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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Photometry of the MACHO-SMC-98-1 Binary Microlensing Event
我们目前的测光独特的二元微透镜事件MACHO SMC-98-1收集的OGLE组。在第一个焦散线附近进行了特别有趣的观察，这是其他小组观察所没有的。它允许测试提出的模型，其中由PLANET组提出的Model~1似乎与OGLE观测最一致。
1998-09-02 astro-ph
Beyond Caustic Crossings: Properties of Binary Microlensing Light Curves
二元微透镜光变曲线具有多种形态。许多与点透镜光变曲线是无法区分的。那些偏离点透镜形式，焦散交叉光变曲线往往占主导地位，已确定的二元透镜事件。二元透镜的其他独特特征包括显著的不对称性、多峰和重复事件。我们已经量化，使用高分辨率的模拟，理论上预期的相对数量的每种类型的二元透镜事件，根据其可测量的特性。我们发现，与当前水平的光度不确定性和采样的微透镜调查应该找到至少一样多的非焦散交叉二元透镜事件的焦散交叉事件，在未来的调查与更敏感的光度，独特的非焦散交叉事件的贡献将更大。为了试图解释为什么焦散交叉光变曲线似乎是如此占主导地位的公布的二元透镜事件，我们调查了几个物理效应，包括混合，采样率，和各种二进制人口的影响。
2007-05-02 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
Binary Microlensing Event MACHO-98-SMC-1
最近发生在小麦哲伦星云CNOO-98-SMC-1上的双星微透镜事件受到了CNOO合作的警告，并通过许多微透镜实验进行了监测，因为它完全覆盖了第二次焦散穿越。这一全球监测活动的目的是确定透镜物体相对于源星的相对自行$|\vecμ|$，这可能表明透镜物体的位置。（"它是不是一个星系晕物体，这是一个问题。“）估计值$|\vecμ| \approx 1.3 km/(s \kpc)$表明，联芳透镜体属于SMC的恒星星族。我们讨论了这对晕暗物质事件的影响。
1999-03-01 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
Trajectories of the images in binary microlensing
我们详细研究了在二进制微透镜事件的单图像的轨迹。从透镜方程的微扰解出发，我们利用连续性论证探索了全参数空间。我们看到，焦散相交过程中产生的图像可以以不同的方式与其他图像重新组合。这导致根据图像的行为对微透镜事件进行新的分类。我们表明，在这些组合中所涉及的图像取决于在入口处和出口处从焦散交叉的褶皱。非平凡轨迹可以分为四种主要类型。本文还讨论了天体测量中光源中心运动的一些结果。
2001-05-16 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
Detection of Stellar Spots from the Observations of Caustic-Crossing Binary-Lens Gravitational Microlensing Events
最近，Heyrovskeln和Sasselov（1999）研究了{ \it single lens}引力微透镜事件光变曲线对小光斑的敏感性，发现在源凌日事件期间，光斑可以导致放大率的偏差大于2%，因此是可检测的。在本文中，我们探讨了从{ \it焦散交叉双透镜}微透镜事件而不是单透镜事件的观测点检测的可行性。为此，我们调查的双镜头事件光变曲线的灵敏度斑点，并比较它的单镜头事件。从这次调查中，我们发现，在焦散交叉的分数放大偏差的微透镜光变曲线从那些无污点的源事件是等同于单透镜事件的偏差，这意味着点也可以检测到类似的光度精度所需的点检测通过观察单透镜事件。我们讨论了在检测恒星黑子方面观察焦散性交叉双镜头事件相对于观察单镜头事件的相对优势。
2000-01-27 astro-ph
Astrometric Resolution of Severely Degenerate Binary Microlensing Events
我们调查是否“关闭/宽”类的简并性在焦散线交叉二进制微透镜事件可以打破天体测量。多米尼克指出，这些简并是特别严重的，因为它们是由透镜方程本身的简并引起的，而不仅仅是一个光变曲线被另一个光变曲线“偶然”模仿。一个大规模的观测活动的五个微透镜合作是无法打破这种简并光度的情况下，二元透镜事件CAMO 98-SMC-1。我们发现，这种退化确实导致图像的质心的广泛和密切的解决方案，遵循一个非常相似的模式的运动过程中的时间，当源是在焦散或附近。然而，这两个图像的质心是相互位移的，这种位移是可以通过观察后期的事件来检测的。光度简并因此可以解决天体测量，即使对于这些最严重的情况。
2000-01-11 astro-ph
Investigating Binary Properties with Next-Generation Microlensing Surveys
我们探讨了未来的引力微透镜调查的有用性，在研究二进制属性，如二进制分数和分布的二进制分离和质量比，通过使用可检测的二进制样品通过一个通道的重复事件。为此，我们估计的速率重复microlensing eventstoward银河系球领域的基础上标准模型的动力学和物理分布的银河系物质结合模型的二进制分离和质量函数。由此，我们发现，预计从$\sim 4$ -年天基调查中检测到的重复事件总数将是$\sim 200$ -400，即$\sim 40$ -比当前调查的速率高50倍。我们发现，高的检测率是由于大大提高了与暗源星和低放大倍率事件的事件的灵敏度。我们发现，重复事件所覆盖的二进制文件的分离范围将扩展到100 AU。因此，未来的透镜巡天将提供一个均匀的样本，将允许调查的统计特性的银河系双星的亮度不偏置的二进制组件。
2007-01-04 astro-ph
Effect of a wide binary companion to the lens on the astrometric behavior of gravitational microlensing events
在本文中，我们研究了透镜的宽双星伴星对银河系引力微透镜事件的天体测量行为的影响，并将其与测光行为的影响进行了比较。我们发现，即使相应的光变曲线似乎是一个标准的单点质量透镜事件之一，广泛的二元同伴的透镜可以影响图像的质心运动。宽二元透镜对天体测量透镜行为的相对显著的影响，一方面，要求在分析未来的天体测量透镜数据时仔细考虑透镜二元性。另一方面，伴星较大的天体测量效应使天体测量透镜成为探测大范围分离的二元透镜的有效方法。
2002-03-01 astro-ph
Kepler Rotation Effects on the Binary-Lens Microlensing Events
研究了透镜双星的开普勒自转对双星微透镜事件向大麦云云和小麦哲伦云的演化过程的影响。发现当透镜双星处于LMC盘或SMC盘时，旋转效应并不总是可以忽略，当它们是自透镜的时候因此，我们认为，如果朝向晕的微透镜事件是自透镜事件，那么在分析未来双星事件时就有必要考虑旋转效应。作为一个例子，我们重新检查的1990年LMC-9事件，其中透镜双星的横向速度慢，表明在LMC盘微透镜事件。通过简单的分析，证明了总质量为$\sim 1M_{\odot}$的透镜双星在爱因斯坦半径交叉时间内的转动大于$\sim 60^{\circ}$。然而，用一个额外的参数，旋转周期，对LMC-9的拟合表明，旋转效应很小，即，在爱因斯坦半径交叉时间期间，投影旋转角仅为$\sim 5.9^{\circ} (M/M_{\odot})^{1/4}$。这个矛盾可以解决，如果物理参数，如质量和速度，是不同的，在这个事件中，双星是近侧，或双星是非常偏心的，虽然不能从这个单一的事件得出明确的结论。如果朝向晕圈的微透镜事件是由于自透镜化，则旋转效应对其重要的二进制事件将增加，并且将获得对透镜性质的更强约束。
1999-10-19 astro-ph
Repeating microlensing events in the OGLE data
微透镜事件通常选择在单峰不重复光变曲线中，以避免与变星混淆。然而，当源或/和透镜是二元系统时，微透镜化事件可以表现出第二微透镜化增亮事件。对这些重复事件的仔细分析为研究宽双星的统计数据和探测太阳系外行星提供了一种独立的方法。先前的理论研究预测，由于宽二元透镜，0.5 - 2%的事件应该重复。我们提出了一个系统的搜索这样的事件，在约4000光变曲线的微透镜候选人检测的光学引力透镜实验（OGLE）对银河系隆起从1992年至2007年。搜索结果显示，共有19个重复的候选人，其中6个显然是由于一个广泛的二元透镜。作为一个副产品，我们发现64个事件（约2%的OGLE-III样本）已被错误分类为微透镜，这些错误分类的事件大多是新星或其他类型的爆发恒星。当下一代宽场微透镜实验在未来全面投入使用时，重复事件的数量和重要性将大大增加。
2008-11-17 astro-ph
Predicting the Second Caustic Crossing in Binary Microlensing Events
我们拟合二元透镜模型的数据覆盖的初始部分，真正的微透镜事件，试图预测的时间的第二焦散交叉。我们使用近似在初始搜索过程中通过参数空间的光变曲线，大致匹配观察到的。精确的方法来计算一个扩展源的透镜放大率时，我们使用我们改进我们的最佳初始模型。我们的计算表明，第二次穿越的可靠预测只能在很晚的时候做出，当光变曲线在两次焦散穿越之间的最小值之后明显上升时。因此，最好的观测策略是，一旦光变曲线在最小值之后开始上升，就尽可能频繁地采样。
2001-04-10 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
Binary Microlensing Events from the MACHO Project
我们提出的光变曲线的21个引力微透镜事件的前六年的CNOO项目引力微透镜调查，这是可能的透镜的例子，由二进制系统。这些事件是从大约350个候选微透镜事件的总样本中手动选择的，这些事件要么是由CNOO警报系统检测到的，要么是通过CNOO数据库的回顾性分析发现的。这21个事件中至少有14个表现出强烈的（焦散）特征，其中4个事件与大质量比（棕矮星或行星）系统的透镜很好地拟合，尽管这些拟合不一定是唯一的。总的双星事件率与基于我们对双星性质的知识所作的预测大致一致，但如果不确定我们的双星透镜事件探测效率，就不能进行精确的比较。对银河系的隆起，我们发现焦散交叉非焦散交叉二元透镜事件的比例为12：4，不包括一个事件，我们提出2个适合。这表明我们在检测和表征非焦散交叉二元透镜效应的能力上存在显著的不完整性。这些二元透镜的质量比N（q）的分布似乎相对平坦。我们还能够可靠地测量源面交叉时间在4个凸起焦散交叉事件，并恢复从他们的分布透镜自行，质量和距离一致的人口银河系凸起透镜在7 +/- 1千秒差距的距离。分析得到两个伴星为~ 0.05Msun的系统。
1999-07-26 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
Variation of Spot-induced Anomalies in Caustic-crossing Binary Microlensing Event Light Curves
我们研究了透镜源星上的斑点引起的焦散性交叉二元微透镜事件的光变曲线异常模式。为了这个目的，我们进行模拟的事件与各种模型的斑点。从这些模拟中，我们发现，斑点引起的异常采取各种形式取决于斑点的物理状态，其特征在于由表面亮度对比度，大小，数量，本影/半影结构，形状和相对于扫描焦散的方向。我们还研究了区分两种可能的退化类型的异常所造成的一个点和过境行星的可行性，并发现在许多情况下，退化可以打破的特点多个偏差功能的点引起的异常模式所造成的多个点。
2002-01-09 astro-ph
Another Channel to detect Close-in Binary Companions via Gravitational Microlensing
高迪和古尔德（Gaudi & Gould）（1997）指出，通过微引力透镜效应，可以有效地探测到遥远双星系统的近伴星，因为透镜伴星的存在导致了透镜光变曲线的偏差。在本文中，我们介绍了另一个通道，利用微透镜探测微弱的近距离伴星。这种方法利用了一个焦散相交的双星透镜事件，其源也由双星组成，其中伴星是一颗暗淡的恒星。伴星的探测是可能的，因为伴星的通量在穿过透镜焦散面时可以被高度放大。由于伴星比主星放大得更多，所以检测变得容易，因为伴星一般比主星尺寸小，因此有限源效应较小。该方法是Graff & Gaudi（2000）和Lewis & Ibata（2000）提出的探测近距离巨行星的方法的扩展，并由Ashton & Lewis（2001）进一步发展。通过对实际的银河系核球事件的模拟，我们发现利用该方法可以有效地从电流型微透镜跟踪观测中检测出K型主序星或更亮的伴星。我们还发现，与探测透镜伴星的方法相比，该方法的探测效率明显下降，对于间距为爱因斯坦环角半径$\lesssim 0.2$的双星，该方法具有一个重要的优点，即能够探测到间距小到0.01 θ E量级的伴星。
2001-05-11 astro-ph
Caustic Crossing Microlensing Event by Binary MACHOs and Time Scale Bias
焦散交叉微透镜事件为我们提供了一个独特的机会来测量透镜相对于源的自行，所以那些由二元MACHO引起的事件对于理解星系晕的结构和MACHO的性质非常重要。微透镜事件98-SMC-01，发生在1998年6月，是第一个通过焦散交叉测量自行的事件，正如我们在这封信中所说，这一事件可能是由二元MACHO引起的。受二元MACHO可能存在的启发，我们对二元MACHO的焦散穿越事件进行了蒙特卡罗模拟，并研究了事件的性质和可探测性。我们的计算表明，典型的焦散渡越事件的两个焦散渡越（$t_{\rm cc}$）之间的间隔约为5天。我们认为，与目前的二元事件搜索策略，这些典型的事件的自行是不可测量的，因为时间尺度短。因此，从焦散交叉事件测量的自行分布显著地受到{“}时间尺度偏差”}的影响，该时间尺度偏差是朝向发现长时间尺度事件并因此缓慢移动透镜的偏差。我们预测有两倍以上的短时间尺度的事件（$t_{\rm cc}\le 10$天）比长时间尺度的事件（$t_{\rm cc}\ge 10$天），并建议每小时监测观察，而不是目前进行的夜间监测，以更有效地检测焦散交叉事件的二进制MACHO。
1998-11-25 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
The Effect of a Binary Source Companion on the Astrometric Microlensing Behavior
如果引力微透镜发生在双源系统中，两个源分量都被放大，并且由此产生的光变曲线偏离单源事件的标准光变曲线。然而，在大多数情况下，只有一个源组件被高度放大，另一个组件（同伴）可以被视为一个简单的混合源：混合近似。在本文中，我们表明，与光变曲线，天体测量曲线，代表的源图像质心的轨迹，一个重要的分数的二进制源事件将不会充分好地单独建模的混合效果。这是因为由源伴随物引起的质心偏移持续到距透镜相当大的距离。因此，在根据未来高精度天体测量仪器测量的天体测量曲线确定透镜参数时，重要的是要考虑源伴的全部影响。
2001-07-28 astro-ph
Observations of the Binary Microlens Event MACHO-98-SMC-1 by the Microlensing Planet Search Collaboration
本文介绍了在北京天文台观测到的双星透镜事件ESTO-98-SMC-1的观测结果。Stromlo 74”望远镜由微透镜行星搜索（MPS）合作。MPS数据限制了第一次焦散相交发生在1998年6月5.55 UT之后，因此直接排除了PLANET协作（模型II）提出的两个拟合之一。这实质上减少了镜头对象的相对自行估计的不确定性。我们执行联合二进制微透镜配合MPS数据与公开可用的数据从EROS，CAMO/GMAN和OGLE合作。我们还研究了二元透镜拟合参数先前公布的行星和MATRIO/GMAN合作，使用它们作为初始值的$χ^2$最小化。基于PLANET模型I的拟合似乎与GMAN-CTIO数据相冲突。从我们的最佳拟合，我们发现，该透镜系统有一个适当的运动$μ= 1.3\pm 0.2 \kmsk$相对于源，这意味着该透镜系统是最有可能位于小麦哲伦云加强以前的报告的结论。
1998-12-13 astro-ph
Distribution of Caustic-Crossing Intervals for Galactic Binary-Lens Microlensing Events
双透镜引力微透镜事件焦散交叉的检测是重要的，因为通过检测它们可以获得关于透镜和源星的有用信息。本文计算了两个连续的焦散交点之间的间隔分布，$f(t_{\rm cc})$，银河系球双星透镜事件调查的观测策略，最佳的检测和解决的焦散交点。从这个计算，我们发现，分布是高度偏向短$t_{\rm cc}$和峰值在$t_{\rm cc}\sim 1.5$天。因此，为了最大限度地检测腐蚀性交叉点，及时启动后续观察以密切监测事件将是重要的。我们估计，在当前随访观察策略下，第二次焦散性交叉准备时间为$\sim 2$天，可分辨焦散性交叉的事件比例为$\sim 80%$。我们发现，如果能够在第一次焦散线交叉后1天内开始随访观察，并采取更积极的观察策略，则可以将检出率提高到$\sim 90%$。
1999-11-15 astro-ph
Identifying Microlensing by Binaries
微透镜监测程序已经研究了大量的标准光变曲线，这些光变曲线似乎是由于暗质点的透镜效应。理论预测，许多微透镜事件应该显示出与标准形式的显着偏差。特别是透镜二值性预期是常见的。然而，到目前为止，只有少数的光变曲线显示出透镜是双星的证据;所有这些光变曲线都显示出与标准光变曲线的巨大偏差，表现出明显的多峰和/或焦散交叉。光变曲线受扰动较小的双透镜事件也应该存在于数据集中。那么，为什么我们没有发现它们呢？答案可能在于这样一个事实，即扰动虽然经常很重要，但往往不如与焦散相交相关的扰动那么明显。我们提出了一种方法来确定是否光变曲线是由于透镜的二元。该方法适用于轻微和剧烈扰动的二元透镜光变曲线。我们的方法识别所有退化的解决方案-即，所有可能导致观察到的光变曲线的透镜效应。它还使我们能够消除考虑大范围的可能的假阳性识别与光变曲线，可能模仿微透镜的二进制。这种方法，或它的推广，也可以应用于光变曲线的分析，偏离标准的点质量透镜的形式，因为天文效应以外的镜头二元性。
1997-02-11 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
Complete Parallax and Proper Motion Solutions For Halo Binary-Lens Microlensing Events
解释微透镜现象的一个主要问题是，唯一的测量量，即爱因斯坦时间尺度t_E，是人们想知道的三个量的简并组合，即透镜的质量、距离和速度。这种简并可以通过测量"视差"或"自行"而部分打破，也可以通过测量两者而完全打破。焦散线交叉双镜头事件的自行可以很容易地测量。在这里，我们研究了一种可能性（首先由Hardy和Walker讨论），即人们也可以通过比较从地球上的两个天文台看到的焦散交叉的光变曲线来测量其中一些事件的视差。我们推导出解析表达式的信噪比的视差测量的源和事件的几何形状的特性。对于朝向大麦哲伦星系的星系晕双星透镜，从一个大陆到另一个大陆的光变曲线延迟了看似微小的15秒（与t_E~40天相比）。然而，这足以引起10%量级的放大率差异。为了实际提取完整的视差信息（而不仅仅是检测效果），需要来自三个非共线观测站的观测。视差不能在大麦哲伦星系的双星透镜上测量，但可以在朝向M31的星系晕双星透镜上测量。稳健的测量是可能的磁盘二元透镜朝向银河系的凸起，但很难凸起的二元透镜。
1998-10-01 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
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
Where Are the Binary Source Gravitational Microlensing Events? II
目前，已经报告了6个候选二元透镜事件，而仅报告了单个候选二元源事件。Dominik指出，对于典型的双星源事件，其组成源星之间的距离很大，导致组成源星之间的碰撞参量差异很大。在这些情况下，高度放大的源星的光变曲线几乎不受来自另一颗恒星的光的影响，使得观测到的双星源光变曲线很难与单源透镜事件的光变曲线区分开来。在本文中，我们确定的事件与相似的源星放大的分数是一样多的$\sim 8%$，从而表明，非常低的检测率的二元源事件不能单独用这种效果来解释。通过对二进制源事件进行逼真的模拟，我们发现由于各种其他原因，二进制源事件的一个重要部分被额外错过。首先，如果组成恒星之间的流量比非常大，亮恒星的光变曲线几乎不受暗恒星的光的影响。第二，如果距离太小，双星的行为就像一颗恒星，很难将双星事件与单个事件分开。最后，虽然检测到二元源事件的概率随着源分离的增加而增加，但是仍然会遗漏一些二元源事件，因为这些事件的光变曲线将模仿具有较长时间尺度和较大碰撞参量值的单源事件的光变曲线。
1998-04-26 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
Effect of Binary Source Companions on the Microlensing Optical Depth Determination toward the Galactic Bulge Field
目前，在对银河系球区进行的引力微透镜巡天实验中，为了精确测定光学深度τ，采用了两种不同的方法来减小混合效应。一种是基于团簇巨星（CG）源星测量τ，另一种是利用“差分图像分析（DIA）”测光测量非混合源星的流量变化。尽管期望这两个估计应该是相同的假设混合被适当地考虑，基于CG星的估计系统地低于DIA结果的基础上的所有事件与源星下降到检测极限。由于这一差距，我们研究了以前未考虑的同伴相关事件对$τ$测定的影响。虽然伴星的影像会与主星的影像溷合，因此无法分辨，但如果伴星的流量被高度放大，则可以侦测到伴星相关的事件。因此，伴星作为源星对微透镜效应起着有效的作用，因此在源星计数中忽略它们可能会导致错误的τ估计。通过进行模拟的基础上的假设，同伴遵循相同的光度函数的主星，我们估计，同伴相关的事件的总事件率的贡献是~5 f_{bi} %，为当前的调查，可以达到~6 f_{bi} %，为未来的调查监测暗星，其中f_{bi}是二进制频率。因此，我们的结论是，同伴相关的事件包括一个不可忽略的部分的所有事件。然而，它们对光学深度的贡献不足以解释基于两种不同方法的光学深度估计之间的系统差异。
2005-07-04 astro-ph
A Complete Set of Solutions For Caustic-Crossing Binary Microlensing Events
本文提出了一种利用一个良好采样的折散交叉分析二元透镜微透镜光变曲线的方法。一般来说，在描述二元透镜特征的9参数空间中，chi ^2表面表现出极其复杂的行为。这使得难以系统地搜索空间并验证给定的局部最小值是全局最小值。我们发现，对于具有良好监控焦散的事件，焦散交叉区域可以与光变曲线的其余部分隔离，并且可以轻松地拟合为5参数函数。然后，可以使用这些焦散交叉参数中的四个来约束在更大的9参数空间中的搜索。这允许系统搜索所有解，从而识别所有局部极小值。我们说明了这种技术使用的PLANET数据为CANOO 98-SMC-1，一个优秀的和公开的焦散线交叉数据集。我们表明，一个非常广泛的参数组合是兼容的行星数据集，表明只有一个焦散交叉采样的二元透镜光变曲线的观测不产生独特的解决方案。由此推论，第二焦散线穿越的时间不能仅基于包括第一焦散线穿越的早期数据来可靠地预测。我们调查的要求，确定一个独特的解决方案，并发现偶尔观察的第一焦散交叉可能足以得出一个完整的解决方案。
1999-02-28 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
Direct Detection of Giant Close-In Planets Around the Source Stars of Caustic-Crossing Microlensing Events
我们提出了一种直接的方法来检测在银河系的凸起附近的巨行星绕恒星。这种方法使用了由监测凸起的调查小组发现的焦散交叉二元微透镜事件来测量围绕源星运行的行星发出的光。当这颗行星穿过焦散线时，它比源星更放大;它的光比木星大小的行星放大了两个数量级。如果这颗行星是一颗靠近恒星的巨星，它可能足够明亮，使恒星的光变曲线发生重大偏差。这种偏差的检测需要使用10米级望远镜在焦散后几个小时内对微透镜光变曲线进行密集监测。这是迄今为止提出的唯一一种直接探测太阳附近恒星周围近距离行星的方法。
2000-04-06 astro-ph
Detection Rates for Close Binaries Via Microlensing
微透镜是重建质量甚至低于氢燃烧极限的恒星质量函数的最有前途的方法之一。这种技术的基本限制是存在未解析的双星，这在原则上可以显着改变推断的质量函数。在这里，我们量化的二进制文件，可以使用微透镜检测到的分数，特别是考虑的质量比和分离的二进制文件。我们发现，几乎所有的二元系统的分离大于$b \sim 0.4$的联合爱因斯坦环半径假设检测阈值为$3\%$是可检测的。对于两个M矮星，这对应于$\gsim 1 \au$的极限分离。由于很少有观测到的M矮星有同伴在分离$\lsim 1 \au$，我们得出结论，密切的双星可能不会破坏质量函数的测量。我们发现，探测能力只弱依赖于质量比。对于这些事件的个人群众可以确定，我们发现，二进制可以检测到$b \sim 0.2$。
1996-06-17 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
Improved Detection Rates for Close Binaries Via Astrometric Observations of Gravitational Microlensing Events
除了构建一个不受氢燃烧极限影响的银河系物质质量函数外，引力微透镜还允许构建一个受未解决的双星问题影响较小的质量函数（高迪和古尔德）。然而，即使使用微透镜方法，双星的光度检测也仅限于$b\gtrsim 0.4$与它们的组合爱因斯坦环半径的距离相对较大的双星系统，因此质量函数仍然不能完全摆脱未解决的双星问题。在本文中，我们表明，通过检测扭曲的天体测量椭圆的微透镜事件与高精度仪器，如{ \it空间干涉测量任务}，可以检测密切的双星在一个更高的速度比光度法。我们发现，通过天体测量观测微透镜事件，$\sim 50%$的双星分离的$0.1r_{\rm E}$可以检测到的检测阈值为3%。建议的天体测量方法是特别有效的检测非常接近的双星。当探测阈值为3%，探测率为10%时，我们可以通过天体测量探测到距离低至$\sim 0.01r_{\rm E}$的双星。
1999-06-25 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
Contact Stars in Microlensing Surveys
本文简要介绍了接触双星的性质，着重讨论了它们的形成和演化中尚未解决的问题，以及它们对银河系恒星星族研究的潜在贡献。OGLE调查的第一个结果，其中接触双星贡献了整整三分之二的933食双星，介绍。
1996-09-17 astro-ph
A Caustic View of Halo Microlensing
唯一的微透镜事件对麦哲伦云的透镜的位置是强烈的约束是两个二元焦散交叉事件。在至少一种或可能两种情况下，透镜位于或接近云本身。从表面上看，如果银河系暗晕提供了大部分的透镜群，这似乎是不可能发生的，正如对大麦云（LMC）的CAMO数据集的标准分析所建议的那样。我们使用二项统计来评估观察$M$非晕二进制焦散事件的先验概率给定的总样本的$N$焦散二进制。我们概括的情况下，多组件的银河系和麦哲伦云模型的贝叶斯似然方法确定的透镜质量和晕分数从观察到的时间尺度。我们引入了一个新的统计量，“结果判别器”，它衡量了二进制焦散数据，先验期望和CNOO LMC数据集作为一个整体之间的一致性。如果云没有嵌入在它们自己的MACHO暗晕中，那么发现两个非晕焦散双星事件（$M = N = 2$）与给定的MACHO数据集的预期不一致。以$M = 1$为最可能结果的银河系模型也与数据不一致，尽管以$M = 1$具有合理先验概率的模型与数据不一致。我们认为，麦哲伦云是嵌入在自己的黑暗晕的可能性，或星系晕是本质上缺乏的双星系统，产生苛性交叉事件。这两种可能性中的任何一种都使观测和先前的预期之间具有更大的相容性，尽管麦哲伦晕的想法可能是两者中更自然的一种，并且得到了运动学研究的支持。
1998-12-22 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
The Many Possible Interpretations of Microlensing Event OGLE-2002-BLG-055
微透镜事件OGLE-2002-BLG-055的特征是一个平滑的、略微不对称的单透镜曲线，其中一个孤立的、安全的数据点比相隔几天的相邻点亮约0.6个星等。先前有人认为，单偏离数据点和全球不对称性的最佳解释是行星伴星与主透镜的质量比log（q）=-3至-2，以及地球运动引起的视差效应。我们重新解释OGLE-2002-BLG-055，并表明，数据可以解释各种各样的模型。我们发现，偏差的数据点可以拟合大量的定性不同的二元透镜模型，其质量比范围，在3-sigma水平，从log（q）~ -4到-1。这个范围与行星、棕矮星或M矮星伴星相一致，因为它们的合理原始质量为M> 0.8 M_sun。这些二元透镜拟合的一个子集由一系列连续简并模型组成，这些模型的质量比相差一个数量级，但其光变曲线在大多数微扰下相差<2%。异常数据点也可以用二次/一次流量比约为1%的源的双星伴星来解释。这个模型还有一个额外的吸引力，即整体的不对称性可以自然地用次级引起的初级加速来解释。双源模型得到爱因斯坦环在源面上投影半径的测量值为\hat r_E=1.87 +/- 0.40 AU。OGLE-2002-BLG-055是一个极端的例子，它说明了解释弱扰动和/或采样差的微透镜光变曲线所固有的困难和简并性。
2004-04-20 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
Optical Gravitational Lensing Experiment. Photometry of the MACHO-SMC-1 Microlensing Candidate
我们目前的测光观测的MACHO-SMC-1微透镜候选人收集的OGLE-2项目。我们显示的光变曲线的两个组成部分的1.6弧秒的混合：微透镜星和它的光学伴星。我们发现光学伴星对总流量的贡献为24%，并确认透镜星的光变曲线中存在周期为5.096天，振幅为0.05磁的小振幅周期振荡。透镜星可能是一个椭球双星系统。
1997-10-31 astro-ph
Lens binarity vs limb darkening in close-impact galactic microlensing events
虽然点焦散比（线形）折叠焦散具有更大的潜力来测量微透镜事件过程中恒星的亮度分布，但透镜二元性的影响显着限制了可实现的精度。因此，与涉及折散通道的事件相比，相应的近距离撞击事件使边缘变暗测量的情况不太有利，从折散通道可以容易地和常规地获得精确测量。涉及后来的膨胀巨星的例子表明，如果假设单透镜模型看起来是可以接受的，那么可能会导致对边缘变暗系数的约10%的错误估计，除非光度测量的精度被推到低于1%的水平，即使对于这些有利的目标。相比之下，透镜和源之间的自行测量的不确定性占主导地位的源星的角半径的评估，并保持几乎不受透镜的二元性。运行检验提供了有用的额外信息，而不是仅仅通过卡方检验来判断拟合优度，这些信息可以导致模型的拒绝和近距离撞击微透镜事件中透镜二元性的检测。
2004-10-18 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
The Anomaly in the Candidate Microlensing Event PA-99-N2
PA-99-N2是最近宣布的M31的微透镜候选者之一，其光变曲线与标准Paczynski形式有很小的偏差。我们探讨了一些可能的解释，包括与看到，视差效应和二元透镜的相关性。我们发现观测结果与M31中一颗未分辨的RGB或AGB星被二元透镜微透镜化是一致的。我们发现，最佳拟合二元透镜的质量比约为百分之一，这是迄今为止发现的二元透镜的最极端的值之一。如果源和透镜都位于M31盘中，那么标准的M31模型预测该系统的可能质量范围为0.02-3.6太阳质量（95%置信限）。在这种情况下，第二组分的质量因此可能低于氢燃烧极限。另一方面，如果M31中的一个致密晕天体是一个圆盘或球状体源，那么透镜的总质量可能在0.09-32太阳质量之间，这与主星是恒星残骸，而次级星是低质量恒星或棕矮星的情况相一致。沿着朝向事件的视线的光学深度（或者说是差异率）表明，如果暗致密天体包含不少于15%（或5%）的晕，那么晕透镜比恒星透镜更有可能。
2003-10-16 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
On the Feasibility of Characterizing Lens Stars in Future Space-Based Microlensing Surveys
如果一颗发光的恒星造成了引力微透镜现象，那么透镜的特征可以通过分析来自透镜的混合光来确定。在本文中，我们研究的可行性，通过使用这种方法在未来的空间为基础的透镜调查表征透镜。为了判断该方法的可行性，我们通过对银河系核球透镜事件进行详细的模拟，估计了那些可以被明确注意到的混合通量F_b的事件部分，其中大部分可以归因于透镜，这些事件考虑了各种混合源，包括透镜，背景恒星以及透镜和源的双星伴星。由此估计，在用1 m空间望远镜观测到的事件中，约有27%的事件的F_b/F \geq混合分数为10%，其中一半事件的混合通量将被来自混合源而不是透镜的通量污染超过（F_b-F_L）/F_b=20%，这意味着混合通量的污染将是相当大的。虽然使用更高分辨率的仪器可以减少背景星的污染，但估计即使使用相当于{ \it Hubble Space Telescope}的望远镜，假设50%的二进制频率，仍有超过1/3的事件的混合通量会被污染（主要是被二进制伴星污染）。因此，我们得出结论，在应用透镜-光分析方法时，需要谨慎并考虑混合污染物。
2005-07-04 astro-ph
Binary brown dwarfs in the galactic halo?
朝向大麦云云的微透镜事件意味着相当大一部分的暗物质是以MACHO（大质量天体物理致密晕天体）的形式存在的，推测它们位于银河系的晕中。在目前的不确定性下，褐矮星是MACHO的可行候选者。各种原因强烈地表明，大量的MACHO实际上应该是由棕矮星组成的。然而，这种情况看起来与MACHO迄今为止被检测为未解决的对象的事实完全矛盾。我们发现，这样一个明显的悖论不存在于一个模型中，MACHO聚集成黑暗的集群随着冷分子云，因为这些云的动力学摩擦使二进制褐矮星非常接近。此外，我们认为，未来的微透镜实验与更准确的光度观测可以解决双棕矮星。
1998-01-21 astro-ph
Microlensing modulation by quadrupole variation
我们研究微透镜的情况下，透镜被认为是一个扩展的对象。我们使用的透镜电位的多极扩展，并表明，随时间变化的性质的四极贡献允许将其从质量和自旋的贡献，并导致特定的调制的放大信号。作为例子，我们研究的情况下，在我们的星系的二元系统透镜。如果系统的旋转周期小于放大显著的时间，并且如果通过的光线的碰撞参量足够接近爱因斯坦半径使得放大大，则调制是可观察的。这种调制的观测可以揭示四极子的重要信息，从而揭示双星透镜发射的引力辐射。即使不直接观察，由于四极调制的重要性，也必须将其包括在高放大率（$μ\leq7$）微透镜事件的误差预算中。
2007-01-11 astro-ph gr-qc
Microlensing Neutron Stars
我们研究了中子星在引力微透镜事件中作为星系核球或旋臂的引力微透镜的可能性，通过引力微透镜对中子星的观测，可以独立于双星系统中脉冲星的性质来估计中子星的质量。基于两种不同的脉冲星分布模型，我们估算了中子星对光学厚度和透镜率的贡献。由于所有中子星中只有一小部分是微中子星，因此不太可能偶然发现一颗充当微中子星的脉冲星。对已知的射电双星与观测到的微透镜候选者在星系核球和旋臂的位置进行比较，没有发现候选者对，这与理论预期一致。为了提高脉冲星引力微透镜化的可能性，我们建议寻找附近已知高自行脉冲星的引力微透镜事件。脉冲星PSR J 1932 + 1059是天体测量探测引力透镜的一个很好的候选者。
2002-04-25 astro-ph hep-ph nucl-th
