Detection of Stellar Spots from the Observations of Caustic-Crossing Binary-Lens Gravitational Microlensing Events
最近，Heyrovskeln和Sasselov（1999）研究了{ \it single lens}引力微透镜事件光变曲线对小光斑的敏感性，发现在源凌日事件期间，光斑可以导致放大率的偏差大于2%，因此是可检测的。在本文中，我们探讨了从{ \it焦散交叉双透镜}微透镜事件而不是单透镜事件的观测点检测的可行性。为此，我们调查的双镜头事件光变曲线的灵敏度斑点，并比较它的单镜头事件。从这次调查中，我们发现，在焦散交叉的分数放大偏差的微透镜光变曲线从那些无污点的源事件是等同于单透镜事件的偏差，这意味着点也可以检测到类似的光度精度所需的点检测通过观察单透镜事件。我们讨论了在检测恒星黑子方面观察焦散性交叉双镜头事件相对于观察单镜头事件的相对优势。
2000-01-27 astro-ph
Distribution of Caustic-Crossing Intervals for Galactic Binary-Lens Microlensing Events
双透镜引力微透镜事件焦散交叉的检测是重要的，因为通过检测它们可以获得关于透镜和源星的有用信息。本文计算了两个连续的焦散交点之间的间隔分布，$f(t_{\rm cc})$，银河系球双星透镜事件调查的观测策略，最佳的检测和解决的焦散交点。从这个计算，我们发现，分布是高度偏向短$t_{\rm cc}$和峰值在$t_{\rm cc}\sim 1.5$天。因此，为了最大限度地检测腐蚀性交叉点，及时启动后续观察以密切监测事件将是重要的。我们估计，在当前随访观察策略下，第二次焦散性交叉准备时间为$\sim 2$天，可分辨焦散性交叉的事件比例为$\sim 80%$。我们发现，如果能够在第一次焦散线交叉后1天内开始随访观察，并采取更积极的观察策略，则可以将检出率提高到$\sim 90%$。
1999-11-15 astro-ph
Predicting the Second Caustic Crossing in Binary Microlensing Events
我们拟合二元透镜模型的数据覆盖的初始部分，真正的微透镜事件，试图预测的时间的第二焦散交叉。我们使用近似在初始搜索过程中通过参数空间的光变曲线，大致匹配观察到的。精确的方法来计算一个扩展源的透镜放大率时，我们使用我们改进我们的最佳初始模型。我们的计算表明，第二次穿越的可靠预测只能在很晚的时候做出，当光变曲线在两次焦散穿越之间的最小值之后明显上升时。因此，最好的观测策略是，一旦光变曲线在最小值之后开始上升，就尽可能频繁地采样。
2001-04-10 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
Variation of Spot-induced Anomalies in Caustic-crossing Binary Microlensing Event Light Curves
我们研究了透镜源星上的斑点引起的焦散性交叉二元微透镜事件的光变曲线异常模式。为了这个目的，我们进行模拟的事件与各种模型的斑点。从这些模拟中，我们发现，斑点引起的异常采取各种形式取决于斑点的物理状态，其特征在于由表面亮度对比度，大小，数量，本影/半影结构，形状和相对于扫描焦散的方向。我们还研究了区分两种可能的退化类型的异常所造成的一个点和过境行星的可行性，并发现在许多情况下，退化可以打破的特点多个偏差功能的点引起的异常模式所造成的多个点。
2002-01-09 astro-ph
A radio-microlensing caustic crossing in B1600+434?
首先，我们回顾了目前的状态检测强'外部'的变化类引力B1600+434，专注于1998年VLA 8.5 GHz和1998/9 WSRT多频观测。我们表明，这些数据可以最好地解释在无线电微透镜。然后，我们继续展示我们新的多频VLA监测计划的一些初步结果，特别是在透镜图像的光变曲线中检测到一个强特征（~30%），该特征主要通过透镜星系的暗物质晕。我们暂时解释这个事件，持续了几个星期，作为一个无线电微透镜焦散交叉，即超光速运动的一个微弧秒尺度的喷流组件在透镜源在一个单一的焦散放大模式，已创建的大规模紧凑的对象沿着视线的透镜图像。
2000-04-19 astro-ph
Can microlensing fold caustics reveal a second stellar limb-darkening coefficient?
在折叠焦散通道期间，对微透镜恒星进行密集的高精度测光，可以用来揭示它们的强度分布，从中可以导出恒星大气的温度作为分数半径的函数。虽然目前的微透镜后续活动（如PLANET）的能力允许精确测量线性边缘变暗系数，表征平方根临边暗化的第二系数的残余信号小约25倍，这妨碍了正确的确定，除了非常高的焦散性峰值比的不太可能的情况之外。外部的相对放大率与没有足够的事件被观察到目前为止或源星通过一个尖点奇点。虽然临边暗化的存在可以很好地建立从数据，一个可靠的测量指数的基础幂律不能得到。
2004-05-17 astro-ph
Properties of Central Caustics in Planetary Microlensing
为了最大限度地增加行星探测的数量，目前的微透镜跟踪观测集中在高放大率的事件，这些事件更有可能受到中央焦散线的干扰。本文研究了中心焦散线的性质及其引起的微扰。在行星微扰近似下，我们导出了中心焦散线的位置、大小和形状随恒星-行星间距$s$和行星/恒星质量比$q$变化的解析表达式，并与数值计算结果进行了比较。虽然已经知道行星焦散线的大小是\propto \sqrt{q}，但我们从这项工作中发现，中心焦散线的大小对$q$的依赖性是线性的，即，\propto q，这意味着与行星焦散相比，随着$q$的减小，中心焦散收缩得更快。中央焦散线的大小也取决于恒星与行星的距离。如果焦散线的大小被定义为恒星-行星轴上两个尖点之间的间距（水平宽度），我们发现中心焦散线的大小与间距的关系是\propto（s+1/s）。虽然中心焦散线的大小取决于$s$和q，但其形状定义为垂直/水平宽度比R_c，仅取决于行星分离，我们导出了R_c和s之间的解析关系。由于中心焦散线的尺寸较小，且随着q的减小，其尺寸减小的速度更快，因此有限源尺寸对中心焦散线引起的扰动的影响要比对行星焦散线引起的扰动的影响严重得多。节录。
2005-05-20 astro-ph
A Complete Set of Solutions For Caustic-Crossing Binary Microlensing Events
本文提出了一种利用一个良好采样的折散交叉分析二元透镜微透镜光变曲线的方法。一般来说，在描述二元透镜特征的9参数空间中，chi ^2表面表现出极其复杂的行为。这使得难以系统地搜索空间并验证给定的局部最小值是全局最小值。我们发现，对于具有良好监控焦散的事件，焦散交叉区域可以与光变曲线的其余部分隔离，并且可以轻松地拟合为5参数函数。然后，可以使用这些焦散交叉参数中的四个来约束在更大的9参数空间中的搜索。这允许系统搜索所有解，从而识别所有局部极小值。我们说明了这种技术使用的PLANET数据为CANOO 98-SMC-1，一个优秀的和公开的焦散线交叉数据集。我们表明，一个非常广泛的参数组合是兼容的行星数据集，表明只有一个焦散交叉采样的二元透镜光变曲线的观测不产生独特的解决方案。由此推论，第二焦散线穿越的时间不能仅基于包括第一焦散线穿越的早期数据来可靠地预测。我们调查的要求，确定一个独特的解决方案，并发现偶尔观察的第一焦散交叉可能足以得出一个完整的解决方案。
1999-02-28 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
Gravitational microlensing of planets: the influence of planetary phase and caustic orientation
最近的研究表明，对引力微透镜事件的详细监测可以揭示围绕微透镜源星运行的行星的存在。随着在银河系膨胀和麦哲伦星云探测行星的潜力，这样的探测大大增加了体积超过行星可以发现。本文扩展了这些原始的研究，考虑行星相位的影响，由此产生的微透镜光变曲线的形式。研究发现，新月状的光源可以比均匀照明的圆盘进行更大的放大，这种模型通常用于研究此类行星。事实上，这样的圆形对称模型被发现遭受最小程度的放大时，相比于新月形模型。放大的程度也是行星相对于微透镜焦散的方向的一个很强的函数。放大率变化的形式也很大程度上取决于行星相位和焦散线扫过的方向，这为行星系统的几何形状提供了进一步的线索。由于从行星反射的光量也取决于其相位，因此探测极端新月状行星需要30米级望远镜的出现，而行星在更温和相位的光变曲线可以用今天的10米望远镜确定。
2001-02-14 astro-ph
Gravitational Microlensing Near Caustics I: Folds
我们研究了褶皱灾变附近引力透镜的局部行为。使用折叠附近的透镜映射的通用形式，我们确定了透镜图像的可观察属性，重点关注单个图像未解析的情况，即，微透镜效应考虑到与褶皱无关的图像，我们推导出一个通用的褶皱焦散附近的光度和天体测量行为的解析表达式。我们展示了这种形式如何减少到更熟悉的线性焦散，镜头附近的源成两个图像，具有相等的放大率，相反的奇偶校验，并从临界曲线等距。在这种情况下，简单性和高度的对称性允许推导出半解析表达式的光度和天体测量偏差的存在下，有限的来源与任意的表面亮度剖面。我们用我们的结果来获得一些基本性质的天体测量微透镜附近的褶皱，特别是我们预测有限的源均匀和临边变暗的配置文件，详细的形状的天体测量曲线作为源交叉的褶皱。我们发现，临边昏暗的天体测量效果将难以检测与目前计划的空间干涉测量任务的准确性。我们验证了我们的结果，通过数值计算的光度覆盖良好的银河系双星透镜事件OGLE-1999-BUL-23的预期天体测量位移，发现与我们的解析表达式非常吻合。我们的结果可以应用到任何透镜系统的折叠焦散，包括银河系的二元透镜和类星体微透镜。
2002-04-04 astro-ph
Microlensing of Elliptical Sources by Fold Caustics
我们考虑椭圆源穿过焦散线的微透镜效应。我们推导出一个简单的表达式，用于具有均匀表面亮度的光源的光变曲线，该表达式在椭圆率e中精确到三阶（对于e<0.3，误差<1%）。我们考虑一颗旋转恒星、一颗扁巨太阳系外行星和一个倾斜的标准薄吸积盘的焦散渡，得到以下结果。(1)如果大多数恒星的自转周期与色球层活跃（即斑点）的巨星相似，那么大约15%的恒星应该足够扁（e>0.25），与目前的观测结果产生可检测的（>1%）偏差。由于椭圆率的偏差的形式在性质上类似于由于边缘变暗的偏差。因此，恒星扁率可能必须考虑到精确的边缘暗化测量与微透镜的解释。(2)巨行星通常不会产生可检测到的扁率信号，要么是因为它们旋转得太慢（如果它们靠近并被潮汐锁定），要么是因为它们太微弱（如果它们远离母星）。(3)对于具有无标度光强分布和椭圆等照度线的等面积源，其椭圆度与位置角之间存在近简并关系。这种简并性导致在一个标准的薄吸积盘的尺度长度的测量中，使用一个单一的，线性的折叠交叉类星体微透镜事件的通带探测盘的外部部分的观测的不确定性的一个因素~2。更高频率的观测可以减少这种不确定性。
2004-01-05 astro-ph
Caustic Crossings in Quasar Light Curves?
数值模拟和理论研究的引力微透镜效应的人口的小天体分布沿视线到紧凑的光源，如类星体表明，焦散交叉效应将目前给予足够大的光学深度透镜。这些事件将在类星体光变曲线中产生特征图案。在本文中，我们使用一个大样本的类星体光变曲线，寻找焦散交叉事件的属性的功能。提出了两个很好的候选者，它被认为是不容易解释为内在的变化的uasars。这些事件和微透镜特征之间的关系，在多个类星体系统进行了讨论，以及人口的微透镜机构的暗物质问题的影响。
1998-10-21 astro-ph
A Caustic View of Halo Microlensing
唯一的微透镜事件对麦哲伦云的透镜的位置是强烈的约束是两个二元焦散交叉事件。在至少一种或可能两种情况下，透镜位于或接近云本身。从表面上看，如果银河系暗晕提供了大部分的透镜群，这似乎是不可能发生的，正如对大麦云（LMC）的CAMO数据集的标准分析所建议的那样。我们使用二项统计来评估观察$M$非晕二进制焦散事件的先验概率给定的总样本的$N$焦散二进制。我们概括的情况下，多组件的银河系和麦哲伦云模型的贝叶斯似然方法确定的透镜质量和晕分数从观察到的时间尺度。我们引入了一个新的统计量，“结果判别器”，它衡量了二进制焦散数据，先验期望和CNOO LMC数据集作为一个整体之间的一致性。如果云没有嵌入在它们自己的MACHO暗晕中，那么发现两个非晕焦散双星事件（$M = N = 2$）与给定的MACHO数据集的预期不一致。以$M = 1$为最可能结果的银河系模型也与数据不一致，尽管以$M = 1$具有合理先验概率的模型与数据不一致。我们认为，麦哲伦云是嵌入在自己的黑暗晕的可能性，或星系晕是本质上缺乏的双星系统，产生苛性交叉事件。这两种可能性中的任何一种都使观测和先前的预期之间具有更大的相容性，尽管麦哲伦晕的想法可能是两者中更自然的一种，并且得到了运动学研究的支持。
1998-12-22 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
Revealing stellar brightness profiles by means of microlensing fold caustics
通过对边缘变暗系数的少量测量，银河系微透镜已经被证明是研究遥远恒星大气的强大技术。像OGLE-III这样的巡天活动每年能够提供大约10颗合适的目标恒星，这些恒星经历微透镜事件，包括通过二元透镜产生的焦散，持续几小时到几天，并允许通过频繁的宽带测光来解析恒星大气。对于持续12小时的焦散出口和1.5%的光度精度，30 min的中等采样间隔（对应于~ 25-30个数据点）足以提供线性边缘变暗系数γ的可靠测量，其不确定度为~ 8%，降低到~ 3%。对于苛性碱出口端部周围，取样间隔缩短为6 min。虽然在光变曲线的剩余部分上的一些额外的点是非常有价值的，但是在这些区域中的更密集的采样提供了很少的改进。除非需要高精度的测量，否则可以获得几个滤波器的边缘暗化系数，或者可以在同一个夜晚将观测时间花费在其他目标上。通过一个不适当的恒星强度分布产生的模型残差中的特征系统，可以区分从那些所产生的影响，造成源和焦散之间的加速度，但不太可能影响光变曲线显着的大多数事件，虽然自由加速度参数模糊的边缘暗化测量，如果通过持续时间不能准确地确定。
2004-06-23 astro-ph
Extended-Source Effect and Chromaticity in Two-Point-Mass Microlensing
我们探讨了两点质量引力微透镜对源星的扩展性质的敏感性，以及对其临边变暗的相关敏感性。我们证明，敏感区域，通常被认为是有限的源直径宽频带沿焦散，强烈扩大尖瓣附近，最突出的是沿其外轴。在多分量焦散的情况下，面对的尖点可能形成一个区域，该区域具有跨越它们之间的间隙的不可忽略的扩展源效应。我们证明，对于较小的源的敏感区域的大小从源半径的单位测量的尖点延伸增加，缩放为半径的倒数的立方根。我们研究了不同的敏感度轮廓的程度，并表明，对于微透镜的银河系球巨星，遇到至少1%的扩展源效应的概率比焦散交叉的概率高40-60%时，平均在一个典型的范围内的镜头组件分离，与实际值取决于组件的质量比。我们推导出解析表达式的扩展源的效果和色度源定位关闭焦散。这些公式更普遍地适用于任何具有足够小的源的引力透镜。使用精确计算的放大，我们测试经常使用的线性倍焦散近似，并表明，它可能会导致误差的几个百分点的水平，即使在接近理想的焦散交叉事件。最后，我们讨论了几个有趣的情况下观察到的二进制和行星微透镜事件，并指出我们的结果的重要性，从微透镜光变曲线的恒星临边暗化的测量。
2008-09-27 astro-ph
Gravitational Microlensing Near Caustics II: Cusps
我们提出了一个严格的，详细的研究一般的，定量的引力微透镜附近的尖点灾难的属性。我们推导出明确的公式，总的放大率和质心的图像创建的来源外，上，和内尖焦散。我们得到的结果如何图像放大率的规模相对于分离的尖焦为任意源位置。沿着尖瓣的对称轴，总放大率$μ$按$μ\propto u^{-1}$缩放，其中$u$是光源到尖瓣的距离，而垂直于该轴，则为$μ\propto u^{-2/3}$。当源通过一个点$\bu_0$上的折叠弧邻接的尖点，图像的质心有一个跳跃的不连续性，我们提出了一个公式的跳跃的大小方面的本地衍生物的透镜潜力。位于一个小的扩展源的总放大率，并垂直于对称轴，也来自均匀和肢体变暗的表面亮度配置文件。我们发现，当$> 2.5$源半径与尖点的距离在一定范围内时，有限源与点源的放大率之差为$< 5%$，而在相同范围内，边缘变暗的影响为$< 1%$。我们的预测的天体测量和光度学行为的点状和有限的源通过附近的尖点说明和验证使用的尖点交叉银河系双星透镜事件的数值模拟CAMO-1997-BUL-28。我们讨论了几个可能的应用，我们的研究结果银河双星透镜和类星体微透镜。
2002-07-24 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
DIFFRACTION EFFECTS IN MICROLENSING OF Q2237+0305
几何光学提供了一个很好的描述类星体图像交叉焦散线，形成的物体，如Q2237+0305的引力微透镜。在这种近似下，源的大小可以从焦散线交叉处达到的最大放大率来估计。我们使用Ulmer和Goodman（1995）开发的形式主义来评估衍射对焦散线的限制。在焦散线附近，一个新的特征长度（小于菲涅耳长度）出现了问题，它将角分辨率限制在0.2微微角秒左右，或者在光源处相当于3*10^9 cm。为了达到这个分辨率，必须以几秒钟的时间间隔监测亮度。如果类星体的光度中有很大一部分来自小于这些极限的光源，那么干涉效应会使观测到的强度振荡，这与双缝实验非常相似。这种振荡的特征周期预计约为十分之一分钟。如果检测到这种振荡，则在单个位置进行的光度测定可以允许确定焦散横向速度，并且因此可以允许将亮度变化的时间单位直接转换为光源处的线性单位。主题标题：引力透镜-暗物质-类星体：结构-类星体：Q2237+0305
1995-03-10 astro-ph
Spectrophotometric Resolution of Stellar Atmospheres with Microlensing
微透镜是研究恒星大气的有力工具，因为当源穿过形式上无限放大的区域（焦散线）时，恒星的表面被解析，从而允许人们测量径向强度分布，包括光度学和光谱学。然而，焦散性穿越事件相对罕见，监测它们需要大量应用望远镜资源。因此，必须量化精确测量强度分布所需的观测参数。我们计算的预期误差在恢复的径向强度分布的函数的unlensed通量，源半径，空间分辨率恢复的强度分布，和焦散交叉时间的两个主要类型的焦散：点质量和二元透镜。我们证明，在这两种情况下，这些参数和所产生的误差之间存在简单的比例关系。我们发现，作为恢复的配置文件的空间分辨率的函数，参数化的径向箱的数量的错误，增加为$N_R^{3/2}$，大大快于天真的$N_R^{1/2}$的期望。最后，我们讨论了二元焦散交叉事件和点透镜事件的相对优势。双星事件更常见，更容易计划，并提供有关恒星大气的更均匀的信息。然而，具有低碰撞参量的点质量事件的子类可以提供更多的信息，只要它们能够及时被识别以启动观测。
1998-02-14 astro-ph
Discovery and Characterization of a Caustic Crossing Microlensing Event in the SMC
我们对小麦哲伦云（SMC）检测到的第二次微透镜事件MACHO Alert 98-SMC-1进行了光度观测和分析。这一事件被发现得足够早，可以对光变曲线进行密集观测。这些观测结果显示98-SMC-1是第一个被发现的朝向麦哲伦云的焦散交叉、双星微透镜事件。频繁覆盖的不断发展的光变曲线允许一个准确的预测的日期，源交叉出透镜焦散结构。焦散线交叉的时间宽度，以及源星的角度大小，测量透镜相对于源的适当运动，从而允许估计透镜的位置。位于星系晕中的透镜投射到SMC的速度为v^hat ~1500 km/s，而SMC透镜的速度通常为v^hat ~60 km/s。我们对这里提供的CAMO/GMAN数据进行了联合拟合，包括该事件的最近EROS数据。这些联合数据足以限制透镜移动等于源角半径的角度的时间; 0.116 +/- 0.010天。我们估计透镜源的半径为1.4 +/- 0.1 R_sun。这产生了v^hat = 84 +/- 9 km/s的投影速度。只有0.15%的晕圈透镜的v^hat值至少与此相同，而31%的SMC透镜的v^hat值与此相同。这意味着透镜系统更可能存在于SMC中而不是星系晕中。
1998-07-15 astro-ph
Microlensing of a Ring Model for Quasar Structure
对Q 0957 +561 A，B的微透镜观测一直显示出类星体结构的证据，而这些证据在现有的微透镜模型中并不明显，其中发光源一直被建模为单个大型圆形结构。我们表明，微透镜的功能可以很容易地再现由一个发光的类星体模型的动机观察;发光的内部吸积盘边缘和外部环形结构的发射线形成。这样的模型可以解释Q 0957微透镜观测24年的所有特征。
2003-03-17 astro-ph
Trajectories of the images in binary microlensing
我们详细研究了在二进制微透镜事件的单图像的轨迹。从透镜方程的微扰解出发，我们利用连续性论证探索了全参数空间。我们看到，焦散相交过程中产生的图像可以以不同的方式与其他图像重新组合。这导致根据图像的行为对微透镜事件进行新的分类。我们表明，在这些组合中所涉及的图像取决于在入口处和出口处从焦散交叉的褶皱。非平凡轨迹可以分为四种主要类型。本文还讨论了天体测量中光源中心运动的一些结果。
2001-05-16 astro-ph
Quasar-microlensing versus star-microlensing evidence of small-planetary-mass objects as the dominant inner-halo galactic dark matter
我们研究了两种旨在探测银河系暗物质天体的微透镜实验的最新结果，我们认为，缺乏对银河系附近恒星观察到的短周期恒星微透镜事件并不排除Schild 1996年从类星体微透镜中确定的“流氓行星”作为透镜星系的缺失质量，或者是Gibson 1996-2000年新的流体引力理论预测的星系内晕暗物质。我们指出，在非线性吸积级联成星过程中，这种微褐矮星的数密度呈间歇对数正态分布。因此，聚焦于天空的一小部分并假设n_p均匀分布的恒星微透镜搜索会受到欠采样误差的影响。稀疏独立样本的模式小于预期的高度偏斜对数正态分布的平均值。具有较高光学深度的类星体微透镜搜索较少受双折射的影响。我们试图协调的结果，恒星微透镜和类星体微透镜的研究。我们的结论是，恒星微透镜搜索不能排除，甚至不太可能检测到这些对象，所以很容易观察到的类星体微透镜和新理论的预测。
2000-04-26 astro-ph
Theory and practice of microlensing lightcurves around fold singularities
在所有的星系微透镜事件中，那些涉及观测到的源星通过由双星透镜产生的焦散的事件在提供有关恒星大气、我们自己和邻近星系中恒星星族的动态以及恒星和亚恒星双星的统计特性的信息方面特别有用。本文提出了一个全面的指导建模和解释的光变曲线中获得的事件涉及折叠焦散交叉。一个新的一般的，一致的，最佳的参数选择提供了一个深入的了解所涉及的功能，避免了数值计算的困难，并尽量减少模型参数之间的相关性。虽然焦散交叉周围的微透镜事件本身的光度数据不提供约束的基础二元透镜的特性，并不允许预测的其他地区的光变曲线的行为，重要的约束可以得到一个有效的方式，如果这些是结合一些简单的特性的数据焦散交叉外。一个相应的算法包含一些改进，在早期的方法，考虑到多站点的观测，并详细讨论了所产生的参数约束，特别注意源和背景通量的作用。
2004-06-23 astro-ph
Binary events and extragalactic planets in pixel microlensing
像素微透镜，即未被解析的恒星的引力微透镜，可以用来探索遥远的恒星系统，作为奖励，它可能能够探测到河外行星。在这些研究中，具有多个高放大倍率峰的二元透镜事件是至关重要的。仅考虑这些事件表现出焦散交叉，我们估计的分数的二进制事件在几个例子像素微透镜调查，并比较它们的分数的二进制事件在一个经典的调查解决恒星。我们发现一个相当大的增强像素微透镜调查中的二进制事件的相对速率，相对于调查与解决的来源。我们计算的比率分布的二元事件相对于焦散交叉之间的时间。我们考虑可能的调查M31与地面望远镜和M87与HST和NGST。对于后者，每天拍摄一幅图像的像素微透镜调查可以观察到每月十几个二元事件。
2001-05-29 astro-ph
Lens binarity vs limb darkening in close-impact galactic microlensing events
虽然点焦散比（线形）折叠焦散具有更大的潜力来测量微透镜事件过程中恒星的亮度分布，但透镜二元性的影响显着限制了可实现的精度。因此，与涉及折散通道的事件相比，相应的近距离撞击事件使边缘变暗测量的情况不太有利，从折散通道可以容易地和常规地获得精确测量。涉及后来的膨胀巨星的例子表明，如果假设单透镜模型看起来是可以接受的，那么可能会导致对边缘变暗系数的约10%的错误估计，除非光度测量的精度被推到低于1%的水平，即使对于这些有利的目标。相比之下，透镜和源之间的自行测量的不确定性占主导地位的源星的角半径的评估，并保持几乎不受透镜的二元性。运行检验提供了有用的额外信息，而不是仅仅通过卡方检验来判断拟合优度，这些信息可以导致模型的拒绝和近距离撞击微透镜事件中透镜二元性的检测。
2004-10-18 astro-ph
Unambiguous quasar microlensing
类星体的微透镜研究可以揭示暗物质肿块在一个广泛的质谱，我们强调的重要性，通过低红移星系的晕看到的监测类星体。对于这些配置，行星质量物体的微透镜将表现为只有弱色的孤立事件。观测到的光学深度与理论对应物的统计比较为此类事件的微透镜起源提供了强有力的测试。如果微透镜被探测到，光变曲线不仅可以揭示微透镜的特征质量，以及它们对暗晕的相应贡献，还可以揭示单个物体的紧凑程度。通过这种方式，我们可以明确地测试与星系有关的暗物质主要由行星质量的气体云组成的可能性。
1999-03-29 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
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
Microlensing variability in time-delay quasars
我们研究了5个引力透镜类星体的光变曲线中的微透镜变化，它们具有确定的时间延迟：SBS 1520+530，FBQ 0951+2635，RX J 0911 +0551，B1600+434和HE 2149-2745。通过比较前导图像的光曲线与拖尾图像的适当时间偏移的光曲线，我们发现，（SBS 1520+530和FBQ 0951+2635）中的类星体具有显著的长（年）和短（年）周期（100天）的亮度变化。短期变化可能是由于纳米透镜，类星体吸积盘中的相对论性热点或冷点，或大光学深度处的相干微透镜。
2006-07-07 astro-ph
Astrometric Resolution of Severely Degenerate Binary Microlensing Events
我们调查是否“关闭/宽”类的简并性在焦散线交叉二进制微透镜事件可以打破天体测量。多米尼克指出，这些简并是特别严重的，因为它们是由透镜方程本身的简并引起的，而不仅仅是一个光变曲线被另一个光变曲线“偶然”模仿。一个大规模的观测活动的五个微透镜合作是无法打破这种简并光度的情况下，二元透镜事件CAMO 98-SMC-1。我们发现，这种退化确实导致图像的质心的广泛和密切的解决方案，遵循一个非常相似的模式的运动过程中的时间，当源是在焦散或附近。然而，这两个图像的质心是相互位移的，这种位移是可以通过观察后期的事件来检测的。光度简并因此可以解决天体测量，即使对于这些最严重的情况。
2000-01-11 astro-ph
Microlensing of Quasars By Stars In Their Damped Lyman alpha Absorbers
类星体光谱中的阻尼莱曼α吸收体（DLAs）被认为是现今盘星系的祖先。我们研究的概率微透镜的背景类星体的恒星在他们的DLA。单个恒星的微透镜应该放大了连续谱，但不是类星体的宽发射线。因此，微透镜类星体的等效宽度分布将被扭曲。我们模拟一个代表性的螺旋星系作为一个封闭的系统组成的一个凸起，一个磁盘，和一个晕，并根据所观察到的金属丰度的DLAs在高红移演化的磁盘中的恒星的质量分数。如果星系的晕是由大质量致密晕天体（MACHO）组成的，那么微透镜特征会更强。在这种情况下，微透镜效应对类星体发射线等效宽度分布造成的畸变，在一个约10个类星体的样品中就可以检测到，而且这种样品的HI柱密度N>10^21 cm^-2，吸收红移z_abs<1。在所有具有DLAs（N>10^20 cm^-2）的类星体中，约有十分之一的类星体可能在短于5年的时间尺度上表现出过度的变化。对这些信号的搜索将补充在本地星系中的微透镜搜索，并校准在高红移的星系晕中的H2O质量分数。
1997-06-25 astro-ph
Gravitational microlensing of stars with transiting planets
如果行星系统无处不在，那么一小部分恒星在被微透镜化时应该拥有凌日行星。本文介绍了这样的行星对微透镜光变曲线的影响的研究。对于最近发现的巨行星，光变曲线的偏差可能是相当大的，尽管扰动的细节取决于行星相对于恒星的半径，行星在恒星表面的位置和扫描焦散的方向。考虑到像热木星一样的行星凌日的瞬时概率很小，不到百分之一，而且只有一部分微透镜事件会出现焦散交叉事件，在微透镜事件中检测到凌日行星的概率很小，$\sim10^{-6}$。然而，影响这种可能性的一些因素，如拥有行星的太阳型恒星的数量，是不确定的，在未来的微透镜光变曲线的大目录中检测凌日行星的前景可能是可行的。这项研究的结果也与恒星表面斑点的引力微透镜有关。
2001-10-17 astro-ph
Can gravitational waves be detected in quasar microlensing?
对透镜类星体${\rm Q}0957+561 {\rm A,B}$的研究表明，类星体图像的亮度历史中存在微透镜现象。有人认为，两幅图像中亮度波动之间的频率偏移可能是由透镜星系中心的大质量黑洞双星产生的引力辐射造成的。这篇论文证明了这样一个引力波源所产生的波动太小，不足以解释观测到的频率偏移。
2000-07-11 astro-ph
Quasar Image Shifts due to Gravitational Microlensing
外部星系中恒星对类星体的引力微透镜效应可以在“点状”宏观图像的质心中引入波动。在微弧秒尺度上，诱导的位移非常小，低于当前光学观测的极限。然而，随着拟于2005年进行的“空间干涉测量”飞行任务的实施，这种变化将变得可以衡量。讨论了质心移动的程度及其作为透镜星系中类星体结构和恒星质量函数的探测器的应用。
1998-02-23 astro-ph
Microlensing of Quasars
引力透镜类星体的变化有两个可能的原因：类星体的内在波动和沿着视线的紧凑物体的“微透镜”。如果相互分离，微透镜引起的变化可以用来研究两个非常感兴趣的宇宙学问题：一方面是类星体的大小和亮度分布，另一方面是致密（暗）物质沿视线的分布。在这里，我们提出了一个总结类星体微透镜的最新观测证据以及在该领域的理论进展。特别强调的问题，微透镜可以解决有关的暗物质的搜索，无论是在透镜星系的晕和宇宙分布的形式。所需的观测和所需的理论研究的讨论作为结论/展望。
2000-09-30 astro-ph
Cosmological Microlensing Statistics: Variability rates for Quasars and GRB Afterglows, and implications for macrolensing magnification bias and flux ratios
通过将有效微透镜会聚（kappa）和剪切（gamma）的联合分布与微透镜放大模式相结合，计算了类星体和γ射线暴（GRB）余辉中因介于其间的椭圆/S 0星系的恒星星族的微透镜效应而变化的部分。微透镜效应在多重成像光源中很常见。我们发现，1/3的多重成像类星体应该变化超过0.5的幅度每十年由于微透镜，而10%的巨透镜伽玛暴余辉应该显示出超过0.5的幅度偏离其固有的光曲线在第一个30天。然而，恒星的微透镜效应一般来说是罕见的，在同一时期，大约500个源中只有一个的变化超过0.5等。我们发现，大多数恒星的微透镜将在伽马>0.1的区域被观察到。因此，点质量透镜不能为大多数微透镜事件提供足够的描述。如果暗物质晕在致密天体中包含很大一部分质量，那么类星体的微透镜（0.5星等）图像的比例会显著上升到1/10，而GRB余辉的比例会达到1/5。宏透镜和正常的类星体图像之间的变化，以及适当数量的采样伽玛射线暴余辉光变曲线的比较，因此应该发现或反驳存在的恒星质量紧凑的对象在星系晕。虽然微透镜效应会导致放大率分布偏离平滑模型，但在类星体巡天中发现透镜对宏观透镜放大率偏差的影响很小。另一方面，微透镜显著地加宽了宏观透镜图像通量比的分布。
2002-03-13 astro-ph
Microlensing of the X-ray, UV and optical emission regions of quasars: Simulations of the time-scales and amplitude variations of microlensing events
我们考虑了微透镜效应对透镜类星体不同光谱波段的影响。我们假设发射X射线，紫外和光学区域的大小是不同的，但在这些光谱带的连续发射是源于吸积盘。给出了不同波段微透镜效应和通量放大的时间尺度估计。我们发现，微透镜的持续时间应该是短的X射线（几个月）比在紫外/光学发射区（几年）。这一结果表明，监测的X射线变化的透镜类星体，显示了“流量异常”，可以澄清这种异常的来源。
2008-01-29 astro-ph
Microlensing Characterization of Wide-Separation Planets
由于其出色的测光精度和监测频率的大幅增加，未来的微透镜测量实验预计将对非常短的时间尺度敏感，由自由浮动和宽距离行星造成的孤立事件，质量低至几个月球质量。本文估计了束缚行星和自由浮动行星测量爱因斯坦半径θ_E的概率。我们对下一代巡天中可能发生的行星事件进行了详细的模拟，并估计了这些事件在θ E中产生的不确定性。我们发现，对于主序星源和大质量行星，投影距离< 20 AU的宽分离行星的焦散结构与未结合行星相比，大大增加了测量无量纲源大小的概率，从而确定θ E。在源比焦散线小得多的这个极限下，测量θ_E到10%的有效截面比焦散线的全宽大~25%。对于低质量行星事件，通过地面和位于L2轨道的卫星的联合观测可以测量透镜视差;这将完成对这种宽距离行星的质量测量。最后，对于行星-恒星距离小于20天文单位的情况，由束缚行星引起的短持续时间事件通常可以从行星焦散或（更常见的）母恒星放大的低振幅隆起的偏差中区分出来。
2004-09-24 astro-ph
Origin of Chromatic Features in Multiple Quasars -Variability, Dust, or Microlensing -
目的：在一些透镜类星体中，在光学/近红外波长处观察到多个图像之间的色差。有三种可能的颜色差异的来源：类星体的内在变化，差异尘埃消光和类星体微透镜。我们研究如何这三种可能的情况下可以重现所观察到的色度。方法：我们评估有多少颜色之间的差异，可以复制以上三种可能的情况下与现实的模型;（i）类星体的内在变异的经验关系，（ii）尘埃消光和理论预测的星系中的不均匀性的经验关系，或（iii）类星体的理论模型吸积盘和放大模式的焦散线附近。结果：我们发现类星体的内禀光变并不是多个类星体中观测到的色变特征的主要来源。相比之下，尘埃消光或类星体微透镜可以很好地再现在大多数透镜类星体中观察到的多个图像之间的颜色差异。在我们的估计中，考虑到不同波段观测之间的时间间隔，类星体微透镜是一个比尘埃消光更现实的场景来重现观测到的颜色差异。本文中所观察到的所有色差都可以用这两种效应的组合来解释，但是需要在多个波段进行监测观测来解开这些效应。
2007-09-11 astro-ph
Search for exotic matter from gravitational microlensing observations of stars
我们认为小规模的球状星团的弱相互作用的大质量粒子在我们的银河系作为非紧凑的引力微透镜，并预测焦散的外观在一个透镜源的平面。这些焦散线与透镜恒星的交叉可以产生各种各样的光变曲线，包括在实际微透镜事件中观察到的一些光变曲线，这些光变曲线被解释为双星引力透镜的表现。我们还考虑在引力微透镜的恒星的非零角大小与一个给定的亮度分布在其磁盘上的自然虫洞和对象的时空环境描述与NUT度量这样一个异国情调的对象。我们证明，在一定条件下，微透镜的光变曲线，颜色和偏振效应，由于透镜的性质和星盘亮度分布可以有很大的不同，从观察到的史瓦西引力透镜，使他们的分析可以促进识别这样的对象。
2008-07-17 astro-ph
Hexadecapole Approximation in Planetary Microlensing
微透镜行星探测的频率，特别是在难以建模的高放大率事件中，正在增加。它们的分析可能需要数万个处理器小时或更多，主要是因为测量的高密度和高精度，其建模需要耗时的有限源计算。我表明，这些测量的大部分，那些位于至少一个源直径从焦散或从尖点的延伸，可以使用一个非常简单的十六极近似，这是一个到几个数量级的速度比成熟的有限源计算建模。此外，通过将实际上需要有限源计算的区域限制在几个孤立的“焦散特征”，十六极近似将首次允许将强大的“放大图”方法应用于行星轨道运动对其很重要的事件。
2008-04-03 astro-ph
Gravitational microlensing of quasar broad line regions at large optical depths
最近对类星体中心结构规模的估计表明，负责宽线发射的区域比以前认为的要小。通过这种尺度的修正，宽线区域可以承受引力微透镜的影响。本研究探讨了在高光学深度下微透镜效应对宽线区（BLR）的一些当前模型的影响。结果发现，BLR可以显着放大的微透镜的作用，虽然放大的程度是依赖于空间和运动学结构的BLR。此外，虽然有连续源和BLR的微透镜波动之间的相关性，有大量的散射这种关系，揭示了宽带光度监测不一定是一个指导微透镜的BLR。本研究的结果表明，BLR内的空间和运动学结构可以通过光谱监测微透镜类星体。
2003-10-29 astro-ph
Direct Microlensing-Reverberation Observations of the Intrinsic magnetic Structure of AGN in Different Spectral States: A Tale of Two Quasars
我们展示了如何在两个著名的类星体（Q2237 -爱因斯坦十字架和Q 0957-双胞胎）上进行直接微透镜混响分析，可以用来观察两个类星体的内部结构，这是在显着不同的光谱状态。这些观测使我们能够测量类星体Q2237在无线电安静高软状态下的详细内部结构，并将其与无线电大声低硬状态下的类星体Q 0957进行比较。我们发现，这两个类星体的光谱状态的观察到的差异，可以理解为是由于其吸积盘的内半径相对于旋转的本征磁性超大质量致密天体在这些类星体的中心的共同旋转半径的位置。
2007-08-17 astro-ph
Gravitational Microlensing and the Structure of Quasar Outflows
我们表明，通过考虑微透镜（ML）引起的透镜类星体吸收线槽的变化，可以获得类星体外流结构的宝贵信息。取决于流出气体的结构和几何形状，这种非本征线可变性可以表现为线的等效宽度的变化以及线轮廓失真。在这里，我们考虑几个物理上不同的外流模型，具有非常相似的光谱预测，并显示如何ML引起的吸收线的变化可以用来区分它们。这些影响的未来系统研究的优点举例说明。
2005-04-12 astro-ph
Resolving the Structure at the Heart of BAL Quasars Through Microlensing Induced Polarisation Variability
虽然类星体是宇宙中最明亮的天体之一，但关于类星体内部结构的许多细节仍然未知。其中一个领域是在某些类星体的宽吸收线槽中促进偏振增加的机制。这项研究显示了如何微透镜可以用来区分两个流行的模型，解释这种偏振通过一个现实的计算分析。通过检查两个观测值（即图像亮度和来自类星体的通量偏振）之间的相关数据的统计系综，发现通过分光偏振监测可以区分具有外部散射区域的模型和没有外部散射区域的模型。
2007-03-13 astro-ph
Interpretation of the OGLE Q2237+0305 microlensing light-curve
引力透镜类星体Q2237+0305的四个明亮图像正在从地面上被监测。OGLE合作，阿帕奇点天文台），希望观察到一个高放大率的事件（HME）。在过去的三个季节（1997-1999），OGLE合作产生了前所未有的覆盖范围的微透镜光曲线。这些证明了图像之间平滑的、独立的（因此是微透镜）可变性（Wozniak等人，2000 a，b; OGLE网页）。我们回顾性地比较了几个观察到的光变曲线特征的高放大率事件参数的概率函数。我们的结论是，1999年的图像C峰是由于源已经通过了一个尖点以外，而不是焦散交叉。此外，我们发现，图像C光变曲线显示了1997年和1998年观测季节之间的焦散交叉的证据，涉及新的关键图像的出现。我们的模型预测，下一个图像C事件最有可能在1999年峰值后500天到达，但具有很大的不确定性（100-2000天）。最后，考虑到1999年观测季节结束时的图像A光变曲线导数，我们的模拟表明，在1999年和2000年观测季节之间将发生焦散交叉，这意味着图像A光变曲线的最小值比1999年11月的水平暗1-1.5等。
2000-06-11 astro-ph
Astrometric Microlensing of Quasars : Dependence on surface mass density and external shear
所有类星体中有一小部分是强透镜状的，并多次成像，通常有一个星系作为主透镜。一些，也许所有这些类星体也受到微透镜的影响，透镜星系中恒星质量物体的影响。恒星微透镜不仅具有光度效应（类星体图像的星等波动），它还影响图像的观测位置。这种天体测量效应首先由刘易斯和Ibata（1998）探索：类星体的位置--即许多微像的光中心--可以移动数十微弧秒，这是因为当焦散线交叉时，一对微像相对突然（消失）出现。我们探讨了这种影响定量的不同值的表面质量密度和外部剪切覆盖大多数已知的多个类星体系统。我们展示了微透镜引起的类星体运动的例子，以及不同大小的类星体的光变曲线。我们统计评估的角度位置和它们的相关性与视亮度波动的大位移的发生。我们还显示了从随机起点的位置偏移和时间之间的统计关系。由于天体测量偏移的幅度取决于源的大小，类星体的天体测量微透镜特征-结合光度变化-将提供非常好的约束类星体的大小作为波长的函数。我们预测，这样的签名将是可检测的现实微透镜的情况下，在不久的将来的技术在红外/光学（光干涉，VLTI，SIM，GAIA）。这样的探测将表明，甚至高红移类星体也没有一个“固定”的坐标系。
2003-11-22 astro-ph
Can Microlensing Explain the Long-Term Optical Variability of Quasars?
虽然存在争议，但微透镜作为类星体长期光学变化的主要机制的假设确实为类星体光变曲线中的统计对称性、消色差性和宇宙学时间膨胀的缺乏提供了一个自然的解释。在这里，我们调查到什么程度的暗物质人口的紧凑对象允许在目前青睐的欧米茄_M=0.3，欧米茄_λ =0.7宇宙学真的可以解释所观察到的变化的定量统计特征。我们发现微透镜相当好地再现了类星体的平均结构函数，但未能解释振幅高于0.35等的物体的高比例和在红移低于1时观察到的平均振幅。尽管微透镜效应在一定程度上仍可能对长期光学可变性有贡献，但也必须涉及另一个重要的机制。这使得利用类星体的光变曲线统计数据来分离任何宇宙学上重要的致密天体的性质的任务变得非常复杂，这些天体实际上可能存在。
2003-06-22 astro-ph
Distinguishing between Planetary and Binary Interpretations of Microlensing Central Perturbations under Severe Finite-Source Effect
在当前的微透镜行星搜索战略中，重点是高放大率事件，宽近双星是模仿行星信号的重要污染源。为了寻找系统的差异，我们比较了在严重有限源效应下，行星和双星伴星引起的中心扰动的模式。我们发现，最突出的差异显示在形态的边缘功能与负过剩，出现在边缘的圆，其中心位于焦散中心和半径相当于源半径。发现双星伴星诱导的特征形成一个完整的环，而行星诱导的特征则呈现为几个弧段。这种差异提供了一个有用的诊断立即iscrimination的行星引起的扰动，从诱导的一个双伴星，其中没有一个发达的下降，在残留的单透镜光变曲线在两个或任何时刻的焦散中心的入口和出口从源星表面表明，扰动是由一个行星伴星。我们发现，这种差异主要是由两种不同类型的伴星引起的中心焦散线形状的差异造成的。
2008-12-08 astro-ph
Predicting caustic crossing high magnification events in Q2237+0305
引力透镜类星体Q2237+0305的中心区域，如果在微透镜高放大率事件（HME）中进行光学测量，可以间接地分辨出纳弧秒尺度。Q2237+0305目前正在从地面进行监测（例如，OGLE合作，阿帕奇点天文台），其目标，除其他外，触发地面和航天器为基础的目标的机会（TOO）观测的HME。在这项工作中，我们研究了图像亮度的变化率（触发），这表明HME即将来临，重要的是，触发与事件峰值之间的间隔。此外，我们产生的颜色相关的模型光变曲线相结合的高分辨率微透镜模拟与一个现实的模型的热吸积盘源。我们使用我们确定的适当的触发作为指导，假设目标的机会光谱观测。我们发现，如果源光谱随源半径而变化，则3次观测TOO程序应该能够观察到光变曲线触发后连续体斜率的微透镜变化，成功率> 80%。
2000-06-11 astro-ph
