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Ciencias de la Tierra y del espacio · 术语表

什么是 Microlente gravitatoria; radio de Einstein？

又称： microlente gravitatoria · radio de Einstein

Definición 28.10 Ciencias de la Tierra y del espacio universitarias — tercer año · 第 28 章 — Exoplanetas

La microlente gravitatoria es el aumento temporal del brillo de una estrella de fondo cuando una estrella de primer plano, la lente, pasa cerca de la línea de visión; las imágenes que forma están demasiado juntas para resolverse. El radio de Einstein es el radio angular θE\theta_\mathrm E del anillo en el que una lente puntual de masa MM situada a la distancia DLD_L desviaría una fuente situada a la distancia DSD_S exactamente detrás de ella:

θE=4GMc2 DS−DLDLDS.\theta_\mathrm E = \sqrt{\frac{4GM}{c^2}\,\frac{D_S - D_L}{D_L D_S}} .
Izquierda: la geometría de una lente gravitatoria, no a escala; los rayos procedentes de la fuente pasan junto a la lente a aproximadamente el radio de Einstein R_ E = _ E D_L y llegan al observador, que ve la fuente desplazada hacia la imagen. Derecha: la amplificación de una fuente puntual por una lente puntual frente al tiempo, en unidades del tiempo t_ E que tarda la lente en desplazarse un radio de Einstein, para tres distancias de máximo acercamiento u_0 (en radios de Einstein). Izquierda: la geometría de una lente gravitatoria, no a escala; los rayos procedentes de la fuente pasan junto a la lente a aproximadamente el radio de Einstein R_ E = _ E D_L y llegan al observador, que ve la fuente desplazada hacia la imagen. Derecha: la amplificación de una fuente puntual por una lente puntual frente al tiempo, en unidades del tiempo t_ E que tarda la lente en desplazarse un radio de Einstein, para tres distancias de máximo acercamiento u_0 (en radios de Einstein).
Izquierda: la geometría de una lente gravitatoria, no a escala; los rayos procedentes de la fuente pasan junto a la lente a aproximadamente el radio de Einstein RE=θEDLR_\mathrm E = \theta_\mathrm E D_L y llegan al observador, que ve la fuente desplazada hacia la imagen. Derecha: la amplificación de una fuente puntual por una lente puntual frente al tiempo, en unidades del tiempo tEt_\mathrm E que tarda la lente en desplazarse un radio de Einstein, para tres distancias de máximo acercamiento u0u_0 (en radios de Einstein).
Planetas confirmados con masa medida (o masa mínima) y semieje mayor, por método de descubrimiento (NASA Exoplanet Archive, 23 de octubre de 2026: 1691 por tránsito, 1151 por velocidad radial, 286 por microlente, 94 por imagen), con los planetas del Sistema Solar (cuadrados negros). Se omiten las masas predichas a partir de una relación masa–radio. Esta investigación ha utilizado el NASA Exoplanet Archive, que es operado por el Instituto de Tecnología de California, bajo contrato con la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio dentro del Programa de Exploración de Exoplanetas.
Planetas confirmados con masa medida (o masa mínima) y semieje mayor, por método de descubrimiento (NASA Exoplanet Archive, 23 de octubre de 2026: 1691 por tránsito, 1151 por velocidad radial, 286 por microlente, 94 por imagen), con los planetas del Sistema Solar (cuadrados negros). Se omiten las masas predichas a partir de una relación masa–radio. Esta investigación ha utilizado el NASA Exoplanet Archive, que es operado por el Instituto de Tecnología de California, bajo contrato con la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio dentro del Programa de Exploración de Exoplanetas.
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