Microlente gravitacional

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Lente gravitacional
A Horseshoe Einstein Ring from Hubble.JPG
Anillo de Einstein

Lente gravitacional

Lente fuerte

Microlente

Lentes débiles


Una microlente gravitacional es un fenómeno astronómico debido al efecto de la lente gravitacional. Se puede usar para detectar objetos que van desde la masa de un planeta hasta la masa de una estrella, independientemente de la luz que emitan. Típicamente, 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 porción de la masa de una galaxia. Los microlentes gravitacionales permiten el estudio de objetos que emiten poca o ninguna luz.

Cuando una estrella o cuásar distante se alinea lo suficiente con un objeto plano compacto masivo, la flexión de la luz debida a su campo gravitacional, según lo discutido por Einstein en 1915, conduce a dos imágenes distorsionadas sin resolver que resultan en un aumento observable. La escala de tiempo del brillo transitorio depende de la masa del objeto en primer plano, así como del movimiento relativo relativo entre la "fuente" de fondo y el objeto "lente" de primer plano.

Como las observaciones de microlente no dependen de la radiación recibida del objeto de la lente, este efecto permite a los astrónomos estudiar objetos masivos sin importar cuán débil sea. Por lo tanto, es una técnica ideal para estudiar la población galáctica de objetos tan tenues u oscuros como enanas marrones, enanas rojas, planetas, enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros y objetos astrofísicos masivos de halo compacto. Además, el efecto de microlente es independiente de la longitud de onda, lo que permite el uso de objetos fuente distantes que emiten cualquier tipo de radiación electromagnética.

Microlente de un objeto aislado se detectó por primera vez en 1989. Desde entonces, el microlente se ha utilizado para restringir la naturaleza de la materia oscura, detectar exoplanetas, estudiar el oscurecimiento de las extremidades en estrellas distantes, restringir la población de estrellas binarias y restringir la estructura de la Disco de Milky Way. Microlente también se ha propuesto como un medio para encontrar objetos oscuros como enanas marrones y agujeros negros, estudiar manchas estelares, medir la rotación estelar y quásares sonda,[1][2]​ incluyendo sus discos de acreción.[3][4][5][6]

Cómo funciona[editar]

Microlente se basa en el efecto de lente gravitacional. Un objeto masivo (la lente) doblará la luz de un objeto de fondo brillante (la fuente). Esto puede generar múltiples imágenes distorsionadas, magnificadas e iluminadas de la fuente de fondo.[7]

Es causada por el mismo efecto físico que lentes fuertes y lentes débiles, pero se estudia utilizando técnicas de observación muy diferentes. En lentes fuertes y débiles, la masa de la lente es lo suficientemente grande (masa de una galaxia o un cúmulo de galaxias) que el desplazamiento de la luz por la lente se puede resolver con un telescopio de alta resolución como el Telescopio Espacial Hubble. Con la microlente, la masa de la lente es demasiado baja (masa de un planeta o una estrella) para que el desplazamiento de la luz se observe fácilmente, pero aún se puede detectar el brillo aparente de la fuente. En tal situación, la lente pasará por la fuente en un tiempo razonable, segundos o años en lugar de millones de años. A medida que la alineación cambia, el brillo aparente de la fuente cambia, y esto se puede controlar para detectar y estudiar el evento. Por lo tanto, a diferencia de las lentes gravitacionales fuertes y débiles, un evento de microlente es un fenómeno transitorio desde una perspectiva de escala de tiempo humana.[8]

A diferencia de las lentes fuertes y débiles, ninguna observación puede establecer que se está produciendo microlente. En cambio, el aumento y la disminución del brillo de la fuente deben controlarse a lo largo del tiempo utilizando la fotometría. Esta función de brillo versus tiempo se conoce como curva de luz. Una curva de luz de microlente típica se muestra a continuación:

Typical light curve of gravitational microlensing event (OGLE-2005-BLG-006) with its model fitted (red)

Un evento de microlente típico como este tiene una forma muy simple, y solo se puede extraer un parámetro físico: la escala de tiempo, que está relacionada con la masa del objetivo, la distancia y la velocidad. Sin embargo, hay varios efectos que contribuyen a la forma de eventos de lentes más atípicos:

  • Distribución de masa del objetivo Si la masa de la lente no está concentrada en un solo punto, la curva de luz puede ser dramáticamente diferente, particularmente con los eventos de cruce cáustico, que pueden exhibir fuertes picos en la curva de luz. En la microlente, esto se puede ver cuando la lente es una estrella binaria o un sistema planetario.
  • Tamaño de fuente finito. En eventos de microlente extremadamente brillantes o que cambian rápidamente, como los eventos de cruce cáustico, la estrella fuente no puede tratarse como un punto de luz infinitesimalmente pequeño: el tamaño del disco de la estrella e incluso el oscurecimiento de las extremidades puede modificar características extremas.
  • Paralaje. Para eventos que duran meses, el movimiento de la Tierra alrededor del Sol puede causar que la alineación cambie ligeramente, afectando la curva de luz.

La mayor parte del enfoque se centra actualmente en los eventos de microlente más inusuales, especialmente aquellos que podrían conducir al descubrimiento de planetas extrasolares. Aunque aún no se ha observado, otra forma de obtener más información de los eventos de microlentes que pronto pueden ser factibles es medir los cambios astrométricos en la posición de la fuente durante el curso del evento[9]​ e incluso resolver las imágenes separadas con interferometría.[10]

Observando la microlente[editar]

El objeto que causa la microlente en NGC 6553 inclinó la luz de una estrella gigante roja en el fondo.[11][12][13]

En la práctica, debido a que la alineación necesaria es tan precisa y difícil de predecir, la microlentea es muy rara. Los eventos, por lo tanto, generalmente se encuentran con encuestas, que monitorean fotométricamente decenas de millones de estrellas fuente potenciales, cada pocos días durante varios años. Los campos de fondo denso adecuados para tales estudios son las galaxias cercanas, como las Nubes de Magallanes y la galaxia de Andrómeda, y la Vía Láctea. En cada caso, la población de lentes estudiada comprende los objetos entre la Tierra y el campo de origen: para el bulbo, la población de lentes son las estrellas de 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 otra galaxia en sí. La densidad, masa y ubicación de los objetos en estas poblaciones de lentes determina la frecuencia de microlentes a lo largo de esa línea de visión, que se caracteriza por un valor conocido como profundidad óptica debido a la microlente. (Esto no debe confundirse con el significado más común de la profundidad óptica, aunque comparte algunas propiedades.) La profundidad óptica es, en términos generales, la fracción promedio de las estrellas fuente sometidas a microlente en un momento dado, o equivalente a la probabilidad de que un la estrella fuente dada se somete a lentes en un momento dado. El proyecto MACHO encontró que la profundidad óptica hacia el LMC era 1.2×10-7,[14]​ y la profundidad óptica hacia la protuberancia es 2.43×10-6 o aproximadamente 1 en 400,000.[15]

Para complicar la búsqueda está el hecho de que por cada estrella sometida a microlente, hay miles de estrellas que cambian de brillo por otras razones (alrededor del 2% de las estrellas en un campo fuente típico son estrellas naturalmente variables) y otros eventos transitorios (como novas y supernovas), y estos deben eliminarse para encontrar verdaderos eventos de microlente. Después de que se identifica un evento de microlente en progreso, el programa de monitoreo que lo detecta a menudo alerta a la comunidad sobre su descubrimiento, de modo que otros programas especializados puedan seguir el evento más intensamente, con la esperanza de encontrar desviaciones interesantes de la curva de luz típica. Esto se debe a que estas desviaciones, particularmente las debidas a exoplanetas, requieren que se identifique el monitoreo por hora, que los programas de la encuesta no pueden proporcionar mientras se siguen buscando nuevos eventos. La cuestión de cómo priorizar los eventos en progreso para un seguimiento detallado con recursos limitados de observación es muy importante para los investigadores de microlentes de hoy.

Historia[editar]

En 1704, Isaac Newton sugirió que un rayo de luz podría ser desviado por la gravedad. En 1801, Johann Georg von Soldner calculó la cantidad de deflexión de un rayo de luz de una estrella bajo la gravedad newtoniana. En 1915, Einstein predijo correctamente la cantidad de deflexión bajo la Relatividad general, que era el doble de la cantidad pronosticada 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.[16]​ En 1924, Orest Chwolson descubrió que las lentes podían producir imágenes múltiples de la estrella. Una predicción correcta de la iluminación concomitante de la fuente, la base de la microlente, fue publicada en 1936 por Einstein.[17]​ Debido a la improbable alineación requerida, concluyó que "no hay grandes posibilidades de observar este fenómeno". El marco teórico moderno de las lentes gravitacionales se estableció con obras de Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) y Sjur Refsdal (1964).[1]

La lente gravitacional se observó por primera vez en 1979, en la forma de un cuásar con lente de una galaxia en primer plano. Ese mismo año, Kyongae Chang y Sjur Refsdal mostraron que las estrellas individuales en la galaxia de la lente podían actuar como lentes más pequeñas dentro de la lente principal, lo que causaba fluctuaciones en las imágenes del cuásar en una escala de meses, también conocida como lente Chang-Refsdal.[18]Bohdan Paczyński utilizó por primera vez el término "microlente" para describir este fenómeno. Este tipo de microlente es difícil de identificar debido a la variabilidad intrínseca de los cuásares.

En 1986, Paczyński propuso usar microlentes para buscar materia oscura en forma de objeto masivo de halo compacto (MACHO) en el halo galáctico, mediante la observación de estrellas de fondo en una galaxia cercana. Dos grupos de físicos de partículas que trabajan en materia oscura escucharon sus charlas y se unieron a los astrónomos para formar la colaboración anglo-australiana MACHO[19]​ y la francesa EROS.[20]

En 1986, Robert J. Nemiroff predijo la probabilidad de microlente[21]​ y calculó las curvas de luz inducidas por microlentes básicas para varias configuraciones posibles de lente-fuente en su tesis de 1987.[22]

En 1991, Mao y Paczyński sugirieron que la microlentencia podría usarse para encontrar compañeros binarios para las estrellas, y en 1992 Gould y Loeb demostraron que la microlentencia puede usarse para detectar exoplanetas. En 1992, Paczyński fundó el experimento de microlente OGLE,[23]​ que comenzó a buscar eventos en la dirección del Centro galáctico.

A pesar de no resolver el problema de la materia oscura, se ha demostrado que la microlente es una herramienta útil para muchas aplicaciones. Cientos de eventos de microlente se detectan cada año hacia el centro galáctico, donde la profundidad óptica de 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 al evento, y el proyecto MOA (una colaboración entre Japón y Nueva Zelanda)[24]​ identificó 488 (aunque no todos los candidatos resultan ser eventos de microlente, y hay una superposición significativa entre los dos proyectos). Además de estas encuestas, se están llevando a cabo proyectos de seguimiento para estudiar en detalle eventos potencialmente interesantes en progreso, principalmente con el objetivo de detectar planetas extrasolares. Estos incluyen MiNDSTEp,[25]​ RoboNet, MicroFUN[26]​ and PLANET.[27]

Eventos de microlentes extremos[editar]

En un evento de microlente típico, la curva de luz se ajusta bien al asumir que la fuente es un punto, la lente es una masa de un solo punto y la lente se mueve en línea recta: la aproximación de la lente puntual de punto de origen. En estos eventos, el único parámetro físicamente significativo que se puede medir es la escala de tiempo de Einstein . Sin embargo, en algunos casos, los eventos pueden analizarse para obtener los parámetros adicionales del ángulo y del paralaje de Einstein: and . Estos incluyen eventos de gran aumento, lentes binarios, paralaje y eventos xallarap, y eventos donde la lente es visible.

Eventos que producen el ángulo de Einstein[editar]

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

Si la lente pasa directamente en frente de 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 punto-fuente y causando una desviación de la curva de microlente tradicional que dura tanto como el tiempo para que la lente cruce la fuente, conocida como una curva de luz de fuente finita. La longitud de esta desviación se puede usar para determinar el tiempo necesario para que la lente cruce el disco de la estrella de origen .Si se conoce el tamaño angular de la fuente el ángulo de Einstein se puede determinar como

Estas mediciones son raras, ya que requieren una alineación extrema entre la fuente y la lente. Son más probables cuando es (relativamente) grande, es decir, para fuentes gigantes cercanas con lentes de baja masa y movimiento lento cerca de la fuente.

En eventos fuente finitos, diferentes partes de la estrella fuente se amplifican a diferentes velocidades en diferentes momentos durante el evento. Por lo tanto, estos eventos se pueden utilizar para estudiar el oscurecimiento de la extremidad de la estrella fuente.

Lentes binarios[editar]

Si la lente es una estrella binaria con una separación de aproximadamente el radio de Einstein, el patrón de ampliación es más complejo que en las lentes estrella individuales. En este caso, normalmente hay tres imágenes cuando la lente está lejos de la fuente, pero hay un rango de alineaciones donde se crean dos imágenes adicionales. Estas alineaciones se conocen como cáusticas. En estas alineaciones, la ampliación de la fuente es formalmente infinita bajo la aproximación punto-fuente.

Los cruces cáusticos en lentes binarias pueden ocurrir con una gama más amplia de geometrías de lente que en una sola lente. Al igual que una fuente cáustica de una sola lente, la fuente tarda un tiempo finito en cruzar el cáustico. Si se puede medir este tiempo de cruce cáustico y si se conoce el radio angular de la fuente, entonces nuevamente se puede determinar el ángulo de Einstein.

Como en el caso de una sola lente cuando la ampliación de la fuente es formalmente infinita, las lentes binarias de cruce cáustico magnificarán diferentes porciones de la estrella fuente en diferentes momentos. De este modo, pueden sondear la estructura de la fuente y el oscurecimiento de sus extremidades.

Eventos que producen la paralaje de Einstein[editar]

En principio, el paralaje de Einstein se puede medir teniendo dos observadores observando el evento simultáneamente desde diferentes lugares, por ejemplo, desde la tierra y desde una nave espacial distante.[28]​ La diferencia en la amplificación observada por los dos observadores produce el componente de perpendicular al movimiento de la lente mientras el La diferencia en el tiempo de amplificación máxima produce el componente paralelo al movimiento de la lente. Esta medición directa se informó recientemente[29]​ utilizando el Telescopio Espacial Spitzer. En casos extremos, las diferencias pueden medirse incluso a partir de pequeñas diferencias vistas desde los telescopios en diferentes lugares de la Tierra.[30]

Más típicamente, la paralaje de Einstein se mide a partir del movimiento no lineal del observador causado por la rotación de la tierra alrededor del sol. Se informó por primera vez en 1995 y se ha informado en un puñado de eventos desde entonces.

Si la estrella fuente es una estrella binaria, también tendrá un movimiento no lineal que también puede causar cambios leves pero detectables en la curva de luz. Este efecto se conoce como Xallarap (paralaje deletreado al revés).

Detección de planetas extrasolares[editar]

Microlente gravitacional de un planeta extrasolar.

Si el objeto de lente es una estrella con un planeta en órbita, este es un ejemplo extremo de un evento de lente binario. Si la fuente cruza un cáustico, 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. Debido a que la señal es más fuerte cuando el evento en sí es más fuerte, los eventos de gran aumento son los candidatos más prometedores para un estudio detallado. Típicamente, un equipo de encuesta notifica a la comunidad cuando descubren un evento de gran aumento en progreso. Los grupos de seguimiento luego monitorean intensamente el evento en curso, con la esperanza de obtener una buena cobertura de la desviación si ocurre. Cuando termina el evento, la curva de luz se compara con los modelos teóricos para encontrar los parámetros físicos del sistema. Los parámetros que se pueden determinar directamente a partir de esta comparación son la relación de masa del planeta a la estrella y la relación de la separación angular estrella-planeta al ángulo de Einstein. A partir de estas relaciones, junto con las suposiciones sobre la estrella del lente, se puede estimar la masa del planeta y su distancia orbital.

Se descubrieron exoplanetas usando microlentes, por año, hasta 2014.

Comparando 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 de la masa planetaria tan fuertemente como lo hacen los efectos en otras técnicas. Esto hace que la microlente sea adecuada para encontrar planetas de baja masa. También permite la detección de planetas más alejados de la estrella anfitriona que la mayoría de los otros métodos. Una desventaja es que el seguimiento del sistema de lentes es muy difícil después de que el evento ha finalizado, ya que toma mucho tiempo para que la lente y la fuente se separen suficientemente para resolverlas por separado.

Experimentos de microlente[editar]

Hay dos tipos básicos de experimentos de microlentes. Los grupos de "búsqueda" usan imágenes de gran campo para encontrar nuevos eventos de microlente. Los grupos de "seguimiento" a menudo coordinan telescopios en todo el mundo para proporcionar una cobertura intensiva de eventos seleccionados. Todos los experimentos iniciales tenían nombres algo atrevidos hasta la formación del grupo PLANET. Existen propuestas actuales para construir nuevos satélites microlentes especializados o para usar otros satélites para estudiar la microlente.

Colaboraciones de búsqueda[editar]

  • Alard; Mao; Guibert (1995). «Objeto DUO 2: un nuevo candidato para lentes binarias». arXiv:astro-ph/9506101

 [astro-ph]. Búsqueda de placa fotográfica de bulto.

  • Experiencia de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993-2002) Colaboración en gran parte francesa. EROS1: búsqueda de placas fotográficas de LMC: EROS2: búsqueda CCD de LMC, SMC, bulbo y brazos espirales.
  • MACHO (1993-1999) Colaboración de Australia y EE. UU. Búsqueda CCD de bulto y LMC.
  • Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) (1998 -), colaboración entre Japón y Nueva Zelanda. Telescopio dedicado de 1.8m en Nueva Zelanda. Objetivos sobre bulge y nubes de Magallanes.
  • SuperMACHO (2001-), sucesor de la colaboración de MACHO usó un telescopio CTIO de 4m para estudiar las micro lentes LMC débiles.

Follow-up collaborations[editar]

Colaboraciones de lente de píxeles galaxy de Andrómeda[editar]

Experimentos satelitales propuestos[editar]

Referencias[editar]

  1. a b Joachim Wambsganss (2006). Microlente gravitacional. «Lente gravitacional: fuerte, débil y micro.». Conferencias Saas-Fee, Springer-Verlag. Cursos avanzados Saas-Fee 33. pp. 453-540. ISBN 978-3-540-30309-1. doi:10.1007/978-3-540-30310-7_4. 
  2. Kochanek, C. S. (2004). «Interpretación cuantitativa de las curvas de luz de microlente Quasar». El diario astrofísico (The Astrophysical Journal) 605: 58-77. Bibcode:2004ApJ...605...58K. arXiv:astro-ph/0307422. doi:10.1086/382180. 
  3. Poindexter, Shawn; Morgan, Nicholas; Kochanek, Christopher S. (2008). «La estructura espacial de un disco de acreción». El diario astrofísico (The Astrophysical Journal) 673: 34-38. Bibcode:2008ApJ...673...34P. arXiv:0707.0003. doi:10.1086/524190. 
  4. Eigenbrod, A.; Courbin, F.; Meylan, G.; Agol, E.; Anguita, T.; Schmidt, R. W.; Wambsganss, J. (2008). «Variabilidad de microlente en el cuásar de lentes gravitacionales QSO 2237+0305 = la Cruz de Einstein. II. Perfil de energía del disco de acreción». Astronomía y Astrofísica 490 (3): 933-943. Bibcode:2008A&A...490..933E. arXiv:0810.0011. doi:10.1051/0004-6361:200810729. 
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  6. Floyd, David J. E.; Bate, N. F.; Webster, R. L. (2009). «Disco de acreción en el quásar SDSS J0924+0219». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 398: 233-239. Bibcode:2009MNRAS.398..233F. arXiv:0905.2651. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15045.x. 
  7. Refsdal, S. (1964). «El efecto de lente gravitacional». Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society 128 (4): 295-306. Bibcode:1964MNRAS.128..295R. doi:10.1093/mnras/128.4.295. 
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  15. Alcock; Allsman; Alves; Axelrod; Becker; Bennett; Cook; Drake et al. (2000). «The MACHO project: Microlensing Optical Depth towards the Galactic Bulge from Difference Image Analysis». Astrophysical Journal 541 (2): 734-766. Bibcode:2000ApJ...541..734A. arXiv:astro-ph/0002510. doi:10.1086/309484. 
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Enlaces externos[editar]