Tähtitiede

Kuinka OGLE-III ja GAIA mittaavat vapaiden mikrolinssivien mustien aukkojen massan?

Kuinka OGLE-III ja GAIA mittaavat vapaiden mikrolinssivien mustien aukkojen massan?

Mikä on "oletettu pienempi massarako" 2,5 ja 5 aurinkomassan välillä? lopulta linkittyy mikrolinssivien mustien aukkojen ja massarakon rajoittamiseen Gaia DR2: lla.

Massiivisen kohteen läpi kulkevan valon taipumakulma saadaan:

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

missä $ r $ on vähimmäisetäisyys massasta, jonka valo kulkee.

Jos kaksi mustaa aukkoa kulkee näköyhteyden kautta kaukaiselle kohteelle ja niiden nopeudet ja lähimmän lähestymisen etäisyydet $ r $ molemmat skaalautuvat lineaarisesti massansa kanssa, ne tuottavat samanlaisen taipuman suuruuden ja aikariippuvuuden.

Kysymys: Kuinka sitten tällaista vapaasti kelluvan mustan aukon havaintoa voidaan käyttää sen massan määrittämiseen? Mitä lisätietoja tarvitaan? Näen artikkelista, että paralaksia on mukana, mutta en tiedä etäisyyttä mustaan ​​aukkoon, en ymmärrä kuinka tämä riittää massan muodostamiseen.


Wyrzykowski & Mandel -paperin esittely antaa seuraavat tiedot linssin massan arvioimisesta.

Linssin massan (Gould 2000a) saamiseksi on tarpeen mitata sekä linssin kulmainen Einstein-säde ($ theta_ mathrm {E} $) ja mikrolinssiva parallaksi ($ pi_ mathrm {E} $)

$$ M = frac { theta_ mathrm {E}} { kappa pi_ mathrm {E}} $$

missä $ kappa = 4G / (c ^ 2 mathrm {AU}) = 8.144 mathrm {mas / M_ odot} $; ja $ pi_ mathrm {E} $ on parallaksivektorin pituus $ mathbf { pi_ mathrm {E}} $, määritelty $ pi_ mathrm {rel} / theta_ mathrm {E} $, missä $ pi_ mathrm {rel} $ on linssin ja lähteen suhteellinen parallaksi. Mikrolensoituva parallaksivektori $ mathbf { pi_ mathrm {E}} $ on mitattavissa tarkkailijan epälineaarisesta liikkeestä maapallon kiertoradan ympäri Auringon ympäri. Mikrolensoivan parallaksin vaikutus aiheuttaa usein hienovaraisia ​​poikkeamia ja epäsymmetriaa Paczynskin vakiokäyrään verrattuna muutama kuukausi tai kauemmin kestävissä mikrolinssitapahtumissa, jotta maapallon kiertoradan liikettä ei voida unohtaa. Parametri $ mathbf { pi_ mathrm {E}} $ voidaan saada myös tapahtuman samanaikaisista havainnoista maasta ja avaruuden observatoriosta, joka sijaitsee ∼1 AU: n päässä (esim. Spitzer tai Kepler, esim. Udalski ym. 2015b, Calchi Novati ym. 2015, Zhu ym.2017 ).

Erityisesti Gould 2000a -artikkeli antaa hyvän yhteenvedon määrien erilaisista suhteista. Udalski et ai. 2015b toteaa, että maapallon ja Spitzerin välinen etäisyys (joka koskisi myös Gaiaa) tarkoittaa, että Spitzer näkisi valokäyrän eroja, jolloin parallaksi voidaan määrittää.

Huomaa, että asiat muuttuvat monimutkaisemmiksi, jos lähde on binaarinen, jolloin lähteen kiertoradan liikkeestä tuleva "käänteinen parallaksi" -vaikutus, jota yleensä kutsutaan "xallarapiksi", on otettava huomioon - mutta se on toisen kysymyksen asia ...

Toinen asiaankuuluva määrä on linssin kulmainen Einstein-säde. Keskustelussaan mittaamisesta $ theta_ mathrm {E} $, Wyrzykowski & Mandel -viite Rybicki et ai. 2018. Tuossa artikkelissa todetaan, että tarkka astrometria voi auttaa mittaamaan $ theta_ mathrm {E} $ koska mikrolensointi muuttaa myös lähteen näennäistä sijaintia:

Sentroidin sijaintimuutos riippuu $ theta_ mathrm {E} $ ja erottaminen $ u $. Toisin kuin fotometrinen tapaus, suurin siirtymä tapahtuu kohdassa $ u_0 = sqrt {2} $ ja lukee (Dominik & Sahu 2000)

$$ delta_ mathrm {max} = frac { sqrt {2}} {4} theta_ mathrm {E} noin 0,354 theta_ mathrm {E} $$

Siten suhteellisen lähellä olevalle linssille $ D_l = 4 mathrm {kpc} $, lähde pullistumassa $ D_s = 8 mathrm {kpc} $ ja linssiminen tähti BH: lla massan kanssa $ M = 4M_ odot $mikrolensoinnista johtuva astrometrinen muutos on noin 0,7 millisekunnin.

Suurin osa paperista päättää, että Gaian tulisi tarkkailla näitä muutoksia.

Toinen tapa mitata linssin kokoa on mitata linssilähteen oikea liike etsimällä linssiä useita vuosia tapahtuman jälkeen. kuin musta aukko.


WFIRST käyttää vääristynyttä aika-aikaa auttaakseen löytämään eksoplaneettoja

WFIRST tekee mikrolinssihavaintonsa Linnunradan galaksin keskustan suuntaan. Tähtien suurempi tiheys tuottaa enemmän mikrolinssejä, mukaan lukien ne, jotka paljastavat eksoplaneettoja. Luotto: NASA & # 39s Goddard Space Flight Center / CI Lab

NASA & rsquos Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) etsii eksoplaneettoja, planeettoja aurinkokuntamme ulkopuolella kohti Linnunradan galaksimme keskustaa, missä suurin osa tähdistä on. Eksoplaneettamaailmojen ominaisuuksien tutkiminen auttaa meitä ymmärtämään, millaiset planeettajärjestelmät ovat koko galaksissa ja kuinka planeetat muodostuvat ja kehittyvät.

Yhdistämällä WFIRST & rsquos -tulokset NASAn & rsquos Keplerin ja Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) -matkojen tuloksiin saatetaan päätökseen ensimmäinen planeettalaskenta, joka on herkkä laajalle joukolle planeettamassoja ja kiertoratoja, mikä tuo meidät askeleen lähemmäksi asuttavien maapallon kaltaisten maailmojen löytämistä meidän ulkopuolella oma.

Tähtitieteilijät ovat tähän mennessä löytäneet suurimman osan planeetoista ohi isäntätähtensä edessä tapahtumissa, joita kutsutaan kauttakulkuiksi, jotka himmentävät tähden valoa väliaikaisesti. WFIRST-tiedot voivat havaita myös kauttakuljetuksia, mutta tehtävänä on ensisijaisesti tarkkailla päinvastaista vaikutusta ja hallita pieniä säteilyn nousuja, jotka syntyvät mikrolinssiksi kutsutun valoa taipuvan ilmiön avulla. Nämä tapahtumat ovat paljon harvinaisempia kuin kauttakuljetukset, koska ne luottavat kahden avaruudessa kulkeutuvan, laajalti erotetun ja toisistaan ​​riippumattoman tähden sattumanvaraisuuteen.

& quot; Pienistä planeetoista peräisin olevat mikrolisenssisignaalit ovat harvinaisia ​​ja lyhyitä, mutta ne ovat vahvempia kuin muiden menetelmien signaalit, & rdquo sanoi David Bennett, joka johtaa gravitaatiomikrolinssiryhmää NASA & rsquos Goddardin avaruuslentokeskuksessa Greenbeltissä, Marylandissa. Koska se & rsquos on yksi miljoonassa tapahtuma, avain WFIRST: n pienimassisten planeettojen löytämiseen on etsiä satoja miljoonia tähtiä. & rdquo


Gaia vakoilee kaksi väliaikaisesti suurennettua tähteä

Gaia16ayen tähden kirkkauden vaihtelut johtuvat mikrolinssitapahtumasta, kun massiivinen esine kulki sen näköyhteyden yli. Gaia Photometric Science Alerts Team lempinimeltään tämä tähti Ayers Rock, Australian kuuluisan maamerkin mukaan. Luotto: ESA / Gaia / DPAC, P. Mroz, L. Wyrzykowski, K.A. Rybicki (Varsova)

ESA: n Gaia-satelliitti on havainnut taivasta mitatakseen yli miljardin tähden sijainnin galaksissamme, ja havaitsi kaksi harvinaista tähtiä, joiden valoa sytytti väliaikaisesti muut taivaankappaleet, jotka kulkivat heidän näköpiirinsä yli. Yhden näistä tähdistä odotetaan kirkastuvan pian uudelleen. Gaian mittaukset auttavat oppimaan lisää näiden 'kosmisten suurennuslasien' luonteesta.

Gaia Photometric Science Alerts -työryhmä tunnisti nämä kaksi tapahtumaa heinäkuussa ja elokuussa 2016, jotka tutkivat Gaia-tietoja etsimällä tähtitieteellisiä lähteitä, jotka ovat lyhyessä ajassa paljon tavallista kirkkaampia.

Toistaiseksi joukkue on havainnut yli tuhat ohimenevää lähdettä, joista suurin osa on tähtiä, jotka kärsivät suuresta purkauksesta tai supernovaräjähdyksistä tähden elämän lopussa. Löytöistä ilmoitetaan nyt säännöllisesti tähtitieteelliselle yhteisölle Gaia Photometric Science Alerts -sivuston kautta, jotta muut tähtitieteilijät voivat seurata ajoissa muiden teleskooppien kanssa.

Harvinaisissa tilanteissa on myös toinen ilmiö, joka voi lisätä äkillisen tähden kirkkautta: muiden taivaankappaleiden painovoima, joka sattuu kulkemaan tähden ja tarkkailijan välillä.

Albert Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian mukaan painovoima saa massiiviset esineet - kuten tähdet, planeetat, galaksit tai mustat aukot - taipumaan aika-ajan kudoksen. Tämä vääristää myös lähellä kulkevien valonsäteiden polkuja.

Kun tällainen massiivinen esine on tarkasti linjassa kaukaisen valonlähteen ja tarkkailijan välillä, se toimii gravitaatiolinssinä, ja tarkkailija voi nähdä lähteen kirkkauden dramaattisesti kasvavan (ja sen jälkeen laskevan) - aivan kuten silloin, kun havaitsemme jotain läpi suurennuslasi. Tätä ilmiötä kutsutaan gravitaatiomikrolensoinniksi.

"Galaksissamme olevien tähtien mikrolinsensointi on erittäin hyödyllistä kaivamaan esineitä, jotka eivät lähetä valoa, kuten mustia aukkoja, mutta voivat silti vääristää taustatähtien tulevaa valoa", selittää Łukasz Wyrzykowski Varsovan yliopiston tähtitieteellisestä observatoriosta, Puola. ja Gaia Photometric Science Alerts -ryhmän jäsen.

"Tähdet, useat tähtijärjestelmät ja jopa planeettajärjestelmät voivat toimia gravitaatiolinsseinä, joista kukin synnyttää erilaisen taustatähden kirkkauden vaihtelumallin."

Gaian ensimmäinen havainto tällaisesta tapahtumasta, joka on luokiteltu Gaia16auaksi ja jonka lempinimi on Auala-joukkue, on pieni Samoa-kylän jälkeen, heikko tähti, jonka suuruus on 19 ja joka kirkastui yhtäkkiä kahdella voimakkuudella. Kirkkauden nousu ja sen jälkeinen lasku havaittiin itsenäisesti, sekä Gaian että maanpäällisen optisen gravitaatiolinssikokeen (OGLE) avulla. Maalla tehdyt havainnot antoivat pidemmän ja tiheämmän datan perustason, mikä vahvisti, että Gaian havaitsemat kirkkausvaihtelut johtuivat tosiasiassa mikrolinssitapahtumasta.

Gravitaatiolinssin vaikutus riippuu linssin massasta - samoin kuin lähteen, linssin ja tarkkailijan välisestä suhteellisesta etäisyydestä. Lähteen, linssin ja tarkkailijan välillä olevan melkein täydellisen kohdistuksen kohdalla taustatähden kirkkaus kasvaa ja sen sijainti taivaalla näyttää hieman siirtyneeltä. Mittaamalla molemmat nämä pienet vaikutukset on mahdollista arvioida linssinä toimivan näkymättömän kohteen massa.

Mikrolinssivien tapahtumien löytäminen Gaian kanssa, jonka tehtävänä on mitata tähtien sijainnit taivaalla ennennäkemättömällä tarkkuudella, on se, että tähtitieteilijät pystyvät mittaamaan lähteen liikkeen taivaalla sen kirkkauden vaihdellessa gravitaatiolinssit.

"Yhdistämällä Gaian tiedot taustatähden sijainnin muutoksista maan kirkkauden vaihteluista saatuihin tietoihin pystymme arvioimaan valoa taivuttaneen kohteen massan erittäin tarkasti", selittää Gaimo Timo Prusti Projektitutkija ESA: lla.

Gaia16aua-tähden kirkkauden vaihtelut johtuvat mikrolinssitapahtumasta, kun massiivinen esine kulki sen näköyhteyden yli. Gaia Photometric Science Alerts -tiimi sai lempinimen tälle tähdelle Aualaksi pienen Samoa-kylän mukaan. Luotto: ESA / Gaia / DPAC, L. Wyrzykowski, OGLE-tiimi (Varsova), Z. Kostrzewa-Rutkowska (SRON / RU)

"Linssi voi tässä tapauksessa olla joko tähti tai musta aukko, ja jatkoanalyysi kertoo."

Gaian toinen mikrolinssitapahtuma, joka luokitellaan Gaia16ayeksi ja lempinimeksi Ayers Rock Australian kuuluisan maamerkin jälkeen, on ehkä vielä kiehtovampi. Sen jälkeen kun Gaia löysi tämän elokuun 14,5 tähden kirkkauden epänormaalin lisäyksen viime elokuussa, tähtitieteilijät alkoivat tarkkailla sitä monilla teleskoopeilla maalla paljastaen melko erikoisen kirkkauden vaihtelut.

Yhden nousun ja laskun sijasta tähti on käynyt läpi kaksi peräkkäistä, suunnilleen kahden suuruusluokan kirkkaushuippua, minkä jälkeen se on himmennyt muutamaksi viikoksi. Myöhemmin se kasvoi jyrkästi suuruuteen 12 ja laski nopeasti uudelleen.

"Tämä monimutkainen kuvio viittaa siihen, että tähtiä ei linssi yksittäinen esine vaan pikemminkin binäärijärjestelmä", sanoo Varsovan astronomisen observatorion tohtorikoulutettava Przemek Mróz.

Tähden kirkkauden odotetaan käyvän viimeisten viikkojen aikana lähiviikkoina, saavuttaen muutaman tunnin ajan noin 12 voimakkuuden, ja ammattilaiset ja amatööri-tähtitieteilijät tekevät tällä hetkellä usein havaintoja ympäri maailmaa. Wyrzykowski ja hänen kollegansa odottavat, että lisää tarkkailijoita, mukaan lukien pienet teleskooppeja sisältävät koulut, liittyisivät tämän seurantakampanjan viimeiseen vaiheeseen.

Täydellinen tietojoukko yhdessä Gaian arvion tähden sijainnista on tärkeä paljastamaan etualan linssin massa ja luonne.

Tähtitieteilijät ajattelevat, että syyllinen on todennäköisesti binäärinen tähtijärjestelmä, mutta on myös mahdollista, että planeetta tai jopa musta aukko ovat osa järjestelmää.

Toinen erikoisuus on, että Gaian löytämät molemmat linssitähdet sijaitsevat Linnunradan galaksimme spiraalivarrissa - mikä on erittäin harvinaista.

"Mikrolinsensointi tapahtuu yhdelle miljoonasta tähdestä, kun tarkkailemme kohti Galaktista keskusta, mutta vain noin kerran sadasta miljoonasta spiraalivarren tähdistä", Wyrzykowski selittää.

"Meillä oli erittäin onnekas löytää nämä kaksi tapahtumaa", lisää Simon Hodgkin, Gaia Photometric Science Alerts -tiimin johtaja Astronomian instituutissa Cambridgessa, Iso-Britanniassa.

Viimeisen vuosikymmenen aikana tähtitieteilijät ovat säännöllisesti havainneet tähtien mikrolinssejä maapallon kaukoputkien avulla, mikä on johtanut moniin havaintoihin, kuten useiden eksoplaneettojen löytämiseen.

Vaikka maanpäälliset tutkimukset voivat seurata vain yksittäisiä taivaankappaleita, Gaia voi nyt havaita nämä tapahtumat koko taivaallisella pallolla, ja maasta ja avaruudesta kerättyjen eri tietojen yhdistelmä saattaa paljastaa enemmän tietoa näiden kosmisten linssien luonteesta.

Yli kahden vuoden Gaia-tieteellisen toiminnan jälkeen Photometric Science Alerts -tiimi on kehittänyt erittäin tehokkaita algoritmeja ohimenevien tapahtumien havaitsemiseksi ja aikoo parantaa niitä edelleen mikrolinssi-ilmaisujen tehokkuuden parantamiseksi.


2 Tiedot

Tässä työssä käytetty data oli 150 miljoonan kohteen fotometria yli 31 neliömetriä kohti. Galaktisesta Bulgesta havaittu lähes 74 000 kehyksessä, eli noin 11 000 miljardissa datapisteessä. Valitsimme 91 kenttää kaikista 177: stä, jotka optinen gravitaatiolinssikoke (OGLE) on koskaan havainnut Udalski et ai. (2008) kolmannessa vaiheessa heinäkuusta 2001 toukokuuhun 2009, jossa oli vähintään 250 havaintoa. OGLE-III-vaiheen aikana Varsovan kaukoputki, joka sijaitsi Las Campanasin observatoriossa, Chilessä ja jota hoiti Washingtonin Carnegie-instituutti (nykyään Carnegie Institution for Science), varustettiin mosaiikkikamerakameralla, jossa oli kahdeksan 2k × 4k pikselin ilmaisinta. yhteensä 0,34 neliöastetta. Tyypillinen valotusaika kentillä kohti Galaktista Bulgeä oli 120 sekuntia, jolloin päästiin lähes 21 mag: iin Johnson-Cousin I -kaistalla, suodattimessa, jossa valtaosa havainnoista tehtiin.

Kuva 1: OGLE-III-pullistuskenttien kartta galaktisissa koordinaateissa. Punaiset neliöt merkitsevät kenttiä, joita käytettiin mikrolinssitapahtumien etsimiseen, koska niillä oli vähintään 250 havaintoa vuosina 2001-2009. Jäljellä olevia kenttiä havaittiin harvemmin. Jokainen neliö sisältää kentän numeron. Taustakuvan otti Krzysztof Ulaczyk.

Kuvassa 1 on esitetty OGLE-III-kenttien sijainti Galaktista kohoumaa kohti. Kutakin kenttää havaittiin keskimäärin kerran kolmessa yössä, mutta vuoden 2005 kaudesta havaintostrategia muuttui hieman siten, että tiheimmät kentät noin b ∼ -2 astetta havaittiin korkeammalla poljinnopeudella kuin muut, tyypillisesti kaksi / kolme kertaa per yö . I-kaistalla 8 vuoden aikana kenttää kohti kerättyjen havaintojen määrä vaihteli 251: stä BLG344: lle 2540: een yhdellä keskuskentästä, BLG102.

Tässä tutkituille kentille oli tyypillisesti käytettävissä 1 - 35 V-kaistan datapistettä. Näitä tietoja käytettiin vain kohteiden perusviivan keskimääräisen värin saamiseen. Kalibroitu väri otettiin OGLE-III Bulge -fotometrisista kartoista (Szymański et ai., 2011).

OGLE-III: n käytön aikana joka ilta kerättyjä tietoja vähennettiin lennon aikana huipputason kuvantamistekniikalla (DIA, Woźniak 2000) ja alustava fotometria tuotettiin muutamassa tunnissa. Tämä oli perusta varhaisvaroitusjärjestelmälle (EWS, Udalski 2003), joka on suunniteltu etsimään uusia mikrolinssitapahtumia reaaliajassa. Seitsemän vuoden toiminnan (2002-2009) seurauksena OGLE-III EWS ilmoitti noin 4000 ehdokasta mikrolinssitapahtumiin.

OGLE-III-vaiheen loppupuolella koko havainnointimateriaali vähennettiin uudelleen DIA: lla käyttämällä uutta ja parempaa kuvajoukkoa yhdistelmävertailukuville (Udalski et ai., 2008), mikä tuotti huomattavasti parempaa laatua olevan lähtöfotometrian. Kuvassa 2 verrataan EWS: n ilmoittaman mikrolinssitapahtuman OGLE-2005-BLG-069 fotometrian laatua alkuperäisessä ja uudessa pelkistyksessä. Laadun parantuminen johtuu ensisijaisesti uusien referenssikuvien hieman paremmasta tarkkuudesta.

Koko paperissa käytimme uudelleenpienennettyä dataa, joka saatiin OGLE-III: n päättymisen jälkeen. Etsimme mikrolinssitapahtumia tästä lopullisesta ja täydellisestä aineistosta Galaktisen pullistuman havainnoista. Mikrolensointitapahtumien lopullista näytettä varten tuotimme lisäksi uuden fotometrian, jossa otettiin huomioon kunkin tapahtuman tarkka sijainti DIA-kuvassa (parempi kuin murto-osa pikselistä), mikä monissa tapauksissa tuotti niiden valokäyrien paremman laadun.

Kuva 2: Reaaliaikaisen tapahtuman haun (Early Warning System, EWS) ja tässä työssä käytettyjen fotometriatietojen vertailu (uudella viitekuvalla vähennetty) EWS: n löytämälle mikrolinssitapahtumalle. Kiinteät viivat esittävät parhaiten sovitetut mikrolinssimallit. Valokäyrän sironta laski huipun ympärillä ja skaalauskerroin on muuttunut merkittävästi uudessa aineistossa. Mitattu asteikko muuttui 16,3 päivästä 19,1 päivään vastaavasti vanhojen ja uusien osalta, ja sekoitusparametri muuttui 0,48: sta 0,71: een, mikä viittaa siihen, että uudessa vertailukuvassa erotettiin enemmän tähtiä.

4 TAPAHTUMAHINTA

Tässä osassa käsitellään tähtialkuperäisten BH: iden aiheuttamien astrometristen mikrolinssitapahtumien teoreettista nopeutta, jota voitaisiin havaita kohti Galaktista kohoumaa. Tarkoituksemme on saada karkea arvio tällaisesta nopeudesta ottamatta huomioon tekijöitä, jotka vaihtelevat tulosta alle kertoimella ∼5. Tarkempi laskelma yhdessä tähtiperäisten BH: iden galaktisen populaation tutkimuksen kanssa esitetään erillisessä artikkelissa.

Linnunradan levyjen BH: iden lukumäärätiheyden arvioimiseksi ηBH, hyödynnämme StarTrack-populaatiosynteesikoodia (Belczynski, Kalogera & amp Bulik 2002 Belczynski et ai. 2008) tähtiperäisten BH-populaatioiden muodostamiseksi. Kehitämme ∼7,4 × 10 6 binaarijärjestelmää, joista kukin koostui alun perin kahdesta nollan ikäisestä päämetallitähdestä, jotka olivat aurinkometallia (Z = 0,02, Villante et ai. 2014), pääkomponentin ollessa massiivinen tähti Ma ≥ 20 M ja siten todennäköinen BH-kantasolu (Fryer et ai. 2012). Piirrämme alkuperäiset binääriset parametrit Sanan et ai. (2012), hyödynnämme Kroupan kaltaista alkumassatoimintoa (Kroupa, Tout & amp Gilmore 1993) voimalaki-eksponentilla massiivisille tähdille α3 = 2,3 (Bastian, Covey & amp Meyer 2010), ja oletamme 100 prosentin binaariosan massiivisille primaareille Ma ≥ 10 M ja 50 prosenttia Ma & lt 10 M (tähtien lukumäärä kasvaa niiden massan kanssa, katso Duchêne & amp Kraus 2013). Normalisoimme simuloidut populaatiomme tähtien muodostumiseen vakiona Linnunradan levylle 3,5 M vuosi −1 viimeisen 10 gyrin aikana. Korostamme, että tässä kappaleessa keskustelut eivät viittaa massiivisiin BH: hin, jotka ovat samanlaisia ​​kuin gravitaatioaaltokokeissa havaitut, koska ne muodostuivat todennäköisesti hyvin matalien metallien tähtipopulaatioissa (Z & lt 0,1 Z, esimerkiksi. Belczynski et ai. 2016), jotka eivät sisälly simulaatioihimme (suurin osa Linnunradan levyn tähtimuodostuksista tapahtui vuonna Z ∼ Z, Robin et ai. 2003).

Kaikki simulaatioidemme BH: t voidaan jakaa kolmeen luokkaan: (a) BH: t, jotka selviävät binäärisysteemien komponentteina, (b) yksittäiset BH: t, jotka ovat peräisin binääreistä, jotka hajoavat supernoovaräjähdysten aikana, ja (c) yksittäiset BH: t, jotka ovat peräisin yksittäisistä tähdistä jotka muodostuivat binaarikomponenttien fuusioissa. Viimeisen ryhmän osalta oletamme, että kahden tähden yhdistyminen massojen kanssa M1 ja M2 sellainen M1M2 johtaa BH: n muodostumiseen, jos M1 + 0.5M2 ≥ 21,5 Mmissä ∼21,5 M on pienin alkumassa, joka tähdellä on oltava voidakseen tulla aurinkometallisuuden BH: ksi starttirakenteessa.

BH: n lukumäärä kussakin kolmessa luokassa on: (a) 0,56 × 106, (b) 4,91 × 106 ja (c) 2,19 × 106. Huomaa, että Binaarit, jotka edelleen elävät binaarijärjestelmissä, ovat vähemmistö (cent 7 prosenttia kaikista BH: ista), minkä vuoksi tässä arviossa oletamme, että kaikki linssit ovat yksittäisiä esineitä. Haluamme korostaa, että supernoovaräjähdyksissä hajonneiden binaarien määrä riippuu BH: n syntymäpotkuista. Tässä käytämme Fryerin et ai. ”Rapid” -supernova-mallia. (2012), jossa syntymäpotkujen voimakkuus pieneni varautumisen vuoksi. Tämän seurauksena noin ∼ 56 prosenttia aurinkometallin BH: ista muodostuu suorassa romahduksessa (ts. Ei synnytystä).

Suurimmalla osalla simulaatioidemme BH: ista on massa välillä 5,5 - 9 M, jakauman pyrstön ollessa jopa M15 Mja keskimääräinen massa noin 7,5 M. Tämä on sopusoinnussa galaktisten röntgenkanaarien dynaamisesti pääteltyjen BH-massojen kanssa (Tetarenko et al.2016).

Jos oletetaan, että noin 10 prosenttia ohjelmassa ilmoitetuista lähteistä Gaia Datan julkaisu 1 on ratkaistu ja sijoitettu Galactic Bulgeen, voimme odottaa ~ 8 8 potentiaalisen lähteen luokkaa (Gaia Collaboration 2016b). Noin 5 prosenttia (≈5 × 106) heistä on kirkkaampia kuin G = 15,5 mag. Tälle osajoukolle Gaia astrometrinen aikasarjojen tarkkuus on suhteellisen hyvä ja useiden mikrolinssiliuosten välinen rappeutuminen on rikki (katso kuva 13). Olettaen, että tapahtumien määrä on 4 × 10-7 vuotta - 1 ja 5 × 106 6 kirkasta lähdettä havaitaan viiden vuoden ajan, arvioimme, että tähtien alkuperäisten BH: iden aiheuttama muutama astrometrinen mikrolensenssitapahtuma voitaisiin havaita mennessä Gaia.


Kuinka punnita tähtiä gravitaatiolinsseillä

Jokainen Linnunradan tähti on liikkeessä. Mutta etäisyyksien vuoksi niiden sijaintimuutokset, ns. Oikeat liikkeet, ovat hyvin pieniä ja niitä voidaan mitata vain suurilla teleskoopeilla pitkiä aikoja. Hyvin harvoissa tapauksissa etualan tähti ohittaa tähden taustalla, lähellä maapalloa. Tämän taustatähden valon on ylitettävä etutähden painovoimakenttä, jossa suorien polkujen seuraamisen sijaan valonsäteet ovat taipuneet. Tämä on kuin linssi, paitsi tässä poikkeama johtuu avaruuden ja ajan vääristymästä minkä tahansa massiivisen rungon ympärillä.

Tämä vaikutus oli yksi Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian kulmakiviennusteista, ja se on todistettu aurinkokuntatesteissä vuosikymmenien ajan. Tätä etutähden valon vääristymää kutsutaan gravitaatiolinssiksi: taustatähden valo poikkeaa tai kohdistuu pienempään kulmaan ja tähti näyttää kirkkaammalta. Tärkein vaikutus on muutos tähden näennäisessä asemassa taivaalla, koska poikkeama siirtää valokeskipistettä muihin kauempana oleviin tähtiin. Molemmat näistä vaikutuksista riippuvat vain yhdestä asiasta, linssirungon massasta, tässä tapauksessa etutähden massasta. Siten gravitaatiolinssit ovat menetelmä tähtien punnitsemiseksi. Itse asiassa niiden tähtien massan mittaaminen, jotka eivät ole osa binaarista tähteä, on muuten erittäin vaikeaa.

Aikaisemmin tämän menetelmän vaikeus oli pystyä ennustamaan tähtien liikkeet riittävän tarkasti. ESA: n Gaia-konsortion Gaia Data Release 2: na äskettäin julkaisema Gaia Data Release 2: na julkaisema upea tietojoukko kirjaimellisesti miljardeja tähtien sijainteja ja oikeita liikkeitä on mahdollistanut tämän tutkimuksen. Heidelbergin yliopistossa tohtorintutkinnon suorittanut Jonas Kl & uumlter käytti näitä tietoja tähtien läheisyyden etsimiseen. Niistä monista läheisistä kohtaamisista, jotka tapahtuvat seuraavien 50 vuoden aikana, kaksi kohtaa on meneillään juuri nyt: lähimmät kulmaerot saavutetaan seuraavien viikkojen aikana mitattavissa olevilla vaikutuksilla taustatähtien sijainteihin. Näiden kahden etualan tähden nimet ovat Luyten 143-23 ja Ross 322, jotka liikkuvat taivaan yli näennäisnopeuksilla noin 1600 ja 1400 milliarcsekuntia vuodessa.

Lähimmät kulmaerot etualan ja taustatähtien välillä tapahtuvat vastaavasti heinäkuussa ja elokuussa 2018, jolloin taustatähtien näennäiset sijainnit siirtyvät astrometrisen mikrolinssivaikutuksen vuoksi 1,7 ja 0,8 milliarcsekunnilla. Yksi milliarkkisekunti vastaa kulmaa, jossa kuun pinnalla makaava ihminen nähdään. Se on haastava tehtävä, mutta maapallon parhailla teleskoopeilla nämä tähtipaikkojen siirtymät ovat mitattavissa.


Kuinka punnita tähtiä gravitaatiolinsseillä

Jokainen Linnunradan tähti on liikkeessä. Mutta etäisyyksien vuoksi niiden sijaintimuutokset, ns. Oikeat liikkeet, ovat hyvin pieniä ja niitä voidaan mitata vain suurilla teleskoopeilla pitkiä aikoja. Hyvin harvoissa tapauksissa etualan tähti ohittaa tähden taustalla, lähellä maapalloa. Tämän taustatähden valon on ylitettävä etutähden painovoimakenttä, jossa suorien polkujen seuraamisen sijaan valonsäteet ovat taipuneet. Tämä on kuin linssi, paitsi tässä poikkeama johtuu avaruuden ja ajan vääristymästä minkä tahansa massiivisen rungon ympärillä.

Tämä vaikutus oli yksi Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian kulmakiviennusteista, ja se on todistettu aurinkokuntatesteissä vuosikymmenien ajan. Tätä etutähden valon vääristymää kutsutaan gravitaatiolinssiksi: taustatähden valo poikkeaa tai kohdistuu pienempään kulmaan ja tähti näyttää kirkkaammalta. Tärkein vaikutus on muutos tähden näennäisessä asemassa taivaalla, koska poikkeama siirtää valokeskipistettä muihin kauempana oleviin tähtiin. Molemmat näistä vaikutuksista riippuvat vain yhdestä asiasta, linssirungon massasta, tässä tapauksessa etutähden massasta. Siten gravitaatiolinssit ovat menetelmä tähtien punnitsemiseksi. Itse asiassa niiden tähtien massan mittaaminen, jotka eivät ole osa binaarista tähteä, on muuten erittäin vaikeaa.

Aikaisemmin tämän menetelmän vaikeus oli pystyä ennustamaan tähtien liikkeet riittävän tarkasti. ESA: n Gaia-konsortion Gaia Data Release 2: na äskettäin julkaisema Gaia Data Release 2: na julkaisema upea tietojoukko kirjaimellisesti miljardeja tähtien sijainteja ja oikeita liikkeitä on mahdollistanut tämän tutkimuksen. Heidelbergin yliopistossa tohtorintutkinnon suorittanut Jonas Kl & uumlter käytti näitä tietoja tähtien läheisyyden etsimiseen. Niistä monista läheisistä kohtaamisista, jotka tapahtuvat seuraavien 50 vuoden aikana, kaksi kohtaa on meneillään juuri nyt: lähimmät kulmaerot saavutetaan seuraavien viikkojen aikana mitattavissa olevilla vaikutuksilla taustatähtien sijainteihin. Näiden kahden etualan tähden nimet ovat Luyten 143-23 ja Ross 322, jotka liikkuvat taivaan yli näennäisnopeuksilla noin 1600 ja 1400 milliarcsekuntia vuodessa.

Lähimmät kulmaerot etualan ja taustatähtien välillä tapahtuvat vastaavasti heinäkuussa ja elokuussa 2018, jolloin taustatähtien näennäiset sijainnit siirtyvät astrometrisen mikrolinssivaikutuksen vuoksi 1,7 ja 0,8 milliarcsekunnilla. Yksi milliarkkisekunti vastaa kulmaa, jossa kuun pinnalla makaava ihminen nähdään. Se on haastava tehtävä, mutta maapallon parhailla teleskoopeilla nämä tähtipaikkojen siirtymät ovat mitattavissa.


5. Keskustelu ja päätelmät

Olemme raportoineet analyysin kahdesta mikrolinssitapahtumasta, OGLE-2017-BLG-1161 ja OGLE-2017-BLG-1254, joista kumpikin näyttää sekä maaperän tietojen havaitsemat äärellisen lähteen vaikutukset että nivelellä mitatun mikrolinssin parallaksin analyysi maanpäällisistä tiedoista ja Spitzer tiedot. Nämä kaksi tapahtumaa mukaan lukien Spitzer mikrolinssiohjelma on mitannut kahdeksan eristetyn kohteen massan ja etäisyyden vuosina 2015--2017, jolloin saadaan arvio näennäisestä havaintotaajuudesta

8/328 = 2,4%. 62 Tämä näennäinen taajuus on yhtäpitävä teoreettisen taajuuden kanssa

3,3% (Zhu ym. 2016) 1 sisälläσ Poisson-tilastoihin. Teoreettinen taajuus olettaa, että todennäköisyys havaita rajallisten lähteiden vaikutukset yhden linssin tapahtumissa on sama maan ja Spitzer havaintoja, mutta Spitzer tiedot havaitsivat vain rajallisen lähteen vaikutukset kahdelle tapahtumalle 63 (OGLE-2015-BLG-0763 Zhu et ai. 2016, OGLE-2015-BLG-1482 Chung ym. 2017), rappeutumisella ρ. Tämä johtuu siitä Spitzer havainnoilla on vain Γ

päivän −1 poljinnopeus ja vaativat 3–10 päivän läpimenoajan tapahtuman valinnan jälkeen, mikä johtaa äärellisen lähteen vaikutuksen havaitsemisen menetykseen Spitzer havaintoja.

Yksilinssitapahtumassa esiintyvien rajallisten lähteiden vaikutusten todennäköisyys on

Tämä yhdistettynä mikrolinsointinopeuteen ΓμlinssirelθE (n on lukutiheys), antaa rajallisen lähteen tapahtumien määrän (Gould & amp Yee 2012 Shvartzvald ym. 2019)

Käytämme Galactic-mallia, joka on kuvattu julkaisussa Zhu et ai. (2017) ja arvioi lopullisten lähteiden tapahtumien todennäköisyystiheysjakauma tämän perusteella n & # x00d7 μrel. Keskimäärin jakaumat kahdeksan suuntaan Spitzer rajallisen lähteen tapahtumia ja oletetaan, että lähdeetäisyydet ovat 8,3 kpc kaikille tapahtumille (seuraavat Zhu ym.2017). Tapahtumissa, joissa on kaksi rappeutunutta liuosta, molemmat liuokset sisältyvät puoleen painoon. Kuvassa 7 verrataan eri massojen ja etäisyyksien tuloksena olevia todennäköisyystiheyksiä kahdeksaan Spitzer äärellisen lähteen tapahtumia. Kuvissa 8 ja 9 verrataan linssin etäisyyden ja linssin massan kumulatiivisia jakaumia. Tässä vertailussa emme ota huomioon Spitzer havaitsemisen tehokkuus ja mahdolliset valinta- tai julkaisuharhat. Tällainen yksityiskohtainen analyysi on tämän asiakirjan soveltamisalan ulkopuolella, ja se tehdään tulevaisuudessa Spitzer kampanjoissa.

Kuva 7. Bayesin todennäköisyystiheysjakaumat Zhu et al: n galaktisesta mallista. (2017) verrattuna kahdeksaan julkaistuun Spitzer äärellisen lähteen tapahtumia. Kiinnitämme lähdeetäisyyden 8,3 kpc: iin ja johdamme sitten linssin etäisyyden D.8.3 kaikkiin tapahtumiin. Ennustettu massajakauma on johdettu Kroupan (2001) alkuperäisestä massafunktiosta. Eriväriset pisteet edustavat erilaisia ​​tapahtumia. Katkoviivoilla yhdistetyt kaksi pistettä edustavat yhden tapahtuman kahta rappeutunutta ratkaisua. Harmaat viivat edustavat yhtä todennäköisyystiheyttä. Muotojen arvot ilmaisevat galaktisen mallin ennustaman kokonaismääritteen ääriviivojen sisällä, ja kokonaistodennäköisyys normalisoidaan yhtenäisyydeksi.

Kuva 8. Linssin etäisyyden kumulatiivinen jakauma Zhu et ai. (2017) ja kahdeksan julkaistua Spitzer äärellisen lähteen tapahtumia. Korjataan lähdeetäisyys 8,3 kpc ja johdetaan sitten linssin etäisyys D.8.3 kaikkiin tapahtumiin. 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. Introduction

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 ai. [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. Kanssa 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.