银河系隆起金属丰度分布的线索：OGLE -2007_BLG-349 S的丰度

OGLE-2003-BLG-262：来自质点透镜的光子源效应

OGLE-2003-BLG-262: Finite-Source Effects from a Point-Mass Lens

我们分析了OGLE-2003-BLG-262，这是一个相对较短的tE =12.5 ± 0.1天的微透镜事件，它是由一个质点透镜通过银河系核球中的K巨星源表面而产生的。我们利用有限源效应测量了爱因斯坦角半径，θ_E=195+-17 μ as，从而将透镜质量限制在半峰全宽区间0.08 < M/M_sun < 0.54。透镜-源相对自行为μ_rel = 27 ± 2 km/s/kpc。这两个值都是朝向凸起检测到的晶状体的典型预期值。尽管事件的持续时间很短，我们检测到边缘的证据为“视差不对称”，但认为这是更有可能引起的加速源，二元透镜，或可能由统计波动。虽然OGLE-2003-BLG-262只是迄今为止第二个公布的镜头通过光源的事件，但随着新的OGLE-III调查的到位，此类事件将变得更加常见。因此，我们给出了详细的分析，这一事件的帐户，以方便研究未来的这类事件。

The Many Possible Interpretations of Microlensing Event OGLE-2002-BLG-055

Microlensing event OGLE-2002-BLG-055 is characterized by a smooth, slightly asymmetric single-lens curve with an isolated, secure data point that is ~0.6 magnitudes brighter than neighboring points separated by a few days. It was previously suggested that the single deviant data point and global asymmetry were best explained by a planetary companion to the primary lens with mass ratio log(q)=-3 to -2, and parallax effects induced by the motion of the Earth. We revisit the interpretation of OGLE-2002-BLG-055, and show that the data can be explained by wide variety of models. We find that the de…

A=256微透镜事件对行星伴星的约束：OGLE-2003-BLG-423

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%。

极富金属的膨胀G矮星OGLE-2006-BLG-265的高分辨光谱

A High-Resolution Spectrum of the Extremely Metal-Rich Bulge G-Dwarf OGLE-2006-BLG-265

我们给出了一个R= 45，000的银河系凸起G矮星OGLE-2006-BLG-265的凯克光谱，尽管曝光时间很短（15分钟），但它具有很高的（~60）信噪比，因为源放大了A~135。虽然它的金属含量非常丰富（[Fe/H]=0.56），但与通常在核球中测量到的发光红巨星相比，这颗恒星的温度更高，这使得它的光谱中有许多未混合的原子线。我们测量了17个元素的丰度，包括在一个球星的第一丰度为S和铜。[alpha/Fe]比值是太阳下的，而奇数Z元素则是稍微超太阳的，这种趋势也可以在核球和本地银河系盘中更富含金属的恒星中看到。因为这颗恒星是一颗矮星，所以[O/Fe]、[Na/Fe]和[Al/Fe]的比值不能归因于内部混合，就像有时对巨星所宣称的那样。通过精心设计的机会目标观测，每年可以获得大约12颗核突矮星的类似高分辨率光谱。

微透镜事件OGLE-2005-BLG-071中的类木行星

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。

OGLE 2004- BLG-254：由单个微透镜空间分辨的K3 III银河系膨胀巨人

OGLE 2004-BLG-254: a K3 III Galactic Bulge Giant spatially resolved by a single microlens

我们提出了一个OGLE 2004-BLG-254的分析，一个高放大率和相对较短的持续时间的微透镜事件，其中的源星，一个膨胀K3巨星，已被空间解决的点状透镜。我们用OGLE和PLANET望远镜获得了事件光变曲线的密集光度覆盖，以及使用UVES/VLT摄谱仪在光源仍被放大20倍时拍摄的高信噪比光谱。我们对这一事件的密集覆盖使我们能够在I和R波段测量源星的临边变暗。我们还比较了以前的测量的线性边缘变暗系数涉及GK巨星与ATLAS大气模型的预测。我们讨论的情况下，K-巨星，并发现之间的不一致的边缘变暗的测量和模型的预测，这可能是由于线性边缘变暗的法律的不足。

根据PLANET观察结果对二元晶状体事件OGLE-2002-BLG-069进行全面表征

Full characterization of binary-lens event OGLE-2002-BLG-069 from PLANET observations

我们分析了由PLANET和OGLE获得的焦散交叉双透镜微透镜事件OGLE-2002-BLG-069的光度数据。由于出色的光度和光谱覆盖的事件，我们能够约束的镜头模型之间的密切和广泛的二元透镜已知的模糊性。年视差的检测结合扩展源效应的测量，使我们能够确定竞争模型的镜头组件的质量，距离和速度。虽然包含近距离双星透镜的模型导致了透镜质量为M=（0.51 ± 0.15）Msol，距离为DL =（2.9 ± 0.4）kpc的膨胀盘透镜方案，但宽距离双星透镜方案需要一个相当不可信的双星黑洞透镜（M >=126 Msol）。此外，我们比较了目前最先进的数值和经验模型的源，一个G5 III隆起巨人的表面亮度分布。我们发现，一个线性的边缘暗化模型的源星的大气是一致的数据，而PHOENIX大气模型假设LTE和没有自由参数不匹配我们的观察。

关于OGLE-2006-BLG-109L行星系统的可居住性

On the habitability of the OGLE-2006-BLG-109L planetary system

我们研究了太阳系外行星系统OGLE-2006-BLG-109 L的宜居带（HZ）中假定的地球质量行星的动力学，OGLE-2006-BLG-109 L与太阳系非常相似。我们的工作受到Malhotra和Minton（2008）的启发。利用线性拉普拉斯-拉格朗日理论，他们发现了一种强烈的长期共振，可能会激发HZ中轨道的大偏心率。然而，由于轨道参数的不确定性或不受约束，在低阶平均运动共振所跨越的相空间的动力学活跃区域中可能会发现微扰子系统。为了推广这个长期模型，我们构造了一个半解析平均方法的限制问题。大行星的长期轨道近似的数值平均密切元素。它们被用来计算类地行星的平均轨道的高阶解析长期理论在我们以前的工作中发展的手段。我们发现在参数空间中的问题，其中稳定的，准圆轨道的HZ是允许的区域。在HZ的偏心率的激发强烈依赖于木星轨道的拱点角。对于某些角度，偏心率和半长轴的组合与观测一致，类地行星可能在低偏心率轨道上生存。我们还研究了后牛顿重力修正对最内层长期共振的影响。

3000倍微透镜事件OGLE-2004-BLG-343的行星探测效率

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。

关于太阳系外小而冷的行星的可能性质：OGLE-2005-BLG-390 Lb是完全冻结的吗？

On the Possible Properties of Small and Cold Extrasolar Planets: Is OGLE-2005-BLG-390Lb Entirely Frozen?

太阳系外的行星和几个地球一样轻，现在正在被探测到。这样的行星可能不是气体或冰巨星。在这里，我们提出了一个小而冷的太阳系外行星的可能性质的研究，适用于最近发现的行星OGLE-2005-BLG-390 Lb（Beaulieu et al. 2006）的情况。这颗行星（5.5[+5.5/-2.7]地球质量）的轨道距离银河系隆起的一颗古老的M-型恒星2.6[+1.5/-0.6]天文单位。由于地表温度较低（35至47 K），这颗行星应该完全冻结。然而，根据行星中岩石与冰的质量比，辐射加热可能足以使冰壳中存在液态水成为可能。这种可能性被估计为行星质量和从母星接收到的照明的函数，两者都与观测约束密切相关。这些结果分别针对贫水和富水行星。我们发现在9-10 Gyr的任何情况下都不可能存在海洋，这是突出部恒星的典型年龄。然而，我们发现，在过去，当这颗行星的年龄小于50亿年时，液态水可能存在于冰冷的表面之下。尽管如此，地球现在很可能完全冻结。

微透镜OGLE-2005-BLG-169意味着冷海王星般的行星很常见

Microlens OGLE-2005-BLG-169 Implies Cool Neptune-Like Planets are Common

在极高倍率（A~800）微透镜事件OGLE-2005-BLG-169中，我们发现了一颗质量比为q~ 8 e-5的海王星行星伴星。如果母星是主序星，它的质量约为0.5 M_sun，意味着行星质量约为13 M_earth，投影距离约为2.7 AU。当对它们的峰值进行强烈监测时，类似于OGLE-2005-BLG-169的高放大率事件对海王星质量比行星几乎完全敏感，其投影距离为0.6至1.6爱因斯坦半径，相当于目前情况下的1.6- 4.3 AU。只有另外两个这样的事件被足够好地监测到海王星，因此这一探测本身表明海王星质量比行星是常见的。此外，最近在一次低放大率事件中发现了另一颗海王星，距离其母星的距离相似，这更常见，但对行星的敏感度要低得多。结合这两个检测结果，在行星-恒星距离仅为0.4十年的情况下，得到90%的频率上限和下限f=0.37^{+0.30}_{-0.21}。特别是，在90%置信度下，f>16%。母星没有质量为1000亿的伴星，其预测的距离是探测到的行星的5倍。透镜-源的相对自行为μ~7- 10 mas/yr，这意味着如果透镜足够亮，I<23.8，则在峰值后3年就可以被HST探测到。这将允许对透镜质量和距离以及行星的质量和预计分离进行更精确的估计。类似OGLE-2005-BLG-169 Lb的行星很难被其他行星探测方法探测到，包括径向速度、凌日或天体测量。

OGLE-2003-BLG-238：孤立星的微透镜质量估计

OGLE-2003-BLG-238: Microlensing Mass Estimate of an Isolated Star

微透镜是唯一已知的直接测量缺乏可见伴星的恒星质量的方法。在微透镜观测量方面，质量由M=（c^2/4G）\tilde r_E θ_E给出，因此需要测量爱因斯坦角半径θ_E和投影爱因斯坦半径\tilde r_E。同时测量这两个参数是非常罕见的。在这里，我们分析OGLE-2003-BLG-238，一个异常明亮的（I_min=10.3），高放大率（A_max = 170）的微透镜事件。明显的有限源效应允许测量θ_E = 650 μ s。虽然事件的时间尺度只有t_E = 38天，但仍然可以得到微透镜视差的弱约束：在1 σ水平上，4.4 AU < \tilde r_E < 18 AU。这两个参数测量一起产生0.36 M_sun < M < 1.48 M_sun的透镜质量范围。就像MACHO-LMC-5的情况一样，它是唯一一颗通过引力效应确定质量的恒星（除了太阳），这个估计相当粗略。然而，它确实证明了该技术的可行性。我们还讨论了单透镜质量测量的未来前景。

OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53行星主星的识别

Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star

我们提出的结果HST观测的主恒星的第一个明确的太阳系外行星微透镜检测。光变曲线模型预测，在HST影像中，透镜星与源星的距离约为6 mas。如果透镜星是晚G、K或早M矮星，那么它将在HST图像中作为与源图像混合的额外光源可见。除非透镜和光源具有完全相同的颜色，否则它的存在也将通过光源和透镜在不同滤波器带中的质心之间的系统移位来揭示。HST的数据显示了这两种效应：在ACS/HRC-F814 W滤波器中，与源星位置相匹配的HST源比微透镜模型预测的亮0.21等，并且在F814 W和F435 W滤波器波段中，该源的质心之间存在约0.7mas的偏移。我们的结论是，在这些HST图像中已经检测到了行星状主星，并且这种透镜星的识别使得透镜系统的完整解决方案成为可能。镜头参数是通过贝叶斯分析确定的，对测量参数的不确定性、星际灭绝进行平均，并考虑到源星存在联星伴星的可能性。由此得到的恒星质量为M_* = 0.63（+0.07/-0.09）M_solar，行星质量为M_p = 2.6（+0.8/-0.6）M_Jup，轨道间距为4.3（+2.5/-0.8）AU。因此，透镜系统类似于我们自己的太阳系，有一颗质量约为3亿亿倍的行星围绕一颗质量为太阳质量三分之二的恒星运行。这些结论可以用未来的HST图像来检验，这应该揭示出由于透镜-源的相对自行而导致的混合源加透镜点扩散函数的加宽。

OGLE-2005-BLG-071 Lb，最大的M矮星伴星？

OGLE-2005-BLG-071Lb, the Most Massive M-Dwarf Planetary Companion?

我们结合所有可用的信息来限制OGLE-2005-BLG-071 Lb的性质，这是通过微透镜发现的第二颗行星，也是第一颗在高放大率事件中发现的行星。这些包括来自哈勃太空望远镜的测光和天体测量，以及从地面光变曲线提取的高阶效应的约束，例如微透镜视差，行星轨道运动和有限源效应。我们的初步分析得出的结论是，类木行星OGLE-2005-BLG-071 Lb的宿主是一个M矮星在前景盘，质量M= 0.46 +/- 0.04 Msun，距离D_l = 3.3 +/- 0.4 kpc，厚盘运动学v_LSR ~ 103 km/s。从最佳拟合模型来看，这颗行星的质量为M_p = 3.8 +/- 0.4 M_Jup，与其宿主的投影距离为r_perp = 3.6 +/- 0.2 AU，因此其平衡温度为T ~ 55 K，即，类似于海王星。一个不太受Δχ^2 = 2.1（或2.2，取决于碰撞参量的符号）支持的简并模型给出了类似的行星质量M_p = 3.4 +/- 0.4 M_Jup，具有较小的投影分离，r_ \perp = 2.1 +/- 0.1 AU，以及更高的平衡温度T ~ 71 K。这些初步分析的结果表明，OGLE-2005-BLG-071 Lb很可能是迄今为止发现的最大质量的行星。然而，在M-矮行星系统的外部区域形成这样的高质量行星同伴被预测在核心吸积情景中是不可能的。这个初步的分析有一些需要注意的地方…

根据OGLE-III 2002年微透镜观测数据分析银河系行星的丰度

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。

MOA在高放大率引力微透镜事件中对太阳系外行星的研究

Study by MOA of extra-solar planets in gravitational microlensing events of high magnification

太阳系外行星的搜寻是在三个高放大率的引力微透镜事件中进行的，分别是：OOO 98-BLG-35、OOO 99-LMC-2和OGLE 00-BUL-12。光度测定法来自MOA和OGLE小组使用图像减法技术的观测图像。对于CANOO 98-BLG-35，包括来自MPS和PLANET组的额外光度测定。这三个事件的行星模型是在超级集群计算环境中进行的。估计解释没有行星的CAMO 98-BLG-35数据的概率<1%。最好的行星模型是质量为~（0.4-1.5）X 10^-5 M_Earth的行星，投影半径为~1.5或~2.3 AU。我们展示了如何将多行星模型应用于数据。我们计算了这三个事件的排除区域，并发现对于OOO 98-BLG-35和OGLE 00-BUL-12，可以排除质量为100亿的行星，其投影半径从大约30 AU到大约0.5 AU。对于CAMO 99-LMC-2，其排斥区延伸到大约10天文单位，构成了对河外恒星的行星伴星的第一个限制。我们推导出OGLE 00-BUL-12的特别高的峰值放大倍数~160。我们将讨论在这一事件和类似事件中质量低至水星的行星的可探测性。