Una microlente gravitatoria —también llamada microlente gravitacional por calco de la forma inglesa— es un fenómeno astronómico debido al efecto de la lente gravitacional. Se puede usar para detectar objetos desde la masa planetaria hasta la masa estelar, independiente de la luz que emitan. Típicamente, los astrónomos solo pueden detectar objetos brillantes muy brilantes (estrellas) u objetos grandes que bloquean la luz de fondo (nubes de gas y polvo). Esos objetos son sólo una pequeña porción de la masa de una galaxia. Los microlentes gravitacionales permiten estudiar objetos que emiten poca o cero luz. alt=|miniaturadeimagen|Animación de microlente gravitacional Cuando una estrella o cuásar distante se alinea lo suficiente con un objeto plano compacto masivo, la flexión de la luz por su campo gravitacional, según lo discutido por Einstein en 1915, lleva 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 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 sean. 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. El efecto microlente no depende de la longitud de onda, pudiendo usarse objetos fuente distantes que emiten todo tipo de radiación electromagnética.
La microlente de un objeto aislado se detectó por primera vez en 1989. Desde entonces, el microlente se usa en 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 del disco de la Vía Láctea. La microlente también se propuso como un medio para encontrar objetos oscuros como enanas marrones y agujeros negros, estudiar manchas estelares, medir la rotación estelar y cuásares sonda, incluidos sus discos de acreción.
Cómo funciona
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.
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.
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: centro|700x700px|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 e incluso resolver las imágenes separadas con interferometría.
Observando la microlente miniaturadeimagen|El objeto que causa la microlente en NGC 6553 inclinó la luz de una estrella gigante roja en el fondo. 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, 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, y la profundidad óptica hacia la protuberancia es 2,43×10-6 o aproximadamente 1 en 400000.
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
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.Schneider, Ehlers y Falco. Lentes gravitacionales 1992. 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. 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).
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. 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 y la francesa EROS.eros.in2p3.fr
En 1986, Robert J. Nemiroff predijo la probabilidad de microlente y calculó las curvas de luz inducidas por microlentes básicas para varias configuraciones posibles de lente-fuente en su tesis de 1987.
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, que comenzó a buscar eventos en la dirección del Centro galáctico.