Microlensing by Multiple Planets in High Magnification Events
微透镜作为探测和表征太阳系外行星系统的一种强有力的方法，正日益得到人们的认可。人们可能会天真地认为，在任何一个微透镜光变曲线上检测到不止一个行星的影响的概率很小。然而，最近Griest和Safizadeh（1998）已经表明，对于一个事件子集，即具有最小碰撞参量$u_{min} \lsim 0.1$的事件（高放大率事件），对于木星质量的行星，其探测概率接近100%，其投影距离在主爱因斯坦环半径$R_E$的0.6- 1.6范围内，并且在这个区域之外仍然很大。在这封信中，我们指出，这个结果意味着，无论方向如何，所有距离在0.6- 1.6 $R_E$附近的木星质量行星都会显著影响放大模式的中心区域，因此在高放大率事件中被检测到（或排除）的概率很大。所有轨道相位和倾角的平均值表明，两颗行星的投影间距在0.6- $1.6R_E$范围内的概率很大：木星和土星的固有轨道间距在0.3- 1.0 $M_\odot$母星周围的两颗行星的概率为1-15%。我们举例说明了复杂的放大模式和光变曲线，可以导致当两个行星存在，并讨论了可能的影响，我们的结果对检测效率和区分多个和单个行星在高放大倍数的事件的能力。
1998-03-24 astro-ph
The Use of High Magnification Microlensing Events in Discovering Extra-solar Planets
数百个引力微透镜事件现在已经被探测到朝向银河系凸起，还有更多的即将到来。在这些事件中探测精细结构理论上被认为是沿着银河系中心的视线发现太阳系外行星系统的一个很好的方法。我们表明，通过聚焦于高放大率事件，在透镜区（0.6 - 1.6 $R_E$）检测到木星质量或更大的行星的概率接近100%，即使在10个地球质量的情况下，概率仍然很高。这种高概率允许一个几乎明确的声明，在每一个这样的系统，经历高放大镜透镜区行星的存在。人们可能会认为，由于扰动行星的距离很远，光源经过小主透镜焦散附近时造成的光变曲线偏差很小，但这种影响被高放大率所克服。高倍率事件相对罕见（例如，$\sim 1/20$ th事件的峰值放大率大于20），但它们定期发生，并且可以提前预测峰值，从而允许在相对少量的时间内使用相对较少的资源进行太阳系外行星探测。
1997-10-30 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
Quasar Microlensing at High Magnification and the Role of Dark Matter: Enhanced Fluctuations and Suppressed Saddlepoints
与天真的期望相反，在一个具有平滑分布的“暗”物质的高度放大系统中稀释透镜星系的恒星成分会增加而不是减少剩余恒星引起的微透镜波动。对于跨越临界曲线的明亮图像对，（到达时间表面的）鞍点比相关的最小值受到更强烈的影响。在光滑物质与微透镜物质的质量比为4：1的情况下，宏观放大率为mu = 9.5的鞍点将花费一半的时间比预测的要弱。如果平滑物质的比例高达93%，那么在MG 0414 +0534中的近距离图像对中观察到的异常通量比比Witt，Mao和Schechter计算的可能性高出5倍。宏观图像的放大概率直方图表现出明显不同的结构，随着光滑物质含量的变化，提供了一个处理光滑物质分数。增强的波动可以表现在光变曲线的时间变化中，也可以表现为多重成像系统的单历元快照中的通量比异常。虽然梅特卡夫和马道的millilensing模拟也给出了较大的异常鞍点比最小值，效果似乎是不太戏剧性的扩展subhalos比点质量。然而，微透镜与毫米透镜是不同的，因为它将在十年或更短的时间尺度上产生放大率的明显变化。
2002-07-31 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
Improving the Prospects for Detecting Extrasolar Planets in Gravitational Microlensing in 2002
高放大率的引力微透镜事件已被证明是探测太阳系外行星的有希望的目标。然而，只有少数事件的高放大率已发现使用传统的调查技术。在这里，我们表明，高放大倍数的事件可以很容易地发现在微透镜调查使用的策略，结合高频采样的目标领域与在线差异成像分析。我们提出了10个微透镜事件的峰值放大率大于40，在2001年期间被MOA实时检测到对银河系隆起。我们表明，地球质量的行星可以在未来的事件，如通过密集的后续观测周围的事件高峰检测到这些。我们紧急报告这一结果，因为预计2002年将发生类似数量的此类事件。
2002-02-01 astro-ph
Search for Low-Mass Exoplanets by Gravitational Microlensing at High Magnification
本文介绍了引力微透镜事件MOA 2003-BLG-32/OGLE 2003-BLG-219的观测结果，其峰值放大率超过500，是迄今报道的最高放大率。围绕着山峰的连续观测使人们能够灵敏地搜索围绕透镜星运行的行星。没有发现行星。比地球重1.3倍的行星被排除在透镜星周围大约2.3至3.6天文单位的投影环形区域的50%以上，天王星质量的行星从0.9至8.7天文单位，比土星重1.3倍的行星从0.2至60天文单位。这是迄今为止在搜寻围绕任何恒星运行的太阳系外行星时所达到的最大灵敏度区域。
2004-09-02 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
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
Gravitational Microlensing of Gamma-Ray Burst Afterglows by Single and Binary Stars
计算了伽马射线暴（GRB）余辉的恒星微透镜效应的放大光变曲线。伽马射线暴源在天空中呈现为一个薄环，其膨胀速度超过光速，并且在穿过透镜焦散线时被最大程度地放大。虽然单星透镜在放大率光变曲线中产生单个峰值，但双星透镜可能产生多个峰值。放大光变曲线的形状提供了关于余辉光球在亚微弧秒尺度上的表面亮度分布的宝贵信息。我们发现，所有的余辉都可能在爆炸后一年左右表现出百分之几的变化，这是由于恒星与它们的视线之间相隔数十个爱因斯坦半径。
2000-11-12 astro-ph
Event Rate and Einstein Time Evaluation in Pixel Microlensing
它已被证明，一个通量加权的半峰全宽的时间尺度的微透镜事件可以用于光学深度的无偏估计。对于第一次，这使得物理参数可以很容易地估计从像素微透镜数据。我们推导出解析表达式的观察到的像素透镜事件的速率作为半最大时间尺度的全宽的函数。这与文献中以“事件持续时间”或爱因斯坦时间表示速率的工作形成对比，这需要放大率的知识，这在像素事件中难以确定。半峰全宽是最直接测量的时间尺度。我们将这些结果应用于可能的像素透镜调查，使用HST为M87，CFHT为M31。我们预测M87微透镜率的HST先进相机和NGST，并证明，将能够探测恒星IMF。接下来，我们描述了一种新的方法，通过该方法可以在放大率A~10-100的范围内粗略地测量放大率。这反过来又给出了爱因斯坦时间的粗略测量。这个计划需要良好的测光和采样在低放大率的尾巴的一个事件，但与今天的技术是可行的。
1999-01-29 astro-ph
High magnification events by MOA in 2007
高放大率的引力微透镜事件提供了对围绕透镜星运行的低质量行星的存在的特殊敏感性，包括质量与地球一样低的行星。在这些事件中探测这类行星的基本要求是连续地或尽可能连续地监测光变曲线的半高宽。行星的可探测性取决于微透镜效应的放大率、行星的质量和位置，以及源星的大小，可以从1964年以来已知的微透镜效应的简单几何性质来理解。低质量行星的行星信号被发现是近似独立的放大所造成的微透镜。这意味着行星可以在很宽的放大率范围内被检测到，从适度的高值~ 100到非常高的值~ 1000。前一个值可能会在光变曲线上产生更清晰的恒星和行星特征分离，但它们需要更大的望远镜来获得精确的测光。在2007年期间，MOA合作发现了24个放大倍数超过50的事件，其中大约一半也是由OGLE合作发现的。四分之一的事件通过后续合作基本上连续地覆盖了其FWHM，另四分之一的事件得到了部分覆盖，剩下的一半几乎没有得到覆盖。对这些事件的最终分析仍在进行中，但对光变曲线的随意检查揭示了其中一些可能的行星探测。2008年期间，希望在现有后续网络中增加更多望远镜后，能够更全面地覆盖高放大率事件。
2008-05-13 astro-ph
Probing the atmosphere of a solar-like star by galactic microlensing at high magnification
我们报告了在极高放大率微透镜事件MOA 2002-BLG-33中对类太阳恒星临边变暗的测量。一个15小时的偏差，从光变曲线轮廓预期一个单一的镜头集中监测V和I通带的五个望远镜跨越全球。我们对光变曲线的模拟显示，透镜是一个近距离的双星系统，其质心几乎直接通过源星的前面。源星被确认为F8-G2主序星。在两个通带内，测量的恒星轮廓与当前的恒星大气理论的一致性在~4%以内。测量的有效角分辨率<1微弧秒。这是第一次通过微透镜对类太阳恒星进行临边暗化测量。
2003-10-15 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
QSO size ratios from multiband monitoring of a microlensing high-magnification event
我们引入了一个新的方案来研究透镜类星体中心引擎的性质。紧凑的发射区域在不同的光波长中可以具有不同的尺寸，并且我们的框架允许在微透镜特殊高放大率事件（例如，焦散交叉事件、二维最大交叉事件等）。为了推断源尺寸比，仅需要不同光学波段中的亮度记录之间的互相关。虽然反卷积方法导致更丰富的信息（1D内禀光度分布），新的方法是免费的技术问题与复杂的反演程序。利用Q2237+ 0305 A最近的VR数据的模拟，我们讨论了该方案的能力，在确定的可见光-红色比q = $R_V/R_R$。我们的结论是，非常精确的通量（具有几个microJy的不确定性，或等效地，几个毫量级的误差）可以导致约10%的q测量。考虑到Q2237+ 0305 A通量的误差，从一个正常的地面望远镜，~10微焦（~10毫等），它必须有可能实现更小的误差，从目前的超级望远镜，因此，一个准确的确定q。显然，为了测量可见光-红光比，光变曲线不能被固有事件或重要的高频固有信号污染，即，超过microJy（mmag）水平。对于任意的透镜类星体，我们最后指出，该框架似乎工作得更好，非常快的微透镜事件。
2004-06-24 astro-ph
Gravitational Microlensing Near Caustics II: Cusps
我们提出了一个严格的，详细的研究一般的，定量的引力微透镜附近的尖点灾难的属性。我们推导出明确的公式，总的放大率和质心的图像创建的来源外，上，和内尖焦散。我们得到的结果如何图像放大率的规模相对于分离的尖焦为任意源位置。沿着尖瓣的对称轴，总放大率$μ$按$μ\propto u^{-1}$缩放，其中$u$是光源到尖瓣的距离，而垂直于该轴，则为$μ\propto u^{-2/3}$。当源通过一个点$\bu_0$上的折叠弧邻接的尖点，图像的质心有一个跳跃的不连续性，我们提出了一个公式的跳跃的大小方面的本地衍生物的透镜潜力。位于一个小的扩展源的总放大率，并垂直于对称轴，也来自均匀和肢体变暗的表面亮度配置文件。我们发现，当$> 2.5$源半径与尖点的距离在一定范围内时，有限源与点源的放大率之差为$< 5%$，而在相同范围内，边缘变暗的影响为$< 1%$。我们的预测的天体测量和光度学行为的点状和有限的源通过附近的尖点说明和验证使用的尖点交叉银河系双星透镜事件的数值模拟CAMO-1997-BUL-28。我们讨论了几个可能的应用，我们的研究结果银河双星透镜和类星体微透镜。
2002-07-24 astro-ph
The polarisation signature from microlensing of circumstellar envelopes in caustic crossing events
在小的碰撞参量事件和焦散渡越期间，源上的高放大率梯度为确定源的表面亮度轮廓提供了独特的机会。此外，模型表明，这些事件也可以提供一个可观的偏振信号-产生于整个其他对称源的差分放大。在以前的论文中，考虑了星周包层的点透镜的偏振变化，这将适用于红巨星周围的扩展包层。在这项工作中，我们研究的背景下，焦散交叉事件的偏振，这是最容易获得的情况下，实际观察银河系微透镜的偏振信号。
2005-11-02 astro-ph
On the Feasibility of Detecting Satellites of Extrasolar Planets via Microlensing
虽然已经提出了许多探测太阳系外行星的方法，并且其中一些方法的成功实施使得探测太阳系外行星的数量迅速增加，但很少讨论探测太阳系外行星周围卫星的方法。在本文中，我们测试了通过微透镜探测系外行星卫星的可行性。为了这个目的，我们调查的放大模式附近的行星引起的扰动区域的卫星的效果进行现实模拟的银河系隆起微透镜事件。从这次调查中，我们发现，虽然卫星往往可以导致放大模式的变化，检测卫星信号的透镜光变曲线将是非常困难的，因为严重的有限源效应严重涂抹了，即使是涉及的事件与源星小的角半径。
2002-07-17 astro-ph
Optical depth evaluation in pixel microlensing
我们提出了一个估计的微透镜光学深度从像素透镜的数据，只涉及可测量的数量。与以前提出的估计相比，它的优点是不限于最大放大倍数大的事件，它同样适用于卫星和地面观测。
1998-11-02 astro-ph
Discovering Galactic Planets by Gravitational Microlensing: Magnification Patterns and Light Curves
目前对银河系隆起的微透镜事件的搜索可以用来探测透镜恒星周围的行星。它们的作用是对主透镜恒星产生的平滑光变曲线进行短期调制。目前和计划中的实验应该足够灵敏，可以发现从木星质量到地球质量的行星。为了成功地探测行星，一旦微透镜事件被“触发”，就有必要准确地和频繁地用光度计监测它。我们提出了大量的各种二维放大率分布的系统组成的一个普通的恒星和行星的同伴。我们涵盖行星/恒星质量比从$m_{pl}/M_* = 10^{-5}$到$ 10^{-3}$。对于典型的晶状体质量$M_* = 0.3 M_{\odot}$，这些限值大致对应于$M_{Earth}$和$M_{Jup}$。我们探讨了一系列的恒星行星的距离，特别强调的情况下，“共振透镜”，在这种情况下，行星位于或非常接近爱因斯坦环的透镜恒星。我们展示了一系列的光变曲线--通过放大模式的一维切割--来说明行星引起的可能的光变曲线扰动的广泛范围。预计腐蚀性交叉点的影响最大。但是，即使是经过焦散之外的轨迹也会对光曲线产生相当大的影响。行星最容易探测到的距离范围大约在0.6到1.6爱因斯坦半径之间。在这个距离范围内的行星在恒星的爱因斯坦环内产生焦散。对于一颗质量约为$0.3 M_{\odot}$、距离为6千秒差距、辐射源为8千秒差距的透镜星来说，这相当于恒星和行星之间的物理距离约为1到3天文单位。
1996-11-18 astro-ph
Abundance of Terrestrial Planets by Microlensing
类地行星可以使用引力微透镜技术来探测。这在高放大倍数的事件ESTO-98-BLG-35中得到了证实。观测战略，旨在测量丰富的类地行星进行了讨论，使用现有的望远镜和计划的望远镜。
2000-04-04 astro-ph
Predicting caustic crossing high magnification events in Q2237+0305
引力透镜类星体Q2237+0305的中心区域，如果在微透镜高放大率事件（HME）中进行光学测量，可以间接地分辨出纳弧秒尺度。Q2237+0305目前正在从地面进行监测（例如，OGLE合作，阿帕奇点天文台），其目标，除其他外，触发地面和航天器为基础的目标的机会（TOO）观测的HME。在这项工作中，我们研究了图像亮度的变化率（触发），这表明HME即将来临，重要的是，触发与事件峰值之间的间隔。此外，我们产生的颜色相关的模型光变曲线相结合的高分辨率微透镜模拟与一个现实的模型的热吸积盘源。我们使用我们确定的适当的触发作为指导，假设目标的机会光谱观测。我们发现，如果源光谱随源半径而变化，则3次观测TOO程序应该能够观察到光变曲线触发后连续体斜率的微透镜变化，成功率> 80%。
2000-06-11 astro-ph
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。
2002-02-04 astro-ph
Magnification Ratio of the Fluctuating Light in Gravitational Lens 0957+561
射电观测确定引力透镜0957+561的B/A放大率约为0.75。然而，在超过15年的时间里，光学放大率一直在0.9和1.12之间。公认的解释是光源的微透镜效应。然而，这种解释与（i）光学比率的相对恒定性，以及（ii）最近的数据表明比率中可能存在非消色差性略有不一致。为了研究这些问题，我们开发了一种统计形式主义，分别测量，在一个统一的方式，光变曲线的波动和恒定部分的放大率。将该方法应用于Kundić等人（1997）的已发表数据，我们发现g波段和r波段的波动部分的放大率与g波段的恒定部分的放大率一致，而与r波段的数值不一致。一种解释可能是来自透镜星系G1的约0.1等的持续未减r光，这似乎不太可能。另一个可能是0957+561在微透镜图案中接近焦散。
1998-03-17 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
Hexadecapole Approximation in Planetary Microlensing
微透镜行星探测的频率，特别是在难以建模的高放大率事件中，正在增加。它们的分析可能需要数万个处理器小时或更多，主要是因为测量的高密度和高精度，其建模需要耗时的有限源计算。我表明，这些测量的大部分，那些位于至少一个源直径从焦散或从尖点的延伸，可以使用一个非常简单的十六极近似，这是一个到几个数量级的速度比成熟的有限源计算建模。此外，通过将实际上需要有限源计算的区域限制在几个孤立的“焦散特征”，十六极近似将首次允许将强大的“放大图”方法应用于行星轨道运动对其很重要的事件。
2008-04-03 astro-ph
Microlensing of Central Images in Strong Gravitational Lens Systems
我们研究了在强引力透镜星系中心附近形成的微弱图像的微透镜效应。这些中央图像，终于开始屈服于观测，自然出现在密集的恒星场，可能是特别敏感的质量分布中的细粒度。过聚焦的微透镜放大率图（即，缩小的）图像与放大的图像有显著的不同。特别是，熟悉的“折叠”和“尖点”的放大图像的地图功能只存在于某些值的分数，f，在恒星的表面质量密度。对于中心图像，微透镜放大率的色散通常大于正常（最小和鞍）图像，特别是当源与恒星爱因斯坦半径相当或大于恒星爱因斯坦半径时。色散以一种复杂的方式依赖于f;这种行为可能是利用微透镜探测遥远星系核心恒星和暗物质相对密度的关键。定量地，我们预测PMN J1632-0033中的中心图像C在Rsrc/Rein <~ 1时具有0.6个量级的放大离散度，或在Rsrc/Rein = 10时具有0.3个量级的放大离散度。作为比较，如果Rsrc/Rein <~ 1，则图像B的色散为0.5-0.6 mag，图像A的色散为0.05-0.1 mag;如果Rsrc/Rein = 10，则图像B的色散仅为0.1 mag，图像A的色散仅为0.008 mag。(The色散可以外推到更大的源尺寸，如σ \propto Rsrc^{-1}。因此，中心图像比其他透镜图像更容易受到微透镜效应的影响，因此是测量源尺寸的良好探针。
2007-03-15 astro-ph
On the Detectability of Very Massive Compact Objects with Gravitational Microlensing
如果我们银河系的暗晕是由质量相当于太阳质量M = 10^6的致密天体组成的，那么通过普通的微透镜搜索来探测它们将需要很长的时间，因为这种透镜事件的特征时间尺度t_0大约是200年。幸运的是，许多微弱恒星的非常高的放大率事件，通常远低于检测阈值，具有短持续时间的峰值，其特征时间尺度仅为t_0 / A_{max}，其中A_{max} 1是峰值放大因子。这两个几乎同样明亮的图像相隔约2“（M/10^6太阳质量）^{1/2}，它们围绕透镜快速旋转，相对自行增强了2倍A_{max}。同样的事件将提供一个机会来研究光谱恒星，这些恒星通常太暗而无法到达。
1995-05-04 astro-ph
Integral field spectroscopy of four lensed quasars: analysis of their neighborhood and evidence for microlensing
背景：引力透镜类星体构成了一个独立的工具，通过时间延迟来获得H 0;它们也提供了研究质量分布和透镜星系的星际介质的机会，通过微透镜，它们还允许人们研究发射源的细节。目标：对于这样的研究，人们需要有一个很好的知识的透镜图像的封闭环境，以模拟透镜的潜力：这意味着在一个大的视场和光谱在高空间分辨率的观测数据。方法：我们介绍了四个透镜类星体HE 0230-2130，RX J0911.4+0551，H 1413+117和B 1359+154周围的VIMOS积分场观测。利用低、中、高分辨率模式，我们研究了类星体图像和类星体环境，并提供了详细的数据处理报告。研究结果：不同图像的类星体光谱之间的比较揭示了HE 0230-2130，RX J0911.4+0551和H 1413+117的差异：当在发射线和连续谱中测量时，同一类星体图像之间的通量比是不同的。我们还测量了HE 0230-2130和RXJ0911.4 +0551附近星系的红移，它们可能对总透镜势有贡献。结论：仔细的分析表明，微透镜是最自然的解释（去）放大率的连续发射区的背景源。在HE 0230-2130中，图像D可能受到微透镜放大的影响;在RX J0911.4+0551中，图像A1和A3可能受到微透镜缩小的影响，在H 1413+117中，至少图像D受到微透镜的影响。
2008-02-04 astro-ph
Microlensing and the Physics of Stellar Atmospheres
微透镜的简单物理学提供了一个很好理解的工具，可以用它来探测银河系和本星系群中遥远恒星的大气层，具有高放大率和分辨率。本文综述了近年来利用高放大微透镜事件的宽波段测光和光谱学测量恒星表面结构的研究成果，着重讨论了微透镜效应对恒星大气研究的巨大贡献。
2000-04-17 astro-ph
Smooth matter and source size in microlensing simulations of gravitationally lensed quasars
几个引力透镜类星体被观测到具有异常放大率的成对图像，这些图像跨越一条临界曲线。简单的理论论证表明，这些图像的放大率应该大致相等，而一个图像被观察到显着缩小。微透镜效应为这种差异提供了一种可能的解释。在对这种效应进行建模时，有两个关键参数。第一种是像点处晶状体中光滑物质的比例，Schechter和Wambsganss（2002）对此进行了研究。他们已经表明，如果透镜模型中假设的光滑物质含量从0%增加到93%，则在透镜类星体MG 0414+0534中观察到的异常通量比先验可能性为5倍。第二个参数，发射区的大小，本文探讨，并显示出更显着。我们发现，扩大的放大率概率分布，由于光滑的物质含量被冲洗的源大小，预测的类星体的标准模型。我们将我们的模型应用于异常透镜类星体MG 0414+0534，发现I波段发射区半径的95%上限为2.62 x 10^（16）h^（-1/2）（M/Msun）^（1/2）cm。透镜中的光滑物质百分比不受约束。
2007-08-07 astro-ph
New VR magnification ratios of QSO 0957+561
我们给出了类星体0957+561的VR放大率，这是由Q 0957 + 561 A的GLITP光变曲线和2.56米北欧光学望远镜在GLITP监测后约14个月拍摄的新帧推断的。从两种测光方法和一个合理的范围内的系统中的时间延迟（415-430天），我们没有得到消色差的光学连续比，但比值取决于波长。这些新的测量是一致的透镜星系，莱曼极限系统，阻尼Ly-alpha系统，或类星体的宿主星系的差分消光。V波段的微分消光系数和总消光系数与选择消光系数之比的可能值是合理的。此外，粗略的概率论证表明，这两个分量的射线路径穿过类似的尘埃环境，包括致密的尘埃云和致密的尘埃空洞网络。作为一种替代（事实上，这是对旧比率的通常解释），我们还试图解释新比率是由偏转器中的引力微透镜引起的。从放大率地图为每个引力透镜图像，使用不同的分数的表面质量密度所代表的微透镜，以及不同的尺寸和配置文件的V-波段和R-波段源，几个合成的V-波段和R-波段的比例分布。在某些引力场景中，观测到的比率对与模拟的分布之间存在明显的不一致。然而，有几张微透镜照片效果很好。要在灭绝、微透镜或混合场景（灭绝+微透镜）之间做出决定，需要新的观测和解释工作。
2004-09-30 astro-ph
Microlensing of an extended source by a power-law mass distribution
微透镜有望成为研究遥远星系和类星体的有力工具。随着数据和模型的改进，有一些系统性的影响需要探索。类星体连续体和宽线区域可能会因其不同的尺寸而对微透镜效应产生不同的响应;为了理解这种效应，我们通过恒星的质量函数来研究有限源的微透镜效应。我们发现，微透镜是不敏感的质量函数的斜率，但依赖于质量范围。对于负宇称像，用暗物质稀释恒星星族会增加小光源的放大色散，而减少大光源的放大色散。这意味着类星体连续体和宽线区域在负宇称透镜图像中可能会经历非常不同的微透镜效应。我们证实了先前的结论，表面亮度分布和几何形状的源微透镜的影响不大。最后，我们考虑非圆源。我们发现，与剪切方向对齐的椭圆源具有更大的放大率色散比垂直对齐的源，随着椭圆度的增加，这种效应变得更加突出。细长源可以导致比圆形源更快的变化，这提高了使用微透镜探测源形状的前景。
2007-04-09 astro-ph
On the Baseline Flux Determination of Microlensing Events Detectable with the Difference Image Analysis Method
为了消除混合效应，提高测光精度，多个引力微透镜实验组采用了一种新的差分图像分析（DIA）技术。然而，DIA方法的主要问题是，由于它的性质，它有困难的测量基线流量$F_0$的源星，导致简并问题，确定一个事件的透镜参数。因此，人们通常认为，DIA方法在确定事件的爱因斯坦时间尺度$t_{\rm E}$方面不如基于PSF测光的经典方法那样有效。在本文中，我们证明了退化问题的微透镜事件检测的搜索，通过使用DIA方法将不会严重，因为它是经常担心。这是因为大部分事件将是高扩增事件，对于高扩增事件，即使对于少量的分数基线通量偏差$ΔF_0/F_0$，用错误基线通量构建的扩增曲线与其相应的最佳拟合标准扩增曲线的偏差也将是相当大的。利用源星模型光度函数，在实际观测条件下，我们发现可探测到的银河系核球事件的$\sim 30%$具有很高的放大率，其基线通量可以用不确定度$ΔF_0/F_0\leq 0.5$确定。
1999-10-12 astro-ph
Gravitational Microlensing by Random Motion of Stars: Analysis of Light Curves
本文定量分析了星系中单个恒星的随机运动对背景类星体的微透镜效应。我们计算了大量的放大模式的恒星的位置略有偏移，从一个帧到下一个，并以这种方式获得光变曲线的固定类星体和星系的位置，只是由于相对恒星位置的变化。分析这些光变曲线以识别根据高度、持续时间和斜率分类的微透镜事件。我们发现，由恒星的随机运动产生的微透镜事件更短，更陡，更频繁地比批量运动事件。这种差异是由于在随机运动的情况下，焦散可以以任意高的速度移动，产生非常短的事件。一个视频演示了这些结果。对于三个不同的表面质量密度kappa值，它显示了缓慢变化的透镜位置的1000倍放大模式的时间序列，以及微透镜恒星的位置和速度矢量。视频的短序列可以通过匿名ftp在ftp://astro.princeton.edu/jkw/microlensing/moving_stars上以MPEG电影的形式获得。
1995-03-08 astro-ph
Reconstruction of the quasar brightness profile from observations of high magnification events
对OGLE和GLITP合作观测到的QSO 2237 +0305四重引力透镜A、C分量的V波段高倍事例进行了分析。分量的显著光放大被解释为具有折叠焦散的微透镜效应。对于一维源轮廓的重建，采用了基于Tikhonov正则化方法的技术。基于从A和C分量的微透镜重建的源的轮廓，类星体的发射区域的有效半径（在该半径内发射一半的光）的估计在31和21天的范围内，并且对应于0.62e+15 cm和0.42e+15 cm的线性尺寸。对于A组分，证实了焦散的正交叉，对于C组分，证实了焦散的负交叉。
2005-08-26 astro-ph
Towards Locating the Brightest Microlensing Events on the Sky
据估计，一颗比视星等17等亮的恒星在任何给定的时间都在天空的某个地方经历着可探测到的引力微透镜事件。假设透镜和光源都是从我们银河系的标准Bahcall-Soneira模型中提取的正常恒星。此外，在一年的时间尺度上，一颗15等或更亮的恒星应该经历一个可检测的引力透镜放大。探测和研究最亮的10颗$^8$恒星之间的微透镜事件率可以更好地了解银河系恒星和暗物质的分布。即使用小型望远镜仔细追踪明亮的微透镜现象，也可能发现围绕这些恒星透镜运行的行星。
1998-07-09 astro-ph
Limits of Binaries That Can Be Characterized by Gravitational Microlensing
由于行星探测的高效率，目前的微透镜行星搜索集中在高放大率事件上。高倍率事件是敏感的远程二进制的同伴，以及因此，样品的宽分离的二进制预计将收集作为副产品。在本文中，我们表明，表征二进制的一部分，这个样本将是困难的，由于退化的二进制透镜参数。这种简并性的出现是因为双星伴星引起的扰动很好地近似于分离大于某个极限的双星的Chang-Refsdal透镜。对于由等质量透镜组成的双星，我们发现，透镜的二进制可以注意到的间距的$\sim 60$倍的爱因斯坦半径对应于每个透镜的质量。然而，在这些二进制文件中，我们发现，透镜参数可以确定只有一部分的二进制文件的间距小于$\sim 20$倍的爱因斯坦半径。
2008-08-15 astro-ph
Can We Probe the Atmospheric Composition of an Extrasolar Planet from its Reflection Spectrum in a High-Magnification Microlensing Event?
我们重新审视了在背景恒星穿过前景双星透镜的焦散线时探测太阳系外行星的可能性。在这样的事件中，行星的通量可以放大100倍或更多。行星的可探测性很大程度上取决于其轨道相对于焦散线的方向。如果源星位于焦散区，那么在母星放大的光通量下，探测这颗穿过焦散区的行星是很困难的。在更有利的配置中，当行星穿过焦散线时，当恒星在焦散线区域之外时，在距离8 kpc处围绕类太阳恒星的近距离类彗星行星可以在8分钟积分中被10米望远镜检测到，最大信噪比约为15，相位角约为10度。在这个例子中，我们进一步发现，甲烷的存在，在木星中的测量丰度，和/或水，钠和钾，在理论大气模型中预期的丰度接近彗星，可以推断出从没有检测到行星在0.6-1.4微米的强宽吸收带由这些化合物引起，伴随着S/N~10检测在相邻波段。我们的结论是，未来几代的大型望远镜可能能够探测遥远的太阳系外行星的大气成分。
2005-06-17 astro-ph
Statistics of Gravitational Microlensing Magnification. II. Three-Dimensional Lens Distribution
在第一篇论文中，我们研究了点质量平面分布的引力微透镜理论。在这第二篇论文中，我们将分析扩展到三维透镜分布。首先，我们研究了三维透镜分布的透镜性质，详细考虑临界曲线，焦散线，照明模式，和放大截面σ（A）的多平面配置与两个，三个，和四个点质量。对于拉格朗日空间中相距很远的N_ \ast点质量，我们发现总共有~ 2^{N_ \ast }-1条临界曲线，但其中只有~ N_ \ast在σ（A）的高放大倍数端产生显著的焦散诱导特征。在低光深随机分布点质量的情况下，我们证明了质点附近的多平面透镜方程可以简化为受弱剪切扰动的质点的单平面方程。这使我们能够计算焦散引起的功能，在宏观图像放大率分布P（A）作为加权和的半解析功能，在论文I中推导出一个平面透镜分布。得到的半解析焦散诱导特征类似于平面情况下的特征，但它不具有任何简单的缩放特性，并且它被转移到更高的放大倍数。的半解析分布相比，以前的数值模拟的结果，光学深度τ ~ 0.1，它们是在更好的协议比类似的比较在平面的情况下。我们解释这一点，估计与他们的邻居合并的个别镜头的焦散的分数。对于τ =0.1，该分数约为20%，远小于平面情况下的约55%。
1996-08-22 astro-ph gr-qc
Detecting planets around stars in nearby galaxies
检测距离恒星数千秒差距的行星的唯一方法是通过（光度测量或天体测量）微透镜观测。在本文中，我们表明，光度微透镜的能力延伸到附近星系（如M31）的恒星周围的行星引起的信号的检测，并没有其他方法可以实现这一点。由于大量的拥挤，对M31的微透镜实验只能观察到透镜光变曲线的高放大率部分。因此，行星微透镜信号的主要通道是在高放大率事件的峰值附近的扭曲，正如Griest和Safizadeh所讨论的那样。我们计算了M31微透镜实验探测到行星异常的概率，发现M31中的恒星周围可以探测到类木星行星。尽管很难对这些信号中的行星进行定性，但缺乏此类信号可能会对类木星行星的丰度产生很大的限制。
1999-12-13 astro-ph
Statistics of Gravitational Microlensing Magnification. I. Two-Dimensional Lens Distribution
（摘要）在本文中，我们完善了平面分布的点质量的微透镜理论。我们通过将照明图案建模为由于单个"质点加上弱剪切“透镜引起的图案的叠加，推导出低光学深度（tau << 1）透镜分布的高放大率（A-1 >> τ ^2）下的宏观图像放大率分布P（A）。我们表明，一个质点加上弱剪切透镜产生一个星形焦散线，放大截面服从一个简单的标度性质。通过将该截面与剪切分布卷积，我们获得了P（A）中的焦散诱导特征，该特征也表现出简单的标度性质。该特征导致在A约2/tau处P（A）的20%增强。在低放大率（A-1 << 1）的限制下，宏观图像由明亮的主图像和靠近每个点质量形成的大量微弱的二次图像组成。考虑到主图像和次图像之间的相关性，我们推导出低A时的P（A）。低A分布在A-1 ~ tau^2处有一个振幅约为1/tau^2的峰值，与高A分布平滑匹配。我们结合高和低A的结果，并获得一个实用的半解析表达式P（A）。这种半解析分布与以前的数值结果定性一致，但后者显示出较强的苛性诱导的功能，在中等A τ小至0.1。我们通过重新检查低光学深度的标准来解决这个矛盾。一个简单的论证表明，与其相邻透镜的焦散融合的单个透镜的焦散的分数约为1-exp（-8 τ）。对于tau=0.1，分数令人惊讶地高：约55%。为了以我们所做的方式计算P（A），低光学深度对应于τ << 1/8。
1996-08-22 astro-ph gr-qc
Microlensing of Large Sources
我们证明了一个引力透镜定理：均匀亮度的光源通过前景球面透镜的放大率为mu =1+pi（2R_E^2-R_L^2）/A，其中A是光源的面积，R_E和R_L是投影到光源平面上的透镜的爱因斯坦半径和尺寸;这提供了对R_L^2，R_E^2 << A的精确放大率的精确近似。值得注意的是，这个结果与光源的形状或透镜的位置无关（除了边缘附近）。我们表明，这个公式可以推广到包括边缘变暗的圆形源，通过简单地插入在前景物体的位置的表面亮度（除以平均表面亮度的恒星）。我们还表明，类似的公式适用于包含在剪切场和质量片的点质量透镜，并为点质量的合奏，只要爱因斯坦半径远小于源的大小。这个定理可以用来计算凌日或微透镜光变曲线，其中前景恒星或行星的尺寸和爱因斯坦半径远小于背景恒星。
2003-03-20 astro-ph
Microlensing of gamma ray bursts by stars and MACHOs
对GRB 000301 C光学余辉的微透镜解释似乎有些天真地令人惊讶，因为对恒星微透镜率的简单估计表明，在平坦的Ω_λ =0.7宇宙学中，微透镜率不到400分之一，而在大约30次余辉中观察到一次事件。考虑到重子MACHO占宇宙中重子的一半，对于红移z=2的伽玛射线暴，每次爆发的微透镜概率大约为5%。我们探讨了两种可能提高观测微透镜伽马射线暴余辉的可能性的效应：二元透镜和双放大率偏差。我们发现，二元透镜的考虑只能在~15%的水平上提高速率。另一方面，因为余辉观测存在的伽马射线暴通常是基于不一定很好相关的宽分离波段的通量来选择的（例如X射线中的局部化，光学/红外中的余辉），所以与通常的单偏置情况相比，放大偏置可以在增强的水平下操作。我们发现，现有的估计的斜率的伽马射线暴的光度函数，而尚未相当不确定，指向增强因子超过三个以上的微透镜率的简单估计。我们发现，在27个测量的余辉样品中，观测到至少一个微透镜事件的概率，对于恒星透镜可以是3-4%，对于重子MACHO可以是25 Ω透镜。我们注意到，只有当宇宙中的重子大部分凝聚在恒星质量的物体中时，在可用的余辉样本上观察到至少一个事件的概率才是重要的。（简略）
2003-11-25 astro-ph
Interpretation of the OGLE Q2237+0305 microlensing light-curve
引力透镜类星体Q2237+0305的四个明亮图像正在从地面上被监测。OGLE合作，阿帕奇点天文台），希望观察到一个高放大率的事件（HME）。在过去的三个季节（1997-1999），OGLE合作产生了前所未有的覆盖范围的微透镜光曲线。这些证明了图像之间平滑的、独立的（因此是微透镜）可变性（Wozniak等人，2000 a，b; OGLE网页）。我们回顾性地比较了几个观察到的光变曲线特征的高放大率事件参数的概率函数。我们的结论是，1999年的图像C峰是由于源已经通过了一个尖点以外，而不是焦散交叉。此外，我们发现，图像C光变曲线显示了1997年和1998年观测季节之间的焦散交叉的证据，涉及新的关键图像的出现。我们的模型预测，下一个图像C事件最有可能在1999年峰值后500天到达，但具有很大的不确定性（100-2000天）。最后，考虑到1999年观测季节结束时的图像A光变曲线导数，我们的模拟表明，在1999年和2000年观测季节之间将发生焦散交叉，这意味着图像A光变曲线的最小值比1999年11月的水平暗1-1.5等。
2000-06-11 astro-ph
Microlensing of close binary stars
多质量系统的引力具有显著的引力效应：背景光源沿着所谓的焦散线被极度放大。在过去的十年里，这一性质一直是一些显着的天体物理学发现的渠道，包括太阳系外行星的探测和表征，边缘变暗的常规分析，以及在一个案例中，对几千秒差距的恒星的表观形状的限制。本文研究了密近双星系统微透镜的性质。我们表明，在某些情况下，它是可能的，以检测流量从近距离双星的洛希叶。这样的观测可能会限制近距离双星系统的模型。
2008-10-13 astro-ph
Enhanced Microlensing by Stars Around the Black Hole in the Galactic Center
恒星对银河系中心超大质量黑洞透镜性质的影响类似于行星对恒星微透镜的影响。我们发现，SgrA* 周围的致密星团增加了几个因素的概率高放大倍率透镜事件的遥远的背景源的黑洞。相反，黑洞的引力切变改变并增强了单个恒星的微透镜特性。当源图像位于黑洞的爱因斯坦半径附近时（对于无限远的源，为1.75”+/-0.20”），这种影响最大。我们估计，在K波段探测阈为20等的银心内~ 2 ″的任何红外快照中，至少观测到一颗被放大5倍以上的遥远背景星的概率为1%。黑洞的引力剪切使爱因斯坦半径附近的高放大率事件的持续时间延长到几个月，并引入了各种各样的光变曲线形状，这些形状不同于孤立的微透镜。通过图像相减来识别这些事件可以用来探测黑洞附近暗星的质量函数、密度和速度分布，这些是无法用其他方法探测到的。
2001-03-08 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
Determining the Microlens Mass Function from Quasar Microlensing Statistics
对微透镜放大倍率图案（在光学深度为1的情况下）对微透镜质量函数的响应的首次研究发现，所得统计数据仅取决于平均微透镜质量<m>。特别是平均微透镜焦散交叉率被发现是成正比的平方根<m>。我们表明，虽然这是真实的质量函数的范围很窄的质量的限制，在一般的放大模式显示的结构，反映了不同质量的微透镜的光学深度的贡献。我们提出了一个更好的近似，有关的微透镜质量函数的光曲线统计。我们表明，类星体微透镜光变曲线的可变性统计可以（原则上）被倒置，以获得质量范围内的质量密度保持可比的微透镜的质量函数，即。p（m）dm~C/m。对Q2237+0305结构函数的初步分析表明，质量很低的天体（0.001太阳质量）对光学深度没有显著的贡献。然而，对多个微透镜类星体进行20年的观测，可能会在未来产生详细的p（m）dm。在数密度相当的质量范围内，即。p（m）dm =常数，通量因子的分布可以被反演以找到微透镜质量函数。这可以用来探测轨道半径大于100天文单位的行星的丰度。
2000-08-01 astro-ph
Uncovering stellar atmospheres with gravitational microlensing telescopes
通过双星透镜星产生的焦散，在源星表面的强微分放大率允许测量其径向强度轮廓，角分辨率为20-60纳秒，每年约15颗恒星的宽带测光观测，并研究其化学成分，每年约2颗恒星的时间分辨高分辨率光谱。
2003-12-08 astro-ph
Spitzer Space Telescope Observations of the Aftermath of Microlensing Event MACHO-LMC-5
在观测到LMC源星放大率的十年后，我们用斯皮策的IRAC对MACHO-LMC-5进行了测光。这一事件在引力微透镜的编年史中是独一无二的：透镜星本身已经被HST观测到（一次是WFPC 2，两次是ACS/HRC）。由于在斯皮策观测的时期，光源和透镜之间的距离是$\sim0.24''$，所以这两颗恒星在斯皮策的图像中无法分辨。然而，IRAC的光度测定清楚地确定了透镜是一颗M5矮星，因为它的红外过量，这反过来又产生了$\sim0.2 M_{\odot}$的质量。这证明了斯皮策在其他引力微透镜事件中探测透镜的潜力。
2004-06-01 astro-ph
Quasar Microlensing: when compact masses mimic smooth matter
引力微透镜引起的放大率对源相对于爱因斯坦半径（自然微透镜尺度长度）的大小很敏感。本文研究了源的大小的影响的情况下，微透镜质量分布的双峰质量函数，与太阳质量的恒星代表正常的恒星质量，和较小的质量（下至$8.5\times 10^{-5}$ M $_\odot$）代表一个暗物质组件。结果发现，存在一个临界制度，其中的暗物质最初被视为单独的紧凑的质量，但随着源的大小增加的紧凑的暗物质作为一个光滑的质量组件。这项研究表明，微透镜光变曲线的解释，特别是小质量的暗物质透镜嵌入在一个整体的恒星星族的索赔，必须考虑的重要影响源的大小。
2006-03-22 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
Finite Source Effects in Microlensing Events
利用Stoke定理的推广，可以将任意引力透镜对有限源放大率的计算从二维积分简化为一维积分。对于一个由行星系统透镜的大光源，其行星位于两个图像之一在没有行星的情况下的位置，积分可以解析地完成。如果行星位于主像（未受扰）的位置，那么多余的通量与孤立行星的相同。如果行星位于副像上，就没有多余的通量。
1996-06-17 astro-ph
