Photometric Confirmation of MACHO Large Magellanic Cloud Microlensing Events
我们提出了以前未发表的测光的三个大麦云（LMC）微透镜事件，并表明，新的测光证实了这些事件的微透镜解释。这些事件是由CNOO项目警报系统发现的，也是通过分析5.7年CNOO数据集恢复的。这种新的测光提供了一个显着增加的信噪比比以前公布的测光，并在所有三种情况下，这些事件的引力微透镜解释加强。新数据包括来自CTIO 0.9望远镜的MACHO全球微透镜警报网络（GMAN）后续图像，以及来自1.3米“大墨尔本”望远镜的原始CTIO数据的差分成像测光。斯特罗姆罗我们还结合微透镜光变曲线拟合与测光从高分辨率的HST图像的源星，以提供进一步确认这些事件，并表明事件MACHO-LMC-23的微透镜解释是值得怀疑的。最后，我们将我们的结果与Belokurov，Evans和Le Du的分析进行比较，他们试图用神经网络方法对候选微透镜事件进行分类，我们发现他们的结果与本文所考虑的四个事件中的每个事件的新数据和更强大的光曲线拟合分析相矛盾。Belokurov，Evans和Le Du方法的失败可能是由于他们使用了一组不敏感的统计数据来填充他们的神经网络。
2005-06-27 astro-ph
EROS/MACHO Gravitational Microlensing Events Toward LMC in Evans Halo Model
经过十年的引力微透镜实验，已经探测到了13至17个由地球观测卫星（视质量而定）和两个由地球资源观测卫星（EROS）产生的事件。所有这些都是在大麦云云的方向上观测到的。我们用Evans球对称晕模型研究了微透镜事件的发生率。该模型中的事件数期望值是利用EROS和CANOO的观测效率得到的。我们将我们的数字与观测到的事件进行比较，以获得由致密物体产生的晕的分数。结果表明，来自两个实验的结果是很好的协议彼此和MACHO，包括只有一小部分（取决于模型）的银河系晕。这一结果也与哈勃深空中的白矮星种群研究相一致。
2002-09-10 astro-ph
On the robustness of the microlensing optical depth as a measure of MACHO density
（摘要）：光学深度在银河系微透镜研究中被广泛用作确定MACHO密度的一种手段，因为理论上它只取决于它们的空间分布，因此与其他微透镜观测相比，它对模型的依赖性较小。然而，由于所测量的光学深度被限制为具有可测量的时间尺度的事件，因此推断总CO2密度取决于假设的时间尺度分布。使用2年的LMC的结果的NH 4 O合作，我们说明了这一点，显示如何，假设的等温晕，推断NH 4 O晕分数从光学深度估计取决于NH 4 O质量。结果表明：（1）对于给定的银河系分布函数，由光学深度测量结果推断出的OSO密度依赖于假设的OSO质量函数;（2）在没有关于H2O质量函数的额外信息的情况下，例如可以从速率-时标分布获得，对于给定的银河系分布函数，光学深度测量可以提供一个下限，但不能提供一个上限;（3）不同银河系模型或多组分银河系模型中不同组分的推断总光学深度之间的比较，需要了解每个模型或组分的基本时间尺度分布。
1997-10-31 astro-ph
Microlensing implications for halo dark matter
法国合作的EROS和美国-澳大利亚合作的ARGO报告说，通过几年来监测大麦云云中数百万颗恒星的亮度，共观测到$\sim$ 10个微透镜事件。特别是，该团队通过分析他们前两年的观测结果，宣布发现了8个微透镜候选者。这意味着晕暗物质以MACHO（大质量天体物理致密晕天体）形式存在的比例约为45- 50%。获得MACHO质量信息的最准确方法是使用质量矩方法。到目前为止，在大麦云中由CNOO合作探测到的微透镜事件的平均质量是0.27 $M_{\odot}$。
1996-09-03 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
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
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
High-redshift microlensing and the spatial distribution of dark matter in the form of MACHOs
宇宙中相当大一部分的暗物质可能是以紧凑物体（MACHO）的形式存在的，当它们通过视线到达背景光源时，可以通过引力微透镜效应检测到。到目前为止，大多数试图通过宇宙学分布的MACHO群体来模拟高红移微透镜效应的尝试都假设紧凑的物体沿着视线随机均匀分布。在这里，我们提出了一个更现实的模型，其中的MACHO被假定为遵循冷暗物质的空间集群。由于视线到视线的表面质量密度的变化，这种情况下导致大量的散射在1000光学深度，我们量化为源红移的函数。我们发现，虽然基于均匀视线分布的光学深度估计对于最高红移的光源是合理的，但对于附近的（z~0.25）宇宙，这种估计可能是不正确的。因此，试图从只有少数独立视线的微透镜观测中得出MACHO的宇宙学密度可能会受到很大的不确定性的影响。我们还将此模型应用于预测类星体的微透镜引起的变化不受宏观透镜，并证明放松随机和均匀分布的MACHO的假设只有适度的影响预测的光变曲线振幅。这意味着，以前报道的问题与微透镜作为观测到的长期光学变化的类星体的主要机制，不能解决的大规模集群的暗物质考虑。
2007-09-11 astro-ph
Spatially varying mass function of MACHOs in the galactic halo and interpretation of microlensing results
大麦云方向的引力微透镜实验预言了大量白矮星（$\sim 20%$）填充在星系晕中。然而，预言中的白矮星并没有在星系晕被观测到。为了解释微透镜效应的结果并解决上述问题，我们使用了\cite{ker98}（以下简称KE）提出的MACHO空间变化质量函数的假设。然而，KE模型与事件的持续时间分布\cite{rah04a}不兼容。在这里，我们使用更现实的MF，$dn/dm\propto m^α$的MACHO晕的幂律模型。该模型中的MF指数从星系晕中心部分具有$m>1 M_{\bigodot}$的恒星的-2.7变化到星系晕边缘的亚星区，上限为-1。结果表明，相对于星系晕中丰富的褐矮星，重MACHO可能是导致LMC方向微透镜事件的原因。
2004-09-08 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Photometry of the MACHO-SMC-1 Microlensing Candidate
我们目前的测光观测的MACHO-SMC-1微透镜候选人收集的OGLE-2项目。我们显示的光变曲线的两个组成部分的1.6弧秒的混合：微透镜星和它的光学伴星。我们发现光学伴星对总流量的贡献为24%，并确认透镜星的光变曲线中存在周期为5.096天，振幅为0.05磁的小振幅周期振荡。透镜星可能是一个椭球双星系统。
1997-10-31 astro-ph
Large Magellanic Cloud Microlensing Optical Depth with Imperfect Event Selection
我提出了一个新的分析的CNOO项目5.7年的大麦云（LMC）微透镜数据集，其中包括污染的微透镜事件样本的变星的影响。EROS和OGLE小组对LMC微透镜事件候选者的测光监测显示，其中一个事件可能是变星，而其他数据证实，许多其他事件很可能是微透镜。将关于100微透镜候选者的性质的此额外数据并入到简单似然性分析中以导出作为真实微透镜事件的100微透镜候选者的数目的概率分布。分析结果显示，在1 - 3个符合天文学家观测标准的事件中，有10-12个可能是微透镜事件，另外1-3个是变星。这种可能性分析也被用来表明，变星的污染，是不变的主要结论的CANOO LMC分析。朝向LMC的微透镜化光学深度为= 1.0 +/-0.3 * 10^{-7}。如果这是由于已知的恒星星族的微透镜效应，再加上星系晕中额外的透镜天体，那么新的星系晕将占标准星系晕质量的16%。在99.98%的置信水平下，银河系和大麦哲伦星系的标准模型中的普通恒星的探测结果超过了2个事件的预期背景。如果对MilkyWay和LMC都假设最大圆盘模型，则背景预测增加到3个事件，但该模型在99.8%置信水平下无法解释CNOO观察到的全部信号。
2005-06-27 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Follow-Up Observations of the Macho Microlensing Event in the Galactic Bulge
我们目前的后续观测的引力微透镜候选人发现的合作在银河系的隆起。光度数据覆盖了事件最大值附近的一段时间，可用于构建完整的光变曲线。透镜星在色星等图中的位置表明它是一颗位于次巨星分支上的银河系核球星。
1994-11-22 astro-ph
Astrometric Observation of MACHO Gravitational Microlensing
根据前人的建议，本文讨论了天文测量观测T10引力微透镜事件的前景。我们推导出一个简单的微透镜事件与黑暗或自发光透镜的预期天体测量观测值，并证明了准确的天体测量可以确定透镜的质量，距离和自行在一个非常一般的方式。特别是我们认为，在有限的情况下，地面为基础的，窄角差分天体测量技术是足够的直接测量透镜质量，和其他透镜属性（距离，横向运动）通过应用一个独立的模型的源距离和运动。本文研究了用蒙特卡罗方法确定透镜参数的灵敏度，并导出了天体测量精度与质量不确定度之间的准经验关系。
1998-02-13 astro-ph
The Microlensing Event MACHO-99-BLG-22/OGLE-1999-BUL-32: An Intermediate Mass Black Hole, or a Lens in the Bulge
我们对迄今为止发现的最长时间尺度的引力微透镜事件进行了重新分析：AMO-99-BLG-22/OGLE-1999-BUL-32，这是由AMO和OGLE微透镜警报系统发现的。我们对微透镜视差事件的分析包括基于银河系速度分布的标准模型的透镜位置的可能性分析，这意味着透镜可能是银河系圆盘中距离几百秒差距的~100 M太阳的黑洞或银河系凸起中的大质量恒星残骸（黑洞或中子星）。除了Mao et al（2002）在先前分析中使用的OGLE数据外，我们的新分析还包括来自CNOO、GMAN和MPS合作的数据。区分我们的分析与毛等人的分析的关键特征是对透镜运动方向的精确约束以及对该方向的含义的分析。
2002-06-29 astro-ph
Planetary Microlensing from the MACHO Project
我们提出了两个微透镜事件的光变曲线，这两个微透镜事件可能是由于透镜的质量与木星的质量相似。虽然在这些情况下，微透镜项目的调查数据不足以确定行星质量透镜的识别，但GMAN和PLANET等微透镜后续网络的观测应该能够确定在不久的将来可能发生的类似事件的行星性质。
1996-12-21 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
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
Gravitational Microlensing Results from Macho
我们提供了一个状态报告，我们的搜索暗物质在我们的银河系中的大规模紧凑的晕对象（MACHO）的形式，使用背景恒星的引力微透镜。这次搜索使用了一个非常大的CCD相机上的专用1.27米望远镜在山。Stromlo，澳大利亚，并已采取数据2年。目前，我们已经分析了大麦云星云中800万颗恒星一年多的数据，产生了一个强候选事件和两个低振幅候选事件。我们还分析了银河系隆起中的500万颗恒星0.5年，产生了大约27个微透镜事件。
1994-09-14 astro-ph
Caustic Crossing Microlensing Event by Binary MACHOs and Time Scale Bias
焦散交叉微透镜事件为我们提供了一个独特的机会来测量透镜相对于源的自行，所以那些由二元MACHO引起的事件对于理解星系晕的结构和MACHO的性质非常重要。微透镜事件98-SMC-01，发生在1998年6月，是第一个通过焦散交叉测量自行的事件，正如我们在这封信中所说，这一事件可能是由二元MACHO引起的。受二元MACHO可能存在的启发，我们对二元MACHO的焦散穿越事件进行了蒙特卡罗模拟，并研究了事件的性质和可探测性。我们的计算表明，典型的焦散渡越事件的两个焦散渡越（$t_{\rm cc}$）之间的间隔约为5天。我们认为，与目前的二元事件搜索策略，这些典型的事件的自行是不可测量的，因为时间尺度短。因此，从焦散交叉事件测量的自行分布显著地受到{“}时间尺度偏差”}的影响，该时间尺度偏差是朝向发现长时间尺度事件并因此缓慢移动透镜的偏差。我们预测有两倍以上的短时间尺度的事件（$t_{\rm cc}\le 10$天）比长时间尺度的事件（$t_{\rm cc}\ge 10$天），并建议每小时监测观察，而不是目前进行的夜间监测，以更有效地检测焦散交叉事件的二进制MACHO。
1998-11-25 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
Recent Microlensing Results from the MACHO Project
我们描述了一些最近的微透镜的结果，从CITRO合作。该项目的目标是利用麦哲伦星云和银河系隆起的微透镜效应来识别和定量描述银河系中的暗物质和发光物质。我们首先讨论的HST后续观测的微透镜事件对LMC在第一个5年的实验检测。使用颜色-星等图，我们试图区分微透镜源的两种可能位置：1）在LMC中或2）在LMC后面。我们的结论是，除非灭绝是非常斑块，这是非常不可能的，大多数LMC事件背后的LMC源。在检查13个LMC事件的HST图像时，我们在LMC-5事件的源星旁边发现了一个非常红色的物体。天体测量、微透镜视差拟合和光谱表明，在这种情况下，我们直接成像透镜-一个低质量的盘星。然后，我们集中在大多数事件观察到的银河系膨胀的项目，这是检测到的。我们认为，微透镜的光学深度朝向凸起是最好的测量使用的事件，有丛巨人的来源，这是几乎不受混合。从这个样本中，我们得出了朝向银河系凸起的低光学深度为（1.4 +/- 0.3）x 10^{-6}，与其他观测约束和理论模型非常一致。许多长持续时间的事件之间的隆起候选人的存在，使我们能够调查的微透镜视差效应。具有最强视差信号的事件可能是由于大质量残留物。1990 -96-BLG-5和1990 -98-BLG-6事件可能是由6个太阳质量的黑洞引起的。
2003-04-25 astro-ph
Microlensing By a Prolate All-Macho Halo
人们普遍认为，暗物质晕是扁平的，更接近扁圆而不是长扁。所引用的证据主要是基于对看起来与我们星系完全不同的星系的观测，以及使用特别初始条件的数值模拟。考虑到我们认为是一个"合理的怀疑“关于黑暗的星系晕的形状，我们计算的光学深度和事件率的微透镜的恒星在大麦哲伦星云假设广泛的模型，包括长轴和扁圆晕。我们发现，在协议与以前的分析，球形（E0）晕和扁圆形（E6）晕的光学深度大致相同，基本上是因为两个竞争的影响大约取消。然而，E6扁长晕的光学深度减少了~ 35%。这意味着，一个所有的Macho扁长晕与合理的银河系参数是一致的微透镜事件率公布。
1995-10-04 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
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
MACHOs in dark matter haloes
利用从全自洽宇宙学N体模拟中提取的八个暗物质晕，我们进行了微透镜实验。一个假想的观察者被放置在距离晕中心8.5千秒差距的位置，测量光学深度、事件持续时间和事件速率，朝向大麦云云的方向。我们模拟1600微透镜实验每个光环。假设整个晕由MACHO组成，f = 1.0，单个MACHO质量为m_M = 1.0 Msun，则模拟得到平均τ = 4.7^{+5.0}_{-2.2} 10^{-7}和γ = 1.6^{+1.3}_{-0.6} 10^{-6}事件/星/年。我们发现，三轴度和子结构可以对测量值产生重大影响，因此可以找到高达平均值三倍的tau和Gamma值。（Alcock et al. 2000），我们发现f = 0.23^{+0.15}_{-0.13}和m_M = 0.44^{+0.24}_{-0.16}。所研究的8个晕中有5个产生的f和m_M值主要集中在这些范围内。
2006-02-17 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
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
The MACHO Project: Microlensing Detection Efficiency
该项目是一个寻找暗物质的大质量致密晕天体（MACHO）的形式。该项目已经对大麦云云（LMC）、小麦哲伦云（SMC）和银河系凸起中的数千万颗恒星进行了光度监测，以寻找由这些不可见的天体引起的罕见的引力微透镜事件。在对大麦哲伦星系5.7年的观测中，天文台的巡天观测到了13-17个微透镜事件，这使得我们对银河系晕中暗物质的性质做出了强有力的陈述。这些声明的一个关键组成部分是准确确定调查的检测效率。探测效率是一个复杂的函数的时间采样，恒星拥挤（光度函数），图像质量，测光，时间序列分析，和用于选择微透镜候选人的标准。这样一个复杂的相互依赖性是最自然的解决使用蒙特卡洛方法。在这里，我们描述了蒙特卡罗的细节，用于计算的效率，在2010年5.7年LMC的结果。在这里我们修正了过去测定中的几个缺点，包括（1）加入较暗的源星（比我们探测到的最微弱的“恒星”低2.5等），（2）LMC的最新光度函数，（3）在恒星密度和观测条件下更好地采样实像，（4）在真实光变曲线的随机样本上添加人工微透镜的改进方案，以及许多其他改进。[摘要]
2000-03-24 astro-ph
Microlensing results and the galactic models
微透镜效应对大麦哲伦星系的影响很大程度上取决于星系中亮物质和暗物质分布的性质。不确定性的两个主要来源来自于对大银河系中心距离的旋转曲线的知识不足，以及MACHO在银河系外部遵循径向轨道的可能性。考虑到这些不确定性，MRO的质量值$ \sim 0.1~ M_{\odot}$仍然与观测结果一致，因此褐矮星是迄今为止MACHO的可行候选者。
1997-10-07 astro-ph
The MACHO Project Dark Matter Search
我们提供了一个状态报告，我们的搜索暗物质在我们的银河系中的大规模紧凑的晕对象（或Machos）的形式，使用背景恒星的引力微透镜。这次搜索使用了一个非常大的格式CCD相机上的专用1.27米望远镜在山~ Stromlo，澳大利亚，并已采取了近3年的数据。目前，我们正在分析大麦云星云中800万颗恒星的第二年数据。我们从已知的恒星星族中发现了比预期更多的微透镜事件，这表明Machos确实存在于星系晕中，但观察到的LMC微透镜率太小，不允许由亚恒星Machos主导的晕。我们对银河系隆起的观测也产生了比预期更多的微透镜事件，包括一些奇异的“偏离”微透镜事件。这些结果的影响进行了讨论。
1995-10-20 astro-ph
Microlensing & Scintillation of Gravitationally Lensed Compact Radio Sources: Evidence for MACHOs?
我们提出了第一个明确的情况下，外部变化的河外射电源，类引力透镜B1600+434，包括两个图像透镜的边缘盘星系。晶状体图像的VLA 8.5-GHz差异光变曲线显示在14.6-sigma置信水平下的外部变异性。虽然目前的单频VLA观测不能最终排除闪烁，几条证据表明，它并不占主导地位的短期变化。这得到了正在进行的三频WSRT活动的支持。如果闪烁是这种外部变化的主要来源，它将需要非常不同的性质的银河电离ISM对两个镜头的图像。超光速喷流成分的微透镜效应可以解释均方根和时间尺度的变化，但需要透镜星系的晕中充满>=0.5-Msun的MACHO。目前的数据似乎支持微透镜作为所观察到的外部变异的主要来源。
1999-10-11 astro-ph
Microlensing and the Composition of the Galactic Halo
通过广泛的银河系建模，我们研究了100多个微透镜事件，现在已经观察到的银河系的黑暗晕的组成的影响。根据目前公布的数据，包括第二年的观测结果，在大多数模型中，晕圈中的H2O分数小于60%，晕圈中H2O分数的似然函数峰值在20% -40%左右，与冷暗物质模型的预期一致。
1997-04-25 astro-ph
The MACHO Project Hubble Space Telescope Follow-Up: Preliminary Results on the Location of the Large Magellanic Cloud Microlensing Source Stars
我们试图通过研究微透镜源星的HST色星等图（CMD）来确定是否从LMC的平均人口或从LMC后面的人口中提取的MSO微透镜源星。本文给出了8颗LMC微透镜源星及其周围场的WFPC 2 HST测光结果。微透镜源星的识别是通过使用差分图像分析（DIA）在地基的CAMO图像中获得精确的质心，然后将DIA坐标转换到HST坐标系来实现的。我们详细考虑了一个模型的基础上提出的Zhao，Graff和Guhathakurta的源星的背景人口。在这个模型中，源星有一个额外的红化<E（B-V）> = 0.13等，距离模略<Delta mu>大于平均的大麦哲伦星群~ 0.3等。我们还研究了一系列的源星模型，不同的相对比例的源星从平均和背景人口和位移的背景人口从LMC。由于分析的事件数量较少，不同模型的概率分布相当平坦。浅极大值出现在LMC中源星的分数s_LMC ~ 0.8处。这与观测到的微透镜事件中有很大一部分是由于银河系晕中的透镜的解释是一致的，但并不完全排除其他模型。
2001-01-03 astro-ph
Probing MACHOs by observation of M31 pixel lensing with the 1.5m Loiano telescope
我们分析了一系列的试点观测，以研究微透镜的（未解决的）恒星在M31与1.5米Loiano望远镜，包括观测确定的可变源星和报告的微透镜事件。我们还寻找以前未知的变化，并发现了一颗新星。我们讨论了一个延长运动的观测策略，其目标是确定MACHO是否存在，或者所有的微透镜事件是否与M31中的透镜星兼容。
2007-04-11 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
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
Microlensing of gamma ray bursts by stars and MACHOs
对GRB 000301 C光学余辉的微透镜解释似乎有些天真地令人惊讶，因为对恒星微透镜率的简单估计表明，在平坦的Ω_λ =0.7宇宙学中，微透镜率不到400分之一，而在大约30次余辉中观察到一次事件。考虑到重子MACHO占宇宙中重子的一半，对于红移z=2的伽玛射线暴，每次爆发的微透镜概率大约为5%。我们探讨了两种可能提高观测微透镜伽马射线暴余辉的可能性的效应：二元透镜和双放大率偏差。我们发现，二元透镜的考虑只能在~15%的水平上提高速率。另一方面，因为余辉观测存在的伽马射线暴通常是基于不一定很好相关的宽分离波段的通量来选择的（例如X射线中的局部化，光学/红外中的余辉），所以与通常的单偏置情况相比，放大偏置可以在增强的水平下操作。我们发现，现有的估计的斜率的伽马射线暴的光度函数，而尚未相当不确定，指向增强因子超过三个以上的微透镜率的简单估计。我们发现，在27个测量的余辉样品中，观测到至少一个微透镜事件的概率，对于恒星透镜可以是3-4%，对于重子MACHO可以是25 Ω透镜。我们注意到，只有当宇宙中的重子大部分凝聚在恒星质量的物体中时，在可用的余辉样本上观察到至少一个事件的概率才是重要的。（简略）
2003-11-25 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
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 Microlensing and the Galactic Halo
通过广泛的银河系建模，我们研究了80多个微透镜事件的影响，现在已经观察到的银河系暗晕的组成，以及银河系的其他属性。我们采取的银河系是由明亮和黑暗的磁盘组件，一个凸起，和一个黑暗的晕组成的MACHO和冷暗物质与每个组件被描述的几个观测动机参数。我们将初始模型空间中的数百万个星系模型简化为可行的模型，这些模型与观测数据相一致，包括旋转曲线，局部投影质量密度，以及朝向LMC和凸起的微透镜率。根据保守的、最小的一组观测约束，还不能排除全MACHO晕，尽管在大多数可行的银河系模型中，晕MACHO分数在0%到30%之间，这与对主要成分是冷的宇宙的期望一致。暗物质。一个全氘O的晕必须是轻的，当考虑到探测暗晕范围的局部逃逸速度和卫星星系自行的数据时，排除了具有高氘O质量分数的模型。我们还探讨了光环中没有MACHO的可能性。最后，我们指出了几个重要的测试，可以明确排除全方位的，例如，- 用于微透镜化的光学深度，其朝向LMC小于$1.5\times 10^{-7}$或朝向凸起大于$3\times 10^{-6}$。
1995-08-17 astro-ph
Microlensing Implications for Halo Dark Matter
获得MACHO（大质量天体物理学致密晕天体）质量信息的最准确方法是使用质量矩方法。对于迄今为止由EROS和OOO合作在大麦哲伦星云中探测到的微透镜事件，平均质量为0.08 $M_{\odot}$。假设一个球形的标准晕模型，我们发现MACHO贡献约20%的晕暗物质。OGLE记录的11个事件，主要是在它运行的头两年，在银河系隆起导致的平均质量为0.29 $M_{\odot}$，而在它运行的第一年，OOO检测到的40个事件给出了0.16 $M_{\odot}$，从而表明透镜天体是暗淡的盘星。
1996-01-23 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
No Need for MACHOS in the Halo
在大麦哲伦星系方向上看到的十几个微透镜事件的一个简单解释是MACHO的晕群，约占银河系质量的一半。这样的解释并非没有问题，我们表明，目前的微透镜数据可以解释，具有一定的优势，黑暗的组成部分的磁盘和球体，其总质量只有约10%的银河系的质量。
1997-11-11 astro-ph
A Study into the Feasibility of Obtaining Finite Source Sizes From MACHO-type Microlensing Light Curves
最近的讨论有限的源大小对高放大率微透镜事件由于MACHO的影响，激发了观察这种影响和提取源半径的可行性研究。模拟观测是通过将高斯误差添加到理论微透镜光变曲线上的采样点来产生的，用于肢体变暗的扩展源。这些模拟数据集进行拟合，试图看看拟合提取源半径的效果如何。只有当事件的碰撞参量$p$小于恒星半径$R_{\star}$时，源的大小才能以合理的精度拟合。如果光变曲线在峰值附近被很好地采样并且光度误差很小，则可以区分“交叉”事件（$p<R_{\star}$的事件）和“非交叉”事件--即$\geq 3$观察，而透镜通过光盘的来源，和$σ_{phot}<0.08\;{\rm mag}$。目前的观测方案刚好能够满足这些要求;使用早期预警系统和多个观测点应能增加$R_{\star}$的适用性。可通过匿名{ \tt ftp}获取用于模拟和拟合数据的程序。
1996-08-14 astro-ph
Gravitational microlensing research
天体物理学中最重要的问题之一是关于星系晕中暗物质的性质，它的存在主要是由在螺旋星系中观察到的平坦旋转曲线所暗示的。在重子理论的框架下，最可能的候选者是褐矮星、M矮星或白矮星和冷分子云（主要是$H_2$）。前者可以通过正在进行的微透镜实验来检测，这些实验正在迅速导致重要的新结果。法国合作的地球资源观测系统和美国-澳大利亚合作的地球观测卫星报告说，到1997年8月为止，观测到了$\sim$ 16个微透镜现象，在几年内监测了大麦云云中数百万颗恒星的亮度，并观测到了一个朝向小麦哲伦云的现象。特别是，研究小组通过分析前两年的观测结果发现了8个微透镜候选者。这意味着，假设标准的球形晕模型，以MACHO（大质量天体物理致密晕天体）形式存在的晕暗物质比例约为45-50%。超过150个微透镜事件已被探测到在银河系隆起的方向上由OOO，OGLE和DUO团队。测量的光学深度意味着在银河系中心存在一个酒吧。在这里，我们给出了微透镜的概述和迄今为止取得的主要成果。
1997-09-22 astro-ph
MACHO COLLABORATION SEARCH FOR BARYONIC DARK MATTER VIA GRAVITATIONAL MICROLENSING
结果是从CNOO合作引力微透镜搜索。实验和近50微透镜事件已被检测到的描述。的重子含量的晕的限制，是估计的马乔贡献的黑暗晕。光学深度朝向凸起，和一些不寻常的事件，如二元透镜和视差事件进行了讨论。这些结果的可能解释进行了讨论。
1995-06-02 astro-ph hep-ph
The MACHO Project: Microlensing and Variable Stars
该项目监测了大麦云云、小麦哲伦云和银河系凸起中的数百万颗恒星，寻找重子暗物质的引力微透镜特征。该项目取得了令人惊讶的成果。对两年来监测大麦云的数据进行分析，指出{$\sim 0.5 M_{\odot}$ }致密天体中银河系晕的质量为{$\sim 50%$ }。对一年来观测到的膨胀的分析表明，在没有调用大质量的棒或重要的盘状暗物质的情况下，产生了比预测更多的微透镜。通过这次搜索创建的巨大的光变曲线数据库正在产生关于极其罕见的天体物理学可变性类型的信息，并为研究众所周知的可变天体物理学现象提供时间细节。从这个数据库创建的变星目录预览和光变曲线的例子。
1997-08-03 astro-ph
Astrophysical tests for the Novello-De Lorenci-Luciane theory of gravity: Gravitational-wave + neutrino bursts from local supernovae and gravitational-wave microlensing by Galactic (MACHOs) black holes
Novello-DeLorenci-Luciane（NDL）场论预言引力波（GW）遵循修正（有效）几何的测地线，其速度低于光速。该理论还表明，GWs表现出双折射现象，以前被认为是排除电磁波。在这里，这些预测提出了前瞻性的天体物理测试。我指出，未来对引力波的测量与非引力过程，如{ \it中微子爆发}（很可能是伽马射线爆发）的巧合，可能会被证明对区分所有现有的引力理论是有用的。还强调了已知星系源发射的引力波的微透镜（即，在凸起处的两颗恒星（Sgr A $^\ast$），或者是银河系中心的黑洞（Sgr A $^\ast$），或者是在银河系恒星之间漂流的一颗天体，可能会为NDL引力理论所暗示的双折射现象提供一个干净的测试。
2000-12-02 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
Probing the Mass Fraction of MACHOs in Extragalactic Halos
目前的微透镜搜索校准银河系晕的质量分数，这是在大规模致密晕天体（MACHO）的形式。我们表明，调查像斯隆数字巡天（SDSS）可以探测相同的数量在遥远的星系晕。背景类星体在居间星系中被MACHO微透镜化，会使类星体发射线的等效宽度分布发生扭曲，其幅度取决于投射的类星体-星系分离。对于一个统计样本，只要河外晕是由MACHO组成的，那么在> 2 sigma的水平上可探测到的类星体星系碰撞参量就高达几十kpc。对这个信号的探测将检验银河晕中推断出的H2O分数是否是其他星系的典型特征。
1997-06-12 astro-ph
EROS 2 intensive observation of the caustic crossing of microlensing event MACHO SMC-98-1
1998年6月18日，我们对小麦哲伦星云（SMC）的一个双透镜微透镜事件-观测时间为5.3小时（UT 5：17 - 10：37），在最初的1.8小时内急剧下降1.8等，然后在UT 7：08 +-0：02突然变平。我们将7：08的扭结解释为第二次焦散交叉的结束（当源首次完全移动到焦散之外时）。这些结果表明，在2西格玛水平下，mu sin（phi）<~1.5 km/s/kpc，其中mu是透镜的自行（相对于到源的视线），而phi是焦散交叉的未知（因此是随机的）角度。因此，透镜体可能既不位于星系晕中，也不位于星系盘中，因此最有可能位于SMC本身中。我们的数据可以与其他小组的数据相结合，对透镜的自行（以及性质）给出更精确的约束。
1998-07-07 astro-ph
MACHO Project Analysis of the Galactic Bulge Microlensing Events with Clump Giants as Sources
我们提出了5年的银河系核球微透镜事件的数据分析的初步结果与丛巨星作为来源。这类事件使人们能够获得可靠的结论，因为相对明亮的星团恒星不会受到混合的强烈影响。我们讨论：1）“巨”事件的选择，2）事件持续时间的分布，3）以（l，b）=（3.1，-3.0）为中心的100场104中事件持续时间和光学深度的异常特征。在（l，b）=（3.9，-3.8）处，我们报告了（2.0 +/-0.4）x 10^{-6}（内部）的初步平均光学深度，并给出了光学深度的空间分布图。当场104从样品中移除时，光学深度下降到（1.4 +/- 0.3）x 10^{-6}，这与银河系中心区域的红外模型非常一致。
2002-02-27 astro-ph
A Short, Non-Planetary, Microlensing Anomaly: Observations and Lightcurve Analysis of MACHO 99-BLG-47
我们分析了PLANET和CAMO对CAMO 99-BLG-47的观测，这是第一个接近正常的微透镜事件，高信噪比数据显示了一个覆盖良好的短持续时间异常。这种异常发生在事件的峰值附近。在正常事件的峰值附近出现的短持续时间的异常预计来自极端分离（非常近或非常宽），大致相等质量的双星透镜和行星系统。我们表明，透镜的CASO 99-BLG-47实际上是一个极端分离的二进制，而不是一个行星系统，从而首次证明，这两个重要的类事件可以区分在实践中。然而，我们发现，宽双星和近双星透镜解与数据拟合得同样好，甚至在Δ χ ^2=1时也无法区分。这种简并在质量上比对CNO 98-SMC-1所确定的简并严重得多，因为目前的简并在放大场中跨越两个维度而不是一个维度，并且不需要显著不同的混合分数。在附录中，我们探讨了这个结果，并指出它与透镜方程中的对称性有关。
2002-03-01 astro-ph
