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Microlente gravitacional

El microlente gravitacional es un fenómeno astronómico causado por el efecto de lente gravitacional . Permite detectar objetos con masas que van desde la de un planeta hasta la ...

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El microlente gravitacional es un fenómeno astronómico causado por el efecto de lente gravitacional . Permite detectar objetos con masas que van desde la de un planeta hasta la de una estrella, independientemente de la luz que emitan. Normalmente, los astrónomos solo pueden detectar objetos brillantes que emiten mucha luz ( estrellas ) u objetos grandes que bloquean la luz de fondo (nubes de gas y polvo). Estos objetos constituyen solo una pequeña parte de la masa de una galaxia. El microlente permite estudiar objetos que emiten poca o ninguna luz.

Microlente gravitacional de la luz de una estrella distante de fondo producida por un exoplaneta errante que pasa cerca.
Microlente gravitacional de la luz de una estrella de fondo distante por un exoplaneta que pasa con una estrella anfitriona.

Cuando una estrella distante o un cuásar se alinea suficientemente con un objeto masivo y compacto en primer plano, la desviación de la luz debido a su campo gravitatorio, como lo describió Albert Einstein en 1915, produce dos imágenes distorsionadas (generalmente no resueltas ), lo que resulta en una magnificación observable. La escala temporal de este brillo transitorio depende de la masa del objeto en primer plano, así como del movimiento propio relativo entre la "fuente" de fondo y el objeto "lente" en primer plano.

La microlente idealmente alineada produce una barrera clara entre la radiación de la lente y los objetos fuente. Amplifica la fuente distante, revelándola o aumentando su tamaño y/o brillo. Permite el estudio de la población de objetos débiles u oscuros, como enanas marrones , enanas rojas , planetas , enanas blancas , estrellas de neutrones , agujeros negros y objetos masivos compactos del halo . Este tipo de lente funciona en todas las longitudes de onda, magnificando y produciendo una amplia gama de posibles deformaciones para objetos fuente distantes que emiten cualquier tipo de radiación electromagnética.

El microlente gravitacional producido por un objeto aislado se detectó por primera vez en 1989. Desde entonces, se ha utilizado para determinar la naturaleza de la materia oscura , detectar exoplanetas , estudiar el oscurecimiento del limbo en estrellas distantes, determinar la población de estrellas binarias y determinar la estructura del disco de la Vía Láctea. También se ha propuesto el microlente gravitacional como un método para encontrar objetos oscuros como enanas marrones y agujeros negros, estudiar manchas estelares , medir la rotación estelar y analizar cuásares [ 1 ] [ 2 ], incluyendo sus discos de acreción . [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] En 2018, el microlente gravitacional se utilizó para detectar Ícaro , hasta entonces la estrella más distante jamás observada. [ 7 ] [ 8 ]

Cómo funciona

El microlente se basa en el efecto de lente gravitacional . Un objeto masivo (la lente) desvía la luz de un objeto brillante situado en segundo plano (la fuente). Esto puede generar múltiples imágenes distorsionadas, ampliadas y brillantes de la fuente de fondo. [ 9 ]

El microlente gravitacional es causado por el mismo efecto físico que el lente gravitacional fuerte y el lente gravitacional débil, pero se estudia con técnicas de observación muy diferentes. En el lente gravitacional fuerte y débil, la masa de la lente es lo suficientemente grande (masa de una galaxia o cúmulo de galaxias) como para que el desplazamiento de la luz por la lente pueda resolverse con un telescopio de alta resolución como el Telescopio Espacial Hubble . Con el microlente gravitacional, la masa de la lente es demasiado pequeña (masa de un planeta o una estrella) para que el desplazamiento de la luz se observe fácilmente, pero el brillo aparente de la fuente aún puede detectarse. En tal situación, la lente pasará por la fuente en un tiempo razonable, de segundos a años en lugar de millones de años. A medida que cambia la alineación, el brillo aparente de la fuente cambia, y esto puede monitorearse para detectar y estudiar el evento. Por lo tanto, a diferencia de las lentes gravitacionales fuertes y débiles, el microlente gravitacional es un evento astronómico transitorio desde una perspectiva de escala de tiempo humana, [ 10 ] por lo tanto, es un tema de la astronomía de dominio temporal .

A diferencia de los efectos de lente gravitacional fuerte y débil, ninguna observación por sí sola puede determinar si se está produciendo un microlente gravitacional. En cambio, es necesario monitorizar el aumento y la disminución del brillo de la fuente a lo largo del tiempo mediante fotometría . Esta función del brillo en función del tiempo se conoce como curva de luz . A continuación se muestra una curva de luz típica de microlente gravitacional:

Curva de luz típica del evento de microlente gravitacional (OGLE-2005-BLG-006) con su modelo ajustado (rojo).
Typical light curve of gravitational microlensing event (OGLE-2005-BLG-006) with its model fitted (red)

A typical microlensing event like this one has a very simple shape, and only one physical parameter can be extracted: the time scale, which is related to the lens mass, distance, and velocity. There are several effects, however, that contribute to the shape of more atypical lensing events:

  • Lens mass distribution. If the lens mass is not concentrated in a single point, the light curve can be dramatically different, particularly with caustic-crossing events, which may exhibit strong spikes in the light curve. In microlensing, this can be seen when the lens is a binary star or a planetary system.
  • Finite source size. In extremely bright or quickly-changing microlensing events, like caustic-crossing events, the source star cannot be treated as an infinitesimally small point of light: the size of the star's disk and even limb darkening can modify extreme features.
  • Parallax. For events lasting for months, the motion of the Earth around the Sun can cause the alignment to change slightly, affecting the light curve.

Most focus is currently on the more unusual microlensing events, especially those that might lead to the discovery of extrasolar planets.

Otra forma de obtener más información de los eventos de microlente implica medir los desplazamientos astrométricos en la posición de la fuente durante el transcurso del evento [ 11 ] e incluso resolver las imágenes separadas con interferometría . [ 12 ] La primera resolución exitosa de imágenes de microlente se logró con el instrumento GRAVITY en el Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI) . [ 13 ] Cuando las dos imágenes de la fuente no se resuelven (es decir, no son detectables por separado por los instrumentos disponibles), la posición medida es un promedio de las dos posiciones, ponderado por su brillo. Esto se llama la posición del centroide . Si la fuente está, digamos, muy a la "derecha" de la lente, entonces una imagen estará muy cerca de la posición real de la fuente y la otra estará muy cerca de la lente a su izquierda, y muy pequeña o tenue. En este caso, el centroide está prácticamente en la misma posición que la fuente. Si la posición de la fuente en el cielo está cerca de la de la lente y a la derecha, la imagen principal estará un poco más a la derecha de la posición real de la fuente, y el centroide estará a la derecha de la posición real. Pero a medida que la fuente se acerca aún más en el cielo a la posición de la lente, las dos imágenes se vuelven simétricas e iguales en brillo, y el centroide volverá a estar muy cerca de la posición real de la fuente. Cuando la alineación es perfecta, el centroide está exactamente en la misma posición que la fuente (y la lente). En este caso, no habrá dos imágenes, sino un anillo de Einstein alrededor de la lente. [ 14 ] [ 15 ]

Observación de microlentes

El objeto que causó el microlente en NGC 6553 dobló la luz de una estrella gigante roja en el fondo. [ 16 ] [ 17 ]

En la práctica, debido a la precisión y dificultad de predicción de la alineación necesaria, el fenómeno de microlente gravitacional es muy poco frecuente. Por lo tanto, estos eventos suelen detectarse mediante estudios que monitorizan fotométricamente decenas de millones de estrellas potenciales cada pocos días durante varios años. Las galaxias cercanas, como las Nubes de Magallanes, la galaxia de Andrómeda y el bulbo de la Vía Láctea, son campos de fondo densos adecuados para este tipo de estudios.

Eventos de microlente sobre el mapa galáctico observados por GAIA de 2014 a 2018 [ 18 ] [ 19 ] (Cronómetro en la esquina inferior izquierda)

En cada caso, la población de lentes estudiada comprende los objetos entre la Tierra y el campo fuente: para el bulbo galáctico, la población de lentes son las estrellas del disco de la Vía Láctea, y para las galaxias externas, la población de lentes es el halo de la Vía Láctea, así como los objetos en la propia galaxia. La densidad, la masa y la ubicación de los objetos en estas poblaciones de lentes determinan la frecuencia de microlentes a lo largo de esa línea de visión, que se caracteriza por un valor conocido como profundidad óptica debida a microlentes. (Esto no debe confundirse con el significado más común de profundidad óptica , aunque comparte algunas propiedades). La profundidad óptica es, en términos generales, la fracción promedio de estrellas fuente que experimentan microlentes en un momento dado, o equivalentemente la probabilidad de que una estrella fuente dada esté experimentando microlentes en un momento dado. El proyecto MACHO encontró que la profundidad óptica hacia la LMC es de 1,2 × 10 −7 , [ 20 ] y la profundidad óptica hacia el bulbo es de 2,43 × 10 −6 o aproximadamente 1 en 400 000. [ 21 ]

La búsqueda se complica por el hecho de que, por cada estrella que experimenta microlente gravitacional, existen miles de estrellas que cambian de brillo por otras razones (aproximadamente el 2 % de las estrellas en un campo fuente típico son estrellas variables naturales ) y otros eventos transitorios (como novas y supernovas ), y es necesario descartarlos para encontrar eventos de microlente gravitacional reales. Una vez identificado un evento de microlente gravitacional en curso, el programa de monitoreo que lo detecta suele alertar a la comunidad sobre su descubrimiento, para que otros programas especializados puedan seguir el evento con mayor intensidad, con la esperanza de encontrar desviaciones interesantes de la curva de luz típica. Esto se debe a que estas desviaciones, en particular las debidas a exoplanetas, requieren un monitoreo horario para ser identificadas, algo que los programas de observación no pueden proporcionar mientras siguen buscando nuevos eventos. La cuestión de cómo priorizar los eventos en curso para un seguimiento detallado con recursos de observación limitados es muy importante para los investigadores de microlente gravitacional en la actualidad.

Historia

Ya en su libro Las Consultas (consulta número 1), ampliado de 1704 a 1718, Isaac Newton se preguntó si un rayo de luz podría desviarse por la gravedad. En 1801, Johann Georg von Soldner calculó la cantidad de desviación de un rayo de luz de una estrella bajo la gravedad newtoniana. En 1915, Albert Einstein predijo correctamente la cantidad de desviación bajo la Relatividad General , que era el doble de la cantidad predicha por von Soldner. La predicción de Einstein fue validada por una expedición de 1919 dirigida por Arthur Eddington , que fue un gran éxito temprano para la Relatividad General. [ 22 ] En 1924, Orest Chwolson descubrió que el efecto de lente gravitacional podía producir múltiples imágenes de la estrella. Una predicción correcta del brillo concomitante de la fuente, la base del microlente gravitacional, fue publicada en 1936 por Einstein. [ 23 ] Debido a la improbable alineación requerida, concluyó que "no hay muchas posibilidades de observar este fenómeno". El marco teórico moderno de las lentes gravitacionales se estableció con los trabajos de Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) y Sjur Refsdal (1964). [ 1 ]

El efecto de lente gravitacional se observó por primera vez en 1979, en forma de un cuásar afectado por una galaxia en primer plano. Ese mismo año, Kyongae Chang y Sjur Refsdal demostraron que las estrellas individuales en la galaxia lente podían actuar como lentes más pequeñas dentro de la lente principal, provocando que las imágenes del cuásar fuente fluctuaran en una escala de tiempo de meses, también conocida como lente de Chang-Refsdal . [ 24 ] Peter J. Young comprendió entonces que el análisis debía ampliarse para permitir el efecto simultáneo de muchas estrellas. [ 25 ] Bohdan Paczyński fue el primero en utilizar el término "microlente" para describir este fenómeno. Este tipo de microlente es difícil de identificar debido a la variabilidad intrínseca de los cuásares, pero en 1989 Mike Irwin et al. publicaron la detección de microlente de una de las cuatro imágenes en el cuásar " Einstein Cross " en Huchra's Lens . [ 26 ]

En 1986, Paczyński propuso utilizar el microlente gravitacional para buscar materia oscura en forma de objetos compactos masivos del halo galáctico ( MACHOs ) , observando estrellas de fondo en una galaxia cercana. Dos grupos de físicos de partículas que trabajaban en materia oscura escucharon sus charlas y se unieron a astrónomos para formar la colaboración anglo-australiana MACHO y la colaboración francesa EROS.

En 1986, Robert J. Nemiroff predijo la probabilidad de microlente [ 27 ] y calculó curvas de luz básicas inducidas por microlente para varias configuraciones posibles de lente-fuente en su tesis de 1987. [ 28 ]

En 1991, Mao y Paczyński sugirieron que el microlente gravitacional podría usarse para encontrar compañeras binarias de estrellas, y en 1992, Gould y Loeb demostraron que el microlente gravitacional puede usarse para detectar exoplanetas. En 1992, Paczyński fundó el Experimento de Lentes Gravitacionales Ópticas , que comenzó a buscar eventos en la dirección del bulbo galáctico . Los dos primeros eventos de microlente gravitacional en la dirección de la Gran Nube de Magallanes que podrían ser causados ​​por materia oscura fueron reportados en artículos consecutivos de Nature por MACHO [ 29 ] y EROS [ 30 ] en 1993, y en los años siguientes, se continuaron detectando eventos. Los dos primeros eventos detectados por el grupo EROS luego resultaron tener un origen diferente al del microlente gravitacional. [ 31 ] Durante este tiempo, Sun Hong Rhie trabajó en la teoría del microlente gravitacional de exoplanetas para eventos del estudio. La colaboración MACHO finalizó en 1999. Sus datos refutaron la hipótesis de que el 100% del halo oscuro está compuesto por MACHOs, pero encontraron un exceso significativo e inexplicable de aproximadamente el 20% de la masa del halo, que podría deberse a MACHOs o a lentes dentro de la Gran Nube de Magallanes. [ 32 ]

Posteriormente, EROS publicó límites superiores aún más estrictos para MACHOs, [ 31 ] y actualmente no se sabe con certeza si existe algún exceso de microlente en el halo que pudiera deberse a la materia oscura. El proyecto SuperMACHO, actualmente en curso, busca localizar las lentes responsables de los resultados de MACHO.

Aunque no resuelve el problema de la materia oscura, el microlente gravitacional ha demostrado ser una herramienta útil para muchas aplicaciones. Se detectan cientos de eventos de microlente gravitacional al año hacia el bulbo galáctico , donde la profundidad óptica del microlente (debido a las estrellas en el disco galáctico) es aproximadamente 20 veces mayor que a través del halo galáctico. En 2007, el proyecto OGLE identificó 611 candidatos a eventos, y el proyecto MOA (una colaboración entre Japón y Nueva Zelanda) [ 33 ] identificó 488 (aunque no todos los candidatos resultan ser eventos de microlente gravitacional, y hay una superposición significativa entre los dos proyectos). Además de estos estudios, se están llevando a cabo proyectos de seguimiento para estudiar en detalle eventos potencialmente interesantes en curso, principalmente con el objetivo de detectar planetas extrasolares. Estos incluyen MiNDSTEp, [ 34 ] RoboNet, [ 35 ] MicroFUN [ 36 ] y PLANET. [ 37 ]

En septiembre de 2020, astrónomos que utilizaban técnicas de microlente informaron de la detección , por primera vez, de un planeta errante de masa similar a la de la Tierra , sin estar limitado por ninguna estrella y flotando libremente en la galaxia Vía Láctea . [ 38 ] [ 39 ]

El microlente gravitacional no solo magnifica la fuente, sino que también cambia su posición aparente. La duración de este efecto es mayor que la de la magnificación y puede utilizarse para determinar la masa de la lente. En 2022 se informó que esta técnica se utilizó para realizar la primera detección inequívoca de un agujero negro aislado de masa estelar , mediante observaciones del Telescopio Espacial Hubble que abarcaron seis años, comenzando en agosto de 2011, poco después de que se detectara el evento de microlente gravitacional. El agujero negro tiene una masa de aproximadamente 7 veces la masa solar y se encuentra a unos 1,6 kiloparsecs (5,2 kly) de distancia, en Sagitario , mientras que la estrella está a unos 6 kiloparsecs (20 kly) de distancia. Hay millones de agujeros negros aislados en nuestra galaxia, y al estar aislados, emiten muy poca radiación desde su entorno, por lo que solo pueden detectarse mediante microlente gravitacional. Los autores esperan que se encuentren muchos más con futuros instrumentos, específicamente el Telescopio Espacial Nancy Grace Roman y el Observatorio Vera C. Rubin . [ 14 ]  

Matemáticas

Las matemáticas del microlente, junto con la notación moderna, son descritas por Gould [ 40 ] y utilizamos su notación en esta sección, aunque otros autores han utilizado otra notación. El radio de Einstein , también llamado ángulo de Einstein, es el radio angular del anillo de Einstein en caso de alineación perfecta. Depende de la masa de la lente M, la distancia de la lente dL y la distancia de la fuente dS :

θmi=4GRAMOMETROdo2dS−dLdSdL{\displaystyle \theta _{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}-d_{L}}{d_{S}d_{L}}}}}}(en radianes).

Para M igual a 60 masas de Júpiter , d L = 4000 pársecs y d S = 8000 pársecs (típico para un evento de microlente del bulbo), el radio de Einstein es 0,00024 segundos de arco [ 41 ] ( ángulo subtendido por 1 ua a 4000 pársecs). [ 42 ] En comparación, las observaciones ideales basadas en la Tierra tienen una resolución angular de alrededor de 0,4 segundos de arco, 1660 veces mayor. Desdeθmi{\displaystyle \theta _{E}}Es tan pequeño que generalmente no se observa en un evento típico de microlente gravitacional, pero puede observarse en algunos eventos extremos como se describe a continuación.

Aunque no hay un comienzo o final claro de un evento de microlente, por convención se dice que el evento dura mientras la separación angular entre la fuente y la lente sea menor queθmi{\displaystyle \theta _{E}}Por lo tanto, la duración del evento está determinada por el tiempo que tarda el movimiento aparente de la lente en el cielo en recorrer una distancia angular.θmi{\displaystyle \theta _{E}}El radio de Einstein es también del mismo orden de magnitud que la separación angular entre las dos imágenes distorsionadas por la lente, y el desplazamiento astrométrico de las posiciones de las imágenes a lo largo del evento de microlente.

Durante un evento de microlente, el brillo de la fuente se amplifica por un factor de amplificación A. Este factor depende únicamente de la proximidad de la alineación entre el observador, la lente y la fuente. El número adimensional u se define como la separación angular entre la lente y la fuente, dividida porθmi{\displaystyle \theta _{E}}. El factor de amplificación se da en términos de este valor: [ 43 ]

A(tú)=tú2+2tútú2+4.{\displaystyle A(u)={\frac {u^{2}+2}{u{\sqrt {u^{2}+4}}}}.}

Esta función tiene varias propiedades importantes. A(u) siempre es mayor que 1, por lo que el microlente solo puede aumentar el brillo de la estrella fuente, no disminuirlo. A(u) siempre disminuye a medida que u aumenta, por lo que cuanto más cerca esté la alineación, más brillante se vuelve la fuente. A medida que u tiende a infinito, A(u) tiende a 1, por lo que en separaciones amplias, el microlente no tiene efecto. Finalmente, a medida que u tiende a 0, para una fuente puntual A(u) tiende a infinito a medida que las imágenes se aproximan a un anillo de Einstein. Para una alineación perfecta (u = 0), A(u) es teóricamente infinito. En la práctica, los objetos del mundo real no son fuentes puntuales, y los efectos del tamaño finito de la fuente establecerán un límite a la magnitud de la amplificación que puede ocurrir para una alineación muy cercana, [ 44 ] pero algunos eventos de microlente pueden causar un aumento de brillo por un factor de cientos.

A diferencia del macrolente gravitacional, donde la lente es una galaxia o un cúmulo de galaxias, en el microlente u cambia significativamente en un corto período de tiempo. La escala de tiempo relevante se denomina tiempo de Einstein.tmi{\displaystyle t_{E}}y viene dado por el tiempo que tarda la lente en recorrer una distancia angular.θmi{\displaystyle \theta _{E}}en relación con la fuente en el cielo. Para eventos típicos de microlente,tmi{\displaystyle t_{E}}es del orden de unos pocos días a unos pocos meses. La función u(t) se determina simplemente mediante el teorema de Pitágoras:

tú(t)=túmetroinorte2+(t−t0tmi)2.{\displaystyle u(t)={\sqrt {u_{min}^{2}+\left({\frac {t-t_{0}}{t_{E}}}\right)^{2}}}.}

El valor mínimo de u, denominado u min , determina el brillo máximo del evento.

En un evento típico de microlente gravitacional, la curva de luz se ajusta bien al suponer que la fuente es un punto, la lente es una masa puntual y se mueve en línea recta: la aproximación de fuente puntual-lente puntual . En estos eventos, el único parámetro físicamente significativo que se puede medir es la escala de tiempo de Einstein.tmi{\displaystyle t_{E}}Dado que esta magnitud observable es una función degenerada de la masa, la distancia y la velocidad de la lente, no podemos determinar estos parámetros físicos a partir de un solo evento.

Sin embargo, en algunos eventos extremos,θmi{\displaystyle \theta _{E}}puede ser medible, mientras que otros eventos extremos pueden sondear un parámetro adicional: el tamaño del anillo de Einstein en el plano del observador, conocido como el radio de Einstein proyectado :r~mi{\displaystyle {\tilde {r}}_{E}}Este parámetro describe cómo el evento se verá diferente para dos observadores en ubicaciones diferentes, como un observador satelital. El radio de Einstein proyectado está relacionado con los parámetros físicos de la lente y la fuente mediante

r~mi=4GRAMOMETROdo2dSdLdS−dL.{\displaystyle {\tilde {r}}_{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}d_{L}}{d_{S}-d_{L}}}}}.}

Desde el punto de vista matemático, resulta conveniente utilizar los inversos de algunas de estas cantidades. Estos son los movimientos propios de Einstein.

μ→mi=tmi−1{\displaystyle {\vec {\mu }}_{E}={t_{E}}^{-1}}

y la paralaje de Einstein

π→mi=r~mi−1.{\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}={{\tilde {r}}_{E}}^{-1}.}

Estas cantidades vectoriales apuntan en la dirección del movimiento relativo de la lente con respecto a la fuente. Algunos eventos extremos de microlente solo pueden restringir un componente de estas cantidades vectoriales. Si estos parámetros adicionales se midieran completamente, los parámetros físicos de la lente podrían resolverse, obteniendo la masa, la paralaje y el movimiento propio de la lente como

METRO=do24GRAMOθmir~mi,{\displaystyle M={\frac {c^{2}}{4G}}\theta _ {E}{\tilde {r}}_{E},}
πL=πmiθmi+πS,{\displaystyle \pi _{L}=\pi _{E}\theta _{E}+\pi _{S},}
μL=μmiθmi+μS.{\displaystyle \mu _{L}=\mu _{E}\theta _{E}+\mu _{S}.}

Eventos de microlente gravitacional extremos

En un evento típico de microlente gravitacional, la curva de luz se ajusta bien al suponer que la fuente es un punto, la lente es una masa puntual y se mueve en línea recta: la aproximación de fuente puntual-lente puntual . En estos eventos, el único parámetro físicamente significativo que se puede medir es la escala de tiempo de Einstein.tmi{\displaystyle t_{E}}Sin embargo, en algunos casos, los eventos pueden analizarse para obtener los parámetros adicionales del ángulo de Einstein y la paralaje:θmi{\displaystyle \theta _{E}}yπmi{\displaystyle \pi _{E}}Estos incluyen eventos de muy alta magnificación, lentes binarias, paralaje y eventos xallarap , y eventos donde la lente es visible.

Eventos que dan lugar al ángulo de Einstein

Aunque el ángulo de Einstein es demasiado pequeño para ser visible directamente desde un telescopio terrestre, se han propuesto varias técnicas para observarlo.

Si la lente pasa directamente frente a la estrella fuente, entonces el tamaño finito de la estrella fuente se convierte en un parámetro importante. La estrella fuente debe tratarse como un disco en el cielo, no como un punto, rompiendo la aproximación de fuente puntual y causando una desviación de la curva de microlente tradicional que dura tanto como el tiempo que tarda la lente en cruzar la fuente, conocida como curva de luz de fuente finita . La longitud de esta desviación se puede utilizar para determinar el tiempo necesario para que la lente cruce el disco de la estrella fuente.tS{\displaystyle t_{S}}. Si el tamaño angular de la fuenteθS{\displaystyle \theta _{S}}Se sabe que el ángulo de Einstein se puede determinar como

θmi=θStmitS.{\displaystyle \theta _{E}=\theta _{S}{\frac {t_{E}}{t_{S}}}.}

Estas mediciones son raras, ya que requieren una alineación extrema entre la fuente y la lente. Son más probables cuandoθS/θmi{\displaystyle \theta _{S}/\theta _{E}}es (relativamente) grande, es decir, para fuentes gigantes cercanas con lentes de baja masa de movimiento lento cerca de la fuente.

En los eventos de fuente finita, distintas partes de la estrella fuente se magnifican a diferentes ritmos en distintos momentos durante el evento. Por lo tanto, estos eventos pueden utilizarse para estudiar el oscurecimiento del limbo de la estrella fuente.

Lentes binarias

Si la lente es un sistema estelar binario con una separación aproximada al radio de Einstein, el patrón de magnificación es más complejo que en las lentes de estrellas individuales. En este caso, normalmente se forman tres imágenes cuando la lente está lejos de la fuente, pero existe un rango de alineaciones donde se crean dos imágenes adicionales. Estas alineaciones se conocen como cáusticas . En estas alineaciones, la magnificación de la fuente es formalmente infinita bajo la aproximación de fuente puntual.

Los cruces de cáusticas en lentes binarias pueden ocurrir con una gama más amplia de geometrías de lentes que en una lente simple. Al igual que una cáustica de fuente de lente simple, la fuente tarda un tiempo finito en cruzar la cáustica. Si este tiempo de cruce de cáusticatS{\displaystyle t_{S}}se puede medir, y si se conoce el radio angular de la fuente, entonces también se puede determinar el ángulo de Einstein.

Al igual que en el caso de una sola lente, donde la magnificación de la fuente es formalmente infinita, las lentes binarias de cruce cáustico magnificarán diferentes porciones de la estrella fuente en distintos momentos. De este modo, pueden analizar la estructura de la fuente y el oscurecimiento de su limbo.

Eventos que producen la paralaje de Einstein

En principio, la paralaje de Einstein se puede medir haciendo que dos observadores observen simultáneamente el evento desde diferentes ubicaciones, por ejemplo, desde la Tierra y desde una nave espacial distante. [ 45 ] La diferencia en la amplificación observada por los dos observadores produce el componente deπ→mi{\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}}perpendicular al movimiento de la lente, mientras que la diferencia en el tiempo de máxima amplificación produce el componente paralelo al movimiento de la lente. Esta medición directa se ha reportado [ 46 ] utilizando el Telescopio Espacial Spitzer . En casos extremos, las diferencias pueden incluso ser medibles a partir de pequeñas diferencias observadas desde telescopios en diferentes ubicaciones de la Tierra, es decir, paralaje terrestre. [ 47 ]

La paralaje de Einstein también se puede medir mediante la paralaje orbital; el movimiento del observador, causado por la rotación de la Tierra alrededor del Sol y del Sol a través de la Galaxia, implica que un evento de microlente se observa desde diferentes ángulos en cada época de observación. Esto se informó por primera vez en 1995 [ 48 ] y se ha informado en un puñado de eventos desde entonces. La paralaje, en eventos de lente puntual, se puede medir mejor para eventos de escala de tiempo larga, con una granπmi{\displaystyle \pi _{E}}, es decir, a partir de lentes de baja masa y movimiento lento, que están cerca del observador.

Si la estrella fuente es un sistema binario , también tendrá un movimiento relativo adicional, lo que puede provocar cambios detectables en la curva de luz. Este efecto se conoce como Xallarap (paralaje escrito al revés).

Detección de planetas extrasolares

Microlente gravitacional de un planeta extrasolar

Si el objeto que actúa como lente es una estrella con un planeta orbitándola, se trata de un ejemplo extremo de un evento de lente binaria. Si la fuente atraviesa una cáustica, las desviaciones de un evento estándar pueden ser grandes incluso para planetas de baja masa. Estas desviaciones nos permiten inferir la existencia y determinar la masa y la separación del planeta alrededor de la lente. Las desviaciones suelen durar unas pocas horas o unos pocos días. Dado que la señal es más fuerte cuando el evento en sí es más fuerte, los eventos de alta magnificación son los candidatos más prometedores para un estudio detallado. Normalmente, un equipo de observación notifica a la comunidad cuando descubre un evento de alta magnificación en curso. Los grupos de seguimiento monitorean intensivamente el evento en curso, con la esperanza de obtener una buena cobertura de la desviación si ocurre. Cuando el evento termina, la curva de luz se compara con modelos teóricos para encontrar los parámetros físicos del sistema. Los parámetros que se pueden determinar directamente de esta comparación son la relación de masa del planeta con respecto a la estrella, y la relación entre la separación angular estrella-planeta y el ángulo de Einstein. A partir de estas proporciones, junto con ciertas suposiciones sobre la estrella lente, se puede estimar la masa del planeta y su distancia orbital.

Las barras negras indican los exoplanetas descubiertos mediante microlentes gravitacionales, por año, hasta 2014.

El primer éxito de esta técnica se logró en 2003 por OGLE y MOA del evento de microlente OGLE 2003–BLG–235 (o MOA 2003–BLG–53) . Al combinar sus datos, encontraron que la masa del planeta más probable era 1,5 veces la masa de Júpiter. [ 49 ] Hasta abril de 2020, se habían detectado 89 exoplanetas mediante este método. [ 50 ] Ejemplos notables incluyen OGLE-2005-BLG-071Lb , [ 51 ] OGLE-2005-BLG-390Lb , [ 52 ] OGLE-2005-BLG-169Lb , [ 53 ] dos exoplanetas alrededor de OGLE-2006-BLG-109L , [ 54 ] y MOA-2007-BLG-192Lb . [ 55 ] Cabe destacar que, en el momento de su anuncio en enero de 2006, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb probablemente tenía la masa más baja de cualquier exoplaneta conocido que orbita una estrella regular, con una mediana de 5,5 veces la masa de la Tierra y una incertidumbre de aproximadamente un factor de dos. Este récord fue disputado en 2007 por Gliese 581 c con una masa mínima de 5 masas terrestres, y desde 2009 Gliese 581 e es el exoplaneta "regular" más ligero conocido, con un mínimo de 1,9 masas terrestres. En octubre de 2017, se informó sobre OGLE-2016-BLG-1190Lb , un exoplaneta extremadamente masivo (o posiblemente una enana marrón ), aproximadamente 13,4 veces la masa de Júpiter . [ 56 ]

Al comparar este método de detección de planetas extrasolares con otras técnicas, como el método de tránsito , una ventaja es que la intensidad de la desviación planetaria no depende tanto de la masa del planeta como en otras técnicas. Esto hace que el microlente sea idóneo para encontrar planetas de baja masa. Además, permite detectar planetas más alejados de la estrella anfitriona que la mayoría de los demás métodos. Una desventaja es que el seguimiento del sistema de lentes es muy difícil una vez finalizado el evento, ya que se requiere mucho tiempo para que la lente y la fuente se separen lo suficiente como para poder distinguirlas individualmente.

Una lente atmosférica terrestre propuesta por Yu Wang en 1998 que utilizaría la atmósfera de la Tierra como una gran lente también podría obtener imágenes directas de exoplanetas cercanos potencialmente habitables. [ 57 ]

experimentos de microlentes

Existen dos tipos básicos de experimentos de microlente gravitacional. Los grupos de "búsqueda" utilizan imágenes de campo amplio para detectar nuevos eventos de microlente. Los grupos de "seguimiento" suelen coordinar telescopios de todo el mundo para proporcionar una cobertura intensiva de eventos específicos. Los experimentos iniciales tenían nombres algo atrevidos hasta la formación del grupo PLANET. Actualmente existen propuestas para construir nuevos satélites especializados en microlente gravitacional o para utilizar otros satélites en el estudio de este fenómeno.

Buscar colaboraciones

  • Alard; Mao; Guibert (1995). "Objeto DUO 2: Un nuevo candidato a lente binaria". Astronomía y Astrofísica . 300 : L17. arXiv : astro-ph/9506101 . Bibcode : 1995A & A...300L..17A .Búsqueda en placas fotográficas del abultamiento.
  • Experience de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993–2002) Colaboración mayoritariamente francesa. EROS1: Búsqueda fotográfica de placas de la Gran Nube de Magallanes (LMC). EROS2: Búsqueda con CCD de la LMC, la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), el bulbo y los brazos espirales.
  • MACHO (1993–1999) Colaboración entre Australia y EE. UU. Búsqueda mediante CCD del bulbo galáctico y la Gran Nube de Magallanes.
  • Experimento de Lentes Gravitacionales Ópticas (OGLE) (1992 – ), colaboración polaca establecida por Paczynski y Udalski . Telescopio dedicado de 1,3 m en Chile operado por la Universidad de Varsovia. Objetivos en el bulbo galáctico y las Nubes de Magallanes.
  • Observaciones de Microlentes en Astrofísica (MOA) (1998 – ), colaboración entre Japón y Nueva Zelanda. Telescopio dedicado de 1,8 m en Nueva Zelanda. Objetivos en el bulbo galáctico y las nubes de Magallanes.
  • SuperMACHO (2001 – ), sucesor de la colaboración MACHO, utilizó  el telescopio CTIO de 4 m para estudiar las débiles microlentes de la Gran Nube de Magallanes.

Colaboraciones de seguimiento

Lente de píxeles de la galaxia de Andrómeda

  • MEGA
  • ÁGAPE (en francés)
  • WeCAPP
  • El proyecto Angstrom
  • PLAN archivado el 22 de julio de 2011 en Wayback Machine.

Experimentos satelitales propuestos

  • Telescopio de Sondeo de Exoplanetas Galácticos (GEST) Archivado el 16 de mayo de 2001 en Wayback Machine.
  • El proyecto SIM Microlensing Key Project habría utilizado la astrometría de altísima precisión del satélite Space Interferometry Mission para resolver la degeneración de las microlentes y medir la masa, la distancia y la velocidad de las lentes. Este satélite se pospuso varias veces y finalmente se canceló en 2010.
  • El Telescopio Espacial Nancy Grace Roman , que la NASA está preparando para su lanzamiento a mediados de la década de 2020, incluirá un estudio de microlentes gravitacionales junto con otros estudios. Los datos demográficos de microlentes complementarán los de las misiones Kepler y TESS , con una mayor sensibilidad para detectar planetas como la Tierra y Marte, que tienen más probabilidades de ser planetas rocosos en la zona habitable de sus estrellas.

Véase también

Referencias

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