Astronomía

¿Se observa difracción de luz en lentes / microlentes gravitacionales?

¿Se observa difracción de luz en lentes / microlentes gravitacionales?


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Por lo que entiendo, los efectos de la óptica de ondas, como por ejemplo, la difracción en un cáustico, son apenas observables en la lente gravitacional. ¿Hay alguna observación en la que se hayan visto los patrones de difracción de la luz visible? Si no es visible, ¿qué longitud de onda?


No estoy seguro de cómo definir los "bordes" u oscurecimientos en un caso de lentes gravitacionales. La imagen que producimos en la Tierra es la combinación de los elementos de la lente de nuestro telescopio local y la "lente gravitacional" que un trillón de Kessel huye de nosotros. Incluso si usa la premisa de que el agujero negro en sí es un oscurecimiento central que debería causar una Mancha de Arago, no creo que ningún otro efecto similar a la difracción sea observable desde una distancia tan grande. Todos los frentes de onda de luz que pasan a través de la región GravLens continúan expandiéndose, terminando casi en paralelo desde el punto de vista de la Tierra.


¿Se observa difracción de luz en lentes / microlentes gravitacionales? - Astronomía

Existe una abrumadora evidencia de que la mayoría de la masa en galaxias ordinarias como la nuestra no es detectada por su absorción o emisión de luz. Si esta masa tiene la forma de objetos de halo compactos masivos (Machos), puede detectarse a través de su microlente gravitacional de estrellas de fondo. El Proyecto MACHO está buscando esta materia oscura galáctica monitoreando millones de estrellas en las Nubes de Magallanes y el bulbo galáctico en un intento por detectar eventos raros de microlentes causados ​​por Machos que de otro modo serían invisibles. El análisis de dos años de fotometría en 8,5 millones de estrellas en la Gran Nube de Magallanes (LMC) revela 8 eventos de microlentes candidatos. Calibraciones detalladas, incluida la caracterización de nuestra fotometría limitada por confusión, nos permiten calcular una masa para toda la población de lentes y comparar la tasa de eventos observados con la esperada de estrellas conocidas y la esperada para la materia oscura. Encontramos que solo

Se debe esperar un evento de lente de estrellas en poblaciones galácticas conocidas. A partir de estos ocho eventos, estimamos que la profundidad óptica hacia el LMC a partir de eventos con una duración de 2 & lt / t & lt200 días es de 2,9 -0,9 +1,4 × 10 -7. Esto excede la profundidad óptica de 0.5 × 10 -7 esperada de estrellas conocidas y debe compararse con una profundidad óptica de 4.7 × 10 -7 predicha para un halo 'estándar' compuesto enteramente por Machos. La masa total en esta población de lentes es ≈2 - 0.7 +1.2 × 10 11 M solar (dentro de 50 kpc desde el centro galáctico). Las escalas de tiempo de los eventos producen una masa Macho más probable de 0.5 -0.2 +0.3 M solar, aunque este valor depende bastante del modelo. La ausencia de eventos de microlentes de escala de tiempo corta nos permite excluir Machos en el rango de masa

10 -4-0.03M de energía solar como contribuyentes significativos a la materia oscura galáctica.


Contenido

La microlente se basa en el efecto de lente gravitacional. Un objeto masivo (la lente) desviará la luz de un objeto de fondo brillante (la fuente). Esto puede generar múltiples imágenes distorsionadas, ampliadas y iluminadas de la fuente de fondo. [9]

La microlente está causada por el mismo efecto físico que la lente fuerte y la lente débil, 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) 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 la microlente, la masa de la lente es demasiado baja (masa de un planeta o una estrella) para que se observe fácilmente el desplazamiento de la luz, pero aún se puede detectar el brillo aparente de la fuente. En tal situación, la lente pasará por la fuente en un período de 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 se puede monitorear para detectar y estudiar el evento. Por lo tanto, a diferencia de las lentes gravitacionales fuertes y débiles, la microlente es un evento astronómico transitorio desde una perspectiva de escala de tiempo humana. [10]

A diferencia de las lentes fuertes y débiles, ninguna observación puede establecer que se esté produciendo una microlente. En cambio, el aumento y la disminución del brillo de la fuente deben monitorearse a lo largo del tiempo mediante fotometría. Esta función de brillo frente al tiempo se conoce como curva de luz. A continuación se muestra una curva de luz de microlente típica:

Un evento típico de microlente 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, la distancia y la velocidad de la lente. Sin embargo, hay varios efectos que contribuyen a la forma de eventos de lente más atípicos:

  • Distribución de la masa de la lente. Si la masa de la lente no se concentra en un solo punto, la curva de luz puede ser dramáticamente diferente, particularmente con eventos de cruce cáustico, que pueden exhibir picos fuertes 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 microlentes extremadamente brillantes o que cambian rápidamente, como 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 pueden modificar características extremas. . Para eventos que duran meses, el movimiento de la Tierra alrededor del Sol puede hacer que la alineación cambie ligeramente, afectando la curva de luz.

La mayor parte de la atención se centra actualmente en los eventos de microlentes más inusuales, especialmente aquellos que podrían conducir al descubrimiento de planetas extrasolares. Otra forma de obtener más información de los eventos de microlentes implica medir los cambios astrométricos en la posición de la fuente durante el curso 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]

En la práctica, debido a que la alineación necesaria es tan precisa y difícil de predecir, la microlente es muy rara. Los eventos, por lo tanto, se encuentran generalmente con estudios, que monitorean fotométricamente decenas de millones de estrellas fuente potenciales, cada pocos días durante varios años. Los densos campos de fondo adecuados para tales estudios son las galaxias cercanas, como las Nubes de Magallanes y la galaxia de Andrómeda, y el abultamiento de la Vía Láctea. En cada caso, la población de lentes estudiada comprende los objetos entre la Tierra y el campo de origen: para el abultamiento, 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 otra galaxia misma. 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 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 se someten a microlente en un momento dado, o de manera equivalente, la probabilidad de que una una estrella fuente determinada se somete a una lente en un momento determinado. El proyecto MACHO encontró que la profundidad óptica hacia el LMC era de 1,2 × 10 −7, [16] y la profundidad óptica hacia el abultamiento era de 2,43 × 10 −6 o aproximadamente 1 en 400.000. [17]

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 (aproximadamente el 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 microlentes. Después de que se ha identificado un evento de microlente en curso, 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 de manera más intensa, esperando 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 un monitoreo cada hora, que los programas de encuestas no pueden proporcionar mientras aún buscan 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 microlentes en la actualidad.

En 1704 Isaac Newton sugirió que un rayo de luz podía ser desviado por la gravedad. [ cita necesaria ] 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 deflexión bajo la Relatividad General, que fue 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. [18] En 1924, Orest Chwolson descubrió que el uso de lentes podía producir múltiples imágenes de la estrella. Einstein publicó en 1936 una predicción correcta del brillo concomitante de la fuente, la base de la microlente. [19] Debido a la improbable alineación requerida, concluyó que "no hay grandes posibilidades de observar este fenómeno". El marco teórico moderno de la lente gravitacional se estableció con trabajos de Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) y Sjur Refsdal (1964). [1]

La lente gravitacional se observó por primera vez en 1979, en forma de cuásar con lente de una galaxia en primer plano. Ese mismo año, Kyongae Chang y Sjur Refsdal demostraron que las estrellas individuales en la galaxia lente podrían actuar como lentes más pequeñas dentro de la lente principal, haciendo que las imágenes del cuásar fuente fluctúen en una escala de tiempo de meses, también conocida como lente Chang-Refsdal. [20] 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, pero en 1989 Mike Irwin et al. publicó la detección de microlentes en la lente de Huchra.

En 1986, Paczyński propuso el uso de microlentes para buscar materia oscura en forma de objetos halo compactos masivos (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 [21] y la colaboración francesa EROS [22].

En 1986, Robert J. Nemiroff predijo la probabilidad de microlentes [23] y calculó curvas de luz inducidas por microlentes básicas para varias configuraciones posibles de fuente de lente en su tesis de 1987. [24]

En 1991, Mao y Paczyński sugirieron que la microlente podría usarse para encontrar compañeros binarios de estrellas, y en 1992 Gould y Loeb demostraron que la microlente puede usarse para detectar exoplanetas. En 1992, Paczyński fundó el Experimento óptico de lentes gravitacionales, [25] que comenzó a buscar eventos en la dirección del bulbo galáctico. Los dos primeros eventos de microlentes en la dirección de la Gran Nube de Magallanes que podrían ser causados ​​por la materia oscura fueron reportados en documentos de Nature consecutivos por MACHO [26] y EROS [27] en 1993, y en los años siguientes, los eventos continuaron ser detectado. La colaboración MACHO terminó en 1999. Sus datos refutaron la hipótesis de que el 100% del halo oscuro comprende MACHO, pero encontraron un exceso inexplicable significativo de aproximadamente el 20% de la masa del halo, que podría deberse a MACHO oa lentes dentro del Large La propia Nube de Magallanes. [28] EROS publicó posteriormente límites superiores aún más estrictos para los MACHO, [29] y actualmente no se sabe si existe algún exceso de microlente de halo que pueda deberse a la materia oscura. El proyecto SuperMACHO [30] actualmente en curso busca localizar las lentes responsables de los resultados de MACHO.

A pesar de no resolver el problema de la materia oscura, se ha demostrado que la microlente es una herramienta útil para muchas aplicaciones. Se detectan cientos de eventos de microlentes por año hacia el bulbo galáctico, donde la profundidad óptica de microlentes (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) [31] identificó 488 (aunque no todos los candidatos resultan ser eventos de microlentes y existe 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, [32] RoboNet, [33] MicroFUN [34] y PLANET. [35]

En septiembre de 2020, los astrónomos que utilizaron técnicas de microlente informaron de la detección, por primera vez, de un planeta deshonesto de masa terrestre sin límites por ninguna estrella y que flotaba libremente en la Vía Láctea. [36] [37]

Las matemáticas de la microlente, junto con la notación moderna, son descritas por Gould [38] y usamos su notación en esta sección, aunque otros autores han usado otra notación. El radio de Einstein, también llamado ángulo de Einstein, es el radio angular del anillo de Einstein en caso de una alineación perfecta. Depende de la masa de la lente M, la distancia de la lente dL, y la distancia de la fuente dS:

Para M igual a 60 masas de Júpiter, dL = 4000 parsecs, ydS = 8000 parsecs (típico de un evento de microlente de Bulge), el radio de Einstein es 0,00024 segundos de arco [39] (ángulo subtendido por 1 au a 4000 parsecs). [40] En comparación, las observaciones terrestres ideales tienen una resolución angular de alrededor de 0,4 segundos de arco, 1660 veces mayor. Dado que θ E < displaystyle theta _> es tan pequeño que generalmente no se observa para un evento típico de microlente, pero se puede observar en algunos eventos extremos como se describe a continuación.

Durante un evento de microlente, el brillo de la fuente se amplifica mediante un factor de amplificación A. Este factor depende solo de la proximidad de la alineación entre el observador, la lente y la fuente. El número sin unidades u se define como la separación angular de la lente y la fuente, dividida por θ E < displaystyle theta _>. El factor de amplificación se expresa en términos de este valor: [41]

Esta función tiene varias propiedades importantes. A (u) siempre es mayor que 1, por lo que la microlente solo puede aumentar el brillo de la estrella fuente, no disminuirlo. A (u) siempre disminuye a medida que aumenta u, por lo que cuanto más cercana es la alineación, más brillante se vuelve la fuente. Cuando u se acerca al infinito, A (u) se acerca a 1, de modo que en separaciones amplias, la microlente no tiene ningún efecto. Finalmente, cuando u se acerca a 0, para una fuente puntual A (u) se acerca al infinito cuando las imágenes se acercan 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 de tamaño de fuente finito establecerán un límite a qué tan grande puede ocurrir una amplificación para una alineación muy cercana, [42] pero algunos eventos de microlentes pueden causar un brillo por un factor de cientos.

El valor mínimo de u, llamado umin, determina el brillo máximo del evento.

En un evento típico de microlente, la curva de luz se ajusta bien asumiendo que la fuente es un punto, la lente es una masa de un solo punto y la lente se mueve en línea recta: el lente de punto de fuente puntual aproximación. En estos eventos, el único parámetro físicamente significativo que se puede medir es la escala de tiempo de Einstein t E < displaystyle t_>. Dado que este 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.

Es matemáticamente conveniente utilizar las inversas de algunas de estas cantidades. Estos son el movimiento propio de Einstein

Estas cantidades vectoriales apuntan en la dirección del movimiento relativo de la lente con respecto a la fuente. Algunos eventos extremos de microlentes solo pueden restringir un componente de estas cantidades vectoriales. Si estos parámetros adicionales se miden por completo, los parámetros físicos de la lente se pueden resolver produciendo la masa de la lente, el paralaje y el movimiento adecuado como

En un evento típico de microlente, la curva de luz se ajusta bien asumiendo que la fuente es un punto, la lente es una masa de un solo punto y la lente se mueve en línea recta: el lente de punto de fuente puntual aproximación. En estos eventos, el único parámetro físicamente significativo que se puede medir es la escala de tiempo de Einstein t E < displaystyle t_>. Sin embargo, en algunos casos, los eventos se pueden analizar para obtener los parámetros adicionales del ángulo de Einstein y el paralaje: θ E < displaystyle theta _> y π E < displaystyle pi _>. Estos incluyen eventos de aumento muy alto, lentes binarios, eventos de paralaje y xallarap, y eventos en los que el lente es visible.

Eventos que producen el ángulo de Einstein Editar

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 la fuente puntual y provocando una desviación de la curva de microlente tradicional que dura tanto como el tiempo que tarda la lente en cruzar la fuente, conocida como a 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 fuente t S < displaystyle t_>. Si el tamaño angular de la fuente θ S < displaystyle theta _> se conoce, el ángulo de Einstein se puede determinar como

Estas medidas son raras, ya que requieren una alineación extrema entre la fuente y la lente. Son más probables cuando θ S / θ E < displaystyle theta _/ theta _> 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 fuentes finitas, diferentes partes de la estrella fuente se magnifican a diferentes velocidades en diferentes momentos durante el evento. Por lo tanto, estos eventos se pueden utilizar para estudiar el oscurecimiento de las extremidades de la estrella fuente.

Lentes binarias Editar

Si la lente es una estrella binaria con una separación aproximada del radio de Einstein, el patrón de aumento es más complejo que en las lentes de una sola estrella. 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 cáusticos. En estas alineaciones, la ampliación de la fuente es formalmente infinita bajo la aproximación de fuente puntual.

Los cruces cáusticos en lentes binarios pueden ocurrir con una gama más amplia de geometrías de lentes que en una sola lente. Al igual que una fuente cáustica de una sola lente, la fuente tarda un tiempo finito en cruzar la cáustica. Si este tiempo de cruce cáustico t S < displaystyle t_> se puede medir, 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 el aumento de la fuente es formalmente infinito, los lentes binarios 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.

Se puede encontrar una animación de un evento de lente binaria en este video de YouTube.

Eventos que produjeron el paralaje de Einstein Editar

En principio, el 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. [43] La diferencia en la amplificación observada por los dos observadores produce el componente de π → E < displaystyle < vec < pi >> _> perpendicular al movimiento de la lente mientras que la diferencia en el tiempo de amplificación máxima produce el componente paralelo al movimiento de la lente. Esta medición directa se informó recientemente [44] utilizando el telescopio espacial Spitzer. En casos extremos, las diferencias pueden incluso medirse a partir de pequeñas diferencias observadas con telescopios en diferentes lugares de la tierra. [45]

Más típicamente, el 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 [46] y se ha informado en un puñado de eventos desde entonces. La paralaje en eventos de lentes puntuales se puede medir mejor en eventos de escala de tiempo larga con un π E < displaystyle pi _ grande> —De lentes de baja masa de movimiento lento que están cerca del observador.

Si la estrella fuente es una estrella binaria, entonces 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 escrito al revés).

Si el objeto de la lente es una estrella con un planeta orbitando, este es un ejemplo extremo de un evento de lente binaria. 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 separación del planeta alrededor de la lente. Las desviaciones suelen durar unas pocas horas o unos 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. Por lo general, un equipo de encuesta notifica a la comunidad cuando descubre un evento de gran aumento en curso. 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 finaliza el evento, la curva de luz se compara con 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 entre la separación angular estrella-planeta y el ángulo de Einstein. A partir de estas proporciones, junto con las suposiciones sobre la estrella de la lente, se puede estimar la masa del planeta y su distancia orbital.

El primer éxito de esta técnica se logró en 2003 tanto por OGLE como por MOA del evento de microlente OGLE 2003 – BLG – 235 (o MOA 2003 – BLG – 53). Combinando sus datos, encontraron que la masa del planeta más probable es 1,5 veces la masa de Júpiter. [47] Hasta abril de 2020, se habían detectado 89 exoplanetas mediante este método. [48] ​​Ejemplos notables incluyen OGLE-2005-BLG-071Lb, [49] OGLE-2005-BLG-390Lb, [50] OGLE-2005-BLG-169Lb, [51] dos exoplanetas alrededor de OGLE-2006-BLG-109L, [52] y MOA-2007-BLG-192Lb. [53] En particular, 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 orbitara una estrella regular, con una mediana de 5,5 veces la masa de la Tierra y aproximadamente un factor dos de incertidumbre. Este récord fue impugnado 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 OGLE-2016-BLG-1190Lb, un exoplaneta extremadamente masivo (o posiblemente una enana marrón), aproximadamente 13,4 veces la masa de Júpiter. [54]

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 de la masa del planeta con tanta fuerza como lo hacen los efectos de 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 una vez finalizado el evento, porque se necesita mucho tiempo para que el lente y la fuente estén lo suficientemente separados para resolverlos por separado.

Una lente atmosférica terrestre propuesta por Yu Wang en 1998 que usaría la atmósfera de la Tierra como una lente grande también podría obtener imágenes directas de exoplanetas cercanos potencialmente habitables. [55]

Hay dos tipos básicos de experimentos de microlentes. Los grupos de "búsqueda" utilizan imágenes de campo grande para encontrar nuevos eventos de microlentes. 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. Actualmente existen propuestas para construir nuevos satélites de microlentes especializados o utilizar otros satélites para estudiar la microlente.


¿Se observa difracción de luz en lentes / microlentes gravitacionales? - Astronomía

Se investiga el fenómeno de microlente gravitacional, el efecto de lente gravitacional de estrellas individuales dentro de una galaxia lente sobre los rayos de luz de un cuásar de fondo. Se dan los conceptos básicos de las lentes gravitacionales y se resume el estado actual de la técnica en observaciones y en teoría. El método utilizado para la simulación de la desviación de la luz gavitacional se basa en un código de árbol jerárquico que está optimizado para la aplicación en lentes gravitacionales, por lo que se podrían utilizar casi un millón de estrellas individuales en los cálculos. Además de las formas estándar de análisis, como los patrones de aumento, las curvas de luz y las probabilidades de aumento, el concepto de percolación se aplica a las distribuciones de aumento bidimensionales resultantes, así como al de la dimensión fractal de los clústeres de expansión mínima. Se presenta una gran variedad de simulaciones numéricas. Se investiga la microlente en (macro) cáusticos y se muestra la gran variedad de morfología de las imágenes con lentes gravitacionales, que constan de muchas microimágenes. Como aplicación, se desarrolla un modelo de microlente para la imagen A del cuásar cuádruple 2237 + 0305. Las características de la curva de luz resultante similares a la observada se reproducen fácilmente y se determinan escalas de tiempo típicas para la frecuencia de tales eventos. Se explora el efecto de la microlente en líneas amplias de emisión de cuásares. En contraste con la sabiduría común, se encuentra que la microlente puede influir en tales líneas de emisión: en los espectros de diferentes imágenes de un quásar múltiple, una línea de emisión amplia debe mostrar diferentes perfiles debido al hecho de que la luz ha atravesado diferentes regiones y, por lo tanto, , diferentes campos de estrellas de la galaxia lente.


Ventajas y desventajas de la microlente para la búsqueda de planetas

Ventajas

& # 149 No es necesario esperar a que los planetas con grandes separaciones completen una órbita alrededor de sus estrellas anfitrionas.
& # 149 La caracterización se puede lograr durante una anomalía que dura solo unas pocas horas o días.
& # 149 Los planetas alrededor de estrellas remotas se pueden detectar incluso cuando las estrellas mismas son demasiado débiles para ser vistas directamente. La microlente es la única técnica que no se basa en la detección de luz de la estrella anfitriona. Por lo tanto, la técnica no está sesgada contra estrellas de baja luminosidad.
& # 149 La relación de masa entre un planeta y una estrella anfitriona, y la relación entre la separación planetaria y el radio del anillo de Einstein, se pueden determinar directamente a partir de la forma de la curva de luz.
& # 149 La microlente es más sensible a los planetas de menor masa que la mayoría de las otras técnicas y es el único método (con la excepción de la sincronización del púlsar) sensible a los planetas de masa terrestre con radios orbitales de unas pocas unidades astronómicas.

Desventajas

& # 149 Dado que la alineación entre el sistema planetario / estrella con lente debe ser precisa para producir una lente significativa, una señal de microlente detectable solo ocurrirá una vez por sistema planetario. Por lo general, no existe la posibilidad de repetir la observación si se pierde una oportunidad.
& # 149 Los planetas detectados por microlente normalmente estarán demasiado lejos para permitir que se lleven a cabo otros estudios que se basan en detectar la luz de los planetas o de sus estrellas anfitrionas.

Referencias

1. Alcock, C., et al. "Posible microlente gravitacional de una estrella en la Gran Nube de Magallanes", Naturaleza, 365, 621 (1993)
2. Auborg, E., et al. "Evidencia de microlente gravitacional por objetos oscuros en el halo galáctico", Naturaleza, Naturaleza, 365, 623 (1993).
3. Gould, A. "Microlente y la función de masa estelar", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, 108, 465 (1996).
4. Paczynski, B. "Microlente gravitacional por el halo galáctico", Diario astrofísico, 304, 1 (1986).
5. Paczynski, B. "Microlente gravitacional en el grupo local", Revisión anual de astronomía y astrofísica, 34, 415 (1996).
6. Udalski, A., et al. "El Experimento de Lente Gravitacional Óptica. Discusión del Primer Evento Candidato de Microlente en la Dirección del Bulbo Galáctico", Acta Astronomica, 43, 289 (1993).
7. Bennet, D. P. y Rhie, S. H. "Detección de planetas de masa terrestre con microlente gravitacional", Diario astrofísico, 472, 60 (1996).
8. Griest, K. y Safizadeh, N. "El uso de eventos de microlentes de gran aumento en el descubrimiento de planetas extrasolares", Diario astrofísico, 500, 37 (1998).


La 'luz doblada' de una estrella distante demuestra que Einstein tenía razón 100 años después

Einstein predijo que la gravedad de las estrellas, que distorsiona el espacio, también podría doblar la luz de las estrellas.

Un enorme 97 por ciento de las estrellas en el universo ya lo son o algún día serán estrellas enanas blancas como Sirius B.

NASA, ESA, H. Bond y M. Barstow

Poco más de un siglo después de que Albert Einstein lograra asimilar cómo funciona el universo sin la ayuda de los sofisticados algoritmos y los telescopios espaciales que tenemos hoy, la astronomía y la tecnología modernas han vuelto a emitir un "Te lo dije" en su nombre.

La Teoría de la Relatividad General de Einstein predice que la gravedad de las estrellas actúa como una especie de lupa para otras estrellas más distantes cuando una estrella más cercana pasa frente a ellas. Esto se debe a que la gravedad de objetos enormes como las estrellas hace que la estructura del espacio se curve a su alrededor.

Einstein supuso que a medida que pasara la luz de estrellas más distantes, también sería curvada o doblada por la gravedad de la estrella en primer plano, pero observar este efecto requeriría una alineación casi perfecta de dos estrellas desde el punto de vista de la Tierra.

"Cuando una estrella en primer plano pasa exactamente entre nosotros y una estrella de fondo", explica Terry Oswalt de la Universidad Aeronáutica Embry-Riddle, "la microlente gravitacional da como resultado un anillo de luz perfectamente circular, el llamado 'anillo de Einstein'".

Se han observado anillos de Einstein a partir de objetos cósmicos mucho más grandes y brillantes, como galaxias o supernovas, detrás de una galaxia en primer plano, pero encontrar la alineación perfecta de un par de estrellas individuales es complicado.

Alguna evidencia del efecto se produjo en 1919 cuando se pudo medir la luz curvada de las estrellas alrededor de un eclipse solar, pero observar la luz doblada alrededor de una estrella más allá de nuestro propio sistema solar fue un desafío mucho mayor. En 1936, Einstein escribió en la revista Science que sentía que no había esperanza de observar el fenómeno directamente.

Sin embargo, el miércoles, un nuevo estudio publicado en Science proporciona la primera evidencia de la "microlente gravitacional" de Einstein por una estrella distinta a nuestro sol. Utilizando el Telescopio Espacial Hubble, un equipo internacional dirigido por Kailash C. Sahu del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial midió la desviación de la luz de una estrella distante al pasar frente a una estrella enana blanca cercana llamada Stein 2051 B varias veces durante dos período del año.

Si bien las dos estrellas no estaban en perfecta alineación, estaban lo suficientemente cerca como para que la versión asimétrica de un anillo de Einstein que los astrónomos observaron aún demostraba la curvatura de la luz que Einstein había predicho.

Esta ilustración revela cómo la gravedad de una estrella enana blanca deforma el espacio y dobla la luz de una estrella distante detrás de él.

NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

This allowed them to measure the mass of Stein 2051 B and determine what the star is made up of, which has been a long-standing mystery for scientists. In an article accompanying the study in Science, Oswalt notes that mass is "the single most important property of a white dwarf star."

Seeing through gravity

"The research by Sahu and colleagues provides a new tool for determining the masses of objects we can't easily measure by other means," Oswalt explains in a separate release.

Having a new tool to measure the mass of white dwarves is particularly useful, he adds, given that 97 percent of stars in the universe will one day become or already are a white dwarf.

"They tell us about our future, as well as our history," Oswalt says.

And if history is any indication of the future, it tells us that Einstein will likely continue to be proven correct as our technology continues to catch up to his predictions.

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How to weigh stars with gravitational lensing

Image from the PAN-STARRS Telescope at Hawaii from early 2011 with the foreground star Ross 322 (blue square) and the background star (at the centre of the green circle) which will be traversed by Ross 322 in the next few weeks. By summer 2015, Ross 322 had moved to the position of the blue triangle (measured by Gaia). Since then, it has been moving along the blue-red line and is currently close to the position of the background star. Credit: Astronomy & Astrophysics

Astronomía y Astrofísica publishes the predictions of the passages of foreground stars in front of background stars. A team of astronomers, using ultra-precise measurements from the Gaia satellite, have accurately forecast two passages in the next months. Each event will produce shifts in the background star's position due to the deflection of light by gravity, and will allow the measurement of the mass of the foreground star, which is extremely difficult to determine by other means.

Every star in the Milky Way is in motion. But because of the distances their changes in position, the so-called proper motions, are very small and can only be measured using large telescopes over long time periods. In very rare cases, a foreground star passes a star in the background, at close proximity as seen from Earth. Light from this background star must cross the gravitational field of the foreground star where, instead of following straight paths, the light rays are bent. This is like a lens, except here the deviation is caused by the space and time distortion around any massive body. This effect was one of the cornerstone predictions of Einstein's general theory of relativity and has been verified in solar system tests for decades. This distortion of the light by the foreground star is called gravitational lensing: the light of the background star is deviated or focused into a smaller angle, and the star appears brighter. The main effect is the change in the star's apparent position on the sky because the deviation shifts the centre of light relative to other more distant stars. Both of these effects depend on only one thing, the mass of the lensing body, in this case that of the foreground star. Thus, gravitational lensing is a method for weighing stars. Actually, measuring the mass of stars that are not part of a binary star is otherwise extremely difficult to do.

Previously, the difficulty in this method was being able to predict the motions of the stars with high enough precision. The spectacular data set of literally billions of stellar positions and proper motions recently published as the Gaia Data Release 2 by the ESA Gaia consortium has made this research possible. These data were used by Jonas Klüter, who is doing a Ph.D. at Heidelberg University, to search for such close passages of stars. Of the many close encounters which will happen in the next 50 years, two passages are going on right now: the closest angular separations will be reached in the next few weeks with measurable effects on the positions of the background stars. The names of these two foreground stars are Luyten 143-23 and Ross 322 they move across the sky with apparent velocities of about 1,600 and 1,400 milliarcseconds per year, respectively. The closest angular separations between foreground and background stars will occur in July and August 2018, respectively, when the apparent positions of the background stars will be shifted, due to the astrometric microlensing effect, by 1.7 and 0.8 milliarcseconds. One milliarcsecond corresponds to the angle under which a human being lying on the surface of the moon would be seen. It is a challenging task, but with the best telescopes on Earth, these displacements of stellar positions are measurable.

When Ross 322 passes the background star, its expected track (thin green line) will be affected and modified by gravitational lensing. The characteristic positional changes produced by the gravitational lens effect are shown as a thick blue-thin red line the black dots mark certain dates. The largest shift between the actual position (blue-red line) and the unperturbed position (green line) is expected in early August 2018. Credit: Astronomy & Astrophysics

2 Answers 2

Weak Lensing, Strong Lensing and Microlensing are all forms of gravitational lensing---in which observed images of a distant object are affected by the gravitational field of an intervening, more nearby object.

Strong Lensing: Is when the lensing is pronounced enough that multiple images, or an Einstein ring is apparent.

Weak Lensing: is when the image shape or position is noticeably altered, but there is still only one image (often in practice this means that the lensed image can be considered as a perturbation to the un-lensed image).

Microlensing: is when only the magnitude of light is altered (i.e. it is a photometric, instead of an astrometric effect).

Strong Lensing----In this case, a single galaxy has been distorted into an almost complete Einstein ring.

Weak Lensing---In this simulated example, the shape of many objects is noticeably altered by the foreground (not shown) mass distribution.

Microlensing---This schematic is meant to illustrate that only the apparent brightness of the object is effected, while its apparent position and shape (in general such an object would be unresolved) remain the same.


Through the Lenses of Black Holes

Editor’s note: Astrobites is a graduate-student-run organization that digests astrophysical literature for undergraduate students. As part of the new partnership between the AAS and astrobites, we will be reposting astrobites content here at AAS Nova once a week. We hope you enjoy this post from astrobites the original can be viewed at astrobites.org!

Title: A Search for Stellar-Mass Black Holes via Astrometric Microlensing
Autores: J. R. Lu, E. Sinukoff, E. O. Ofek, A. Udalski, S. Kozlowski
Institución del primer autor: Institute for Astronomy, University of Hawai’i
Estado: Accepted for publication in ApJ

When high-mass (≥8 solar masses) stars end their lives in blinding explosions known as core-collapse supernovae, they can rip through the fabric of space-time and create black holes with similar masses, known as stellar-mass black holes. These vermin black holes dwarf in comparison to their big brothers, supermassive black holes that typically have masses of 10 6 –10 9 solar masses. However, as vermin usually do, they massively outnumber supermassive black holes . It is estimated that 10 8 –10 9 stellar-mass black holes are crawling around our own Milky Way, but we’ve only caught sight of a few dozens of them.

Artist’s illustration of Cygnus X-1, a black hole in a binary system with a massive star. Black holes in binaries typically emit lots of radiation, making them easier to find. Finding isolated black holes, on the other hand, is tricky. [NASA/CXC/M.Weiss]

The authors of today’s paper turned the intense gravity of black holes against themselves. While isolated black holes do not produce detectable emission, their gravity can bend and focus light from background objects. This bending and focusing of light through gravity is known as gravitational lensing. Astronomers categorize gravitational lensing based on the source and degree of lensing: strong lensing (lensing by a galaxy or a galaxy cluster producing giant arcs or multiple images), weak lensing (lensing by a galaxy or a galaxy cluster where signals are weaker and detected statistically), and microlensing (lensing by a star or planet). During microlensing, as the lens approaches the star, the star will brighten momentarily as more and more light is being focused, up until maximum magnification at closest approach, after which the star gradually fades as the lens leaves. This effect is known as photometric microlensing (see this astrobite). Check out this microlensing simulation, courtesy of Professor Scott Gaudi at The Ohio State University: the star (orange) is located at the origin, the lens (open red circle) is moving to the right, the gray regions trace out the lensed images (blue) as the lens passes by the star, while the green circle is the Einstein radius. The Einsten radius is the radius of the annular image when the observer, the lens, and the star are perfectly aligned.

Something more subtle can also happen during microlensing, and that is the shifting of the center of light (on a telescope’s detector) relative to the true position of the source — astrometric microlensing. While photometric microlensing has been widely used to search for exoplanets and MACHOs (massive astrophysical compact halo objects), for instance by OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), astrometric microlensing has not been put to good use as it requires extremely precise measurements. Typical astrometric shifts caused by stellar-mass black holes are sub-milliarcsecond (sub-mas), whereas the best astrometric precision we can achieve from the ground is typically

1 mas or more. Figure 1 shows the signal evolution of photometric and astrometric microlensing and the astrometric shifts caused by different masses.

Figure 1: Left panel shows an example of photometric magnification (dashed line) and astrometric shift (solid line) as function of time since the closest approach between the lens and the star. Note that the peak of the astrometric shift occurs after the peak of the photometric magnification. Right panel shows the astrometric shift as a function of the projected separation between the lens and the star, in units of the Einstein radius, for different lens masses. [Lu et al. 2016]

In this paper, the authors used adaptive optics on the Keck telescope to detect astrometric microlensing signals from stellar-mass black holes. Over a period of 1–2 years, they monitored three microlensing events detected by the OGLE survey. As astrometric shift reaches a maximum after the peak of photometric microlensing (see Figure 1), astrometric follow-up was started post-peak for each event. The authors fit an astrometric lensing model to their data, not all of which were taken under good observing conditions. Figure 2 shows the results of the fit: all three targets are consistent with linear motion within the uncertainties of their measurements, i.e. no astrometric microlensing. Nonetheless, as photometric microlensing is still present, the authors used their astrometric model combined with a photometric lensing model to back out various lensing parameters, the most important one being the lens masses. They found one lens to have comparable mass to a stellar-mass black hole, although verification would require future observations.

Figure 2: Results of fitting an astrometric model (blue dashed lines) to the proper motions of the three microlensing targets, where xmi and xnorte are the observed positions in the East and North directions in milli-arcsecond. The results do not show any signs of astrometric microlensing. [Lu et al. 2016]

Despite not detecting astrometric microlensing signals, the authors demonstrated that they achieved the precision needed in a few epochs had the weather goddess been on their side during some critical observing periods, some signals could have been seen. This study is also the first to combine both photometric and astrometric measurements to constrain lensing event parameters,

20 years after this technique was first conceived. For now, we’ll give stellar-mass black holes a break, but it won’t be long until we catch up.

About the author, Suk Sien Tie:

I am a second year PhD student starting at the Department of Astronomy at The Ohio State University. I’m broadly interested in most things, i.e. I’m still figuring out where my interests lie. I’ve worked on X-ray transients and have had some stint in instrumentation as an undergrad. Currently, I am working on high-redshift (z

6) quasars in the Dark Energy Survey (DES). Instrumentation is a prospect I intend to pursue, motivated by the observation that we need more builders. Outside of work, I like to read, run, bike, travel, and eat.


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