Using Astrometry to Deblend Microlensing Events
我们讨论了通过观测透镜星的天体测量位移来研究微透镜事件的前景。由于微透镜搜索通常在非常拥挤的领域进行，因此预计恒星将受到混淆限制，而不是受到光子统计的限制。通过在拥挤的领域进行模拟的事件，我们发现，如果我们假设一个黑暗的透镜和透镜的恒星服从幂律光度函数，$n(L)\propto L^{-β}$，超过一半的模拟事件显示出可测量的天体测量的转变。我们的模拟包括20000颗恒星在一个$256\times 256$奈奎斯特采样CCD帧。对于$β=2$，我们发现58%的事件是显著混合的$(F_{\ast}/F_{tot}\leq 0.9)$，其中73%具有大的天体测量偏移$(\geq 0.5 pixels)$。同样，对于$β=3$，我们发现85%的事件是显著混合的，其中85%的事件有很大的变化。此外，移位与混合的程度弱相关，这表明不仅可以检测混合的存在，而且可以使用移位信息统计地去混合事件。
1997-08-19 astro-ph
Rates for Color Shifted Microlensing Events
如果造成银河核球星引力微透镜效应的天体是暗淡的矮星，那么透镜的混合光将扭曲引力微透镜光变曲线的形状，并在事件期间改变观察到的恒星的颜色。目前调查的分辨率不够准确，无法观察到这种影响，但应通过频繁和精确的后续观察来检测。我们计算的ML事件的形状失真将观察到这样的后续观测的预期率，假设透镜是普通的主序星在酒吧和磁盘。我们研究了色移（CS）事件的速率对后续观测的频率和各种波段配对的测光精度的依赖性。我们发现，对于典型光度误差为0.01等的$B$和$K$的每小时观测，在95%的置信水平下，主序核球星透镜事件的28%和核球巨星事件的7%将产生可测量的CS。对于在$V$和$I$中的观测，分数分别变为18%和5%，但通过改进光度精度和增加采样频率，可以增加到40%和13%。我们概述了如何质量，距离和横向速度的镜头可以获得，给出典型的错误的例子。我们将讨论如何CS事件可以区分的源混合与二进制伴侣的事件。
1995-11-08 astro-ph
Microlensing by Stars
如果位于主序星下端的恒星是造成银河系隆起中观测到的微透镜现象的原因，那么来自透镜恒星的光对观测到的亮度也有贡献。背景星和透镜星通常具有不同的颜色，并且在微透镜事件期间相对亮度发生变化。因此，如果以燃烧氢的恒星为透镜，微透镜光变曲线就不是完全消色差的。在大多数情况下，色移太小而无法观察到，但我们认为，鉴于目前的微透镜率，在不久的将来可以观察到一些色移微透镜事件是合理的，特别是如果优化策略来搜索它们。虽然罕见，但这样的事件可能会提供丰富的信息：两个波段的光变曲线可以用来确定两颗恒星的质量和距离，以及透镜恒星的横向速度。附加波段的光变曲线可使测定更精确。
1994-10-19 astro-ph hep-ph
Properties of Planet-induced Deviations in the Astrometric Microlensing Centroid Shift Trajectory
本文研究了微透镜源星质心运动轨迹（天体测量曲线）中行星引起的偏差的性质以及天体测量偏差与光度偏差之间的相关性。为此，我们构建了多余的质心位移的向量场映射。通过对星图的研究，我们发现天体测量偏差与光度偏差密切相关。天体测量偏差随着光度偏差的增加而增加，当光变曲线有正偏差时，$Δ\deltavec$指向行星，反之亦然。我们还提出了过多的质心位移地图的透镜系统与行星分离，行星/主要质量比，和源大小的各种值，以显示这些参数的变化的模式的过多的质心位移。
2001-08-09 astro-ph
Color Effects Associated with the 1999 Microlensing Brightness Peaks in Gravitationally Lensed Quasar Q2237+0305
本文介绍了1995-2000年在高海拔迈达纳克天文台1.5米望远镜上对Q2237+ 0305引力透镜在VRI波段的测光情况。在2000年7月至10月期间对Q2237+0305的监测几乎是每天进行的，没有发现在这段时间内组件的亮度发生快速变化（夜间和夜间）。在2000年7月23日至10月7日期间，观测到了R带B、C分量0.08等的衰减和D分量0.05等的增亮。幸运的是，1999年的三个夜晚几乎是图像C的强亮度峰值的时间，并且大约在图像A亮度峰值的上升斜率的中间。C分量是1998年和1999年系统中最蓝的分量，自1997年8月以来，其（V-I）颜色从0.56等变为0.12等，而其亮度在此期间增加了近1.2等。A分量在1998年8月至2000年8月之间的表现类似，在R中变得明亮0.47等，同时，变蓝0.15等。颜色变化和分量幅度变化之间的相关性被证明是显着的，达到0.75，与回归线斜率为0.33。颜色（V-I）vrs颜色（V-R）图显示了聚集在一个簇中的组分，沿着斜率为1.31的线拉伸。这两个斜率都明显小于那些预期的，如果一个标准的银河系星际红化规律负责图像之间的颜色差异和它们随时间的变化。我们将亮度和颜色的变化归因于类星体结构的微透镜效应，我们得出的结论是，在较短的波长下，类星体结构更加紧凑，正如大多数具有能量中心源的类星体模型所预测的那样。
2003-12-29 astro-ph
Observational Evidence for the Effect of Amplification Bias in Gravitational Microlensing Experiments
最近Alard \markcite{alard1996}提出了一种通过检测恒星像心的移动来识别混合星中透镜源的方法，即$δx$。Goldberg和Woeranniak \markcite{goldberg1997}实际上将这种方法应用于OGLE-1数据库，发现15个事件中有7个显示出$δx \gtrsim 0.2$ arcsec的显著质心偏移。质心移动的量已经由Goldberg在理论上估计。\markcite{goldberg1997}然而，他一般地处理该问题，而没有将其应用于特定的调查或领域，因此基于简单的玩具模型光度函数（即，权力法则）。本文利用Holtzman等人的\markcite{holtzman1998}利用HST观测到的精确恒星LF，构造了银河系核球事件的$δx$的期望分布。它们的LF直到$M_I\sim 9.0$（$M_V\sim 12$）都是完整的，对应于暗淡的M型星。在我们的分析中，我们发现，定期混合不能产生很大一部分的事件与可测量的质心位移。相比之下，一个显着的一部分的事件将有可测量的质心移动，如果他们受到放大偏置混合。因此，Goldberg & Woorphniak对大部分微透镜事件的大质心位移的测量证实了Han和Alard的预测，即大部分银河系隆起事件受到放大偏置混合的影响。
1998-04-26 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
Better Astrometric Deblending of Gravitional Microlensing Events by Using the Difference Image Analysis Method
由于选择非常密集的恒星场以获得更高的事件率，当前的微透镜搜索遭受由混合效应引起的大的不确定性。为了测量微透镜事件的光变化而不受混合效应的影响，提出了一种新的微透镜搜索差分图像分析（DIA）方法。然而，即使使用DIA方法获得的光变曲线，由于难以确定源星的基线通量，预计确定的爱因斯坦时标的不确定性不会大幅降低。然而，在本文中，我们表明，如果混合效果的调查通过检测源星图像质心的移动，DIA方法将允许一个检测的混合效果与显着增强的效率相比，目前的方法的效率的基础上PSF测光（PSF方法）。这是因为对于给定事件，通过使用DIA方法可测量的质心偏移$δθ_{\rm c,DIA}$ { \it总是}大于通过使用PSF方法可测量的质心偏移$δθ_{\rm c,PSF}$。我们发现，比例$δθ_{\rm c,DIA}/δθ_{\rm c,DIA}$迅速增加，混合光的分数增加。此外，对于受相同比例的混合光影响的事件，比率$δθ_{\rm c,DIA}/ δθ_{\rm c,DIA}$对于具有较低放大率的事件更大。因此，通过使用DIA方法的质心偏移测量将是检测混合效应的有效方法，特别是高度混合的事件，对于所确定的爱因斯坦时间尺度中的不确定性是大的，以及低放大事件，对于当前方法是非常低效的。
2000-01-27 astro-ph
Signatures of Accretion Disks in Quasar Microlensing
我们提出，透镜类星体的多个图像的短时间尺度上的相对变化，去除时间延迟后，可能是由热点或其他移动结构的吸积盘交叉微透镜焦散引起的恒星质量的物体在透镜星系。在0957+561的两张图像中报告了这种变化。短的持续时间可能是由于圆盘的高转速（v/c ~ 0.1），而不是行星质量的物体在缓慢移动（v/c ~ 0.001）的镜头。这种解释可以通过发现周期性，或相关的光谱和通量的变化，由于多普勒效应在磁盘中得到证实。我们还提出了静止吸积盘的另一个特征（没有内在的变化）：在吸积盘的放大率的梯度应引起图像之间的相对颜色变化，其符号和幅度与图像之间的通量差的时间导数相关。由圆盘颜色的径向变化引起的其他颜色项在放大率梯度中是二阶的。本文提出的方法可以首先验证超大质量黑洞附近的吸积盘是类星体连续辐射的来源，然后再进行研究。
1996-12-14 astro-ph
Constraining Galactic Models Through Parallax and Astrometry of Microlensing Events
近年来，为了解释大麦云云（LMC）的微透镜效应，人们提出了各种关于大质量致密晕天体（MACHO）在银河系分布的模型。拟合最佳模型的一种直接方法是测量透镜参数，可以通过测量爱因斯坦穿越时间和微透镜光变曲线上的视差效应以及通过天体测量图像的质心来获得透镜参数。在这项工作中，这些参数的理论分布得到的各种幂律银河系暗晕模型和银河系质量函数（MF）。对于自透镜作为解释LMC事件的模型之一，图像质心的最大偏移和视差参数比具有暗晕的模型小一个数量级。这可以作为自透镜效应的一个检验，虽然像质心的移动0.02 { \it mas}，对于LMC事件，不太可能被FAME，GAIA和SIM等天体测量任务观测到。
2005-04-07 astro-ph
AgapeZ1: a Large Amplification Microlensing Event or an Odd Variable Star Towards the Inner Bulge of M31
AgapeZ 1是在Agape数据中发现的最亮和持续时间最短的微透镜候选事件。它发生在距离M31中心仅42英寸的地方。我们的测光结果表明，事件6的半强度持续时间为4.8天，在最大亮度时，我们测量到的恒星星等为R=18.0，B-R=0.80等色。对HST档案的搜索在投影事件位置误差框内产生了一个单一的解析恒星。它的大小是R=22。
1998-12-17 astro-ph
Detectability of the Parallax-induced Deviations in the Astrometric Centroid Shift Trajectories of Gravitational Microlensing Events
如果通过使用高精度干涉仪从源图像质心偏移$\vdelta\vtheta_c$的天体测量获得的透镜自行确定透镜质量，则可以大大减小透镜质量的不确定性。然而，对于透镜参数简并的完全分辨率，需要通过测量质心偏移轨迹$\vDelta \vdelta \vtheta_c$中的视差引起的偏差来确定透镜视差。在本文中，我们调查的$\vdelta\vtheta_c$和$\vDelta\vdelt\vtheta_c$的可探测性，通过确定的分布的最大质心位移和平均最大偏差预期不同类型的银河系微透镜事件所造成的各种质量。从这次研究中我们发现，只要光源足够亮，可以进行天体测量观测，那么对于质量大于0.1 M_（\odot）的大多数事件，无论事件类型如何，$\vdeltavxtheta_c$都可以很容易地从观测中探测到，不仅使用空间干涉测量任务（SIM，检测阈值约为3 μ-as），也可以使用地基干涉仪（阈值约为30 μ-as）。然而，从地面观测中探测$\vDelta\vdelta\vtheta_c$对于几乎所有的银河系核球自透镜事件都是困难的，并且只限于小部分的盘核球和晕-LMC事件，因为这些事件的偏差相对较大。另一方面，从使用SIM的观测来看，对于大多数盘状凸起和晕状LMC事件，甚至对于一些凸起自透镜事件，检测$\vDelta\vdelta\vtheta_c$将是可能的。因此，对于透镜参数简并的完整分辨率…
2000-11-04 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
Parallax-Shifted Microlensing Events from Ground-Based Observations of the Galactic Bulge
地面微透镜观测中的视差效应是由地球轨道运动引起的标准微透镜光变曲线的畸变组成的。在大多数情况下，当前ML调查的分辨率不足以观察到这种效应，但可以想象，通过对正在进行的ML事件进行频繁的后续观察，可以检测到视差。我们计算的事件视差失真将被检测到这样的观察，采用银河系模型与所观察到的ML时间尺度（$t_0$）分布的预期比例。我们研究的依赖于采样频率和测光精度的事件的速率的弛豫移位。例如，我们发现，对于典型光度误差为0.01 mag的每小时观测，6%的事件中透镜在凸起中，31%的事件中透镜在圆盘中，（或整体事件的$\approx 10$）将在95%的置信水平上产生可测量的视差偏移。这些分数可以通过改进的光度精度和增加的采样频率来增加。视差测量产生减小的横向速度$\tilde{v}$，其给出作为距离的函数的相对横向速度和透镜质量。我们给出了$\tilde{v}$可以在典型的视差事件测量的精度的例子。仅使用3个标准ML参数来拟合可能因视差或混合而变形的ML光曲线，可能会导致这些量的推断值不正确。我们发现，从这样的拟合推断的时间尺度倾向于移动事件持续时间分布的$\approx 10$ \%向较短的$t_0$与磁盘透镜的事件，但不影响凸透镜。在这两种情况下，冲击参数分布在低端和高端都略有下降。
1996-04-24 astro-ph
HST Imaging of MEGA Microlensing Candidates in M31
我们调查$HST$ /ACS和WFPC 2图像在5个候选微透镜事件的位置，从一个大的调查的变化，在M31（MEGA）。三个密切匹配未解决的来源，两个只产生通量上限。所有这些都局限于色星等图中的区域，在那里恒星的变化不太可能轻易地与微透镜相混淆。红色变星不能解释这些事件（尽管背景超新星可能是两个）。如果这些透镜出现在M31的晕中，它们是由于质量为$0.15 < m / M_\odot < 0.49$（95%的确定性，对于$δ$函数质量分布），盘状透镜是棕矮星，而凸起透镜是恒星质量。
2005-10-06 astro-ph
Red Clump Stars as a Tracer of Microlensing Optical Depth
Zaritsky和Lin最近提出，大麦云（LMC）的色星等图包含了前景红团星的证据。他们将其解释为潮汐碎片或距离$\sim 35$ kpc的矮星系的证据，这可能是由CNOO合作观察到的大引力微透镜光学深度的原因。我推导出这样一个前景人口的微透镜光学深度和所观察到的前景红团星的密度之间的关系。最近对Pop I和Pop II恒星质量函数的观测结果表明，Zaritsky和Lin所声称的前景红团星的表面密度意味着在$τ_{fg} = 0.8-3.6\times 10^{-8}$范围内的微透镜光学深度，它仅为由OOO合作组确定的$τ_{LMC}$的3-13%。如果前景星群与大麦哲伦星系有相似的恒星形成历史，那么隐含的$τ_{fg}$只有$τ_{LMC}$的3-4%。
1997-10-13 astro-ph
Astrometric Microlensing of Stars
由于天体测量精度的显著提高，在不久的将来将有可能观测到由于大质量致密天体（“天体测量微透镜”）介入而引起的被观测恒星的光质心偏移。即将进行的空间飞行任务，如SIM和GAIA，将根据所观测恒星的星等提供4至60微弧秒精度的测量，预计在更遥远的将来将达到约1微弧秒的精度。有两种不同的方式，其中天体测量微透镜信号可以用来推断信息：一种可能性是执行天体测量的后续观测光度检测微透镜事件，另一种是执行调查的基础上天体测量观测。在0.7微弧秒的阈值下，盘星在给定时间对银河系隆起中的给定源向巴德窗引入大于阈值的质心偏移的概率达到100%，而在5微弧秒的阈值下，该概率为2%。然而，这种质心偏移在典型的光度微透镜事件的时间尺度期间变化不大。因此，天体测量的后续工作（例如SIM）预计不会受到盘星引起的统计天体测量微透镜的干扰，因此可以推断出有关导致光度事件的透镜性质的额外信息。对于即将到来的任务GAIA，我们预计约1000颗观测到的恒星将在其5年寿命内显示出可检测的天体测量微透镜信号。这些事件可以用来确定透镜的精确质量，并推导出银河系圆盘的质量和尺度参数（长度和高度）。
1999-12-07 astro-ph
Correction for Blending Problem in Gravitational Microlensing Events by Using Hubble Space Telescope
确定微透镜参数的最大不确定性来自源恒星图像的混合，因为目前的实验正在对非常密集的恒星场进行：银河系凸起和麦哲伦云。实验试图通过引入一个额外的透镜参数，剩余通量来校正单个事件的混合效应，但是由于参数之间的简并性，这种方法在导出的透镜参数中具有非常大的不确定性。在本文中，我建议使用哈勃太空望远镜（HST）来校正混合效果。利用HST的高分辨能力，结合地面观测的颜色信息，可以在混合视宁盘中唯一地识别透镜源星，从而大大降低了时间尺度的不确定性。
1997-04-22 astro-ph
The SuperMACHO Microlensing Survey
我们目前的第一个结果，从我们的下一代微透镜的调查，超透镜项目。我们正在使用CTIO 4米布兰科望远镜和MOSAIC成像仪对大麦云（LMC）进行微透镜搜索。我们计划确定人口的性质负责的过度微透镜率所看到的CNOMO项目。我们的观察策略经过优化，可以测量LMC表面的微分微透镜率。我们发现这个衍生物是相对不敏感的LMC的内部结构的细节，但星系晕和LMC自透镜之间的强判别。2003年12月，我们完成了第三年的调查工作。2003年也标志着实时微透镜警报和光度学和光谱学后续行动的第一年。我们已经提取了几十个微透镜候选者，我们提出了一些初步的光变曲线和相关信息。与CNOMO项目类似，我们发现LMC背后的SNe是一种重要的污染物-这种背景尚未从我们目前的单色候选样品中完全去除。我们的后续策略进行了优化，以区分SNe和真正的微透镜。
2004-09-07 astro-ph
Short-timescale Fluctuations in the Difference Light Curves of QSO 0957+561A,B: Microlensing or Noise?
利用类星体0957+ 561 A，B的光学R波段数据，我们制作了两条新的差光变曲线（A像的时移光变曲线和B像的星等移光变曲线重叠约330天）。我们观察到零线周围的噪声行为，没有短时间尺度的事件（持续时间为几个月），其中事件一词指的是一个突出的特征，可能是由于微透镜或另一个可变性来源。只有一个事件持续两个星期，上升- 33 mmag被发现。测量的限制可能的微透镜变化可以用来获得信息的粒度的暗物质在主透镜星系和大小的源。此外，还可以测试观测噪声引起差信号均方根平均值和局部特征的能力。我们集中讨论了最后一个问题。组合光度计与由固有信号加上高斯观测噪声组成的过程有关。本征信号被假定为平滑函数（多项式）或平滑函数加上平稳噪声过程或相关平稳过程。利用这三张无微透镜的照片，我们导出了与观测完全一致的模型。最后，我们讨论了我们的望远镜（在泰德天文台）的灵敏度的几类微透镜的变化。
2000-10-14 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
On the Astrometric Behavior of Binary Microlensing Events
尽管怀疑有相当一部分的银河系透镜是二元的，但目前的光度测量只检测到了一小部分的二元微透镜事件。非焦散交叉事件的检测效率特别低，这包括大多数的二元透镜事件，由于缺乏独特的功能，在他们的光变曲线结合从一个单一的点质量事件的标准光变曲线的小偏差。此外，即使检测到它们，由于严重的简并问题，也很难确定二元透镜参数的解。在本文中，我们研究的性质，二进制透镜事件预期时，他们的天体测量使用高精度干涉仪。为此，我们构建了过量质心位移的矢量场图，其表示作为源位置的函数的二进制透镜效应质心位移与单个透镜效应事件的偏离。从分析的地图，我们发现，多余的质心位移是相当大的焦散线周围的一个相当大的区域。此外，它们的特征尺寸和方向强烈依赖于源相对于焦散线的位置，并且所得到的光质心的轨迹（天体测量轨迹）具有独特的特征，可以与其他原因引起的偏差区分开来。我们对偏差的类型进行分类，并调查它们发生的位置。由于透镜系统的几何形状与观测到的天体测量轨迹中的独特特征相结合的质心位移的强烈依赖性，天体测量双星透镜观测将提供一个重要的工具，可以探测银河系双星透镜人口的属性。
2000-11-07 astro-ph
Measuring the Rotation Speed of Giant Stars From Gravitational Microlensing
在某些引力透镜事件中，透镜会经过恒星的表面。这导致了恒星视径向速度的变化，与其旋转速度成正比。它还改变了相对于点源预期的放大率。通过测量这两种效应，可以确定旋转参数$v\sin i$。这种方法对K巨星特别有用，因为它们的湍流速度通常比它们的自转速度大。通过进行一系列径向速度测量，通常可以确定$v\sin i$，其精度与单独的径向速度测量相同。每年大约有10个微透镜凌日事件适合进行这些测量。
1996-11-07 astro-ph
Astrometric Method to Break the Photometric Degeneracy between Binary-source and Planetary Microlensing Perturbations
太阳系外的行星可以通过微透镜探测到，因为行星可以干扰主透镜产生的平滑透镜光曲线。然而，高迪指出，双星源事件的一个子集可以产生与大部分行星/恒星透镜系统产生的光变曲线非常相似的光变曲线，导致通过微透镜检测到的疑似行星系统样本受到严重污染。在本文中，我们表明，如果一个透镜事件的天文观测，可以明确地打破光度简并之间的双星源和行星透镜扰动。这是可能的，因为当透镜源图像质心的轨迹中的行星引起的扰动使点远离未扰动的椭圆轨迹的开口时，而由双星源伴随点引起的扰动总是朝向开口。因此，使用未来高精度干涉仪进行天体测量微透镜观测对于微透镜行星探测的可靠确认将是重要的。
2001-07-27 astro-ph
Large-Scale Model of the Milky Way: Stellar Kinematics and Microlensing Event Timescale Distribution in the Galactic Bulge
我们建立了一个恒星动力学模型的银河系棒球和磁盘，使用新实现的自适应粒子方法。基础的质量模型先前已被证明与银河系近红外表面亮度以及气体运动学观测相匹配。在这里，我们表明，新的恒星动力学模型也符合观察到的恒星运动学在几个凸起领域，其分布的微透镜事件的时间尺度再现了观察到的时间尺度分布的{ \it PINO}实验与一个合理的恒星质量函数。因此，该模型是进一步研究银河系的良好基础。我们还预测了视差移动事件的质量函数的观测结果。
2003-12-17 astro-ph
Searching for Unseen Planets via Occultation and Microlensing
掩星和微透镜现象在历史上是有联系的。本世纪初，月球对太阳的掩星使人们可以测量投射到太阳边缘附近的背景恒星的视位置，并将其与六个月后太阳不再影响到地球的光路时的位置进行比较。恒星位置的测量位移与广义相对论预测的掩星期间太阳引力场的透镜效应一致。这一系列讲座探讨了使用掩星和微透镜来发现和表征围绕遥远恒星运行的看不见的行星的原理，可能性和挑战。这两种技术在它们提供的关于行星系统的信息和它们最敏感的系统参数范围方面是互补的。虽然挑战很大，但微透镜和掩星都可能为发现像地球一样小的太阳系外行星提供途径。
1998-11-17 astro-ph
Identification of Bright Lenses from the Astrometric Observations of Gravitational Microlensing Events
当源星被暗透镜引力微透镜时，源星图像的形心相对于未透镜源星的位置以椭圆轨迹位移。最近，这些源星图像的质心移动的日常天文后续测量，提出了使用高精度干涉仪测量透镜自行，可以解决透镜参数简并在光度确定的爱因斯坦时间尺度。另一方面，当一个事件是由明亮的透镜引起时，天体测量的位移会受到来自透镜的光的影响，但是人们不能从观察到的轨迹中识别明亮透镜的存在，因为明亮透镜事件的最终轨迹也是椭圆。结果，从轨迹确定的透镜化参数不同于暗透镜事件的透镜化参数，导致透镜群的错误识别。在本文中，我们表明，虽然形状和大小的天体测量质心移动轨迹的改变，由于明亮的透镜，质心移动的角速度周围的视位置的非透镜源星不受透镜亮度。然后，可以通过将从角速度曲线确定的透镜参数与从观察到的质心偏移的轨迹确定的透镜参数进行比较来识别亮透镜的存在并确定其亮度。一旦确定了镜头亮度，就可以校正镜头的适当运动。由于所提出的方法提供了关于透镜亮度（暗或亮）和透镜的物理参数的校正值的信息，因此可以显著地更好地约束MACHO的性质。
1999-06-09 astro-ph
Microlensing with the space interferometer Radioastron
对于微透镜情况，图像之间的角距离或由于微透镜引起的典型的天体测量偏移约为$10^{-5}-10^{-6} μas$。这种角分辨率将通过空间-地面干涉仪射电天文望远镜达到。微透镜搜索的基本目标应该是宇宙学距离上的亮点状射电源。在这种情况下，对它们的可变性的分析和微透镜的可靠测定可以导致对它们的宇宙质量密度的估计，此外，在这种情况下，如果相应的光学深度足够高，人们不能排除非重子暗物质也形成微透镜的可能性。为了寻找微透镜，最有前景的物体通常是引力透镜系统，例如CLASS引力透镜B1600+434。然而，为了直接解析这些图像和直接检测结的视运动，必须提高射电天文学灵敏度，因为估计的通量密度太低，并且为了观察这些现象，例如，在6 cm波长处，应该将灵敏度提高10倍，否则，需要增加积分时间（假设射电源具有典型的核心-喷流结构，微透镜现象是由结的超光速视运动引起的）。因此，空间干涉仪Radioastron的发射将为研究无线电波段的微透镜提供新的优秀设施，因为在这种情况下，不仅有可能解决显微图像，而且还可以观察天体测量微透镜。
2005-11-11 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
The Nature of Parallax Microlensing Events Towards the Galactic Bulge
也许有多达30个视差微透镜事件是已知的，这要归功于对凸起进行监测的CAMO、OGLE、EROS和MOA实验的努力。使用银河系模型，我们构建模拟目录的微透镜光变曲线的凸起，允许OGLE-II实验的不均匀采样和观测误差条。在OGLE-II数据库中，δ chi ^2> 50的视差事件所占比例约为1%，尽管其他一些调查报告的比例更高。这与标准银河模型的预期一致。视差事件所占的比例强烈地依赖于爱因斯坦穿越时间（t_E），在t_E = 50天时小于5%，但在t_E > 1年时上升到50%。我们发现，视差特征的存在基本上是由观测者的加速度控制的，该加速度归一化为在观测者平面上投影的爱因斯坦半径除以t_E^2。视差事件的时间尺度，投影速度，源和透镜的位置-在我们的模拟目录的属性进行了分析。通常，约38%的视差事件是由盘星微透镜引起的，而约33%是由盘星微透镜引起的（这些盘源中，六分之一的距离为5 kpc或更少）。有一个显着的变化，平均时间尺度从32天的所有事件到130天的视差事件。其他参数也有相应的变化，例如投射到观测者平面上的透镜-源速度（所有事件约为1110 km/s，视差事件约为80 km/s）和透镜距离（6.7 kpc对3.7 kpc）。我们还评估了视差质量估计的性能，并调查我们的模拟目录是否可以重现事件的功能类似于一些被捕获的“黑洞”透镜候选人。
2005-04-25 astro-ph
Microlensing Induced Spectral Variability In Q2237+0305
几个macrolensed系统表现出光度的变化与微透镜由于恒星质量的对象位于透镜。微透镜放大的程度取决于源的大小，较小的源被放大得更多。一般来说，大于投影到源平面上的爱因斯坦半径的源的放大是可以忽略的。对于类星体Q2237+0305，四极成像透镜（Huchra等人，1985），这个半径是0.05 pc，大于预测的连续发射吸积盘的大小，但大大小于宽线区域（图1）。这种尺度差异意味着连续谱将被放大，而宽线发射在微透镜事件期间基本上保持不变（Sanitt，1971; Kayser等人，1986年）。作为一个整体，宽线发射区域太大而不能被微透镜化，但是小尺度上的子结构可以被显著放大。尽管谱线中的总通量相对不变，但子结构的微透镜效应会导致发射谱线轮廓形状的变化，并在谱线的中心波长中产生可测量的偏移（Nemiroff，1988; Schneider和Wambsganss，1990）。
1995-08-12 astro-ph
A Candidate M31/M32 Intergalactic Microlensing Event
我们报告了一个微透镜候选者的发现，该候选者在距离M32中心2 '54”的地方，最靠近M31的一侧。源的蓝色（R-I= 0.00 +/- 0.14）强有力地证明它位于M31的盘中，而视线接近M32意味着这个星系最有可能是透镜的宿主。如果这个解释是正确的，它将证实先前的论点，即M32位于M31之前。我们估计，在POINT-AGAPE数据库中应该存在一个或更少这样的事件。如果在一个专门的实验中发现更多的事件，它们可以用来测量M32的质量函数，直到一个未知的比例因子。通过使用天体测量卫星SIM或GAIA对双透镜事件的微透镜观测与对M31-M32相对自行的测量相结合，将有可能测量M31和M32的物理分离，这是为M32分配轨道所需的六个相空间坐标中的最后一个。
2002-06-21 astro-ph
The microlensing rate and mass function vs. dynamics of the Galactic bar
随着观测到的微透镜的样本量向银河系中心区域的稳步增加，透镜质量不确定性的主要来源将从简单的泊松噪声转移到我们的银河系内部动力学模型的内在非唯一性，特别是银河棒。我们使用一组简单的自洽酒吧模型来研究如何微透镜事件率作为轴比，酒吧的角度和速度分布的函数变化。棒模型的速度分布的非唯一性给透镜质量的任何预测增加了显著的不确定性（大约1.5倍）。运动学数据和自洽模型对于解除非唯一性至关重要。我们讨论了这些结果的影响的解释微透镜观测的银河系隆起。特别是，我们表明，弗里曼酒吧模型缩放到银河系凸起/酒吧的质量意味着一个典型的透镜质量约$0.8M_\odot$，一个因素的3-5倍，比其他模型的值大。
1998-01-27 astro-ph
A rigorous reanalysis of the IRAS variable population: scale lenghts, asymmetries, and microlensing
以前的工作报告了在颜色选择的IRAS变星中的条形签名。在这里，我们估计这些变量的源密度，同时始终占空间不完整的数据使用的可能性方法。确认了杆的存在，肩部为4 kpc，位置角为19 +/- 1度。非轴对称分量与轴对称分量的比率给出了棒尺寸3.3 +/- 0.1 kpc和位置角24 +/- 2度的类似估计。我们估计IRAS变星星群的标度长度为4.00 +/- 0.55 kpc，这表明这些恒星代表了旧的星盘星群。我们使用这个密度重建估计光学深度微透镜的大规模酒吧在银河系的磁盘。我们发现一个等效的轴对称磁盘的增强30%，但仍然太小，占的CNOO结果。此外，我们预测一个显着的不对称性，在积极和消极的caddes沿视线通过年底的酒吧与光学深度相媲美，在巴德的窗口。红外微透镜测量可以是用于检测或约束结构不对称性的敏感工具。更一般地说，这是贝叶斯星计数分析的试点研究。贝叶斯方法允许评估模型未知参数的先验概率;直接修改所得的似然函数以包含所有可用数据。
1997-01-13 astro-ph
Astrometric Microlensing of Distant Sources due to the Stars in the Galaxy
我们研究了由银河系中的恒星引起的远源（如类星体和射电星系）的天体测量微透镜的性质，主要集中在VERA（VLBI射电天体测量探测）项目的应用上。假设星系盘和星系球的典型参数，我们得到了10微弧秒量级的天体测量位移的最大光学厚度，在类星体盘透镜作用下为8.9 × 10 ^{-2}，在类星体球透镜作用下为3.8 × 10 ^{-2}。我们还发现，类星体盘透镜的最大光学深度比盘-盘或凸起盘透镜的情况下（假设一个典型的源距离为8至10 kpc）大一个数量级。除了光学厚度外，我们还计算了类星体盘透镜的事件率，发现类星体盘透镜的最大事件率为1.2 × 10 ^{-2}个事件/年，比盘-盘透镜的最大事件率大30倍。如此高的事件发生率意味着，如果在10年内监测银河系中心区域后面的10个类星体，至少应该检测到一个天体测量微透镜事件。因此，用VERA监测远距离射电源可以成为研究银河系中恒星引起的天体测量微透镜效应的一种新工具。我们讨论了VERA的天文微透镜的影响，通过集中在估计透镜质量，也提出了一些可能的候选人的射电源朝向天文微透镜事件应该与VERA搜索。（节略）
2002-01-04 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
Searches of stellar mass dark matter from an analysis of variabilities of high red-shifted QSOs
我们认为微透镜对高红移类星体的X射线变化的贡献。这种效应可能是由位于类星体的凸起或/和晕中的恒星质量物体（SMO）以及观测者与类星体之间的宇宙学距离引起的。宇宙学上分布的引力微透镜可以局限于星系中（甚至在引力微透镜的凸起或晕中），也可以以均匀的方式分布。我们已经分析了这两种分布的情况。分析结果表明，对于类星体核球和类星体晕引力微透镜分布，由恒星质量天体引起的微透镜光学深度通常较小。另一方面，由宇宙学分布的偏转器引起的引力微透镜的光学深度可能是显著的，在z ~ 2处可以达到0.01 - 0.1。这意味着宇宙学分布的偏折器可能对高红移类星体（z > 2）的X射线光变有重要贡献。考虑到光学深度的上限（~ 0.1）对应于暗物质形成宇宙学分布的偏转器的情况，对非透镜类星体的X射线变化的观测可以用来估算微透镜中的暗物质比例。
2004-06-18 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
Astrometric Properties of Gravitational Binary-Microlens Events and Their Applications
本文研究了由双星透镜引起的引力微透镜事件的天体测量性质。通过研究各种类型的双透镜事件的质心移动，我们发现质心移动轨迹的偏离椭圆的单透镜事件的特点是扭曲，扭曲，和大跳跃。我们研究了二元透镜系统的配置和源星轨迹的个别类型的偏差的条件。我们发现显着的差异，在天体测量质心位移的二元透镜微透镜事件，将退化的参数被确定光度。因此，当额外的天体测量观测的一个双镜头事件是可用的，可以解决的二义性的双镜头拟合，并唯一地确定双镜头参数。
1999-06-14 astro-ph
Blending in Future Space-based Microlensing Surveys
我们调查的混合在未来的引力微透镜调查的影响进行模拟银河系隆起微透镜事件被检测到从一个建议的天基透镜调查。从这个模拟中，我们发现，从背景恒星的流量的贡献，总的混合流量将相当于从透镜本身，尽管从空间观测的分辨率大大提高，这意味着表征透镜的混合流量的分析将是不容易的。作为一种方法来隔离事件的大部分混合流量是由于透镜，我们建议使用天体测量信息的源星图像质心运动。对于通过施加一个标准，质心偏移应小于三倍的天体测量不确定性的事件之间的混合注意到与混合光馏分$f_{\rm B}>0.2$，我们估计，背景恒星的混合通量的污染将小于20%的大多数（$\sim 90%$）的样本事件。这些事件的预期发生率为$\gtrsim 700$事件/年，这足以用于镜片人群的统计分析。
2006-09-05 astro-ph
Astrometric Detection of Double Gravitational Microlensing Events
如果一个引力微透镜事件是由一个相距很远的二元透镜引起的，并且源接近两个透镜组件，那么源通量会被单个透镜连续放大：双微透镜事件。如果通过天体测量观测到事件，由于伴星的长距离天体测量效应，预计双透镜事件会以更高的频率发生。我们发现，虽然天体测量双透镜事件的源星图像质心偏移的轨迹具有扭曲的形状，从两个椭圆形的诱导的单独的单透镜组件，事件复制可以很容易地识别的特征循环在源的通道期间形成的轨迹接近同伴。我们确定和比较的概率检测双透镜事件从光度和天体测量透镜观测推导出的二元透镜参数之间的关系成为双透镜事件的解析表达式。从这个决定，我们发现，对于一组给定的二进制分离和质量比的天体测量的概率大致是一个订单高于光度的概率。因此，我们预测，一个显着的比例的事件，将通过使用未来的高精度干涉仪将被确定为双透镜事件。
2001-12-05 astro-ph
Astrometric Microlensing with the GAIA satellite
GAIA是欧洲航天局选择作为基石6任务的“超级依巴谷”调查卫星。GAIA可以通过事件期间发生的光质心的小偏移来测量微透镜。全天源平均的天体测量微透镜光学厚度约为10^{-5}。大约25000个源将有一个显着的变化的质心偏移，连同一个最接近的方法，在任务的寿命。的协方差分析是用来研究传播的误差和估计的参数从现实的采样GAIA数据流的过境沿扫描方向在微透镜事件。用蒙特卡罗模拟研究了2500个事件，其质量恢复误差小于50%，这些高质量的事件主要由几十秒差距内的盘透镜和几百秒差距内的源星组成。我们表明，局部质量函数可以从高质量的样本恢复到良好的精度。GAIA是第一台能够测量非常微弱物体（如黑洞和非常冷的白矮星和褐矮星）局部质量的仪器。在所有的天体测量事件中，只有5%的事件会被GAIA记录下来，哪怕是一个测光数据点。需要一个专门的望远镜，对银河系中心和旋臂进行密集采样，因为这可以将参数估计的准确性提高约10倍。
2001-12-11 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
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
PLANET observations of microlensing event OGLE-1999-BUL-23: limb darkening measurement of the source star
我们目前的行星观测OGLE-1999-BUL-23，对银河系隆起的二元透镜微透镜事件。在I和V波段的行星观测涵盖了从第一次焦散穿越之前直到事件结束的事件。特别地，通过对第二焦散交点的密集采样，我们可以得到源星的线性边缘变暗系数：cV = 0.786^{+0.080}-0.078}和cI = 0.632^{+0.047}-0.037}。结合光变曲线和色星等图的分析表明，源星是银河系核球中的一颗G/K亚巨星（T_eff = 4800 K）。由此产生的线性边缘变暗系数的来源是一致的理论预测，虽然它是可能的，非线性的恒星表面亮度分布复杂的解释，特别是对I波段。与数据拟合的全局光变曲线表明，该事件是由于质量比q = 0.39和投影分离d = 2.42的二元透镜造成的。透镜/源的相对自行为（22.8 ± 1.5）km/s/kpc，是典型的球/球或球/盘事件。
2000-11-01 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
Constraints on Intervening Stellar Populations Toward the Large Magellanic Cloud
Zaritsky & Lin认为大麦云（LMC）的色星等图中红色团块特征的垂直延伸与大麦哲伦云的大量前景星相一致，这可能解释了观测到的微透镜光学深度，但这一建议受到了各种研究人员的挑战。我们通过（1）检查提出的每一个挑战和（2）提出新的光度和光谱数据来应对。我们的结论是，虽然CMD数据并不强制存在前景人口，他们是完全一致的前景人口与LMC的贡献显着（约50%）所观察到的微透镜光学深度。从我们的新数据中，我们得出结论，<40%的VRC恒星是年轻的大质量红团星，因为（1）使用独立于HST数据的恒星形成历史创建的合成颜色-星等图表明< 50%的VRC恒星是年轻的大质量红团星，（2）VRC星的角分布比年轻星均匀（年龄< 1 Gyr）主序星，（3）ZL观测到的VRC星在大麦哲伦星云区域内的速度色散与年轻星盘星族的预期不一致。这些论点都是基于假设，结论是不确定的。因此，精确确定各种假设的前景种群对微透镜光学深度的贡献，以及随后关于晕MACHO存在的结论，需要对许多复杂的天体物理问题，如IMF，恒星形成历史和主序后恒星演化的详细知识。（节略）
1999-02-05 astro-ph
Red Clump Morphology as Evidence Against a New Intervening Stellar Population as the Primary Source of Microlensing Toward the LMC
我们研究了核心氦燃烧（红团）恒星的色星等图（CMD）的形态，以验证Zaritsky & Lin（1997）最近提出的观点，即大麦云（LMC）中的红团向更亮星等的延伸是由于恒星的介入，这是观测到的大麦哲伦微透镜的一个重要部分。使用我们自己的CCD测光的几个领域的LMC，我们确认存在这种额外的红色团块功能，但得出的结论是，它是由恒星演化，而不是前景人口。我们通过证明特征（1）存在于我们所有的LMC场中，（2）与中等年龄红团星等时线中蓝环的位置与LMC的金属丰度和年龄精确一致，（3）具有与恒星演化和LMC恒星形成历史一致的相对密度，以及（4）存在于Hipparcos CMD中，用于不能调用干预种群的太阳邻域。假设在模型等时线中没有系统性的偏移，这与依巴谷数据的细节相吻合，距离模数$μ_{LMC} = 18.3$提供了对我们去红化CMD的最佳拟合。
1998-03-19 astro-ph
Microlensing toward crowded fields: Theory and applications to M31
我们提出了一个全面的治疗像素透镜理论，并将其应用到透镜实验和他们的结果对M31。使用分布函数的距离，速度，质量和恒星的光度，我们推导出透镜事件率作为事件观测值的函数。与微透镜机制相反，在像素透镜机制（拥挤或未解析的源）中，可观测量是源在背景之上的最大过量通量和事件的半峰全宽（FWHM）时间。为了计算透镜事件分布函数依赖于这些观测的具体情况下的M31，我们使用的数据从文献中构建一个模型的M31，再现一致的光度学，运动学和恒星星族。我们预测的晕和自透镜事件率的隆起和盘星在M31和治疗事件，并分别与有限的源签名。我们使用的M31光子噪声配置文件，并获得事件率的位置，视野，和S/N阈值在最大放大率的函数。我们计算了WeCAPP和潜在的高级测量相机（ACS）透镜运动的预期速率。在WeCAPP 2000/2001数据中检测到两个峰值信噪比大于10且时间尺度大于1天的事件，这与我们的理论计算结果吻合得很好。我们研究了透镜星的光度函数对WeCAPP和ACS噪声特性的影响。对于像素透镜制度，我们推导出M31中透镜质量的概率分布作为FWHM时间尺度，通量过剩和颜色的函数，包括这些观测值的误差。
2007-01-11 astro-ph
Evidence for the Galactic Bar from the Two Color Photometry of the Bulge Red Clump Stars
光学引力透镜实验（OGLE，Udalski et al.~ 1994 a; Paczyovski等人~ 1994 b--这些会议录;和其中的参考文献）是一个广泛的光度搜索的罕见情况下，银河系核球恒星的引力微透镜的前景物体。它提供了一个巨大的数据库（Szymaposki\& Udalski 1993），从这个数据库中已经编制了色星等图（Udalski et al.~ 1993年，1994年b）。在这里，我们讨论了使用一个定义明确的人口膨胀红丛星调查的存在，酒吧在我们的银河系。Stanek等人描述了我们早期研究的结果。（1994年）。
1994-10-14 astro-ph
The first direct detection of a gravitational micro-lens toward the Galactic bulge
我们提出了一个直接检测的引力透镜，导致微透镜事件的MANO-95-BLG-37。这是第一个完全解析的微透镜系统，涉及银河系凸起的源，也是第二个这样的系统。在微透镜事件发生9年后，哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天相机（Advanced Camera for Surveys）的高分辨率通道（High Resolution Channel）拍摄的图像中，镜头和光源清晰地分辨出来。目前可用的数据不足以最终明确地识别引力透镜和微透镜源。虽然光变曲线模型结合高分辨率测光的个别对象表明，源是红色的，镜头是蓝色的，颜色星等图的视线和观察到的自行强烈支持相反的情况。第一种情况指向在距离D_l = ~ 4kpc处质量M = ~ 0.6M_Sun的贫金属透镜。在第二种情况下，透镜可能是一颗M = 0.8 - 0.9 M_Sun的主序星，大约在银河系凸起的一半或前景盘中，这取决于消光。
2007-08-30 astro-ph
A Mathematical Theory of Stochastic Microlensing II. Random Images, Shear, and the Kac-Rice Formula
继续我们的随机微透镜的数学理论的发展，我们研究了随机剪切和期望数量的随机透镜图像的不同类型。特别地，我们刻画了联合概率密度函数（p.d.f.）的渐近表达式中的前三个前导项。随机剪切张量在一般点在透镜平面由于点质量在无限数量的恒星的限制。根据这个命令，警察局。取决于剪切张量的大小、光学深度以及通过径向位置和恒星质量的组合的平均恒星数量。因此，剪切分量的p.d.f.s被认为是收敛的，在无限数量的恒星的限制，转移柯西分布，这表明，剪切分量有重尾在该限制。渐近概率密度函数在无限多恒星的极限下，给出了剪切星等的一个新的计算公式。扩展到一般的随机分布的透镜，我们采用Kac-Rice公式和Morse理论推导出一般公式的预期的图像总数和预期的鞍形图像的数量。我们进一步推广这些结果，考虑随机源定义在一个可数紧覆盖的光源平面。这样做是为了引入由于一般透镜映射而导致的正奇偶校验图像的{ \it global}预期数量的概念。将结果应用于微透镜，我们计算了在无限多个恒星的极限下，恒星均匀分布的渐近全局期望最小图像数。这个全局期望值是有界的，而全局期望图像数和全局期望鞍图像数随着恒星数的数量级而发散。
2009-11-06 astro-ph
Results from the Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE)
对OGLE头三年数据的分析揭示了12个银河核球星的微透镜事件，其特征时间尺度在$ 8.6 < t_0 < 80 $天范围内，其中$ t_0 = R_E / V $。一个完整的9个事件的样本给出了大于$(3.3 \pm 1.2) \times 10^{-6}$的引力微透镜的光学深度，超过了目前的理论估计，表明无论是凸起或盘透镜的微透镜的效率要高得多。这些透镜很可能是银河棒中的普通恒星，它的长轴向我们延伸。目前我们还没有证据表明OGLE事件与暗物质有关。OGLE色星等图揭示了银河棒和一个半径为$ \sim 4 $ kpc的低密度内盘区域的存在。一份包含几千颗变星的星表正在编制中。
1994-11-01 astro-ph
Object DUO 2: A New Binary Lens Candidate
我们提出了一个不寻常的变量对象，DUO 2，在寻找微透镜事件的DUO项目检测的光变曲线。这颗恒星保持稳定超过150天，然后在6天内在B和R波段变亮超过2个星等。光变曲线在变化期间是消色差的。我们认为可能的解释光度的行为，特别强调的二元透镜解释的事件。透镜的质量相当小，伴星可能在棕矮星的范围内，甚至是木星的几倍。我们报告的证据混合源的同伴通过第一次检测到的所有的微透镜实验中的光质心的移动。这种偏移为恒星之间的距离设定了一个下限$0.3^{\prime\prime}$。得到的最佳透镜模型需要适度的混合，这就是促使我们检查随后发现的质心偏移的原因。最佳透镜模型预测两颗混合恒星之间的分离为$1^{\prime\prime}$。这一预测最近使用两个CCD图像良好的条件下进行了测试。这两个图像显示了两个组件。它们的分离和位置角与我们的模型是一致的。
1995-06-20 astro-ph
