根据地面和空间微透镜观测的行星灵敏度

通过微透镜将行星质量函数扩展到地球质量

Extending the Planetary Mass Function to Earth Mass by Microlensing at Moderately High Magnification

最近报道了用微透镜法测量质量在5 - 10M_E，轨道半径在0.5 - 10AU的行星的质量函数。本文提出了一种将质量范围扩展到（1-3）M_E的策略。这需要用1- 2米级望远镜以适度高的放大率监测几十个微透镜事件的峰值。当行星的投影分离位于（0.85-1.2）r_E的环形区域时，在放大率为~ 100倍的事件中，几个地球质量的行星对持续时间为~（0.7-3）hr的微透镜光变曲线的峰值产生~ 5%的偏差。在（0.95-1.05）rE的环形区域内，地球质量的行星也会产生类似的偏差。如果数量足够多的话，在非常接近爱因斯坦环的地方就有可能探测到次地球，也有可能探测到拥有一颗以上低质量行星的行星系。

根据径向速度和微透镜巡天综合系外行星人口统计，I：方法学

Synthesizing Exoplanet Demographics from Radial Velocity and Microlensing Surveys, I: Methodology

出于微透镜和径向速度（RV）调查推断的巨行星绕M矮星运行的频率的数量级差异，我们提出了一种方法，用于比较从这些方法推断的系外行星人口统计约束。我们首先从微透镜探测到的行星的可观测参数到一个类似的行星绕着一个RV监测的恒星的映射。使用此映射，我们预测RV观测量的分布推断从微透镜调查的行星人口，注意采取合理的先验，并适当边缘化，微透镜检测系统的未知物理参数。最后，我们使用简单的估计的检测限的基准RV调查预测的数量和性质的类似物的微透镜行星人口这样的RV调查应该检测。我们发现，RV和微透镜调查有一些重叠，特别是超级木星质量的行星（$m_p \gtrsim 1~M_{\rm Jup}$）与周期之间的$\sim 3-10~$年。然而，从微透镜效应推断出的行星质量函数急剧下降意味着，在这个重叠区域，RV巡天应该推断出比微透镜效应推断出的整体巨行星频率（$m_p\gtrsim 0.1~M_{\rm Jup}$）小得多的频率。我们的分析表明，这是可能的，以推断外行星的人口在更广泛的区域参数空间比访问的个别方法，从多个系外行星探测技术的数据集进行统计比较和合成。在配套文件中，我们将我们的方法应用到几个有代表性的微透镜和RV调查，推导出M矮星周围行星的频率与轨道的$\lesssim 30~$年。

根据核心吸积理论的自由浮动行星：微透镜预测

Free-floating planets from core accretion theory: microlensing predictions

我们计算了自由漂浮行星（FFP）种群的微透镜事件率和典型的时间尺度，这是由核心吸积理论预测的行星形成。发现事件发生率约为恒星星族的$1.8\times 10^{-3}$。虽然恒星微透镜事件的时间尺度在20天左右达到峰值，但FFP事件的中位时间尺度（~0.1天）要短得多。我们的事件发生率和中位时间尺度值显著小于解释\cite{Sum+11}结果所需的值，分别为约13和约16倍。包含行星在宽的分离并没有显着改变结果。这种差异对于标准版本的核心吸积理论和引力不稳定性模型来说可能太过显著，以至于无法令人满意地解释。因此，要么需要对行星形成理论进行修正，要么需要对短时间尺度的微透镜事件的过度进行其他解释。我们的预测可以通过正在进行的微透镜实验（如KMTNet）以及未来的卫星任务（如WFIRST和Euclid）进行测试。

根据盖亚的第二次数据发布的微透镜行星

Microlensing planets in the light of the second data release of Gaia

通过引力微透镜发现的太阳系外行星通常需要对源恒星距离和相对自行进行假设。只有在少数情况下才有可能通过天基观测或高分辨率后续行动证实这些调查结果。20个行星微透镜事件可以与包含视差和自行测量的第二次盖亚数据发布进行位置交叉匹配。在这项工作中，我们将NASA系外行星档案中列出的所有微透镜行星与盖亚数据发布2的测量结果进行比较，以进行初步一致性检查。由此产生的列表应该作为微透镜社区观察者的参考。引力微透镜可以根据事件时间尺度、微透镜视差和源星穿越时间等拟合参数来约束透镜质量和透镜距离等物理参数。如果这些参数中有一些是不可用的，人们需要诉诸间接的手段来评估这些事件，通常涉及银河系模型。在这项工作中，我们试图仅基于Gaia DR2对这些参数进行初步评估。我们发现，20个行星事件中有19个在$2\,σ$范围内与它们公布的透镜和源距离一致，而其中9个在$0.2\,\mathrm{mag}$范围内与它们公布的源星等一致。唯一似乎与报告的距离不兼容的事件受到良好约束，并提供了合理的距离估计值。

用Euclid和WFIRST微透镜视差观测测量自由浮动行星质量函数

Measurement of the Free-Floating Planet Mass Function with Simultaneous Euclid and WFIRST Microlensing Parallax Observations

自由漂浮的行星是行星系剧烈动力学重组的残余。即使是我们自己的太阳系，也有可能在其演化的早期就喷射出一颗大行星。WFIRST将有能力探测大范围质量的自由漂浮行星，但它无法直接测量它们的质量。微透镜视差观测可用于测量孤立物体的质量，包括自由浮动的行星，通过从两个位置观察它们的微透镜事件。WFIRST和Euclid之间的L2间隔足够大，可以进行微透镜视差测量，特别是考虑到这两个航天器都能够在宽范围内进行精密的光度测量。在本白皮书中，我们描述了如何在观测时间上进行适度的投资，就可以为WFIRST的束缚和自由浮动行星产生数百个视差测量。我们还描述了如何短观测活动的前兆观测欧几里德可以提高WFIRST的约束行星和宿主恒星质量的测量。

自由浮动行星引起的微透镜事件的天体测量信号

The astrometric signal of microlensing events caused by free floating planets

微透镜事件的天体测量观测可以用来获得关于透镜的重要信息。在这些事件期间，可以测量多重图像质心相对于源星位置的位置的偏移。这种效应，预计将发生在从微弧秒到毫弧秒的尺度上，取决于透镜-源-观测器系统的物理参数。在这里，我们认为天体测量和光度观测的空间和地面望远镜的微透镜事件对银河系的隆起所造成的自由浮动的行星（FFP）。我们表明，在我们的银河系中，光度检测到的微透镜事件的天体测量信号的效率往往会增加更高的FFP质量。此外，我们估计，在盖亚观测的五年中，大约有十几个由FFP引起的微透镜事件预计将被探测到。

KMT-2015-1b：一颗围绕低质量矮恒星运行的巨大行星，由全球望远镜网络的新高节奏微透镜调查发现

KMT-2015-1b: a Giant Planet Orbiting a Low-mass Dwarf Host Star Discovered by a New High-cadence Microlensing Survey with a Global Telescope Network

我们报告了一颗太阳系外行星KMT-2015-1b的发现，该行星是使用微透镜技术探测到的。行星透镜事件是由2015年开始的KMTNet调查观察到的。通过使用全球分布的望远镜网络的密集覆盖，配备了非常宽的视场相机，短行星信号被清楚地检测到并精确地表征。我们发现KMT-2015-1b是一颗围绕低质量M矮星运行的巨行星。这颗行星的质量大约是木星的两倍，并且位于主星的雪线之外。随着现有调查的改进和新调查的出现，未来的微透镜行星样本将包括行星，不仅数量大大增加，而且还包括更广泛的宿主和行星，帮助我们更好地全面了解行星的形成和演化。

基于空间的微透镜行星搜索

Space based microlensing planet searches

太阳系外行星的发现可以说是过去15年来天体物理学中最令人兴奋的发展，只有暗能量的探测可以与之媲美。两个项目将系外行星科学家和宇宙学家群体联合起来：拟议的欧空局M级任务EUCLID和大型空间任务WFIRST，后者在《2010年天文学十年期调查报告》中排名第一。后者指出：“天基微透镜是在可能的半长轴范围内对银河系中的行星系进行真正统计普查的最佳方法。”他们还补充说：“这次普查，加上开普勒任务的普查，将确定类地行星在广泛的轨道参数范围内有多常见。我们将提出一份关于系外行星微透镜效应所获得结果的现状报告，以及下一代地基宽视场成像仪网络的新目标。最后，我们将讨论基于空间的微透镜在2020-2025年的前景。

类地行星形成中 Pebble 隔离质量附近的行星发生率异常应能被罗马微引力透镜观测到

A break in planet occurrence near the pebble isolation mass should be observable by the Roman microlensing survey

研究通过1D Pebble吸积人口合成模拟，发现类冰线行星在微引力透镜灵敏度空间中表现出质量与轨道半径的对数非均匀分布，当行星核心生长停止于Pebble隔离质量时，迁移与气体吸积导致发生率异常，验证了巨行星形成的核心吸积模型。

地基地球质量微透镜行星探测可行性的再评价

Reevaluating of the feasibility of ground-based earth-mass microlensing planet detections

微透镜方法探测太阳系外行星的一个重要优势是它对低质量行星的高灵敏度。然而，人们通常认为，由于有限源效应的限制，从地面观测中对地球质量的行星进行微透镜探测是困难的。这一观点来自于之前基于行星信号的分数偏差对行星探测概率的估计，但正确的概率估计需要额外考虑与测光精度直接相关的光源亮度。在本文中，我们重新评估的可行性，低质量行星探测考虑光度精度为不同人口的源星。由此发现，改进后的测光精度对巨源事件行星信号的贡献足以补偿有限源效应引起的放大率过剩的减小。因此，我们发现，巨源事件是合适的目标，地球质量的行星探测具有显着更高的检测概率比事件涉及的源星的半径较小，并预测地球质量的行星将被检测到的前瞻性高节奏的调查。

微透镜作用下环双星的焦散结构和可探测性

Caustic Structures and Detectability of Circumbinary Planets in Microlensing

最近在开普勒数据中发现的环联星行星表明，在主序星周围有一个可行的行星形成通道。受这些发现的启发，我们研究了微透镜事件中环双星行星的焦散结构和可探测性。我们已经制作了一套焦散动画作为二进制主机的投影分离和角度的函数，以有效地探索整个circumbinary参数空间上的焦散结构。借助于这些动画，我们已经推导出了行星焦散线位置的半经验解析表达式，这些焦散线相对于具有单个主机的行星在环双星透镜中移位。我们用这个表达式来说明焦散运动的主要来源是行星的轨道运动，而不是双星。最后，我们估计的分数环联微透镜事件是可识别的，因为是显着的（5- 50%）的二进制投影分离的范围内的爱因斯坦半径为单位的0.1-0.5。

事件OGLE-2005-BLG-169行星微透镜信号的确认和恒星与行星质量的测定

Confirmation of the Planetary Microlensing Signal and Star and Planet Mass Determinations for Event OGLE-2005-BLG-169

利用哈勃空间望远镜（HST）WFC-3对OGLE-2005-BLG-169行星微透镜事件的源星和透镜星进行了观测，证实了该事件中观测到的行星光变曲线信号对相对自行的预测。这一结果（以及伴随的凯克结果）首次证实了行星微透镜信号，其偏差仅为2%。后续观测确定行星宿主星在多个通带中的通量，并消除光变曲线部分稀疏采样引起的光变曲线模型模糊性。这导致了OGLE-2005-BLG-169 Lb行星系性质的精确测定。结合HST/WFC 3的测光和天体测量数据，我们得到恒星和行星的质量分别为M_* = 0.69 ± 0.02M_solar和m_p = 14.1 ± 0.9M_earth。该行星微透镜系统位于银河系凸起附近，距离D_L = 4.1 ± 0.4 kpc，投影的恒星-行星间距为a_perp = 3.5 ± 0.3 AU，对应于a = 4.0（+2.2 -0.6）AU的半长轴。

微透镜行星事件的核吸积理论预测

Predictions for Microlensing Planetary Events from Core Accretion Theory

我们首次在行星形成模型的背景下进行了微透镜模拟。行星人口取自Ida & Lin核心吸积模型的$0.3M_\odot$恒星。对于简化的韩国微透镜望远镜网络（KMTNet），我们发现$6690$微透镜事件中行星事件的比例为$2.9\%$，其中$5.5\%$显示多行星特征。预计探测到的超级地球、超级海王星和超级彗星的数量几乎相等。我们的模拟结果表明，高放大倍数的事件和大质量的行星是行星探测的青睐，这与以前的预期是一致的。然而，我们注意到，极高放大率的事件对行星不太敏感，这可能是因为KMTNet的10分钟采样不够密集，无法捕捉到峰值附近发生的细微异常。这表明，虽然KMTNet观测可以在不参考任何后续数据的情况下进行系统分析，但后续观测对于提取非常高放大率事件的全部科学潜力至关重要。KMTNet预期的均匀高节奏观测也导致所有探测到的行星中的$\sim 55\%$是非焦散交叉的，并且通过行星焦散探测到更多的低质量行星，甚至低到火星质量。我们还发现，多行星事件中的轨道倾角和行星质量比的分布符合内禀分布。

六年微透镜观测（2003 - 2008）的OGLE-III行星探测效率

The OGLE-III planet detection efficiency from six years of microlensing observations (2003 to 2008)

我们使用六年（2003年至2008年）的光学引力透镜实验III微透镜观测，以获得一系列的行星质量和投影距离的主恒星的调查检测效率。我们对微透镜光变曲线进行了独立的分析，以提取事件参数并计算给定数据的行星检测概率。2433条光变曲线符合我们的质量选择标准，并保留以供进一步加工。探测范围内探测概率的总和产生了预期的微透镜行星探测数量。我们采用银河系模型将这种分布从无量纲转换为物理单位α/au和M_E。对小行星的调查灵敏度在1到4 au的范围内最高，对于更大质量的行星，则会转向稍大的分离。

近距离行星系的偏振微透镜

Polarimetry microlensing of close-in planetary systems

一个近距离巨行星（CGP）系统有一个净偏振信号，其值取决于行星的轨道相位。这种偏振信号要么是由恒星掩星引起的，要么是由轨道行星表面反射的星光引起的。当CGP系统位于银河核球中时，它的偏振信号变得太弱而不能直接测量。一种方法来检测和表征这些微弱的偏振签名，由于遥远的CGP系统是引力微透镜。在这项工作中，我们专注于潜在的偏振观测高度放大的微透镜事件的CGP系统。当透镜直接从带着行星伴星的源星前面经过时，由凌日行星引起的偏振信号被放大。因此，在旋光和光变曲线中产生了一些明显的特征。以相同的方式，微透镜放大反射诱导的偏振信号。当行星引起的扰动被放大时，只要这些偏振或光度偏差消失片刻，相应的放大因子或偏振分量就等于行星本身引起的相关因子。为了评估这种系统的可观测性，通过偏振或光度观测的高放大率微透镜事件，我们模拟这些事件，考虑确认CGP系统作为其源星，并得出结论，探测行星诱导信号的效率与国家的最先进的偏振仪器（FORS 2/VLT）是小于0.1%。因此，这些行星引起的偏振扰动可能会被检测到下一代的高分辨率和短节奏的偏振仪在有利的条件下。

宽距离行星的微透镜：可探测性和有界性

Microlensing by a wide-separation planet: detectability and boundness

通过对不同微透镜参数，特别是对源星大小的微透镜参数的行星焦散引起的微扰，探讨了宽距行星的探测条件。通过构造微透镜参数空间中不同位置的分数偏差图，我们发现分数偏差的模式依赖于源半径与焦散尺寸的比值，满足观测阈值的比值随星-行星距离的变化而变化。我们还得到了上限的源大小，允许检测的主机星的签名作为一个函数的分离给定的观测阈值。它表明，这种关系进一步导致一个简单的分析条件的恒星-行星分离检测宽分离行星作为质量比和源半径的函数的有界性。例如，当假设探测阈值为5%时，对于一颗半径为~1 R_sun的源星，当其距离在~10 AU和~30 AU范围内时，可分别识别出一颗地球质量的行星和一颗100倍质量的行星。我们还比较了行星焦散线和中心焦散线的分离范围。研究发现，当分析行星焦散引起的微透镜光变曲线时，人们可能比分析中心焦散引起的微透镜光变曲线时更能支持宽分离行星的有界性。最后，我们简要讨论了我们的研究结果对下一代微透镜实验的影响。

OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048 Lb：高节奏微透镜巡天发现的围绕低质量膨胀恒星运行的巨大行星

OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048Lb: a Giant Planet Orbiting a Low-mass Bulge Star Discovered by High-cadence Microlensing Surveys

我们报告了一颗太阳系外行星的发现，这颗行星是从两次微透镜调查获得的微透镜事件OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048的组合数据中检测到的。尽管短的行星信号发生在膨胀季节的早期，在此期间可以看到透镜事件只有大约一个小时，但信号是连续和密集的。从贝叶斯分析使用模型的质量函数，物质和速度分布结合的信息的角爱因斯坦半径，它被发现的行星的主机位于银河系的隆起。这颗行星的质量为$0.72_{-0.07}^{+0.65}\ M_{\rm J}$，它正绕着一个低质量的M矮星运行，预计距离为$d_\perp=0.73 \pm 0.08$ AU。这颗行星的发现表明了目前高节奏微透镜透镜巡天在探测和确定行星特征方面的能力。

通过高倍率引力微透镜事件发现的行星系中附加行星的约束

Constraint on Additional Planets in Planetary Systems Discovered through the Channel of High-magnification Gravitational Microlensing Events

高倍率引力微透镜事件是探测多巨星行星系的重要途径。为了研究其他行星的潜在存在，我们重新分析了8个高放大率微透镜事件的光变曲线，每个事件之前都检测到了一颗行星。分析的事件包括OGLE-2005-BLG-071、OGLE-2005-BLG-169、MOA-2007-BLG-400、MOA-2008-BLG-310、MOA-2009-BLG-319、MOA-2009-BLG-387、MOA-2010-BLG-477和MOA-2011-BLG-293。我们发现，包括一个额外的行星提高了符合$Δχ^2 < 80$的八个分析的事件。对于MOA-2009-BLG-319，使用$Δχ^2 \sim 143$的改善相对较大。通过对拟合的检验，我们发现拟合的改善是由于数据的系统性。虽然没有发现额外行星的明确证据，但仍然有可能在参数空间中限制额外行星的存在。为了这个目的，我们构建排除图显示的置信水平，排除存在一个额外的行星作为其分离和质量比的函数。我们还提出了木星，土星和天王星质量行星的90%置信水平的其他行星的排除范围。

引力微透镜引起的一对行星的平均运动共振

A Pair of Planets Likely in Mean-motion Resonance From Gravitational Microlensing

我们结合统计参数和动力学分析来研究微透镜行星系OGLE-2012-BLG-0026 L的轨道构型。已知这个系统拥有两颗巨大的行星，在探测时都投射到爱因斯坦环附近。假设轨道方位呈各向同性分布，我们发现这两颗行星在三维空间中也应该是紧密间隔的，而且它们的轨道周期之比几乎肯定小于2。与N体数值积分，然后，我们确定两种类型的稳定配置：这两颗行星可以在一阶平均运动共振（MMR），并有显着的（$\gtrsim0.1$）偏心率，或者他们留在MMR和近圆形轨道。后者是不受欢迎的，因为在径向速度（RV）观测中没有类似的行星对，以及形成这种配置的理论困难。因此，OGLE-2012-BLG-0026 L中的两颗大质量行星可能处于共振构型。我们的工作表明，微透镜技术，通常只测量投影配置，也可以探测详细的多行星系统的动力学状态。我们还讨论了测量冷行星的多重性和轨道结构的理论意义。

双行星微透镜事件的模拟实验研究

Empirical Study of Simulated Two-planet Microlensing Event

我们进行了第一次研究的两行星微透镜模型恢复从模拟的微透镜事件产生的现实多行星系统，其中292行星事件，包括16个两行星事件被检测到从6690模拟光变曲线。我们发现，当两颗行星被恢复时，它们的参数通常接近系统中最负责扰动的两颗行星的参数。然而，在16个例子中的一个例子中，两颗被探测到的行星的表观质量由于第三颗大质量行星的未建模影响而增加了一倍多。这一比例大于，但统计上一致，大约1.5%的严重质量错误率，由于未建模的行星同伴的274例，其中一个单一的行星被恢复的相同的模拟。我们推测，一个类似的效果，由于未建模的恒星同伴可能会更频繁地发生。在23个分别探测到系统中两颗行星的案例中，有7个案例中只有一颗行星被发现，因为这两颗行星的扰动形式相似。这是所有恢复的单行星模型的一小部分（7/274），但几乎是所有可能导致双行星模型的事件的三分之一。尽管如此，在这些情况下，恢复的行星往往具有类似于两个真正的行星之一的参数异常。

白皮书：2020年代来自地面的系外行星微透镜

White Paper: Exoplanetary Microlensing from the Ground in the 2020s

微透镜可以访问其他方法无法探测的行星种群：雪线以外的冷宽轨道行星，银河系凸起和圆盘中的行星，以及自由浮动行星（FFP）。每一个族群的人口统计将对行星形成提供独特的限制。在过去的5年里，美国与斯皮策和UKIRT的微透镜活动为国际地基微透镜调查提供了有力的补充，在视差测量和探测银河系新区域方面取得了重大突破。这些项目的科学活力也促进了美国微透镜界的发展。在本世纪20年代，美国可以继续在地基微透镜方面发挥重要作用，利用美国的资产来补充正在进行的地基国际调查。LSST和UKIRT微透镜巡天将探测银河系的广阔区域，行星在截然不同的条件下形成。此外，虽然地面测量将测量雪线以外的行星质量比函数，但使用ELT的自适应光学（AO）观测将把所有这些质量比转换为质量，并区分非常宽轨道的行星和真正的FFP。还应尽可能鼓励和支持美国科学家与国际调查机构合作。

2020年代WFIRST微透镜的科学背景

The Scientific Context of WFIRST Microlensing in the 2020s

WFIRST是唯一能够找到质量像火星一样小的行星，与木星的距离相当，即，超越了它们所在恒星的冰线这些行星落在开普勒发现的近距离行星和直接成像所看到的宽分离气体巨星和ALMA观测推断的冰巨星之间。此外，WFIRST可以探测到的最小行星比RV和盖亚探测到的行星要小。解释行星种群以推断潜在的形成和演化过程需要结合多种探测方法的结果，以测量行星的完整变化，作为行星大小，轨道分离和宿主恒星质量的函数。微透镜是发现0.5至5M_E、1至5AU行星的唯一方法。在过去的20年里，从太空进行微透镜观测的情况没有改变：太空允许宽视场衍射限制观测，可以分辨出凸起中的主序星，这使得可以探测和表征最小的信号，包括来自质量至少和火星一样小的行星的信号。发生变化的是，地基（GB）微透镜正在达到极限，强调了天基调查的科学必要性。GB微透镜发现质量比分布在海王星附近有一个中断，这意味着这些是最常见的微透镜行星，而小于这个的行星是罕见的。然而，GB微透镜达到其检测极限仅略低于观察到的突破。WFIRST将通过寻找许多较小的行星来测量破裂下方的质量比函数的形状：500个海王星，600个气体巨星，200个地球和小到0.1M_E的行星。因为它还将测量宿主质量和距离，WFIRST还将跟踪行星分布的行为，作为分离和宿主恒星质量的函数。

发现一个明亮的微透镜事件，具有朝向金牛座地区的行星特征：一个超级地球行星

Discovery of a bright microlensing event with planetary features towards the Taurus region: a super Earth planet

最近在金牛座地区发现的标记为TCP J05074264+2447555的瞬态事件很快被认为是位于距离地球仅$700-800$ pc的源上的持续微透镜事件。在这里，我们表明，高采样率接近最大放大倍数的时间的观察揭示的功能，这意味着存在一个二元透镜系统，具有非常低的质量比组件。我们提出了一个完整的描述的双透镜系统，其中主机与最有可能的质量为$9.2\pm 6.6$ M $_{\oplus}$类地行星。此外，源估计位置和详细的蒙特卡罗模拟允许我们将事件分类为由于最近的透镜系统，距离为$\simeq 380$ pc和质量$\simeq 0.25$ M $_{\odot}$。

EUCLID：暗宇宙探测器和微透镜行星猎人

EUCLID : Dark Universe Probe and Microlensing planet Hunter

通过宇宙剪切测量对暗能量探测器的需求与通过微透镜搜索行星的需求之间存在着显著的协同作用。利用弱和强引力透镜来追踪和探测宇宙和银河尺度上的物质分布，以及非常小尺度的系外行星，是从宇宙学到系外行星的一个独特的交汇点。它将利用重力作为工具，探索任何其他手段都无法达到的全部质量范围。EUCLID是一个1.2米长的望远镜，配有光学和红外宽视场成像仪和无狭缝光谱仪，向欧空局宇宙视觉提出探测暗能量，重子声学振荡，星系演化和通过微透镜搜寻系外行星。一个为期3个月的微透镜计划将有效地探测火星质量的行星，自由浮动的类地行星或气态行星以及可居住的超级地球。一项为期12个多月的调查将对类太阳恒星周围的可居住地球行星进行普查。这是对KEPLER卫星将提供的统计数据的完美补充，这些任务结合起来将提供一个完整的太阳系外行星普查，从热，温暖，可居住，冻结到自由浮动。

Speeding up low-mass planetary microlensing simulations and modelling: the Caustic Region Of INfluence

Extensive simulations of planetary microlensing are necessary both before and after a survey is conducted: before to design and optimize the survey and after to understand its detection efficiency. The major bottleneck in such computations is the computation of lightcurves. However, for low-mass planets most of these computations are wasteful, as most lightcurves do not contain detectable planetary signatures. In this paper I develop a parameterization of the binary microlens that is conducive to avoiding lightcurve computations. I empirically find analytic expressions describing the limits of…

KMT-2016-BLG-1836 Lb：来自高节奏微透镜场的超级类木行星

KMT-2016-BLG-1836Lb: A Super-Jovian Planet From A High-Cadence Microlensing Field

我们报告了在微透镜事件KMT-2016-BLG-1836中发现的一颗超级类木行星，该事件是由韩国微透镜望远镜网络的高节奏观测（Γ~ 4~{hr}^{-1}）发现的。行星-宿主质量比q ~ 0.004。贝叶斯分析表明，该行星系是由一颗超木星行星M_{planet} = 2.2_{-1.1}^{+1.9} M_{J}围绕一颗M型或K型矮星M_{\rm host} = 0.49_{-0.25}^{+0.38} M_{Sun}运行，距离为D_{L} = 7.1_{-2.4}^{+0.8} kpc。预计行星与主星的距离为3.5^{+1.1}_{-0.9} AU，这意味着行星位于主星的雪线之外。未来的高分辨率图像可能会强烈限制透镜亮度，从而限制行星系的质量和距离。在不考虑详细的检测效率，选择或出版的偏见，我们发现一个潜在的“质量比沙漠”在-3.7 \lesssim \log q \lesssim -3.0的31个KMTNet行星。

微透镜结果挑战天然气巨头的核心增长失控增长情景

Microlensing Results Challenge the Core Accretion Runaway Growth Scenario for Gas Giants

我们比较行星与恒星的质量比分布测量引力微透镜核心吸积理论预测人口合成模型。核心吸积理论的失控气体吸积过程预测缺乏中等质量的巨行星，这在微透镜结果中是看不到的。特别是，模型预测$\sim10\,\times$更少的行星质量比$10^{-4} \leq q \leq 4 \times 10^{-4}$比推断从微透镜观测。这种紧张关系意味着气体巨星的形成可能涉及到迄今为止被现有的核心吸积模型所忽视的过程，或者行星形成的环境作为宿主恒星质量的函数而变化很大。对原行星盘粘性和厚度的通常假设的变化可以减少这种差异，但这种变化可能会与更大或更小质量比的微透镜结果相冲突，或者与其他观测结果相冲突。这种差异的解决可能对行星的可居住性有重要的影响，因为有人认为失控的气体吸积过程可能引发了水向我们内部太阳系的输送。因此，对巨型行星形成的理解可能有助于我们确定可居住行星的出现率。

没有大量的未束缚或宽轨道的大质量行星

No large population of unbound or wide-orbit Jupiter-mass planets

引力微透镜是唯一能够探索整个自由浮动行星的方法，直到火星质量的物体，因为微透镜信号不依赖于透镜物体的亮度。微透镜事件的特征时间尺度取决于透镜的质量：透镜质量越小，微透镜事件越短。先前对474个微透镜事件的分析发现，非常短的事件（1-2天）过多--比已知的恒星星族所暗示的要多--表明存在着大量的未束缚或宽轨道的恒星质量的行星（据报道几乎是主序星的两倍）。然而，这些结果并不符合行星形成理论的预测，并且与年轻星团的调查相冲突。在这里，我们报告了对2010-2015年期间发现的六倍大的微透镜事件样本的分析。虽然我们的调查有很高的灵敏度（检测效率），以短时间尺度（1- 2天）的微透镜事件，我们没有发现过多的事件，在这个范围内的时间尺度，与95%的上限的频率0.25行星每主序星质量的自由浮动或宽轨道行星。我们发现了一些可能的超短时间尺度事件（时间尺度小于0.5天），这可能表明存在地球和超级地球质量的自由浮动行星，正如行星形成理论所预测的那样。[删节]

开普勒微透镜行星和视差

Kepler Microlens Planets and Parallaxes

开普勒对其他地球的探索还没有结束：它仍然有能力通过微透镜来描述冷的地球质量的行星，即使它的指向控制已经退化。如果开普勒望远镜指向银河系凸起，它可以进行微透镜行星的搜索，这将与地面调查几乎不重叠。更重要的是，通过将开普勒观测与当前的地面调查相结合，人们可以测量大部分已知微透镜事件的“微透镜视差”π_E。这样的视差测量将产生绝大多数微透镜行星的质量和距离测定，使行星分布作为行星和宿主质量，行星-宿主分离和银河系位置（特别是凸起与盘）的函数的研究更加精确。此外，目前迷失在噪音中的罕见系统（如围绕褐矮星或黑洞运行的行星）将被清楚地识别出来。与开普勒目前主要搜寻近距离行星不同，它的微透镜行星将位于太阳系较冷的外部，通常在雪线之外。同样的调查将产生一个壮观的棕矮星双星目录，以独特的方式探测恒星质量函数，并且仍然有足够的时间用于星震学目标。

根据微透镜、径向速度和直接成像测量结果的综合来限制自由浮动行星的频率

Constraining the Frequency of Free-Floating Planets from a Synthesis of Microlensing, Radial Velocity, and Direct Imaging Survey Results

Sumi等人（2011年）的微透镜观测显示，相对于已知恒星星族的预期，短时间尺度事件（STE; t_E<2天）过多，并且幂律平滑外推到棕矮星区域。这种过剩被解释为~ 10天文单位质量的天体数量几乎是主序星数量的两倍;然而，单凭微透镜数据无法区分大分离（a>~10天文单位）和自由漂浮的行星。假设这些STE确实是由于行星质量的物体，我们的目标是限制这些事件的一部分，可以解释的约束，但广泛的分离行星。我们适合所观察到的时间尺度分布与透镜质量函数组成的褐矮星，主序星，恒星残骸，发现，从而证实了最初的识别过量的STES。然后，我们包括一个人口的绑定行星，预计不会显示签名的主透镜（主机）在其微透镜光变曲线，也是一致的结果，从代表性的微透镜，径向速度，和直接成像调查。我们发现，约束行星本身不能解释整个STE过剩，而不违反我们考虑的调查的约束，因此这些事件的一部分必须是由于自由浮动的行星，如果我们的模型约束行星成立。我们估计，由于自由浮动的行星STE的中位数分数为f=0.67（0.23-0.85，95%的置信度）时，假设“热启动”的行星进化模型和f=0.58（0.14-0.83，95%的置信度）的“冷启动”模型。假设质量为m_p=2 M_Jup的自由漂浮行星的δ函数分布，在“热启动”情况下，每颗主序星的自由漂浮行星数量为N=1.4（95%置信度时为0.48-1.8），在“冷启动”情况下，N=1.2…

用Euclid巡天估计自由浮动行星微透镜事件中的有限源效应

Estimating Finite Source Effects in Microlensing Events due to Free-Floating Planets with the Euclid Survey

近年来，自由浮动行星（FFP）引起了天体物理学家的极大兴趣。引力微透镜是一种独特的研究方法，可以获得有关其质量和空间分布的宝贵信息。计划中的欧几里得空间天文台将能够探测到大量由FFP对银河系凸起造成的微透镜事件。利用合成人口算法，我们调查的可能性，检测有限源效应在模拟微透镜事件由于FFP。我们发现有限源效应检测的显着效率在[0.9，1.6]范围内的FFP幂律质量函数指数在20%和40%之间。对于许多这样的事件，也将有可能测量爱因斯坦角半径，从而限制透镜的物理参数。这类观测也将为研究银河核球星的光球和大气提供独特的可能性。

韩国微透镜望远镜网络的最佳勘测策略和预测行星产额

Optimal Survey Strategies and Predicted Planet Yields for the Korean Microlensing Telescope Network

韩国微透镜望远镜网络（KMTNet）将由三个1.6米望远镜组成，每个望远镜的视场为4度，并将致力于通过引力微透镜监测银河系隆起以探测系外行星。KMTNet的孔径大小，FoV，节奏和纵向覆盖的组合将提供一个独特的机会，以公正的方式探测系外行星的人口统计。在这里，我们提出了优化观测策略的模拟，并预测KMTNet的行星产量。我们发现位于中央隆起的四个目标领域的偏好和t_{exp} = 120秒的曝光时间，导致每年检测到约2,200个微透镜事件。我们估计行星的质量和分离范围分别为0.1 <= PDMATHAMN/ M_{Earth} <= 1000和0.4 <= a/AU <= 16的行星的探测率。将这些速率标准化为Cassan（2012）的冷行星质量函数，我们预测KMTNet将对质量为5 <= M_{p} / M_{Earth} <= 1000的行星近似一致敏感，并且在该范围内每年每dex将检测到约20颗行星。对于质量为0.1 <= M_{p} / M_{Earth} < 5的低质量行星，我们预测KMTNet每年将检测到约10颗行星。我们还计算了KMTNet将获得的自由浮动行星（FFP）的产量，并预测KMTNet每年将检测到~1个地球质量的FFP，假设银河系中每颗恒星都有一颗这样的行星。最后，我们调查的依赖这些检测率的观测站的数量，测光精度限制，乐观的假设，看到，吞吐量和通量测量的不确定…

微透镜测量分析的快速近似方法

A Fast Approximate Approach to Microlensing Survey Analysis

微透镜可用于发现轨道超过~ 1 AU的各种质量的系外行星，甚至自由漂浮的行星。WFIRST任务将通过监测约1亿颗恒星来发现约50000个微透镜事件，从而使用微透镜发现约1600颗行星。对每个微透镜事件进行建模，特别是涉及两个或更多个透镜的微透镜事件，通常是复杂和耗时的，并且使用当前的方法分析数千个WFIRST微透镜事件可能是不可行的。在这里，我们提出了一种算法，能够快速评估数以千计的模拟WFIRST二元透镜微透镜光变曲线，返回的透镜系统的物理参数的估计。我们发现，该算法可以恢复预测的行星和恒星之间的分离很好的低质量比的事件，也可以估计质量比的数量级的事件与广泛和密切的焦散拓扑结构。

来自OGLE-MOA-Wise第二代微透镜四年的雪线区域行星的频率

The frequency of snowline-region planets from four-years of OGLE-MOA-Wise second-generation microlensing

我们提出了一个统计分析的前四个赛季从“第二代”微透镜调查的太阳系外行星，包括近连续的时间覆盖的8度$^2$的银河系隆起的OGLE，MOA和明智的微透镜调查。在此期间，所有三组观察到224个微透镜事件。超过12%的事件显示出偏离单透镜微透镜，其中$\sim$ 1/3的异常可能是由行星伴星引起的。对于224个事件中的每一个，我们都进行了数值射线跟踪模拟，以计算可能的同伴的检测效率作为同伴与主机质量比和分离的函数。考虑到探测效率，我们发现微透镜恒星的$55^{+34}_{-22}\%$拥有一颗雪线行星。此外，我们发现海王星质量的行星比海王星质量的行星常见$\sim10$倍。伴星与主星的质量比分布在$q\sim10^{-2}$处显示出亏损，将分布分成两个伴星群，类似于在类太阳恒星周围的径向速度测量中看到的恒星伴星群和行星群。然而，我们的调查主要探测低质量恒星，表明在超级木星质量范围内的分布最小，并且棕矮星同伴的出现相对较高。

通过地球同步和低地球轨道卫星进行微透镜行星探测

Microlensing planet detection via geosynchronous and low Earth orbit satellites

通过微透镜探测行星通常受到爱因斯坦时间尺度$t_E$中众所周知的简并性的限制，这使得透镜的质量和距离无法被明确确定。已经表明，地球同步轨道上的卫星可以通过微透镜视差测量提供大多数标准行星事件（$t_E \approx 20$天）的质量和距离。本文将分析扩展到较短的爱因斯坦时间尺度，$t_E \approx 1$天，当处理的情况下，质量透镜。然后，我们研究的能力，低地球轨道卫星在更短的时间尺度，$t_E \approx 0.1$天。采用Fisher矩阵分析来预测视差上的1- $σ$误差如何取决于$t_E$和微透镜事件的峰值放大率。结果表明，地球同步卫星可以探测到质量为1000亿的自由漂浮物的弛豫，发现质量很低的褐矮星周围的行星系。此外，低地球轨道卫星可能导致发现地球质量的自由漂浮行星。对这些结果的限制可能是对测光的严格要求、混合的影响以及在低轨道情况下地球的本影。

根据微透镜观测，每颗Milky Way恒星有一个或多个束缚行星

One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations

大多数已知的太阳系外行星（系外行星）都是使用径向速度$^{\bf 1,2}$或凌日$^{\bf 3}$方法发现的。两者都偏向于相对靠近母恒星的行星，研究发现大约17- 30%（参考文献4，5）的类太阳恒星拥有行星。另一方面，引力微透镜$^{\bf 6\rm{\bf -}\bf 9}$探测的是距离恒星更远的行星。最近，通过微透镜$^{\bf 10}$发现了一群未被束缚或远离恒星的行星。这些行星的数量至少和银河系中的恒星$^{\bf 10}$一样多。在这里，我们报告了一个微透镜数据的统计分析（收集于2002- 07年），揭示了绑定行星的分数0.5- 10 AU（太阳-地球距离）从他们的恒星。我们发现，17 $_{\bf -9}^{\bf +6}$ %的恒星拥有100亿质量的行星（0.3- 10 $\MJ$，其中$\MJ {\bf = 318}$ $\Mearth$和$\Mearth$是地球的质量）。冷海王星（10- 30 $\Mearth$）和超级地球（5- 10 $\Mearth$）更常见：它们各自的每颗恒星丰度为52 $_{\bf -29}^{\bf +22}$ %和62 $_{\bf -37}^{\bf +35}$ %。我们的结论是，行星绕恒星运行是一种规律，而不是例外。

极端放大微透镜事件OGLE-2008-BLG-279：透镜星伴星的强极限

Extreme Magnification Microlensing Event OGLE-2008-BLG-279: Strong Limits on Planetary Companions to the Lens Star

我们分析了极端高放大率微透镜事件OGLE-2008-BLG-279，它在2008年5月30日达到最大放大率A ~ 1600。这一事件的峰值同时表现出有限源效应和地球视差，由此我们确定了透镜的质量M_l=0.64 +/-0.10 M_Sun，距离D_l = 4.0 +/-0.6。在0.5-20天文单位的范围内，我们排除了透镜星的质量为100亿的行星伴星。更一般地说，我们发现，这一事件是敏感的行星质量小到0.2 M_地球~= 2 M_火星的投影分离附近的爱因斯坦环（~3 AU）。

通过微透镜调查发现的海王星质量自由浮动行星候选人

A Neptune-mass Free-floating Planet Candidate Discovered by Microlensing Surveys

目前的微透镜测量对自由漂浮的行星到地球质量的物体都很敏感。所有已发表的归因于未绑定行星的微透镜事件都是基于它们的短时间尺度（低于两天）来确定的，但缺乏爱因斯坦半径测量（因此缺乏对透镜质量的重要约束）。在这里，我们在超短（$t_{\rm E}=0.320\pm0.003$天）微透镜事件OGLE-2016-BLG-1540中发现了一颗海王星质量的自由浮动行星候选者。这一事件表现出强烈的有限源效应，这使我们能够测量它的爱因斯坦角半径$θ_{\rm E}=9.2\pm0.5\,μ$为。然而，在晶状体质量和距离之间仍然存在简并。源自行和源透镜相对自行测量的组合有利于海王星质量透镜位于银河系盘。然而，我们不能排除透镜是一个土星质量的天体，属于凸出人口。我们排除了15天文单位以内的伴星。

KMT-2018-BLG-1990 Lb：来自低节奏微透镜场的附近类木行星

KMT-2018-BLG-1990Lb: A Nearby Jovian Planet From A Low-Cadence Microlensing Field

我们报告了KMT-2018-BLG-1990 Lb的发现和表征，这是一颗类木行星$(m_p=0.57_{-0.25}^{+0.79}\,M_J)$，它绕着一颗晚M矮星$(M=0.14_{-0.06}^{+0.20}\,M_\odot)$运行，距离为$(D_L=1.23_{-0.43}^{+1.06}\,\kpc)$，预计为$2.6\pm 0.6$乘以雪线距离，即，$a_{\rm snow}\equiv 2.7\,\au (M/M_\odot)$，这是KMTNet在其低节奏（$0.4\,{\rm hr}^{-1}$）领域发现的第二颗类木行星，这表明该种群将根据仅调查的微透镜数据得到很好的表征。

第四颗微透镜行星再访

The Fourth Microlensing Planet Revisited

第四颗微透镜行星，也被称为OGLE-2005-BLG-169 Lb，由美国，新西兰，波兰和英国天文学家在2005-2006年合作发现。最近，哈勃太空望远镜和凯克天文台证实了这一结果。OGLE-2005-BLG-169 Lb是第一颗获得这种确认的微透镜行星。它的发现和确认在这里描述的历史背景。

具有中等宽度间距的微透镜行星的特征

Characterization of Microlensing Planets with Moderately Wide Separations

在未来的高节奏微透镜调查中，行星可以通过行星本身产生的独立事件的新渠道来检测。通过这个通道探测到的两类行星是宽分离行星和自由浮动行星。虽然它们看起来是相似的短时间尺度事件，但这两个行星群在性质上有很大的不同，因此区分它们是很重要的。在本文中，我们调查的透镜性质的事件所产生的行星与适度宽的分离从主恒星。我们发现这些事件的透镜行为很好地描述了Chang-Refsdal透镜和剪切所造成的主要不仅产生焦散，而且使放大率的轮廓沿主行星轴拉长。拉长的放大率轮廓意味着这些行星事件的光变曲线通常是不对称的，因此不对称性可以用来区分这些事件与自由浮动的行星所产生的事件。不对称性可以从光变曲线的整体形状中注意到，因此不像由焦散引起的非常短的持续时间的中心扰动，很难被忽略。此外，无论事件放大率如何，都存在不对称性，因此可以为大多数这些事件确定行星的束缚性质。透镜光变曲线与张-雷夫斯达尔透镜光变曲线的近似意味着光变曲线的分析只产生关于主恒星和行星之间的投影分离的信息。

WFIRST和EUCLID：实现空间微透镜视差测量

WFIRST and EUCLID: enabling the microlensing parallax measurement from space

宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）预计将探测到数百颗自由漂浮的行星，但无法测量它们的质量。然而，Euclid和WFIRST航天器在围绕太阳-地球L2拉格朗日点的轨道上相隔约100，000公里的同时进行微透镜观测，将能够测量自由浮动行星等低质量透镜的微透镜视差。使用简单的Fisher矩阵估计的视差测量的不确定性，我们表明，高节奏的观测欧几里得可以用来测量~ 1自由浮动的行星微透镜视差每6天的同时欧几里得观测。考虑到欧几里德的指向限制，它因此可以测量大约20个自由浮动的行星，在欧几里德的主要任务和扩展任务之间平均分配120天的观测，如果航天器指向限制可以在主要任务结束后放松，则有可能增加这个数字。这些欧几里德观测还将为更多的WFIRST束缚行星提供额外的质量测量或交叉检查，以及对几个科学案例的其他好处。

MOA-2011-BLG-293 Lb：可能位于宜居带的第一颗微透镜行星

MOA-2011-BLG-293Lb: First Microlensing Planet possibly in the Habitable Zone

我们使用凯克自适应光学观测来识别第一颗通过微透镜发现的位于或靠近宜居带的行星，即，在$r_\perp=1.1\pm 0.1\,$ AU与其$M_{L}=0.86\pm 0.06\,M_\odot$宿主的预计分离处，是确定的最高微透镜质量。这颗行星的质量为$m_p = 4.8\pm 0.3\,M_{\rm Jup}$，原则上可能有适合居住的卫星。这也是第一颗被确认为位于银河系凸起的行星：$D_L=7.72\pm 0.44$ kpc。行星/宿主的质量和距离以前是未知的，但只能使用基于银河系模型的贝叶斯先验估计（Yee et al. 2012）。这些估计表明，这颗行星可能是一颗围绕M矮星运行的超级木星，这是一种非常罕见的行星。我们获得了高分辨率的$JHK$图像使用凯克自适应光学检测的镜头，所以测试这一假设。我们清楚地检测到来自G矮星的光在事件的位置，并排除所有的解释，除了这是透镜高置信度（95%），使用一种新的天体测量技术。这颗行星的主星的校准星等是$H_{L}=19.16\pm 0.13$。根据大气条件和半长轴上的不确定性，我们推断出气体巨行星三种可能的轨道构型的概率：53%位于宜居带，35%位于宜居带附近，12%位于雪线之外。

有卫星的宽分离行星微透镜事件的性质

Properties of microlensing events by wide separation planets with a moon

我们研究了具有卫星的行星与其主星相距甚远的行星系所引起的微透镜事件的性质。从这次调查中，我们发现，月球的功能一般出现在一个非常短的持续时间的扰动的透镜事件引起的宽分离行星的光滑不对称的光变曲线，因此，它可以很容易地从负责整体不对称的光变曲线的行星功能区分。对于爱因斯坦半径为$\sim 2$ AU的典型银河系透镜事件，可以注意到由束缚行星引起的光变曲线的不对称性高达$\sim 20$ AU。我们还发现，随着预计的星-行星距离的增加，宽行星系的扰动逐渐由月球主导，最终由系统产生的事件的光变曲线表现为行星本身的单透镜光变曲线，加上月球引起的持续时间很短的扰动，这是一颗恒星和一颗行星引起的事件的代表性光变曲线，除了在爱因斯坦的时间尺度上。我们还研究了在宽行星透镜事件中有限源星对月球特征的影响。从这项研究中，我们发现，当月球焦散是充分分离的行星焦散，月球焦散的大小，源半径的比率的下限造成$\geq 5\%$月球偏差主要取决于投影的行星-月球分离，无论月球/恒星质量比，它降低行星-月球分离变得更小或更大的行星爱因斯坦半径。

由OGLE-2015-BLG-0954的高频差KMTNet微透镜巡天观测表征的一颗超木星微透镜行星

A Super-Jupiter Microlens Planet Characterized by High-Cadence KMTNet Microlensing Survey Observations of OGLE-2015-BLG-0954

我们报道了一颗大质量微透镜行星（OGLE-2015-BLG-0954 Lb）的特征，该行星（m_p=3.9 +- 1.4 M_jup）绕着M矮宿主（M=0.33 +- 0.12 M_sun）运行，距离银河系凸起0.6（+0.4，-0.2）kpc，按照微透镜标准，这是非常近的。行星与宿主的投影距离为a_perp ~ 1.2 AU。通过宽视场（4平方米）使表征成为可能。（摄氏度）韩国微透镜望远镜网络（KMTNet）的高频率（伽马= 6/小时）监测，在行星异常发生时，该网络的三台望远镜中有两台正在试运行。源交叉时间t_* = 16 min是迄今为止发表的最短的。KMTNet的特点是高节奏、宽视野的观测，这是常规捕捉这种短交叉的唯一方法。短焦散交叉的高节奏分辨率将优先导致晶状体的质量和距离测量。这是因为短的交叉时间通常意味着附近的透镜，这使得能够测量附加效果（亮透镜和/或微透镜视差）。当与测量的穿越时间相结合时，这些效应可以产生行星/宿主的质量和距离。

焦散线交叉高放大率微透镜事件中的行星透镜特征

A Planetary lensing feature in caustic-crossing high-magnification microlensing events

由于行星探测的高效率，目前微透镜跟踪观测主要集中在高放大率事件上。然而，由行星引起的高放大率事件的中心扰动也可以由非常接近或非常宽的双星伴星产生，并且这两种中心扰动通常无法在没有耗时的详细建模（行星-双星简并）的情况下区分。因此，解决在高倍率事件中发生的行星双星简并是很重要的。在这篇论文中，我们研究了由一颗行星和一个宽的双星伴星引起的焦散线交叉高倍率事件。通过研究发现，由于行星和双星伴星在焦散线内部产生的不同的放大过剩模式，焦散线交叉的行星透镜事件的光变曲线具有区别于焦散线交叉的双星透镜事件的光变曲线的特征，该特征可以用来直接区分行星和双星伴星。在焦散线交叉的两个峰之间的峰间区域出现了行星透镜效应。行星透镜事件的峰间区域的结构是光滑的和凸的或方形的，而双透镜事件的结构是光滑的和凹的。我们还研究了有限背景源星对焦散线交叉高倍率事件中行星透镜效应的影响。由此，我们发现凸形峰间结构出现在一定范围内，该范围随行星与行星宿主恒星的质量比而变化。

OGLE-2008-BLG-513 Lb：微透镜行星的轨道解

OGLE-2008-BLG-513Lb: The Orbital Solution for a Microlensing Planet

发现了OGLE-2008-BLG-513的一个静态双星解，其质量比q~0.28，分离度s~0.86。这个模型的chi ^2与本文提出的具有行星质量比和轨道运动的模型的chi ^2相当。由于静态双星透镜模型比本文最初提出的模型更简单，奥卡姆剃刀说这可能是正确的解决方案。因此，本文已从ApJ中撤回。

通过天基微透镜普查轨道超过0.5 AU的系外行星

A Census of Exoplanets in Orbits Beyond 0.5 AU via Space-based Microlensing

一个基于空间的引力微透镜系外行星调查将提供质量大于0.1地球质量和轨道间隔从0.5AU到无穷大的系外行星的统计普查。这包括除了水星之外的所有太阳系行星的类似物，以及行星形成理论预测的大多数类型的行星。这样的调查将提供关于行星围绕所有类型恒星的频率的结果，除了那些寿命短的恒星。距离小于0.5天文单位的近距离行星在太空微透镜观测中是不可见的，但这些行星可以被开普勒发现。包括地基微透镜在内的其他方法无法接近太空微透镜测量将提供的太阳系外行星质量和半长轴分布的全面统计数据。地面微透镜观测的类地行星灵敏度仅限于爱因斯坦半径附近2-3天文单位，对于通过微透镜观测发现的绝大多数行星，需要天基成像来识别和确定行星宿主恒星的质量。因此，天基微透镜观测很可能是全面了解行星系结构的唯一途径，这是了解行星形成和可居住性所必需的。拟议的微透镜行星探测任务是天基微透镜探测的一个例子，它可以用经过验证的技术和不到3亿美元的费用（不包括运载火箭）实现这些目标。

PRime-focus Infrared Microlensing Experiment 微透镜巡天的行星产额预测

Prediction of Planet Yields by the PRime-focus Infrared Microlensing Experiment Microlensing Survey

本文模拟PRIME近红外微透镜巡天，比较四种观测策略并采用内核球优化的银河系模型，预测其每年可探测42–52颗行星，为Roman空间望远镜巡天策略提供依据。

合成系外行星人口统计：与微透镜、径向速度和直接成像观测相一致的M矮星的长周期行星伴星的单一种群

Synthesizing Exoplanet Demographics: A Single Population of Long-Period Planetary Companions to M Dwarfs Consistent with Microlensing, Radial Velocity, and Direct Imaging Surveys

We present the first study to synthesize results from five different exoplanet surveys using three independent detection methods: microlensing, radial velocity, and direct imaging. The constraints derived herein represent the most comprehensive picture of the demographics of large-separation (>~ 2 AU) planets orbiting the most common stars in our Galaxy that has been constructed to date. We assume a simple, joint power-law planet distribution function of the form d^2 N_{pl} /[dlog(m_p)dlog(a)] = A(m_p/ M_{Sat} )^{alpha}(a/2.5 AU)^{beta} with an outer cutoff radius of the separation distributio…

朝向行星的银河系分布。I. 2015年高频密度斯皮策微透镜样品的方法学和行星灵敏度

Toward a Galactic Distribution of Planets. I. Methodology & Planet Sensitivities of the 2015 High-Cadence Spitzer Microlens Sample

我们分析了来自2015年斯皮策微透镜运动的微透镜事件的集合，所有这些都由地面高节奏调查团队密集监测。从斯皮策和地面同时观测产生的微透镜视差矢量$π_{\rm E}$，从紧凑的约束的微透镜的属性推导出，包括$\lesssim$ 25\%的不确定性的镜头质量和距离。利用当前的样本，我们证明了大多数微透镜确实在M矮星的质量范围内。计算样本中所有41个事件的行星敏感性，从中我们提供了对行星分布函数的约束。特别是，假设一个行星分布函数是均匀的$\log{q}$，其中$q$是行星与恒星的质量比，我们发现一个$95\%$上限的恒星的比例主机典型的微透镜行星的49\%，这是与以前的研究一致。基于这个无行星的样本，我们开发的方法来统计研究银河系的行星分布使用微透镜视差测量。在行星分布在凸起和盘中相同的假设下，我们预测，从斯皮策微透镜活动中探测到的所有行星中，有$\sim$ 1/3应该在凸起中。这一预测将用更大的样本进行测试，与它的偏差可以用来限制凸起相对于盘的行星丰度。

第一个具有两颗微透镜源星的行星微透镜事件

The First Planetary Microlensing Event with Two Microlensed Source Stars

通过对MOA-2010-BLG-117微透镜事件的分析，表明光变曲线只能用双星系统被质量比为木星的行星所引起的引力透镜效应来解释。有必要修改标准的微透镜建模方法，以找到正确的光变曲线解决方案，这个二元源，二元透镜事件。我们能够测量到一个强大的微透镜视差信号，它产生了主恒星$M_* = 0.58\pm 0.11 M_\odot$和行星$m_p = 0.54\pm 0.10 M_{\rm Jup}$的质量，预计恒星-行星分离为$a_\perp = 2.42\pm 0.26\,$ AU，对应于$a = 2.9{+1.6\atop -0.6}\,$ AU的半长轴。因此，该系统类似于太阳-木星系统的半比例模型，其中一颗半木星质量的行星绕着一颗半太阳质量的恒星运行，距离太阳的轨道距离大约是木星的一半。源星稍微演化了一些，通过要求它们位于相同的等时线上，我们可以将源星限制在凸起的近侧，距离为$D_S = 6.9 \pm 0.7\,$ kpc，这意味着到行星透镜系统的距离为$D_L = 3.5\pm 0.4\,$ kpc。模拟像这样的不寻常行星微透镜事件的能力，对于从计划中的大型系外行星微透镜调查（如WFIRST微透镜调查）中提取精确的统计信息是必要的。

微透镜发现的第二个多行星系统：OGLE-2012-BLG-0026 Lb，c，雪线之外的一对类木行星

The second multiple-planet system discovered by microlensing: OGLE-2012-BLG-0026Lb, c, a pair of jovian planets beyond the snow line

我们报告了通过观测高倍微透镜事件OGLE-2012-BLG-0026发现的一个行星系。透镜光变曲线表现出复杂的中心扰动与多个功能。我们发现，扰动是由两个行星位于附近的爱因斯坦环的行星宿主恒星。我们确定了4个可能的解决方案，从众所周知的关闭/宽简并。通过测量透镜视差和爱因斯坦半径，我们估计了行星系的物理参数。根据最佳拟合模型，这两颗行星的质量分别为~0.11 M_Jupiter和0.68 M_Jupiter，它们围绕一颗质量为~0.82 M_Sun的G型主序星运行。在所有四个解决方案中，单个行星的预测分离都超出了雪线，在最佳拟合解决方案中为~3.8 AU和4.6 AU。反投影的分离都是单独较大的，并且顺序可能颠倒。这是第二个通过微透镜发现的两颗行星都在雪线之外的多行星系统。这是唯一一个这样的系统（除了太阳系），测量行星质量没有sin（i）简并。该行星系位于距离地球4.1千秒差距的银河系中心。很有可能，来自其他恒星而不是透镜恒星的额外光线来自透镜本身。如果这是正确的，就有可能从后续观测中获得有关行星宿主恒星的详细信息。

利用引力微透镜探测太阳系外行星

Detection of Extrasolar Planets by Gravitational Microlensing

引力微透镜提供了一个独特的窗口的属性和流行的太阳系外行星系，因为它能够找到低质量的行星在几个AU的分离。来自微透镜的早期证据表明，迄今为止发现的最常见的系外行星类型是所谓的“超级地球”行星，其质量约为10个地球质量，与其宿主恒星的距离为几个天文单位。探测到两颗这样的行星表明，大约有三分之一的恒星在1.5-4天文单位的距离范围内有这样的行星，这比在这些距离范围内的气体巨行星的普遍性大一个数量级。我们回顾了微透镜方法的基本物理学，并说明了为什么这种方法可以用地面观测在2-3 AU的距离上探测地球质量的行星。我们探索的条件，允许检测的行星宿主恒星，并允许测量行星轨道参数。最后，我们表明，一个低成本的，基于空间的微透镜调查可以提供一个全面的统计普查的太阳系外行星系的灵敏度下降到0.1地球质量的分离范围从0.5 AU到无穷大。