The Galactic Halo from Microlensing
本文综述了微透镜搜索星系暗物质的研究现状。讨论了未解决的问题，以及解决这些问题的可能方法。
2001-11-06 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
Astrophysical implications of gravitational microlensing of gravitational waves
研究了旋转中子星发射的引力波引力微透镜效应的天体物理意义。特别是，注意力集中在以下情况：i）星系核球中的NS由中心黑洞$2.6\times 10^6 M_{\odot}$或由分布在星系核球、盘和地球与源之间的晕中的恒星和MACHO透镜; ii）球状星团中的NS由中心黑洞$\sim 10^3 M_{\odot}$或由分布在整个银河系中的恒星和MACHO透镜。对这种微透镜现象的探测将为银河系中心区域和球状星团的清晰测绘提供一个独特的机会。此外，对这类事件的探测将为广义相对论提供新的检验。此外，引力微透镜将增加从NS探测引力波的挑战。
2000-11-30 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
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
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
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% $的白矮星种群与所观测到的双峰态一致，KS显著性水平大于97%。
2008-05-15 astro-ph
EROS: a Galactic Microlensing Odyssey
EROS微透镜巡天已经对近1亿颗恒星进行了7年的监测，以寻找银河系圆盘中的晕状褐矮星和致密天体。在本文中，我们回顾了各种EROS观测计划和相应的微透镜搜索结果。特别是，根据LMC和SMC的观测，EROS排除了质量在2范围内的致密天体的主要贡献。x 10^{-7}-1 M_{\odot}到星系晕。不到25%的标准晕质量可以由这样的物体组成，而EROS测量到的银河旋臂（< tau_{SA} >\simeq 0.43 x 10^{-6}）和银河系凸起（< tau_{GC} >\simeq 0.93 x 10^{-6}）的光学深度与银河系模型的预测是一致的，如果考虑到中心细长条的贡献。
2004-07-28 astro-ph
Observation of Microlensing towards the Galactic Spiral Arms. EROS II 3 year survey
我们提出了一个分析的光变曲线的910万颗恒星在三个赛季期间观察到的EROS（经验德Recherche d 'Objets Sombres），在银河系平面远离凸起。七颗恒星的光度变化与看不见的物体产生的引力微透镜效应相一致。在四个方向上取平均值，相应的光学深度为τ = 0.45 + 0.24 - 0.11 x 10^-6。虽然这个值是兼容的目标距离的合理假设下，从简单的银河系模型的预期，我们发现了一个短时间尺度的事件朝着最接近银河系中心的方向过量。
2000-01-06 astro-ph
Microlensing in Galactic Halos
在寻找大质量致密晕天体（MACHO）形式的星系晕中暗物质的框架下，讨论了麦哲伦云和仙女座星系M31的微透镜观测状况。据报道，已经检测到了一些微透镜事件，但尚未就MACHO形式的晕轮含量得出明确的结论。为了阐明这一重要的天体物理问题，必须对预期信号进行更详细的建模，并对观测到的事件进行更大规模的统计。
2007-11-28 astro-ph
Can Jupiters be found by monitoring Galactic Bulge microlensing events from northern sites?
1998年，EXPORT团队使用位于特内里费岛的IAC 0.8米望远镜上的CCD相机监测微透镜事件光变曲线，以评估使用北方望远镜寻找微透镜异常的前景，这些异常揭示了围绕透镜星运行的行星。高质量的空气和更有限的时间可用于观测银河系隆起源，使北部的网站不太有利于微透镜行星的搜索。然而，北方可能有大量的1m级望远镜，每晚可以投入几个小时来监测正在进行的微透镜事件。我们的IAC观测表明，尽管大气质量较高，但仍可以达到足以探测行星的精度。
2001-03-30 astro-ph
Optical Depths and Timescale Distributions in Galactic Microlensing
我们提出了基于Han & Gould（2003）的银河系模型的微透镜计算，该模型根据恒星数量进行了经验归一化。我们发现这个模型和最近公布的数据之间的良好协议的光学深度在不同的银河领域，其与银河经度l和纬度b的趋势的合作，由CASTO和OGLE。我们制作的光学深度的地图，并通过采用简单的运动学模型，对银河系的隆起微透镜的平均事件的时间尺度。我们还发现，我们的模型预测是在合理的协议与OGLE数据的预期时间尺度分布。我们证明了由质量为M的透镜引起的具有很长和很短时标的事件的分数分别被M^2 n（M）dM和M^（-1）n（M）dM加权，与透镜的密度和运动学无关。
2005-07-08 astro-ph
Spatially varying mass function of MACHOs in the galactic halo and interpretation of microlensing results
大麦云方向的引力微透镜实验预言了大量白矮星（$\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
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
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
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
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
Microlensing planets in M22: free-floating or bound?
我们使用详细的数值模拟和理论估计来表明，如果得到证实，Sahu等人（2001）在球状星团M22观测到的异常短暂的微透镜事件可能被解释为与球状星团无关的聚集MACHO（暗星团或RAMBO）群体的微透镜效应。如果这是真的，这个暗星系团将位于M22和银河系凸起之间，并且可能至少包括$10^6$亚恒星成员，其典型大小为1-3 pc。在宽或/和偏心轨道上的束缚行星也能够再现观察到的微透镜行为，但只有当多行星系统（包括大型柯伊伯带物体）是丰富的，虽然，我们的计算反对后一种情况，因为M22的电离率非常高。原则上，动力喷射或孤独的行星与观测结果不一致，因为它们要么在喷射后相对较短的时间内逃离母星系团，要么向星系团的外围分离。我们讨论了暗星系团的情况下，包括对银河系隆起的RAMBO人口的存在的其他影响。
2001-08-17 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
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
Preliminary Abundance Analysis of Galactic Bulge Main Sequence, Subgiant, and Giant Branch Stars Observed During Microlensing with Keck/HIRES
我们提出了一个丰富的分析，六个主要的序列关闭，亚巨星，和巨大的分支恒星对银河系的隆起，观察凯克/HIRES在微透镜事件。这是对银河系凸出部主序星的首次详细化学分析的早期研究。透镜事件允许凯克的有效孔径增加到超过目前的尺寸;尽管有些事件仍然扩展了它的光谱能力。未来具有高分辨率和高通量光谱仪的大型望远镜将能够更容易地研究遥远的恒星星族和进化程度较低的恒星的丰度。
2002-09-10 astro-ph
Microlensing results and the galactic models
微透镜效应对大麦哲伦星系的影响很大程度上取决于星系中亮物质和暗物质分布的性质。不确定性的两个主要来源来自于对大银河系中心距离的旋转曲线的知识不足，以及MACHO在银河系外部遵循径向轨道的可能性。考虑到这些不确定性，MRO的质量值$ \sim 0.1~ M_{\odot}$仍然与观测结果一致，因此褐矮星是迄今为止MACHO的可行候选者。
1997-10-07 astro-ph
A Galactic Bar to Beyond the Solar Circle and its Relevance for Microlensing
米拉变星的银河系运动学已经用红外测光、视向速度、依巴谷松弛和自行进行了研究。对于周期在145到200天之间的米拉星（可能对应于[Fe/H]在-0.8到-1.3之间），恒星轨道的长轴集中在银河经度的第一象限。这被解释为银河系隆起的棒状结构延伸到太阳圈和更远的地方。
2000-04-07 astro-ph
Gravitational Microlensing and Dark Matter Problem: Results and Perspectives
介绍了微透镜标准理论的基础，即我们考虑了银河系核球、麦哲伦星云或其他邻近星系中的微透镜恒星。我们假设引力微透镜位于地球观测者和这些恒星之间。微透镜事件的识别标准进行了讨论。我们也考虑这样的微透镜事件，不满足这些标准（非对称光变曲线，色效应，偏振效应）。本文详细介绍了对大麦云云和银河系核球的合作观测结果。文中还介绍了EROS对LMC的观测结果和OGLE对银河系核球的观测结果。微透镜理论和观测的比较进行了全面的讨论。
2002-12-01 astro-ph
The PLANET microlensing campaign: Implications for planets around galactic disk and bulge stars
通过对银河系凸起微透镜事件的全天候监测，PLANET实验限制了丰度，并可以发现银河系盘和凸起恒星周围的行星，质量低至地球。直到1999年的数据显示，只有不到1/3的M矮星被木星质量的伴星环绕，其轨道半径在1到4天文单位之间。目前微透镜警报的速度允许每年探测15-25个木星和1-3个地球。
2003-09-23 astro-ph
Gravitational microlensing and dark matter problem in our Galaxy: 10 years later
介绍了微透镜标准理论的基础，即我们考虑了银河系核球、麦哲伦星云或其他邻近星系中的微透镜恒星。我们假设引力微透镜位于地球观测者和这些恒星之间。微透镜事件的识别标准进行了讨论。我们也考虑这样的微透镜事件，不满足这些标准（非对称光变曲线，色效应，偏振效应）。我们描述了对大麦云（LMC）和银河系核球的合作观测结果。文中还介绍了EROS对LMC的观测结果和OGLE对银河系核球的观测结果。未来的微透镜搜索进行了讨论。
2004-03-26 astro-ph
Microlensing of disk sources
我们分析了对预测的微透镜搜索对银河系膨胀的影响，这是因为并非所有监测到的恒星都属于膨胀本身，但其中一个不可忽略的部分实际上是在银河系盘中。这些盘星的不同分布和运动使得它们的微透镜率和事件持续时间分布与核球星的微透镜率和事件持续时间分布大不相同。我们讨论了这些预测的不确定性与银河系的组件和主要影响，包括这第二个源人口的建模。
1995-10-11 astro-ph
On Microlensing Event Rates and Optical Depth toward the Galactic Center
详细研究了由Zhao（1996）棒和核以及Bahcall和Soneira（1980）双指数盘组成的恒星分布中微透镜时间尺度频率分布和朝向星系中心的光学厚度对星系模型参数的依赖关系。这两个微透镜措施的高灵敏度的圆速度模型，速度色散，隆起的质量，方向的视线，棒轴方向，恒星的空间分布和恒星质量函数意味着没有一个星系的属性可以被约束得很好，而不约束大多数其他。模型的时间尺度的频率分布进行比较，经验确定的CNOO组在整个。虽然CANO的经验数据与名义速度模型和M星区域的氢燃烧恒星的质量函数（变化范围为m^{-2.2}~ m^{-2.5}）匹配得很好，但星系结构、运动学和内容的不确定性，以及已发表的微透镜数据的缺乏，排除了模型代表真实世界的任何主张。从最近的恒星计数中获得的M星区域的质量函数\sim m^{-1}的变化，无论是本地还是在银河系凸起，与CANOO数据相比，都不能产生足够数量的短时间尺度事件。微透镜测量对视线方向的高灵敏度可能意味着已经掌握了足够的微透镜数据来限制恒星的棒分布。这里开发的程序，用于确定时间尺度的频率分布是特别方便的快速纳入模型的变化，从所有来源的数据继续积累。
1998-06-28 astro-ph
Ambiguities in fits of binary lens galactic microlensing events
对于观测到的星系微透镜事件，通常只有一个适合，虽然，特别是对于二元透镜，几个适合可能。这已经被证明是为NGOO LMC#1事件（Dominik & Hirshfeld 1996）。这里我讨论强双星透镜事件OGLE#7和DUO#2。结果表明，几个模型与各种参数是根据光度数据。对于大多数拟合，给出了拟合参数的1-Σ界。在某些情况下，边界内参数的变化是相当大的。很可能，其他的二元透镜系统将发生将具有类似的性质，讨论的事件。
1998-08-13 astro-ph
A Self-Consistent Dynamical Model for the {\sl COBE} Observed Galactic Bar and Its Application to Microlensing
本文用数值计算的大约500个轨道，用史瓦西方法的推广，构造了一个银河棒的自洽恒星动力学模型。该模型符合{ \sl COBE}发现的不对称盒状光分布和观测到的球核恒星运动学。模型势也与内星系HI和CO速度图的非圆运动相一致。我们还使用恒星杆模型来构建一个N体模型来研究稳定性和对凸起的微透镜映射，这可以解释观测到的光学深度和事件持续时间的CNOMO和OGLE合作。这里使用的技术可以应用于解释光和速度数据的外部凸起/酒吧和星系核。
1995-08-30 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Variable Baseline Microlensing Events in the Galactic Bulge
我们提出了第一个系统的搜索微透镜事件的变化，其基线使用的数据从第三阶段的光学引力透镜实验（OGLE-III）。总共有137个候选者（88个新的）被发现朝向银河系凸出。其中21颗基线有周期振荡，111颗是不规则变星，5颗是潜在的长周期分离食双星。这约占恒定基线事件总数的10%。因此，它们是相当常见的，可以被视为一种新型的奇异事件，它允许确定事件的额外参数。我们表明，微透镜的变星，可以让我们打破之间的混合参数和放大率的简并。我们注意到，在某些情况下，由于强混合而隐藏在基线中的变异性可能会在高度放大的事件中被揭示出来，并类似于其他奇异的微透镜行为，包括行星偏离。提出了一种新的用于探测正在进行的可变基线微透镜事件的系统（VEWS）。
2006-07-07 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
Difference Image Analysis of Galactic Microlensing I. Data Analysis
本文是关于差分图象分析（DIA）在星系核球图象中应用的初步报告。这种分析的目的是提高引力微透镜检测的灵敏度。我们讨论了如何DIA技术简化的过程中发现微透镜事件检测只有对象具有可变通量。我们说明了DIA技术是如何不限于检测所谓的“像素透镜”事件，但也可以用来提高经典的微透镜事件的测光通过消除混合的影响。我们将提出一种方法，DIA可以用来揭示真正的未混合的颜色，位置和光变曲线的微透镜事件。我们讨论了需要一种技术来获得准确的微透镜时间尺度从混合源，并提出了一个可能的解决方案，这个问题使用现有的HST颜色星等图的银河系凸起和LMC。使用这样的解决方案与经典和像素微透镜搜索进行了讨论。我们表明，在DIA系统噪声的主要原因之一是差分折射。提出了一种通过有效地将图像配准到一个共同的气团来消除这种系统性的技术。常用的图像差分技术的改进进行了讨论。
1999-03-14 astro-ph
Real-Time Spectroscopy of Gravitational Microlensing Events - Probing the Evolution of the Galactic Bulge
我们描述了一个实时光谱计划，以观察明亮的引力微透镜事件对银河系隆起。该计划是在ESO使用NTT进行的。我们目前的初步分析，我们已经观察到的微透镜事件。我们证明，这些数据提供了详细的信息源恒星的内在属性;径向速度，大气参数，距离和丰度。这一活动的一个高度优先目标是获得高度放大的冷矮星和次巨星的光谱，以研究它们的化学成分，并暗示着隆起的形成和演变。这些数据还将使我们能够调查源（和透镜）的性质，这反过来可能有助于解释观测到的朝向隆起的光学深度。
1997-11-13 astro-ph
High precision microlensing maps of the Galactic bulge
我们提出了详细的地图的微透镜光学深度和事件密度超过195平方米的区域。向银河系凸出的角度。这些地图是根据贝桑松星系模型生成的合成恒星目录计算的，贝桑松星系模型包括四个恒星星族和一个根据2微米全天巡天校准的三维消光图。光学深度图的分辨率为15弧分，对应于消光图的角分辨率。我们计算光学深度和事件密度图为所有解决的源I=19以上，未解决的（差分图像）源放大超过此限制，并为明亮的标准蜡烛源的凸起。我们发现，由此产生的光学深度轮廓主要由消光效应，表现出精细的结构形成鲜明对比，以前的理论光学深度图。银河系模型和光学微透镜巡天测量之间的光学深度比较不能安全地忽略消光或假设它是平滑的。我们展示了如何使用现有的地面设施，如VISTA，UKIRT或CFHT，假设的J和K波段微透镜调查的事件分布将受到灭绝的影响要小得多，特别是在K波段。近红外线提供了一个显着的灵敏度增加，目前的I波段调查和更忠实的示踪剂的基本恒星分布，即将到来的变化调查，如VVV将能够利用。综合人口模型提供了一个很有前途的方式来充分利用大型微透镜数据集的银河系结构研究。
2008-05-29 astro-ph
Microlensing and Galactic Structure
由于我们对远离平面的银河力场知之甚少，银河系的质量分布是非常不确定的。我表明，一个微透镜调查星系接近50 Mpc将使我们能够在三维地图的银河系密度的恒星质量，这应该是严格小于总质量密度。在R<R_0时，可以对所需的恒星质量设置一个下限，以产生测量的光学深度。如果银河系是封闭的，这个极限比轴对称的情况低两倍。即使我们对银河系力场的有限知识也足以排除轴对称星系产生测量光学深度所需的质量的存在。几条论证线暗示，银河系只有在R < 4 kpc时才是强阻塞的，如果是这种情况，即使是阻塞的银河系模型也不能在不违反银河力场的某些约束的情况下产生测量的光学深度。银河系质量模型是基于光跟踪质量的假设，这在银河系内部有很大的支持，产生微透镜光学深度比测量值小2.5倍以上。
2000-04-26 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
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
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
Gravitational Microlensing, The Distance Scale, And The Ages
一个高光学深度的引力微透镜对银河系的隆起是一致的，目前的模型的银河酒吧。大麦哲伦星系的低光学厚度可能是由我们银河系和大麦哲伦星系本身的普通恒星造成的。目前还没有确凿的证据证明是否存在大量的棕矮星或其他非恒星致密天体，这些天体可能会解释暗物质的存在。毫无疑问，在未来几年内，随着不断扩大的搜索，10^{-8} < M/M_sun <10 ^6的天体的质量将被确定。通过微透镜搜索产生的数十亿次光度测量，已经发现了大约10^5颗变星。特别是，在银河核球、大麦哲伦星系和半人马座球状星团中发现了许多分离的食双星。对这些双星的后续观测将能够确定所有这些天体的精确距离，以及球状星团的可靠年龄。
1995-08-01 astro-ph
The MACHO Project: 45 Candidate Microlensing Events from the First Year Galactic Bulge Data
我们报告的45个候选微透镜事件的检测领域对银河系的隆起。这些数据来自于对1993年观测了190天的24个区域的分析，这些区域包含1260万颗恒星。这些事件中的许多都具有极高的信噪比，是引力微透镜的显着例子。峰值放大率的分布与这些事件的微透镜解释一致。使用子样本的130万"丛巨星“的距离和检测效率是众所周知的，我们发现了13个事件，并估计微透镜光学深度对银河系隆起的$τ_{\rm bulge} = 3.9 {+ 1.8 \atop - 1.2} \times 10^{-6}$平均在一个区域的$\sim 12$平方度中心的银河系坐标$\ell = 2.55^\circ$和$b = -3.64^\circ$。这与OGLE协作报告的值相似，略高于$τ_{\rm bulge}$的当前理论模型。还看到光学深度随着$\vert b\vert$的减小而显著增加。这些结果表明，获得大量的微透镜事件对银河系的隆起是可行的，这样的事件的研究将有重要的影响银河系的结构和它的暗晕。
1995-12-21 astro-ph
The Optical Depth to Gravitational Microlensing in the Direction of the Galactic Bulge
我们提出了对银河系隆起的引力透镜的OGLE搜索的头两年的分析。我们检测到9微透镜事件的算法搜索$ \sim 10^8 $测量的$ \sim 10^6 $星。特征时间尺度在$ 8.6 < t_0 < 62 $天范围内，其中$ t_0 = R_E / V $。振幅的分布与理论预期一致。这些恒星似乎是从观测到的核球星的总体分布中随机抽取的。我们发现，光学深度的微透镜是大于$ ( 3.3 \pm 1.2 ) \times 10^{-6}$，超过目前的理论估计。
1994-07-05 astro-ph
Probing the Galactic Dark Matter Mass Funtion Using Microlensing and Direct Searches
如果致密重子天体对银河系中的暗物质有重要贡献，那么它们的质量函数将为早期宇宙的星系形成理论和恒星形成过程提供重要线索。在这里，我们讨论人们可能期望了解银河系暗物质的质量函数从微透镜和直接搜索在红外和光学波段。目前的微透镜的结果\eros \/合作已经约束晕质量函数$10^{-4}~\sm$以下延伸，而最近的\hst \/观测放置在磁盘和晕暗物质质量函数上延伸以上$0.1~\sm$强约束。在不久的将来，红外观测应该能够探测到或限制大于$0.01~\sm$的物体。低于$0.01~\sm$的物体应该可以通过微透镜检测到，尽管确定它们的质量函数的前景关键取决于许多因素。
1994-12-02 astro-ph
Microlensing optical depth toward the Galactic Bulge using bright sources from OGLE-II
我们提出了一个测量的微透镜光学深度向银河系隆起的基础上4年的OGLE-II调查使用红丛巨人（RCG）。使用32个事件，我们发现τ =2.55_{-0.46}^{+0.57}* 10^{-6}在（l，b）=（1.16，-2.75）。考虑到沿银河系纬度b的测量梯度，τ = [（4.48+/- 2.37）+（0.78+/- 0.84）* b]* 10^{-6}，该值与先前使用RCG源的测量和最近的理论预测一致。我们确定微透镜参数和选择事件使用模型光曲线与通量混合。我们发现，大约38%的OGLE-II事件似乎有RCG源，实际上是由于更暗的恒星与明亮的伴星混合。我们明确地表明，模型拟合没有混合，通过部分取消较高的检测效率，低估的时间尺度和大量的选定事件的贡献，在类似的tau估计结果。然而，这种方法会导致有偏见的时间尺度分布和事件发生率。因此，微透镜研究应该仔细考虑即使是明亮恒星的源混淆效应。
2005-08-31 astro-ph
Parallax Microlensing Events in the OGLE II Database Toward the Galactic Bulge
我们提出了一个系统的搜索视差微透镜事件中的OGLE II数据库中的1997-1999赛季的512微透镜候选人。我们适合每个微透镜候选人与标准的微透镜模型和视差模型，占地球绕太阳的运动。然后，我们通过比较标准模型和视差模型的卡方面积来寻找视差特征。对于显示出显著改善的事件，我们进一步使用事件的“持续时间”和信噪比作为标准来将真实视差事件与其他噪声微透镜事件分开。我们已经发现了一个令人信服的新候选者，sc33_4505，和其他七个边缘病例。令人信服的候选者（sc33_4505）是由一个缓慢移动的，可能是低质量的物体引起的，类似于其他已知的视差事件。我们发现，不规则的采样和观察季节之间的差距阻碍了视差事件的恢复。我们还搜索了不显示视差特征的长持续时间事件。微透镜事件中缺乏视差效应，这对投影到观察者平面上的爱因斯坦半径施加了下限，这反过来又对透镜质量除以相对透镜-源视差施加了下限。然而，大多数限制都相当薄弱。
2001-08-13 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
Microlensing constraints on the Galactic Bulge Initial Mass Function
目标。我们试图从微透镜观测开始探测银河系隆起IMF。方法.我们分析了最近的结果进行的微透镜运动对银河系的隆起提出的EROS，CANORO和OGLE合作。特别是，我们研究了事件的持续时间分布。我们假设一个幂律的初始质量函数，$ξ(μ)\propto μ^{-α}$，我们研究的斜率$α$在褐矮星和在主要的序列范围。此外，我们比较了观察到的和预期的光学深度剖面。结果的质量函数斜率的值强烈驱动所观察到的时间尺度的微透镜事件。对主序星$α=1.7 \pm 0.5$的分析结果与我们用EROS和OGLE数据集得到的结果一致，对棕矮星的分析结果与此相似，但约束较小。另一方面，由于EROS和OGLE数据集均缺乏短持续时间事件，因此只能确定该质量范围内的\emph{upper}限值，从而使总体结果不太可靠。光学深度分析给出了一个非常好的协议之间的观测值和预期值，我们表明，现有的数据不允许区分不同的凸起模型。
2008-03-04 astro-ph
Microlensing Maps for the Galactic Bulge
微透镜图--即每个$10^6$源星的等量事件的轮廓--在两个备选假设下为内星系提供：（1）凸起是一个扁圆的轴对称球体或（2）凸起是一个长杆。扁圆球状体在巴德窗的每颗$10^6$星每年产生总共$\sim 12$事件（如果圆盘是最大的，则是$\sim 15$事件）。在$\sim 45^\circ$上观察到的扁长条形图的事件发生率略低，并且该图在正向和负向条形图之间具有特征性的不对称性。如果几乎沿着长轴向下观察，长柱可以产生事件率的轻度放大。盘在$|\ell | \gta 6^\circ$的凸起主轴上提供主要的透镜群。在长轴窗口的速率测量可以测试盘暗物质或最大盘模型。
1994-09-01 astro-ph
