The M31 microlensing event WeCAPP-GL1/Point-AGAPE-S3: evidence for a MACHO component in the dark halo of M31?
我们重新分析了M31微透镜事件WeCAPP-GL 1/Point-AGAPE-S3，考虑到恒星不是点状而是扩展的。我们表明，有限大小的恒星可以显着改变自透镜事件率和（不太显着）也晕透镜事件率，如果事件是明亮的WeCAPP-GL 1。最亮事件的亮度主要取决于源的大小和通量，以及源和透镜的距离分布，因此可以用作晕透镜事件和自透镜事件之间的灵敏度，只要源星的恒星星族混合是已知的。使用一个现实的模型的三维光分布，恒星星族和灭绝的M31，我们表明，像WeCAPP-GL 1的事件是非常不可能引起的自透镜。在整个WeCAPP场中（$17.2'\times 17.2'$以凸起为中心），我们预计每49年只有一次自透镜事件，其近似参数为WeCAPP-GL 1（时间尺度1- 3 d，$R$通量过剩<19.0 mag）。如果我们假设M31和银河系中只有20%的暗晕是由1个太阳质量的MACHO组成的，那么像WeCAPP-GL 1这样的事件每10年就会发生一次。此外，如果使用WeCAPP-GL 1的位置，FWHM时间尺度，通量过剩和颜色，自透镜的可能性甚至比MACHO的透镜小13倍，如果MACHO贡献总晕质量的20%，并且质量在0.1到4个太阳质量的范围内。我们还证明：（i）事件的亮度分布一般是一个很好的自我和晕透镜之间的时间尺度分布是一个很好的时间尺度分布，如果质量大于0.5太阳质量。未来对M31的调查，如…
2008-05-01 astro-ph
Theory of pixel lensing towards M31 -- II. The velocity anisotropy and flattening of the MACHO distribution
POINT-AGAPE合作目前正在寻找仙女座星系（M31）的大质量致密晕天体（MACHO）。这项调查的目的是利用M31盘的高倾角，这导致M31 MACHO空间分布的不对称。在这里，我们调查的晕速度各向异性和平坦化的不对称信号，使用简单的晕模型的影响。对于球对称和各向同性晕，我们发现，在远盘M31 MACHO的潜在像素透镜率是近盘事件的速率的5倍以上。我们发现，不对称性进一步增加约30%，如果MACHO占据径向轨道，而不是切向轨道，但大大减少，如果MACHO躺在一个扁平的晕。然而，即使对于短轴与长轴比q = 0.3的晕，远侧的M31 MACHO数量也比近侧的多2倍。我们表明，如果位置信息被利用除了数量计数，那么候选事件的数量需要确认不对称的范围内的扁平和各向异性的晕模型是可以实现的，即使有显着的污染由变星和前景微透镜事件。对于探测M31盘的代表性部分的像素透镜测量，约50个候选者的样本可能足以检测球形晕内的不对称性，即使一半的样本被污染，或者检测如q = 0.3的平坦晕中的不对称性，只要样本的三分之一包含污染物。我们还认为，只要它的质光比小于100，最近观察到的恒星流围绕M31是不成问题的检测不对称。（摘要略有删节。）
2003-07-15 astro-ph
Monte Carlo analysis of the MEGA microlensing events towards M31
我们进行了分析研究和蒙特卡罗（MC）分析的主要功能，对M31的像素透镜观测的微透镜事件。我们的主要目的是调查MEGA合作发现的14个候选事件的透镜性质和位置。假设M31质量分布的参考模型和我们银河系的标准模型，我们估计了MACHO到自透镜的概率和事件持续时间向M31。再现MEGA观测条件，得到MC事件数密度分布与事件半峰全宽持续时间$t_{1/2}$和最大震级$R_{\mathrm {max}}$的函数关系。对于质量为100的$0.5 M_{\odot}$，我们发现了典型的$t_{1/2} \simeq 20$日和$R_{\mathrm {max}} \simeq 22$值，无论是MACHO透镜和自透镜事件发生超过约10弧分从M31中心。观测到的功能（$t_{1/2}$和$R_{\mathrm {max}}$）与我们的MC结果的比较表明，对于一个100质量的$>0.1 M_{\odot}$的四个最里面的MEGA事件是最有可能的自透镜事件，而最外面的六个事件必须是真正的MACHO透镜事件。
2005-09-14 astro-ph
Pixel lensing towards M31 in principle and in practice
仙女座星系（M31）提供了一个新的视线银河系的研究，也是一个签名，近远不对称，这可能建立在M31晕MACHO的存在。我们概述了所谓的“像素透镜”实验监测M31中未解决的恒星背后的原理。我们目前正在进行的POINT-AGAPE调查的详细模拟，这是使用INT宽视场相机映射的M31光盘的很大一部分的微透镜分布。我们解决的程度，像素透镜观测，这不同于经典的微透镜，可以用来确定M31 MACHO的贡献和质量。我们还提出了一些初步的光变曲线从第一季（1999/2000）的INT数据。
2000-04-18 astro-ph
Spectroscopy of MACHO 97-SMC-1: self-lensing within the SMC
到目前为止，已经检测到十几个微透镜事件朝向LMC和2个朝向SMC。如果所有的透镜都在星系晕中，那么LMC和SMC事件的时间尺度应该相似。然而，第一次发生在SMC上的事件，SAMO 97-SMC-1，有123天的时间尺度，比LMC事件的典型时间尺度大得多。从光学深度估计，我们首先表明，SMC内的恒星发挥主导作用的引力透镜，并可以完全解释所观察到的微透镜事件，主要是由于其大的物理深度。我们还表明，如果透镜是在麦哲伦云，那么SMC事件的持续时间应该比LMC事件，一个事实是一致的观察。这一事件的时间尺度意味着，如果透镜位于银河系盘或晕中，它的质量大于2个太阳质量，在这种情况下，透镜应该是明亮的，应该会在光谱中显示出来。在这里，我们提出了一个光谱的银河系97-SMC-1，这表明透镜是不是在银河系盘或晕，但在SMC的低质量恒星。在此值得注意的是，SAMO SMC-98-1是唯一观测到的SMC的其他事件。这是一个二元透镜事件，其中由PLANET，CANOO，EROS和OGLE合作观察到的焦散交叉时间尺度表明透镜在SMC内。此外，已知透镜位置的唯一LMC事件是二元透镜事件LMC-9，其透镜也在LMC内。因此，所有3个朝向麦哲伦云的微透镜事件，我们对透镜的位置有独立的知识，都是由于麦哲伦云内的自透镜。
1998-10-04 astro-ph
Binary Microlensing Event MACHO-98-SMC-1
最近发生在小麦哲伦星云CNOO-98-SMC-1上的双星微透镜事件受到了CNOO合作的警告，并通过许多微透镜实验进行了监测，因为它完全覆盖了第二次焦散穿越。这一全球监测活动的目的是确定透镜物体相对于源星的相对自行$|\vecμ|$，这可能表明透镜物体的位置。（"它是不是一个星系晕物体，这是一个问题。“）估计值$|\vecμ| \approx 1.3 km/(s \kpc)$表明，联芳透镜体属于SMC的恒星星族。我们讨论了这对晕暗物质事件的影响。
1999-03-01 astro-ph
Contamination in the MACHO dataset and the puzzle of LMC Microlensing
在最近的一系列三篇论文中，Belokurov，Evans和Le Du，以及Evans和Belokurov重新分析了NGOO合作数据，并给出了另一组微透镜事件和另一种光学深度的微透镜朝向大麦云（LMC）。尽管他们检查了不到0.2%的数据，但他们声称通过使用神经网络程序，他们已经可靠地选择了一组更好（更小）的微透镜候选者。从这个较小的集合中估计光学深度，他们声称，CNOO合作高估了光学深度的一个重要因素，CNOO微透镜实验与银河系和LMC中已知恒星的透镜一致。正如我们在下文中所指出的，这些作者的分析包含了一些错误，使他们的结论毫无意义。他们的效率分析显然是错误的，而且由于他们没有搜索整个CNOO数据集，他们不知道他们的神经网络会在数据中找到多少微透镜事件，或者他们的方法会给出什么光学深度。对他们所选事件的检查表明，他们的方法遗漏了低信噪比事件，因此效率低于CNOO选择标准。此外，他们的方法可能会给出更多的假阳性（非透镜事件被识别为透镜）。这两种效应都会增加它们的估计光学深度。最后，我们注意到，EROS发现LMC事件-23是一颗变星，这使CNOO合作估计的光学深度和Macho晕分数降低了约8%，并提出了额外污染的问题。
2005-04-05 astro-ph
What are MACHOs? Interpreting LMC microlensing
我讨论了两个假说，可能解释LMC微透镜：晕恒星残余透镜假说和unvirialized LMC透镜假说。我表明，白矮星不能大大有助于宇宙重子预算，他们强烈限制化学演化和背景光测量。虽然有一些直接光学探测的白矮星的光环，我展示了如何直接光学搜索晕透镜的完整样本不支持晕透镜假说。N体模拟表明，LMC可能是自然激发的维里平衡的潮汐力来自银河系。LMC运动学的新测量不仅没有排除非维里化的LMC透镜假说，甚至适度地支持它（95%置信度）。
2000-05-25 astro-ph
Gravitational lensing of type Ia supernovae by galaxy clusters
我们提出了一种方法，以消除质量片简并时所产生的星系团的质量推断引力剪切。该方法利用了经历弱透镜效应的高红移标准烛光。这种标准烛光的天然候选者是Ia型超新星（SN Ia）。当用光变曲线形状（LCS）校正后，Ia型超新星的峰值星等提供了一个标准烛光，其视星等的不确定度为$Δm\simeq 0.1-0.2$。背景超新星Ia被一个介入的星系团引力放大，会导致观测到的超新星Ia峰值与其LCS和红移的预期值不匹配。在$z\simeq0.05-0.15$的星团后面，$\ge2Δm$显著不匹配的Ia型超新星的平均检测率大约是$J,I,R\lesssim25-26$的$1-2$超新星/星团/年。由于SNe在有限的时间内是点状源，它们可以在簇内介质中经历MACHO的显着微透镜效应。由$\sim10^{-4} M_\odot$的MACHO引起的微透镜事件预期具有与SN光变曲线相似的时间尺度。超新星的放大率曲线和超新星Ia的光变曲线都有特征性的形状，可以将它们分开。如果持续监测SN光变曲线，则可以在SN光变曲线中明确识别由较小质量的MACHO引起的微透镜事件。每年每个邻近星团可识别的微透镜事件（$z\lesssim0.05$）的平均数量为$\sim 0.02 (f/0.01)$，其中$f$是质量$10^{-7} < M_{macho}/M_\odot < 10^{-4}$的MACHO中的星团质量分数。
1997-11-11 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
Binary Microlensing Events from the MACHO Project
我们提出的光变曲线的21个引力微透镜事件的前六年的CNOO项目引力微透镜调查，这是可能的透镜的例子，由二进制系统。这些事件是从大约350个候选微透镜事件的总样本中手动选择的，这些事件要么是由CNOO警报系统检测到的，要么是通过CNOO数据库的回顾性分析发现的。这21个事件中至少有14个表现出强烈的（焦散）特征，其中4个事件与大质量比（棕矮星或行星）系统的透镜很好地拟合，尽管这些拟合不一定是唯一的。总的双星事件率与基于我们对双星性质的知识所作的预测大致一致，但如果不确定我们的双星透镜事件探测效率，就不能进行精确的比较。对银河系的隆起，我们发现焦散交叉非焦散交叉二元透镜事件的比例为12：4，不包括一个事件，我们提出2个适合。这表明我们在检测和表征非焦散交叉二元透镜效应的能力上存在显著的不完整性。这些二元透镜的质量比N（q）的分布似乎相对平坦。我们还能够可靠地测量源面交叉时间在4个凸起焦散交叉事件，并恢复从他们的分布透镜自行，质量和距离一致的人口银河系凸起透镜在7 +/- 1千秒差距的距离。分析得到两个伴星为~ 0.05Msun的系统。
1999-07-26 astro-ph
MACHO 96-LMC-2: Lensing of a Binary Source in the LMC and Constraints on the Lensing Object
我们目前的测光和分析的微透镜警报CANOO 96-LMC-2。全球微透镜警报网络后续工作提供的~3%测光结果揭示了光变曲线的周期性调制。我们将此归因于透镜源的二进制性。微透镜效应适用于旋转的双星光源，该光源被单个透镜放大后会聚在两个极小值上，这两个极小值之间的距离为Δ χ ^[2 ~ 1]。最显着的拟合X1预测了一个主要的贡献约100%的光，一个黑暗的次要和轨道周期（T）为9.2天。第二个拟合X2产生一个双星源，其中两颗恒星的质量和光度大致相等，T = 21.2天。这个有透镜的天体似乎位于大麦哲伦星云的主序带上。我们估计了双星系统的主成分M ~2 Msun的质量.对于首选的模型X1，我们通过假设模型X1 a和X1 b中分别有0.1 M_sun和1.4 M_sun天体来探索暗伴星的范围。我们发现在这些模型中投射到LMC的透镜速度为v^hat_X1a = 18.3 +/- 3.1 km/s和v^hat_X1b = 188 +/- 32 k/ms。在这两种情况下，似然分析表明LMC透镜优于星系晕透镜，尽管在模型X1 b中仅略微如此。我们还发现v^hat_X2 = 39.6 +/- 6.1 k/ms，其中透镜位置的可能性强烈地由LMC盘主导。在所有情况下，透镜质量都与M矮星的质量一致。由96-LMC-2贡献的LMC自透镜化率与模型自透镜化率一致。（节录）
2000-12-07 astro-ph
A Spectroscopic Method to Measure Macho Proper Motions
一个巨大的致密光环物体（Macho），镜头的背景恒星将放大不同部分的旋转恒星盘不同的数额。在透镜效应期间，不同的放大率会导致恒星谱线的质心发生偏移。这种位移与恒星半径与马丘星与恒星的投影距离之比成正比。因此，它提供了爱因斯坦环半径的直接测量，也是马赫自行（角速度）的测量。这种测量可以消除一些质量之间的简并性，距离透镜，和横向速度存在于正在进行的微透镜实验的结果的解释，是一个独立的测试事件的透镜性质。利用恒星径向速度测量的高精度，我们可以测量出在大麦云云（LMC）中透镜A星的Machos的$\sim 10\%$的自行，即$\sim 7\%$是迄今为止报告的相对高放大倍数事件类型。如果将这种自行测量与“约化速度”的视差测量结合起来，那么马乔的质量、距离、速度和方向都可以分别确定。这种位移可以通过大麦哲伦星云暗晕中Machos产生的A星事件的$\sim 20\%$来测量。这反过来将提供一个测量的比例LMC与银河系的男子气概事件。
1994-01-12 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
Gravitational Microlensing by Clustered MACHOs
有人提出，我们银河系中的MACHO可能聚集在类似球状星团的星协或RAMBO（大质量重子天体的鲁棒星协）中（Moore \& Silk 1995）。在这里，我们调查的影响，这种集群上的微透镜的恒星在大麦云云。我们发现，在一个平方度的领域中的透镜可以由几个集群占主导地位。因此，透镜效应的性质会因我们和大麦哲伦星系之间的星系团的位置和速度而有很大的不同。此外，我们发现时间尺度分布的大方差表明，小数量的统计数据可以很容易地由非聚集分布的尾部的事件主导（{ \it例如}）。长时间）。我们比较我们的结果与CITRO合作的数据，发现一个“标准”的光环完全由MACHO是不是强烈不赞成，如果集群有大量的$10^6 M_{\odot}$。对于质量较小的星系团来说，这样的晕是不太可能的。对于$10^4 M_{\odot}$簇，微透镜统计与未簇集的情况基本上没有变化。从事件在时间尺度和空间上的分布中探测非常大的星团是可能的。我们提供了一些时间尺度分布的例子.
1995-09-25 astro-ph
AGAPE : Gravitational microlensing effect to look for MACHOs towards 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（tfwhm = 1.8天），并且几乎可以肯定源星已经在HST图像上被识别出来，从而可以推断爱因斯坦穿越时间：te=10.4天，最大放大倍数：Amax=18。
2001-08-28 astro-ph
Kerr black holes as retro-MACHOs
引力透镜是由广义相对论预言的众所周知的现象。它现在是天文学中一种发展良好的观测技术，被认为是获取有关暗物质性质和分布信息的基本工具。特别是，引力透镜实验可以用来寻找黑洞。有人提出史瓦西黑洞可以作为一个逆向透镜（Holz & Wheeler \cite{hw}），如果被一个强大的光源（例如太阳）照射，光线路径偏转到大的弯曲角度，使光可以到达观察者。在这里，通过考虑强场的偏转角限制和限制我们的分析，黑洞赤道平面，我们推广的Holz-Wheeler结果缓慢旋转的克尔黑洞。通过考虑透镜、光源和观察者的Holz-Wheeler几何配置，我们发现，相对于Schwarzschild情况，包含旋转并不会实质上改变逆透镜图像的亮度。我们还讨论了下一代天基望远镜可能会检测到这样的逆向图像，并最终把限制的旋转参数的黑洞的可能性。
2004-01-20 astro-ph
Probing MACHOs Toward the Galactic Bulge
如果银河系暗晕中的大质量致密晕天体（MACHO）比例为f ~ 20%，就像一些微透镜实验所建议的那样，那么大约1.2%的朝向银河系隆起的透镜事件是由于MACHO。对于其中40%位于附近（D_l <4kpc）的透镜，测量它们的距离D_l可以将它们与凸出透镜区分开来，而测量它们的横向速度v_l可以将它们与盘状透镜区分开来。因此，有可能将所有事件中约0.5%（f/20%）确定为MACHO所致。我表明，一个计划中的实验使用空间干涉测量任务（SIM PlanetQuest），从而可以检测到1或2个这样的事件。这是在所需的边缘，因为一个小的，但不可忽略的背景，从球状恒星。
2005-03-28 astro-ph
The MACHO Project 2nd Year LMC Microlensing Results and Dark Matter Implications
该项目正在寻找银河系中的暗物质，其形式是大质量致密晕天体（Machos）。大麦哲伦星云（LMC）、小麦哲伦星云（SMC）和银河系核球中的数百万颗恒星都被光度计监测，试图探测由不可见的Machos引起的罕见的引力微透镜事件。对大麦哲伦星系中850万颗恒星两年测光的分析揭示了8个候选的微透镜事件，远远超过了已知星系群中低质量恒星透镜效应的$\sim1$事件。从这八个事件中，我们估计从$2 < \that < 200$天的事件到LMC的光学深度为$τ_2^{200} \approx 2.9 ^{+1.4}_{-0.9} \ten{-7}$。这超过了已知恒星预期的$0.5\ten{-7}$的光学深度，并将与完全由Machos组成的“标准”晕的预测光学深度$4.7\ten{-7}$进行比较。这个透镜群的总质量是$\approx 2^{+1.2}_{-0.7} \ten{11} \msun$（距离银河系中心50千秒差距以内）。事件时间尺度产生$0.5^{+0.3}_{-0.2}\msun$的最可能Macho质量，尽管该值与模型相关性很大。
1996-06-21 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
Microlensing Search of $10^6$ Quasars
通过监测$10^6$类星体，人们可以寻找恒星和大质量致密晕天体（Machos）的透镜效应，以达到红移$z\sim 4$。如果Machos有一个当前的宇宙学密度$Ω_{L,0}=1\%$，那么预期的事件发生率是$Γ\sim 200\,\yr^{-1}$。假设星系中已知恒星目前的宇宙学密度为$Ω_{L,0}=0.3\%$，则星系中已知恒星的预期事件率为$Γ\sim 20\,\yr^{-1}$。典型的事件时间是针对Machos的$t_e\sim 3\,\yr$和针对恒星的$t_e\sim 10\,\yr$。通过比较不同红移的类星体的光学深度，人们可以测量宇宙的恒星形成和马赫形成历史。通过比较平行和垂直于太阳运动的事件相对于微波背景的时间尺度，人们可以测量或限制大尺度运动的特征尺度。透镜事件本身将有助于探测50- 1500 AU尺度的类星体结构。监测计划可以用一个带有4度${}^2$照相机的1米专用望远镜进行。类星体透镜事件与类星体变率可以明确区分，因为在前者的情况下，宽谱线不受影响，而在后者中，它们响应于时间尺度上连续谱的变化$\sim 1\,\yr$。
1995-04-26 astro-ph
Self-Lensing By A Stellar Disk
本文导出了大质量致密天体（Machos）对圆盘中恒星的引力透镜的光学深度$τ$的一般表达式。对于更严格的情况下，磁盘是自引力和恒星和Machos有相同的分布函数，我发现$τ= 2\VEV{v^2}/c^2\sec^2 i$其中$\VEV{v^2}$是质量加权垂直速度色散，和$i$是倾角。这个结果不依赖于任何关于速度分布的假设。作为一个例子，如果大麦云（LMC）中的恒星解释了观测到的光学深度$τ\sim 8\times 10^{-8}$，那么$v\gsim 60\,\kms$。这比已知LMC种群的测量分散度大得多。
1994-08-01 astro-ph
What Could the Machos Be?
如果宇宙有一个重要的重子暗成分，以星系晕（machos）中的致密物体的形式存在，那么有一个微小的机会（大约$10^{-7}$），银河系的一个machos通过足够接近我们的视线，到达麦哲伦云（MC）中的一些$10^7$监测恒星中的一颗恒星，由于引力聚焦，它的亮度超过0.3等。在简要讨论了目前对所观察到的事件的解释的争议之后，即，无论透镜效应是由一般的光环白矮星或马乔斯引起的，还是由云和银河系的各种观察或假设结构中的恒星引起的，我提出了一些观察结果来检验支持大男子主义阵营和支持大男子主义的观点。明星阵营。特别是，我提出了一个径向速度调查对MC。
1999-02-11 astro-ph
Finite Source Sizes and the Information Content of MACHO-Type Lens Search Light Curves
如果暗晕物质主要是由MACHO组成的，朝向可能探测范围的低端（$ < 10^{-3}$ $M_{\odot}$），那么透镜探测事件的一小部分应该涉及直接在背景恒星盘前面穿过的透镜。在此之前，Nemiroff（1987）已经证明，每一个交叉点都会产生一个转折点，在光变曲线中。这样的拐点将允许测量引力透镜穿过恒星盘所需的时间。如果用其他方法对恒星半径有一个独立的估计，那么就可以得到一个更精确的透镜速度的估计。这个速度可以反过来被用来获得一个更准确的估计质量范围的EMO或盘星做透镜。
1994-01-05 astro-ph
Microlensing results from APO monitoring of the double quasar Q0957+561A,B between 1995 and 1998
如果透镜星系0957+561的晕是由大质量致密天体（MACHO）组成的，那么它们对类星体Q 0957 +561 A和B的光变曲线的影响一定是不同的。我们寻找这种微透镜效应的双类星体的两个图像A和B -获得3.5米的阿帕奇点天文台从1995年至1998年-密集的数值模拟的监测数据进行比较。通过这种方式，我们可以测试透镜星系的晕是否可以由不同质量的MACHO组成。对于小于3* 10 e（14）cm（h = 0.6）的类星体，我们可以排除完全由质量在10 e（-6）Msun和10 e（-2）Msun之间的MACHO组成的晕，从而将以前的限制向上扩展了一个数量级。
2000-10-12 astro-ph
Using Optical and Near-IR Photometry to Test MACHO Lens Candidates
我们获得了新的VLT/ISAAC H-波段观测的五个LMC源星和邻近的LMC场区。结合我们的近红外光度学和HST/PC BVRI光学光度学，我们在各种颜色-星等和颜色-颜色图中比较了BVO天体和邻近的场星。选择这些诊断图是为了对我们的假设敏感，我们假设至少有一些C3 O透镜是前景星系盘或厚盘M矮星。对于我们研究的五个透镜体，我们的假设可以被排除，主序透镜体质量>= 0.1 Mo，距离为4 kpc。另一方面，事实上，LMC-BMO-5，一个不在我们研究中的物体，最近被发现只有这样一个前景镜头，突出了LMC-BMO物体的其余部分应该使用我们的测光技术或通过近红外光谱来搜索其镜头的签名。我们还构建了诊断颜色-颜色图敏感，以确定红的个别CASO源星，并发现这五个对象没有显示出显着的额外的红化的证据。因此，至少这五个天体也不符合大麦哲伦星系的自透镜假说。
2003-07-24 astro-ph
MACHOs in M31? Absence of evidence but not evidence of absence
我们目前的结果对仙女座星系（M31）进行了四个观测季节在艾萨克牛顿望远镜（INT）的微透镜调查。这项调查是由银河系和仙女座（MEGA）合作进行的更大规模的微透镜调查的一部分。使用全自动搜索算法，我们确定了14个候选微透镜事件，其中三个是首次报道。在Mayall望远镜获得的观测结果与INT数据相结合，产生这些候选人的复合光变曲线。调查的结果与理论预测的事件的数量和分布进行了比较。这些预测是基于蒙特卡罗计算的探测效率和磁盘隆起晕模型的M31。该模型提供了完整的相空间分布函数的透镜和源人口和动力学和观测的考虑。它们包括差分消光和跨越广泛的参数空间，其特征主要是由盘和凸起的质光比。对于大多数模型，观察到的事件率与自透镜预测的事件率一致-在95%的置信水平下，可以裁定30%或更高的HALO晕分数。事件分布确实显示出大的远近不对称性，暗示了微透镜信号的晕贡献。两个候选事件位于盘的远侧的特别大的投影半径处。这些事件很难用自透镜解释，而用自透镜只稍微容易解释。一种可能性是，其中之一是由于一个巨大的恒星流透镜。
2005-10-06 astro-ph
Spitzer Space Telescope Observations of the Aftermath of Microlensing Event MACHO-LMC-5
在观测到LMC源星放大率的十年后，我们用斯皮策的IRAC对MACHO-LMC-5进行了测光。这一事件在引力微透镜的编年史中是独一无二的：透镜星本身已经被HST观测到（一次是WFPC 2，两次是ACS/HRC）。由于在斯皮策观测的时期，光源和透镜之间的距离是$\sim0.24''$，所以这两颗恒星在斯皮策的图像中无法分辨。然而，IRAC的光度测定清楚地确定了透镜是一颗M5矮星，因为它的红外过量，这反过来又产生了$\sim0.2 M_{\odot}$的质量。这证明了斯皮策在其他引力微透镜事件中探测透镜的潜力。
2004-06-01 astro-ph
Galactic versus Extragalactic Pixel Lensing Events toward M31
一种新型的引力微透镜实验正在从观测和理论上发展，这种实验是针对恒星无法分辨的领域的：像素透镜。当实验在M31的隆起区域进行时，事件可能是由我们的星系晕中的大质量致密晕天体（MACHO）和M31中的透镜产生的。我们估计总事件中的$\sim 10-15\%$是由假设全星系晕的星系晕MACHO引起的。如果这些银河系事件能够被识别出来，它们将为我们提供一个关于晕形状的重要约束。我们测试了各种可用于分离星系晕/M31事件的观测量。这些观测量包括爱因斯坦时间尺度、事件的有效持续时间和最大放大时的通量，但它们不能用来分离每个群体事件。然而，我们发现，大多数高的最大流量星系晕事件可以通过基于卫星的测量视差效应所造成的流量差隔离。为了探测通量差，需要用安装在卫星上的0.5米望远镜监测曝光时间为$\sim 20\ {\rm min}$的事件。这样的观测可以作为主要针对银河系隆起和大麦云云观测的任务的一个次要组成部分来进行。此外，自行还可以用来分离银河晕/M31事件，但仅适用于高信噪比的M31事件的$\sim 5\%$，而仅适用于1%的星系晕事件。
1996-06-26 astro-ph
On Planetary Companions to the MACHO-98-BLG-35 Microlens Star
我们目前的观察微透镜事件ESTO-98-BLG-35达到了近80的峰值放大倍数。微透镜行星搜索（MPS）和MOA合作的这些观测对透镜星可能的行星系统提出了强有力的限制，并显示了一个质量分数为$4\times 10^{-5} \leq ε\leq 2\times 10^{-4}$的低质量行星的有趣证据。一颗具有$ε= 10^{-3}$的巨行星被排除在距离透镜星0.4到2.5 $R_E$的区域的95%之外，其中$R_E$是透镜的爱因斯坦环半径。该排除区域比通用的“透镜区”（$0.6 - 1.6 R_E$）更广泛。对于较小质量的行星，我们可以排除$ε= 10^{-4}$的57%的“透镜区”和$ε= 10^{-5}$的14%的透镜区。质量分数$ε= 10^{-5}$对应于一颗质量为$\sim 0.3 \msun$的透镜恒星的地球质量行星。一些类似的事件将对地球质量行星的普遍性提供统计上的重要限制。为了用更熟悉的术语来描述我们的极限，我们将我们的结果与太阳系克隆体在可能的透镜系统距离和方向上的平均值进行了比较。我们发现，这样的系统被排除在90%的置信水平。在70%的置信度下，可以排除木星被第二颗土星质量行星取代的太阳系副本。在$4.5σ$置信水平上，我们的低质量行星信号（地球质量与海王星质量之比很小）是显著的。如果这个行星的解释是正确的，那么BLO-98-BLG-35透镜系统将是第一个探测到…
2000-01-25 astro-ph
The Wendelstein Calar Alto Pixellensing Project(WeCAPP): First MACHO Candidates
我们报告的第一个2微透镜候选人的Wendelstein Calar Alto Pixellensing项目（WeCAPP）的检测。两者都是以高信噪比检测的，并从4.5 mill中过滤掉。使用各种选择标准的像素光变曲线。在这里，我们只考虑时间尺度为1 d < t_fwhm < 20 d、高振幅和微透镜拟合的低卡方的良好采样事件。双色测光（R，I）表明，这些事件是消色差的，并且在M31的核球中有（R-I）~ 1.1等的巨星被透镜化。放大倍数分别为64和10，这是对M_I = -2.5等典型巨星的放大倍数。两次透镜事件都只持续了几天（t_fwhm^GL1 = 1.7 d和t_fwhm^GL2 = 5.4 d）。事件GL 1可能与POINT-AGAPE项目报告的PA-00-S3相同。我们的计算在这两种情况下都支持M31晕中的MACHO导致透镜事件的可能性。GL 1和GL 2的最可几质量分别为0.08 M_sun和0.02 M_sun，都在棕矮星的氢燃烧极限范围内。太阳质量的物体的可能性要小两倍。
2003-11-05 astro-ph
Microlensing towards LMC and M31
在迄今为止对LMC进行的微透镜调查中发现的透镜的性质和位置仍然不清楚。出于这些问题，我们计算的光学深度为不同的干预人口和预期的事件自透镜的数量，使用最近绘制的相干图片的几何结构和动态的LMC。通过将理论量与观测事件的值进行比较，可以对MACHO的位置和性质施加一些限制。很明显，考虑到大的不确定性和可处理的事件很少，还不可能得出明确的结论，尽管如此，我们发现多达3-4个OOO事件可能是由于LMC中的透镜，这很可能是低质量恒星，但几乎所有的事件都是由于自透镜。最合理的解释是，到目前为止观察到的事件是由于属于不同干预群体的透镜：LMC中的低质量恒星，在厚盘中，在椭球体中，以及银河系和LMC本身的晕中的一些真正的MACHO。我们还报告了最近的结果的SLOTT-AGAPE和POINT-AGAPE合作搜索仙女座星系方向的微透镜事件，通过使用像素的方法。4微透镜事件的检测，一些可能是由于自透镜，进行了讨论。一个微透镜光变曲线示出为与二元透镜兼容。目前的分析仍然不允许我们对M31星系的H2O含量得出结论。
2004-07-11 astro-ph
Gravitational Microlensing Results from MACHO
该项目正在通过监测麦哲伦星云中数百万颗恒星的亮度来寻找引力微透镜事件，以寻找大质量致密晕天体（Machos）形式的暗物质。对我们在大麦哲伦星系中850万颗恒星的前2.3年数据的分析产生了8个候选微透镜事件，远远超过了已知低质量恒星透镜效应所预期的$\approx 1$事件。事件的时间尺度从34天到145天不等，估计的光学深度为$\sim$ 2 x 10^{-7}，大约是“标准”晕的一半。李克图分析表明，典型的晶状体质量是$0.5^{+0.3}_{-0.2} \Msun$，这表明它们可能是古老的白矮星。
1996-11-07 astro-ph
Microlensing towards the Large Magellanic Cloud
在迄今为止对LMC进行的微透镜调查中发现的透镜的性质和位置仍然不清楚。出于这些问题，我们计算的光学深度，特别是预期的事件的数量为自透镜的EROS 2和EROS 2观测。我们还计算了其他可能的透镜人口，如薄和厚盘和银河椭球体这些数量。此外，我们估计为每个这些组件相应的平均事件持续时间和平均质量使用的质量矩方法。通过将理论量与观测事件的值进行比较，可以对MACHO的位置和性质施加一些限制。很明显，考虑到大的不确定性和可处理的事件很少，不可能得出明确的结论，尽管如此，我们发现肯定至少有3-4个NIO事件是由于LMC中的透镜，这很可能是低质量恒星，但几乎所有的事件都是由于自透镜。当考虑到EROS 2事件时，由于其空间分布，这一结论甚至更强。最合理的解释是，到目前为止观察到的事件是由于透镜属于不同的干预人口：低质量的恒星在大麦哲伦星云，在厚盘，在椭球体和可能的一些真正的MACHO晕。
2002-07-11 astro-ph
The MACHO Project: Microlensing Results from 5.7 Years of LMC Observations
我们报告了我们对大麦云云（LMC）微透镜的研究。对LMC中1190万颗恒星5.7年的测光分析揭示了13 - 17个微透镜事件。这明显多于已知恒星群透镜效应所预期的$\sim$ 2到4事件。事件的时间尺度（$\that$）范围为34 - 230天。根据晕模型，我们估计$2 < \that < 400$日数为1.2 ^{+0.4}_ {-0.3} \ten{-7} $, with an additional 20% to 30% of systematic error. The spatial distribution of events is mildly inconsistent with LMC/LMC disk self-lensing, but is consistent with an extended lens distribution such as a Milky Way or LMC halo. Interpreted in the context of a Galactic dark matter halo, consisting partially of compact objects, a maximum likelihood analysis gives a MACHO halo fraction of 20% for a typical halo mode…
2000-01-15 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. OGLE-1999-BUL-32: the Longest Ever Microlensing Event -- Evidence for a Stellar Mass Black Hole?
我们描述了有史以来观察到的最长的微透镜事件OGLE-1999-BUL-32的发现，该事件也被CNOO合作独立地确定为CNOO-99-BLG-22。这个独特的事件有一个爱因斯坦半径穿越时间为641天。通过差分图像分析获得的高质量数据显示出小但显著的视差特征。这种视差效应允许我们确定投影到观察者平面上的爱因斯坦半径为rE^hat ~ 29.2AU。投影到观测者面上的横向速度约为79 km/s。我们认为透镜的质量可能至少有几个太阳质量，即，它可能是恒星黑洞。黑洞假说可以用即将安装在哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机的天体测量微透镜特征来检验。深层X射线和无线电图像也可能有助于揭示物体的性质。
2001-08-20 astro-ph
Constraints on Cold H_2 Clouds from Gravitational Microlensing Searches
有人提出，银河系可能包含大量的冷云，其数量足以占银河系总质量的很大一部分。这些云的质量约为10^{-3}太阳质量，大小约为10天文单位。我们在这里考虑这种云对背景恒星光的透镜效应。考虑到星系中暗物质的空间分布、透镜云和源星的速度分布以及观测者的运动，提出了一种计算这种气体透镜效应产生的放大事例率的半解析形式。事件率计算的情况下，气体透镜的恒星在大麦云云和结果进行了直接比较的结果进行的搜索引力微透镜事件的合作。CNOO实验强烈地限制了所提出的分子云的性质，但并没有完全排除它们。未来的监测计划将检测或更有力地限制这一拟议的人口。
2000-12-13 astro-ph
Microlensing towards the LMC
在迄今为止对LMC进行的微透镜调查中发现的透镜的性质和位置仍然不清楚。出于这些问题，我们计算的光学深度为不同的干预人口和预期的事件自透镜的数量，使用最近绘制的相干图片的几何结构和动态的LMC。通过将理论量与观测事件的值进行比较，可以对MACHO的位置和性质施加一些限制。很明显，考虑到大的不确定性和可处理的事件很少，还不可能得出明确的结论，尽管如此，我们发现多达3-4个OOO事件可能是由于LMC中的透镜，这很可能是低质量恒星，但几乎所有的事件都是由于自透镜。最合理的解释是，到目前为止观察到的事件是由于属于不同干预群体的透镜：LMC中的低质量恒星，在厚盘中，在椭球体中，以及银河系和LMC本身的晕中的一些真正的MACHO。
2004-07-11 astro-ph
Observations of the Binary Microlens Event MACHO-98-SMC-1 by the Microlensing Planet Search Collaboration
本文介绍了在北京天文台观测到的双星透镜事件ESTO-98-SMC-1的观测结果。Stromlo 74”望远镜由微透镜行星搜索（MPS）合作。MPS数据限制了第一次焦散相交发生在1998年6月5.55 UT之后，因此直接排除了PLANET协作（模型II）提出的两个拟合之一。这实质上减少了镜头对象的相对自行估计的不确定性。我们执行联合二进制微透镜配合MPS数据与公开可用的数据从EROS，CAMO/GMAN和OGLE合作。我们还研究了二元透镜拟合参数先前公布的行星和MATRIO/GMAN合作，使用它们作为初始值的$χ^2$最小化。基于PLANET模型I的拟合似乎与GMAN-CTIO数据相冲突。从我们的最佳拟合，我们发现，该透镜系统有一个适当的运动$μ= 1.3\pm 0.2 \kmsk$相对于源，这意味着该透镜系统是最有可能位于小麦哲伦云加强以前的报告的结论。
1998-12-13 astro-ph
Limits on MACHOs from microlensing in the double quasar Q0957+561
Kundic等人（1997）获得的双类星体Q 0957 +561的两个图像的光变曲线几乎相同，除了总的时间延迟和比例因子。这使我们能够限制在对应于监测观测的时间间隔内发生的微透镜效应的数量。我们进行数值模拟，我们在模型中的微透镜行为的（晕）透镜星系在系统中。我们测试了10^{-8}到10^{-1} M_{sun}的“大质量”和10^{14}到3 \times 10^{15}厘米的类星体大小。统计比较预期的微透镜引起的变化，从100000模拟光变曲线在160天内（缺乏）观察到的波动，我们可以约束区域在参数空间的质量和类星体大小的不同程度的信心。特别是，对于一个小的类星体尺寸，一个由我们质量尺度低端的物体组成的晕可以被排除在外。由10^{-2}或10^{-1} M_{sun}的天体组成的晕还不能排除，但在未来的观测中，它应该会产生日冕引起的波动。我们还测试了只有50%或25%质量的致密物体的晕;这里的约束稍微不那么严格。
1998-04-14 astro-ph
A Radial Velocity Survey for LMC Microlensed Sources
我们提出了一个径向速度调查的目的是解决目前的争议大麦哲伦星系透镜：在亲男子主义假设的透镜是晕白矮星或machos一般;在亲明星假说的透镜和源的恒星在各种观察到的或假设的麦哲伦云和银河系的结构。星-星透镜效应应该更倾向于在LMC盘的背面或后面的源，因为如果源位于密集的恒星屏幕（这里是LMC的薄盘）后面几kpc处，透镜效应最有效。这种自透镜的特征可以通过径向速度测量来寻找，因为在后面的恒星的运动学可能与大麦哲伦星云中冷的、快速旋转的圆盘中的大多数恒星的运动学明显不同。详细的模拟效果连同进行拟议的调查的最佳策略在这里报告。假设大麦哲伦星云中现有的30颗左右的警戒星是真正的微透镜星，它们的运动学可以测试两种透镜效应;置信度随着大麦哲伦星云仍然非常不确定的结构而变化。现有样本和未来事件的光谱学需要每年在4 m-8 m级的南方望远镜上进行大约两到三个良好的观测夜晚，无论是在放大阶段还是很长时间之后。
1999-06-12 astro-ph
Microlensing Events of the LMC are Better Explained by Stars within the LMC Than by Machos
最近报道的大麦哲伦星系的微透镜现象引起了人们极大的兴奋，并被解释为是由于我们银河系晕中的“暗天体”（MACHO）。它表明，在LMC内的恒星发挥主导作用的引力透镜，确实可以解释所观察到的事件。在这条线内，微透镜现象的概率与由大麦哲伦星云内的一个物体引起的概率是一致的。如果大麦哲伦星云中的恒星扮演着透镜的主导角色，那么事件应该集中在大麦哲伦星云的中心。如果MACHO作为透镜起主导作用，那么对于给定数量的被监测恒星，事件应该均匀地分布在整个LMC上。因此，在大多数情况下，银河系和LMC透镜体可以在统计上区分。它进一步表明，在某些条件下，由大麦哲伦星云内的恒星引起的事件的光变曲线将不同于由一颗双星引起的事件。这也可能是一个区别性的标志，似乎已经观察到的情况下，对NPO事件。如果该事件是由大麦哲伦星云内的物体引起的，那么峰值附近的拟合差异（作者称“尚未理解”）将是一个自然的结果，这进一步表明透镜效应是由于大麦哲伦星云内的低质量恒星本身造成的。
1994-08-15 astro-ph
Are there MACHOs in the Milky Way halo?
微透镜搜索的目的是通过大麦云星云内恒星的引力透镜效应来探测致密的晕暗物质。最新的研究结果表明，大约五分之一的星系晕暗物质可能是致密的太阳质量天体。我们通过考虑观测数据的最佳拟合晕暗物质解的拟合优度来分析这一假设。我们发现，所观察到的微透镜事件的持续时间的分布比预期的结果从一个标准的晕透镜人口在90至95%的置信度窄。只有当预期的背景（非光晕）事件的比例显着增加，观察到的和理论的事件持续时间分布之间的差异消失。这表明，可能大多数导致观测到的微透镜事件的透镜并不位于银河系晕内。
2002-09-10 astro-ph
A Binary Lensing Event Toward the LMC: Observations and Dark Matter Implications
最近，该团队分析了大麦云（LMC）中约850万颗恒星2.1年的光度数据。该分析揭示了8个候选微透镜事件和$τ_{meas} = 2.9 +1.4/-0.9 \times 10^{-7}$的总微透镜光学深度。这大大超过了事件的数量（1.1）和微透镜光学深度预测从已知的恒星星族：$τ_{back} = 5.4\times 10^{-8}$，但它是一致的模型，其中约一半的标准暗晕质量是由质量$\sim 0.5 \msun$的Machos。这8个事件之一似乎是一个二元透镜事件，具有部分解决的焦散交叉，使我们能够估计到透镜的距离。如果源星不是短周期双星，那么透镜系统很可能位于大麦哲伦星系。然而，如果我们假设LMC-LMC透镜效应的光学深度足够大，足以解释我们的整个透镜效应信号，那么双星事件似乎与LMC中的双星对单个LMC源星的透镜效应不一致。因此，虽然二元透镜可能确实驻留在LMC中，但没有指示大部分透镜驻留在LMC中。
1996-06-04 astro-ph
Latest results from the POINT-AGAPE pixel-lensing survey of the Andromeda Galaxy
我报告最近的结果，从点AGAPE像素透镜实验，这是从事对仙女座星系（M31）的大规模紧凑的晕天体（Machos）的引力微透镜签名搜索。对两年数据的分析揭示了超过360个与微透镜兼容的光变曲线。目前正在分析的第三年的数据对于确定这些候选变量中有多少是长周期变量而不是微透镜至关重要。在数据集内，我们已经隔离了四个高信噪比，短持续时间的事件，这是引人注目的微透镜候选人的子集。这些事件的属性和可能的起源进行了讨论。
2002-11-11 astro-ph
Long Period Variables in the LMC: Results from MACHO and 2MASS
我们使用八年光变曲线数据库从MASSIVE（大质量致密晕天体）项目与红外颜色和星等从2 MASS（2微米全天巡天），以确定一个样本的22,000长周期变量的大麦云（以下简称为LMC LPV）。这些恒星的周期光度图显示了六个定义明确的序列，与以前对OGLE（光学引力透镜实验）样品的分析基本一致。在我们的分析中，我们确定类似的银河LPV的LMC LPV样本。我们发现，碳占主导地位的AGB星只占两个序列，其中之一包括米拉变量。这两个序列的高光度端也是仅有的具有$J-K_s > 2$的恒星的位置，这表明它们被尘埃所笼罩。驱动恒星在最长周期内变化的未知机制在周期光度图中产生了与最短周期序列不同的形态，这被认为是由脉动引起的。特别是，最长的周期序列延伸到较低的亮度RGB星和亮度函数之间的AGB星没有达到峰值。我们指出了几个功能，这将限制新的模型的周期光度序列。
2004-10-15 astro-ph
Gravitational Microlensing with the Space Interferometry Mission
空间干涉测量任务（SIM）计划于2005年发射，其目标是对20等微弱恒星进行~ 1微弧秒精度的天体测量。如果SIM不负众望，它可用于测量从地面光度测量检测到的事件中由引力微透镜引起的光质心的天体测量位移。该效应通常为~ 0.1 mas，即比计划SIM的精度大两个数量级。因此，几乎任何能够引起朝向银河系隆起或麦哲伦云的光度微透镜事件的超新星都有可能被确定质量、距离和自行，即使没有来自超新星的光被探测到。对于强微透镜事件，其中源是光度解析的，如最近的AMO 95-30事件，SIM的天体测量与精确的地面光度测量相结合，将允许确定角恒星半径，从而确定源的有效温度。附近高自行星和棕矮星的引力透镜的有效天体测量截面为~（1“）^2，有效时间尺度为~ 1年。SIM将提供测量单个附近物体质量的唯一实用方法，精度约为1%。透镜现象发生的时间可以提前几年预测。
1997-12-05 astro-ph
Lighting up the dark and dim in the Andromeda Galaxy
我讨论了像素透镜的当前和未来的应用：未分辨恒星的微透镜。像素透镜是研究仙女座星系（M31）等外部星系的Macho暗物质含量的首选工具，也是一项雄心勃勃的新提案的核心，该提案旨在对M31凸起的低质量恒星和棕矮星进行普查。
2003-10-28 astro-ph
On-Line Selection and Quasi-On-Line Analysis of Data using the Pixel Lensing Technique
像素透镜是一种在星系的任何部分寻找暗物质重子成分（MACHO）的技术。这种方法是非常有效的，因为它避免了解决每个源星，因此它具有提供高统计的优点。考虑到这种技术在数据分析阶段非常耗时的事实和现有技术，我们提出了一种新的方法，通过使用两级触发器和准在线数据分析来执行在线数据选择。该项目的实施将很快取得成果，因为由于采用了新的数据库技术，所有物理信息都被储存起来，以便进行离线补充和二次分析。
1999-03-05 astro-ph
MEDEA: a real time imaging pipeline for pixel lensing
像素透镜是一种用于寻找暗物质重子成分（MACHO）的技术，即使目标星系没有分解成单个恒星，也可以探测到微透镜事件。潜在地，它具有提供比其他方法更高的统计的优点，但是不幸的是，像素透镜化的传统方法在计算时间方面要求非常高。我们提出了新的，用户友好的，工具MEDEA（微透镜实验数据分析软件与放大事件）。该软件包可以在全自动或半自动模式下使用，并且可以通过两级触发和准在线数据分析来执行事件的在线识别。该软件包将应用于探索大型数据库以及开发专门定制的未来调查。
2002-11-20 astro-ph
Detecting Galactic MACHOs with VERA through Astrometric Microlensing of Distant Radio Sources
本文研究了由MACHO引起的远距离射电源（类星体和射电星系）的天体测量微透镜效应的性质，并讨论了它们对VERA（VLBI射电天体测量探测）的意义。首先，我们表明，在遥远的源的天体测量微透镜的情况下，事件持续时间只是一个函数的透镜质量和切向速度，但独立的透镜距离，在众所周知的三倍退化光度微透镜。此外，透镜质量$M$由切向速度$v_\perp$缩放为$M\propto v_\perp$，而不是光度微透镜的情况下的$M\propto v_\perp^2$。因此，在天体测量微透镜中，透镜质量对未知参数$v_\perp$的依赖性较弱，这表明天体测量微透镜事件的持续时间比光度微透镜事件的持续时间更适合于研究透镜物体的质量。我们还计算了光学深度和事件率，并表明，在20 $^\circ$的银河系中心的一个典型的事件率为10 $μ$作为水平移动大于$2.5 \times 10^{-4}$事件每年，假设四分之一的晕是由MACHO。这表明，如果对几百个源进行$\sim$ 20年的监测，这样的天体测量微透镜事件是可以探测到的。由于发现典型的事件持续时间相当长（5至15年），所以监测观察的频率可以相对较低，即，每六个月一次，这对于实际观察是相当合理的。我们讨论了用VERA观测天体测量微透镜的实际策略，并认为MACHO引起的天体测量微透镜事件可以在几十年内被VERA探测到。
2001-02-14 astro-ph
Slott-Agape Project
SLOTT-AGAPE（Toppo Telescope - Andromeda Gravitational Amplification Pixel Lensing Experiment系统透镜观测-仙女座引力放大像素透镜实验）是来自英国，法国，德国，意大利和瑞士的国际合作伙伴之间的新合作项目，旨在以M31为目标进行微透镜观测。MACHO搜索是通过像素透镜技术进行的。
1999-07-21 astro-ph
Constraining Galactic Models Through Parallax and Astrometry of Microlensing Events
近年来，为了解释大麦云云（LMC）的微透镜效应，人们提出了各种关于大质量致密晕天体（MACHO）在银河系分布的模型。拟合最佳模型的一种直接方法是测量透镜参数，可以通过测量爱因斯坦穿越时间和微透镜光变曲线上的视差效应以及通过天体测量图像的质心来获得透镜参数。在这项工作中，这些参数的理论分布得到的各种幂律银河系暗晕模型和银河系质量函数（MF）。对于自透镜作为解释LMC事件的模型之一，图像质心的最大偏移和视差参数比具有暗晕的模型小一个数量级。这可以作为自透镜效应的一个检验，虽然像质心的移动0.02 { \it mas}，对于LMC事件，不太可能被FAME，GAIA和SIM等天体测量任务观测到。
2005-04-07 astro-ph
New Models for a Triaxial Milky Way Spheroid and Effect on the Microlensing Optical Depth to the Large Magellanic Cloud
我们得到的数据的基础上，由纽伯格和Yanny的三轴银河系球体模型。最适合的数据发生在一个球体中心，从银河系中心移动了3 kpc。研究了三轴度对大麦云云微透镜光学深度的影响。光学深度可以用来确定大质量致密晕天体（MACHO）的数量;较大的球体贡献意味着较少的MACHO。一方面，三轴性使我们和大麦哲伦星云之间的视线上产生更多的球体质量，从而产生更大的光学深度。然而，移动球体中心会导致另一个方向的效果：球体中心的最佳拟合是远离LMC的视线。因此，这两种效应趋于抵消，使得由于Newberg/Yanny三轴晕引起的光学深度的变化至多为50%。在我们考虑的四个模型中减去球体的贡献后，如果假设MACHO合作观测到的所有过量透镜事件都是由于MACHO，那么MACHO对星系晕质量的贡献（中心值）在8- 20%之间变化。这里的最大值是由于原始的CNOO协作结果，最小值在数据中的1 sigma误差水平下与0%一致。
2006-06-20 astro-ph
