Astronomie

Wie messen OGLE-III und GAIA die Masse freier Schwarzer Löcher mit Mikrolinsen?

Wie messen OGLE-III und GAIA die Masse freier Schwarzer Löcher mit Mikrolinsen?

Was ist die "hypothetische untere Massenlücke" zwischen 2,5 und 5 Sonnenmassen? schließlich eine Verbindung zur Beschränkung der Massen von Mikrolinsen-Schwarzen Löchern und der Massenlücke mit Gaia DR2.

Der Ablenkwinkel von Licht, das ein massives Objekt passiert, ist gegeben durch:

$$ heta = frac{4GM}{r c^2}$$

wo $r$ ist der minimale Abstand von der Masse, den das Licht passiert.

Wenn zwei Schwarze Löcher eine Sichtlinie zu einem entfernten Objekt passieren und ihre Geschwindigkeiten und Entfernungen der nächsten Annäherung $r$ beide skalieren linear mit ihrer Masse, sie erzeugen die gleiche Auslenkungsgröße und Zeitabhängigkeit.

Frage: Wie kann dann eine solche Beobachtung eines frei schwebenden Schwarzen Lochs verwendet werden, um seine Masse zu bestimmen? Welche zusätzlichen Informationen sind notwendig? Ich sehe aus dem Artikel, dass Parallaxe beteiligt ist, aber ohne die Entfernung zum Schwarzen Loch zu kennen, sehe ich nicht, wie dies ausreicht, um eine Masse zu berechnen.


Die Einführung des Wyrzykowski & Mandel-Artikels gibt die folgenden Informationen zur Abschätzung der Linsenmasse.

Um die Masse der Linse zu erhalten (Gould 2000a), ist es notwendig, sowohl den Winkeleinsteinradius der Linse ($ heta_mathrm{E}$) und die Mikrolinsenparallaxe ($pi_mathrm{E}$)

$$M = frac{ heta_mathrm{E}}{kappapi_mathrm{E}}$$

wo $kappa = 4G / (c^2 mathrm{AU}) = 8,144 mathrm{mas/M_odot}$; und $pi_mathrm{E}$ ist die Länge des Parallaxenvektors $mathbf{pi_mathrm{E}}$, definiert als $pi_mathrm{rel}/ heta_mathrm{E}$, wo $pi_mathrm{rel}$ ist die relative Parallaxe von Linse und Quelle. Der Mikrolinsen-Parallaxenvektor $mathbf{pi_mathrm{E}}$ ist aus der nichtlinearen Bewegung des Beobachters entlang der Erdbahnebene um die Sonne messbar. Der Effekt der Mikrolinsen-Parallaxe verursacht bei Mikrolinsen-Ereignissen, die einige Monate oder länger andauern, oft subtile Abweichungen und Asymmetrien relativ zur Standard-Paczynski-Lichtkurve, so dass die Umlaufbewegung der Erde nicht vernachlässigt werden kann. Der Parameter $mathbf{pi_mathrm{E}}$ können auch aus gleichzeitigen Beobachtungen des Ereignisses vom Boden und von einem ∼1 AE entfernten Weltraumobservatorium gewonnen werden (zB Spitzer oder Kepler, zB Udalski et al. 2015b, Calchi Novati et al. 2015, Zhu et al. 2017 ).

Insbesondere das Papier von Gould 2000a gibt eine gute Zusammenfassung der verschiedenen Beziehungen zwischen den Größen. Die von Udalski et al. 2015b stellt fest, dass der Abstand zwischen der Erde und Spitzer (der auch für Gaia gelten würde) bedeutet, dass Spitzer Unterschiede in der Lichtkurve sehen würde, wodurch die Parallaxe bestimmt werden kann.

Beachten Sie, dass die Dinge komplizierter werden, wenn die Quelle eine Binärdatei ist. In diesem Fall muss ein "umgekehrter Parallax"-Effekt aus der Orbitalbewegung der Quelle, normalerweise "Xallarap" genannt, berücksichtigt werden - aber das ist eine andere Frage ...

Die andere relevante Größe ist der Einstein-Winkelradius der Linse. In ihrer Diskussion über das Messen $ heta_mathrm{E}$, Wyrzykowski & Mandel Referenz Rybicki et al. 2018. In diesem Papier wird darauf hingewiesen, dass Präzisionsatrometrie bei der Messung helfen kann $ heta_mathrm{E}$ denn Mikrolinsen verändern auch die scheinbare Position der Quelle:

Die Lageänderung des Schwerpunkts hängt von der $ heta_mathrm{E}$ und Trennung $u$. Im Gegensatz zum photometrischen Fall tritt die maximale Verschiebung bei auf $u_0 = sqrt{2}$ und liest (Dominik & Sahu 2000)

$$delta_mathrm{max} = frac{sqrt{2}}{4} heta_mathrm{E} approx 0,354 heta_mathrm{E}$$

Für die relativ nahe Linse bei $D_l = 4 mathrm{kpc}$, Quelle in der Ausbuchtung $D_s = 8 mathrm{kpc}$ und Linsenbildung durch einen stellaren BH mit der Masse $M = 4M_odot$, beträgt die astrometrische Verschiebung aufgrund der Mikrolinsenbildung etwa 0,7 Millibogensekunden.

Der Großteil des Papiers stellt weiterhin fest, dass diese Verschiebungen von Gaia beobachtbar sein sollten.

Eine andere Möglichkeit, die Größe der Linse zu messen, besteht darin, die Eigenbewegung der Linsenquelle zu messen, indem mehrere Jahre nach dem Ereignis nach der Linse gesucht wird. Dies wurde bei einigen Exoplaneten-beherbergenden Linsen durchgeführt, wäre jedoch bei einer dunklen Linse nicht möglich wie ein schwarzes Loch.


WFIRST nutzt verzerrte Raumzeit, um Exoplaneten zu finden

WFIRST wird seine Mikrolinsen-Beobachtungen in Richtung des Zentrums der Milchstraße machen. Die höhere Dichte von Sternen führt zu mehr Mikrolinsen-Ereignissen, einschließlich solcher, die Exoplaneten enthüllen. Bildnachweis: Goddard Space Flight Center/CI Lab der NASA

Das Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) der NASA wird nach Exoplaneten, Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, in Richtung des Zentrums unserer Milchstraße suchen, wo sich die meisten Sterne befinden. Das Studium der Eigenschaften von Exoplanetenwelten wird uns helfen zu verstehen, wie Planetensysteme in der gesamten Galaxie aussehen und wie sich Planeten bilden und entwickeln.

Die Kombination der Ergebnisse von WFIRST&rsquo mit den Ergebnissen der NASA&rsquos Kepler- und Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)-Missionen wird die erste Planetenzählung abschließen, die auf ein breites Spektrum von Planetenmassen und Umlaufbahnen reagiert und uns der Entdeckung bewohnbarer erdähnlicher Welten außerhalb unserer einen Schritt näher bringt besitzen.

Bis heute haben Astronomen die meisten Planeten gefunden, wenn sie in Ereignissen, die Transite genannt werden, vor ihrem Wirtsstern vorbeiziehen und das Licht des Sterns vorübergehend dimmen. WFIRST-Daten können auch Transite erkennen, aber die Mission wird in erster Linie auf den gegenteiligen Effekt achten - kleine Strahlungsstöße, die durch ein Lichtbiegephänomen namens Mikrolinsen erzeugt werden. Diese Ereignisse sind viel seltener als Transite, da sie auf der zufälligen Ausrichtung zweier weit voneinander entfernter und nicht miteinander verbundener Sterne beruhen, die durch den Weltraum treiben.

"Mikrolinsensignale von kleinen Planeten sind selten und kurz, aber sie sind stärker als die Signale anderer Methoden", sagte David Bennett, der die Gravitationsmikrolinsengruppe am Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt, Maryland, leitet. &ldquoDa es sich um ein Eins-in-einer-Millionen-Ereignis handelt, besteht der Schlüssel zum Auffinden von Planeten mit geringer Masse durch WFIRST darin, Hunderte Millionen Sterne zu durchsuchen.&ldquoquo


Gaia spioniert zwei vorübergehend vergrößerte Sterne aus

Helligkeitsschwankungen des Sterns Gaia16aye, verursacht durch ein Mikrolinsen-Ereignis, als ein massives Objekt seine Sichtlinie überquerte. Das Gaia Photometric Science Alerts Team gab diesem Stern den Spitznamen Ayers Rock, nach dem berühmten Wahrzeichen in Australien. Quelle: ESA/Gaia/DPAC, P. Mroz, L. Wyrzykowski, K.A. Rybicki (Warschau)

Beim Scannen des Himmels, um die Position von über einer Milliarde Sterne in unserer Galaxie zu messen, hat der ESA-Satellit Gaia zwei seltene Fälle von Sternen entdeckt, deren Licht vorübergehend von anderen Himmelsobjekten verstärkt wurde, die über ihre Sichtlinien wandern. Es wird erwartet, dass einer dieser Sterne bald wieder aufhellt. Gaias Messungen werden dazu beitragen, mehr über die Natur dieser „kosmischen Lupen“ zu erfahren.

Die beiden Ereignisse wurden im Juli bzw. August 2016 vom Gaia Photometric Science Alerts Team identifiziert, das die Gaia-Daten auf astronomische Quellen untersucht, die für kurze Zeit viel heller als gewöhnlich sind.

Bisher hat das Team über tausend transiente Quellen entdeckt, von denen die meisten Sterne sind, die einen großen Ausbruch erleben, oder Supernova-Explosionen am Ende des Lebens eines Sterns. Die Entdeckungen werden jetzt routinemäßig der astronomischen Gemeinschaft über die Website Gaia Photometric Science Alerts bekannt gegeben, damit andere Astronomen rechtzeitig andere Teleskope nachverfolgen können.

In seltenen Fällen gibt es auch ein anderes Phänomen, das die Helligkeit eines Sterns plötzlich erhöhen kann: die Schwerkraft anderer Himmelsobjekte, die zufällig zwischen Stern und Beobachter wandern.

Nach Albert Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie bewirkt die Schwerkraft, dass massereiche Objekte – wie Sterne, Planeten, Galaxien oder Schwarze Löcher – das Gefüge der Raumzeit verbiegen. Dies verzerrt auch die Wege von Lichtstrahlen, die in der Nähe passieren.

Wenn ein so massives Objekt genau zwischen einer entfernten Lichtquelle und einem Beobachter ausgerichtet wird, wirkt es als Gravitationslinse, und der Beobachter kann eine dramatische Zunahme (und anschließende Abnahme) der Helligkeit der Quelle sehen – ähnlich wie wenn wir etwas durch eine Lupe. Dieses Phänomen wird als Gravitationsmikrolinseneffekt bezeichnet.

„Die Mikrolinsenmessung von Sternen in unserer Galaxie ist sehr nützlich, um Objekte auszugraben, die kein Licht emittieren, wie Schwarze Löcher, aber dennoch das Licht von Hintergrundsternen verzerren können“, erklärt Łukasz Wyrzykowski vom Astronomischen Observatorium der Universität Warschau, Polen. und ein Mitglied des Gaia Photometric Science Alerts Teams.

"Sterne, mehrere Sternsysteme und sogar Planetensysteme können als Gravitationslinsen fungieren, die jeweils ein anderes Muster von Variationen der Helligkeit des Hintergrundsterns verursachen."

Gaias erster Nachweis eines solchen Ereignisses, das als Gaia16aua klassifiziert und vom Team Auala nach einem kleinen Dorf in Samoa genannt wird, ist ein schwacher Stern der Größe 19, der plötzlich um zwei Größenordnungen heller wurde. Der Helligkeitsanstieg und die anschließende Abnahme wurden unabhängig voneinander beobachtet, sowohl von Gaia als auch vom bodengestützten Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE). Die bodengestützten Beobachtungen lieferten eine längere und dichtere Datenbasis und bestätigten, dass die von Gaia beobachteten Helligkeitsschwankungen tatsächlich durch ein Mikrolinsenereignis verursacht wurden.

Die Wirkung des Gravitationslinseneffekts hängt von der Masse der Linse ab – sowie von den relativen Abständen zwischen Quelle, Linse und Beobachter. Bei nahezu perfekter Ausrichtung zwischen Quelle, Objektiv und Beobachter nimmt die Helligkeit des Hintergrundsterns zu und seine Position am Himmel erscheint leicht verschoben. Durch die Messung dieser beiden winzigen Effekte ist es möglich, die Masse des unsichtbaren Objekts abzuschätzen, das als Linse fungiert.

Das Besondere an der Suche nach Mikrolinsenereignissen mit Gaia, einer Mission, deren wissenschaftliches Ziel es ist, die Position von Sternen am Himmel mit beispielloser Genauigkeit zu messen, ist, dass Astronomen die Bewegung der Quelle am Himmel messen können, wenn ihre Helligkeit aufgrund von Gravitationslinsen.

„Indem wir Gaias Informationen über die Positionsänderungen des Hintergrundsterns mit bodenbasierten Daten seiner Helligkeitsschwankungen kombinieren, können wir die Masse des Objekts, das sein Licht beugt, sehr genau abschätzen“, erklärt Timo Prusti, Gaia Projektwissenschaftler bei der ESA.

Helligkeitsschwankungen des Sterns Gaia16aua, verursacht durch ein Mikrolinsen-Ereignis, als ein massives Objekt seine Sichtlinie überquerte. Das Gaia Photometric Science Alerts Team gab diesem Stern den Spitznamen Auala, nach einem kleinen Dorf in Samoa. Bildnachweis: ESA/Gaia/DPAC, L. Wyrzykowski, OGLE-Team (Warschau), Z. Kostrzewa-Rutkowska (SRON/RU)

"Die Linse in diesem Fall könnte entweder ein Stern oder ein Schwarzes Loch sein, und die weitere Analyse wird es zeigen."

Gaias zweites Mikrolinsen-Event, das als Gaia16aye klassifiziert und nach dem berühmten Wahrzeichen Australiens Ayers Rock genannt wird, ist vielleicht noch faszinierender. Nachdem Gaia im vergangenen August eine anomale Zunahme der Helligkeit dieses Sterns der Größe 14,5 entdeckt hatte, begannen Astronomen, ihn mit vielen Teleskopen am Boden zu beobachten, und zeigten ein ziemlich eigenartiges Muster von Helligkeitsschwankungen.

Anstelle eines einzigen Auf- und Abstiegs hat der Stern zwei aufeinanderfolgende Helligkeitsspitzen von ungefähr zwei Größenordnungen durchlaufen und wurde dann für einige Wochen schwächer. Später zeigte sie einen starken Anstieg bis zur Magnitude 12 und ging schnell wieder zurück.

"Dieses komplizierte Muster deutet darauf hin, dass der Stern nicht von einem einzelnen Objekt, sondern von einem Doppelsternsystem gelinsen wird", sagt Przemek Mróz, Doktorand am Warschauer Astronomischen Observatorium.

Es wird erwartet, dass die Helligkeit des Sterns in den kommenden Wochen einen letzten Anstieg erfährt und für einige Stunden etwa die Größe 12 erreicht, und derzeit werden häufige Beobachtungen von professionellen und Amateurastronomen auf der ganzen Welt durchgeführt. Wyrzykowski und seine Kollegen freuen sich auf weitere Beobachter, darunter Schulen mit kleinen Teleskopen, die sich der letzten Phase dieser Beobachtungskampagne anschließen.

Der vollständige Datensatz wird zusammen mit Gaias Schätzung der Position des Sterns hilfreich sein, um die Masse und Natur der Vordergrundlinse aufzudecken.

Die Astronomen gehen davon aus, dass der Schuldige höchstwahrscheinlich ein Doppelsternsystem ist, aber es ist auch möglich, dass ein Planet oder sogar ein Schwarzes Loch Teil des Systems sind.

Eine weitere Besonderheit ist, dass sich die beiden von Gaia gefundenen Linsensterne in den Spiralarmen unserer Milchstraße befinden – was extrem selten ist.

"Mikrolinsen treten bei einem von einer Million Sternen auf, wenn wir in Richtung des galaktischen Zentrums beobachten, aber nur etwa einmal von hundert Millionen bei Spiralarmsternen", erklärt Wyrzykowski.

„Wir hatten großes Glück, diese beiden Ereignisse zu finden“, fügt Simon Hodgkin, Leiter des Gaia Photometric Science Alerts Teams am Institute of Astronomy in Cambridge, Großbritannien, hinzu.

In den letzten Jahrzehnten haben Astronomen mit Teleskopen auf der Erde regelmäßig Mikrolinsen von Sternen beobachtet, was zu vielen Erkenntnissen geführt hat, darunter die Entdeckung mehrerer Exoplaneten.

Während bodengestützte Vermessungen nur einzelne Himmelsabschnitte überwachen können, kann Gaia diese Ereignisse jetzt über die gesamte Himmelssphäre hinweg erkennen, und die Kombination verschiedener Daten aus dem Boden und dem Weltraum könnte mehr Informationen über die Natur dieser kosmischen Linsen liefern.

Nach über zwei Jahren wissenschaftlicher Tätigkeit von Gaia hat das Photometric Science Alerts Team sehr effiziente Algorithmen entwickelt, um transiente Ereignisse zu erkennen, und plant, diese weiter zu verfeinern, um die Effizienz der Mikrolinsenerkennung zu verbessern.


2 Daten

Die in dieser Arbeit verwendeten Daten waren die Photometrie von 150 Millionen Objekten in Richtung über 31 Quadratgrad. des Galaktischen Bulge, beobachtet auf fast 74.000 Frames, d. h. etwa 11.000 Milliarden Datenpunkten. Wir wählten 91 Felder aus allen 177 Feldern aus, die jemals vom Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) beobachtet wurden. Udalski et al. (2008) in seiner dritten Phase von Juli 2001 bis Mai 2009 mit mindestens 250 Beobachtungen. Während der OGLE-III-Phase wurde das Warschauer Teleskop am Las Campanas Observatory, Chile, das von der Carnegie Institution of Washington (jetzt Carnegie Institution for Science) betrieben wird, mit einer Mosaik-CCD-Kamera mit acht 2k × 4k-Pixel-Detektoren ausgestattet, die in insgesamt 0,34 Quadratgrad. Die typische Belichtungszeit in den Feldern in Richtung des Galaktischen Bulge betrug 120 s, was im Johnson-Cousin I-Band, dem Filter, in dem die überwiegende Mehrheit der Beobachtungen durchgeführt wurde, bis auf fast 21 mag reicht.

Abbildung 1: Karte der OGLE-III-Bulgefelder in galaktischen Koordinaten. Rote Quadrate markieren Felder, die bei der Suche nach Mikrolinsenereignissen verwendet wurden, da sie im Zeitraum 2001-2009 mindestens 250 Beobachtungen hatten. Verbleibende Felder wurden seltener beobachtet. Jedes Quadrat enthält die Nummer des Feldes. Das Hintergrundbild wurde von Krzysztof Ulaczyk aufgenommen.

Abbildung 1 zeigt die Positionen der OGLE-III-Felder in Richtung des Galaktischen Bulge. Jedes Feld wurde durchschnittlich einmal in drei Nächten beobachtet, jedoch änderte sich die Beobachtungsstrategie ab der Saison 2005 leicht, sodass die dichtesten Felder bei etwa b ∼ -2 Grad mit einer höheren Kadenz als der Rest beobachtet wurden, typischerweise zwei- bis dreimal pro Nacht . Die Anzahl der im I-Band über 8 Jahre pro Feld gesammelten Beobachtungen variierte von 251 für BLG344 bis 2540 für eines der zentralen Felder, BLG102.

Für die hier untersuchten Felder standen typischerweise Datenpunkte zwischen 1 und 35 V -Band zur Verfügung. Diese Daten wurden nur verwendet, um die gemittelte Farbe der Grundlinie der Objekte zu erhalten. Die kalibrierte Farbe wurde den photometrischen Karten OGLE-III Bulge entnommen (Szymański et al., 2011) .

Während des Betriebs des OGLE-III wurden die jede Nacht erhobenen Daten on-the-fly mit modernster Differenzbildtechnik (DIA, Woźniak 2000 ) reduziert und innerhalb weniger Stunden eine vorläufige Photometrie erstellt. Dies war die Grundlage für das Frühwarnsystem (EWS, Udalski 2003), das darauf ausgelegt war, in Echtzeit nach neuen Mikrolinsenereignissen zu suchen. Als Ergebnis einer siebenjährigen Tätigkeit (2002-2009) berichtete das OGLE-III EWS über 4000 Kandidaten für Mikrolinsen-Ereignisse.

Gegen Ende der OGLE-III-Phase wurde das gesamte Beobachtungsmaterial mit DIA unter Verwendung eines neuen und besseren Satzes von Bildern für die zusammengesetzten Referenzbilder (Udalski et al., 2008) erneut reduziert, was eine signifikant bessere Ausgangsphotometrie ergab. Abbildung 2 vergleicht die Qualität der Photometrie eines von der EWS gemeldeten Mikrolinsenereignisses OGLE-2005-BLG-069, erhalten in der ursprünglichen und der neuen Reduktion. Die Qualitätsverbesserung ist vor allem auf die etwas bessere Auflösung der neuen Referenzbilder zurückzuführen.

Während der gesamten Arbeit verwendeten wir die reduzierten Daten, die nach dem Ende von OGLE-III erhalten wurden. Wir haben in diesem letzten und vollständigen Datensatz der Beobachtungen des galaktischen Bulge nach Mikrolinsenereignissen gesucht. Für die letzte Stichprobe von Mikrolinsenereignissen haben wir zusätzlich eine neue Photometrie erstellt, die die genaue Position jedes Ereignisses auf dem DIA-Bild (besser als ein Bruchteil eines Pixels) berücksichtigte, was in vielen Fällen eine bessere Qualität ihrer Lichtkurven ergab.

Abbildung 2: Vergleich zwischen den photometrischen Daten, die während der Echtzeit-Ereignissuche (Early Warning System, EWS) und in dieser Arbeit (rereduziert mit neuen Referenzbildern) für ein vom EWS gefundenes Mikrolinsenereignis verwendet wurden. Die durchgezogenen Linien zeigen die am besten angepassten Mikrolinsenmodelle. Die Streuung in der Lichtkurve nahm um den Peak herum ab und der Skalierungsfaktor hat sich in den neuen Daten deutlich verändert. Die gemessene Zeitskala änderte sich von 16,3 auf 19,1 Tage für alt bzw. neu, und der Blending-Parameter änderte sich von 0,48 auf 0,71, was darauf hindeutet, dass mehr Sterne auf dem neuen Referenzbild aufgelöst wurden.

4 VERANSTALTUNGSPREISE

In diesem Abschnitt diskutieren wir die theoretische Rate astrometrischer Mikrolinsen-Ereignisse, die durch BHs stellaren Ursprungs verursacht werden und möglicherweise in Richtung des Galaktischen Bulge beobachtet werden könnten. Unsere Absicht ist es, eine grobe Schätzung dieser Rate zu erhalten, wobei Faktoren außer Acht gelassen werden, die das Ergebnis um weniger als einen Faktor von ∼5 verändern würden. Eine genauere Berechnung wird zusammen mit einer Studie der galaktischen Population von BHs stellaren Ursprungs in einem separaten Artikel vorgestellt.

Um die Anzahldichte von BHs in der Milchstraßenscheibe abzuschätzen ηBH, verwenden wir den StarTrack-Populationssynthesecode (Belczynski, Kalogera & Bulik 2002, Belczynski et al. 2008), um eine Population von BHs stellaren Ursprungs zu generieren. Wir entwickeln ∼7,4 × 10 6 Doppelsysteme, von denen jedes anfänglich aus zwei nullzeitlichen Hauptreihensternen mit Sonnenmetallizität (Z = 0,02, Villanteet al. 2014), wobei die Hauptkomponente ein massiver Stern von ist Mein ≥ 20 M und somit ein wahrscheinlicher BH-Vorläufer (Fryer et al. 2012). Wir ziehen die initialen binären Parameter aus den Verteilungen von Sana et al. ( 2012) verwenden wir die Kroupa-ähnliche Anfangsmassenfunktion (Kroupa, Tout & Gilmore 1993) mit einem Potenzgesetz-Exponenten für die massereichen Sterne α3 = 2,3 (Bastian, Covey & Meyer 2010), und wir nehmen einen binären Bruch von 100 Prozent für massive Primärfarben an Mein ≥ 10 M und 50 Prozent für Mein < 10 M (Vielzahl der Sterne nimmt mit ihrer Masse zu, siehe Duchêne & Kraus 2013). Wir normalisieren unsere simulierte Population auf eine konstante Sternentstehungsrate für die Milchstraßenscheibe von 3,5 M Jahr −1 über die letzten 10 Gyr. Wir betonen, dass sich die Diskussion der Raten in diesem Abschnitt nicht auf die massiven BHs bezieht, die denen ähnlich sind, die in Gravitationswellenexperimenten entdeckt wurden, da sie höchstwahrscheinlich in Sternpopulationen mit sehr geringer Metallizität gebildet wurden (Z < 0,1 Z, z.B. Belczynskiet al. 2016), die in unseren Simulationen nicht enthalten sind (der größte Teil der Sternentstehung in der Milchstraßenscheibe geschah in Z Z, Robinet al. 2003).

Alle BHs in unseren Simulationen können in drei Kategorien eingeteilt werden: (a) BHs, die als Komponenten von Doppelsternsystemen überleben, (b) einzelne BHs, die von Doppelsternen stammen, die während Supernova-Explosionen zerstört wurden, und (c) einzelne BHs, die von einzelnen Sternen stammen die durch Verschmelzungen binärer Komponenten entstanden sind. Hinsichtlich der letzten Gruppe nehmen wir an, dass eine Verschmelzung zweier Sterne mit Massen M1 und M2 so dass M1M2 wird zur Bildung eines BH führen, wenn M1 + 0.5M2 21,5 M, wobei ∼21,5 M ist die minimale Anfangsmasse, die ein Stern haben muss, um ein BH für die Sonnenmetallizität im Startrack zu werden.

Die Anzahl der BHs in jeder der drei Kategorien ist: (a) 0,56 × 10 6 , (b) 4,91 × 10 6 bzw. (c) 2,19 × 10 6 . Beachten Sie, dass BHs, die sich noch in binären Systemen befinden, eine Minderheit darstellen ( ∼ 7 Prozent aller BHs), weshalb wir zum Zwecke dieser Schätzung davon ausgehen, dass alle Linsen einzelne Objekte sind. Wir möchten hervorheben, dass die Anzahl der bei Supernovaexplosionen gestörten Binärdateien von der Annahme der BH-Geburtsstöße abhängt. Hier verwenden wir das Supernova-Modell „Rapid“ von Fryer et al. ( 2012), wobei die Größe der Geburtsstöße aufgrund des Fallbacks reduziert wurde. Als Ergebnis werden etwa ∼ 56 Prozent der BHs in der solaren Metallizität beim direkten Kollaps (d. h. ohne Geburtsstoß) gebildet.

Die meisten BHs in unseren Simulationen haben Massen zwischen 5,5 und 9 M, wobei das Ende der Verteilung bis zu ∼15 M . reicht, und die mittlere Masse von etwa 7,5 M. Dies stimmt mit den dynamisch abgeleiteten Massen von BHs in galaktischen Röntgenstrahlen überein (Tetarenko et al. 2016).

Wenn wir davon ausgehen, dass etwa 10 Prozent der in der Gaia Data Release 1 ist aufgelöst und befindet sich im Galaktischen Bulge, wir könnten mit einer Größenordnung von ∼10 8 potentiellen Quellen rechnen (Gaia Collaboration 2016b). Etwa 5 Prozent (≈5 × 10 6 ) von ihnen sind heller als G = 15,5 mag. Für diese Teilmenge gilt Gaia Die Genauigkeit der astrometrischen Zeitreihen wird relativ gut sein und die Entartung zwischen mehreren Mikrolinsenlösungen wird durchbrochen (siehe Abb. 13). Unter der Annahme, dass die Ereignisrate 4 × 10 – 7 Jahre – 1 beträgt und 5 × 10 6 helle Quellen für die Dauer von 5 Jahren beobachtet werden, schätzen wir, dass die Größenordnung weniger astrometrischer Mikrolinsenereignisse, die durch BHs mit stellarem Ursprung verursacht werden, beobachtet werden könnten durch Gaia.


Wie man Sterne mit Gravitationslinsen wiegt

Jeder Stern der Milchstraße ist in Bewegung. Ihre Positionsänderungen, die sogenannten Eigenbewegungen, sind jedoch aufgrund der Entfernungen sehr klein und können nur mit großen Teleskopen über lange Zeiträume gemessen werden. In sehr seltenen Fällen passiert ein Vordergrundstern einen Stern im Hintergrund in unmittelbarer Nähe von der Erde aus gesehen. Licht von diesem Hintergrundstern muss das Gravitationsfeld des Vordergrundsterns durchqueren, wo die Lichtstrahlen gebeugt werden, anstatt geraden Pfaden zu folgen. Dies ist wie bei einer Linse, nur dass die Abweichung hier durch die Raum- und Zeitverzerrung um jeden massiven Körper herum verursacht wird.

Dieser Effekt war eine der Eckpfeiler der Vorhersagen von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie und wird seit Jahrzehnten in Sonnensystemtests bestätigt. Diese Verzerrung des Lichts durch den Vordergrundstern wird als Gravitationslinseneffekt bezeichnet: Das Licht des Hintergrundsterns wird in einen kleineren Winkel abgelenkt oder fokussiert und der Stern erscheint heller. Der Haupteffekt ist die Änderung der scheinbaren Position des Sterns am Himmel, da die Abweichung das Lichtzentrum relativ zu anderen weiter entfernten Sternen verschiebt. Beide Effekte hängen nur von einer Sache ab, der Masse des Linsenkörpers, in diesem Fall der des Vordergrundsterns. Gravitationslinsen sind also eine Methode zum Wiegen von Sternen. Tatsächlich ist die Messung der Masse von Sternen, die nicht Teil eines Doppelsterns sind, ansonsten extrem schwierig.

Bisher bestand die Schwierigkeit bei dieser Methode darin, die Bewegungen der Sterne mit ausreichender Genauigkeit vorherzusagen. Der spektakuläre Datensatz von buchstäblich Milliarden von Sternpositionen und Eigenbewegungen, der kürzlich als Gaia Data Release 2 vom ESA-Gaia-Konsortium veröffentlicht wurde, hat diese Forschung möglich gemacht. Diese Daten wurden von Jonas Klütter, der an der Universität Heidelberg promoviert, verwendet, um nach solchen nahen Sternendurchgängen zu suchen. Von den vielen engen Begegnungen, die in den nächsten 50 Jahren stattfinden werden, finden gerade zwei Passagen statt: Die engsten Winkelabstände werden in den nächsten Wochen mit messbaren Auswirkungen auf die Positionen der Hintergrundsterne erreicht. Die Namen dieser beiden Vordergrundsterne sind Luyten 143-23 und Ross 322. Sie bewegen sich mit scheinbaren Geschwindigkeiten von etwa 1.600 bzw. 1.400 Millibogensekunden pro Jahr über den Himmel.

Die engsten Winkelabstände zwischen Vordergrund- und Hintergrundsternen werden im Juli bzw. August 2018 auftreten, wenn die scheinbaren Positionen der Hintergrundsterne aufgrund des astrometrischen Mikrolinseneffekts um 1,7 und 0,8 Millibogensekunden verschoben werden. Eine Millibogensekunde entspricht dem Winkel, unter dem ein Mensch auf der Mondoberfläche liegen würde. Es ist eine anspruchsvolle Aufgabe, aber mit den besten Teleskopen der Erde sind diese Verschiebungen der Sternpositionen messbar.


Wie man Sterne mit Gravitationslinsen wiegt

Jeder Stern der Milchstraße ist in Bewegung. Ihre Positionsänderungen, die sogenannten Eigenbewegungen, sind jedoch aufgrund der Entfernungen sehr klein und können nur mit großen Teleskopen über lange Zeiträume gemessen werden. In sehr seltenen Fällen passiert ein Vordergrundstern einen Stern im Hintergrund in unmittelbarer Nähe von der Erde aus gesehen. Licht von diesem Hintergrundstern muss das Gravitationsfeld des Vordergrundsterns durchqueren, wo die Lichtstrahlen gebeugt werden, anstatt geraden Pfaden zu folgen. Dies ist wie eine Linse, nur dass die Abweichung hier durch die Raum- und Zeitverzerrung um jeden massiven Körper herum verursacht wird.

Dieser Effekt war eine der Eckpfeiler von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie und wird seit Jahrzehnten in Sonnensystemtests bestätigt. Diese Verzerrung des Lichts durch den Vordergrundstern wird als Gravitationslinseneffekt bezeichnet: Das Licht des Hintergrundsterns wird in einen kleineren Winkel abgelenkt oder fokussiert und der Stern erscheint heller. Der Haupteffekt ist die Änderung der scheinbaren Position des Sterns am Himmel, da die Abweichung das Lichtzentrum relativ zu anderen weiter entfernten Sternen verschiebt. Beide Effekte hängen nur von einer Sache ab, der Masse des Linsenkörpers, in diesem Fall der des Vordergrundsterns. Gravitationslinsen sind also eine Methode zum Wiegen von Sternen. Tatsächlich ist die Messung der Masse von Sternen, die nicht Teil eines Doppelsterns sind, ansonsten extrem schwierig.

Bisher bestand die Schwierigkeit bei dieser Methode darin, die Bewegungen der Sterne mit ausreichender Genauigkeit vorherzusagen. Der spektakuläre Datensatz von buchstäblich Milliarden von Sternpositionen und Eigenbewegungen, der kürzlich als Gaia Data Release 2 vom ESA-Gaia-Konsortium veröffentlicht wurde, hat diese Forschung möglich gemacht. Diese Daten wurden von Jonas Klütter, der an der Universität Heidelberg promoviert, verwendet, um nach solchen nahen Sternendurchgängen zu suchen. Von den vielen engen Begegnungen, die in den nächsten 50 Jahren stattfinden werden, finden gerade zwei Passagen statt: Die engsten Winkelabstände werden in den nächsten Wochen mit messbaren Auswirkungen auf die Positionen der Hintergrundsterne erreicht. Die Namen dieser beiden Vordergrundsterne sind Luyten 143-23 und Ross 322. Sie bewegen sich mit scheinbaren Geschwindigkeiten von etwa 1.600 bzw. 1.400 Millibogensekunden pro Jahr über den Himmel.

Die engsten Winkelabstände zwischen Vordergrund- und Hintergrundsternen werden im Juli bzw. August 2018 auftreten, wenn die scheinbaren Positionen der Hintergrundsterne aufgrund des astrometrischen Mikrolinseneffekts um 1,7 und 0,8 Millibogensekunden verschoben werden. Eine Millibogensekunde entspricht dem Winkel, unter dem ein Mensch auf der Mondoberfläche liegen würde. Es ist eine anspruchsvolle Aufgabe, aber mit den besten Teleskopen der Erde sind diese Verschiebungen der Sternpositionen messbar.


5. Diskussion und Schlussfolgerung

Wir haben über eine Analyse von zwei Mikrolinsen-Ereignissen berichtet, OGLE-2017-BLG-1161 und OGLE-2017-BLG-1254, die jeweils sowohl Finite-Source-Effekte zeigen, die durch die bodengestützten Daten erkannt wurden, als auch eine Mikrolinsen-Parallaxe, die durch das Gelenk gemessen wurde Analyse der bodengebundenen Daten und der Spitzer Daten. Einschließlich dieser beiden Ereignisse, die Spitzer Mikrolinsenprogramm hat von 2015 bis 2017 die Masse und Entfernung von acht isolierten Objekten gemessen und eine Schätzung der scheinbaren Erkennungsfrequenz ergeben

8/328 = 2,4%. 62 Diese scheinbare Frequenz stimmt mit der theoretischen Frequenz überein

3,3% (Zhu et al. 2016) innerhalb von 1σ für Poisson-Statistiken. Die theoretische Häufigkeit geht davon aus, dass die Wahrscheinlichkeit, die Finite-Source-Effekte bei Einzellinsenereignissen zu entdecken, für Boden und . gleich ist Spitzer Beobachtungen, aber die Spitzer Daten fanden nur Finite-Source-Effekte für zwei Ereignisse 63 (OGLE-2015-BLG-0763 Zhu et al. 2016, OGLE-2015-BLG-1482 Chung et al. 2017), mit einer Degeneration in ρ. Dies liegt daran, dass Spitzer Beobachtungen haben nur ein Γ

Tag −1 Kadenz und erfordern eine Bearbeitungszeit von 3–10 Tagen nach der Auswahl des Ereignisses, was zum Verlust der Erkennung von Finite-Source-Effekten von . führt Spitzer Beobachtungen.

Die Wahrscheinlichkeit, dass Finite-Source-Effekte bei einem Einzellinsenereignis auftreten, beträgt

Dies in Kombination mit der Mikrolinsenrate ΓμLinserelθE (nein ist die Anzahldichte), ergibt die Finite-Source-Ereignisrate (Gould & Yee 2012 Shvartzvald et al. 2019)

Wir wenden das galaktische Modell an, das in Zhu et al. (2017) und schätzen die Wahrscheinlichkeitsdichteverteilung von Finite-Source-Ereignissen basierend auf nein × μrel. Wir mitteln die Verteilungen in Richtung der Acht Spitzer Finite-Source-Ereignisse und nehmen an, dass die Quellentfernungen für alle Ereignisse 8,3 kpc betragen (in Anlehnung an Zhu et al. 2017). Bei Veranstaltungen mit zwei degenerierten Lösungen werden beide Lösungen mit dem halben Gewicht mitgeliefert. Abbildung 7 vergleicht die resultierenden Wahrscheinlichkeitsdichten für verschiedene Massen und Abstände mit den acht Spitzer Finite-Source-Ereignisse. Die Abbildungen 8 und 9 vergleichen die kumulativen Verteilungen des Linsenabstands bzw. der Linsenmasse. Bei diesem Vergleich berücksichtigen wir nicht die Spitzer Nachweiseffizienz und mögliche Selektions- oder Publikationsbias. Eine solche detaillierte Analyse würde den Rahmen dieses Papiers sprengen und wird in einer zukünftigen vollständigen statistischen Analyse der Spitzer Kampagnen.

Abbildung 7. Bayessche Wahrscheinlichkeitsdichteverteilungen aus dem galaktischen Modell von Zhu et al. (2017) im Vergleich zu den acht veröffentlichten Spitzer Finite-Source-Ereignisse. Wir legen den Quellabstand auf 8,3 kpc fest und leiten dann den Objektivabstand ab D8.3 für alle Veranstaltungen. Die vorhergesagte Massenverteilung wird aus der anfänglichen Massenfunktion von Kroupa (2001) abgeleitet. Die Punkte mit unterschiedlichen Farben stehen für unterschiedliche Ereignisse. Die zwei durch gestrichelte Linien verbundenen Punkte repräsentieren die beiden entarteten Lösungen eines Ereignisses. Die grauen Linien repräsentieren die gleiche Wahrscheinlichkeitsdichte. Die Werte auf den Konturen geben die Gesamtwahrscheinlichkeit innerhalb der vom galaktischen Modell vorhergesagten Konturen an, und die Gesamtwahrscheinlichkeit ist auf Eins normiert.

Abbildung 8. Kumulative Verteilung des Linsenabstands aus dem galaktischen Modell von Zhu et al. (2017) und die acht veröffentlichten Spitzer Finite-Source-Ereignisse. Wir legen den Quellabstand von 8,3 kpc fest und leiten dann den Linsenabstand ab D8.3 für alle Veranstaltungen. The black line represents the distribution predicted by the Galactic model, and the gray lines represent the distribution calculated from the eight events. The observed distribution is consistent with the Galactic model with a Kolmogorov–Smirnov probability of 86.8%.

Figure 9. Cumulative distribution of the lens mass from the initial mass function and the eight published Spitzer finite-source events. The black line represents the distribution predicted by the initial mass function of Kroupa (2001) and the blue line represents the distribution calculated from Chabrier (2003). The observed distribution is consistent with the initial mass functions of Kroupa (2001) and Chabrier (2003), with Kolmogorov–Smirnov probabilities of 84.9% and 72.3%, respectively.

The observed Spitzer sample agrees with expectations from the Galactic model. The distance distribution of the eight events is consistent with the Galactic model of Zhu et al. (2017), with a Kolmogorov–Smirnov probability of 86.8%, and the mass distribution is consistent with the initial mass function of Kroupa (2001) and Chabrier (2003), with Kolmogorov–Smirnov probabilities of 84.9% and 72.3%, respectively. Both the Galactic model and the eight Spitzer events show that the finite-source effects have strong bias toward objects in the Galactic bulge. This is primarily because the stellar number density in the Galactic bulge is significantly higher than that of the Galactic disk, while the lens-source relative proper motions of disk lenses are only slightly higher on average (see Figures 1 and 2 of Zhu et al. 2017).

Shan et al. (2019) compared 13 well-characterized Spitzer systems (10 binary/planetary lenses and 3 single lenses) with Bayesian predictions from Galactic models and found that they are in excellent agreement. Our preliminary comparisons of eight Spitzer single lenses also suggests good agreement with the expectations from the Galactic model. Assuming the empirical rate from 2015 to 2017 season, we expect another 5–10 detections of finite-source events in 2018 and 2019 Spitzer microlensing campaigns, and thus future statistical analyses of all Spitzer finite-source events will potentially allow a study of specific stellar populations and test the Galactic model.

Koshimoto & Bennett (2019) argued that the point-lens sample of 50 events in Zhu et al. (2017) is not consistent with the Galactic model they adopted. Gould et al. (2019) showed that the systematic errors in the Spitzer photometry for the microlensing event KMT-2018-BLG-0029 may be caused by the bright stars near the target and the rotation of the telescope with respect to the sky between images. For our events, the two sources are both red giants, so the influence of stars near the targets is weak. In addition, as discussed in Section 3.5, the parallax measurements with and without color–color constraints are basically the same. Thus, the source flux measured by Spitzer photometry and the color–color relation are basically the same, which shows that the Spitzer photometry for these two events is correct.

W.Z., W.T., S.-S.L., and S.M. acknowledge support by the National Science Foundation of China (grants No. 11821303 and 11761131004). This work is based (in part) on observations made with the Spitzer Space Telescope, which is operated by the Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology under a contract with NASA. Support for this work was provided by NASA through an award issued by JPL/Caltech. The OGLE has received funding from the National Science Centre, Poland, grant MAESTRO 2014/14/A/ST9/00121 to A.U. This research has made use of the KMTNet system operated by the Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI) and the data were obtained at three host sites of CTIO in Chile, SAAO in South Africa, and SSO in Australia. The MOA project is supported by JSPS KAKENHI grants No. JSPS24253004, JSPS26247023, JSPS23340064, JSPS15H00781, JP16H06287, and JP17H02871. The research has made use of data obtained at the Danish 1.54 m telescope at ESO's La Silla Observatory. CITEUC is funded by National Funds through FCT—Foundation for Science and Technology (project: UID/Multi/00611/2013) and FEDER—European Regional Development Fund through COMPETE 2020—Operational Programme Competitiveness and Internationalization (project: POCI-01-0145-FEDER-006922). Work by A.G. was supported by AST-1516842 and by JPL grant 1500811. A.G. received support from the European Research Council under the European Unions Seventh Framework Programme (FP 7) ERC grant Agreement No. [321035]. Wei Zhu was supported by the Beatrice and Vincent Tremaine Fellowship at CITA. Work by C.H. was supported by the grant (2017R1A4A1015178) of the National Research Foundation of Korea. Y.T. acknowledges the support of DFG priority program SPP 1992 "Exploring the Diversity of Extrasolar Planets" (WA 1047/11-1). L.M. acknowledges support from the Italian Minister of Instruction, University and Research (MIUR) through the FFABR 2017 fund.


Transient astronomy with the Gaia satellite

Gaia is a cornerstone European Space Agency astrometry space mission and a successor to the Hipparcos mission. Gaia will observe the whole sky for 5 years, providing a serendipitous opportunity for the discovery of large numbers of transient and anomalous events, e.g. supernovae, novae and microlensing events, gamma-ray burst afterglows, fallback supernovae, as well as theoretical or unexpected phenomena. In this paper, we discuss our preparations to use Gaia to search for transients at optical wavelengths, and briefly describe the early detection, classification and prompt publication of anomalous sources.

1. Einleitung

Gaia is planned for launch from Kourou (French Guiana) in September 2013. Upon reaching L2 (second Lagrange point), its 5 year mission is to measure astrometry, photometry and spectroscopy for one billion targets with magnitudes in the range V ∼6–20. Each target star will be measured on average 80 times, leading to precise measurements of parallax, proper motions and photometric variability [1]. Gaia will enable the study and classification of huge numbers of variable sources, including eclipsing binaries, RR Lyrae, Cepheids, long-period variables, pulsating stars, cataclysmic variables (CVs) and active galactic nuclei (AGNs).

Gaia’s sensitivity to the variable sky also opens the door for the detection, classification and rapid reporting of transient phenomena. These science alerts are defined as events where the data would have little or no value without quick follow-up. These will include astrometric alerts (for example, fast-moving Solar System objects, near-Earth objects), photometric alerts (such as supernovae) and spectroscopic alerts (rapid phases of stellar evolution). In the rest of the paper, a brief summary of Gaia is presented, followed by discussion of the implications for the discovery of supernovae and microlensing events. 1

Gaia has two telescopes (rectangular primary mirrors are 1.45×0.5 m), which are coincident on a single focal plane, with a field of view of 0.7 ° ×0.7 ° . As the satellite spins, star images are first seen by the sky-mapper charge-coupled devices (CCDs). Detected objects are allocated windows in the astrometric field with 62 CCDs (seven across scan and nine along scan), each read out in time-delayed integration mode, synchronized to the scanning motion of the satellite. Gaia is sensitive down to 20th magnitude in the broad-band ‘G’ filter [2]. Per-transit astrometry will be measured with a systematic error in the early astrometric solution of around 100 μarcsec. Per-transit photometry will range from a few milli-magnitudes for the brighter stars down to 0.01 magnitudes at G=19 [2].

Before the stellar images leave the field of view, spectra are measured at low dispersion (approx. 4–30 nm/pixel) with the Blue (330–680 nm) and Red (640–1000 nm) Photometer (BP and RP) prism spectrographs, and then again at higher dispersion with the Radial Velocity Spectrograph (RVS) (R∼11 500, centred on the Ca II infrared triplet).

Gaia orbits the Sun–Earth system at L2. The satellite spins on its axis at a constant spin rate of 60 arcsec s −1 , once every 6 h. The two primary mirrors are aligned along a great circle perpendicular to the spin axis, and separated by 106.5 ° thus the second field of view trails the first by 106.5 min. The spin axis precesses slowly (period of 63 days) but with a fixed 45 ° angle to the Sun, thus building up repeated all-sky coverage over the 5 year mission lifetime. Figure 1 illustrates the coverage of Gaia in terms of numbers of transits for equatorial (International Celestial Reference System, ICRS) coordinates.

Figure 1. The number of Gaia visits on the sky in equatorial (ICRS) coordinates. Taken from the ESA GAIA website (http://www.rssd.esa.int/index.php?project=GAIA&page=IG_20120207). Copyright Berry Holl 2008. (Online version in colour.)

Figure 2. A simulated microlensing event, with a lens at a distance of 5.7 kpc and a source distance of 8.6 kpc. The mass of the lens is 6 M. The curves show the deviations in magnitude and position versus time for the same event. (Online version in colour.)

2. Supernovae

Predictions from Belokurov & Evans [3], Wyrzykowski & Hodgkin [4] and Altavilla et al. [5] suggest that Gaia will be very efficient at discovering supernovae, especially in the local Universe. Our own simulations (in agreement with [5]) suggest that we will detect 15 000 supernovae (SN) during the lifetime of Gaia down to G=20. For SN Ia, Ib/c and IIL, we catch 30–40% of them on the rise for type IIP, it is closer to 10 per cent. One supernova per day will be brighter than G=18.

One of the key advantages of Gaia is that we obtain a BP/RP spectrum for every source, ideal for the classification of the various classes of transient phenomena. Early tests with simulated spectra (Nugent 2007 2 , [6]) degraded to the Gaia resolution and signal-to-noise ratio show that these spectra provide a large amount of information, not only on the supernovae type, but also on the redshift and epoch of the event, independently of additional information from the lightcurve (amplitude and slope).

3. Microlensing

Gaia will also detect numerous microlensing events in our Galaxy, when the light of a distant star is gravitationally magnified by a foreground lens object. The duration of the magnification can be written as the Einstein radius crossing time, days (where MJ is the mass of Jupiter), and is therefore sensitive to planetary mass lenses. The duration also depends on the distance and transverse velocity of the lens. With Gaia sampling, we are rather more sensitive to longer-duration events from more massive lenses (e.g. 30 days for a 1 M lens). Most of the events will occur in the densest regions of the Galaxy, namely the Bulge and the Plane. We expect to detect and alert on more than 1000 events based on Gaia photometry alone.

Gaia has an extra trick up its sleeve though, with astrometry accurate to a few hundred μarcsec per transit (limited by systematics in the earlier stages of the processing). The astrometric signal lasts longer than the photometric signal [7] and could provide early warning to trigger dense ground-based photometric coverage, e.g. with OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) [8]. The possibility of discovering extremely faint or dark lenses such as neutron stars or black holes is exciting.

4. Operations and alert publication

Gaia data will be downlinked from the spacecraft in an 8 h window once per day. Initial processing is completed before the science alert detection pipeline is run. We expect to publish alerts typically within 24–48 h of their observation with Gaia. Transient discovery will be conducted down to V ∼19 and is based on either detection of a new source, or a significant deviation in brightness of a known source compared with previous Gaia measurements (the amplitude is a tunable parameter to avoid swamping the community). The alert stream will go live less than 1 year after launch, after a process of mapping (for source history: it takes six months to observe the whole sky at least once) and verification. Verification will include a significant programme of ground-based spectroscopic and photometric follow-up of Gaia alerts to (i) demonstrate that transient detection and classification works, (ii) help fine-tune detection thresholds, (iii) validate classification probabilities, (iv) investigate the Gaia science alert population (and measure completeness and contamination), and (v) build a training dataset for improved classification.

Published alerts will comprise Gaia astrometry, photometry and spectroscopy, and associated archival data. In addition to newly detected transients, it is planned to monitor a pre-selected (via community consultation) set of known interesting objects (the Gaia Watch List). Ideally, this will be dynamic, so that external (to Gaia) discoveries may also be included. Alerts will be disseminated to the entire community, as machine-readable VOEvents 3 [9]. We are testing the use of Skyalert.org 4 [10] as an interface to both the alert stream and follow-up data.


On simple analytic models of microlensing amplification statistics

Gravitational microlensing is a key probe of the nature of dark matter and its distribution on the smallest scales. For many practical purposes, confronting theory to observation requires to model the probability that a light source is highly amplified by many-lens systems. This article reviews four simple analytic models of the amplification probability distribution, based on different approximations: (i) the strongest-lens model (ii) the multiplicative model, where the total amplification is assumed to be the product of all the lenses’ individual amplifications (iii) a hybrid version of the previous two and (iv) an empirical fitting function. In particular, a new derivation of the multiplicative amplification distribution is proposed, thereby correcting errors in the literature. Finally, the accuracy of these models is tested against ray-shooting simulations. They all produce excellent results as long as lenses are light and rare (low optical depth) however, for larger optical depths, none of them succeeds in capturing the relevant features of the amplification distribution. This conclusion emphasizes the crucial role of lens–lens coupling at large optical depths.