El estudio cubre 51 sistemas planetarios conocidos detectados por campañas de microlentes anteriores y servirá como una línea de base de referencia temporal de microlentes para el Telescopio Espacial Nancy Grace Roman de la NASA, que tiene previsto realizar su 'Galactic Bulge Time Domain Survey' (GBTDS) a partir de finales de 2026 o principios de 2027 . La imagen previa de alta resolución de Euclid de los mismos campos proporciona a Roman una instantánea "antes" que mejora drásticamente la medición de la masa de los objetos que actúan como lentes y la detección de exoplanetas en la región .

Cómo se desvía esto de la misión principal de Euclid

La misión principal de Euclid es mapear la geometría del Universo oscuro: está diseñado para estudiar miles de millones de galaxias en 15.000 grados cuadrados de cielo extragaláctico, utilizando lentes gravitacionales débiles y la agrupación de galaxias para investigar la energía oscura y la materia oscura .

El 'Galactic Bulge Survey' es una desviación deliberada de ese programa. En lugar de mirar hacia afuera para observar galaxias distantes, Euclid miró hacia adentro, al denso y abarrotado núcleo de nuestra propia galaxia, una región tan llena de estrellas brillantes que normalmente se evita en cosmología. El propósito es puramente la astrofísica estelar y de exoplanetas: proporcionar una imagen de referencia profunda, de campo amplio y alta resolución que permitirá que el estudio de microlentes de Roman encuentre planetas de manera más eficiente .

Desafíos técnicos superados

El equipo se enfrentó a varios obstáculos importantes:

• Conseguir la aprobación: La observación no formaba parte del plan original de la misión Euclid. El Grupo de Trabajo Científico de Exoplanetas, liderado por Eamonn Kerins, tuvo que elaborar un caso científico y técnico detallado para convencer a la ESA y al Consorcio Euclid de que asignaran tiempo de observación fuera del estudio principal de energía oscura .

• Simulaciones exhaustivas previas a la observación: La preparación requirió "meses de pruebas técnicas exhaustivas trabajando con los equipos de instrumentos y operaciones de Euclid" para demostrar que la imagen del bulbo ultra denso no saturaría los detectores del telescopio ni su canal de procesamiento de datos . El equipo realizó simulaciones de principio a fin para verificar que la nave espacial podía apuntar de manera segura a un campo tan brillante y repleto de estrellas sin saturar los CCD de la cámara VIS ni degradar la calibración principal de la misión .

• Sin compromiso para la misión principal: El equipo tuvo que demostrar que la observación del bulbo podía realizarse en una ventana de 26 horas sin interrumpir los estudios principales 'Wide' y 'Deep' de Euclid ni agotar los consumibles necesarios para la campaña cosmológica principal .

• Procesamiento de datos de alta densidad: La densidad estelar extrema en el bulbo, de hasta millones de estrellas por grado cuadrado, requirió una reducción de datos especializada para evitar la mezcla de estrellas, errores fotométricos y derivas en la calibración, todo ello preservando la calidad de imagen necesaria para servir como referencia astrométrica y fotométrica fiable para Roman .

El estudio cubre 51 sistemas planetarios conocidos detectados por campañas de microlentes anteriores y servirá como una línea de base de referencia temporal de microlentes para el Telescopio Espacial Nancy Grace Roman de la NASA, que tiene previsto realizar su 'Galactic Bulge Time Domain Survey' (GBTDS) a partir de finales de 2026 o principios de 2027 . La imagen previa de alta resolución de Euclid de los mismos campos proporciona a Roman una instantánea "antes" que mejora drásticamente la medición de la masa de los objetos que actúan como lentes y la detección de exoplanetas en la región .

Cómo se desvía esto de la misión principal de Euclid

La misión principal de Euclid es mapear la geometría del Universo oscuro: está diseñado para estudiar miles de millones de galaxias en 15.000 grados cuadrados de cielo extragaláctico, utilizando lentes gravitacionales débiles y la agrupación de galaxias para investigar la energía oscura y la materia oscura .

El 'Galactic Bulge Survey' es una desviación deliberada de ese programa. En lugar de mirar hacia afuera para observar galaxias distantes, Euclid miró hacia adentro, al denso y abarrotado núcleo de nuestra propia galaxia, una región tan llena de estrellas brillantes que normalmente se evita en cosmología. El propósito es puramente la astrofísica estelar y de exoplanetas: proporcionar una imagen de referencia profunda, de campo amplio y alta resolución que permitirá que el estudio de microlentes de Roman encuentre planetas de manera más eficiente .

Desafíos técnicos superados

El equipo se enfrentó a varios obstáculos importantes:

• Conseguir la aprobación: La observación no formaba parte del plan original de la misión Euclid. El Grupo de Trabajo Científico de Exoplanetas, liderado por Eamonn Kerins, tuvo que elaborar un caso científico y técnico detallado para convencer a la ESA y al Consorcio Euclid de que asignaran tiempo de observación fuera del estudio principal de energía oscura .

• Simulaciones exhaustivas previas a la observación: La preparación requirió "meses de pruebas técnicas exhaustivas trabajando con los equipos de instrumentos y operaciones de Euclid" para demostrar que la imagen del bulbo ultra denso no saturaría los detectores del telescopio ni su canal de procesamiento de datos . El equipo realizó simulaciones de principio a fin para verificar que la nave espacial podía apuntar de manera segura a un campo tan brillante y repleto de estrellas sin saturar los CCD de la cámara VIS ni degradar la calibración principal de la misión .

• Sin compromiso para la misión principal: El equipo tuvo que demostrar que la observación del bulbo podía realizarse en una ventana de 26 horas sin interrumpir los estudios principales 'Wide' y 'Deep' de Euclid ni agotar los consumibles necesarios para la campaña cosmológica principal .

• Procesamiento de datos de alta densidad: La densidad estelar extrema en el bulbo, de hasta millones de estrellas por grado cuadrado, requirió una reducción de datos especializada para evitar la mezcla de estrellas, errores fotométricos y derivas en la calibración, todo ello preservando la calidad de imagen necesaria para servir como referencia astrométrica y fotométrica fiable para Roman .