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
A New Channel for the Detection of Planetary Systems Through Microlensing
我们提出并评估了一种新的战略，通过微透镜观测寻找行星的可行性。这种新策略旨在探测“宽”轨道上的行星，即，轨道间距a大于~1.5 R_E。宽轨道上的行星可能是通过微透镜发现行星的主要渠道，特别是低质量行星（例如，地球质量）行星。由于正在进行的微透镜观测及其扩展应该能够发现宽轨道上的行星，因此我们通过详细的计算和模拟来量化预期结果并比较各种搜索策略的相对优势，为搜索提供了基础。如果类似于我们的行星系统或一些已知的太阳系外系统的行星系统是常见的，那么预测的宽轨道事件的检测率很高，通常在目前恒星明显的单一事件检测率的2-10%范围内。预期的高速率应该允许微透镜观测团队对银河系隆起中行星系统的存在进行重大限制，或者在未来几年内开始详细探测人口。我们还解决了以下问题：（1）通过微透镜发现的行星是否可能存在生命，（2）后续观测的可行性，以了解更多关于行星微透镜的信息，以及（3）由于低质量MACHO导致的任何微透镜信号的恒星星族污染。
1997-11-03 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
Planetary Microlensing Perturbations: True Planets or Binary Sources?
行星微透镜事件的特征是对标准Paczyplaski曲线的短暂扰动。行星扰动通常持续几小时到一天，并且具有标准曲线的最大振幅$\dmax$，即$5-20%$。存在一个双星源事件的子集，可以复制这些主要特征，从而伪装成行星事件。这些事件需要一个具有小通量比$\epsil \sim 10^{-2}-10^{-4}$的双星源，以及一个小的较暗源的碰撞参量$β_2 \lsim \epsil / \dmax$。这类事件的探测概率是$\sim β_2$，并且可以高达$\sim 30%$ ;这与行星探测率相当。因此，类行星扰动的样本可能被双星源事件严重污染，并且存在这样的可能性，即对于任何给定的扰动，都将导出完全无意义的物理参数。在这里，我推导出解析表达式的极端流量比限制的二元源事件，并使用这些来证明二元源和行星扰动之间的基本简并。我描述了如何可以打破密集和准确的采样的扰动，光学/红外测光，或光谱测量的简并性。
1997-06-26 astro-ph
Planetary Microlensing: Present Status and Long-term Goals
大规模引力微透镜计划大约在十年前开始，作为在银河系中寻找致密重子暗物质的一种手段，但在第一次事件被探测到之前，这项技术也被提议作为探测银河系中太阳系外行星的一种手段。目前的微透镜行星搜索已经进行了四年，对木星质量的行星很敏感，这些行星距离它们的母恒星银河系几到几个天文单位。在两年内，应该有足够的数据来描述或有意义地限制大质量行星在这个参数空间范围内的频率，很好地补充了径向速度搜索提供的关于较小轨道半径行星的信息。原则上，这项技术可以推广到更小的行星质量，但前提是能够以更高的精度和时间采样来监测大量微弱的微透镜源。Paranal上的VST，以及VLT的光谱跟踪，可能是这样一个雄心勃勃的计划的理想仪器。
1999-07-14 astro-ph
Results from Microlensing Searches for Extrasolar Planets
特别设计的微透镜搜索，其中一些已经进行了几年，对围绕我们银河系中最常见恒星运行的太阳系外行星很敏感。微透镜特别适合于探测以几个天文单位绕其母星运行的质量为100亿的行星。由于木星类似物被认为会影响大多数行星系统的后续演化，因此它们的研究特别重要。微透镜探测的行星系统的轨道半径和距离大于目前径向速度技术研究的轨道半径和距离;因此，这两种方法是互补的。微透镜搜索的最新结果进行了讨论，包括木星的类似物绕典型的银河系恒星的约束。简要回顾了该技术用于行星系统表征的优点和缺点，以及未来的前景。
2000-11-06 astro-ph
Detection Efficiencies of Microlensing Datasets to Stellar and Planetary Companions
微透镜光变曲线现在正被监测，其精度要求检测由于主透镜的行星同伴而引起的小扰动。微透镜是对其他行星搜索技术的补充，因为它有可能测量太阳附近行星的统计频率。我们提出了一个算法来分析的效率，可以检测到在真正的微透镜数据集的二进制文件的存在。这样的分析是必要的，以便得出关于透镜同伴的统计推断。我们将该方法应用于人工（但现实的）数据，探索依赖于观测参数的检测效率，事件的碰撞参量，有限大小的背景源，unlensed（混合）光的量，以及用于定义检测的标准。我们发现：（1）综合效率强烈地依赖于所监测事件的碰撞参量分布，（2）对于严格标准和大质量比，计算的探测效率对于探测标准的变化是鲁棒的，（3）有限源可以显著地改变对于具有小质量比的同伴的探测效率，以及（4）混合光部分的精确确定对于各个事件的检测效率的精确确定是至关重要的。给出了解决与计算真实数据集的准确检测效率相关的并发症的建议。
1999-04-23 astro-ph
Planet Parameters in Microlensing Events
行星微透镜事件发生时，一颗行星扰动了点质量微透镜事件中产生的两个图像之一，导致偏离标准的Paczybroski曲线。从行星微透镜事件中提取的两个物理参数，即行星/恒星质量比q和恒星爱因斯坦环单位行星/恒星间距$y_p$的确定受到几种简并的阻碍。行星事件有两种截然不同的性质不同的类别：主要和次要的图像扰动。对于主要的影像扰动，q中有一个潜在的破坏性连续简并，其量级为$δ_d^{-1}$，其中$δ_d$是行星扰动的最大分数偏差。由于预期检测阈值为$δ_d \sim 5%$，因此q的这种简并性可以是$\sim 20$的因子。对于较小的图像扰动，q中的连续简并相当不严重，并且通常小于因子4。我们表明，这些简并可以解决的意见，从专门的望远镜在几个大洲一起从这些网站之一的光学/红外测光。还存在一类离散简并。这些通常很容易解决，因为行星事件的时间覆盖范围很好。对行星微透镜现象的非负解释需要解决这两种类型的简并。我们详细描述的退化，并指定的情况下，他们是有问题的。我们还描述了如何测量单个行星的质量和物理投影分离。
1996-10-16 astro-ph
OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53: A planetary microlensing event
我们目前的观察不寻常的微透镜事件OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53。在这种情况下，在MOA和OGLE调查观测中均观察到由于单透镜剖面导致的光变曲线的短持续时间（约7天）低振幅偏差。我们发现，所观察到的光变曲线的功能，只能使用一个极端的（行星）质量比为0.0039 +/-（11，07）的透镜系统的二元微透镜模型再现。如果透镜系统包含一颗主序星，我们推断这颗主序星是一颗质量约为1.5木星的行星，轨道半径约为3天文单位。
2004-04-15 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
A Characteristic Planetary Feature in Double-Peaked, High-Magnification Microlensing Events
在高倍率事件中发现了相当一部分微透镜行星，其中相当一部分在其峰值处表现出双峰结构。然而，非常宽或非常近的双星也可以产生双峰高倍率事件，与行星产生的事件具有相同的总体性质。传统上，区分这两种解释依赖于详细的建模，这既耗时又通常不能提供对允许区分这两类模型的可观察属性的洞察。我们研究了这两类双峰高放大率事件的形态，并确定了一个简单的诊断，可用于立即区分行星和双同伴造成的扰动，而无需详细的建模。该诊断基于光变曲线的峰内区域的形状差异。二元透镜的形状是光滑和凹面的，而行星透镜的形状往往是四方形或凸面的。在行星透镜中，这种峰内形态是由于行星中央焦散线的小而弱的尖点位于两个较强的尖点之间。我们将此诊断应用于五个观察到的双峰高放大率事件，以推断其潜在的性质。我们的研究的一个推论是，双峰高放大倍数事件的峰内区域的良好覆盖可能是重要的独特的解释。
2008-05-08 astro-ph
Perturbative approach to the astrometric microlensing due to an extrasolar planet
我们已经开发了一种微扰的方法，由于太阳系外行星透镜微透镜。特别是，我们已经找到了三重图像的解析公式。我们已经用这些公式研究了太阳系外行星透镜引起的天体测量微透镜效应，期望能大大提高未来天体测量的精度。对于弱透镜的情况下，我们已经表明了如何的最大角尺寸和典型的时间尺度的光质心的异常移位是依赖于恒星和行星之间的质量比和角间距。
2002-03-25 astro-ph
Microlensing search for extrasolar planets: observational strategy, discoveries and implications
微透镜已被证明是一个有价值的工具，以寻找太阳系外行星的木星到超级地球质量的行星在轨道上的几个AU。由于行星信号的持续时间非常短，因此需要进行密集和持续的监测。这是通过地面望远镜网络（PLANET/RoboNET，microFUN）跟踪目标来实现的，这些目标被单个专用望远镜（OGLE，MOA）确定为微透镜事件。微透镜已经导致了四个已经公布的太阳系外行星的探测，其中之一是OGLE-2005-BLG-390 Lb，一颗只有5.5 M地球的行星，它的M矮星在大约2.6 AU的轨道上运行。最近的观测（2007年5月至9月）提供了更多仍在研究中的行星候选者，这将使探测数量增加一倍。对于1995年至2006年观察到的非行星微透镜事件，我们计算检测效率图，然后可以用来推导出银河系丰度的冷行星的质量制度，从彗星到次海王星的估计。
2007-11-29 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
Constraints on Planetary Companions in the Magnification A=256 Microlensing Event: OGLE-2003-BLG-423
我们开发了一种新的方法，微透镜事件建模的基础上的蒙特卡罗模拟，它结合了银河系模型和所观察到的事件的特性所施加的约束。该方法提供了一个公正的方式来分析的事件，特别是当参数是由观察到的光变曲线约束不佳。我们应用这种方法寻找OGLE-2003-BLG-423中透镜体的行星伴星，它的最大放大率A_max=256+-43（或根据光变曲线数据A_max=400+-115）是有记录以来单透镜事件中最高的。该方法允许我们，第一次，直接在行星质量/投影物理分离平面，而不是在质量比/爱因斯坦半径平面的约束，如以前所做的。例如，主序星2.5天文单位的质量为2.5的伴星被排除在外，效率为80%。
2004-08-07 astro-ph
A New Channel for the Detection of Planetary Systems Through Microlensing: I. Isolated Events Due to Planet Lenses
我们提出并评估了一种通过微透镜搜索行星的新策略的可行性。这种新策略旨在探测“宽”轨道上的行星，即，眶距$a$大于$\sim 1.5 R_E$。宽轨道上的行星可能为行星的微透镜发现提供主要渠道，特别是低质量行星（例如，地球质量）行星。本文集中讨论的事件中，一个单一的行星作为一个镜头，导致一个孤立的事件的持续时间很短。我们指出，由于具有宽轨道行星的恒星的透镜效应，事件的分布必然伴随着持续时间较短的事件的分布。后一种分布中的事件比例与$\sqrt{q}$的平均值成正比，其中$q$是\pl与恒星质量的比值。峰值或多个峰值的位置也提供了行星系统的典型质量比的度量。我们研究的检测策略，可以优化我们的能力，发现孤立的短时间的事件，由于行星透镜，并发现，采用灵敏的测光监测是特别有用的。如果类似于我们的行星系统是常见的，即使是探测策略的适度变化也会导致每年发现一些短暂的孤立事件。因此，我们还解决了由于低质量MACHO的任何微透镜信号的恒星星族的污染的问题。我们描述了如何，即使是孤立的事件的持续时间短，它将有可能测试的假设，透镜是一个行星，而不是一个低质量的OOO，如果行星系统的中心恒星贡献了可测量的分数的基线流量。
1998-08-08 astro-ph
A New Channel for the Detection of Planetary Systems Through Microlensing: II. Repeating Events
在配套文件中，我们开始了系统地研究通过微透镜巡天探测宽轨道行星（$a > 1.5 R_E$）的任务。在本文中，我们将继续关注重复事件。我们发现，如果所有的行星系统都类似于我们自己的太阳系，合理地扩展目前的观测策略将使我们能够沿着凸起的方向每年检测到3-6次重复事件。事实上，如果有多个行星的行星系统是常见的，那么未来的监测计划可能会发现数千个恒星透镜事件，其中一个系统中的几个不同的行星作为透镜，光变曲线呈现多次重复。在本文中，我们讨论的观测策略，以最大限度地发现所有宽轨道行星透镜事件。我们还比较了可能的探测率的行星在广泛的轨道上的行星位于共振透镜区。我们发现，根据行星质量和恒星半径的透镜源的值（这决定是否有限的源大小是重要的），也对观测者使用的测光的灵敏度，探测行星在宽轨道可能是通过微透镜发现行星的主要途径。我们还讨论了共振事件和宽轨道事件的结合如何帮助我们了解行星系统性质的分布（S6.1）。此外，通过确定短持续时间事件中由行星引起的部分，我们间接地获得了关于所有短持续时间事件中可能由低质量MACHO引起的部分的信息（S 6.2）。
1998-10-09 astro-ph
Expectations from a Microlensing Search for Planets
在微透镜事件期间，由于对行星的密集搜索，太阳和银河系中心之间恒星周围行星质量的统计分布被限制在三倍之内。投影分离的透镜爱因斯坦环半径产生一个粗略的估计与行星质量的行星半长轴的分布。该搜索包括以下正在进行的恒星微透镜事件，涉及星系中心的源，这些源被具有高时间分辨率的介入恒星透镜化，1%的光度测量在两种颜色中，试图捕捉任何短时间尺度的行星扰动，否则光变曲线平滑。假设在8年的时间里跟踪了3000个事件，但其中一半的透镜是双星系统的成员，没有行星。剩下的1500个透镜具有类似太阳系的4或5颗行星的分布。微透镜搜索的预期是非常依赖于假设的，有56，138和81颗行星被检测到三组假设，涉及行星质量和分离如何随透镜质量而变化。这些事件平均可以被高时间分辨率测光覆盖54%到62%的时间，从一个由三个或四个分布在经度上的专用两米望远镜组成的系统中，因此38%到46%的可探测的小质量行星（光变曲线的非常短的扰动）将被错过。但是，相当于一天长度的扰动意味着所有可探测到的彗星和土星实际上都将被探测到，以及大部分天王星。虽然可以从这样一个密集的搜索中推断出行星质量和分离的有意义的统计数据，但它们和推断的数据集一样，将取决于系统的假设性质。
1996-12-06 astro-ph
Analysis of Microlensing Light Curves Induced by Multiple-Planet Systems
为了通过提高效率来最大限度地增加行星探测的数量，目前的微透镜跟踪观测实验正集中在高放大率事件上，以寻找透镜光变曲线峰值附近的行星引起的扰动。据了解，通过监测高放大率事件，有可能探测到行星系统的多重特征。然而，据认为，由于中心区域放大模式的复杂性，加上模拟多行星系统所需的大量透镜参数，对信号的解释和对探测到的多行星系统的定性将是困难的。在本文中，我们证明了在许多情况下，由多个行星引起的中心行星扰动可以很好地近似为单个行星扰动的叠加，其中单个行星-主对作为独立的二元透镜系统（二元叠加）。双星叠加近似的有效性意味着多行星引起的扰动的分析可以大大简化，因为单个行星组件产生的异常可以通过使用相对简单得多的单行星分析来单独研究，从而可以更好地描述这些系统。
2005-03-31 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
Planetary microlensing signals from the orbital motion of the source star around the common barycentre
通过几次探测，引力微透镜技术已被证明有助于研究在银河系距离内绕恒星运行的行星，甚至可以应用于探测邻近星系中的行星。到目前为止，通过微透镜探测行星被认为是由于光线弯曲的变化以及由行星围绕前景透镜星引起的放大。然而，与地球绕太阳公转所引起的年度视差效应完全类似，源星绕着与轨道行星共同的质心运动也会导致微透镜光变曲线的可观测偏差，这可以为看不见的伴星提供证据。我们详细讨论了这种效应，并研究了微透镜观测通过这种替代检测渠道揭示行星的前景。考虑到透镜和源星之间的小距离是有利的，并且这种效应几乎与源星的距离无关，即使它们的主星位于银河系之外，行星仍然可以被探测到，并且有足够好的测光（超过现在的技术）。从蒙特卡罗模拟合成的光变曲线中，我们发现这种探测的机会并不多，而且实际上只限于最大质量的行星（至少在目前的观测装置中），但它们足够大，有可能已经观测到一个或另一个信号。然而，它可能仍然无法确定这颗行星是否真的围绕着源星或透镜星运行，这让我们不仅在它的位置上，而且在它的属性上都有模糊性。
2008-10-21 astro-ph
Microlensing search for extrasolar planets
微透镜最近被证明是一种有价值的工具，可以用来搜索海王星等太阳系外行星--由于行星信号的持续时间非常短，因此需要进行密集和持续的监测，这是由PLANET：“探测透镜异常网络”实现的。到目前为止，已探测到四颗行星，其中之一是OGLE 2005-BLG-390 Lb，这是一颗太阳系外行星，其直径仅为5.5 M地球，绕其M矮星运行，距离约为2.6 AU。对于1995年至2006年观察到的非行星微透镜事件，我们计算检测效率图，然后可以用来获得估计的限制银河系丰度的亚木星质量的行星，以及相对丰度的海王星类行星。
2006-12-01 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
Probing the Atmospheres of Planets Orbiting Microlensed Stars via Polarization Variability
我们提出了一种新的方法来识别和探测行星的恒星在银河系膨胀和麦哲伦云使用引力微透镜的同伴。虽然对这些行星的光谱学研究远远超出了目前的观测技术，但监测双星微透镜事件引起的高放大率事件期间的偏振波动将探测行星大气的组成，这是目前即使对附近的行星系统也无法实现的观测。
2000-06-19 astro-ph
Criteria in the Selection of Target Events for Planetary Microlensing Follow-Up Observation
为了提供选择行星透镜跟踪观测的目标事件的标准，我们研究了探测行星信号的概率随透镜放大率和源亮度可观测值的变化。在估计的概率，我们考虑的测光精度的变化，通过使用一个量定义为行星摄动的分数偏差的测光精度的比率。从这次调查中，我们发现与以前的研究一致的结果，即概率增加的放大倍率。当中心焦散引起的扰动开始出现时，在一定的放大倍数下，增加速率被提高。我们发现这种增强发生在$A\lesssim 20$的中等放大率下，这意味着即使对于中等放大率的事件，概率也很高。这种概率随着光源亮度的增加而增加。我们发现，即使在低至$A\sim 5$的放大率下，与比团簇巨星更亮的恒星相关的事件的概率也是不可忽略的。在缺乏极高放大率事件的主要目标的情况下，我们因此建议观察警报事件中具有最亮源星和最高放大率的事件。然而，由于源的大小随着亮度的增加而增加，超过一定的放大倍数，概率迅速下降，导致低质量比行星（$q\lesssim 10^{-4}$）的检测困难，从与巨恒星相关的事件的观测放大倍数$A\gtrsim 70$。
2007-04-07 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
A Possible Planetary Event OGLE-2002-BLG-055
微透镜事件OGLE-2002-BLG-055有一个单一的，但非常可靠的数据点，从一个单一的源微透镜光变曲线向上偏离了0.6 mag.最简单的解释要求一个二元透镜具有很强的视差效应和质量比在0.01 - 0.001的范围内，把同伴在木星的质量范围。只给定一个偏差点，不可能拟合一个唯一的模型。我们提出了一种修改OGLE观察策略：即时验证未来偏差点的现实，然后进行频繁的时间采样，使一个独特的模型拟合成为可能。
2002-12-02 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 Detections of Planets in Binary Stellar Systems
我们证明，微透镜可以用于检测双星系统中的行星。这是可能的，因为在行星双星系统的几何结构中，行星绕其中一颗双星运行，而另一颗双星位于很远的距离，行星和二级伴星都在行星所在的双星周围的一个共同区域产生扰动，因此行星和双星伴星的特征可以在高放大率透镜事件的光变曲线中检测到。我们发现，识别行星的双星系统是优化时，次级是位于一定范围内，这取决于行星的类型。所提出的方法可以探测质量低至木星质量十分之一的行星，其距离小于100 AU。这些行星质量和双星分离的范围是其他方法所不能涵盖的，因此微透镜将能够使行星双星样本更丰富。
2007-09-13 astro-ph
Probability of Detecting a Planetary Companion during a Microlensing Event
当行星-恒星质量比$q=0.001$在轨道半长轴$a$接近1.5天文单位处有最大值超过10%，碰撞参量均匀分布时，在朝向银河系中心的微透镜事件中探测到透镜星行星伴星的概率，对所有相关事件和银河系参数取平均值。对于由事件检测的效率确定的源透镜碰撞参量的分布，最大概率被提高到20%以上。平均程序是仔细定义的，它们决定了检测概率对银河系几种性质的依赖性。概率的比例近似为$\sqrt{q}$。如果单镜头光变曲线的扰动超过$2/(S/N)$至少20个连续的光度点在事件期间的某个时候，行星被假定为可探测的。假设在整个持续事件期间，在I波段具有60秒积分的两个米望远镜具有高时间分辨率测光。概率是作为$a$的函数导出的，其中它们对于$0.6<a<10$ AU保持显著性。还确定了探测概率对透镜质量函数、经消光修正的源星光度函数、源透镜碰撞参量分布和源视线的依赖性，并将探测概率在投影行星位置分布、透镜质量函数、碰撞参量分布透镜和光源的距离，通过它们沿视线的分布和在光源的$I$波段表观光度函数上的分布来加权。指出了从经验数据中提取作为特定$q$的$a$的函数的概率。
2001-01-18 astro-ph
Planetary Detection Efficiency of the Magnification 3000 Microlensing Event OGLE-2004-BLG-343
OGLE-2004-BLG-343是一个微透镜事件，峰值放大率为A_{max} =3000+/-1100，是迄今为止分析过的最高放大率事件，因此可能对围绕透镜星运行的行星非常敏感。由于人为错误，直到峰值后43分钟才开始进行密集监测，此时放大倍数降至A~1200，这仍然是迄今为止观察到的最高值。由于光变曲线没有显示出由于行星而引起的显著偏差，我们通过扩展Yoo等人（2004 b）的方法对此类行星的存在设置了上限，该方法将光变曲线分析与来自源和透镜群的银河系模型的先验相结合，以考虑有限源效应。这是第一次这样分析有限源效应是重要的，因此，我们开发了两种新的技术来评估这些影响。有些令人惊讶的是，我们发现OGLE-2004-BLG-343对行星的敏感度并不比之前分析的两个A_{max} ~100的事件更高，尽管它是在放大12倍的情况下观察到的。然而，我们表明，如果在其高峰期观察到该事件，它将对几乎所有海王星质量的行星敏感，超过预计分离的5倍，甚至对地球质量的行星也有一定的敏感性。这表明，在目前的实验中检测到的一些微透镜事件对质量非常低的行星很敏感。我们还就如何在未来更及时地监测极高放大倍数的事件提出了建议。
2006-05-11 astro-ph
An Extrasolar Planet Census with a Space-based Microlensing Survey
一个基于空间的引力微透镜系外行星调查将提供质量低至0.1地球质量和轨道间隔从0.5AU到无穷大的系外行星的统计普查。这包括除了水星之外的所有太阳系行星的类似物，以及行星形成理论预测的大多数类型的行星。这样的调查将提供关于行星围绕所有类型恒星的频率的结果，除了那些寿命短的恒星。距离小于0.5天文单位的近距离行星在太空微透镜观测中是不可见的，但这些行星可以被开普勒发现。其他方法，包括地基微透镜观测，无法接近天基微透镜观测提供的太阳系外行星质量和半长轴分布的全面统计数据。地面微透镜观测的类地行星灵敏度仅限于爱因斯坦半径附近2-3天文单位，需要天基成像来识别和确定绝大多数微透镜观测发现的行星的行星宿主恒星的质量。因此，天基微透镜观测可能是全面了解行星系统性质的唯一途径，而这是了解行星形成和可居住性所必需的。拟议中的微透镜行星探测器（MPF）任务是一个基于空间的微透镜调查的例子，可以通过成熟的技术和符合NASA发现计划成本上限的成本来实现这些目标。
2007-04-03 astro-ph
Microlensing Zone of Planets Detectable through the Channel of High-Magnification Events
微透镜区指的是行星与恒星之间的距离，在这个距离内探测到行星信号的概率很高。它的传统定义为主透镜的$\sim 0.6$和1.6爱因斯坦半径之间的范围，是基于行星引起的主焦散应位于主透镜的爱因斯坦环内的标准。然而，目前的行星透镜搜索集中在高放大率的事件，以检测由另一个焦散总是位于爱因斯坦环非常接近主透镜（恒星焦散），因此需要一个新的定义的透镜区引起的扰动。在本文中，我们确定这个透镜区。通过应用一个标准，可检测的行星应该产生信号$\geq 5%$，我们发现，新的透镜区不同的行星/恒星的质量比不同的固定范围的经典区的质量比。对于行星/恒星质量比为$q\sim 3\times 10^{-4}$的行星，透镜区相当于经典区，对于较重的行星，透镜区会变得更宽。对于一颗质量为1000亿光年的行星，透镜区的范围是0.25到3.9爱因斯坦半径，对应于一个典型的银河系事件的物理范围在$\sim 0.5$ AU和7.4 AU之间。巨行星中心摄动的透镜区较宽，这意味着微透镜方法为探测由多颗冰巨行星组成的行星系统提供了重要工具。
2008-08-22 astro-ph
MPS on the Hunt for Planets
朝向银河系隆起的行星系统可以通过微透镜测量来探测。微透镜行星搜索技术有一些独特的优点：可以从地面探测到低质量行星;可以对银河系的行星系统进行无偏采样;每个事件完成的时间尺度相对较短。潜在的低多重点透镜的不模糊性是一个不可或缺的元素，允许强大的解释的事件。我们在微透镜事件中发现了第一颗环双星行星，编号为ESTO-97-BLG-41。我们已经在一个非常高放大率的事件中发现了一颗低质量行星（地球质量与海王星质量之比很少）的证据。我们强调在南半球的仪器网络的微透镜行星的连贯搜索的必要性。该网络还可以对SN 1a和GRB的后续观测起到至关重要的作用，这些观测与微透镜行星共享瞬态以及我们寻求起源的线索。
1999-09-27 astro-ph
A Jovian-mass Planet in Microlensing Event OGLE-2005-BLG-071
我们报告了在微透镜事件OGLE-2005-BLG-071中发现的主透镜星的几个木星质量的行星伴星。在事件峰值处的精确（<1%）测光产生极高的信噪比，检测与孤立透镜预期的光变曲线的偏差。从光变曲线的总体特征中，可以很容易地、明确地辨别出这种偏离的行星性质。详细的模型计算得到一个严格约束的行星-恒星质量比q=m_p/M=0.0071+/-0.0003。这是第二次用微透镜探测到行星，证明了这项技术本身是可行的，而且在微透镜探测的系统中，行星并不罕见，微透镜通常位于银河系中心几千秒差距的地方。
2005-06-20 astro-ph
Uncovering galactic and extragalactic planets by gravitational microlensing
由于微透镜的行星探测效率在1至10天文单位的轨道半径范围内达到最大值，因此微透镜对银河系甚至河外恒星周围的行星系统具有独特的灵敏度，这些行星系统在观测到的背景恒星上充当透镜，特别是可以探测到宜居带中的类地行星。在1995-1999年的PLANET数据中没有行星信号，这意味着只有不到1/3的银河系M-矮星在1.5到4 AU的轨道半径上拥有木星。如果有一小部分f_p的恒星被行星环绕，PLANET每年可探测到15- 25个f_p的木星和2-3个f_p的地球，天基探测可探测到1200个f_p的木星和30个f_p的地球，北方微透镜网可探测到15-35个f_p的木星和4-10个f_p的土星。
2003-12-08 astro-ph
Perturbative analysis in planetary gravitational lensing
将传统的微扰方法应用于行星系统的引力透镜。可以得到具有任意数量行星的系统的焦散线结构的完整而详细的描述。我还发现了精确的解析表达式微透镜光变曲线的行星的存在扰动。
1999-04-22 astro-ph
Properties of Microlensing Light Curve Anomalies Induced by Multiple Planets
在本文中，我们表明，由多个行星引起的微透镜光变曲线异常的图案很好地描述了由单个行星系统的叠加，其中单个行星-初级双星对作为独立的透镜系统。由于各个行星的行星焦散线周围的外部偏离区域通常发生在不同的位置，我们发现这些区域中的异常模式几乎不受其他行星的存在的影响。这意味着即使事件是由多行星系统引起的，一个简单的单行星透镜模型也足以描述由外偏差区的源通道引起的大多数异常。探测由两颗以上行星引起的源轨道通过两个外偏离区所产生的异常，将为探测多行星提供一条新的途径。
2001-07-27 astro-ph
Astrometric Microlensing as a Method of Discovering and Characterizing Extra-Solar Planets
我们介绍了一种寻找和表征太阳系外行星的新方法。我们表明，通过使用下一代高精度天体测量仪器监测微透镜警报的光中心运动，检测到绕透镜运行的行星的概率很高。我们表明，增加天体测量信息的光度微透镜光变曲线，大大有助于确定行星的质量和半长轴。我们引入天体测量地图作为计算天体测量运动和行星探测概率的新方法。有限源效应对低质量行星很重要，但即使是地球质量的行星也可以发出可探测的信号。
1998-11-14 astro-ph
Microlensing Detections of Moons of Exoplanets
研究了类地卫星绕冰巨行星运行时微透镜信号的特征。由此，我们发现，当行星-月球距离接近或大于行星的爱因斯坦半径时，会出现不可忽略的卫星信号。我们发现，卫星信号不减少与行星的爱因斯坦半径以外的行星，不像行星信号消失时，行星位于远远超出爱因斯坦半径的恒星的行星-月亮分离的增加。我们还发现，卫星信号往往有相同的符号的行星信号。除了行星的影响外，这些倾向是由恒星对月球的透镜效应造成的。我们确定卫星分离的微透镜技术是优化的卫星探测的范围。通过将投影希尔半径的角度平均值设为上限，将下限设为行星爱因斯坦半径的一半，我们发现微透镜方法对与行星分离的卫星敏感，对于行星质量为1000的行星，投影距离为$0.05 {\rm AU} \lesssim d_{\rm p} \lesssim 0.24 {\rm AU}$，对于土星质量的行星，投影距离为$0.03 {\rm AU}\lesssim d_{\rm p} \lesssim 0.17 {\rm AU}$，对于天王星质量的行星，投影距离为$0.01 {\rm AU} \lesssim d_{\rm p} \lesssim 0.08 {\rm AU}$。我们比较了微透镜和凌日技术探测的卫星的特征
2008-05-17 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
Detecting Earth-Mass Planets with Gravitational Microlensing
我们表明，地球质量的行星轨道恒星在银河系的磁盘和凸起可以检测到通过监测微透镜恒星在银河系的凸起。这颗恒星和它的行星就像一个双星透镜，产生的光变曲线可能与恒星本身的光变曲线有很大的不同。我们表明，当光变曲线计算中包含实际的源星尺寸时，对于小至地球质量的行星质量，行星信号仍然可以检测到。如果这些行星位于“透镜区”，则可以探测到它们，“透镜区”的中心距离透镜星1到4 AU，距离约为2倍。如果我们要求与标准点透镜微透镜光变曲线的最小偏差为4%，那么我们发现，在透镜区中超过2%的$\mearth$行星和10%的$10\mearth$行星可以被探测到。如果三分之一的透镜没有行星，三分之一有$1\mearth$行星，剩下的三分之一有$10\mearth$行星，那么我们估计，一个积极的地面微透镜行星搜索计划每年可以找到一个地球质量的行星和六个$10\mearth$行星。
1996-03-30 astro-ph
Limits on additional planetary companions to OGLE-2005-BLG-390L
我们调查的约束条件，其他行星轨道遥远的M-矮星OGLE-2005-BLG-390 L，周围的光度微透镜数据显示存在的亚海王星质量的行星OGLE-2005-BLG-390 Lb。我们的具体目标是研究潜在的木星同伴，并将我们的发现与核心吸积和行星形成的盘不稳定模型的预测进行比较。我们还获得了一个类似于OGLE-2005-BLG-390 Lb的亚海王星质量行星的探测概率的估计，使用一个简化的模拟微透镜实验。我们计算我们的光度数据的效率，用于检测OGLE-2005-BLG-390 L周围的其他行星，作为微透镜模型参数的函数，并将其转换为轨道轴和行星质量的函数通过银河系的模型。我们发现OGLE-2005-BLG-390 L周围1.1 - 2.3 AU之间的质量超过1 M_J的潜在行星中，超过50%的潜在行星可以发现它们的存在，而对于1.5 - 2.2 AU之间的轨道大于3 M_J的气体巨星，探测效率达到70%;然而，没有观测到这样的伴星。因此，我们的光度微透镜数据并不与围绕OGLE-2005-BLG-390 L的任何分离的气体巨行星的存在相矛盾。此外，我们发现OGLE-2005-BLG-390 Lb类行星的探测概率约为2- 5%。与目前的行星形成理论一致，这在数量上支持了亚海王星质量行星在低质量恒星周围很常见的预测。
2008-02-27 astro-ph
The MACHO Project: Limits on Planetary Mass Dark Matter in the Galactic Halo from Gravitational Microlensing
该项目一直在监测大麦云星云中的大约一千万颗恒星，以寻找银河系晕中的大质量致密晕天体（Machos）引起的引力微透镜事件。在我们的标准分析中，我们搜索了这个数据集，以获得良好采样的长时间微透镜光变曲线，在0.1 < m < 1.0 M太阳质量范围内检测到几个与Machos一致的微透镜事件，并对质量为1 e-5 < m < 0.1 M太阳的天体的丰度设定了限制。在本文中，我们提出了一种不同类型的分析，涉及搜索非常短的时间尺度的恒星增亮，这是用来设置较低质量的Machos丰富的强限制。我们对LMC头两年数据的分析表明，质量在2.5e-7 < m < 5.2e-4 M_sun范围内的Machos不能构成标准球形暗晕的全部质量。将这些结果与标准分析结果相结合，我们发现晕暗物质可能不是由质量为2.5e-7 < m < 8.1e-2 M_sun的天体组成。
1996-04-29 astro-ph hep-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
Early Estimation of Microlensing Event Magnifications
具有高峰值放大率的引力微透镜事件为透镜星周围的行星探测提供了更高的灵敏度。然而，通过卡方最小化方法对事件早期阶段的峰值放大率的估计经常会涉及过度预测，这使得使用依赖于这些预测的策略进行观测活动的效率低下。我证明了一个基本的贝叶斯公式，结合已知的检测系统的统计特性，产生了比卡方最小化更准确的峰放大率预测。这一系统的实施将使有效的后续观测方案得以开展，这些方案只侧重于有助于行星丰度统计的事件。
2004-02-13 astro-ph
Microlensing Search for Planets with Two Simultaneously Rising Suns
在迄今发现的200多颗太阳系外行星候选者中，没有已知的行星围绕正常的双星运行。在本文中，我们证明了微透镜是一种可以探测此类行星的技术。这些行星的微透镜发现是可能的，因为行星和宿主双星在双星的质心周围的共同区域产生扰动，因此行星和双星的特征可以在高放大率微透镜事件的光变曲线中检测到。最佳探测系统的行星和双星分离的范围取决于行星质量。对于一颗质量为1000亿的行星，我们发现对于距离双星$\sim$ 0.15 AU - 0.5 AU的双星，位于$\sim$ 1 AU -5 AU范围内的行星具有较高的探测效率
2008-01-31 astro-ph
Gravitational Microlensing Evidence for a Planet Orbiting a Binary Star System
太阳系外行星系统的研究是近年来随着太阳系外行星的发现而兴起的观测天文学新学科。大多数这些太阳系外行星的性质是行星系统形成理论工作所没有预料到的。在这里，我们报告的观测和光变曲线建模的引力微透镜事件ESTO-97-BLG-41，这表明透镜系统包括一个行星轨道的双星系统。根据这个模型，双星系统的质量比为3.8：1，恒星最有可能是一颗晚K矮星和一颗M矮星，距离约为1.8 AU。一颗质量约为木星3倍的行星以约7天文单位的距离绕着这个系统运行。如果我们对这个光变曲线的解释是正确的，它代表了第一次发现一颗围绕双星系统运行的行星，以及第一次通过引力微透镜技术探测到一颗木星行星。这表明巨行星可能在短周期双星系统中很常见。
1999-11-04 astro-ph
Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing
在行星系统形成的核心-吸积模型中，固态微行星积累形成行星核心，如果质量足够大，则会吸积星云气体。在M-矮星（银河系中最常见的恒星）周围，这个模型倾向于形成地球质量到海王星质量的行星，轨道半径为1到10个天文单位（AU），这与已知的少数气体巨行星轨道M-矮星宿主恒星相一致。迄今为止，已经发现了170多颗太阳系外行星，它们的质量和轨道周期都有很大的不同，但迄今为止还没有发现海王星质量或更小的行星与正常恒星的距离超过0.15天文单位。本文报道了在距离0.22（+0.21/-0.11）M太阳M矮星2.6（+1.5/-0.6）AU处发现一颗5.5（+5.5/-2.7）M地球行星伴星。(We建议将其命名为OGLE-2005-BLG-390 Lb，表示微透镜事件的透镜星的行星质量伴星。质量低于GJ 876 d，但误差条重叠。我们的探测表明，这种冷的，亚海王星质量的行星可能比气体巨行星更常见，正如核心吸积理论所预测的那样。
2006-01-25 astro-ph
The abundance of galactic planets from OGLE-III 2002 microlensing data
从389 2002年OGLE-III观测银河系隆起微透镜事件，我们选择321个点源点透镜光变曲线模型很好地描述。从这个样本中，我们确定n=1事件，2002-BLG-055，我们认为这是一个强大的行星透镜候选人，另一个，2002-BLG-140，这是一个可能的候选人。如果321颗透镜星中的每一颗都有一颗行星，质量比q=m/M=10^{-3}，轨道半径a=R_E，即爱因斯坦环半径，那么探测效率分析表明，14颗行星应该是可探测的，Δχ^2 > 25。假设我们的候选行星是由于行星透镜效应，那么q=10^{-3}且a=R_E的行星丰度为n_p \approx n/14 = 7%。转换为物理单位（M_Jup和AU），每个透镜星的“冷闪烁体”（m \approx M_Jup，a \approx 4 AU）的丰度为n_p \approx n/5.5 = 18%。检测概率大致与q和（Δ x^2）^{-1/2}成比例，并且从\approx 4 AU处的峰值下降，如具有0.4 dex的色散的高斯分布。
2004-03-16 astro-ph
Constraints on Jupiters from observations of Galactic Bulge microlensing events during 2000
本文介绍了2000年6月和7月在拉帕尔马用1.0米JKT望远镜拍摄的8个银河系隆起微透镜事件的观测结果。JKT的观测时间表进行了优化，使用优先级算法自动更新的目标列表。对于这些事件中的大多数，我们在OGLE警报小组没有信息的情况下对光变曲线进行了采样。我们假设一个点源点透镜（PSPL）模型，并执行一个极大似然拟合我们的数据和OGLE数据约束的事件参数的拟合。然后，我们重新拟合的数据，假设一个双镜头，并继续计算检测行星的质量比$q=10^{-3}$的概率。我们没有看到任何明确的签名行星偏差的8个事件，我们量化的约束存在的行星同伴的透镜恒星。对于两个观测良好的事件，2000 BUL 31和2000 BUL 33，对于$Δχ^2$阈值为60的$q=10^{-3}$和$a \sim R_{E}$，我们的检测概率分别在$\sim$ 30%和$\sim$ 20%处达到峰值。
2002-07-03 astro-ph
Microlensing Constraints on the Frequency of Jupiter-Mass Companions: Analysis of Five Years of PLANET Photometry
我们分析了五年的行星测光的微透镜事件对银河系的隆起，寻找短期的偏差，从单透镜光变曲线，这表明存在的行星同伴的主要微透镜。使用严格的事件选择标准，我们构建了一个定义明确的样本43个集中监测的事件。我们在这些事件中寻找行星扰动，在质量比和投影分离的参数空间中跨越二十年的密集采样区域，但没有找到可行的行星候选者。通过结合事件的检测效率，我们发现，在95%的置信度，不到25%的我们的主透镜有同伴的质量比q=0.01和分离的透镜区，0.6-1.6爱因斯坦环半径。使用一个模型的质量，速度和空间分布的凸透镜，我们推断，我们的大部分透镜可能是M矮星在银河系的凸。我们的结论是，在银河系隆起的M-矮星中，只有不到33%的M-矮星有质量在1.5到4 AU之间的伴星，只有不到45%的M-矮星有3个质量在1到7 AU之间的伴星，这是M-矮星行星伴星的第一个重要限制。我们考虑了有限大小的源星的影响，并改变我们的检测标准，但发现这些并没有改变我们的结论。
2001-10-11 astro-ph
Limits on Stellar and Planetary Companions in Microlensing Event OGLE-1998-BUL-14
我们目前的行星光度数据集\ob 14，高放大率（$A_{\rm max}\sim 16$）事件警告的OGLE合作对银河系的隆起在1998年。PLANET数据集共有461个I波段点和139个$V-$波段点，其中大部分是在三个月期间采集的。在此期间的中值采样间隔约为1小时，事件峰值上的$1σ$分散度为1.5%。这一事件出色的数据质量和高的最大放大率使其成为寻找短持续时间，低振幅扰动的主要候选者，这些扰动是围绕主透镜运行的行星伴星的特征。\ob 14的观测光变曲线在光度不确定性范围内与单个镜片（无配对）一致。我们计算的光变曲线的检测效率透镜同伴作为一个函数的质量比和角分离的两个组件。我们发现，同伴的质量比$\ge 0.01$被排除在95%的置信水平之间的预测分离$0.4-2.4 \re$，其中$\re$是爱因斯坦环半径的主透镜。假设主星是一颗具有$\re\sim3 {\rm AU}$的G矮星，我们对这一事件的探测效率是：对于质量和距离与木星相同的伴星，探测效率为$\sim 60%$;对于质量和距离与土星相同的伴星，探测效率为$\sim5%$。我们对像Upperdance And和14 Her这样的行星的效率超过75%。
1999-12-22 astro-ph
A Low-Mass Planet with a Possible Sub-Stellar-Mass Host in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192
我们报告在微透镜事件MOA-2007-BLG-192中探测到一颗质量比为q ~ 2 x 10^（-4）的太阳系外行星。最佳拟合的微透镜模型同时显示了微透镜视差和有限源效应，结合这两种效应可以得到主星的透镜质量为M = 0.060（+0.028 -0.021）Msun，行星的透镜质量为m = 3.3（+4.9 -1.6）Mearth。然而，行星偏差的观测范围是稀疏和不完整的，并且在没有源星颜色测量的情况下估计了源的半径。因此，质量比和有限源测量的2-sigma限制很弱。尽管如此，微透镜视差信号显然倾向于亚恒星质量的行星宿主，光变曲线中有限源效应的测量支持这一结论。用甚大望远镜（VLT）NACO仪器拍摄的自适应光学图像与一颗透镜星一致，这颗透镜星要么是棕矮星，要么是主序底部的恒星。后续的VLT和/或哈勃太空望远镜（HST）观测将确认主星是一颗棕矮星，或者探测到低质量的透镜星，并精确确定其质量。在这两种情况下，透镜星MOA-2007-BLG-192 L都是已知质量最低的主星，而行星MOA-2007-BLG-192 Lb可能是迄今为止发现的质量最低的系外行星，除了质量最低的脉冲星行星。
2008-05-30 astro-ph
