Microlensing. -Dunkle Materie in der Galaxis- Seminar Astro- und Teilchenphysik WS 07/08 Universität Erlangen-Nürnberg

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1 Microlensing ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ -Dunkle Materie in der Galaxis- Seminar Astro- und Teilchenphysik WS 07/08 Universität rlangen-nürnberg Referent: Julian Jaus 19. Nov. 007

2 Gliederung 1. inführung. Aufbau der Galaxis 3. Charakteristische igenschaften des ML-ffekts 4. Beobachtungsprogramme und deren rgebnisse 5. Weitere Anwendungsmöglichkeiten 6. Zusammenfassung und Ausblick

3 1. inführung - Definition Nicht Galaxie, sondern kompaktes, stellares Objekt dient als Linse für das Licht eines Hintergrundsterns ntstehende Bilder der Quelle nicht auflösbar (µas-mas-bereich) Charakteristische zeitliche Änderung des gemessenen Quellenlichts durch Relativbewegung rde/quelle/linse

4 1. inführung - Mikrolinsenereignis BILD INS UNGLINSTN UND INS GLINSTN STRNS

5 1. inführung - Geschichte Theoretische Vorhersage durch instein (1936) Zwicky proklamiert Macrolensing (1937) Theoretische Beschreibung des ML-ffekts durch Liebes und Refsdal (1960er) rste Anwendungsidee des ML von Paczynski zur Lösung des DM-Problems (1986)

6 1. inführung - Motivation Viele Hintergrundsterne (z.b. in LMC) beobachten reignisrate gibt Aufschluss über Gehalt an dunklen Linsensternen, sog. MACHOs (MAssive Compact Halo Object) in unserer Halo Bei hoher ML-reignisrate: (Teil-)Lösung zum Problem der fehlenden Masse in unserem Universum Bei entsprechend niedriger reignisrate: Verstärkte Suche nach anderen Lösungen, wie z.b. WIMPS

7 . Aufbau der Galaxis Optische Dicke Fragestellung: Wie viele Hintergrundsterne muss man beobachten, um ML-reignisse entdecken zu können? inführung des Begriffs der optischen Dicke Wahrscheinlichkeit, dass ein Quellenstern in einer bestimmten Zeit mit einer minimalen Verstärkung von 1,34 gelinst wird ffekt erst relevant, wenn die Quelle den insteinradius der Linse passiert

8 . Aufbau der Galaxis Optische Dicke II Microlensing Tube r Observer Source

9 . Aufbau der Galaxis Optische Dicke III theoretische optische Dicke: D OS dd OL 0 0 dnl τ( DOS) = dm πr dm mit ρ L = 0 dm m dnl dm gemessene optische Dicke: τ = 1 N vents i i= 1 ε i max, i t ( t, A )

10 . Aufbau der Galaxis Beobachtungsgebiete

11 . Aufbau der Galaxis Beobachtungsgebiete II

12 . Aufbau der Galaxis Beobachtungsgebiete III

13 3. Charakteristische Merkmale des ML-ffekts Unterscheidung von Veränderlichen: Arten von Veränderlichen eruptiv periodisch ML-ffekt ist achromatisch ML-reignisse nur einmal bei einem Stern Unterscheidung durch Andersartigkeit der Lichtkurven

14 3. Charakteristische Merkmale des ML-ffekts Lichtkurve I Applications on galactic ML_pdf

15 3. Charakteristische Merkmale des ML-ffekts Lichtkurve II = u u u A u Θ β mit Verstärkungsfaktor: mit ) ( )] ( [ ) ( + + = t t t u r t t v b t u ( ) Θ = = v D D D M v r t L S L,, D S 50 kpc = kpc D L 10 = Beispiel: M Ο M t 47d ~. s v 300 km =

16 4. Beobachtungsgruppen und deren rgebnisse 90erJahre: erste Beobachtungsgruppen (MACHO, ROS, OGL) Regelmäßige Beobachtung rste Beobachtungsziele: Magellansche Wolken und Zentrum der Galaxis Photometrie: Generierung der Lichtkurven (für zwei Wellenlängen) rrichtung eines internationalen Netzwerkes

17 4. Beobachtungen in Richtung LMC MACHO-Projekt Besteht die galaktische Halo aus MACHOs? 0 Detektionen in 7 Jahren Viel zu geringe Rate für Halo, die komplett aus kompakten Objekten besteht Halodichte: H 3. ρ 7.9 Ο 0 10 Begrenzung des Anteils von kompakten Objekten im Massenbereich von M. an der Halodichte Ο M pc 3

18 4. Beobachtungen in Richtung LMC II MACHO-199-LMC-1 Lichtkurve des ersten detektierten ML- reignisses in der LMC vom. Januar 199

19 4. Beobachtungen in Richtung LMC III ROS-Projekt (xpérience pour la Recherche d Objets Sombres) 5 Detektionen 7 Jahren Beobachtungsstrategie: Messung in kurzen Zeitabständen Test auf kleine MACHO-Massen Bestimmung einer Massenuntergrenze

20 4. Beobachtungen in Richtung LMC III Roulet/Mollerach

21 4. Beobachtungen in Richtung LMC IV - rgebnisse ingrenzung des Anteils von MACHOs an der Halomasse auf ca. 0% Größtenteils Objekte im Bereich 0,1 1M Ο. : - Normale Sterne ausgeschlossen - Neutronensterne haben zu hohe Masse - Primordiale schwarze Löcher theoretisch möglich - Weiße Zwerge am wahrscheinlichsten Unsicherheiten: - wenig Werte - Self-Lensing - Annahmen bzgl. Halomodell (, radiale Dichteverteilung) v T

22 4. Beobachtungen des galaktischen Zentrums Annahme: Beste Beobachtungsregion mit geschätzter 6 optischer Dicke von τ B viele 100 reignisse beobachtet; ermittelte optische Dicke sogar deutlich höher als erwartet OGL: τ B Self-lensing spielt wichtige Rolle ( Balkenform des galaktischen Zentrums)

23 5. rweiterung Formalismus Doppelsternlinse ( ) Θ Θ = α β Linsengleichung: y x i Θ + β β ζ Quellenkoordinaten: y x i z Θ Θ + Θ Bildkoordinaten: B B A A z z z z z = µ µ ζ Komplexe Linsengleichung:

24 5. rweiterung Formalismus Doppelsternlinse II z i A i J 1 = mit der Jacobideterminante: / / / / det ), ( z z z z z z z z J = = ζ ζ ζ ζ ζ ζ ) ( ) ( B B A A z z z z z + = µ µ ζ 1 z J = ζ mit ζ iϕ z = e kritische Linien für J=0:

25 5. rweiterung Doppelsternlinse - Kritische Linien und Kaustiken Bild/Linsenebene image/lens plane Quellebene source plane 1.5 d/r = d/r = close eng x /R x 1 /R d/r =0.707 y /R y 1 /R d/r =0.707 x /R 0.0 y /R middle mittel x /R x 1 /R d/r = x 1/R d/r =.000 y /R y 1 /R d/r = y 1/R d/r =.000 x /R 0.0 y /R wide weit x /R x 1/R d/r =3.00 y /R y 1/R d/r = x 1 /R y 1 /R Applications of galactic ML_pdf

26 5. rweiterung Doppelsternlinse - Caustic Crossing Applications of galactic ML_pdf

27 5. rweiterung Doppelsternlinse - zusätzliche Parameter Komplexere Strukturen, mehr Parameter nötig u0 t0 Zusätzlich zu, und : - Linsenabstand - Massenverhältnis der Linsen - Winkel zwischen Verbindungsachse der Linsen und Quelle - Winkelgröße der Quelle t Information über nicht sichtbare Objekte!

28 5. rweiterung Doppelsternlinse ROS-000-BLG-5 Massen beider Linsen 0,5M. Ο

29 5. rweiterung Suche nach Planeten System: Linsenstern Planet kleine Abweichungen der Lichtkurven, wenn dps r Gould und Loeb: Annahme alle Sterne des Bulge mit jupiter-ähnlichen Begleiter bei 0% detektierbar Beobachtungsstrategie: Messungen hoch frequentiert, da Änderungen in sehr kurzen Zeitskalen

30 5. rweiterung Suche nach Planeten II

31 5. rweiterung Suche nach Planeten OGL-005-BLG-390

32 5. rweiterung Pixellensing Hohe Sternendichte bei weit entfernten Galaxien Mit jedem Pixel des CCD Messung des Lichtflusses einer Sternengruppe Bei hohen Verstärkungen xtraktion der Lichtkurve des gelinsten Sterns möglich Andromedagalaxie: Lichtstrahlen laufen durch zwei Halos

33 6. Zusammenfassung und Ausblick rfolge der ML-Surveys ingrenzung von Anzahl und Art der MACHOs in unserer Halo Bestimmung von Linsenwahrscheinlichkeiten ntdeckung zahlreicher Sterne und Planeten Bestätigung der Balkenform des galaktischen Zentrums Bestimmung von Linsenparametern

34 6. Zusammenfassung und Ausblick Astrometrisches Microlensing Fortführung der bisherigen Projekte mit verbesserter Technik Alternative zur photometrischen Bestimmung der Linsenparameter astrometrisches Microlensing: - Betrachte Verschiebung des Mittelpunktes der Bilder Θ - genaue Bestimmung von via Satellitenteleskop möglich

35 6. Zusammenfassung und Ausblick Astrometrisches Microlensing II ~ r = r D D OS LS = Θ DOL D D LS OS Θ 4 = GM c D D OL LS D OS ~ 4 r Θ = GM c Roulet/Mollerach

36 6. Zusammenfassung und Ausblick Bestimmung von Θ Mittelpunktsverschiebung: ϑ A + Θ A A A Θ = Θ ( 3+ u ) u + u relativ zur Quelle: ϑ ϑ β = Θ u + u Bewegung parallel: ϑ ( t) = Θ + u t / t 0 + / ( t t ) Bewegung senkrecht: ϑ ( t) = Θ u 0 + u0 + ( t / t )

37 6. Ausblick Astrometrisches Microlensing Bestimmung von Θ a = Θ + u 0 b Θ 0 = u u ( + ) 0 Roulet/Mollerach

38 ~ 6. Ausblick Astrometrisches Microlensing Bestimmung von r Aufnahme zweier Lichtkurven: 1. von Satellit in Sonnenumlaufbahn. von der rde aus r~ = d Sat u Messung der Parallaxe und Bestimmung von r~ systematische Bestimmung von Linsenparametern

39 Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!!!

40 Literaturverzeichnis Bücher: - Roulet/Mollerach: Gravitational Lensing and Microlensing - Peter Schneider: inführung in die extragalaktische Astronomie und Kosmologie Internet: