When Galactic microlensing events of stars are observed, one usually
measures a symmetric light curve corresponding to a single lens, or
an asymmetric light curve, often with caustic crossings, in the case
of a binary lens system. In principle, the fraction of binary stars
at a certain separation range can be estimated based on the number
of measured microlensing events. However, a binary system may produce
a light curve which can be fitted well as a single lens light curve,
in particullary if the data sampling is poor and the errorbars are
large. We investigate what fraction of microlensing events produced
by binary stars for different separations may be well fitted by and
hence misinterpreted as single lens events for various observational
conditions. We find that this fraction strongly depends on the separation
of the binary components, reaching its minimum at between 0.6
and 1.0 Einstein radius, where it is still of the order of 5%
The Einstein radius is corresponding to few A.U. for typical Galactic
microlensing scenarios. The rate for misinterpretation is higher
for short microlensing events lasting up to few months and events
with smaller maximum amplification. For fixed separation it increases
for binaries with more extreme mass ratios.<br><br>
Problem of degeneracy in photometric light curve solution between
binary lens and binary source microlensing events was studied on simulated
data, and data observed by the PLANET collaboration. The fitting code
BISCO using the PIKAIA genetic algorithm optimizing routine was written
for optimizing binary-source microlensing light curves observed at
different sites, in I, R and V photometric bands. Tests on simulated
microlensing light curves show that BISCO is successful in finding
the solution to a binary-source event in a very wide parameter space.
Flux ratio method is suggested in this work for breaking degeneracy
between binary-lens and binary-source photometric light curves. Models
show that only a few additional data points in photometric V band,
together with a full light curve in I band, will enable breaking the
degeneracy. Very good data quality and dense data sampling, combined
with accurate binary lens and binary source modeling, yielded the
discovery of the lowest-mass planet discovered outside of the Solar
System so far, OGLE-2005-BLG-390Lb, having only 5.5 Earth masses.
This was the first observed microlensing event in which the degeneracy
between a planetary binary-lens and an extreme flux ratio binary-source
model has been successfully broken. For events OGLE-2003-BLG-222 and
OGLE-2004-BLG-347, the degeneracy was encountered despite of very
dense data sampling. From light curve modeling and stellar evolution
theory, there was a slight preference to explain OGLE-2003-BLG-222
as a binary source event, and OGLE-2004-BLG-347 as a binary lens event.
However, without spectra, this degeneracy cannot be fully broken.<br><br>
No planet was found so far around a white dwarf, though it is believed
that Jovian planets should survive the late stages of stellar evolution,
and that white dwarfs will retain planetary systems in wide orbits.
We want to perform high precision astrometric observations of nearby
white dwarfs in wide binary systems with red dwarfs in order to find
planets around white dwarfs. We selected a sample of observing targets
(WD-RD binary systems, not published yet), which can possibly have
planets around the WD component, and modeled synthetic astrometric
orbits which can be observed for these targets using existing and
future astrometric facilities. Modeling was performed for the astrometric
accuracy of 0.01, 0.1, and 1.0 mas, separation between WD and planet
of 3 and 5 A.U., binary system separation of 30 A.U., planet masses
of 10 Earth masses, 1 and 10 Jupiter masses, WD mass of 0.5M
and 1.0 Solar masses, and distances to the system of 10, 20 and 30
pc. It was found that the PRIMA facility at the VLTI will be able
to detect planets around white dwarfs once it is operating, by measuring
the astrometric wobble of the WD due to a planet companion, down to
1 Jupiter mass. We show for the simulated observations that it is
possible to model the orbits and find the parameters describing the
potential planetary systems. / Bei von Sternen verursachten Mikrolinsen-Ereignissen beobachtet man
meist symmetrische Lichtkurven einer einzelnen Linse oder asymmetrische
Lichtkurven (oftmals mit Kaustik-Crossing), die durch Doppel-Linsen
hervorgerufen werden. Im Prinzip kann aus der Zahl der gemessenen
unsymmetrischen Ereignisse der Anteil der Doppelstern-Systeme in Abhängigkeit
vom Winkelabstand abgeschätzt werden. Allerdings kann auch ein
Doppelsystem Lichtkurven erzeugen, die gut mit einer Einzellinsen-Lichtkurve
gefittet werden können. Die gilt insbesondere bei lückenhafter
Messung oder grossen Messfehlern. In dieser Arbeit wird für
verschiedene Beobachtungsbedingungen untersucht, wie häufig Lichtkurven,
die von Doppellinsen mit unterschiedlichen Abständen erzeugt
werden, gut mit Einzellinsen-Lichtkurven gefittet werden können
und damit fehlinterpretiert werden. Es wurde herausgefunden, dass der
Anteil fehlinterpretierter Lichtkurven stark von der Separation der
Komponenten abhängig ist: das Minimum liegt zwischen 2 A.E. and
5 A.E. / wobei der Anteil immer noch 5% beträgt. Die Rate der Fehlinterpretationen
ist höher für kurze Mikrolinsen-Ereignisse (bis zu wenigen
Monaten) und für Ereignisse mit geringer Maximalverstärkung.
Bei gleicher Separation steigt die Rate mit extremeren Massenverhältnissen
an.<br><br>
Das Problem der Degenerierung zwischen den Lichtkurven für doppelte
Linsensysteme und doppelte Hintergrund-Quellen wurde anhand simulierter
Daten und mit Beobachtungsdaten des PLANET Projekts untersucht. Der
Fit-Code BISCO, der den genetischen Algorithmus PIKAIA nutzt, wurde
geschrieben, um Doppel-Linsen Lichtkurven, die von verschiedenen Observatorien
in den photometrischen Bändern I, B, und V gemessen wurden, zu
modellieren. Tests mit simulierten Daten haben gezeigt, dass BISCO
in der Lage ist, in einem sehr weiten Parameterbereich die korrekte
Lösung für die Lichtkurve einer Doppel-Linsen zu finden.
In dieser Arbeit wird die Flussverhältnis-Methode empfohlen,
um die Degenerierung zwischen Doppel-Linse und Doppel-Quelle aufzulösen.
Modellierungen zeigen, dass nur wenige zusätzliche Datenpunkte
im V-Band genügen, um zusammen mit einer vollständigen Lichtkurve
im I-Band die Degenerierung aufzubrechen. Mit sehr guter Datenqualität
und zeitlich dichten Messungen, kombiniert mit genauer Modellierung
von Doppel-Linsen und Doppel-Quellen, gelang die Entdeckung des bisher
masseärmsten Planeten ausserhalb des Sonnensystems: OGLE-2005-BLG-390Lb,
mit nur 5.5 Erdmassen. Dies war das erste Mikrolinsen-Ereignis, bei
dem die Degenerierung zwischen plantarer Doppel-Linse und einer Doppel-Quelle
mit extremem Flussverhältnis erfolgreich aufgelöst wurde.
Für die Ereignisse OGLE-2003-BLG-222 und OGLE-2004-BLG-347 besteht
die Degenerierung trotz sehr dichter Messungen. Aufgrund der Lichtkurvenmodellierung
und Argumenten aus der Theorie der Sternentwicklung ist die Erklärung
von OGLE-2003-BLG-222 als Doppel-Quelle und OGLE-2004-BLG-347 als
Doppel-Linsen Ereignis vorzuziehen. Allerdings kann die Degenerierung
ohne spektrale Daten nicht vollständig aufgelöst werden.<br><br>
Bisher wurde kein Planet als Begleiter eines Weissen Zwerges gefunden,
obwohl es möglich sein sollte, dass jupiterähnliche
Planeten die Spätstadien der Sternentwicklung überleben
und dass sich Weisse Zwerge Planetensysteme mit weiten Umlaufbahnen
erhalten können. Wir planen hochgenaue astrometrische Beobachtungen
von nahen Weissen Zwergen in weiten Doppelsystemen, um Planeten um
Weisse Zwerge zu finden. Wir haben eine Stichprobe von Systemen zusammengestellt, in denen möglicherweise Planeten gefunden werden könnten.
Wir haben synthetische astrometrische Orbits modelliert, die für
diese Systeme mit existierenden und zukünftigen astrometrischen
Instrumenten beobachtbar sind. Die Modellierungen wurden für
astrometrische Genauigkeiten von 0.01, 0.1, 1.0 Mikrobogensekunden
gerechnet. Als Abstände zwischen weissem Zwerg und Planet wurden
3, 5 und 10 Astronomische Einheiten angenommen, für den Abstand
zwischen den Doppelsternkomponenten 30 A.E. Als Planetenmassen wurden
10 Erdmassen, bzw. 1 und 10 Jupitermassen gewählt, als Masse
für den weissen Zwerg 0.5 und 1.0 Sonnenmassen. Die
Distanzen zum System betragen 10 und 20 parsec. Als Resultat dieser
Untersuchung wurde herausgefunden, dass das PRIMA Instrument am VLTI
in der Lage sein wird, die astrometrischen Oszillationen, die ein
Planet ab einer Jupitermasse verursacht, zu detektieren. Wir zeigen,
dass es möglich sein wird, die Umlaufbahnen solcher Planeten
zu modellieren und damit die Parameter dieser Planetensysteme zu bestimmen.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:Potsdam/oai:kobv.de-opus-ubp:1081 |
| Date | January 2006 |
| Creators | Dominis, Dijana |
| Publisher | Universität Potsdam, Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät. Institut für Physik und Astronomie |
| Source Sets | Potsdam University |
| Language | English |
| Detected Language | German |
| Type | Text.Thesis.Doctoral |
| Format | application/pdf |
| Rights | http://opus.kobv.de/ubp/doku/urheberrecht.php |
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