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
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
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
Rotating Halos and the Microlensing MACHO Mass Estimate
我们调查的晕速度分布的批量旋转分量的影响，为CNOO质量估计。我们发现，旋转晕产生的质量估计显着低于标准的球形情况下，它的微透镜必须高度集中靠近太阳。我们研究两类模型拟合这个标准：一个高度扁平的$1/r^2$晕，和一个球体状人口的密度下降为$1/r^{3.5}$。高度扁平化的$1/r^2$模型只能略微降低隐含的平均C12O质量，而球体模型则完全不能。一般来说，旋转模型不能把当前微透镜数据所暗示的BMO质量降低到亚恒星范围。
1997-05-05 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
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
Probing the mass function of halo dark matter via microlensing
对大麦云观测到的微透镜现象的最简单解释是，银河系晕大约有一半的质量是以具有$M \sim 0.5 M_{\odot}$的大质量致密晕天体的形式存在的。由于恒星数量和化学丰度参数的限制，微弱的恒星或白矮星不可能构成如此大比例的晕质量。这导致了对更奇异的透镜候选者的考虑，例如原始黑洞，或替代透镜位置。如果透镜位于银河系的晕中，那么限制它们的质量函数将揭示它们的性质。利用目前的微透镜数据，我们发现，四个晕模型，最适合的参数δ函数，原始黑洞和各种幂律质量函数。最适合的原始黑洞质量函数，尽管有显着的有限宽度，有可能是类似的，并为一个特定的晕模型大于，那些最适合的δ函数。然后，我们使用蒙特卡罗模拟调查的微透镜事件的数量，以确定是否有显着的有限宽度的质量函数。如果已知正确的晕圈模型，则$\sim$ 500微透镜事件将是足够的，并且还将允许确定$\sim 5%$的质量函数参数。
2000-02-17 astro-ph
The Microlensing and Halo Models of the Galaxy
我们研究了微透镜事件的光学深度$τ$对星系晕模型参数的依赖关系。我们只考虑银河系的质量模型，其中太阳内部的旋转曲线与观测兼容，LMC是绑定到银河系。据发现，$τ$变化的标准球形和平面旋转晕模型的一个因素2.5。这意味着，只有最中心集中的晕模型可以与观察一致，如果晕只由MACHO。我们还用{ \em HST}计算了与Tyson的CCD观测以及Bahcall的\etal观测相一致的OSO IMF的功率$x$。发现$x$大于5。
1995-05-29 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
Microlensing and Halo Mass in Form of Stars
Paczynski（1986）提出，银河系晕中的“暗”天体可以增强前景恒星的光度，起到引力微透镜的作用。不同的合作组织最近报告了这类事件。我们假设这些微透镜事件是由我们银河系晕中的重子物体产生的。而不是采用一个平均质量的透镜对象，我们认为他们分布沿质量函数类似的磁盘之一。即使到目前为止检测到的微透镜事件的数量并不多，我们表明，它是可能的，以恒星的形式限制在我们的星系晕的质量密度的分数。我们估计，这个分数在0.1和0.8之间变化，如果晕星跟踪总晕质量密度;在相反的情况下，这个范围变得更窄。如果透镜天体不是在其他晕星之外形成的，而是在更普遍的恒星形成背景下形成的，那么中子星也一定存在。我们讨论这些结果与星系晕模型的伽马射线暴。
1994-04-11 astro-ph
Microlensing Halo Models with Abundant Brown Dwarfs
所有以前的尝试，以了解对大麦云（LMC）的微透镜效应的结果假设均匀的今天的质量函数（PDMF）的透镜人口。在这里，我们提出了一个调查的微透镜特性的晕与空间变化的PDMF和各向异性速度色散张量。一个有吸引力的可能性--在前银河系和原银河系冷却流中的重子暗团簇形成--是内晕由恒星质量的物体主导，而低质量的褐矮星在向外移动时变得更加普遍。对微透镜率的贡献必须由黑暗的残余物（约0.5太阳质量）占主导地位，以恢复所观察到的时间尺度的微透镜实验。但是，即使恒星残余物控制了速率，它们并不支配重子晕的质量，因此众所周知的浓缩和质量预算问题就不那么严重了。利用对PDMF空间变化的简单分析，建立了棕矮星对重子晕质量的贡献为55%，对重子晕总质量的贡献为30%的模型。这些模型的一个不寻常的特性是，它们预测M31事件的平均时间尺度比LMC的平均时间尺度短。这是因为对M31的视线越长，探测到的远晕就越多，在那里褐矮星是最常见的组成部分。
1998-05-24 astro-ph
Microlensing by the Halo MACHOs with Spatially Varying Mass Function
微透镜实验的主要目的是评估大质量致密晕天体（MACHO）的平均质量和由这种类型的暗物质形成的星系晕的质量分数。统计分析表明，通过考虑一个狄拉克-德尔塔质量函数（MF）的MACHO，它们的平均质量是一个白矮星的恒星。然而，这一结果与其他观测结果不一致，例如在星系晕中未观测到的预期白矮星，这些白矮星引起金属丰度，通过它们的演化污染星际介质。在这里，我们使用的假设空间变化的MF的MACHO，Kerins和Evans提出的解释微透镜事件。在这个模型中，人口较少的大质量透镜比占主导地位的棕矮星更频繁地促成微透镜事件。这种效应导致观察到的透镜的平均质量大于所有透镜的平均质量。进行似然分析，以找到最好的参数的空间变化的MF是兼容的持续时间分布的大麦云微透镜的候选人的CNOMO实验。
2005-01-27 astro-ph
Statistical Interpretation of LMC Microlensing Candidates
经过十多年的引力微透镜实验，EROS和ESTO小组在大麦云（LMC）的恒星方向上探测到了十几个微透镜候选者。最近，它表明，所观察到的LMC微透镜事件的持续时间的分布是显着窄于预期从标准的晕模型。在这篇文章中，我们做了同样的比较，使用非标准的晕模型，并考虑到非晕成分的银河系，如盘，球体和LMC本身的微透镜事件的贡献。比较的理论和实验宽度的事件持续时间的分布表明，无论是标准的还是非标准的晕模型是兼容的微透镜数据至少有95%的信心。这一结果可能是由于（i）星系晕中的MACHO存在于星系团结构中或（ii）由于混合效应而低估了事件的持续时间。
2003-11-01 astro-ph
Event rates and timescale distributions from realistic microlensing models of M31
我们提供了一组仙女座星系M31的微透镜事件率图。M31微透镜的速率是根据透镜和源群的四分量模型计算的：由凸起透镜透镜化的盘和凸起源、盘、M31晕和星系晕透镜。我们确认，由于透镜的暗晕，沿M31短轴的高速率梯度。此外，我们计算事件的时间尺度分布，爱因斯坦时间和半峰全宽时间。我们探讨如何率轮廓和时间尺度分布可以用来衡量微透镜晕的形状和程度。在一年中每周两次取样，或三个观测季节，用普通的地面望远镜就可以探测到小到5%的Halo H2O。
2002-09-10 astro-ph
Gravitational microlensing and dark matter in the galactic halo
我们提出了微透镜的基础知识，并给出了迄今为止所获得的结果的概述。我们还描述了一个场景中，黑暗的集群的MACHO（大规模天体物理致密晕对象）和冷分子云（主要是$H_2$）自然形成的晕在银河系中心的距离大于10-20千秒差距。此外，我们讨论了各种实验测试，特别是$γ$射线发射的云由于高能宇宙射线质子的散射这一图片。我们对$γ$射线通量的估计结果与狄克逊等人最近利用EGRET数据发现的可能来自晕的$γ$射线的结果非常吻合。
1999-01-08 astro-ph
Evidence of Halo Microlensing in M31
我们报告的结果，从两个领域的M31两侧的密集监测，强调微透镜涉及恒星和质量的M31。这些结果来自VATT/Columbia对3d到2 m时间尺度上的变异性进行的为期三年的调查。从1997年到1999年，在梵蒂冈先进技术望远镜、MDM 1.3米望远镜和艾萨克·牛顿望远镜上进行了密集的观测，基线为1995年至今，总计约200个纪元。这两个场沿M31两侧的短轴共覆盖560平方弧分。候选的微透镜事件要经过测试，以区分微透镜和变星。Fourprobable微透镜事件总数，仔细计算的事件率和效率模型相比，表明一个轻微的显着微透镜活动超出预期的恒星透镜单独在M31（和银河系）作为镜头。对事件在时间尺度上和M31表面上分布的极大似然分析表明，微透镜暗物质晕部分与我们银河系中朝向大麦哲伦星系所看到的一致（Alcock等，2000）。对于一个近似奇异的等温球模型，我们发现微透镜晕质量分数f=0.29 + 0.30/-0.13的总暗物质，和一个约束不良的透镜组件质量0.02至1.5太阳质量，1西格玛极限）。这项研究是一个更大的一个接近完成的原型;在它们之间有显着的证据表明，在整个M31的脸微透镜事件的分布不对称，和大量的晕微透镜对象。（节录）
2004-03-16 astro-ph
Constraints on the slope of the dark halo mass function by microlensing observables
我们调查了暗晕透镜质量函数（MF）的广泛的类球非奇异等温模型比较观察到的和可观察到的微透镜量对LMC的观测，并考虑到检测效率。我们评估的微透镜可观测量，即可观测的光学深度，事件数和平均持续时间，模型与均匀的幂律MF改变的上，下质量限制和平坦的暗晕。通过应用简单的反问题方法的技术，我们就能够得到一些有趣的约束的斜率$α$的MF和暗晕的质量分数f由MACHO与以前的结果一致。
2001-05-30 astro-ph
Is Galactic Structure Compatible with Microlensing Data?
我们将Kuijken（1997）的论点推广到椭圆模型，该论点将朝向银河系凸起的微透镜光学深度与银河系旋转曲线联系起来。当应用到最新的值从CNOO合作的光学深度的微透镜的凸起源，参数意味着银河棒不能合理地调和的光学深度，旋转曲线和本地质量密度的测量值。要么是对微透镜数据的解释有问题，要么是我们对银河系中心的视线非常不典型，因为它穿过一个巨大的结构，只环绕银河系中心一小段距离。
2000-04-04 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalog of Microlensing Events in the Galactic Bulge
本文介绍了OGLE-Ⅱ微透镜巡天在1997- 1999年三个观测季节中观测到的银河核球微透镜事件的目录。对微透镜事件的搜索是使用一个数据库进行的，该数据库包含来自银河系核球的大约2050万颗恒星的大约4*10^9个光度测量值。该目录包括214个微透镜事件的案例，这些事件在天空中覆盖约11平方度的区域，分布在银河系隆起的不同部分。该样本包括20个二元微透镜事件，其中14个是焦散交叉。在一种情况下，双星可能是透镜。我们目前的微透镜事件的基本参数的分布，并显示在不同地区的银河系球的微透镜的初步率。后者揭示了对银河系坐标的明显依赖。对“l”的依赖性表明，大多数朝向银河系凸起的透镜位于银河系棒中。银河系酒吧的模型似乎合理地预测所观察到的微透镜事件在银河系隆起的空间分布。所有事件的星表和测光中提供的所有数据都可以从OGLE互联网档案中获得。
2000-03-02 astro-ph
Recent Developments in Gravitational Microlensing and the Latest MACHO Results: Microlensing Towards the Galactic Bulge
我们回顾了最近的引力微透镜的结果，从EROS，CANOO和OGLE合作，并提出了一些最新的CANOO结果对银河系隆起的细节。在1993年的观测季节中，天文学家和天文学家的合作已经发现了超过40个朝向银河系隆起的微透镜事件。对这些数据的初步分析表明，微透镜光学深度比标准星系模型预测的要高得多，这表明这些模型将不得不进行修订。这可能对银河系及其暗晕的结构有重要的影响。还示出了基本上在峰值放大之前检测到的第一微透镜事件、微透镜事件中的视差效应的第一检测以及微透镜事件中待分辨的第一焦散交叉的第一焦散数据。
1994-11-30 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
Microlensing towards LMC: a study of the LMC halo contribution
我们进行了一个新的分析的样本的CNOO微透镜候选人对LMC。我们的主要目的是确定事件可能属于的晶状体人群。我们特别强调的可能性，银河系暗物质晕人口的LMC之一。事实上，我们表明，只有一小部分的事件具有的特性，符合预期的透镜属于银河系晕的OOO人口。这表明，这一部分不能解释所有的候选人。因此，我们挑战的观点，即银河系和LMC晕的暗物质晕分数是相等的，事实上，我们表明，对于一个质量范围为0.1-0.3 M $_\odot$，LMC晕分数可以显着大于银河系。从这个角度来看，我们的主要结论是，高达约一半的观察到的事件可以归因于大麦哲伦星云的暗物质晕。
2006-07-16 astro-ph
Expectations from Realistic Microlensing Models of M31. I: Optical Depth
我们提供了一组M31的微透镜光学深度图。对仙女座的光学深度计算的基础上的四个组成部分模型的透镜和源的人口：磁盘和凸起的凸透镜，M31晕和星系晕透镜源。我们证实了高的光学深度和强大的光学深度梯度沿M31短轴由于暗晕的透镜，也讨论了由于凸起的自透镜的大小。我们探讨了M31的光学深度图的形状如何随晕参数、核半径和平坦度的变化而变化。
1999-04-24 astro-ph
Microlensing signature of a white dwarf population in the galactic halo
微透镜和像素透镜巡天在寻找银河系暗物质和研究银河系结构中起着重要作用。最近的观测表明，在星系晕中可能存在一群具有高自行的老白矮星，除了标准的星系盘和暗晕成分外，其局部质量密度在$1.3\times 10^{-4}-4.4\times 10^{-3} M_{\odot}$ pc $^{-3}$范围内。本论文的主要目的是研究这些不同透镜群对大麦哲伦星云微透镜效应的影响，特别是对白矮星的影响。这是通过评估光学深度和微透镜率的各种透镜人口，然后计算通过蒙特卡洛程序，一个透镜，造成了持续时间$t_{\rm E}$的微透镜事件属于某一银河系人口的概率。通过OOO协作组获得的数据，我们可以将$1.6\times 10^{-3} M_{\odot}$ pc $^{-3}$的上限设置为分布在球状模型中的白矮星的局部质量密度，而对于盘模型中的白矮星，所有的局部质量密度值都与观测结果一致。
2003-11-05 astro-ph
MEGA, a Wide-Field Survey of Microlensing in M31
我们详细介绍了如何微透镜内部M31可以用来测试是否有很大一部分的物质在螺旋星系晕是由黑暗的物体与质量相媲美的恒星，并在这个过程中显示微透镜物质是如何分布在空间中，并作为质量的函数。对M31中的小区域的调查已经揭示了几个这样的候选微透镜事件，其速度大致与预测的速度相同。我们讨论了需要做些什么努力来进一步验证这些事件的微透镜性质。我们展示了如何晕透镜光学深度变化的面M31取决于微透镜晕的形状，并展示了如何确定这种形状的代表性的结果，从模拟调查中，大约一半的平方度成像六个小时，每三个晚上在一个两米的望远镜，在1角秒看到。经过两到三个季节的观测，微透镜晕的扁平度和核心半径可以被测量到一个有趣的精度水平。
1999-10-29 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
Where are the binary source galactic microlensing events?
虽然有一些星系微透镜事件显示出双星透镜的清晰特征，但还没有任何事件被认为是由于双星源的透镜效应。在这里，我认为，这可能是由于这样一个事实，即大多数的二进制源事件显示的光变曲线，可以与一个简单的混合单源模型。
1998-01-13 astro-ph
The Stellar Halo in the Large Magellanic Cloud: Mass, Luminosity, and Microlensing Predictions
最近获得的运动学数据表明，大麦云（LMC）具有古老的恒星晕。为了进一步描述这种晕的性质，参数King模型被拟合到天琴座RR型星的表面密度。使用来自ORO和OGLE II微透镜观测的数据，模型拟合得出它们的分布中心为RA = 05：21.1+-0.8，Dec = -69：45 +-6（J2000），核心半径为1.42+-0.12 kpc。作为检查的晕模型进行了比较，RR天琴座恒星计数在现场附近的LMC的周边以前调查的照相底片。然而，这些数据需要谨慎的解释。讨论了有关大麦哲伦星系恒星晕的几个问题。首先，晕的性质意味着大麦哲伦星云的整体质光比为M/L_V = 5.3+-2.1，总质量为1.6+-0.6 × 10^10 M_sun，这与基于旋转曲线的估计非常一致。第二，虽然大麦哲伦星系的盘和晕在运动学上是不同的，但晕的表面密度分布的形状与年轻的盘非常相似。例如，天琴座RR型恒星的最佳拟合指数尺度长度是1.47+-0.08 kpc，而大麦哲伦星云的蓝光是1.46 kpc。在银河系中，光环和圆盘并不像这样彼此相似。最后，局部最大的LMC的微透镜光学深度由于晕盘恒星自透镜的预测。对于获得的恒星晕参数，这个最大值位于LMC-4和LMC-23事件附近，并且足够大，可能解释这两个事件，但不是所有观察到的微透镜。
2003-12-17 astro-ph
Microlensing Optical Depth Revisited with Recent Star Counts
对微透镜光学深度的更可靠的约束来自于对银河系模型的更好理解。基于HST、2MASS和SDSS等观测资料构建的约束良好的银河系球和盘模型，计算了银河系球场的微透镜光学深度，并与最近的微透镜观测结果进行了比较。我们使用两种类型的数据来检验这些模型以及先前提出的模型所预期的微透镜光学深度的卡方统计量：（l，b）中的光学深度图和作为纬度b的函数的银河经度l上的平均光学深度。通过分析，我们发现2MASS，Han & Gould（2003）和Stanek等人（1997）的G2模型与Stanek等人（1997）的E2模型相比，在所有微透镜观测中，都显示出与微透镜光学深度剖面很好的一致性。另一方面，我们发现包含SDSS圆盘模型的模型产生了相对较高的卡方值。应该注意的是，模拟的微透镜光学深度在银河系低纬度（|b| < 2 arcdeg）发散。因此，我们建议在更靠近银河系中心区域的地方进行微透镜观测，以进一步测试所提出的银河系模型，如果它在技术上比等待大数据集的微透镜事件更可行的话。
2008-08-19 astro-ph
Difference Image Analysis of Galactic Microlensing II. Microlensing Events
自1996年以来，该合作项目一直在进行差分图像分析（DIA），目的是提高对引力微透镜探测的灵敏度。本文是关于DIA在星系核球图像中应用的初步报告。我们展示了DIA技术如何显着增加检测到的透镜事件的数量，通过消除传统测光方案的位置依赖性和降低微透镜事件检测阈值。与PSF测光不同，这种技术给出了微透镜源星的未混合颜色和位置。我们提出了一套标准，选择微透镜事件从发现这种技术的对象。介绍了用DIA技术发现的16个象元和经典微透镜事件。
1999-03-15 astro-ph
Contribution of brown dwarfs and white dwarfs to recent microlensing observations and to the halo mass budget
我们研究了最近的结果，对大麦云（Alcock等，1996年）在晕褐矮星或白矮星人口的合作。大多数微透镜事件是由于棕矮星的可能性是完全排除了大尺度运动学特性。在最近的白矮星冷却理论（Segretain et al. 1994）的背景下，详细研究了白矮星的情况，该理论明确地包括了由于结晶时碳-氧的分化和随后的德拜冷却而产生的额外能量来源。我们发现，观测约束所产生的高速白矮星在太阳附近的光度函数和最近的HST深场计数是一致的白矮星贡献的晕失踪质量高达50%，提供i）IMF强烈的峰值约1.7 Msol和ii）晕年龄大于18 Gyr。
1996-07-01 astro-ph
Microlensing by the Milky Way Halo
用一个简单而精确的银河系盘晕模型分析了可能的引力微透镜事件的测量结果。这包括一个发光的指数盘嵌入在一个扁平的暗物质晕中，密度变化像${\rm distance}^{-1.8}$。包含一个圆盘有降低暗物质物体隐含质量的重要作用。对于Alcock等人（1993）报告的可能检测，晶状体的推断质量在$\sim 0.01 - 0.15 M_\odot$范围内。Aubourg等（1993）的候选事件分别具有稍大的隐含质量$\sim 0.025 - 0.35\ M_\odot$和$\sim 0.03 - 0.45\ M_\odot$。这些都与偏折器是棕矮星或低质量恒星相一致。如果没有盘状暗物质，并且晕完全由典型质量为$ \sim 0.08\ M_\odot$的重子暗天体组成，那么在$100 \%$效率的极限下，对大麦云中的$1.8 \times 10^6$恒星的监测每年至少可以探测到$8-9$。
1994-03-02 astro-ph
Observed Bimodality of the Einstein Crossing Times of Galactic Microlensing Events
分析了OGLE数据$^1$的爱因斯坦环穿越时间，$t_E$，微透镜事件向银河系隆起。分析表明，交叉时间是双峰的，表明两个人口的透镜可能是负责观察到的微透镜事件。由于在这个方向上的微透镜可能是由于主序星和白矮星的可能性，我们分析并表明，所观察到的双峰的$t_E$可以从两个人口的公认的密度分布。我们的Kolmogorov-Smirnov（KS）单样本检验表明，星系中所有恒星中约有$25% $的白矮星种群与所观测到的双峰态一致，KS显著性水平大于97%。
2008-05-15 astro-ph
EROS: a Galactic Microlensing Odyssey
EROS微透镜巡天已经对近1亿颗恒星进行了7年的监测，以寻找银河系圆盘中的晕状褐矮星和致密天体。在本文中，我们回顾了各种EROS观测计划和相应的微透镜搜索结果。特别是，根据LMC和SMC的观测，EROS排除了质量在2范围内的致密天体的主要贡献。x 10^{-7}-1 M_{\odot}到星系晕。不到25%的标准晕质量可以由这样的物体组成，而EROS测量到的银河旋臂（< tau_{SA} >\simeq 0.43 x 10^{-6}）和银河系凸起（< tau_{GC} >\simeq 0.93 x 10^{-6}）的光学深度与银河系模型的预测是一致的，如果考虑到中心细长条的贡献。
2004-07-28 astro-ph
Observation of Microlensing towards the Galactic Spiral Arms. EROS II 3 year survey
我们提出了一个分析的光变曲线的910万颗恒星在三个赛季期间观察到的EROS（经验德Recherche d 'Objets Sombres），在银河系平面远离凸起。七颗恒星的光度变化与看不见的物体产生的引力微透镜效应相一致。在四个方向上取平均值，相应的光学深度为τ = 0.45 + 0.24 - 0.11 x 10^-6。虽然这个值是兼容的目标距离的合理假设下，从简单的银河系模型的预期，我们发现了一个短时间尺度的事件朝着最接近银河系中心的方向过量。
2000-01-06 astro-ph
Can Jupiters be found by monitoring Galactic Bulge microlensing events from northern sites?
1998年，EXPORT团队使用位于特内里费岛的IAC 0.8米望远镜上的CCD相机监测微透镜事件光变曲线，以评估使用北方望远镜寻找微透镜异常的前景，这些异常揭示了围绕透镜星运行的行星。高质量的空气和更有限的时间可用于观测银河系隆起源，使北部的网站不太有利于微透镜行星的搜索。然而，北方可能有大量的1m级望远镜，每晚可以投入几个小时来监测正在进行的微透镜事件。我们的IAC观测表明，尽管大气质量较高，但仍可以达到足以探测行星的精度。
2001-03-30 astro-ph
Microlensing of Quasars By Stars In Their Damped Lyman alpha Absorbers
类星体光谱中的阻尼莱曼α吸收体（DLAs）被认为是现今盘星系的祖先。我们研究的概率微透镜的背景类星体的恒星在他们的DLA。单个恒星的微透镜应该放大了连续谱，但不是类星体的宽发射线。因此，微透镜类星体的等效宽度分布将被扭曲。我们模拟一个代表性的螺旋星系作为一个封闭的系统组成的一个凸起，一个磁盘，和一个晕，并根据所观察到的金属丰度的DLAs在高红移演化的磁盘中的恒星的质量分数。如果星系的晕是由大质量致密晕天体（MACHO）组成的，那么微透镜特征会更强。在这种情况下，微透镜效应对类星体发射线等效宽度分布造成的畸变，在一个约10个类星体的样品中就可以检测到，而且这种样品的HI柱密度N>10^21 cm^-2，吸收红移z_abs<1。在所有具有DLAs（N>10^20 cm^-2）的类星体中，约有十分之一的类星体可能在短于5年的时间尺度上表现出过度的变化。对这些信号的搜索将补充在本地星系中的微透镜搜索，并校准在高红移的星系晕中的H2O质量分数。
1997-06-25 astro-ph
Towards a consistent model of the Galaxy: I. kinematic properties, star counts and microlensing observations
我们研究了最近的观测约束所产生的i）小尺度和大尺度的银河系动力学特性，ii）在微弱的星等恒星计数和iii）微透镜实验。从这些限制，我们确定的晕和磁盘恒星质量函数和恒星的内容下降到底部的主要序列，从而产生的晕/磁盘总恒星星族的正常化，我们推断的贡献，亚恒星物体的质量预算的各个银河系地区。对恒星计数和对凸出部的总体微透镜观测的一致分析与褐矮星对银河系质量预算$ρ_{BD}/ρ_* \leq 0.2 $的小贡献是一致的。然而，基于核团巨星的核团/星盘分离分析与大量的星盘棕矮星$Σ_{BD}/Σ_*\leq 1 $是一致的。对银河系中心的微透镜事件进行更多的统计，并更好地确定凸起中的速度分散，应该会打破这种解的简并性。对于晕，我们表明，在黑暗的晕陡峭的质量函数被排除在外，低质量的恒星和褐矮星代表了一个可以忽略不计的部分晕暗物质，从而对大麦哲伦星云观测到的事件。这些事件的性质仍然是一个谜，光环白矮星仍然是最不可能的候选者。
1998-01-07 astro-ph
Microlensing Candidates in M87 and the Virgo Cluster with the Hubble Space Telescope
巨型椭圆星系M87位于室女星系团中心，这意味着推测的与星系团晕和星系晕相关的暗物质柱密度相当大。因此，该系统是通过引力微透镜研究椭圆星系和星系团中大质量暗天体的重要实验室，是对本星系团螺旋星系晕研究的有力补充。我们用哈勃空间望远镜上的WFPC 2仪器对M87进行了微透镜巡天。在30天的时间里，每天拍摄一次图像，我们发现了七个不同的来源。其中四颗是某种类型的变星，两颗与经典新星一致，还有一颗表现出极好的微透镜光变曲线，尽管它的颜色非常蓝，这意味着水平分支源被透镜化的可能性有些不受欢迎。基于人造恒星和人造光变曲线的灵敏度计算，我们估计了预期的微透镜率。我们发现，一个事件的检测是一致的暗晕与20%的微透镜对象的贡献为M87和室女星系团，类似的值从本星系团的观测发现。需要进一步的工作来测试假设的微透镜组件的集群。
2003-12-13 astro-ph
Microlensing Events: End of the Dark Halo?
通过假设太阳内部（而不是凸起部分）的银河系的所有质量都在一个圆盘中，我得到了朝向巴德窗口$3\times 10^{-6}$的微透镜的光学深度的上限。盘的指数标度高度被留下作为半径的完全任意函数，并且被改变以最大化光学深度。我考虑到相对较小的修正引起的事实，即凸起不是轴对称的。如果OGLE合作组织对观测到的光学深度$τ\sim 3.3\times 10^{-6}$的初步估计得到证实，那么基本上所有太阳内部的暗物质都必须位于一个高度为几百秒差距的圆盘中。
1994-08-17 astro-ph
Optical Depths and Timescale Distributions in Galactic Microlensing
我们提出了基于Han & Gould（2003）的银河系模型的微透镜计算，该模型根据恒星数量进行了经验归一化。我们发现这个模型和最近公布的数据之间的良好协议的光学深度在不同的银河领域，其与银河经度l和纬度b的趋势的合作，由CASTO和OGLE。我们制作的光学深度的地图，并通过采用简单的运动学模型，对银河系的隆起微透镜的平均事件的时间尺度。我们还发现，我们的模型预测是在合理的协议与OGLE数据的预期时间尺度分布。我们证明了由质量为M的透镜引起的具有很长和很短时标的事件的分数分别被M^2 n（M）dM和M^（-1）n（M）dM加权，与透镜的密度和运动学无关。
2005-07-08 astro-ph
Galactic globular clusters contribution to microlensing events?
在这篇文章中，我们对迄今为止在银河系中心探测到的大量微透镜事件进行了分析，目的是调查一些暗透镜是否位于银河系球状星团中。我们发现，在四种情况下，一些事件可能确实是由于透镜位于球状星团本身。我们也给出了一个粗略的估计的平均透镜质量的事件的子集高度对准银河系球状星团中心，并发现，在合理的假设下，偏转器可能是最有可能的棕矮星，M-星或恒星残骸。
2008-02-26 astro-ph
Microlensing, or Galactic Twinkling
微透镜已经成为探测银河系中重子暗物质的一种强有力的新方法。简述了微透镜的理论，并解释了它与闪烁光学效应的相似性。大部分的文章提出了一个新的分析数据集对微透镜对大麦云云。星系晕的范围、扁平度和速度各向异性尚不清楚。因此，至关重要的是要分析微透镜数据集与家庭的模型，跨越这些结构参数的可行范围。对大麦云云的暗物质晕进行适当的建模也是至关重要的。尽管存在所有的未知数，但一个强有力的结论是，银河系和LMC晕不可能主要由质量在10^{-7} - 0.1太阳质量范围内的物体构成。星系晕的重子分数可能在0.4 - 0.5之间。偏转器的质量可能在0.05 - 1.0太阳质量之间。关于暗天体质量的更强的说法是没有根据的，因为估计对不确定的速度各向异性很敏感。
1996-11-20 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 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
Observational Prospects for Extra-Galactic Microlensing Events
我们认为直接观察引力微透镜在河外来源，其恒星一般不解决的可行性。这排除了使用简单的光学深度微透镜公式，这是只适用于解决恒星。相反，我们扩展这种方法，考虑观测约束，如看到，天空背景和最小可检测的变化幅度。我们的分析提供了这些约束和预期的观测结果，事件持续时间和每年的检测数量之间的定量关系。我们发现，一个雄心勃勃的地面观测者应该每年在M31中探测到几个事件。我们还考虑在视觉双星星系微透镜的检测。我们发现，虽然这些物体可能每年发生数百次事件，但极短的持续时间将导致观测前景不佳。
1994-04-15 astro-ph
Colour-Magnitude Diagrams from microlensing projects and galactic structure
总结了用恒星星族综合技术研究银河系结构和恒星星族的结果。重点分析了巴德窗OGLE色星等图的消光、星盘结构、星棒布居。
1996-07-18 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
An analytical model of surface mass densities of cold dark matter haloes - with an application to MACHO microlensing optical depths
冷暗物质（CDM）的情况下，一般预测存在的三轴暗物质晕，其中包含显着数量的子结构。然而，分析晕模型与平滑，球对称密度分布通常采用的建模光传播效应通过这样的对象。在本文中，我们通过比较实际N体晕的表面质量密度与Navarro，Frenk和White（1996）（NFW）提出的广泛使用的分析模型，解决了这种方法引入的偏差。我们在0.0 - 1.5的红移范围内进行分析。在团簇大小的晕中，我们发现三轴性可以引起晕表面质量密度的分散，最高可达sigma_+=+60%和sigma_-=-70%，其中1-sigma极限是相对于分析NFW模型给定值而言的。亚晕可以将该分散度增加到sigma_+=+70%和sigma_-=-80%。在星系大小的晕中，三轴散射可高达sigma_+=+80%和sigma_-=-70%，而在亚晕中，三轴散射值可变为sigma_+=+40%和sigma_-=-80%。我们提出了一个分析模型的表面质量密度散射作为一个函数的距离晕中心，晕红移和晕质量。的分析描述，使一个调查的可靠性与简化的晕模型得到的结果。此外，它还提供了将模拟表面密度散射添加到分析密度分布的方法。作为一个例子，我们讨论了我们的结果的影响，在CDM晕的MACHO微透镜光学深度的计算。
2007-10-22 astro-ph
Microlensing of Globular Clusters as a Probe of Galactic Structure
我们银河系中致密暗物质的空间分布可以在几年内通过监测银河系球状星团的微透镜来确定。球状星团是唯一一个遍布三维晕的恒星密集场，因此非常适合探测其结构。不同星系团的微透镜光学深度分别来自星系的薄盘、厚盘、凸起和晕。虽然测量个人的光学深度的所有集群是一项艰巨的任务，我们表明，有趣的银河系结构信息可以提取与$40$ - $120$事件在整个球状星团系统（可观察的2- 5年的监测）。球状星团微透镜效应对晕质量分布的核心半径、薄盘的尺度长度、表面质量密度和径向尺度高度变化特别敏感。
1997-10-22 astro-ph
Microlensing and Halo Cold Dark Matter
我们讨论了超过50个微透镜事件所看到的EROS，CAMO和OGLE合作的组成，我们的星系晕的影响。事件发生率表明，晕质量分数在H2O的小于30%，与宇宙的主要成分是冷暗物质的预期一致。我们警告说，不确定性是如此之大，一个更大的2010部分还不能排除。
1994-11-30 astro-ph hep-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
Galactic microlensing with rotating binaries
研究了旋转双星系统对星系微透镜事件光变曲线的影响。讨论了三种不同的旋转双星系统：旋转双星透镜、旋转双星源和地球绕太阳的运动（视差效应）。由于焦散结构随时间的变化，二元透镜的运动产生了最戏剧性的效果。我讨论了当一个静态的二元模型的微透镜事件的治疗是适当的。它示出的透镜系统的未知的物理量的额外的约束条件，从一个适合与旋转的二元透镜，以及从地球绕太阳运动。对于DUO#2事件，呈现了具有旋转二元透镜的拟合。
1997-09-09 astro-ph
Magnification Bias in Galactic Microlensing Searches
它表明，大量的可检测的引力微透镜事件，可能会被发现的大规模并行测光（MAPP）项目（如MAPIO，EROS和OGLE合作）将发生恒星太暗，很容易被这些项目单独注意到。这是大放大率偏差效应的结果，在任何通量限制的样品中包括高放大率事件的偏差。探测到这些事件的概率可能高达目前MAPP合作监测的恒星的透镜概率的2.3倍。
1994-03-07 astro-ph
