Microlente gravitacional - Gravitational microlensing

A microlente gravitacional é um fenômeno astronômico devido ao efeito de lente gravitacional . Ele pode ser usado para detectar objetos que variam da massa de um planeta à massa de uma estrela, independentemente da luz que eles emitem. Normalmente, os astrônomos só podem detectar objetos brilhantes que emitem muita luz ( estrelas ) ou objetos grandes que bloqueiam a luz de fundo (nuvens de gás e poeira). Esses objetos constituem apenas uma pequena porção da massa de uma galáxia. A microlente permite o estudo de objetos que emitem pouca ou nenhuma luz.

Animação de microlente gravitacional

Quando uma estrela ou quasar distante fica suficientemente alinhado com um objeto compacto massivo em primeiro plano, a curvatura da luz devido ao seu campo gravitacional, conforme discutido por Albert Einstein em 1915, leva a duas imagens distorcidas não resolvidas, resultando em uma ampliação observável. A escala de tempo do clareamento transiente depende da massa do objeto de primeiro plano, bem como do movimento adequado relativo entre a 'fonte' de fundo e o objeto de 'lente' de primeiro plano.

A microlente alinhada de maneira ideal produz um buffer claro entre a radiação da lente e os objetos de origem. Amplia a fonte distante, revelando-a ou aumentando seu tamanho e / ou brilho. Ele permite o estudo da população de objetos fracos ou escuros, como anãs marrons , anãs vermelhas , planetas , anãs brancas , estrelas de nêutrons , buracos negros e objetos compactos de halo massivos . Essas lentes funcionam em todos os comprimentos de onda, ampliando e produzindo uma ampla gama de distorções possíveis para objetos de fontes distantes que emitem qualquer tipo de radiação eletromagnética.

A microlente por um objeto isolado foi detectada pela primeira vez em 1989. Desde então, a microlente tem sido usada para restringir a natureza da matéria escura , detectar exoplanetas , estudar o escurecimento de membros em estrelas distantes, restringir a população de estrelas binárias e restringir a estrutura do Milky Disco de Way. A microlente também foi proposta como um meio de encontrar objetos escuros como anãs marrons e buracos negros, estudar manchas estelares, medir a rotação estelar e sondar quasares, incluindo seus discos de acreção . A microlente foi usada em 2018 para detectar Ícaro , a estrela mais distante já observada.

Como funciona

A microlente é baseada no efeito de lente gravitacional . Um objeto massivo (a lente) irá dobrar a luz de um objeto de fundo brilhante (a fonte). Isso pode gerar várias imagens distorcidas, ampliadas e iluminadas da origem do plano de fundo.

A microlente é causada pelo mesmo efeito físico que lentes fortes e lentes fracas, mas é estudada usando técnicas de observação muito diferentes. Em lentes fortes e fracas, a massa das lentes é grande o suficiente (massa de uma galáxia ou aglomerado de galáxias) para que o deslocamento da luz pelas lentes possa ser resolvido com um telescópio de alta resolução como o Telescópio Espacial Hubble . Com a microlente, a massa da lente é muito baixa (massa de um planeta ou estrela) para que o deslocamento da luz seja facilmente observado, mas o brilho aparente da fonte ainda pode ser detectado. Em tal situação, a lente passará pela fonte em um período de tempo razoável, de segundos a anos em vez de milhões de anos. Conforme o alinhamento muda, o brilho aparente da fonte muda, e isso pode ser monitorado para detectar e estudar o evento. Assim, ao contrário das lentes gravitacionais fortes e fracas, a microlente é um evento astronômico transitório de uma perspectiva de escala de tempo humana.

Ao contrário de lentes fortes e fracas, nenhuma observação pode estabelecer que a microlente está ocorrendo. Em vez disso, o aumento e a queda do brilho da fonte devem ser monitorados ao longo do tempo usando fotometria . Esta função de brilho versus tempo é conhecida como curva de luz . Uma curva de luz de microlente típica é mostrada abaixo:

Curva de luz típica de evento de microlente gravitacional (OGLE-2005-BLG-006) com seu modelo ajustado (vermelho)

Um evento de microlente típico como este tem um formato muito simples e apenas um parâmetro físico pode ser extraído: a escala de tempo, que está relacionada à massa da lente, distância e velocidade. Existem vários efeitos, no entanto, que contribuem para a forma de eventos de lente mais atípicos:

Distribuição da massa da lente. Se a massa da lente não estiver concentrada em um único ponto, a curva de luz pode ser dramaticamente diferente, particularmente com eventos de cruzamento cáustico , que podem exibir picos fortes na curva de luz. Na microlente, isso pode ser visto quando a lente é uma estrela binária ou um sistema planetário .
Tamanho finito da fonte. Em eventos de microlente extremamente brilhantes ou que mudam rapidamente, como eventos de cruzamento cáustico, a estrela fonte não pode ser tratada como um ponto de luz infinitesimalmente pequeno: o tamanho do disco da estrela e até mesmo o escurecimento dos membros podem modificar características extremas.
Paralaxe . Para eventos que duram meses, o movimento da Terra em torno do Sol pode fazer com que o alinhamento mude ligeiramente, afetando a curva de luz.

A maior parte do foco está atualmente nos eventos de microlente mais incomuns, especialmente aqueles que podem levar à descoberta de planetas extrasolares. Outra maneira de obter mais informações de eventos de microlente envolve medir as mudanças astrométricas na posição da fonte durante o curso do evento e até mesmo resolver as imagens separadas com interferometria . A primeira resolução bem-sucedida de imagens de microlente foi alcançada com o instrumento GRAVITY no Very Large Telescope Interferometer (VLTI) .

Observando microlente

O objeto que causou a microlente em NGC 6553 desviou a luz de uma estrela gigante vermelha ao fundo.

Na prática, como o alinhamento necessário é tão preciso e difícil de prever, a microlente é muito rara. Os eventos, portanto, são geralmente encontrados com pesquisas, que monitoram fotometricamente dezenas de milhões de estrelas fontes potenciais, em intervalos de poucos dias por vários anos. Os campos densos de fundo adequados para tais pesquisas são galáxias próximas, como as Nuvens de Magalhães e a galáxia de Andrômeda, e o bojo da Via Láctea. Em cada caso, a população de lentes estudada compreende os objetos entre a Terra e o campo de origem: para o bojo, a população de lentes são as estrelas do disco da Via Láctea, e para galáxias externas, a população de lentes é o halo da Via Láctea, bem como objetos na própria outra galáxia. A densidade, massa e localização dos objetos nessas populações de lentes determinam a frequência da microlente ao longo dessa linha de visão, que é caracterizada por um valor conhecido como profundidade óptica devido à microlente. (Isso não deve ser confundido com o significado mais comum de profundidade óptica , embora compartilhe algumas propriedades.) A profundidade óptica é, grosso modo, a fração média de estrelas de origem submetidas a microlentes em um determinado momento, ou equivalentemente a probabilidade de que um dada estrela fonte está passando por lentes em um determinado momento. O projeto MACHO descobriu que a profundidade óptica em direção ao LMC era 1,2 × 10 ^-7 e a profundidade óptica em direção à protuberância era 2,43 × 10 ^-6 ou cerca de 1 em 400.000.

Para complicar a pesquisa está o fato de que para cada estrela em microlente, existem milhares de estrelas mudando de brilho por outras razões (cerca de 2% das estrelas em um campo de origem típico são estrelas naturalmente variáveis ) e outros eventos transitórios (como novas e supernovas ), e estes devem ser eliminados para encontrar verdadeiros eventos de microlente. Após a identificação de um evento de microlente em andamento, o programa de monitoramento que o detecta frequentemente alerta a comunidade sobre sua descoberta, para que outros programas especializados possam acompanhar o evento de forma mais intensa, na esperança de encontrar desvios interessantes da curva de luz típica. Isso porque esses desvios - principalmente os devidos a exoplanetas - exigem a identificação de um monitoramento de hora em hora, que os programas de pesquisa não são capazes de fornecer enquanto ainda procuram por novos eventos. A questão de como priorizar eventos em andamento para acompanhamento detalhado com recursos de observação limitados é muito importante para os pesquisadores de microlente hoje.

História

Em 1704, Isaac Newton sugeriu que um raio de luz poderia ser desviado pela gravidade. Em 1801, Johann Georg von Soldner calculou a quantidade de deflexão de um raio de luz de uma estrela sob a gravidade newtoniana. Em 1915, Albert Einstein previu corretamente a quantidade de deflexão na Relatividade Geral , que era o dobro da quantidade prevista por von Soldner. A previsão de Einstein foi validada por uma expedição de 1919 liderada por Arthur Eddington , que foi um grande sucesso inicial para a Relatividade Geral. Em 1924, Orest Chwolson descobriu que as lentes podiam produzir várias imagens da estrela. Uma previsão correta do brilho concomitante da fonte, a base para a microlente, foi publicada em 1936 por Einstein. Por causa do alinhamento improvável necessário, ele concluiu que "não há grande chance de observar esse fenômeno". A estrutura teórica moderna das lentes gravitacionais foi estabelecida com os trabalhos de Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) e Sjur Refsdal (1964).

Lentes gravitacionais foram observadas pela primeira vez em 1979, na forma de um quasar filmado por uma galáxia em primeiro plano. Naquele mesmo ano, Kyongae Chang e Sjur Refsdal mostraram que estrelas individuais na galáxia da lente poderiam atuar como lentes menores dentro da lente principal, fazendo com que as imagens do quasar de origem flutuassem em uma escala de tempo de meses, também conhecida como lente Chang-Refsdal . Bohdan Paczyński usou pela primeira vez o termo "microlente" para descrever esse fenômeno. Este tipo de microlente é difícil de identificar devido à variabilidade intrínseca dos quasares, mas em 1989 Mike Irwin et al. publicou a detecção de microlentes na lente de Huchra .

Em 1986, Paczyński propôs o uso de microlentes para procurar matéria escura na forma de objetos halo compactos massivos (MACHOs) no halo galáctico , observando estrelas de fundo em uma galáxia próxima. Dois grupos de físicos de partículas trabalhando com matéria escura ouviram suas palestras e se juntaram a astrônomos para formar a colaboração anglo-australiana MACHO e a colaboração francesa EROS.

Em 1986, Robert J. Nemiroff previu a probabilidade de microlentes e calculou curvas de luz induzidas por microlentes básicas para várias configurações de fonte de lente possíveis em sua tese de 1987.

Em 1991, Mao e Paczyński sugeriram que a microlente poderia ser usada para encontrar companheiros binários para estrelas, e em 1992 Gould e Loeb demonstraram que a microlente pode ser usada para detectar exoplanetas. Em 1992, Paczyński fundou o Optical Gravitational Lensing Experiment , que começou a pesquisar eventos na direção do bojo Galáctico . Os dois primeiros eventos de microlente na direção da Grande Nuvem de Magalhães que podem ser causados pela matéria escura foram relatados em artigos da Nature por MACHO e EROS em 1993, e nos anos seguintes, eventos continuaram a ser detectados. A colaboração MACHO terminou em 1999. Seus dados refutaram a hipótese de que 100% do halo escuro compreende MACHOs, mas eles encontraram um excesso inexplicável significativo de cerca de 20% da massa do halo, que pode ser devido a MACHOs ou lentes dentro do Large A própria Nuvem de Magalhães. EROS posteriormente publicou limites superiores ainda mais fortes em MACHOs, e atualmente é incerto se há algum excesso de microlente de halo que poderia ser devido à matéria escura. O projeto SuperMACHO em andamento busca localizar as lentes responsáveis pelos resultados do MACHO.

Apesar de não resolver o problema da matéria escura, a microlente tem se mostrado uma ferramenta útil para muitas aplicações. Centenas de eventos de microlente são detectados por ano em direção ao bojo galáctico , onde a profundidade óptica da microlente (devido às estrelas no disco galáctico) é cerca de 20 vezes maior do que através do halo galáctico. Em 2007, o projeto OGLE identificou 611 candidatos a eventos, e o projeto MOA (uma colaboração Japão-Nova Zelândia) identificou 488 (embora nem todos os candidatos sejam eventos de microlente e haja uma sobreposição significativa entre os dois projetos). Além dessas pesquisas, projetos de acompanhamento estão em andamento para estudar em detalhes eventos potencialmente interessantes em andamento, principalmente com o objetivo de detectar planetas extrasolares. Isso inclui MiNDSTEp, RoboNet, MicroFUN e PLANET.

Em setembro de 2020, astrônomos usando técnicas de microlente relataram a detecção , pela primeira vez, de um planeta desonesto de massa terrestre ilimitado por qualquer estrela e flutuando livremente na galáxia da Via Láctea .

Matemática

A matemática da microlente, junto com a notação moderna, é descrita por Gould e usamos sua notação nesta seção, embora outros autores tenham usado outra notação. O raio de Einstein , também chamado de ângulo de Einstein, é o raio angular do anel de Einstein no caso de alinhamento perfeito. Depende da massa da lente M, da distância da lente d _L e da distância da fonte d _S :

{\ displaystyle \ theta _ {E} = {\ sqrt {{\ frac {4GM} {c ^ {2}}} {\ frac {d_ {S} -d_ {L}} {d_ {S} d_ {L }}}}}}

(em radianos).

Para M igual a 60 massas de Júpiter , d _L = 4000 parsecs ed _S = 8000 parsecs (típico para um evento de microlente Bulge), o raio de Einstein é 0,00024 segundos de arco ( ângulo subtendido por 1 au a 4000 parsecs). Em comparação, as observações ideais baseadas na Terra têm resolução angular em torno de 0,4 segundos de arco, 1660 vezes maior. Por ser tão pequeno, geralmente não é observado para um evento de microlente típico, mas pode ser observado em alguns eventos extremos, conforme descrito abaixo. ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

Embora não haja um início ou fim claro para um evento de microlente, por convenção diz-se que o evento dura enquanto a separação angular entre a fonte e a lente é menor que . Assim, a duração do evento é determinada pelo tempo que leva o movimento aparente da lente no céu para cobrir uma distância angular . O raio de Einstein também é da mesma ordem de magnitude que a separação angular entre as duas imagens de lente e a mudança astrométrica das posições da imagem ao longo do curso do evento de microlente. ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$ ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

Durante um evento de microlente, o brilho da fonte é amplificado por um fator de amplificação A. Esse fator depende apenas da proximidade do alinhamento entre o observador, a lente e a fonte. O número sem unidade u é definido como a separação angular da lente e da fonte, dividida por . O fator de amplificação é dado em termos deste valor: ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$

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

Esta função possui várias propriedades importantes. A (u) é sempre maior que 1, então a microlente só pode aumentar o brilho da estrela fonte, não diminuí-lo. A (u) sempre diminui à medida que u aumenta, portanto, quanto mais próximo o alinhamento, mais brilhante se torna a fonte. À medida que u se aproxima do infinito, A (u) se aproxima de 1, de modo que em grandes separações, a microlente não tem efeito. Finalmente, conforme u se aproxima de 0, para uma fonte pontual A (u) se aproxima do infinito conforme as imagens se aproximam de um anel de Einstein. Para alinhamento perfeito (u = 0), A (u) é teoricamente infinito. Na prática, os objetos do mundo real não são fontes pontuais, e os efeitos de tamanho de fonte finita definirão um limite para o quão grande uma amplificação pode ocorrer para um alinhamento muito próximo, mas alguns eventos de microlente podem causar um brilho por um fator de centenas.

Ao contrário da macrolente gravitacional, onde a lente é uma galáxia ou aglomerado de galáxias, na microlente u muda significativamente em um curto período de tempo. A escala de tempo relevante é chamada de tempo de Einstein e é dado pelo tempo que a lente leva para percorrer uma distância angular em relação à fonte no céu. Para eventos de microlente típicos, é da ordem de alguns dias a alguns meses. A função u (t) é simplesmente determinada pelo teorema de Pitágoras: ${\ displaystyle t_ {E}}$ ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$ ${\ displaystyle t_ {E}}$

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

O valor mínimo de u, denominado u _min , determina o brilho máximo do evento.

Em um evento de microlente típico, a curva de luz é bem ajustada assumindo que a fonte é um ponto, a lente é uma massa de um único ponto e a lente está se movendo em linha reta: a aproximação de lente ponto-fonte ponto . Nesses eventos, o único parâmetro fisicamente significativo que pode ser medido é a escala de tempo de Einstein . Uma vez que este observável é uma função degenerada da massa, distância e velocidade da lente, não podemos determinar esses parâmetros físicos a partir de um único evento. ${\ displaystyle t_ {E}}$

No entanto, em alguns eventos extremos, pode ser mensurável enquanto outros eventos extremos pode sondar um parâmetro adicional: o tamanho do anel de Einstein no plano do observador, conhecido como o raio Einstein projectada : . Este parâmetro descreve como o evento parecerá ser diferente de dois observadores em locais diferentes, como um observador de satélite. O raio de Einstein projetado está relacionado aos parâmetros físicos da lente e da fonte por ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$ ${\ displaystyle {\ tilde {r}} _ {E}}$

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

É matematicamente conveniente usar os inversos de algumas dessas quantidades. Estes são os movimentos próprios de Einstein

{\ displaystyle {\ vec {\ mu}} _ {E} = {t_ {E}} ^ {- 1}}

e a paralaxe de Einstein

{\ displaystyle {\ vec {\ pi}} _ {E} = {{\ tilde {r}} _ {E}} ^ {- 1}.}

Essas quantidades vetoriais apontam na direção do movimento relativo da lente em relação à fonte. Alguns eventos extremos de microlente podem restringir apenas um componente dessas quantidades vetoriais. Se esses parâmetros adicionais forem totalmente medidos, os parâmetros físicos da lente podem ser resolvidos produzindo a massa da lente, paralaxe e movimento adequado conforme

{\ displaystyle M = {\ frac {c ^ {2}} {4G}} \ theta _ {E} {\ tilde {r}} _ {E},}

{\ displaystyle \ pi _ {L} = \ pi _ {E} \ theta _ {E} + \ pi _ {S},}

{\ displaystyle \ mu _ {L} = \ mu _ {E} \ theta _ {E} + \ mu _ {S}.}

Eventos extremos de microlente

Em um evento de microlente típico, a curva de luz é bem ajustada assumindo que a fonte é um ponto, a lente é uma massa de um único ponto e a lente está se movendo em linha reta: a aproximação de lente ponto-fonte ponto . Nesses eventos, o único parâmetro fisicamente significativo que pode ser medido é a escala de tempo de Einstein . No entanto, em alguns casos, os eventos podem ser analisados para produzir os parâmetros adicionais do ângulo de Einstein e paralaxe: e . Isso inclui eventos de ampliação muito alta, lentes binárias, paralaxe e eventos xallarap e eventos em que a lente é visível. ${\ displaystyle t_ {E}}$ ${\ displaystyle \ theta _ {E}}$ ${\ displaystyle \ pi _ {E}}$

Eventos gerando o ângulo de Einstein

Embora o ângulo de Einstein seja muito pequeno para ser diretamente visível a partir de um telescópio terrestre, várias técnicas foram propostas para observá-lo.

Se a lente passar diretamente na frente da estrela fonte, o tamanho finito da estrela fonte torna-se um parâmetro importante. A estrela fonte deve ser tratada como um disco no céu, não um ponto, quebrando a aproximação ponto-fonte e causando um desvio da curva de microlente tradicional que dura tanto quanto o tempo para a lente cruzar a fonte, conhecido como uma curva de luz de fonte finita . O comprimento desse desvio pode ser usado para determinar o tempo necessário para a lente cruzar o disco da estrela fonte . Se o tamanho angular da fonte for conhecido, o ângulo de Einstein pode ser determinado como ${\ displaystyle t_ {S}}$ ${\ displaystyle \ theta _ {S}}$

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

Essas medições são raras, pois exigem um alinhamento extremo entre a fonte e a lente. Eles são mais prováveis quando são (relativamente) grandes, ou seja, para fontes gigantes próximas com lentes de baixa massa de movimento lento perto da fonte. ${\ displaystyle \ theta _ {S} / \ theta _ {E}}$

Em eventos de origem finita, diferentes partes da estrela de origem são ampliadas em taxas diferentes em momentos diferentes durante o evento. Esses eventos podem, portanto, ser usados para estudar o escurecimento dos membros da estrela fonte.

Lentes binárias

Se a lente é uma estrela binária com separação de aproximadamente o raio de Einstein, o padrão de ampliação é mais complexo do que nas lentes de estrela única. Nesse caso, normalmente há três imagens quando a lente está distante da fonte, mas há uma faixa de alinhamentos onde duas imagens adicionais são criadas. Esses alinhamentos são conhecidos como cáusticos . Nestes alinhamentos, a ampliação da fonte é formalmente infinita sob a aproximação ponto-fonte.

Cruzamentos cáusticos em lentes binárias podem acontecer com uma gama mais ampla de geometrias de lentes do que em uma única lente. Como uma única fonte de cáustica de lente, leva um tempo finito para que a fonte cruze a cáustica. Se esse tempo de cruzamento cáustico puder ser medido, e se o raio angular da fonte for conhecido, então novamente o ângulo de Einstein pode ser determinado. ${\ displaystyle t_ {S}}$

Como no caso de lente única, quando a ampliação da fonte é formalmente infinita, lentes binárias cruzadas cáusticas ampliarão diferentes partes da estrela fonte em momentos diferentes. Eles podem, assim, sondar a estrutura da fonte e o escurecimento de seus membros.

Uma animação de um evento de lente binária pode ser encontrada neste vídeo do YouTube .

Eventos que geram a paralaxe de Einstein

Em princípio, a paralaxe de Einstein pode ser medida tendo dois observadores simultaneamente observando o evento de locais diferentes, por exemplo, da Terra e de uma espaçonave distante. A diferença na amplificação observada pelos dois observadores produz o componente perpendicular ao movimento da lente, enquanto a diferença no tempo de amplificação do pico produz o componente paralelo ao movimento da lente. Esta medição direta foi relatada recentemente usando o Telescópio Espacial Spitzer . Em casos extremos, as diferenças podem até ser mensuráveis a partir de pequenas diferenças vistas em telescópios em diferentes locais da Terra. ${\ displaystyle {\ vec {\ pi}} _ {E}}$

Mais tipicamente, a paralaxe de Einstein é medida a partir do movimento não linear do observador causado pela rotação da Terra em torno do sol. Foi relatado pela primeira vez em 1995 e tem sido relatado em um punhado de eventos desde então. A paralaxe em eventos de lentes pontuais pode ser melhor medida em eventos de longa escala com um grande - de lentes de movimento lento e baixa massa que estão perto do observador. ${\ displaystyle \ pi _ {E}}$

Se a estrela de origem for uma estrela binária , ela também terá um movimento não linear que pode causar mudanças leves, mas detectáveis na curva de luz. Este efeito é conhecido como Xallarap (paralaxe escrito ao contrário).

Detecção de planetas extrasolares

Microlente gravitacional de um planeta extrasolar

Se o objeto de lente é uma estrela com um planeta orbitando, este é um exemplo extremo de um evento de lente binária. Se a fonte cruzar uma cáustica, os desvios de um evento padrão podem ser grandes, mesmo para planetas de baixa massa. Esses desvios nos permitem inferir a existência e determinar a massa e separação do planeta ao redor da lente. Os desvios geralmente duram algumas horas ou alguns dias. Como o sinal é mais forte quando o próprio evento é mais forte, os eventos de alta ampliação são os candidatos mais promissores para um estudo detalhado. Normalmente, uma equipe de pesquisa notifica a comunidade quando descobre um evento de alta ampliação em andamento. Os grupos de acompanhamento monitoram intensamente o evento em andamento, na esperança de obter uma boa cobertura do desvio, caso ele ocorra. Quando o evento termina, a curva de luz é comparada aos modelos teóricos para encontrar os parâmetros físicos do sistema. Os parâmetros que podem ser determinados diretamente a partir dessa comparação são a proporção de massa do planeta em relação à estrela e a proporção da separação angular estrela-planeta em relação ao ângulo de Einstein. A partir dessas proporções, junto com suposições sobre a estrela da lente, a massa do planeta e sua distância orbital podem ser estimadas.

Exoplanetas descobertos usando microlentes, por ano, até 2014.

O primeiro sucesso desta técnica foi obtido em 2003 por OGLE e MOA do evento de microlente OGLE 2003 – BLG – 235 (ou MOA 2003 – BLG – 53) . Combinando seus dados, eles descobriram que a massa mais provável do planeta é 1,5 vezes a massa de Júpiter. Em abril de 2020, 89 exoplanetas foram detectados por este método. Exemplos notáveis incluem OGLE-2005-BLG-071Lb , OGLE-2005-BLG-390Lb , OGLE-2005-BLG-169Lb , dois exoplanetas em torno de OGLE-2006-BLG-109L e MOA-2007-BLG-192Lb . Notavelmente, no momento de seu anúncio em janeiro de 2006, o planeta OGLE-2005-BLG-390Lb provavelmente tinha a menor massa de qualquer exoplaneta conhecido orbitando uma estrela regular, com uma mediana de 5,5 vezes a massa da Terra e aproximadamente um fator duas incertezas. Este recorde foi contestado em 2007 pelo Gliese 581 c com uma massa mínima de 5 massas terrestres, e desde 2009 Gliese 581 e é o exoplaneta "regular" mais leve conhecido, com um mínimo de 1,9 massas terrestres. Em outubro de 2017, OGLE-2016-BLG-1190Lb , um exoplaneta extremamente massivo (ou possivelmente uma anã marrom ), cerca de 13,4 vezes a massa de Júpiter , foi relatado.

Comparando este método de detecção de planetas extra-solares com outras técnicas, como o método de trânsito , uma vantagem é que a intensidade do desvio planetário não depende da massa do planeta com tanta força quanto os efeitos de outras técnicas. Isso torna a microlente bem adequada para localizar planetas de baixa massa. Também permite a detecção de planetas mais distantes da estrela hospedeira do que a maioria dos outros métodos. Uma desvantagem é que o acompanhamento do sistema de lentes é muito difícil após o término do evento, porque leva muito tempo para que a lente e a fonte sejam suficientemente separadas para resolvê-los separadamente.

Uma lente atmosférica terrestre proposta por Yu Wang em 1998 que usaria a atmosfera da Terra como uma grande lente também poderia gerar imagens de exoplanetas potencialmente habitáveis próximos.

Experimentos de microlente

Existem dois tipos básicos de experimentos de microlente. Os grupos de "pesquisa" usam imagens de campo grande para encontrar novos eventos de microlente. Grupos de "acompanhamento" geralmente coordenam telescópios em todo o mundo para fornecer cobertura intensiva de eventos selecionados. Todos os experimentos iniciais tiveram nomes um tanto ousados até a formação do grupo PLANETA. Existem propostas atuais para construir novos satélites especializados em microlentes, ou para usar outros satélites para estudar microlentes.

Colaborações de pesquisa

Alard; Mao; Guibert (1995). "Object DUO 2: A New Binary Lens Candidate". Astronomia e Astrofísica . 300 : L17. arXiv : astro-ph / 9506101 . Bibcode : 1995 A & A ... 300L..17A . Pesquisa de chapa fotográfica de protuberância.
Experiência de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993–2002) Colaboração em grande parte francesa. EROS1: Pesquisa de placa fotográfica de LMC: EROS2: Pesquisa CCD de LMC, SMC, Bulge & braços espirais.
MACHO (1993–1999) Colaboração entre Austrália e EUA. Pesquisa CCD de protuberância e LMC.
Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) (1992 -), colaboração polonesa estabelecida por Paczynski e Udalski . Telescópio dedicado de 1,3 m no Chile administrado pela Universidade de Varsóvia. Alvos em protuberâncias e Nuvens de Magalhães.
Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) (1998 -), colaboração entre o Japão e a Nova Zelândia. Telescópio dedicado de 1,8 m na Nova Zelândia. Alvos em protuberâncias e Nuvens de Magalhães.
SuperMACHO (2001 -), sucessor da colaboração MACHO, usou o telescópio CTIO de 4 m para estudar microlentes LMC fracas.

Colaborações de acompanhamento

Probing Lensing Anomalies Network (PLANET) Colaboração multinacional.
MicroFUN , Rede de Acompanhamento de Microlente
Microlensing Planet Search (MPS)
Rede de microlente para a detecção de pequenos exoplanetas terrestres, MiNDSTEp
RoboNet. Procurando planetas usando uma rede global de telescópios robóticos

Lentes de pixel da galáxia de Andrômeda

Experimentos de satélite propostos

Galactic Exoplanet Survey Telescope (GEST)
O Projeto Chave de Microlente SIM teria usado a astrometria de precisão extremamente alta do satélite da Missão de Interferometria Espacial para quebrar a degeneração da microlente e medir a massa, distância e velocidade das lentes. Este satélite foi adiado várias vezes e finalmente cancelado em 2010.
O Telescópio Espacial Nancy Grace Roman , sendo preparado pela NASA para o lançamento em meados da década de 2020, incluirá uma pesquisa de microlente junto com várias outras pesquisas. Os dados demográficos da microlente irão complementar aqueles das missões Kepler e TESS , com melhor sensibilidade para planetas como a Terra e Marte, que são mais prováveis de serem planetas rochosos na zona habitável de seus sóis.

Veja também

Referências

links externos

Descoberta do planeta cinco vezes mais massivo que a Terra orbitando uma estrela a 20.000 anos-luz de distância

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