Microlentille gravitationnelle

La microlentille gravitationnelle est un phénomène astronomique provoqué par l'effet de lentille gravitationnelle . Elle peut être utilisée pour détecter des objets dont la masse varie de celle d'une planète à celle d'une étoile, quelle que soit la lumière qu'ils émettent. En règle générale, les astronomes ne peuvent détecter que des objets brillants qui émettent beaucoup de lumière ( étoiles ) ou de gros objets qui bloquent la lumière de fond (nuages ​​de gaz et de poussière). Ces objets ne représentent qu'une petite partie de la masse d'une galaxie. La microlentille permet d'étudier des objets qui émettent peu ou pas de lumière.

Lorsqu'une étoile ou un quasar lointain s'aligne suffisamment avec un objet compact et massif au premier plan, la courbure de la lumière due à son champ gravitationnel, telle que décrite par Albert Einstein en 1915, conduit à deux images déformées (généralement non résolues ), ce qui entraîne un grossissement observable. L'échelle de temps de l'éclaircissement transitoire dépend de la masse de l'objet au premier plan ainsi que du mouvement propre relatif entre la « source » en arrière-plan et l'objet « lentille » au premier plan.

Une microlentille idéalement alignée produit un tampon clair entre le rayonnement de la lentille et les objets sources. Elle agrandit la source distante, la révélant ou augmentant sa taille et/ou sa luminosité. Elle permet d'étudier la population d'objets faibles ou sombres tels que les naines brunes , les naines rouges , les planètes , les naines blanches , les étoiles à neutrons , les trous noirs et les objets massifs compacts à halo . Une telle lentille fonctionne à toutes les longueurs d'onde, agrandissant et produisant une large gamme de déformations possibles pour les objets sources distants qui émettent tout type de rayonnement électromagnétique.

La microlentille d'un objet isolé a été détectée pour la première fois en 1989. Depuis lors, la microlentille a été utilisée pour contraindre la nature de la matière noire , détecter des exoplanètes , étudier l'assombrissement des membres d'étoiles lointaines, contraindre la population d'étoiles binaires et contraindre la structure du disque de la Voie lactée. La microlentille a également été proposée comme moyen de trouver des objets sombres comme les naines brunes et les trous noirs, d'étudier les taches stellaires , de mesurer la rotation stellaire et de sonder les quasars , y compris leurs disques d'accrétion . La microlentille a été utilisée en 2018 pour détecter Icare , alors l'étoile la plus éloignée jamais observée .

La microlentille est basée sur l' effet de lentille gravitationnelle . Un objet massif (la lentille) courbe la lumière d'un objet d'arrière-plan lumineux (la source). Cela peut générer plusieurs images déformées, agrandies et éclaircies de la source d'arrière-plan.

La microlentille est provoquée par le même effet physique que la lentille gravitationnelle forte et la lentille gravitationnelle faible, mais elle est étudiée par des techniques d'observation très différentes. Dans les lentilles fortes et faibles, la masse de la lentille est suffisamment importante (masse d'une galaxie ou d'un amas de galaxies) pour que le déplacement de la lumière par la lentille puisse être résolu avec un télescope à haute résolution tel que le télescope spatial Hubble . Avec la microlentille, la masse de la lentille est trop faible (masse d'une planète ou d'une étoile) pour que le déplacement de la lumière soit observé facilement, mais l'éclaircissement apparent de la source peut toujours être détecté. Dans une telle situation, la lentille passera devant la source dans un laps de temps raisonnable, de quelques secondes à quelques années au lieu de millions d'années. Lorsque l'alignement change, la luminosité apparente de la source change, et cela peut être surveillé pour détecter et étudier l'événement. Ainsi, contrairement aux lentilles gravitationnelles fortes et faibles, la microlentille est un événement astronomique transitoire du point de vue de l'échelle de temps humaine , donc un sujet d' astronomie du domaine temporel .

Contrairement à la lentille forte et à la lentille faible, aucune observation unique ne peut établir que la microlentille se produit. Au lieu de cela, la montée et la chute de la luminosité de la source doivent être surveillées au fil du temps à l'aide de la photométrie . Cette fonction de la luminosité en fonction du temps est connue sous le nom de courbe de lumière . Une courbe de lumière de microlentille typique est illustrée ci-dessous :

Un événement de microlentille typique comme celui-ci a une forme très simple, et un seul paramètre physique peut être extrait : l'échelle de temps, qui est liée à la masse, à la distance et à la vitesse de la lentille. Il existe cependant plusieurs effets qui contribuent à la forme d'événements de microlentille plus atypiques :

• Distribution de la masse de la lentille. Si la masse de la lentille n'est pas concentrée en un seul point, la courbe de lumière peut être radicalement différente, en particulier lors d'événements de croisement caustique , qui peuvent présenter de fortes pointes dans la courbe de lumière. En microlentille, cela peut être observé lorsque la lentille est une étoile binaire ou un système planétaire .
• Taille de la source finie. Dans les événements de microlentille extrêmement brillants ou à évolution rapide, comme les événements de croisement caustique, l'étoile source ne peut pas être traitée comme un point lumineux infinitésimal : la taille du disque de l'étoile et même l'assombrissement de ses bords peuvent modifier les caractéristiques extrêmes.
• Parallaxe . Pour les événements qui durent plusieurs mois, le mouvement de la Terre autour du Soleil peut provoquer un léger changement d'alignement, affectant ainsi la courbe de lumière.

L’attention se porte actuellement principalement sur les événements de microlentilles les plus inhabituels, en particulier ceux qui pourraient conduire à la découverte de planètes extrasolaires.

Une autre façon d'obtenir plus d'informations à partir des événements de microlentille consiste à mesurer les décalages astrométriques de la position de la source au cours de l'événement et même à résoudre les images séparées par interférométrie . La première résolution réussie d'images de microlentille a été obtenue avec l'instrument GRAVITY sur le Very Large Telescope Interferometer (VLTI) ] . Lorsque les deux images de la source ne sont pas résolues (c'est-à-dire qu'elles ne sont pas détectables séparément par les instruments disponibles), la position mesurée est une moyenne des deux positions, pondérée par leur luminosité. C'est ce qu'on appelle la position du centroïde [14] . Si la source est, par exemple, très à droite de la lentille, alors une image sera très proche de la position réelle de la source et l'autre sera très proche de la lentille sur son côté gauche, et très petite ou faible. Dans ce cas, le centroïde est pratiquement dans la même position que la source. Si la position de la source dans le ciel est proche de celle de l'objectif et à droite, l'image principale sera un peu plus à droite de la position réelle de la source, et le centroïde sera à droite de la position réelle. Mais lorsque la source se rapproche encore plus de la position de l'objectif dans le ciel, les deux images deviennent symétriques et égales en luminosité, et le centroïde sera à nouveau très proche de la position réelle de la source. Lorsque l'alignement est parfait, le centroïde est exactement à la même position que la source (et l'objectif). Dans ce cas, il n'y aura pas deux images mais un anneau d'Einstein autour de l'objectif.

En pratique, l'alignement nécessaire étant très précis et difficile à prévoir, les microlentilles sont très rares. Les événements sont donc généralement détectés grâce à des relevés photométriques de dizaines de millions d'étoiles sources potentielles, tous les quelques jours pendant plusieurs années. Les champs de fond denses adaptés à de tels relevés sont les galaxies proches, telles que les Nuages ​​de Magellan et la galaxie d'Andromède, ainsi que le renflement de la Voie Lactée.

Dans chaque cas, la population de lentilles étudiée comprend les objets entre la Terre et le champ source : pour le bulbe, la population de lentilles est constituée des étoiles du disque de la Voie lactée, et pour les galaxies externes, la population de lentilles est constituée du halo de la Voie lactée, ainsi que des objets de l'autre galaxie elle-même. La densité, la masse et la localisation des objets dans ces populations de lentilles déterminent la fréquence de microlentille le long de cette ligne de visée, qui est caractérisée par une valeur connue sous le nom de profondeur optique due à la microlentille. (Ceci ne doit pas être confondu avec la signification plus courante de profondeur optique , bien qu'elle partage certaines propriétés.) La profondeur optique est, grosso modo, la fraction moyenne d'étoiles sources subissant une microlentille à un moment donné, ou de manière équivalente la probabilité qu'une étoile source donnée subisse une lentille à un moment donné. Le projet MACHO a constaté que la profondeur optique vers le LMC était de 1,2 × 10 ⁻⁷ , et la profondeur optique vers le renflement était de 2,43 × 10 ⁻⁶ , soit environ 1 sur 400 000.

La recherche est compliquée par le fait que pour chaque étoile subissant une microlentille, il existe des milliers d’étoiles dont la luminosité change pour d’autres raisons (environ 2 % des étoiles d’un champ source typique sont des étoiles naturellement variables ) et d’autres événements transitoires (tels que les novae et les supernovae ), et ceux-ci doivent être éliminés pour trouver de véritables événements de microlentille. Après qu’un événement de microlentille en cours a été identifié, le programme de surveillance qui le détecte alerte souvent la communauté de sa découverte, afin que d’autres programmes spécialisés puissent suivre l’événement plus intensément, dans l’espoir de trouver des écarts intéressants par rapport à la courbe de lumière typique. En effet, ces écarts – en particulier ceux dus aux exoplanètes – nécessitent une surveillance horaire pour être identifiés, ce que les programmes de surveillance ne sont pas en mesure de fournir tout en recherchant de nouveaux événements. La question de savoir comment hiérarchiser les événements en cours pour un suivi détaillé avec des ressources d’observation limitées est très importante aujourd’hui pour les chercheurs en microlentille.

Déjà dans son livre Les requêtes (requête numéro 1), étendu de 1704 à 1718, Isaac Newton se demandait si un rayon lumineux pouvait être dévié par la gravité. En 1801, Johann Georg von Soldner calcula la quantité de déviation d'un rayon lumineux d'une étoile sous l'effet de la gravité newtonienne. En 1915, Albert Einstein prédit correctement la quantité de déviation sous l'effet de la relativité générale , qui était deux fois supérieure à celle prédite par von Soldner. La prédiction d'Einstein fut validée par une expédition menée en 1919 par Arthur Eddington , qui fut un grand succès précoce pour la relativité générale. En 1924, Orest Chwolson découvrit que la lentille pouvait produire plusieurs images de l'étoile. Une prédiction correcte de l'éclaircissement concomitant de la source, base de la microlentille, fut publiée en 1936 par Einstein. En raison de l'alignement improbable requis, il conclut qu'"il n'y a pas de grande chance d'observer ce phénomène". Le cadre théorique moderne de la lentille gravitationnelle a été établi avec les travaux de Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) et Sjur Refsdal (1964).

La lentille gravitationnelle a été observée pour la première fois en 1979, sous la forme d'un quasar lenticulé par une galaxie de premier plan. Cette même année, Kyongae Chang et Sjur Refsdal ont montré que les étoiles individuelles de la galaxie lentille pouvaient agir comme des lentilles plus petites au sein de la lentille principale, provoquant des fluctuations des images du quasar source sur une échelle de temps de plusieurs mois, également connue sous le nom de lentille Chang-Refsdal . Peter J. Young a ensuite compris que l'analyse devait être étendue pour tenir compte de l'effet simultané de nombreuses étoiles. Bohdan Paczyński a été le premier à utiliser le terme de « microlentille » pour décrire ce phénomène. Ce type de microlentille est difficile à identifier en raison de la variabilité intrinsèque des quasars, mais en 1989, Mike Irwin et al. ont publié la détection de microlentille de l'une des quatre images du quasar « Einstein Cross » dans la lentille de Huchra .

En 1986, Paczyński a proposé d'utiliser la microlentille pour rechercher de la matière noire sous la forme d'objets compacts de halo massif ( MACHO ) dans le halo galactique , en observant les étoiles d'arrière-plan dans une galaxie proche. Deux groupes de physiciens des particules travaillant sur la matière noire ont entendu ses exposés et se sont joints aux astronomes pour former la collaboration anglo-australienne MACHO et la collaboration française EROS.

En 1986, Robert J. Nemiroff a prédit la probabilité de microlentille et a calculé les courbes de lumière induites par microlentille de base pour plusieurs configurations lentille-source possibles dans sa thèse de 1987.

En 1991, Mao et Paczyński ont suggéré que la microlentille pourrait être utilisée pour trouver des compagnons binaires d'étoiles, et en 1992, Gould et Loeb ont démontré que la microlentille peut être utilisée pour détecter des exoplanètes. En 1992, Paczyński a fondé l' Optical Gravitational Lensing Experiment , qui a commencé à rechercher des événements dans la direction du renflement galactique . Les deux premiers événements de microlentille dans la direction du Grand Nuage de Magellan qui pourraient être causés par la matière noire ont été rapportés dans des articles consécutifs de Nature par MACHO et EROS en 1993, et dans les années suivantes, des événements ont continué à être détectés. Pendant ce temps, Sun Hong Rhie a travaillé sur la théorie de la microlentille des exoplanètes pour les événements de l'étude. La collaboration MACHO a pris fin en 1999. Leurs données ont réfuté l'hypothèse selon laquelle 100 % du halo sombre comprend des MACHO, mais ils ont trouvé un excès inexpliqué significatif d'environ 20 % de la masse du halo, qui pourrait être dû aux MACHO ou à des lentilles au sein du Grand Nuage de Magellan lui-même.

EROS a ensuite publié des limites supérieures encore plus strictes pour les MACHOs, et il n'est actuellement pas certain qu'il existe un excès de microlentilles halo qui pourrait être dû à la matière noire. Le projet SuperMACHO actuellement en cours cherche à localiser les lentilles responsables des résultats de MACHO.

Bien qu'elle ne résolve pas le problème de la matière noire, la microlentille s'est révélée être un outil utile pour de nombreuses applications. Des centaines d'événements de microlentille sont détectés chaque année vers le bulbe galactique , où la profondeur optique de la microlentille (due aux étoiles du disque galactique) est environ 20 fois plus grande qu'à travers le halo galactique. En 2007, le projet OGLE a identifié 611 candidats à l'événement, et le projet MOA (une collaboration Japon-Nouvelle-Zélande) en a identifié 488 (bien que tous les candidats ne se révèlent pas être des événements de microlentille, et qu'il existe un chevauchement important entre les deux projets). En plus de ces études, des projets de suivi sont en cours pour étudier en détail des événements potentiellement intéressants en cours, principalement dans le but de détecter des planètes extrasolaires. Il s'agit notamment de MiNDSTEp, RoboNet, MicroFUN et PLANET.

En septembre 2020, des astronomes utilisant des techniques de microlentilles ont signalé la détection , pour la première fois, d'une planète vagabonde de la masse terrestre, non limitée par une étoile et flottant librement dans la galaxie de la Voie Lactée .

La microlentille permet non seulement d'agrandir la source, mais aussi de déplacer sa position apparente. La durée de ce phénomène est plus longue que celle du grossissement et peut être utilisée pour trouver la masse de la lentille. En 2022, il a été signalé que cette technique avait été utilisée pour détecter sans ambiguïté un trou noir isolé de masse stellaire , en utilisant des observations du télescope spatial Hubble s'étalant sur six ans, à partir d'août 2011, peu après la détection de l'événement de microlentille. Le trou noir a une masse d'environ 7 fois la masse solaire et se trouve à environ 1,6 kiloparsec (5,2 kal), dans le Sagittaire , tandis que l'étoile est à environ 6 kiloparsec (20 kal). Il existe des millions de trous noirs isolés dans notre galaxie, et étant isolés, très peu de rayonnement est émis par leur environnement, de sorte qu'ils ne peuvent être détectés que par microlentille. Les auteurs s'attendent à ce que de nombreux autres soient découverts grâce à de futurs instruments, en particulier le télescope spatial Nancy Grace Roman et l' observatoire Vera C. Rubin .

Les mathématiques de la microlentille, ainsi que la notation moderne, sont décrites par Gould et nous utilisons sa notation dans cette section, bien que d'autres auteurs aient utilisé une autre notation. Le rayon d'Einstein , également appelé angle d'Einstein, est le rayon angulaire de l' anneau d'Einstein en cas d'alignement parfait. Il dépend de la masse de la lentille M, de la distance de la lentille d _L et de la distance de la source d _S :

Pour M égal à 60 masses de Jupiter , d _L = 4000 parsecs et d _S = 8000 parsecs (typique pour un événement de microlentille de type Bulge), le rayon d'Einstein est de 0,00024 seconde d'arc ( angle sous-tendu par 1 ua à 4000 parsecs). En comparaison, les observations idéales basées sur la Terre ont une résolution angulaire d'environ 0,4 seconde d'arc, 1660 fois plus grande. Comme il est si petit, il n'est généralement pas observé pour un événement de microlentille typique, mais il peut être observé dans certains événements extrêmes comme décrit ci-dessous.

Bien qu'il n'y ait pas de début ou de fin précis d'un événement de microlentille, par convention, on dit que l'événement dure tant que la séparation angulaire entre la source et la lentille est inférieure à . Ainsi, la durée de l'événement est déterminée par le temps que prend le mouvement apparent de la lentille dans le ciel pour couvrir une distance angulaire . Le rayon d'Einstein est également du même ordre de grandeur que la séparation angulaire entre les deux images de la lentille et le décalage astrométrique des positions de l'image tout au long de l'événement de microlentille.

Lors d'un événement de microlentille, la luminosité de la source est amplifiée par un facteur d'amplification A. Ce facteur dépend uniquement de la proximité de l'alignement entre l'observateur, la lentille et la source. Le nombre sans unité u est défini comme la séparation angulaire de la lentille et de la source, divisée par . Le facteur d'amplification est donné en termes de cette valeur :

Cette fonction possède plusieurs propriétés importantes. A(u) est toujours supérieur à 1, donc la microlentille ne peut qu'augmenter la luminosité de l'étoile source, pas la diminuer. A(u) diminue toujours lorsque u augmente, donc plus l'alignement est proche, plus la source devient lumineuse. Lorsque u approche de l'infini, A(u) approche de 1, de sorte qu'à de grandes séparations, la microlentille n'a aucun effet. Enfin, lorsque u approche de 0, pour une source ponctuelle, A(u) approche de l'infini tandis que les images approchent d'un anneau d'Einstein. Pour un alignement parfait (u = 0), A(u) est théoriquement infini. En pratique, les objets du monde réel ne sont pas des sources ponctuelles, et les effets de taille de source finie fixeront une limite à l'ampleur de l'amplification qui peut se produire pour un alignement très proche, mais certains événements de microlentille peuvent provoquer un éclaircissement d'un facteur de plusieurs centaines.

Contrairement à la macrolentille gravitationnelle où la lentille est une galaxie ou un amas de galaxies, dans la microlentille, u change considérablement en peu de temps. L'échelle de temps pertinente est appelée temps d'Einstein et elle est donnée par le temps qu'il faut à la lentille pour parcourir une distance angulaire par rapport à la source dans le ciel. Pour les événements de microlentille typiques, elle est de l'ordre de quelques jours à quelques mois. La fonction u(t) est simplement déterminée par le théorème de Pythagore :

La valeur minimale de u, appelée u _min , détermine la luminosité maximale de l'événement.

Dans un événement de microlentille typique, la courbe de lumière est bien ajustée en supposant que la source est un point, la lentille est une masse ponctuelle unique et la lentille se déplace en ligne droite : l' approximation source ponctuelle-lentille ponctuelle . Dans ces événements, le seul paramètre physiquement significatif qui peut être mesuré est l'échelle de temps d'Einstein . Étant donné que cette observable est une fonction dégénérée de la masse, de la distance et de la vitesse de la lentille, nous ne pouvons pas déterminer ces paramètres physiques à partir d'un seul événement.

Cependant, dans certains événements extrêmes, il peut être mesurable tandis que d'autres événements extrêmes peuvent sonder un paramètre supplémentaire : la taille de l'anneau d'Einstein dans le plan de l'observateur, connu sous le nom de rayon d'Einstein projeté : . Ce paramètre décrit comment l'événement apparaîtra différent de deux observateurs situés à des endroits différents, comme un observateur satellite. Le rayon d'Einstein projeté est lié aux paramètres physiques de la lentille et de la source par

Il est mathématiquement pratique d'utiliser les inverses de certaines de ces quantités. Il s'agit du mouvement propre d'Einstein

et la parallaxe d'Einstein

Ces quantités vectorielles indiquent la direction du mouvement relatif de la lentille par rapport à la source. Certains événements de microlentilles extrêmes ne peuvent contraindre qu'une seule composante de ces quantités vectorielles. Si ces paramètres supplémentaires sont entièrement mesurés, les paramètres physiques de la lentille peuvent être résolus, ce qui donne la masse de la lentille, la parallaxe et le mouvement propre comme

Dans un événement de microlentille typique, la courbe de lumière est bien ajustée en supposant que la source est un point, la lentille est une masse ponctuelle unique et la lentille se déplace en ligne droite : l' approximation point source-point lentille . Dans ces événements, le seul paramètre physiquement significatif qui peut être mesuré est l'échelle de temps d'Einstein . Cependant, dans certains cas, les événements peuvent être analysés pour obtenir les paramètres supplémentaires de l'angle d'Einstein et de la parallaxe : et . Il s'agit notamment des événements à très fort grossissement, des lentilles binaires, de la parallaxe et des événements xallarap, ainsi que des événements où la lentille est visible.

Bien que l'angle d'Einstein soit trop petit pour être directement visible depuis un télescope terrestre, plusieurs techniques ont été proposées pour l'observer.

Si la lentille passe directement devant l'étoile source, la taille finie de l'étoile source devient un paramètre important. L'étoile source doit être traitée comme un disque dans le ciel, et non comme un point, ce qui brise l'approximation point-source et provoque une déviation de la courbe de microlentille traditionnelle qui dure aussi longtemps que le temps nécessaire à la lentille pour traverser la source, appelée courbe de lumière source finie . La longueur de cette déviation peut être utilisée pour déterminer le temps nécessaire à la lentille pour traverser le disque de l'étoile source . Si la taille angulaire de la source est connue, l'angle d'Einstein peut être déterminé comme suit :

Ces mesures sont rares, car elles nécessitent un alignement extrême entre la source et l'objectif. Elles sont plus probables lorsque l' objet est (relativement) grand, c'est-à-dire pour des sources géantes proches avec des lentilles de faible masse à déplacement lent proches de la source.

Lors d'événements à source finie, différentes parties de l'étoile source sont agrandies à des taux différents à différents moments de l'événement. Ces événements peuvent ainsi être utilisés pour étudier l' assombrissement des limbes de l'étoile source.

Si la lentille est une étoile binaire avec une séparation d'environ le rayon d'Einstein, le modèle de grossissement est plus complexe que dans les lentilles à étoile unique. Dans ce cas, il y a généralement trois images lorsque la lentille est éloignée de la source, mais il existe une gamme d'alignements où deux images supplémentaires sont créées. Ces alignements sont connus sous le nom de caustiques . À ces alignements, le grossissement de la source est formellement infini sous l'approximation de la source ponctuelle.

Les croisements caustiques dans les lentilles binaires peuvent se produire avec une plus large gamme de géométries de lentilles que dans une lentille simple. Comme pour une source caustique à lentille simple, il faut un temps fini à la source pour traverser la caustique. Si ce temps de croisement caustique peut être mesuré et si le rayon angulaire de la source est connu, alors l'angle d'Einstein peut être déterminé.

Comme dans le cas d'une lentille unique où le grossissement de la source est formellement infini, les lentilles binaires à croisement caustique grossiront différentes parties de l'étoile source à différents moments. Elles peuvent ainsi sonder la structure de la source et l'obscurcissement de ses limbes.

En principe, la parallaxe d'Einstein peut être mesurée en faisant observer simultanément l'événement par deux observateurs depuis des endroits différents, par exemple depuis la Terre et depuis un vaisseau spatial éloigné. La différence d'amplification observée par les deux observateurs donne la composante perpendiculaire au mouvement de la lentille tandis que la différence de temps d'amplification maximale donne la composante parallèle au mouvement de la lentille. Cette mesure directe a été rapportée à l'aide du télescope spatial Spitzer . Dans les cas extrêmes, les différences peuvent même être mesurables à partir de petites différences observées à partir de télescopes situés à différents endroits sur Terre, c'est-à-dire la parallaxe terrestre.

La parallaxe d'Einstein peut également être mesurée par la parallaxe orbitale ; le mouvement de l'observateur, causé par la rotation de la Terre autour du Soleil et du Soleil à travers la Galaxie, signifie qu'un événement de microlentille est observé sous différents angles à chaque époque d'observation. Ce phénomène a été signalé pour la première fois en 1995 et a été signalé dans une poignée d'événements depuis. La parallaxe, dans les événements de lentilles ponctuelles, peut être mesurée au mieux pour les événements à longue échelle de temps, avec un grand , c'est-à-dire à partir de lentilles lentes et de faible masse, qui sont proches de l'observateur.

Si l'étoile source est une étoile binaire , elle aussi aura un mouvement relatif supplémentaire, ce qui peut également provoquer des changements détectables dans la courbe de lumière. Cet effet est connu sous le nom de Xallarap (parallaxe à l'envers).

Si l'objet de la lentille est une étoile avec une planète en orbite autour d'elle, il s'agit d'un exemple extrême d'événement de lentille binaire. Si la source traverse une caustique, les écarts par rapport à un événement standard peuvent être importants même pour des planètes de faible masse. Ces écarts nous permettent de déduire l'existence et de déterminer la masse et la séparation de la planète autour de la lentille. Les écarts durent généralement quelques heures ou quelques jours. Comme le signal est plus fort lorsque l'événement lui-même est le plus fort, les événements à fort grossissement sont les candidats les plus prometteurs pour une étude détaillée. En règle générale, une équipe d'enquête avertit la communauté lorsqu'elle découvre un événement à fort grossissement en cours. Des groupes de suivi surveillent ensuite intensivement l'événement en cours, espérant obtenir une bonne couverture de l'écart s'il se produit. Une fois l'événement terminé, la courbe de lumière est comparée aux modèles théoriques pour trouver les paramètres physiques du système. Les paramètres qui peuvent être déterminés directement à partir de cette comparaison sont le rapport de masse de la planète à l'étoile et le rapport de la séparation angulaire étoile-planète à l'angle d'Einstein. À partir de ces rapports, ainsi que des hypothèses sur l'étoile-lentille, la masse de la planète et sa distance orbitale peuvent être estimées.

Français Le premier succès de cette technique a été réalisé en 2003 par OGLE et MOA sur l'événement de microlentille OGLE 2003–BLG–235 (ou MOA 2003–BLG–53) . En combinant leurs données, ils ont découvert que la masse planétaire la plus probable était 1,5 fois la masse de Jupiter. En avril 2020, 89 exoplanètes ont été détectées par cette méthode. Des exemples notables incluent OGLE-2005-BLG-071Lb , OGLE-2005-BLG-390Lb , OGLE-2005-BLG-169Lb , deux exoplanètes autour de OGLE-2006-BLG-109L , et MOA-2007-BLG-192Lb . Notamment, au moment de son annonce en janvier 2006, la planète OGLE-2005-BLG-390Lb avait probablement la plus faible masse de toutes les exoplanètes connues en orbite autour d'une étoile régulière, avec une masse médiane de 5,5 fois la masse de la Terre et une incertitude d'environ un facteur deux. Ce record a été contesté en 2007 par Gliese 581 c avec une masse minimale de 5 masses terrestres, et depuis 2009, Gliese 581 e est l'exoplanète « régulière » connue la plus légère, avec un minimum de 1,9 masse terrestre. En octobre 2017, OGLE-2016-BLG-1190Lb , une exoplanète extrêmement massive (ou peut-être une naine brune ), d'environ 13,4 fois la masse de Jupiter , a été signalée.

En comparant cette méthode de détection des planètes extrasolaires avec d'autres techniques telles que la méthode du transit , l'un des avantages est que l'intensité de la déviation planétaire ne dépend pas de la masse de la planète aussi fortement que les effets des autres techniques. Cela rend la microlentille particulièrement adaptée à la recherche de planètes de faible masse. Elle permet également de détecter des planètes plus éloignées de l'étoile hôte que la plupart des autres méthodes. L'un des inconvénients est que le suivi du système de lentilles est très difficile une fois l'événement terminé, car il faut beaucoup de temps pour que la lentille et la source soient suffisamment séparées pour les résoudre séparément.

Une lentille atmosphérique terrestre proposée par Yu Wang en 1998 qui utiliserait l'atmosphère terrestre comme une grande lentille pourrait également imager directement les exoplanètes potentiellement habitables à proximité.

Il existe deux types de base d'expériences de microlentilles. Les groupes de « recherche » utilisent des images à grand champ pour trouver de nouveaux événements de microlentilles. Les groupes de « suivi » coordonnent souvent des télescopes dans le monde entier pour fournir une couverture intensive d'événements sélectionnés. Les expériences initiales avaient toutes des noms quelque peu osés jusqu'à la formation du groupe PLANET. Il existe actuellement des propositions visant à construire de nouveaux satellites spécialisés dans les microlentilles ou à utiliser d'autres satellites pour étudier les microlentilles.

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• Expérience de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993–2002) Collaboration essentiellement française. EROS1 : Recherche de plaques photographiques du LMC : EROS2 : Recherche CCD du LMC, du SMC, du Bulge et des bras spiraux.
• MACHO (1993–1999) Collaboration Australie & USA. Recherche CCD du renflement et du LMC.
• Expérience de lentille gravitationnelle optique (OGLE) (1992 – ), collaboration polonaise établie par Paczynski et Udalski . Télescope dédié de 1,3 m au Chili, géré par l'Université de Varsovie. Cibles sur le renflement et les nuages ​​de Magellan.
• Observations par microlentilles en astrophysique (MOA) (1998 – ), collaboration Japon-Nouvelle-Zélande. Télescope dédié de 1,8 m en Nouvelle-Zélande. Cibles sur le renflement et les nuages ​​de Magellan.
• SuperMACHO (2001 – ), successeur de la collaboration MACHO, a utilisé le télescope CTIO de 4 m pour étudier les microlentilles LMC faibles.

• Réseau de sondage des anomalies de lentilles (PLANET) Collaboration multinationale.
• MicroFUN , réseau de suivi de la microlentille
• Recherche de planètes par microlentilles (MPS) Archivé le 23 avril 1999 sur la Wayback Machine
• Réseau de microlentilles pour la détection de petites exoplanètes terrestres, MiNDSTEp
• RoboNet. À la recherche de planètes grâce à un réseau mondial de télescopes robotisés

• MÉGA
• AGAPÉ (en français)
• NousCAPP
• Le projet Angstrom
• PLAN Archivé le 22 juillet 2011 à la Wayback Machine

• Télescope d'étude des exoplanètes galactiques (GEST) Archivé le 16 mai 2001 sur la Wayback Machine
• Le projet clé SIM Microlensing aurait utilisé l' astrométrie de très haute précision du satellite Space Interferometry Mission pour briser la dégénérescence des microlentilles et mesurer la masse, la distance et la vitesse des lentilles. Ce satellite a été reporté à plusieurs reprises et finalement annulé en 2010.
• Le télescope spatial Nancy Grace Roman , préparé par la NASA pour un lancement au milieu des années 2020, comprendra une étude par microlentilles ainsi que plusieurs autres études. Les données démographiques sur les microlentilles compléteront celles des missions Kepler et TESS , avec une meilleure sensibilité aux planètes comme la Terre et Mars qui sont plus susceptibles d'être des planètes rocheuses dans la zone habitable de leurs soleils.