Búsqueda de planetas por el método de microlensing

Microlensing Evento para una lente simple Medibles Se forman 2 imagenes Generalmente simétrico, asimetria proviene de paralajes debido al movimiento de la Tierra. Acromatico, no repetible

Microlensing Animación simple del fenómeno en donde vemos la configuración geométrica y la magnificación para cada punto.

Teoría en microlensing 1/D = 1/D ol + 1/D ls Al centro galáctico, se adopta generalmente D os = 8 Kpc con una lensing a 6Kpc.

Lentes Binarias Lentes binarias producirian curvas dramaticamentes diferentes a las de lensing normales, estos cuerpos producirían curvas causticas donde la magnificación incrementa hacia el infinito. Mao & Paczynski,1991,ApJ,374,L37. No es fácil modelar las curvas de luz, (son muchas) pero si es sencillo identificar estos eventos.

Modelos y parámetros Se toman las ecuaciones conocidas para microlensing y se calculan zonas de causticas en los modelos. Gould & Loeb,1992 realizan un modelo detallado de eventos (sobre 14 parámetros). Además calculan la probabilidad de encontrar estos eventos y obtienen que es de un 20%, basandose en que Jupiter se encuentra a 1Re del Sol. Razón de masas. (q) Proyección de la separación en Re. Parametro de impacto Angulo de impacto Te = Tiempo de escala del evento Radio de la fuente (Rs) ¿Qué pasa si la fuente es una binaria? Superposición 2 parámetros de impacto Corrimiento curvas (tiempo) α separación Tiempos de escala iguales Dependencia color La mayoria de los modelos no son analiticos

Planetas Se utiliza el mismo modelo que para las binarias, salvo que en este caso la razon de masa es notablemente pequeña Las curvas causticas son más pequeñas que en binarias. El tiempo de duración es más corto. Se necesita observar el fenomeno completo por el mayor tiempo posible.

Planetas (cont.) La gran mayoria de los planetas generan 2 tipos de causticas. Una “central” que cae cerca de la estrella y 1 ó 2 causticas planetarias (más grandes), dependiendo si el planeta está dentro o fuera del radio de Einstein. Los principale parámetros que influyen en la forma de la curva de luz es la masa del planeta, la separacion a la estrella y la ubicación al momento del evento. Bennett & Rhie

Planetas (cont.)

Planetas anchamente separados y planetas libres Han et.al,2005,ApJ,618,962. Se necesita un constante segumiento a estos objetos y un rápido sistema de alerta, además de una gran precision. Planetas separados Pequeñas causticas al centro Planetas libres Lentes simples

Detección de planetas cercanos a estrellas fuentes por medio de causticas El planeta es más puntual que la estrella, por lo tanto al atravesar una caustica producida por un sistema binario, su magnificación es mayor (comparativamente). Planetas muy cercanos (a < 0.1 U.A) tipo Jupiter brillarian lo suficiente para poder observar una pequeña desviación en la luz de la estrella. Se necesita un intesivo monitoreo usando grandes telescopios (10 m) para unas horas antes y después de la caustica, el tiempo de cruce del planeta varia entre los minutos y un par de horas.Depende mucho de las configuraciones geométricas del momento. Es el único método propuesto para determinar la luz reflejada por un planeta alrededor de una estrella fuera del entorno solar, i.e., en el disco galactico. Con una precisión del 1% bastaria, como se necesitan expocisiones cortas se necesita un gran telescopio. Para un sistema tipo HD se requeriría observar en I con una S/N de 20. (I=20). Si se obtienen estas curvas se podrían estudiar más parámetros del planeta. Graff & Gaudi 2001

Ventajas y desventajas del método comparable con otras técnicas. Método más sensible para planetas (tipo Tierra) con baja masa y grandes radios orbitales. No se necesita observar un periodo completo. La caracterización puede ser lograda durante el evento. Es el único método que no se basa en la luz de la estrella principal (puede ser muy débil). Es el único metodo capaz de detectar planetas tipo Tierra desde la Tierra. Free floating planets. Se necesita un alineamiento preciso, haciendose muy poco común. Se necesitan más métodos para caracterizar bien el sistema. No se puede volver a observar. Debido a la masa y al radio del planeta, se hace dificil usar otro método. Tiempo de escala cortos, sistemas de alertas y cubrimientos de eventos deben mejorar Ventajas Desventajas

Grupos y misiones MACHO (MAssive Compact Halo Objects) MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) OGLE III (Optical Gravitational Lensing Experiment) MPS (Microlensing Planet Search)  FUN ( Microlensing Follow-Up Network) EWS (Early Warning System) & EEWS (OGLE) GMAN (Global Microlensing Alert Network) GETS (Galactic Exoplanets Survey Telescope) LSST (Large Synoptic Survey Telescope) VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy)

GETS

Space vs. Ground-based Surveys

OGLE 2003-BLG-235 / MOA 2003BLG-53 Bond et.al,2003 Duracion ~ 7 dias Q = Estrella tipo M2-M7 Mp = 1. 5 Mjup a = 3 U.A.

OGLE 2005-BLG-071 Udalski et. al,2005 Duracion ~ 3 dias q = 0.007