¿Qué es una Microlente Gravitacional?


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.

La 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 del disco de la Vía Láctea. 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,​ incluyendo sus discos de acreción.

Cómo funciona
Una 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 una 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.

Observando microlentes

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 una 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 400.000.

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.

Lentes binarios

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 el paralaje de Einstein
El paralaje (del griego ‘diferencia’) es la desviación angular de la posición aparente de un objeto, dependiendo del punto de vista elegido.

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. La diferencia en la amplificación observada por los dos observadores produce el componente de  perpendicular al movimiento de la lente mientras la diferencia en el tiempo de amplificación máxima produce el componente paralelo al movimiento de la lente. Esta medición directa se informó recientemente 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.

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 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" en inglés deletreado al revés).

Detección de planetas extrasolares
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.

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
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.

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