The POINT-AGAPE Microlensing Survey: First Constraint on MACHOs towards M31
为了揭示MACHO（“大质量天体物理致密晕天体”）形式的银河系暗物质，POINT-AGAPE合作正在对M31进行引力微透镜的研究。检测到清晰的微透镜信号。3年数据的高阈值分析导致7个明亮且短的微透镜候选者。对探测效率的初步估计表明，在95% C. L.时，质量在10^{-4}和10^{-1}（10^{-1}和1）太阳质量之间的天体所构成的标准晕不到25%（60%）。这一结果与以前的麦哲伦云微透镜结果是兼容的，并给出了第一个遥远的螺旋星系的MACHO约束。
2004-08-11 astro-ph
Microlensing in M31 - The MEGA Survey's Prospects and Initial Results
2000年1月完成了MEGA（银河系和仙女座星系微透镜探测）在艾萨克·牛顿2.5米望远镜、KPNO 4米望远镜和MDM天文台的1.3米和2.5米望远镜上对M31中微透镜和恒星变化的密集、宽视场观测的第一个季节。在初步分析中，我们检测到约50000个可变物体，包括一些与微透镜事件一致的物体。我们提出了在我们计划的三年计划中要达到的灵敏度水平，以测试M31中是否存在显著的晕微透镜群，以及其空间分布和质量函数。我们还讨论了我们的应用程序的图像减法，这些广泛的领域和HST WFPC 2快照后续观察，以确认从前几年的调查确定的候选人。我们目前的中间结果，从我们的小视场调查，MDM 1.3米和梵蒂冈先进技术1.8米望远镜，从1994年至1998年，其中我们已经发现了8个额外的可能的微透镜事件，超过约一半的时间基础的项目，除了确认我们原来的6个微透镜候选人从1995年。
2000-06-22 astro-ph
The SuperMACHO Microlensing Survey
我们目前的第一个结果，从我们的下一代微透镜的调查，超透镜项目。我们正在使用CTIO 4米布兰科望远镜和MOSAIC成像仪对大麦云（LMC）进行微透镜搜索。我们计划确定人口的性质负责的过度微透镜率所看到的CNOMO项目。我们的观察策略经过优化，可以测量LMC表面的微分微透镜率。我们发现这个衍生物是相对不敏感的LMC的内部结构的细节，但星系晕和LMC自透镜之间的强判别。2003年12月，我们完成了第三年的调查工作。2003年也标志着实时微透镜警报和光度学和光谱学后续行动的第一年。我们已经提取了几十个微透镜候选者，我们提出了一些初步的光变曲线和相关信息。与CNOMO项目类似，我们发现LMC背后的SNe是一种重要的污染物-这种背景尚未从我们目前的单色候选样品中完全去除。我们的后续策略进行了优化，以区分SNe和真正的微透镜。
2004-09-07 astro-ph
The contribution of microlensing surveys to the distance scale
在90年代早期，几个团队开始对麦哲伦星云和银河系隆起进行大规模的系统调查，以寻找微透镜效应。作为副产品，这些研究小组创建了巨大的恒星光度测量时间序列数据库，其时间采样持续时间和准确性是前所未有的。它们提供了测试主要距离指标准确性的机会，例如造父变星、天琴座RR星、分离食联星或红团的亮度。我们将审查的贡献的微透镜调查的物理学的理解的主要距离指标，最近的差分研究和直接距离测定麦哲伦云和银河系隆起。
1998-08-09 astro-ph
First Microlensing Events From The MEGA Survey Of M31
我们提出了第一个M31候选微透镜事件从银河系和仙女座（MEGA）调查的微透镜探索。MEGA使用几台望远镜来探测附近仙女座星系M31的微透镜，以确定大质量致密天体是否对M31暗晕的质量预算有重大贡献。这里介绍的结果是基于1999/00和2000/01观测季节期间拉帕尔马的艾萨克·牛顿望远镜的观测结果。在这个数据集中，14个变量源一致的微透镜已被检测到，其中12个是新的和2个已被POINT-AGAPE组以前报告。候选事件的空间和时间尺度分布的初步分析支持其微透镜性质。我们比较了候选事件和长周期变星的空间分布，假设找到长周期变星和微透镜事件的机会是可比的。我们的候选微透镜事件的空间分布比从检测到的长周期变量分布预期的更远/近侧不对称。目前的分析是初步的，不对称性不是很显著，但候选微透镜的空间分布表明存在微透镜晕。
2003-09-26 astro-ph
Results from a Survey of Gravitational Microlensing towards M31
我们描述的微透镜事件影响恒星的外凸和内部磁盘的M31，由于在M31和银河系的质量搜索的结果。1994年和1995年在梵蒂冈先进技术望远镜和KPNO 4 m上的观测结果足以排除在~0.003 M_sol到0.08 M_sol范围内的质量是M31在这个场中的质量的主要成分。此外，我们发现了6个候选事件符合微透镜由于质量约1 M_sol，但我们怀疑，其中一些可能是长周期红超巨星变量可能被误认为微透镜事件的情况下。预期数据的覆盖范围应有助于确定这些来源是否保持恒定的基线，因此最好用微透镜事件来描述。
1996-10-10 astro-ph
Contact Stars in Microlensing Surveys
本文简要介绍了接触双星的性质，着重讨论了它们的形成和演化中尚未解决的问题，以及它们对银河系恒星星族研究的潜在贡献。OGLE调查的第一个结果，其中接触双星贡献了整整三分之二的933食双星，介绍。
1996-09-17 astro-ph
The Detection of Terrestrial Planets via Gravitational Microlensing: Space vs. Ground-based Surveys
我比较了一个积极的基于地面的引力微透镜调查类地行星的天基调查。地面调查假设一个非常宽的视场~ 2米的望远镜的全球网络，监测银河系中央隆起的领域。我发现，这样一个基于太空的调查是100倍更有效地检测类地轨道上的类地行星。地面巡天对低质量行星的敏感性较差，主要是因为在银河系隆起的地面图像中无法分辨主序星。这就导致了系统测光误差，排除了大部分低质量行星的行星光变曲线偏差的检测。
2004-04-05 astro-ph
Testing LMC Microlensing Scenarios: The Discrimination Power of the SuperMACHO Microlensing Survey
表征透镜对象的性质和空间分布，产生先前测量的微透镜光学深度朝向大麦云（LMC）仍然是一个悬而未决的问题。我们提出了一个评估的能力，Supercritio项目，下一代微透镜调查针对LMC，区分各种建议的透镜人口。我们考虑两种情况：透镜由一个统一的前景屏幕的对象和LMC星的自透镜。我们已经进行了广泛的模拟，在项目的第一年获得的数据的基础上，以评估SuperBio调查的能力，区分这两种情况。我们发现，事件率本身表现出显着的敏感性的LMC光度函数的选择，限制了可以得出的结论，从绝对率。相反，如果我们确定整个LMC的差异事件率，我们将减少这些系统性偏差的影响，并使我们的结论更加可靠。通过这种方法，SuperBio项目应该能够区分两类镜片人群。这将提供重要的约束性质的透镜对象和他们的贡献银河系暗物质晕。
2005-09-09 astro-ph
Observation of Microlensing towards the Galactic Spiral Arms. EROS II 3 year survey
我们提出了一个分析的光变曲线的910万颗恒星在三个赛季期间观察到的EROS（经验德Recherche d 'Objets Sombres），在银河系平面远离凸起。七颗恒星的光度变化与看不见的物体产生的引力微透镜效应相一致。在四个方向上取平均值，相应的光学深度为τ = 0.45 + 0.24 - 0.11 x 10^-6。虽然这个值是兼容的目标距离的合理假设下，从简单的银河系模型的预期，我们发现了一个短时间尺度的事件朝着最接近银河系中心的方向过量。
2000-01-06 astro-ph
Investigating Binary Properties with Next-Generation Microlensing Surveys
我们探讨了未来的引力微透镜调查的有用性，在研究二进制属性，如二进制分数和分布的二进制分离和质量比，通过使用可检测的二进制样品通过一个通道的重复事件。为此，我们估计的速率重复microlensing eventstoward银河系球领域的基础上标准模型的动力学和物理分布的银河系物质结合模型的二进制分离和质量函数。由此，我们发现，预计从$\sim 4$ -年天基调查中检测到的重复事件总数将是$\sim 200$ -400，即$\sim 40$ -比当前调查的速率高50倍。我们发现，高的检测率是由于大大提高了与暗源星和低放大倍率事件的事件的灵敏度。我们发现，重复事件所覆盖的二进制文件的分离范围将扩展到100 AU。因此，未来的透镜巡天将提供一个均匀的样本，将允许调查的统计特性的银河系双星的亮度不偏置的二进制组件。
2007-01-04 astro-ph
The Point-Agape survey: 4 high signal-to-noise ratio microlensing candidates detected towards M31
我们对仙女座星系进行了一次未解决的微透镜（像素透镜）调查。我们提出了一个子集的四个短的时间尺度，高信噪比微透镜候选人通过实施严格的选择标准：源通量变化超过R=21等星的通量和半高时间尺度的全宽小于25天。值得注意的是，在四分之三的情况下，我们已经能够测量或强烈约束事件的爱因斯坦穿越时间。其中一个投射在M31隆起上的事件，几乎可以肯定是由于M31隆起中的恒星透镜造成的。其他三个候选者可以用M31和M32中的恒星或MACHO来解释。
2003-03-28 astro-ph
Microlensing Surveys of M31 in the Wide Field Imaging Era
仙女座星系（M31）是距离银河系最近的大星系，是利用引力微透镜研究星系晕中大质量暗天体的重要实验室。这些研究有力地补充了使用大麦哲伦云和小麦哲伦云对银河系晕的研究。我们认为，M31的微透镜调查的可能性，使用下一代宽视场成像望远镜的视野在平方度范围内。我们考虑在地面和空间建立这种成像仪的建议。具体来说，我们专注于SNAP建议的空间望远镜和LSST建议的地基望远镜。我们发现，一个适度的空间为基础的调查，50次访问，每次一小时是相当好的，比目前的地面调查，涵盖5年。至关重要的是，由于空间望远镜的红外灵敏度和角分辨率，可以更好地控制系统效应。为了具有竞争力，8米级宽视场地面成像仪必须以几天的节奏进行几百秒的曝光。
2004-10-12 astro-ph
The Galactic Exoplanet Survey Telescope: A Proposed Space-Based Microlensing Survey for Terrestrial Extra-Solar Planets
我们提出了一个基于空间的银河系外行星巡天望远镜（GEST）的概念设计，该望远镜将使用引力微透镜技术来探测质量与火星一样低的太阳系外行星，其距离>~ 1 AU。微透镜效应的数据将由一个衍射受限的宽视场成像望远镜收集，该望远镜的孔径约为1.5米，配备了一个大型的红色优化CCD探测器阵列。这样的系统将能够以20-30分钟的间隔监测在银河系膨胀的$\sim 6$平方度内的$\sim 2\times 10^8$恒星，并将在三个膨胀季节观测$\sim 12000$微透镜事件。如果像我们这样的行星系统很常见，GEST应该能够在2.5年的寿命内探测到$\sim 5000$行星。如果像木星和土星这样的气体巨星是罕见的，那么GEST将在2.5年的任务中探测到$\sim 1300$行星，如果我们假设大多数行星系统都是由海王星质量的行星主导的话。这样的任务还将发现地球质量或更小的$\sim 100$行星，如果这种行星很常见的话。这是$\sim 50$的一个因素，优于已经提出的最雄心勃勃的地基计划。GEST还将对与其母星分离的行星敏感。
2000-03-08 astro-ph
Gravitational Microlensing: Past, Present and Future
正在进行的微透镜调查已经产生了500多个微透镜事件，其中大部分已经被实时识别。本文介绍了这些巡天的基本理论和观测现状。我强调了迄今为止的发现-这些包括对银河系暗物质含量的限制，银河系膨胀中恒星的结构和质量函数以及恒星大气和人口的应用。我还简要讨论了实时光度和光谱跟踪调查的科学回报（如行星探测）。随着软件算法的改进和更强大的仪器，微透镜事件的数量将在未来大大增加;另一方面，空间干涉测量任务提供了打破透镜质量和距离简并的可能性。我的结论是，微透镜正在发展成为一个令人兴奋的技术与不同的应用。
1999-09-17 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Real Time Data Analysis Systems in the OGLE-III Survey
我们描述了三个实时数据分析系统，在OGLE调查（OGLE-III）的第三阶段实施。EWS系统旨在检测正在进行的微透镜事件。EEWS系统监测来自单质量微透镜的异常的微透镜现象。NOOS系统探测OGLE-III场中的瞬变物体（SNe、微透镜事件、变星），这些物体通常低于探测阈值。每个系统探测到的物体的信息都分发给天文学界，供后续观测之用。还简要介绍了OGLE-III硬件和光度数据管道。
2004-01-08 astro-ph
Lightcurve Classification in Massive Variability Surveys II: Transients towards the Large Magellanic Cloud
变异性的自动分类现在可以使用神经网络等工具。在这里，我们提出了两个神经网络识别微透镜事件-第一个歧视变星和第二个对超新星。网络的输入包括描述光变曲线的形状和大小的参数，以及事件的颜色。该网络计算微透镜效应的后验概率，以及对可能误差的估计。设计了一种从神经网络的输出直接计算微透镜率的算法。本文对大麦云云（LMC）的微透镜候选者进行了新的分析。神经网络证实了由CNOO实验确定的可能的17个事件中只有7个事件的微透镜性质。这表明，早期对LMC的微透镜光学深度的估计可能被高估了。少量的事件与所有微透镜事件都是由外星系/大麦哲伦星系中已知的恒星星族引起的假设是一致的。
2004-04-12 astro-ph
VATT/Columbia Microlensing Survey of M31 and the Galaxy
我们描述的结果，并概述了微透镜事件影响恒星的外凸和内部磁盘的M31，由于在M31和银河系的质量搜索中使用的方法。这些观测，从1994年和1995年在梵蒂冈先进技术望远镜和KPNO 4 m，排除了大部分的质量范围从~ 10 e-7 M_sol到0.08 M_sol作为主要成分的质量的M31和银河向这个领域。此外，我们发现了6个候选事件符合微透镜由于质量约1 M_sol，但我们怀疑，其中一些可能是长周期红超巨星变量可能被误认为微透镜事件的情况下。预期数据的覆盖范围应有助于确定这些来源是否保持恒定的基线，因此最好用微透镜事件来描述。我们使用新技术“差分图像测光”（也称为“像素透镜”）分析了我们的数据。该技术的简要概述见附录I。这篇文章总结了最近的另外两篇论文（Tomaney & Crotts 1996，Crotts & Tomaney 1996）。
1996-10-10 astro-ph
Microlensing by free-floating brown dwarfs
我们提出了一个近红外微透镜调查的中央2度领域的银河系中心，在试图估计的表面密度和质量分布的遥远的自由浮动的棕矮星在凸起和磁盘中，作为透镜的明亮的恒星对银河系中心。我们估计微透镜事件的概率（光学深度）为10^{-7}，放大光变曲线的典型时间尺度（全宽）约为1周。UKIRT、CFHT和ESO/Paranal的VISTA应很快提供必要的宽视场近红外测量技术。
2003-01-06 astro-ph
Preliminary results on galactic dark matter from the complete EROS2 microlensing survey
EROS-2合作在1996年7月至2003年2月（6.7年）期间对麦哲伦云进行了一次调查，以寻找由于推定的machos（大质量天文致密晕天体）而产生的微透镜现象。大约有5500万颗恒星在100度^2的范围内被监测，通常每颗恒星有400到500次测量，同时在两个宽通带内进行。使用同一程序链处理了全部EROS-2麦哲伦云数据集，并建立了光度数据库。然后，在1到1000天的宽时间尺度范围内（对应于从0.01太阳质量到几百太阳质量的大质量），对最亮的3300万颗恒星的光变曲线进行了搜索，以寻找微透镜现象的特征信号。这种新分析的灵敏度提高了4倍。新的EROS-2微透镜候选人对LMC和相应的（初步）最终限制EROS-2的大男子主义的内容的晕，他们是迄今为止没有足够多的银河系暗物质。我们还尽可能地跟踪了EROS和ARSO合作组织先前发表的微透镜候选者。1个AROS和2个EROS LMC候选者显示出随后的变异性，不能被认为是认真的候选者。
2005-03-08 astro-ph
High precision microlensing maps of the Galactic bulge
我们提出了详细的地图的微透镜光学深度和事件密度超过195平方米的区域。向银河系凸出的角度。这些地图是根据贝桑松星系模型生成的合成恒星目录计算的，贝桑松星系模型包括四个恒星星族和一个根据2微米全天巡天校准的三维消光图。光学深度图的分辨率为15弧分，对应于消光图的角分辨率。我们计算光学深度和事件密度图为所有解决的源I=19以上，未解决的（差分图像）源放大超过此限制，并为明亮的标准蜡烛源的凸起。我们发现，由此产生的光学深度轮廓主要由消光效应，表现出精细的结构形成鲜明对比，以前的理论光学深度图。银河系模型和光学微透镜巡天测量之间的光学深度比较不能安全地忽略消光或假设它是平滑的。我们展示了如何使用现有的地面设施，如VISTA，UKIRT或CFHT，假设的J和K波段微透镜调查的事件分布将受到灭绝的影响要小得多，特别是在K波段。近红外线提供了一个显着的灵敏度增加，目前的I波段调查和更忠实的示踪剂的基本恒星分布，即将到来的变化调查，如VVV将能够利用。综合人口模型提供了一个很有前途的方式来充分利用大型微透镜数据集的银河系结构研究。
2008-05-29 astro-ph
Blending in Future Space-based Microlensing Surveys
我们调查的混合在未来的引力微透镜调查的影响进行模拟银河系隆起微透镜事件被检测到从一个建议的天基透镜调查。从这个模拟中，我们发现，从背景恒星的流量的贡献，总的混合流量将相当于从透镜本身，尽管从空间观测的分辨率大大提高，这意味着表征透镜的混合流量的分析将是不容易的。作为一种方法来隔离事件的大部分混合流量是由于透镜，我们建议使用天体测量信息的源星图像质心运动。对于通过施加一个标准，质心偏移应小于三倍的天体测量不确定性的事件之间的混合注意到与混合光馏分$f_{\rm B}>0.2$，我们估计，背景恒星的混合通量的污染将小于20%的大多数（$\sim 90%$）的样本事件。这些事件的预期发生率为$\gtrsim 700$事件/年，这足以用于镜片人群的统计分析。
2006-09-05 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
MOA-cam3: a wide-field mosaic CCD camera for a gravitational microlensing survey in New Zealand
我们已经开发了一个宽视场镶嵌CCD相机，MOA-cam 3，安装在主焦点的天体物理学微透镜观测（MOA）1.8米望远镜。该相机由10个E2 V CCD 4482芯片组成，每个芯片具有2kx 4k像素，单次曝光可覆盖2.2 deg^2的视场。光学系统经过很好的优化，可在此宽视场内实现均匀的图像质量。芯片由-80 ℃的低温冷却器持续冷却，在该温度下，对于典型的1-3分钟暴露，暗电流噪声可以忽略不计。CCD输出电荷通过GenIII系统（Astronomical Research Cameras Inc.）读数在25秒内2- 3ADU（rms）的读出噪声也可以忽略不计。我们准备了一个有效的微透镜调查的宽带红色过滤器，也贝塞尔V，我过滤器的标准天文研究。微透镜研究已经进入了一个新的时代，需要更多的统计数据和更快的警报来捕捉奇异的光曲线。我们的新系统是实现这两个要求的强大工具。
2008-04-04 astro-ph
The Angstrom Project: a microlensing survey of the structure and composition of the bulge of the Andromeda galaxy
仙女座星系恒星机器人微透镜项目（Angstrom Project）旨在利用恒星微透镜事件来追踪仙女座星系（M31）内部区域的结构和组成。我们提出了微透镜率和时间尺度的预测和空间分布的恒星和亚恒星透镜人口的组合盘和酒吧隆起模型的M31。我们发现，至少有一半的恒星微透镜和周围的凸起预计有1至10天之间的特征持续时间，上升到高达80%的棕矮星为主的质量功能。这些短持续时间的事件大多是错过了目前的微透镜调查，正在寻找马乔候选人在M31暗物质晕。我们的模型预测，一个密集的监测调查计划，如埃，这将能够检测到持续时间超过一天的事件，可以检测到约30个事件，每个赛季在5弧分的M31中心，由于普通的低质量恒星和遗迹。这个产量增加到60多个事件的棕矮星为主的质量功能。事件的总数及其平均持续时间是对核球质量的敏感诊断，特别是低质量恒星和褐矮星的贡献。一个倾斜的盘，一个偏移的棒状凸起，以及凸起和盘光度函数的差异的组合导致了M31盘轴定义的每个象限中预期的事件数量的四向不对称。非对称性对棒的延伸、取向和质量敏感。
2005-02-25 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
Latest results from the POINT-AGAPE pixel-lensing survey of the Andromeda Galaxy
我报告最近的结果，从点AGAPE像素透镜实验，这是从事对仙女座星系（M31）的大规模紧凑的晕天体（Machos）的引力微透镜签名搜索。对两年数据的分析揭示了超过360个与微透镜兼容的光变曲线。目前正在分析的第三年的数据对于确定这些候选变量中有多少是长周期变量而不是微透镜至关重要。在数据集内，我们已经隔离了四个高信噪比，短持续时间的事件，这是引人注目的微透镜候选人的子集。这些事件的属性和可能的起源进行了讨论。
2002-11-11 astro-ph
The impact of spheroid stars for Macho microlensing surveys of the Andromeda Galaxy
仙女座星系（M31）是一个重要的测试案例，为一些微透镜调查寻找大质量的紧凑晕天体（Machos）。一个长期存在的理论预测是，M31盘的高倾角应导致M31 Macho事件的空间分布不对称，而M31盘中的变星和微透镜事件的分布应该是对称的。我们研究的作用，恒星在M31可见椭球体作为透镜和来源的微透镜事件。我们计算微透镜事件数密度图，并估计像素透镜率和事件持续时间的三个组件模型的M31是一致的观测到的旋转曲线，表面亮度剖面和动态质量的估计。三个极端的模型被认为是：一个大规模的球体模型，一个大规模的磁盘模型和一个大规模的马乔晕模型。球状体的一个重要结果是，即使M31中没有Machos，通常仍然可以从恒星透镜中获得不对称的空间特征。球状体和星盘的相对质光比控制着这些特征中哪一个主导着整个恒星的空间分布。我们发现，列入的球体削弱了M31的Macho空间不对称性约20-30%，超过一个磁盘的不对称性所考虑的模型。我们还发现，我们的模型，Machos占主导地位的大部分远盘提供至少~25%的晕暗物质密度。球状体的存在也对M31透镜测量有有益的影响。恒星的不对称性在区分球状马乔晕、高度扁平的晕或暗物质主导的盘时可能很重要，因为在这些情况下，空间上的不对称性是相反的符号。（节录）
2003-10-20 astro-ph
Color-Shift Measurement in Microlensing-Induced Stellar Variation from Future Space-Based Surveys
如果微透镜事件是由恒星引起的，则该事件可以由于来自透镜的光而表现出颜色的变化。在以前和现在的透镜观测中，色偏不能用来限制透镜群，因为造成色偏的混合光主要归因于附近的背景恒星，而不是透镜。然而，在未来的天基调查中观察到的事件不会受到混合的影响，因此颜色信息可以用于约束透镜。在本文中，我们证明了有用的未来调查测量色偏。通过进行模拟银河系透镜事件的基础上提出的空间为基础的透镜调查的规范，我们估计，在$R-H$的颜色的变化将被测量在5 $σ$水平的$\sim 12%$的事件发生在源星上的视星等比$J=22.5$。色移事件往往有很高的放大率，透镜的亮度相当于源星的亮度。色移事件的时间尺度往往比没有色移的时间尺度长。从透镜的质量分布来看，大部分色移事件都是由光谱类型低至M型主序星的恒星透镜产生的。
2008-01-31 astro-ph
Simulation of a Space-Based Microlensing Survey for Terrestrial Extra-Solar Planets
我们表明，在不久的将来，对太阳系外行星进行天基引力微透镜调查是可行的，并且可以提供我们银河系行星系统特性的近乎完整的图片。我们用一个1- 2米口径的空间望远镜模拟了这样的巡天，它的视场为2平方度，用于连续监测~10^8颗银河核球主序星。微透镜技术可以发现高信噪比的低质量行星，而我们研究的太空任务对质量低至火星的行星很敏感。通过瞄准只能从太空分辨的主序星源星，天基微透镜巡天能够从透镜星探测到足够的光，以确定三分之一的透镜星的光谱类型，其中包括几乎所有的F、G和K星，它们构成了事件样本的四分之一。这使得能够确定行星的质量和物理单位的分离，以及作为恒星类型和距离银河系中心的函数的行星丰度。我们表明，基于太空的微透镜行星搜索计划对轨道间距为0.7-10 AU的行星具有最高的灵敏度，但它在更大的间距下也具有显着的灵敏度，并且能够检测到大量自由漂浮的行星。这是对计划中的类地行星过境飞行任务的补充，这些飞行任务对距离小于等于1天文单位的类地行星敏感。这样的任务还通过凌日探测到约50，000颗巨行星，因此它是唯一一种对所有轨道半径的行星都敏感的行星探测方法。
2002-02-01 astro-ph
Near-Field Microlensing from Wide-Field Surveys
我们估计的速率近场微透镜事件预计从全天空调查和调查这些事件的属性。在假设所有透镜体都由恒星组成的情况下，我们估计的事件率范围为：V_{lim} =12星等极限巡天的Γ_{tot}~0.2 yr^{-1}，V_{lim} =18星等极限巡天的Γ_{tot}~20 yr^{-1}。我们发现，源星和透镜的平均距离变化很大，取决于震级的限制，而平均事件的时间尺度和透镜源横向速度的依赖性是弱的，几乎可以忽略不计，分别。我们还发现，即使从V_{lim} =18的巡天观测中，预期的事件的平均透镜-源自行也将<μ> >~ 40 mas yr^{-1}，这意味着可以从高分辨率的后续观测中分辨出相当一部分近场事件的源和透镜。从事件特征随天区位置变化的研究中发现，随着天区银河系纬度的增加，到源星和透镜的平均距离变短，透镜-源横向速度增大，时间尺度变短。由于事件集中在银道面附近，我们发现在b <= 20^ \circ的场中将检测到>~ 50%的事件。
2007-08-09 astro-ph
Unbiased reconstruction of the mass function using microlensing survey data
大量的微透镜事件发现朝向银河系隆起承担重建恒星质量函数的承诺。关于质量函数，更有趣的问题当然是探索它的低质量端。然而，由于源混淆，即使透镜的分布和运动学是已知的，质量函数的估计在低质量下是非常有偏差的。由于源混淆的混合使事件的持续时间有偏差，这反过来又使透镜质量的估计有显著偏差。为了克服这个问题，我们建议使用差分测光的微透镜事件，使用图像相减法。差示光度法没有任何由于混合而引起的偏差，然而差示光度法的缺点是基线通量是未知的。在本文中，我们将表明，即使不知道基线通量，纯差分测光允许估计的质量函数没有任何偏见。该方法的基础是取微透镜光变曲线与给定函数的标量积，并取其对所有微透镜事件的总和，相当于将质量函数投影到另一个函数上。这种方法证明了观测空间与质量函数空间之间存在着直接的对应关系。关于使用的功能，以项目的意见，我们表明，光变曲线的主要成分是一个最佳的设置。为了说明这种方法，我们模拟了与微透镜实验一致的集合。通过使用1000个这样的模拟，我们表明，例如质量函数的指数可以在没有任何偏差的情况下重建。
2000-04-05 astro-ph
Expansion of the Planet Detection Channels in Next-Generation Microlensing Surveys
对行星透镜效应信号的类型进行了分类，并给出了探测行星透镜效应的途径。我们估计行星探测的相对频率，通过单独的渠道，特别强调新的渠道，另外提供未来的透镜实验，将调查宽领域连续高节奏，使用非常大的格式成像相机。从这次调查中，我们发现，通过探测行星信号作为独立和重复事件的新渠道发现的宽分离行星的比例将是相当大的。我们估计，通过新的渠道可检测到的行星的分数将包括所有行星的15 - 30%，这取决于模型的行星分离分布和行星的质量比。考虑到很大一部分行星可能以自由漂浮行星的形式存在，通过新通道探测行星的频率将更高。随着行星探测渠道的拓展，未来的透镜巡天将大大扩展探测行星的范围。
2007-07-28 astro-ph
Microlensing Constraints on Low-Mass Companions
微透镜对双星、褐矮星和银河系核球中距离在1-10天文单位之间的正常恒星的行星伴星敏感。通过几次后续合作，已经实现了探测行星同伴所需的微透镜事件的精确，密集采样的测光。对球丘微透镜事件的详细分析表明，球丘中只有不到45%的M矮星有质量在1到5 AU之间的伴星。使用微透镜探测双星和棕矮星伴星要容易得多;然而，由于它们对母星光变曲线的非微扰影响，这种解释受到了阻碍。我证明，约25%的棕矮星的同伴与分离1-10 AU应该是可检测的调查质量的数据（约1天的采样和约5%的测光）。调查数据更适合通用的蛮力分析方法，不太容易出现选择偏差。对OGLE-III在未来三年内探测到的约1500个微透镜事件的分析应该可以测试BD沙漠是否存在于距离银河系隆起的M矮星1-10 AU处。
2002-07-02 astro-ph
The POINT-AGAPE survey II: An Unrestricted Search for Microlensing Events towards M31
一个自动化的搜索进行微透镜事件使用的目录44554变量超像素光变曲线来自我们的三年监测计划的M31。我们选择候选人的每一步都是客观的，并可由计算机重现。我们的搜索是不受限制的，因为它没有明确的时间尺度。因此，必须克服区分长时间尺度微透镜事件和长周期恒星变星的难题。选择算法的基础是使用变星和混合微透镜模板将超像素光变曲线拟合到两种不同的理论模型。只有当微透镜是首选的事件被保留作为可能的候选者。进一步削减是关于（i）采样，（ii）拟合的峰值Paczynski曲线的良好性，（iii）的一致性的微透镜假设的情况下，解决了源，（iv）消色差，（v）在颜色幅度图的位置和（vi）信噪比。我们的研究结果报告的第一级候选人，这是最值得信赖的，和第二级候选人，这是可能的微透镜，但具有较低的信噪比，更值得怀疑。流水线只留下3个第一级候选，它们都具有非常短的半高全宽时间尺度（<5天），以及3个第二级候选，它们分别具有31、36和51天的时间尺度。我们还展示了16个三级光变曲线，作为一个例子，说明了那些没有达到微透镜候选者的阈值的事件。几乎可以肯定它们主要是变星。3个一级候选事件中的两个对应于POINT-AGAPE项目已经报告的已知事件（PA 00-S3和PA 00-S4）。剩下的第一级候选人是新的。
2004-11-08 astro-ph
Observation of Microlensing towards the Galactic Spiral Arms. EROS II 2 year survey
我们提出的850万颗恒星的光变曲线的分析，在两个赛季的EROS（经验德Recherche d 'Objets Sombres），在银道面远离凸起。已经发现了三颗恒星，它们的光度变化与看不见的物体产生的引力微透镜效应相一致。在四个方向上平均的相应光学深度为0.38（+0.53，-0.15）× 10^{-6}。所有三个候选者都有很长的爱因斯坦半径穿越时间（$\sim$ 70到100天）。对于其中之一，缺乏视差或源尺寸效应的证据使我们能够约束透镜-源%几何配置。另一个候选显示放大率的调制，这是兼容的二元源的透镜。从这些观测中推断出的光学深度的解释受到到目标恒星距离的不完善知识的阻碍。我们的测量是兼容的目标距离的合理假设下，从简单的银河系模型的期望。
1999-08-30 astro-ph
Determination of Stellar Ellipticities in Future Microlensing Surveys
提出了一种确定双星微透镜事件源星椭圆率的方法。该方法基于这样的事实，即对于涉及椭圆源的事件，各个焦散渡的焦散渡时间尺度$Δt$与源轨迹的焦散入射角的余弦$κ$的乘积是不同的，而对于与圆形源相关联的事件，乘积是相同的。当源轨迹的入射角为$κ=0$时，乘积$Δt_\perp =Δt \cosκ$对应于焦散线交叉时标。对于源椭圆率的唯一确定，需要至少三个焦散交点的分辨率。虽然这一要求是很难实现目前的观测设置的基础上警报/后续模式，这将是可能的未来的透镜实验，将调查广泛的领域连续高节奏的到来。对于典型的银河系膨胀事件，焦散交叉点之间的$Δt_\perp$的差异是分钟的数量级，取决于源的方向和椭圆度。考虑到监测频率的未来透镜调查的$\sim 6$次/小时和改进的测光，特别是建议的空间为基础的调查，我们预测，椭圆度测定所提出的方法将是可能的一个显着的分数的多个焦散相交的二元透镜事件涉及源星具有不可忽略的椭圆度。
2006-02-03 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
Magellanic Cloud Gravitational Microlensing Results: What Do They Mean?
我回顾了最近的结果从引力微透镜调查的大麦云云。ESTO和EROS-1观测的组合微透镜光学深度为tau_LMC = 2.1{+1.3/-0.8}* 10^{-7}，这比已知恒星透镜效应的背景值tau < 0.5* 10^{-7}大得多，但低于完全由Machos组成的晕的预期微透镜光学深度tau = 4.7*10^{-7}。对这一结果最简单的解释是，近一半的暗晕是由Machos组成的，其典型质量为0.5 Msun。这些Machos可能是古老的白矮星，但很明显，在这些白矮星之前产生的恒星可能没有被发现。也许，Machos可能是非重子的，但没有令人信服的模型来形成非重子Machos。因此，一些作者试图开发替代模型，试图解释非晕透镜的LMC微透镜结果。这些模型中有许多假设了以前未知的暗恒星星族，它们对银河系的总质量有很大的贡献，因此只是暗物质解的变化。然而，假设一个未知的矮星系沿着视线到LMC或LMC的扭曲，显着提高了LMC自透镜光学深度的模型可以潜在地解释LMC透镜的结果，只有少量的质量，所以这些可以被视为真正的非暗物质的解决方案的Macho难题。到目前为止，所有提出的这类模型都存在严重的问题，因此还没有令人信服的替代暗物质的解释。然而，这个问题可以通过第二代引力微透镜测量在观测上得到解决，该测量比目前的微透镜测量灵敏得多。
1998-08-12 astro-ph
Lightcurve Classification in Massive Variability Surveys
本文率先使用神经网络提供了一种快速，自动的方法来分类在大量的光度数据集的光变曲线。作为一个例子，我们提供了一个工作的神经网络，可以区分微透镜光变曲线从其他形式的变化，如爆发，脉动，灾难和食变星。该网络有五个输入神经元，一个隐藏层的五个神经元和一个输出神经元。网络的五个输入变量通过光谱分析从光变曲线数据点中提取，并针对单个对称微透镜凸起的识别进行优化。网络的输出是微透镜效应的后验概率。神经网络委员会成功地通过了对CNOO合作组织采集的噪声数据的测试。当用于处理5000个光曲线在一个典型的瓷砖向凸起，网络干净地识别单一的微透镜事件。当输入36个光变曲线的子样本时，网络在27个事件中证实了这一结论，但将其余9个事件归类为其他形式的可变性。对于这些不一致的事件中的一些，看起来好像有二次碰撞或碰撞是嘈杂的或没有适当地包含。神经网络自然允许新奇检测的可能性-也就是说，我们可能想要跟踪的新的或意想不到的现象。神经网络的微透镜率计算的优点，以及未来的发展，大规模的变化调查，都简要讨论。
2003-02-06 astro-ph
A Short Timescale Candidate Microlensing Event in the POINT-AGAPE Pixel Lensing Survey of M31
我们报告发现的一个短期的微透镜候选人在北部领域的点AGAPE像素透镜调查对M31。半峰全宽的时间尺度非常短，只有1.8天。几乎可以肯定的是，源星已经在哈勃太空望远镜的档案图像上被识别出来，这使我们能够推断爱因斯坦穿越时间为10.4天，最大放大倍数约为18，透镜-源自行大于0.3微弧秒/天。这一事件位于距离M31中心8'的位置，这超出了恒星透镜群的大部分。镜头可能位于三个位置之一。它可能是M31盘中的一颗恒星，也可能是M31或银河系中的一个大质量致密晕天体（Macho）。M31的最可能质量是0.06太阳质量，银河系的最可能质量是0.02太阳质量，M31的最可能质量是0.2太阳质量。虽然恒星的解释是合理的，马乔解释是最有可能的晕分数超过20%。
2001-02-05 astro-ph
Interferometric Visibility and Closure Phase of Microlensing Events with Finite Source Size
来自地面和空间的干涉仪将能够在微透镜事件中分辨这两幅图像。这至少将部分提高微透镜事件中物理参数之间的固有简并性。为了增加信噪比，具有大放大率的固有亮事件将被优先选择为目标。这些事件可能会受到有限的源大小的影响，光度和天体测量。使用所观察到的有限源大小的事件作为例子，我们表明，条纹的可见度可以影响5% -10%，和关闭阶段的几度：容易检测的地面和空间干涉仪。这样的检测将提供关于透镜-源轨迹相对于干涉仪的基线的唯一信息。结合测光有限源尺寸效应，干涉测量提供了一种方法来测量源的角度大小和爱因斯坦半径准确。与地面亮度均匀的光源相比，临边变暗对能见度的影响很小，地面仪器只能勉强探测到。我们讨论了我们的研究结果的影响计划，使未来的微透镜事件的干涉观测。
2005-10-06 astro-ph
Beyond Caustic Crossings: Properties of Binary Microlensing Light Curves
二元微透镜光变曲线具有多种形态。许多与点透镜光变曲线是无法区分的。那些偏离点透镜形式，焦散交叉光变曲线往往占主导地位，已确定的二元透镜事件。二元透镜的其他独特特征包括显著的不对称性、多峰和重复事件。我们已经量化，使用高分辨率的模拟，理论上预期的相对数量的每种类型的二元透镜事件，根据其可测量的特性。我们发现，与当前水平的光度不确定性和采样的微透镜调查应该找到至少一样多的非焦散交叉二元透镜事件的焦散交叉事件，在未来的调查与更敏感的光度，独特的非焦散交叉事件的贡献将更大。为了试图解释为什么焦散交叉光变曲线似乎是如此占主导地位的公布的二元透镜事件，我们调查了几个物理效应，包括混合，采样率，和各种二进制人口的影响。
2007-05-02 astro-ph
On the Feasibility of Characterizing Lens Stars in Future Space-Based Microlensing Surveys
如果一颗发光的恒星造成了引力微透镜现象，那么透镜的特征可以通过分析来自透镜的混合光来确定。在本文中，我们研究的可行性，通过使用这种方法在未来的空间为基础的透镜调查表征透镜。为了判断该方法的可行性，我们通过对银河系核球透镜事件进行详细的模拟，估计了那些可以被明确注意到的混合通量F_b的事件部分，其中大部分可以归因于透镜，这些事件考虑了各种混合源，包括透镜，背景恒星以及透镜和源的双星伴星。由此估计，在用1 m空间望远镜观测到的事件中，约有27%的事件的F_b/F \geq混合分数为10%，其中一半事件的混合通量将被来自混合源而不是透镜的通量污染超过（F_b-F_L）/F_b=20%，这意味着混合通量的污染将是相当大的。虽然使用更高分辨率的仪器可以减少背景星的污染，但估计即使使用相当于{ \it Hubble Space Telescope}的望远镜，假设50%的二进制频率，仍有超过1/3的事件的混合通量会被污染（主要是被二进制伴星污染）。因此，我们得出结论，在应用透镜-光分析方法时，需要谨慎并考虑混合污染物。
2005-07-04 astro-ph
Polarisation as a Tool for Gravitational Microlensing Surveys
最近，正在进行的从大麦云云和银河系核球中识别引力透镜星的AMO、EROS和OGLE项目，以及对几个事件的肯定识别，引起了人们的极大兴趣（Alcock等，（1993），Aubourg等，（1993）和Udalski等，（1993））。发现这种事件的速率应该提供有关低质量致密天体、褐矮星等的分布的相当多的信息，这些天体是透镜效应的原因，它们作为宇宙学“暗物质”的组成部分的相对重要性。我们表明，在这些事件中的星光偏振的测量可以产生更多的信息透镜对象比以前认为可能的。此外，扩展源的考虑被证明对事件的配置文件和统计数据的解释有显着的影响。
1994-10-31 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
Microlensing towards the Small Magellanic Cloud. EROS 2 first year survey
我们在这里分析了EROS（Exérience de Recherche d 'Objets Sombres）观测到的小麦哲伦云中530万颗恒星的光变曲线。一颗恒星表现出的变化最好解释为由于一个看不见的物体的引力微透镜。这一候选人也被联合国教科文组织协作组织报道。经过混合校正后，爱因斯坦半径交叉时间为123天，相当于光环天体$2.6^{+8.2}_{-2.3} M_{\odot}$的透镜效应。最大放大倍数为2.6倍。光变曲线也显示出振幅为2.5%、周期为5.1天的周期性调制。候选镜片的视差分析表明，Halo镜片的质量至少为$0.3 M_{\odot}$，尽管SMC中的镜片的质量可能低至$0.07 M_{\odot}}$。我们估计，由于这一事件的光学深度微透镜对SMC是$\sim 3.3 \times 10^{-7}$，与泊松统计为主的不确定性。我们表明，这个光学深度对应于预期的球形等温星系晕完全由这样的对象的一半，它是一致的SMC自透镜，如果SMC是沿视线延长至少5千秒差距。
1997-12-04 astro-ph
Expanding the Realm of Microlensing Surveys with Difference Image Photometry
我们提出了一种新的技术来监测微透镜活动，即使在高度拥挤的领域，并使用这种技术来限制低质量的MACHO晕的M31和银河系。与目前的银河系微透镜调查，我们采用了一种技术，其中很大一部分的恒星样本被压缩到一个单一的CCD领域，而不是分散的方式需要许多不同的望远镜指向。我们实现了Crotts（1992）的建议，即通过减去同一场的图像（按时间序列拍摄，位置配准，光度归一化，然后彼此相减（或序列平均值））来搜索可变对象的通量变化，从而监测拥挤的场。目前的工作解决了这项任务中最困难的部分，调整序列中的图像之间的点扩散函数，使看到的变化在确定减法后的残差中起着微不足道的作用。这个过程之后的有趣信号由可变源引起的正点源和负点源组成。以这种方式确定的通量变化的测量，我们称之为“差分图像测光”（也称为“像素透镜”[Gould 1996]）。- 图像点扩散函数（PSF）的匹配是通过在傅立叶空间中分割PSF以产生卷积核来完成的，Phillips & Davis（1995）出于其他原因探索了这种方式。在实践中，我们发现这种方法的应用是困难的，在一个典型的望远镜和宽视场成像相机由于与光学设计和望远镜焦点的不可避免的时间变化的PSF的空间变化之间的微妙的相互作用。这种影响导致了复杂性...（摘要继续）
1996-10-10 astro-ph
Classical novae from the POINT-AGAPE microlensing survey of M31 -- I. The nova catalogue
POINT-AGAPE巡天是对仙女座星系（M31）引力微透镜事件的光学搜索。除了微透镜效应，巡天对许多不同类别的变星和瞬变现象也很敏感。在这里，我们描述了用于识别M31经典新星（CNe）的自动检测和选择管道，我们提出了在三个季节观察到的20个CN候选人的目录。CNe在M31盘的隆突区和大范围内都有观测到。在最后的上升阶段捕获了九个CNe，并且所有CNe都以至少两种颜色进行了良好采样。出色的光变曲线覆盖范围使我们能够在从非常快到非常慢的广泛速度级别上检测和分类CNe。在光变曲线中，有一个中等速度的CN，它进入了一个深度转变的最小值，然后是最后的下降。我们还详细地观察到一个非常缓慢的CN，在150天的时间里，它的褪色只有0.01兆$^{-1}$天。我们发现其他有趣的变量对象，包括最长的周期和最明亮的米拉变量之一。CN星表是一个独特的、经过良好采样和客观选择的数据集，可用来研究M31中经典新星的统计特性，例如全球新星率、新星作为标准烛光距离指标的可靠性以及新星总数对恒星环境的依赖性。这项统计研究的结果将在后续文件中报告。
2004-05-25 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
Microlensing Optical Depth towards the Galactic Bulge Using Clump Giants from the MACHO Survey
利用7年的观测资料，我们提出了一个新的确定微透镜向银河系隆起的光学深度。我们选择了62个微透镜事件（60个独特的）的样本上的巨源，并进行了详细的效率分析。我们只使用团巨星源，因为它们是明亮的球星，不像其他事件那样受到混合的强烈影响。使用42个聚集事件的子样本集中在4.5平方度，我们发现τ = 2.17^{+0.47}_{-0.38} x 10^{-6}在（l，b）=（1.50，-2.68），比大多数以前的研究中发现的小，但与最近的理论预测非常一致。我们还提出了在每个领域中，我们检测到的事件的光学深度，并找到没有事件的领域的光学深度的限制。在各个领域的光学深度的误差是由泊松噪声。我们在银河纬度b和经度l方向分别测量了（1.06 +/- 0.71）x 10^{-6} deg^{-1}和（0.29 +/- 0.43）x 10^{-6} deg^{-1}。最后，我们讨论了以（l，b）=（3.11，-3.01）为中心的104场中事件的异常持续时间分布的可能性，并研究了所有场中事件的空间聚集性。
2005-07-29 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
Possibility of Magnetic Mass Detection by the Next Generation of Microlensing Experiments
我们研究了利用引力微透镜技术探测磁质量的可能性。最近，NUT空间中的磁质量对微透镜光变曲线的理论影响已经被研究。结果表明，在低光度的信号噪声和采样率的MANO实验光变曲线，没有NUT因子的签名已被发现。为了提高磁质量检测的灵敏度，我们提出了一个系统的搜索微透镜事件，使用目前运行的警报系统和互补的望远镜监测的大麦云星。在这种观测策略中，我们获得了磁质量检测效率和NUT因子的最低可观测极限。这种微引力透镜探测的观测方法也可作为探索其他奇异时空的工具。
2004-04-07 astro-ph
The Brown Dwarf Mass Function from Pixel Microlensing
我们认为，引力微透镜是一种可行的技术，用于测量在遥远的星系中的褐矮星的质量函数。对室女星系团中的M31和M87的微透镜观测，可能提供足够的事件来区分氢燃烧极限以下透镜的质量函数行为（尽管我们发现M87是一个更有利的目标）。这些天体可能提供了大量的重子暗物质，这是研究星系动力学的一个有趣的可能性。此外，这些系统的金属丰度与太阳邻域不同，这可能会影响质量函数。这些考虑与恒星形成研究有关。
2001-02-21 astro-ph
