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Una estrella que pasa casi delante de otra más lejana curva su luz y la hace brillar durante semanas: es la microlente gravitacional. La primera pestaña muestra el cielo alrededor de la lente y la curva de luz que produce, y cómo un planeta alrededor de la estrella lente añade un destello corto. La segunda tiene dos eventos reales de OGLE: ajusta una lente simple, luego una estrella con planeta, y compara el cociente de masas y la separación del planeta con los valores publicados. Un evento de microlente del feed en vivo también se abre aquí: su curva de luz de OGLE se carga junto a ellos y se ajusta con una lente simple al abrir la página.
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Glosario
- Microlente
- La gravedad de una estrella curvando la luz de otra que está detrás en imágenes demasiado juntas para verlas por separado. Juntas brillan más que la fuente sola, así que la estrella de fondo sube y baja de brillo al pasar la lente.
- Por qué importa No necesita luz de la lente ni de su planeta, así que encuentra planetas alrededor de estrellas débiles a miles de años luz.
- Radio de Einstein
- El anillo que formaría una fuente justo detrás de la lente. Aquí todas las longitudes van en radios de Einstein; para una estrella de media masa solar a mitad de camino del centro galáctico mide unas 2 UA en el plano de la lente.
- Tiempo de Einstein t_E
- Los días que tarda la fuente en cruzar un radio de Einstein. Mezcla la masa de la lente, las distancias y la velocidad relativa, así que por sí solo no da la masa.
- Por qué importa Fija cuánto dura el evento; la mayoría de los eventos del bulbo duran de 10 a 100 días.
- Máximo acercamiento u₀
- La menor distancia de la fuente a la lente, en radios de Einstein, en el instante t₀. Una lente puntual magnifica A(u) = (u² + 2)/(u √(u² + 4)): 1,34 en u = 1, cerca de 1/u cuando u es pequeño.
- Magnificación A
- Cuántas veces más brillante se ve la fuente: la suma del brillo de sus imágenes. Su curva frente al tiempo es la curva de luz.
- Imágenes y paridad
- Una lente simple da dos imágenes; una binaria, tres o cinco. Cada una es la fuente magnificada y deformada; la mitad están invertidas como en un espejo (paridad negativa, huecas en la vista del cielo).
- Cociente de masas q
- La masa del planeta sobre la de su estrella. Júpiter alrededor del Sol es 10⁻³, la Tierra 3 × 10⁻⁶. El de OGLE-2012-BLG-0406Lb es 5,8 × 10⁻³: unas 3,6 masas de Júpiter alrededor de una estrella de 0,59 M☉.
- Por qué importa La duración y el tamaño del destello dan q directamente; la masa del planeta en kilos necesita la de la estrella.
- Separación s
- La distancia del planeta a su estrella proyectada en el cielo, en radios de Einstein. Los planetas cerca de s = 1 dan las cáusticas más grandes y son los que más se encuentran.
- Por qué importa s y 1/s dan casi la misma cáustica central, así que algunos eventos tienen dos respuestas; la cáustica planetaria de OGLE-2012-BLG-0406 lo zanja en 1,35.
- Cáustica
- Las curvas cerradas del cielo donde la magnificación de una fuente puntual es infinita y aparecen o desaparecen dos imágenes más. Un planeta más allá de s = 1 tiene una cáustica pequeña a unos s − 1/s de su estrella.
- Por qué importa Cruzarla o pasar cerca produce el destello del planeta.
- Radio de la fuente ρ
- El radio de la estrella de fondo en radios de Einstein. Cerca de una cáustica el disco de la estrella no es un punto: su borde cruza primero y el pico se redondea.
- Flujo de la fuente y de la mezcla
- La luz es F = F_s A + F_b: el flujo de la fuente, magnificado, más la luz de estrellas en el mismo disco de seeing que no lo está. El ajuste resuelve ambos exactamente.
- χ²/ν
- La suma de (dato − modelo)² / error² sobre los puntos, dividida por los grados de libertad (los puntos menos los parámetros ajustados). Cerca de 1, el modelo encaja dentro de los errores.
- Por qué importa Una lente simple en el evento del planeta deja χ²/ν muy por encima de 1; con el planeta baja cerca de 1.
- Early Warning System de OGLE
- El sistema en tiempo real de OGLE (Udalski 2003): cada noche encuentra eventos de microlente en el bulbo con el telescopio Varsovia de 1,3 m en Las Campanas y publica su fotometría y un ajuste de lente simple.
- El sondeo del bulbo de Roman
- El telescopio espacial Nancy Grace Roman de la NASA vigilará 1,7 grados² hacia el centro galáctico una vez cada 12,1 minutos durante seis temporadas de 70,5 días (STScI), y espera más de mil planetas (NASA).
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