Microlensing events in the Galactic bulge
这是我们第一次使用Via Lactea Survey（VVV）数据中的VISTA变量在银河系隆起的零纬度处检测到微透镜事件。我们已经在一个面积为20.7平方米的区域内发现了N = 630个事件的总样本。°的使用近红外色星等图，我们选择了N = 291个红团源，使我们能够分析银道面中心区域微透镜效应的经度依赖性。我们充分考虑了光度和采样效率。空间分布是均匀的，事件的数量向银河系中心平滑地增加。我们发现了一个轻微的不对称性，更多的事件朝着负的方向比正的方向，这可能与酒吧沿视线的倾斜。我们还检查了时间尺度分布，显示整个样本的平均值为17.4 ± 1.0天，红色团块子样本的平均值为20.7 ± 1.0天。
2019-06-02 astro-ph.GA
Static Microlensing: Concept, Method and Candidates
提出静态微引力透镜概念，利用归一化光谱能量分布相似恒星的光度异常从档案数据中搜索事件，在银河系晕中发现5个候选体。
2024-11-04 astro-ph.GA
Search for Black Holes in the Galactic Halo by Gravitational Microlensing
由引力天线发现的质量大于$10 M_{\odot}$的类黑洞物体，可以产生长时间尺度（几年）的引力微透镜效应。单独考虑，以前的微透镜调查对这些事件不敏感，因为它们的持续时间有限，只有6-7年。我们结合了EROS-2和OOO调查的光变曲线到大麦云云（LMC），为1410万颗恒星创建了一个联合数据库，覆盖了10.6年的总持续时间，通过4个宽通带测量通量。我们在这个扩展的光变曲线目录中搜索了多年的微透镜事件，并补充了其中一项调查观察到的2410万条光变曲线。我们的分析，结合以前的分析，从EROS，表明紧凑的对象之间的质量$10^{-7}$和$200 M_{\odot}$不能构成超过$\sim 20\%$的总质量的标准晕（在$95\%$ CL）。我们还排除了晕的$\sim 50\%$是由比$1000 M_{\odot}$轻的黑洞（BH）构成的。
2022-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
VVV Survey Microlensing: the Galactic Latitude Dependence
我们沿着银河系短轴寻找微透镜事件，范围从银河系中心到-3.7<b< 3.9度，使用VVV调查近红外测光。新的搜索是在VVV区块b291、b305、b319、b347、b361和b375上进行的，覆盖了大约11.5度的总面积。2.我们发现在这个新的区域，共N=238个新的微透镜事件，N=74，其中被归类为隆起红团（RC）巨源。将它们与我们先前在银河系中心（VVV瓦片b333）报告的N=122个事件相结合，使我们能够首次研究在b=0^0时到达银河系平面的微透镜事件的纬度分布。我们发现一个非常强的依赖性的微透镜事件的数量与银河系的纬度，数量迅速增加对银河系中心的一个数量级从|b| =2度。b=0 °。比银河经度的梯度要陡得多。微透镜事件群显示出扁平分布（轴比b/a \approx 1.5）。最后的样本显示了一个较短的平均时标分布比银河系平面样本，完整的人口和RC星。
2019-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Microlensing towards the LMC revisited by adopting a non-Gaussian velocity distribution for the sources
我们讨论是否高斯是一个合理的近似的速度分布的恒星系统，不是球形分布。通过使用非高斯速度分布来描述大麦云云（LMC）中的源，我们重新研究了在银河系晕或大麦哲伦云（自透镜）中各向同性分布的透镜群的预期微透镜参数。我们比较我们的估计与实验结果的CITRO合作。从我们的分析中出现的一个有趣的结果是，从高斯移动到非高斯的情况下，我们没有观察到任何变化的形式的分布曲线描述率的微透镜事件的透镜在星系晕。相应的预期时间表和预期事件的数量也没有变化。相反，相对于自透镜的情况下，我们观察到预期事件的速率和数量适度增加。我们的结论是，在估计的最可能的值的质量和星系晕分数的MACHO的形式，计算与高斯速度分布的LMC源，误差不高于2%。
2009-01-28 astro-ph.GA
Understanding EROS2 observations toward the spiral arms within a classical Galactic model framework
EROS已经在远离银河系中心的银河系平面上寻找了四个方向的微透镜。星表光学深度的解释由于源距分布的扩展而变得复杂。我们比较EROS微透镜观测与银河系模型，调整到适合EROS源目录，并考虑到所有的观测数据，如微透镜光学深度，爱因斯坦交叉持续时间，和颜色和星等分布的编目恒星。我们使用依巴谷数据库、银河质量分布和星际消光表模拟了EROS类源目录。考虑到EROS的恒星探测效率，我们能够产生模拟的颜色星等图，适合观察到的图表。这使我们能够估计与测量值直接可比的平均微透镜光学深度和事件持续时间。贝桑松模型和我们的银河系模型都使我们能够充分理解EROS色星等数据。从这些模型计算的平均光学深度和平均事件持续时间是在合理的协议与观察，因此，我们的模拟可以更好地了解微透镜事件中的透镜和源的空间分布。通过模拟改变银河系的结构参数，我们还能够推导出对盘运动学的约束，盘恒星质量函数（IMF在距离太阳几kpc的距离），以及银河系平面中致密物体的厚盘的最大贡献（Mthick < 5 - 7 x 10**10 Msun在95%，取决于模型）。我们还表明，对我们的监测方向之一的微透镜数据是显着敏感的银河酒吧参数，虽然需要更大的统计数据，以提供竞争力的限制。
2017-06-04 astro-ph.GA
Polarization in microlensing towards the Galactic bulge
引力微透镜，当有限大小的源效应是相关的，提供了一个独特的工具，通过增强的特征偏振信号的源星恒星大气的研究。这是由于在穿越源星的过程中产生的差异放大率。在本文中，我们考虑一组特定的报告高度放大，单和二进制系外行星系统，微透镜事件对银河系的隆起和评估预期的偏振信号。为此，我们考虑了几种偏振模型，适用于不同类型的源星：热，晚型主序星和冷巨星。因此，我们计算的偏振信号P，它上升到P=0.04%的晚型恒星和高达百分之几的冷巨星，这取决于潜在的物理偏振过程和大气模型参数。给定最大放大率约为12的I波段幅度，以及偏振信号的典型持续时间长达1天，我们得出结论，目前可用的技术，特别是VLT上FORS 2中的偏振计，可能允许检测此类信号。这一观测方案可以利用目前可用的调查加上后续战略，这些战略已经例行用于对银河系凸起进行微透镜监测（旨在探测系外行星）。特别地，这允许人们提前预测对于哪些事件以及在哪个确切时间观测资源可以被集中以进行密集的极化测量。
2012-08-01 astro-ph.GA
MOA-II Galactic Microlensing Constraints: The Inner Milky Way has a Low Dark Matter Fraction and a Near Maximal Disk
微透镜提供了一个独特的工具，打破恒星的暗物质简并在银河系内部。我们结合N-体动力学模型拟合银河系的Boxy/花生球与指数盘模型外，并计算微透镜特性。考虑到与MOA-II修正数据一致的模型范围，我们发现银河系内部的暗物质比例很低：在恒星自转曲线的峰值处，圆周速度的一部分$f_v=(0.88\pm0.07)$是重子的（在$1σ$，$f_v > 0.72$在$2σ$）。这些结果与EROS-II微透镜调查的较亮的恒星，在那里我们发现$f_v=(0.9\pm0.1)$在$1σ$的约束。我们的基准模型的盘尺度长度为2.6千秒差距，和一个低暗物质分数为12%的隆起，同意修改后的MOA-II和EROS-II微透镜数据。所需的重子分数，以及由此产生的低贡献的暗物质，是一致的NFW配置文件所产生的无耗散宇宙学模拟银河系质量星系。它们也与最近的银河系质量晕温和绝热收缩的处方一致，而不需要强反馈，但最近对局部暗物质密度的测量存在一些张力。来自较大OGLE-III样品的微透镜光学深度可以进一步改善这些限制。
2016-07-21 astro-ph.GA
The EROS2 search for microlensing events towards the spiral arms: the complete seven season results
EROS-2项目旨在寻找任何致密恒星场的微透镜现象。银河系旋臂的致密部分已经被监测，以最大限度地提高银河系盘和凸起恒星的微透镜信号。12.9在7个季节里，我们对银河平面上远离银河中心的4个方向的100万颗恒星进行了监测。共发现了27个微透镜事件候选者，并对其中22个最佳事件的光学深度进行了估算。一阶解释表明，一个标准的磁盘和一个拉长的凸起的简单的银河系模型与我们的观察是一致的。我们发现，对完整的EROS编目的螺旋臂的恒星的平均微透镜光学深度是$\barτ =0.51\pm .13\times 10^{-6}$，一个数字是稳定的选择标准时，适度变化。由于EROS星表在$I_C=18.5$之前已基本完成，因此用$I_C<18.5$（$\barτ=0.39\pm >.11\times 10^{-6}$）估算的亮靶星子样本的光学厚度更容易解释。我们所观察到的微透镜现象与一个简单的银河系模型是一致的。更精确的解释需要更好地了解目标恒星的距离分布，或者基于银河系模型的模拟。为此目的，我们定义和讨论的光学深度的概念，为一个给定的目录或为一个极限星等。
2009-01-09 astro-ph.GA
Microlensing events from galactic globular clusters
我们提出了一个大的一套微透镜事件检测到目前为止对银河系中心的目的，调查是否有一些黑暗的透镜位于银河系球状星团的分析。我们发现，在四种情况下，一些事件可能确实是由于透镜位于球状星团本身。我们还粗略估计了与银河系球状星团中心高度一致的事件的平均透镜质量，并发现在合理的假设下，偏转器很可能是褐矮星、M星或恒星残骸。
2010-01-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing Events in the Galactic Plane Using the Zwicky Transient Facility
微透镜是研究银河系中“暗”天体的强大技术，如系外行星（束缚和非束缚）、褐矮星、低光度恒星、老白矮星、中子星，几乎是研究孤立恒星质量黑洞的唯一方法。大多数以前的努力，以寻找引力微透镜事件集中在高密度领域，如银河系的隆起。在银河平面的微透镜事件的优势是更接近和更好的约束相对自行，导致更好的约束透镜质量估计的代价是较低的光学深度相比，对银河系的隆起事件。我们使用2018- 2021年编制的Zwicky瞬态设施（ZTF）数据发布5（DR 5）来调查$|b| < 20^\circ$区域的银河平面。我们发现总共有60个候选微透镜事件，其中包括三个显示出强烈的微透镜视差效应。事件的发生率沿着银河系的结构，随着银河系经度和尺度长度$\ell_0 \sim 37^\circ$呈指数递减。平均而言，我们发现微透镜事件的爱因斯坦时间尺度（$\sim60$天）是银河系膨胀事件（$\sim20$天）的三倍。这个试点项目表明，微透镜对银河系平面显示出强大的承诺，在银河系盘内的黑暗物体的特性。
2021-12-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Finding the Brightest Galactic Bulge Microlensing Events with a Small Aperture Telescope and Image Subtraction
根据Gould和Depoy（1998）的建议，我们研究了使用小孔径（~10 cm）望远镜研究朝向银河系凸起的最亮微透镜事件的可行性。我们使用一台HAT望远镜在2005年获得了88个夜晚的151次曝光，视场为8.4x8.4平方度，中心为（l，b）=（2.85，-5.00）。我们使用图像减影软件减少了数据。我们发现，这样的搜索方法可以有效地有助于监测明亮的微透镜事件，主张。将这种搜索方法与现有的方法进行比较，我们发现这种性质的专用凸起光度测量将以优异的性能和相当低的成本实现显著的利基。我们获得了2005年OGLE档案中列出的7个微透镜事件的匹配。我们发现了其他几个光变曲线，其拟合非常类似于微透镜事件。不出所料，我们的数据中也发现了许多周期变量和杂项变量，我们估计其中约有50%是新发现的。最后，我们简要地提出了小孔径微透镜巡天计划，该计划将昼夜不停地监测银河系的凸起，以提供最高放大率微透镜事件的密集覆盖。
2009-04-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Microlensing optical depth and event rate in the OGLE-IV Galactic plane fields
引力微透镜事件的观测传统上集中在银河系凸起的中心区域，但许多微透镜事件预计将发生在银河系平面，远离银河系中心。由于难以在银河平面广阔的区域内进行高频率观测，而这是探测微透镜事件所必需的，因此它们的全球性质迄今仍是未知的。在这里，我们提出了第一次全面搜索银河系平面微透镜事件的结果。我们在2013-2019年期间通过光学引力透镜实验（OGLE）观察到的银河平面（|b| <7，0<l<50，190<l<360 deg）上搜索了近3000平方度的区域，并检测到630个事件。我们证明，平均爱因斯坦时间尺度的银河系平面微透镜事件的平均3倍以上的银河系隆起事件，与银河系经度的依赖性很小。我们还测量了微透镜光学深度和事件率作为银河经度的函数，并证明它们随距离银河系中心的角距离呈指数下降（特征角尺度长度为32度）。平均光学厚度从l=10 °时的$0.5\times 10^{-6}$减小到银河系反中心的$1.5\times 10^{-8}$。我们还发现，在经度范围240<l<330度的光学深度是不对称的银河系赤道，我们解释为银河系翘曲的签名。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Microlensing optical depth and event rate toward the Galactic bulge from 8 yr of OGLE-IV observations
观测到的引力微透镜事件的数量和性质取决于恒星和其他致密天体沿视线的分布和运动学。特别是，对银河系凸起的微透镜光学深度和事件速率的精确测量能够对银河系的竞争模型进行严格的测试。以前的估计，基于多达几百个事件的样本，给出了比银河系模型预期的更大的值，并且很难与银河系结构的其他约束相一致。在这里，我们使用了长期的光度观测银河系隆起的光学引力透镜实验（OGLE），以选择一个均匀的样本8000引力微透镜事件。我们创建了银河系凸起的最大和最准确的微透镜光学深度和事件率地图。新的地图缓解了以前的测量和银河系模型之间的紧张关系。它们与一些早期基于明亮恒星的计算结果一致，并且系统地比基于微透镜事件的“全源”样本的其他估计值小约30%。这种差异是由对源星人口的仔细估计造成的。新的地图与基于贝桑松银河系模型的预测吻合得很好。除了测试银河系模型，我们的地图可能有许多其他的应用，如测量初始质量函数或限制银河系中心的暗物质含量。新地图还将通过修订预期的事件数量，为未来天基微透镜实验的规划提供信息。
2019-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Microlensing as a probe of the Galactic structure; 20 years of microlensing optical depth studies
微透镜是目前非常流行的天文观测技术。从暗物质问题到寻找太阳系外行星，都可以通过这种效应进行研究。在这篇综述中，将描述通过监测大样本恒星来寻找微透镜效应和确定光学深度的技术。将讨论已发表的结果对牛奶路结构及其暗物质组成的知识的影响。本文还将详细介绍正在进行的研究计划的困难和局限性，以及微透镜光学深度技术作为银河系结构探测器的前景。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Verification of Einstein's formula for gravitational deflection of light using observations of Galactic microlensing
本文讨论了银河系内引力微透镜现象对检验引力光偏转爱因斯坦公式的可能性。为此，通过引入参数eps来修改透镜映射，该参数表征与该公式的偏差。一个简单的幂律描述的这种偏差的例子进行了分析。我们使用2018年光学引力透镜实验（OGLE）的数据形成了100个微透镜光变曲线的样本。所得eps值在1%误差内不与广义相对论矛盾。
2020-04-16 astro-ph.GA gr-qc
Towards Measuring Microlensing Event Rate in the Galactic Center: I. Events Detection from the UKIRT Microlensing Survey Data
本文利用UKIRT近红外巡天数据，通过KMTNet算法检测银河系中心微引力透镜事件，发现522个清晰事件，并计算未校正事件率，表明NIR事件率高于光学事件率且朝中心上升。
2023-09-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The density profile of Milky Way dark matter halo constrained from the OGLE microlensing sky map
本研究利用OGLE微引力透镜天图数据，结合暗物质晕核/尖点轮廓与MDMS占比建模，在68%置信度下探测到银晕中心282秒差距的核，并可同时约束MDMS占比与核尺寸且无强简并。
2024-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
VVV Survey Microlensing Events in the Galactic Center Region
我们使用Vía Láctea巡天（VVV）中VISTA变星的近红外观测，在银河系中心周围高度变红的区域寻找微透镜事件。我们报告了182个新的微透镜事件的发现，基于2010年至2015年期间获得的观测。我们提出的颜色幅度图的微透镜源的VVV瓦b332，b333，和b334，这是独立的分析，并显示出良好的定性协议之间。与其他两个瓦片相比，我们在中央瓦片b333中检测到过量的微透镜事件，这表明微透镜光学深度一直上升到银河系中心。我们推导出所有观测到的事件的爱因斯坦半径穿越时间。观察到的事件时间范围为$t_E = 5$至$200$天。所得时标分布显示完整样本（$N = 182$事件）的平均时标为$<t_E>=30.91$天，如果仅限于红团（RC）巨源（$N = 96$ RC事件），则为$<t_E>=29.93$天。有20个长时间尺度的事件（$t_E \geq 100$天）表明存在大质量透镜（黑洞）或盘-盘事件。这项工作表明，VVV调查是一个强大的工具，以检测中/长时间尺度的微透镜事件在高度变红的地区，它使一些未来的应用，从分析单个事件计算的内部银河质量和运动学分布的统计数据，在未来的地面和空间为基础的实验援助。
2017-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
TESS's First Bound Microlensing Planet: A Binary Microlensing Event Revealing a Planetary Companion toward the Galactic Plane
University of New Mexico（新墨西哥大学）；Université Marie et Louis Pasteur, CNRS, Institut UTINAM UMR 6213（玛丽和路易斯·巴斯德大学，法国国家科学研究中心，UTINAM研究所）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
报告苔丝首次发现的引力束缚微透镜行星Gaia23bra b。最初被盖亚科学警报系统标记为单透镜事件，后苔丝连续两个扇区偶然观测到，结合盖亚和苔丝测光数据建模分析，揭示相关行星系统，凸显不同观测方式协同作用。
2026-07-02 astro-ph.EP astro-ph.GA
Polarization profiles for selected microlensing events towards the galactic bulge
引力微透镜效应，在相关的有限源尺寸效应的情况下，提供了一个独特的工具，通过增强的特征偏振信号的恒星大气的研究。在这里，我们考虑了一组高度放大的事件，并显示，对于不同类型的源星（热，晚型主序星和冷巨星）显示的极化强度可能是$\simeq 0.04$ %的晚型恒星和高达百分之几的冷巨星。
2013-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Microlensing Predictions: Impact of Galactic Disc Dynamical Models
银河系模型在微透镜领域中起着重要的作用，不仅对单个事件的分析，而且对事件系综的统计。然而，在这个领域中使用的银河系模型各不相同，有些是不切实际的简化。在这里，我们测试了三个银河系盘动力学模型，第一个是一个简单的标准模型，被广泛应用于这一领域，而其他两个考虑径向依赖的速度色散，在最后一个模型，不对称漂移。我们发现，对于典型的晶状体质量$M_{\rm L}=0.5M_{\odot}$，两个新的动力学模型预测$\sim16\%$或$\sim5\%$更少的长时间尺度事件（例如，微透镜时间尺度$t_{\rm E}>300$天）和$\sim 5\%$和$\sim 3.5\%$比标准模型更多的短时间尺度事件（$t_{\rm E}<3$天）。此外，作为爱因斯坦半径$θ_{\rm E}$或微透镜视差$π_{\rm E}$的函数的微透镜事件率也显示出一些模型依赖性（百分之几）。这两个新模型也对总微透镜事件率产生影响。这一结果也会在一定程度上影响单个事件的贝叶斯分析，但总体而言，影响很小。然而，我们仍然建议建模者在选择银河系模型时应该更加小心，特别是在涉及大量事件的贝叶斯分析的统计工作中。此外，我们发现在$θ_{\rm E}$和$π_{\rm E}$分布的渐近幂律行为，我们提供了一个简单的模型来理解他们。
2021-02-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Diffractive Microlensing II: Substellar Disk and Halo Objects
微透镜效应一般在几何光学极限下进行研究。然而，衍射可能是重要的，当附近的亚恒星物体透镜隐匿遥远的恒星。特别是衍射效应随着观测波长的增加而变得更加重要。通常，如果观察的波长与透镜化物体的史瓦西半径相当，则衍射在透镜化特征上留下可观察的印记。平方公里阵列（SKA）在未来十年的试运行回避了一个问题，即是否有可能通过射电观测来跟踪透镜事件，因为SKA可能有足够的灵敏度来检测典型的源，即凸起中的巨星。在透镜化事件中检测衍射透镜化将对透镜的质量及其距离施加独特的约束。特别是，它将区分快速移动的恒星质量透镜（例如中子星）和缓慢移动的亚恒星物体，如自由浮动的行星。SKA的灵敏度分析以及新的简单的封闭形式的预期信号的估计适用于当地的恒星无线电发射样本显示，这种效果几乎可以检测到SKA。如果来自球巨星的无线电发射比预期的要强，SKA就可以探测到太阳附近类似地球的星际行星的衍射微透镜特征。
2010-10-04 astro-ph.EP astro-ph.GA
Gravitational Microlensing Event Statistics for the Zwicky Transient Facility
微透镜巡天已经发现了数千个事件，几乎所有的事件都是在银河系凸起或朝向麦哲伦云发现的。Zwicky Transient Facility（ZTF）虽然不是设计用于微透镜运动，但它是一种光学时域调查，每隔几个晚上观察整个北方天空，包括银河平面。ZTF在g波段和r波段观测$\sim10^9$星，对观测到的微透镜星群有重要贡献。我们预测ZTF将在银河平面$10^\circ$纬度范围内观测三年内的$\sim$ 1100微透镜事件，$\sim$ 500事件在外星系（$\ell \geq 10^\circ$）。通过组合每三次ZTF曝光，该产量增加到$\sim$ 1400（$\sim$ 800）个事件，如果ZTF观察总共五年，则增加到$\sim$ 1800（$\sim$ 900）个事件，如果使用后处理图像叠加进行五年调查，则增加到$\sim$ 2400（$\sim$ 1300）个事件。利用微透镜模拟软件PopSyCLE，我们比较了银河系核球和外星系的微透镜种群。我们还对微透镜事件ZTF18abhxjmj进行了分析，以演示如何在事件建模中利用这些群体统计数据。ZTF将通过光度微透镜来约束银河系结构、恒星星族和原始黑洞。
2020-06-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
New limits from microlensing on Galactic Black Holes in the mass range $10M_{\odot}<M<1000M_{\odot}$
我们一直在寻找长时间的微透镜事件起源于中等质量的黑洞（BH）在银河系的晕，使用档案数据EROS-2和天文台测光调查对大麦云。我们结合了这两次调查的数据，为LMC中的1410万个物体创建了一个共同的光变曲线数据库，覆盖了10.6年的总持续时间，通过四个宽通带测量了通量系列。我们对这些光变曲线进行了微透镜搜索，并补充了2270万个天体的光变曲线，这些天体仅由EROS-2或ARSO观测了大约7年，仅通过两个通带测量了通量系列。一个可能性分析，考虑到大麦哲伦星系自透镜和银河系盘的贡献，使我们能够得出结论，紧凑的对象与质量范围$10 - 100 M_{\odot}$不能弥补超过$\sim 15\%$的标准晕总质量（在$95\%$的置信水平）。我们的分析灵敏度减弱较重的对象，虽然我们仍然排除了由$\sim 1000 M_{\odot}$ BH的晕$\sim 50\%$。结合以往的EROS结果，可以得到总晕质量的$\sim 15\%$的上限的质量范围内$10^{-6} - 10^2 M_{\odot}$的致密晕物体的贡献。
2022-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Parametric Galactic Model toward the Galactic Bulge Based on Gaia and Microlensing Data
我们开发了一个参数化的银河系模型，通过拟合盖亚DR2盘速度，VVV自行，BRAVA径向速度，OGLE-III红团星计数，OGLE-IV星计数和微透镜率的空间分布，优化用于微透镜研究。我们包括银河系盘星的不对称漂移和速度色散对银河系位置的依赖关系的运动学模型，这在大多数以前的模型中被忽略用于微透镜研究。我们表明，我们的模型预测的微透镜参数分布显着不同，通常在以前的研究中使用的。我们估计各种基本模型参数为我们的银河系通过我们的建模，包括初始质量函数（IMF）在内部星系。从OGLE-IV调查的恒星计数和微透镜事件的时间尺度分布的组合约束，除了在隆起恒星质量的先验，使我们能够成功地测量国际货币基金组织的斜率使用一个破碎的幂律形式在一个广泛的质量范围内，$α_{\rm bd}=0.22^{+0.20}_{-0.55}$的$M<0.08\,M_{\odot}$，$α_{\rm ms} = 1.16^{+0.08}_{-0.15}$的$0.08\,M_{\odot}\leq\,M<M_{\rm br}$，$α_{\rm hm} = 2.32^{+0.14}_{-0.10}$的$M\geq\,M_{\rm br}$，以及在$M_{\rm br} = 0.90^{+0.05}_{-0.14} \, M_{\odot}$的突破质量。这是显着不同的Kroupa国际货币基金组织的本地恒星，但类似的Zocc…
2021-06-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Puzzle Involving Galactic Bulge Microlensing Events
我们研究了16颗微透镜星系核球主序星的高色散谱，并对其进行了详细的丰度分析。我们证明，有一个非常强大的和高度统计显着的相关性之间的最大放大率的微透镜球星和[Fe/H]的值推导出的每个对象的高分辨率光谱。物理学要求这种相关性，假设它是真实的，是一些样本偏差的结果。我们提出了几种可能的解释，但被迫拒绝他们所有人，并留下困惑。为了获得一个可靠的金属丰度分布在银河系隆起的微透镜矮星的基础上，将有必要解决这个问题，通过额外的观测过程。
2009-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The OGLE View of Microlensing towards the Magellanic Clouds. I. A Trickle of Events in the OGLE-II LMC data
本文介绍了1996-2000年对大麦云（LMC）的OGLE-II巡天的结果，该巡天的目的是探测星系晕（Machos）中暗物质致密天体引起的微透镜现象。我们使用高分辨率的HST图像的OGLE领域，并推导出在每个领域的监测恒星的数量的校正。这也产生混合分布，我们使用的“目录级”的微透镜事件的蒙特卡罗模拟，以计算事件的检测效率。我们在全明星样本中检测到两个微透镜事件的候选者，这意味着光学深度为0.43+-0.33x 10 e-7。如果这两个事件都是由于Macho造成的，那么星系晕中致密暗物质天体的质量分数将为8+-6%。然而，这个光学深度以及事件的特征似乎与自透镜情景一致，即，单独的自透镜足以解释所观察到的微透镜信号。我们的研究结果表明，没有检测到Machos透镜对LMC的上限，他们的丰度在星系晕的19%的M=0.4 Msun和10%的质量之间的0.01和0.2 Msun。
2009-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The signature of primordial black holes in the dark matter halos of galaxies
本文的目的是调查的索赔，在引力透镜类星体系统的透镜星系中的恒星总是可以解释观察到的类星体图像的微透镜。一个小样本的引力透镜类星体系统被选中的地方，类星体的图像似乎躺在边缘的恒星分布的透镜星系。与大多数类星体系统一样，所有单个类星体的图像都被观察到是微透镜的。透镜星系在类星体图像位置的表面亮度是从HST帧测量的，并转换为恒星表面质量密度。从类星体系统的透镜模型中获得了像点处光滑分布的暗物质的表面密度，并将其应用于恒星表面质量密度，从而给出了微透镜的光学深度。然后，这被用来评估透镜星系中的恒星可能对观察到的微透镜现象负责的概率。这些结果得到了类星体图像周围恒星场的微透镜模拟以及透镜模型中的会聚和剪切值的支持。总的来说，所有观测到的微透镜现象都是由恒星引起的概率约为0.0003。由表面亮度测量、质光比和暗物质晕的贡献引起的误差对这一结果没有显著影响。有人认为，最可能的微透镜候选者是原始的黑洞，无论是在透镜星系的暗物质晕，或更普遍地分布在视线的类星体。
2020-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing in globular clusters: the first confirmed lens
对球状星团的微透镜观测对于探测它们的低质量恒星和褐矮星的含量是非常有用的。利用迄今为止在银河系中心探测到的大量微透镜事件，我们研究了一些观测到的事件的透镜是否位于银河系球状星团中。事实上，我们发现，在四种情况下，一些事件可能是由于透镜位于球状星团本身。此外，我们还讨论了在M22中发现的微透镜事件。使用ESO VLT的自适应光学系统NACO，有可能识别出透镜，它原来是球状星团M22中的一颗质量约为0.18太阳质量的低质量恒星。
2013-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Besançon Galactic model analysis of MOA-II microlensing: evidence for a mass deficit in the inner bulge
银河系凸起微透镜巡天提供了对银河系结构的探测。我们提出了第一场的微透镜观测和贝桑松人口合成银河系模型之间的比较。使用更新版本的模型，我们提供了解决源人口和差异成像（DIA）事件的光学深度，平均事件持续时间和事件率的地图。我们还将预测的事件时间尺度分布与观察到的时间尺度分布进行比较。模拟遵循MOA-II调查的选择标准（Sumi等人，2013年）。我们修改了贝桑松模型，使之包括M矮星和棕矮星。我们的最佳拟合模型要求褐矮星的质量函数斜率为$-0.4$。该模型提供了良好的协议与观察到的平均持续时间，和可观的一致性与时间尺度分布的形状（减少$χ^2 \simeq 2.2$）。DIA和解析源限产率将MOA-II观测到的事件数括起来（$2.17\times$和$0.83\times$分别为观测到的事件数）。我们执行一个2维拟合事件的空间分布，以预测整个银河系隆起的光学深度和事件率。该模型最大的困难是它只提供了内球周围低银河纬度每颗恒星的光学深度和事件率的测量值$\sim 50\%$（$|b|<3{^\circ}$）。这种差异很可能与已知的低估的灭绝和最内部区域的恒星数量有关，因此为失踪的内部恒星星族提供了额外的支持。
2015-10-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
VVV Survey Microlensing: Catalog of Best and Forsaken Events
我们搜索微透镜事件在零纬度地区的银河隆起使用的VVV调查近红外数据。我们已经发现了2010年至2015年期间在覆盖$20.68 deg^2$的区域内的$N=630$事件的总样本。在本文中，我们描述了搜索和最终样品的数据，包括近红外星等，颜色和自行，以及标准的微透镜参数。利用近红外色-星等图和色-色图，选取具有红团源的$N_{RC}=290$事例，分析银道面中心区域样品的消光性质。给出了时间尺度分布及其在经度轴上的依赖关系。当我们接近银河短轴（$b=0$度）时，平均时间尺度减小。最后，我们给出了特殊微透镜事件的例子，如双星，短时标事件，并具有强视差效应的事件。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing Short-period Exoplanets and Brown Dwarfs in the Galactic Bulge using the Microlensing Xallarap Effect with the \textit{Nancy Grace Roman Space Telescope}
\textit{Nancy Grace Roman Space Telescope}（\textit{ Roman}）将提供大量的微透镜光变曲线，其测光精度比正在进行的地面观测高得多。这样的光变曲线将使我们能够观察到以前难以检测的高阶微透镜效应。在本文中，我们研究了\textit{Roman}利用源星的轨道运动，即所谓的xallarap效应，探测和表征源系统中短周期行星和棕矮星（BD）的潜力。我们分析估计xallarap参数的测量不确定度使用Fisher矩阵分析。我们表明，\textit{Roman}银河系外行星巡天（RGES）可以检测到温暖的彗星质量下降到0.5 $M_{\rm Jup}$和轨道周期为30天，通过xallarap效应。假设由\citet{Cumming+2008}得到的行星频率函数，我们发现在微透镜巡天中，\textit{Roman}将探测到$\sim10$热、暖彗星和$\sim30$近距离黑洞。这些探测很可能伴随着对伴星质量和轨道要素的测量，这将有助于研究银河系凸起中近距离行星和BD种群的物理特性。
2020-12-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational Microlensing of the Galactic Centre $γ$-Ray Excess: A New Test for Point-Like or Extended Emission?
本文提出利用引力微透镜效应区分银河系中心γ射线超出来源于暗物质湮灭还是毫秒脉冲星，并分析了探测所需灵敏度，指出当前设备尚不足以实现该检验。
2025-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
On the detection of free-floating planets through microlensing towards the Magellanic Clouds
在这项工作中，我们研究检测自由浮动的行星（FFPs）的麦哲伦云（MC）的微透镜观测。在比较类似的事件对银河系的隆起，在银河系晕的FFP产生平均较长的微透镜事件较小的投影源半径向这些云。对于这些微透镜事件，透镜-源的相对速度平均较小。由于FFP引起的MC自透镜事件遭受严重的有限源效应。我们首先模拟微透镜事件，由于FFP对MC，并假设其质量的对数均匀阶跃函数。通过地基光学测量和天基近红外测量，发现捕获其透镜特征（信噪比大于$50$）的效率分别为$0.1$ - $0.6\%$和$3$ - $6\%$。然后，我们促进这些模拟，并假设\wfirst ~望远镜连续观察每个MC在一个$72$天的季节与$15$最低观察节奏。通过模拟质量为$\sim 0.01$ - $10^{4}M_{\oplus}$的FFP对基线上可分辨源星的微透镜事件，\wfirst ~发现了它们的透镜效应，其效率分别为$\sim 10$ - $80\%$。通过采用$5\%$作为来自FFP的晕分数，我们估计了事件的预期数量。每平方度每季节可检测的FFP的最高数量是$\sim1700$，发生在质量为$\sim 0.01 M_{\oplus}$的FFP中。我们的模拟结果表明，\wfirst ~潜在的扩展质量范围内可检测的FFP晕下降到$5.9\times 10^{-7} M_{\oplus}$与连续观测在一个观测季节从大麦哲伦云。
2021-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Structure Formation and Microlensing with Axion Miniclusters
如果导致轴子暗物质产生的对称性破缺发生在早期宇宙的辐射主导时期，那么这会产生大幅度的扰动，并坍缩成被称为轴子微团的致密物体。微星系团的特征质量$M_0$是由轴子振荡开始时视界内的质量决定的。对于QCD轴子$M_0\sim 10^{-10}M_\odot$，然而对于类轴子粒子，$M_0$可以接近$M_\odot$或更高。使用Press-Schechter形式主义，我们计算的质量函数的层次结构形成这些种子形成的晕。我们计算这些晕的浓度和坍缩时间，并表明它们可以增长到像$10^6M_0$一样大。在晕内，微团簇可能仍然紧密结合，我们计算它们的引力微透镜信号，将轴子暗物质坍缩成微团簇的分数$f_{\rm MC}$作为自由参数。$f_{\rm MC}$的大值严重削弱了直接检测实验对轴子场景的约束。我们考虑到非高斯分布的小集群的大小，并确定这是如何影响微透镜事件的数量。我们开发的工具，考虑微透镜的扩展质量函数的非点状物体，并使用微透镜数据放置在$f_{\rm MC}$的第一个观测约束。这为轴子的潜在发现打开了一扇新的窗口。
2019-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
