On the Feasibility of Detecting Satellites of Extrasolar Planets via Microlensing
虽然已经提出了许多探测太阳系外行星的方法，并且其中一些方法的成功实施使得探测太阳系外行星的数量迅速增加，但很少讨论探测太阳系外行星周围卫星的方法。在本文中，我们测试了通过微透镜探测系外行星卫星的可行性。为了这个目的，我们调查的放大模式附近的行星引起的扰动区域的卫星的效果进行现实模拟的银河系隆起微透镜事件。从这次调查中，我们发现，虽然卫星往往可以导致放大模式的变化，检测卫星信号的透镜光变曲线将是非常困难的，因为严重的有限源效应严重涂抹了，即使是涉及的事件与源星小的角半径。
2002-07-17 astro-ph
Improving the Prospects for Detecting Extrasolar Planets in Gravitational Microlensing in 2002
高放大率的引力微透镜事件已被证明是探测太阳系外行星的有希望的目标。然而，只有少数事件的高放大率已发现使用传统的调查技术。在这里，我们表明，高放大倍数的事件可以很容易地发现在微透镜调查使用的策略，结合高频采样的目标领域与在线差异成像分析。我们提出了10个微透镜事件的峰值放大率大于40，在2001年期间被MOA实时检测到对银河系隆起。我们表明，地球质量的行星可以在未来的事件，如通过密集的后续观测周围的事件高峰检测到这些。我们紧急报告这一结果，因为预计2002年将发生类似数量的此类事件。
2002-02-01 astro-ph
Signs of Planetary Microlensing Signals
太阳系外的行星可以通过微透镜在主星平滑的透镜光变曲线中产生的扰动来探测。除了传统的光度微透镜观测外，对源星像光中心运动的天体测量观测为太阳系外行星的探测和定性提供了新的途径。已知行星引起的天体测量信号倾向于正，而光度信号可以是正的或负的。在本文中，我们分析了行星信号微透镜化趋势的原因。
2003-07-21 astro-ph
PLANET II: A Microlensing and Transit Search for Extrasolar Planets
由于它们的光度与它们所环绕的恒星相比非常小，我们太阳系以外的行星非常难以直接用可见光探测到。然而，对遥远恒星进行仔细的光度监测，可以通过它们引起的微透镜或日食效应揭示系外行星的存在。国际PLANET协作组织正在利用世界各地的一批半专用望远镜进行这种监测。他们的结果限制了银河系中最典型的恒星中绕1- 7 AU轨道运行的气体巨星的数量。该计划的升级是“系外行星发现空间”的开放区域--朝向更小的质量和更大的轨道半径--多普勒速度技术无法到达。
2002-11-06 astro-ph
Probing the Spatial Distribution of Extrasolar Planets with Gravitational Microlensing
根据目前的微透镜行星搜索策略，即监测恒星质量透镜引起的事件，只有位于与中心恒星分离的狭窄区域内的行星才能被有效探测到。然而，随着监测频率的急剧增加，可以检测到另外两个自由漂浮和宽轨道行星的种群。在本文中，我们研究了由宽轨道行星引起的事件的透镜特性，并发现这些事件中很大一部分的光变曲线将显示出中心恒星的特征，使人们能够将它们与自由浮动行星引起的事件区分开来。由于主星与行星的质量比很大，中心恒星的影响持续到相当大的分离。我们发现，对于一颗质量为1000亿光年的行星，中心恒星的特征可以被检测到，与最佳拟合的单透镜光变曲线的分数偏差> 5%，超过80%的事件是由距离< 10 AU的束缚行星引起的，并且对于距离高达20 AU的行星，这种可能性仍然很大。因此，探测这些事件的大样本将提供有关太阳系外行星围绕其中心恒星分布的有用信息。正确估计宽轨道行星引起的事件与自由浮动行星引起的事件的概率对于正确确定自由浮动行星的频率非常重要，因为自由浮动行星的微透镜样本将受到宽轨道行星的污染。
2003-03-14 astro-ph
Are extrasolar oceans common throughout the Galaxy?
根据微透镜实验的一些初步结果，轻而冷的太阳系外行星，如OGLE 2005-BLG-390 Lb，一颗通过微透镜探测到的5.5地球质量的行星，可能在银河系中很常见。这些行星可能是冰冻的岩石行星或海洋行星，位于雪线之外，因此，在其系统的宜居带之外。尽管如此，它们仍然可以在冰壳表面下容纳一层液态水，由辐射能加热，数十亿年，然后完全冻结。这些结果表明，冰下的海洋，就像太阳系中被怀疑存在于冰冷卫星上的海洋一样，可能是寒冷的低质量太阳系外行星的共同特征。
2007-04-23 astro-ph
Towards A Census of Earth-mass Exo-planets with Gravitational Microlensing
利用引力微透镜技术已经发现了13颗系外行星（其中7颗已经发表）。这些行星已经证明，在雪线之外的超级地球（质量高达10个地球质量）是常见的，多个行星系统并不罕见。在本白皮书中，我们介绍了引力微透镜技术的基本概念，总结了当前的发现模式，并概述了未来对包括地球质量行星在内的行星进行全面普查的步骤。在近期（未来5年），我们主张采用现有和升级的望远镜自动跟踪的战略，这将大大提高目前的行星探测效率。在5-10年的中期，我们设想建立一个由宽视场2 m级望远镜组成的国际网络，以发现地球质量和自由浮动的系外行星。从长远来看（10-15年），我们强烈主张空间微透镜望远镜，当与开普勒望远镜结合时，将提供几乎所有分离的行星的完整普查，直到地球质量。这种调查可以作为一个关于欧几里德的科学方案进行，欧几里德是一个带有宽视场成像器的暗能量探测器，已向欧空局的宇宙视觉方案提出。
2008-07-31 astro-ph
Ground-based Microlensing Surveys
微透镜是一种经过验证的太阳系外行星搜索方法，已经发现了四颗系外行星。这些探测改变了我们对行星形成"超越雪线"的理解，证明了海王星质量的行星与几个AU的分离是常见的。微透镜对其他方法通常无法获得的行星敏感，特别是在雪线或雪线以外的冷行星，非常低质量的行星（即类地行星），绕低质量恒星运行的行星，自由浮动的行星，甚至是外部星系中的行星。这样的行星可以对行星形成的模型提供关键的限制，因此下一代太阳系外行星搜索应该包括一个积极的和资金充足的微透镜组件。当与其他补充调查的结果相结合时，下一代微透镜调查可以对行星，特别是低质量类地行星的频率和性质进行准确和完整的普查。
2007-04-05 astro-ph
Probing Structures of Distant Extrasolar Planets with Microlensing
焦散线交叉双星微透镜事件的源星的行星伴星可以通过焦散线放大从大气或行星表面反射的恒星光时产生的母光变曲线的偏差来检测。偏差的大小是delta_p e_p rho_p^{-1/2}，其中e_p是行星反射的星光的分数，rho_p是行星的角半径，单位是爱因斯坦环的角半径。由于焦散线交叉期间达到了非常高的分辨率，这些扰动的详细形状对行星上和周围的精细结构非常敏感。我们认为环，卫星和大气特征的焦散交叉微透镜光变曲线的签名。我们发现，在合理的假设下，环产生10% delta_p量级的偏差，而卫星，斑点和带状带产生1% delta_p量级的偏差。我们考虑了使用当前和未来望远镜对这些特征的可探测性，并发现，使用非常大的孔径（> 30米），环系统可能是可探测的，而斑点，卫星，并且带状带通常难以检测。我们还对近距离行星周围的环的稳定性进行了简短的讨论，指出环很可能在10^5年的时间尺度上被坡印廷-罗伯逊阻力所破坏，除非它们是由大颗粒（>>1 cm）组成的，或者是由卫星稳定的。
2003-01-14 astro-ph
Can We Probe the Atmospheric Composition of an Extrasolar Planet from its Reflection Spectrum in a High-Magnification Microlensing Event?
我们重新审视了在背景恒星穿过前景双星透镜的焦散线时探测太阳系外行星的可能性。在这样的事件中，行星的通量可以放大100倍或更多。行星的可探测性很大程度上取决于其轨道相对于焦散线的方向。如果源星位于焦散区，那么在母星放大的光通量下，探测这颗穿过焦散区的行星是很困难的。在更有利的配置中，当行星穿过焦散线时，当恒星在焦散线区域之外时，在距离8 kpc处围绕类太阳恒星的近距离类彗星行星可以在8分钟积分中被10米望远镜检测到，最大信噪比约为15，相位角约为10度。在这个例子中，我们进一步发现，甲烷的存在，在木星中的测量丰度，和/或水，钠和钾，在理论大气模型中预期的丰度接近彗星，可以推断出从没有检测到行星在0.6-1.4微米的强宽吸收带由这些化合物引起，伴随着S/N~10检测在相邻波段。我们的结论是，未来几代的大型望远镜可能能够探测遥远的太阳系外行星的大气成分。
2005-06-17 astro-ph
The Radiometric Bode's Law and Extrasolar Planets
我们预测太阳系外行星的无线电通量密度在目前的普查中，利用经验关系-辐射波德定律-从太阳系中的五个"磁性“行星（地球和四个气体巨星）确定。来自这些行星的无线电发射是由太阳风驱动的电子流在磁极区域沉积能量造成的。我们发现，大多数已知的太阳系外行星应在10- 1000 MHz的频率范围内发射，并在有利的情况下，有典型的通量密度高达1毫焦耳。我们还描述了一个初始的，系统的努力，寻找无线电发射在低射频图像与甚大阵列。VLA图像设定的限值（~ 300 mJy）与模型的预测一致，但不提供强约束。未来的射电望远镜，如低频阵列（LOFAR）和平方公里阵列（SKA），应该能够探测到已知的太阳系外行星，或者对它们的无线电发射进行严格的限制。质量比目前普查中的质量小得多的行星的辐射可能低于10 MHz，需要天基阵列。
2004-05-18 astro-ph
Planet Detection via Microlensing
微透镜是研究银河系中围绕典型（随机）恒星运行的太阳系外行星的统计频率的最有前途的方法，即使是距离地球几千秒差距的行星。透镜区对应的轨道间隔是地球-太阳距离（AU）的几倍-这与我们太阳系中的许多行星很好地匹配-并且检测的概率是行星质量的一个相当弱的函数。因此微透镜是径向速度和天体测量技术的完美补充，可以详细研究附近质量更大、轨道间隔更小的行星。本报告是欧洲南方天文台（ESO）太阳系外行星探测工作组最终报告的附录C，其中载有向ESO提出的关于设计太阳系外行星领域竞争战略的建议。报告全文可从欧洲南方天文台获得，见SPG-VLTI-97/002号文件。
1997-09-26 astro-ph
Microlensing Search for Planets with Two Simultaneously Rising Suns
在迄今发现的200多颗太阳系外行星候选者中，没有已知的行星围绕正常的双星运行。在本文中，我们证明了微透镜是一种可以探测此类行星的技术。这些行星的微透镜发现是可能的，因为行星和宿主双星在双星的质心周围的共同区域产生扰动，因此行星和双星的特征可以在高放大率微透镜事件的光变曲线中检测到。最佳探测系统的行星和双星分离的范围取决于行星质量。对于一颗质量为1000亿的行星，我们发现对于距离双星$\sim$ 0.15 AU - 0.5 AU的双星，位于$\sim$ 1 AU -5 AU范围内的行星具有较高的探测效率
2008-01-31 astro-ph
Microlensing Searches for Planets: Results and Future Prospects
微透镜对包含除水星外所有太阳系行星的类似物的多行星系统以及自由浮动的行星可能敏感。我回顾了微透镜行星搜索的景观，从方法本身的概述开始，并继续概述迄今为止已经获得的结果。已经用微透镜探测到了四颗行星。我将讨论这些探测告诉我们的关于类地行星和巨型行星的频率，它们的分离超过了“雪线”。然后，我讨论了微透镜行星搜索的近期和长期前景，特别是推测了下一代微透镜实验从地面和太空的预期回报。当与其他补充调查的结果相结合时，下一代微透镜调查可以对质量大于火星的几乎所有行星的频率和性质进行准确和完整的普查。
2007-11-10 astro-ph
Gravitational Microlensing: A Tool for Detecting and Characterizing Free-Floating Planets
人们已经提出了各种方法来寻找太阳系外行星。与其他方法相比，微透镜技术在探测类地行星和自由漂浮行星方面具有独特的应用价值。然而，微透镜方法存在严重缺陷，因为无法唯一确定所探测行星的质量。最近，古尔德、高迪和汉介绍了一种观测装置，使人们能够解决地球质量行星的质量简并。该装置需要对已经提出的微透镜行星探测卫星的轨道进行适度调整，并结合地面观测。在本文中，我们表明，一个类似的观测装置也可以用于质量范围从~0.1 M_J到几个木星质量的自由浮动行星的质量测定。如果拟议的观测装置得以实现，未来的透镜巡天将在研究地球质量和自由浮动行星方面发挥重要作用，这些行星是以前没有探测过的行星群。
2003-11-18 astro-ph
Composition of Ices in Low-Mass Extrasolar Planets
我们研究了原行星盘中冰质星子的形成条件，以确定小而冷的太阳系外行星中冰的组成。假设冰是由水合物，笼形物，和纯冷凝物形成的，我们计算它们的质量分数相对于包含在星子中的冰的总量，为一个网格的磁盘模型。我们发现，冰的组成弱依赖于所采用的磁盘热力学条件，而气相的初始组成的影响。使用一个合理的范围内的分子丰度比和变化的相对元素碳在气相中的氧比的原行星盘，使我们能够将我们的模型应用到广泛的行星系统。因此，我们的研究结果可以用来限制冷行星的冰/挥发性相组成证明微透镜调查，假设的海洋行星和碳行星，这可能是由科罗或开普勒探测。
2008-04-02 astro-ph
Current Status of the Microlensing Surveys
正在进行的微透镜搜索产生的脉动恒星的光度测量比以前所有观测项目的总和还要多。特别是，OGLE通过互联网对大麦云云中的1,300颗造父变星进行了约340，000次B、V和I波段测量。微透镜搜索有助于开发非常有效的图像减影软件，该软件在拥挤的领域中效果最好。这意味着在确定造父变星的距离时，应该使用周期-通量振幅关系而不是周期-光度关系，因为通量振幅可以通过图像相减直接测量，并且不会因拥挤而产生偏差。未来的项目将大大提高数据速率，将提供全天空覆盖和完整的变量普查，包括脉动恒星，到越来越微弱的极限。时间会告诉我们，哪种方法，一小部分大团队还是一大部分小团队，会更有效率。
1999-11-29 astro-ph
Microlensing Sensitivity to Earth-mass Planets in the Habitable Zone
微透镜是能够探测太阳系外行星的最有力的方法之一，建议今后进行高监测频率的天基调查，以探测大量地球质量的行星。在本文中，我们将研究未来微透镜巡天对位于宜居带的地球质量行星的敏感性。为此，我们估计地球质量的行星，将位于其母星的宜居带的比例进行详细的模拟微透镜事件的基础上的物理和动力学分布和质量函数的银河系物质的标准模型。从这次调查中，我们发现，在总的可探测的地球质量的行星调查，那些位于宜居带将包括不到1%，即使在不太保守的定义下的宜居带。我们发现灵敏度低的主要原因是，在大多数情况下，微透镜行星探测效率达到最大（透镜区）时的预计恒星-行星间距远大于宜居带的中值。我们发现，宜居带的中值半径与透镜带的平均半径之比大致表示为$d_{\rm HZ}/r_{\rm E}\sim 0.2(m/0.5 M_\odot)^{1/2}$。
2006-01-31 astro-ph
Characterization of Gravitational Microlensing Planetary Host Stars
揭示太阳系外行星存在的引力微透镜光变曲线通常产生行星-恒星质量比和爱因斯坦环半径单位的分离。微透镜方法不需要探测来自行星主恒星的光。这使得探测到围绕非常微弱的恒星运行的行星成为可能，但也使得将行星-恒星质量比转换为行星质量的值变得困难。我们表明，在许多情况下，透镜星很容易检测到高分辨率的天基后续观测在一个单一的通带。当透镜星被探测到时，透镜-光源的相对自行也可以被测量，这使得行星和它的主星的质量可以被确定，恒星-行星的距离可以被转换成物理单位。多个通带中的观测提供了冗余信息，这些信息可用于确认这种解释。对于最近发现的超级地球行星，OGLE-2005-BLG-169 Lb，我们表明，透镜星肯定会被哈勃太空望远镜（HST）观测到，除非它是一个恒星遗迹。最后，我们表明，大多数行星检测到的天基微透镜调查可能会轨道的主机恒星，将被检测到，并通过相同的调查。
2007-03-08 astro-ph
Transit Detectability of Ring Systems Around Extrasolar Giant Planets
我们研究是否可以从这些行星的凌日光变曲线中检测到太阳系外行星的光环。为此，我们开发了一个基本的理论框架，用于计算和解释的光变曲线的环形行星凌日的基础上，现有的框架用于恒星掩星，一种技术，已有效地发现和探测环系统在太阳系中。我们发现，大型，土星环系统的可探测性是最大的入口和出口期间，和合理的光度精度的$\sim 1-3 \times 10^{-4}$与15分钟的时间分辨率应足以发现这样的环系统。对于某些环颗粒尺寸，单个颗粒周围的衍射导致可检测水平的前向散射，其可用于测量模态环颗粒直径。利用对探测到的凌日的高精度后续观测和即将进行的美国航天局\emph{Kepler}飞行任务，可以对大环系统进行初步普查。环系统的分布是恒星年龄和行星半长轴的函数，这将提供经验证据，帮助限制环的形成和持续时间。
2004-09-29 astro-ph
Search for Low-Mass Exoplanets by Gravitational Microlensing at High Magnification
本文介绍了引力微透镜事件MOA 2003-BLG-32/OGLE 2003-BLG-219的观测结果，其峰值放大率超过500，是迄今报道的最高放大率。围绕着山峰的连续观测使人们能够灵敏地搜索围绕透镜星运行的行星。没有发现行星。比地球重1.3倍的行星被排除在透镜星周围大约2.3至3.6天文单位的投影环形区域的50%以上，天王星质量的行星从0.9至8.7天文单位，比土星重1.3倍的行星从0.2至60天文单位。这是迄今为止在搜寻围绕任何恒星运行的太阳系外行星时所达到的最大灵敏度区域。
2004-09-02 astro-ph
The MOA 1.8-metre alt-az wide-field survey telescope and the MOA project
2004年10月在新西兰约翰山大学天文台安装了一台新的1.8米宽视场地平巡天望远镜。该望远镜将致力于MOA（天体物理学微透镜观测）项目。该仪器配备了一个大型10芯片马赛克CCD相机，像素为80兆，覆盖约2平方度的天空。它安装在f/3主要焦点上。该望远镜将用于发现和跟踪银河系隆起和其他地方的微透镜现象，重点是分析微透镜光变曲线，以探测太阳系外行星。MOA项目是日本和新西兰的合作项目，名古屋大学和新西兰的四所大学参与了该项目。
2005-09-15 astro-ph
Predicting low-frequency radio fluxes of known extrasolar planets
上下文靠近太阳系的巨大系外行星（“热行星”）被认为是十米波无线电范围内的强发射体。目标。我们目前已知的所有太阳系外行星的低频磁层无线电发射的预期特性，包括最大发射频率和预期的无线电通量。我们还讨论了逃逸的系外行星的无线电发射从附近的源，这对探测能力施加了额外的限制。方法.我们比较了所有四个现有的分析模型，所有目前已知的系外行星的不同预测。我们还注意为所有输入参数使用实际值。结果行星射电辐射的四种不同模型导致了非常不同的结果。最大的磁通量被发现的磁能模型，其次是CME模型和动能模型（我们的结果被发现是远不如以前的研究乐观）。单极相互作用模型没有预测任何可观测到的排放，目前的系外行星普查。我们还估计了目前已知的所有太阳系外行星的行星磁偶极矩，这将是有用的其他研究。结论.我们的研究结果表明，观测系外行星射电辐射是可行的，但有希望的目标的数量不是很高。目标目录对于当前和未来的无线电观测活动（例如VLA、GMRT、UTR-2和LOFAR）特别有用。
2008-06-02 astro-ph
A search for transiting extrasolar planet candidates in the OGLE-II microlens database of the galactic plane
在1990年代后期，光学引力透镜实验（OGLE）小组进行了其长期监测方案的第二阶段，OGLE-II，后来被OGLE-III取代。第二阶段的所有监测数据，主要是为了发现微透镜事件，最近已经公布。OGLE-II调查中的场通常以每晚一次的节奏进行观察，每年持续几个月。我们研究了这些完全不同的采样数据是否也可以用于搜索凌日系外行星，特别是在未来的项目，如PanSTARRS和SkyMapper，将监测大的领域，但大多不是在一个典型的凌日研究的节奏。我们选择了15700颗恒星的数据，13.0<I<16.0在三个OGLE-II领域对银河盘在船底座，每个500-600历元的I波段测光。首先使用Sys-Rem对这些光变曲线进行趋势消除，然后使用Box最小二乘算法搜索低振幅凌日。去趋势算法显着降低了光变曲线中的散射，对于I<15的恒星，从平均0.5%下降到0.2-0.3%。发现了几十个食双星和低振幅凌日，其中13个候选者表现出的凌日深度和持续时间可能是由半径小于木星两倍的物体引起的。在这13颗候选行星中，有11颗表现出显著的椭球光变化，不太可能拥有凌日的系外行星。然而，OGLE 2-TR-L9（CAR_SC2_75679）是一颗与已知OGLE-III凌日行星相当的优秀行星候选者，值得进一步的后续观测。
2007-11-04 astro-ph
Discovery of a Jupiter/Saturn Analog with Gravitational Microlensing
对太阳系外行星的研究已经发现了惊人的行星系统多样性，但太阳系类似物的频率仍然未知。引力微透镜行星搜索方法可能对包含除水星外所有太阳系行星类似物的多行星系统敏感。我们报告的微透镜的多行星系统的检测。我们确定了两颗行星的质量~0.71和~0.27倍的木星质量和轨道间距~2.3和~4.6天文单位围绕一个主要的恒星质量~0.50太阳质量在距离~1.5千秒差距。这个系统类似于我们太阳系的比例版本，因为行星的质量比，分离比和平衡温度与木星和土星相似。这些行星不可能用其他技术探测到;它们的发现仅来自六个确认的微透镜行星探测，表明太阳系类似物可能很常见。
2008-03-19 astro-ph
Predictions for the frequency and orbital radii of massive extrasolar planets
我们研究大质量太阳系外行星的迁移，由于引力与粘性原行星盘的相互作用。我们表明，在一个模型中，行星以恒定的速度在5 AU形成，在迁移之前，导致预测的行星分布是log（a）的急剧上升的函数，其中a是轨道半径。在1天文单位和3天文单位之间，轨道半径每对数间隔的行星数量大约是原来的两倍。我们证明，一旦选择效应占，这是符合当前的数据，然后外推所观察到的行星分数的质量和半径，是无法进入当前的观测。总的来说，现有径向速度搜索的目标恒星中约有15%预计拥有质量为0.3 M_Jupiter < M_psin（i）< 10 M_Jupiter，半径为0.1 AU < a < 5 AU的行星。这些行星中的三分之一（约占目标恒星的5%）位于最适合通过微透镜检测的半径处。另外5%-10%的恒星可能有半径为5 AU < a < 8 AU的行星向外迁移。我们讨论了形成一个系统（类似于太阳系）的可能性，其中最大质量的行星不会发生显著的径向迁移。据估计，大约10%-15%的拥有幸存大质量行星的系统属于这一类。最后，我们注意到，与高质量行星相比，低质量行星的一小部分预计将在不被恒星消耗的情况下生存下来。因此，预测行星的初始质量函数在小质量时会比观测到的质量函数上升得更快。
2002-03-29 astro-ph
A Low-Mass Planet with a Possible Sub-Stellar-Mass Host in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192
我们报告在微透镜事件MOA-2007-BLG-192中探测到一颗质量比为q ~ 2 x 10^（-4）的太阳系外行星。最佳拟合的微透镜模型同时显示了微透镜视差和有限源效应，结合这两种效应可以得到主星的透镜质量为M = 0.060（+0.028 -0.021）Msun，行星的透镜质量为m = 3.3（+4.9 -1.6）Mearth。然而，行星偏差的观测范围是稀疏和不完整的，并且在没有源星颜色测量的情况下估计了源的半径。因此，质量比和有限源测量的2-sigma限制很弱。尽管如此，微透镜视差信号显然倾向于亚恒星质量的行星宿主，光变曲线中有限源效应的测量支持这一结论。用甚大望远镜（VLT）NACO仪器拍摄的自适应光学图像与一颗透镜星一致，这颗透镜星要么是棕矮星，要么是主序底部的恒星。后续的VLT和/或哈勃太空望远镜（HST）观测将确认主星是一颗棕矮星，或者探测到低质量的透镜星，并精确确定其质量。在这两种情况下，透镜星MOA-2007-BLG-192 L都是已知质量最低的主星，而行星MOA-2007-BLG-192 Lb可能是迄今为止发现的质量最低的系外行星，除了质量最低的脉冲星行星。
2008-05-30 astro-ph
Inferring statistics of planet populations by means of automated microlensing searches
对其他世界的研究是了解我们自己世界的关键，不仅为我们文明的起源提供了线索，而且还展望了未来。引力微透镜技术的主要价值不是识别附近的系统并了解它们的个别性质，而是获得银河系内外行星种群的统计数据。只有目前采用的不同技术的互补性才有希望产生一个完整的行星形成的图片，它具有足够的预测能力，让我们了解像我们这样的可居住世界是如何进化的，以及这样的系统在宇宙中有多丰富。通过自动化专家系统和地面望远镜网络实现的微透镜目标的调查，跟踪和异常监测的合作三步战略现在已经准备好用于获得两个不同的恒星星族中质量甚至低于地球轨道K和M矮星的冷行星的第一次普查，即银河系凸起和圆盘。搜寻太阳系外行星是时域天文学的主要科学驱动力，机器人望远镜网络采用全自动策略。在未来10年里，一些倡议，无论是设施还是先进的软件和战略，都应该看到引力微透镜计划的能力逐步增加。随着高精度天体测量技术的出现和研究邻近星系恒星周围行星丰度的可能性，新的机会将出现。最后，我们不应该错过与公众分享这一愿景，并使其实现不仅有利于科学家，而且有利于整个社会。
2008-07-31 astro-ph
Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing
在行星系统形成的核心-吸积模型中，固态微行星积累形成行星核心，如果质量足够大，则会吸积星云气体。在M-矮星（银河系中最常见的恒星）周围，这个模型倾向于形成地球质量到海王星质量的行星，轨道半径为1到10个天文单位（AU），这与已知的少数气体巨行星轨道M-矮星宿主恒星相一致。迄今为止，已经发现了170多颗太阳系外行星，它们的质量和轨道周期都有很大的不同，但迄今为止还没有发现海王星质量或更小的行星与正常恒星的距离超过0.15天文单位。本文报道了在距离0.22（+0.21/-0.11）M太阳M矮星2.6（+1.5/-0.6）AU处发现一颗5.5（+5.5/-2.7）M地球行星伴星。(We建议将其命名为OGLE-2005-BLG-390 Lb，表示微透镜事件的透镜星的行星质量伴星。质量低于GJ 876 d，但误差条重叠。我们的探测表明，这种冷的，亚海王星质量的行星可能比气体巨行星更常见，正如核心吸积理论所预测的那样。
2006-01-25 astro-ph
