Detection of Exoplanet as a Binary Source of Microlensing Events in WFIRST Survey
我们通过WFIRST观测研究了在微透镜事件中探测绕源星运行的系外行星的可能性。我们通过微透镜对系外行星的探测率进行了Monto Carlo模拟，假设每个源星至少有一颗系外行星。系外行星可以反射来自母星的部分光线，也可以发出内部热辐射。在这个新的探测通道中，我们使用微透镜作为放大器来放大来自行星的反射光。在文献中，这种探测系外行星的模式比通常的模式少得多，在通常的模式中，系外行星被认为是双星透镜事件中的一个伴星。假设每个季节观测$72$天，以$15$分钟为节奏，我们发现用这种方法探测岩石行星的概率几乎为零。然而，对于类木行星的探测，存在非零概率。我们用WFIRST观测值估计了系外行星的探测率，在单透镜事件中为$0.012\%$，在双透镜事件中为$0.9\%$。
2019-09-25 astro-ph.EP
The WFIRST Exoplanet Microlensing Survey
宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）是2010年新世界、新视野十年巡天中排名最高的大型太空任务，它是由3个不同任务概念的科学计划合并而成，包括微透镜行星探测器（MPF）概念（Bennett \etal \ 2010）。WFIRST科学计划（Spergel \etal \ 2015）包括一个一般观测计划、一个波前控制技术计划和两个有针对性的科学计划：一个研究暗能量的计划，以及一个带有微透镜调查的系外行星统计普查，该调查在当前的设计参考任务中使用了WFIRST近四分之一的观测时间。新世界，新视野（十年调查）中期评估总结了WFIRST系外行星微透镜调查的科学案例：“WFIRST对超过1 AU行星的微透镜普查将完美地补充开普勒对紧凑系统的普查，WFIRST也将能够探测到与其母星\rlap无关的自由浮动行星。"
2018-03-26 astro-ph.EP
Predictions of the WFIRST Microlensing Survey I: Bound Planet Detection Rates
WFIRST是NASA继詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）之后的下一个天体物理学旗舰任务。WFIRST任务被选为2010年天文学和天体物理学十年巡天的最高优先级大型空间任务，以实现三个主要目标：通过宽视场成像巡天研究暗能量，通过微透镜巡天研究系外行星，以及实现客座观测计划。在这里，我们评估了几个WFIRST设计的能力，以实现微透镜调查的目标，发现一个大样本的冷，低质量的系外行星，其半长轴超过大约一个AU，这在很大程度上是不可能用任何其他技术检测。我们提出了一套模拟的结果，涵盖了整个范围的建议WFIRST架构，从最初的设计设想的十年调查，目前的设计，它利用了2.4米望远镜捐赠给美国宇航局。通过研究如此广泛的架构，我们能够确定设计交易对探测到的系外行星预期产量的影响。在估计产量时，我们特别注意确保我们假设的银河系模型预测的微透镜事件率与观测结果相匹配，考虑银河系模型中的不准确性可能对产量产生的影响，并确保光变曲线计算中的数值误差不会使最小质量系外行星的产量产生偏差。对于标称基线WFIRST设计和基准行星质量函数，我们预测应该检测到质量大于${\sim}0.1~M_{\oplus}$的${\sim}1400$系外行星总数，包括质量为${\lesssim}3~M_{\oplus}$的${\sim}200$。WFIRST应该对质量低至${\sim}0.02~M_{\oplus}$的行星敏感，…
2018-08-07 astro-ph.EP
Measuring the Galactic Distribution of Transiting Planets with WFIRST
WFIRST微透镜任务将测量数百万颗恒星的精确光变曲线和相对视差，使其有可能沿着视线描述短周期凌日行星并进入银河系凸起。这些光变曲线将使超过100，000个凌日行星的探测成为可能，这些行星的主恒星已经测量了距离。虽然这些行星中的大多数无法被追踪，但WFIRST数据中的数千颗热彗星可以通过检测它们的次日食直接确认。此外，在WFIRST微透镜巡天期间，通过探测凌日时间的变化，可以确认一些小行星系统。最后，通过排除潜在的误报，更多的行星可能会得到验证。WFIRST凌日和微透镜的结合将提供一个完整的行星系结构的图片，从最短的周期到未绑定的行星，作为银河系距离的函数。
2017-01-08 astro-ph.EP
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。
2019-03-19 astro-ph.EP
"Auxiliary" Science with the WFIRST Microlensing Survey
宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）将在宽（$\sim 1-2~μ$ m）W 149滤光片中以15分钟的节奏监测朝向银河系凸起的$\sim 2$ deg $^2$，曝光时间为$\sim$ 50 s，为期6个季节，每个季节72天，总共在$\sim$ 432天内拍摄$\sim$ 41，000次曝光，分布在5年的主要任务中。这将是有史以来最深的天空曝光之一，达到每次曝光0.01等的光子噪声测光精度，并在调查过程中收集了W149 $_{\rm AB}\sim 21$恒星的$\sim 10^9$光子总数。顺序$4 \times 10^7$星将被监测，W149 $_{\rm AB}$ <21，10颗$^8$星W145 $_{\rm AB}$ <23。WFIRST微透镜巡天将探测到54，000个微透镜事件，其中大约1%（$\sim$ 500）是由于孤立的黑洞，3%（$\sim$ 1600）是由于孤立的中子星。它将对质量低至冥王星质量的孤立致密天体（有效）敏感，从而能够测量10个数量级以上的致密天体质量函数。假设光子噪声的精度有限，它将探测$\sim 10^5$凌日行星，其大小与$\sim 2~R_\oplus$一样小，对$\sim 10^6$巨星进行星震学研究，测量区内$\sim 6 \times 10^6$盘和凸起恒星的$\sim 0.3\%$自行和$\sim 10\%$弛豫，并直接探测直径小…
2019-03-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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。
2019-02-21 astro-ph.EP
Modeling microlensing events with MulensModel
我们介绍了MulensModel，引力微透镜模拟软件包。该软件包提供了一个框架，用于计算微透镜模型放大率曲线和拟合优度统计的微透镜事件与单透镜和二元透镜，以及各种高阶效应：扩展源与边缘变暗，每年微透镜视差，卫星微透镜视差，和二元透镜轨道运动。该软件还可用于分析美国航天局旗舰WFIRST卫星计划进行的微透镜观测。MulensModel可在https://github.com/rpoleski/MulensModel/上获得。
2019-01-07 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Masses and Distances of Planetary Microlens Systems with High Angular Resolution Imaging
微透镜技术是目前唯一能够探测宽轨道、低质量、类似太阳系外行星的方法。对这些行星的质量测量将产生大量关于行星形成、系外行星人口统计、自由浮动行星、行星朝向星系的频率的科学。对过去微透镜目标的高分辨率跟踪观测提供了微透镜行星和宿主的质量测量，不确定度<20%。这将是WFIRST质量测量的主要方法。我们主张，在未来十年内，AO，HST和JWST（未来）的高分辨率观测仍然是必要的，以开发方法，确定字段和过滤器选择，了解系统学，并开发一个强大的管道，以发布来自WFIRST微透镜调查的高质量数据产品，以便天文学界能够迅速参与科学。我们还支持美国ELT与先进的激光AO系统在提高WFIRST微透镜调查的科学回报的背景下，未来的高分辨率观测。我们赞同国家科学院发布的2018年系外行星科学战略报告。本白皮书扩展并补充了其中提供的材料。特别是，这份白皮书支持美国国家科学院系外行星科学战略报告的建议：NASA应该发射WFIRST，对遥远的行星进行微透镜调查，并展示对系外行星目标的日冕光谱技术。该白皮书还支持该报告的结论，其中指出：“一些活动，包括使用地面和空间设施的前兆和同步观测，将优化WFIRST微透镜调查的科学产量。"
2019-03-19 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
WFIRST Ultra-Precise Astrometry I: Kuiper Belt Objects
我表明，WFIRST微透镜巡天将使探测和精确定轨柯伊伯带天体（KBO）下降到H_=28.2约17平方度的有效面积。对于大约5000 KBO，典型的部分周期误差约为1.5% x 10^（0.4（H-28.2）），其他参数的误差类似。可以探测到KBO的双星伴星，甚至可以探测到更微弱的极限，H_vega=29，对应于$R\sim 30.5$和有效直径D~7 km。对于KBOs H~（23），可以发现分离度低至10质量的二进制同伴。这将提供一个前所未有的探测轨道共振和KBO质量测量。一千多个KBO掩星可以结合起来，以确定作为KBO星等的函数的平均大小下降到H~25。目前的地面微透镜测量可以利用现有的和即将获得的数据，在寻找和表征KBO方面迈出重要的一步。
2014-08-02 astro-ph.EP
Probability of simultaneous parallax detection for free-floating planet microlensing events near Galactic Centre
通过对Euclid、WFIRST和LSST同时视差观测的模拟，确定了自由浮动行星（FFP）微透镜事件的事件率和质量估计效率。从贝桑松银河系模型到$(l, b)=(1^{\circ},-1.^{\circ}75)$的恒星星族被应用到我们的3D微透镜模型中，并对以下每种FFP透镜质量模拟了30，000个视差观测：彗星质量，海王星质量和地球质量，假设每颗恒星有一个FFP。模拟了星际尘埃、未分辨的恒星背景、邻近恒星的混合。考虑有限源效应的信噪比限制决定了事件的可探测性。欧几里德-WFIRST组合产生30.7千万亿质量FFPs在两个30天期间，每年的视差观测。对于地球质量的行星，视差事件率降低到3.9 FFP。从视差光曲线的质量估计允许FFP质量的恢复到20-26%的情况下的2倍内。欧几里德-LSST的组合产生了34.5个彗星质量的FFP，在同一时期下降到0.5个地球质量的FFP，在20-40%的情况下，质量恢复到2倍以内。事件率将通过未知FFP丰度进行归一化，以恢复预期检测的数量。
2020-03-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Parallax Effect in Microlensing Events due to Free-Floating Planets
本文研究了自由漂浮行星微透镜事件中不可见视差效应的破坏性影响，通过模拟约9650起仅由Roman望远镜观测的事件，发现缺失视差会显著改变部分光变曲线及参数，强调了多观测者同时密集观测的重要性。
2024-03-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
WFIRST Planet Masses from Microlens Parallax
我提出了一种方法，使用只有几个放大的微透镜事件的地面观测，以例行测量的WFIRST事件，如果WFIRST是在一个L2轨道上的视差。对于Amax > 30的所有事件，这可以通过对选定的WFIRST事件进行机会目标观测来实现，或者通过对WFIRST场进行补充的地面调查来实现，这可以超过这个放大率限制。当与爱因斯坦环的角尺寸的测量相结合时，这些视差测量几乎总是在行星事件中测量，这些视差测量将常规地给出透镜质量的测量，从而给出行星的绝对质量。如果爱因斯坦环的大小被测量，它们也可以导致对暗的、孤立的物体的质量测量，如褐矮星、自由漂浮的行星和恒星残骸。
2013-10-10 astro-ph.EP
Lens Masses and Distances from Microlens Parallax and Flux
我提出了一种新的方法来测量微透镜事件的透镜质量。通过将测量的透镜通量与微透镜视差矢量pi_E组合，可以在不知道爱因斯坦环的角尺寸theta_E的情况下导出透镜系统的质量。这使得质量和距离测量单，发光透镜，以及二元和行星透镜没有焦散交叉。我讨论的背景下，斯皮策，开普勒和WFIRST微透镜任务的这种方法的应用。
2015-09-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Microlensing path parametrization for Earth-like Exoplanet detection around solar mass stars
本文提出了一种新的参数化方法来描述由类地系外行星围绕一颗质量为太阳质量的恒星构成的微透镜系统的碰撞参量u0和碰撞角α。我们提出了这样的系统的焦散拓扑结构，以及使用这样一个新的参数化产生的相关的光变曲线。在相同的点密度和精度的常规方法的基础上，我们得到的结果快5倍，发现类地系外行星。在这场光度天文学的大数据革命中，我们的方法将影响未来的任务，如WFIRST（NASA）和Euclid（ESA），以及它们的数据管道，为这类特定的微透镜事件提供快速而深入的系外行星探测，否则可能会丢失。
2018-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
WFIRST Exoplanet Mass Measurement Method Finds a Planetary Mass of $39\pm 8 M_\oplus$ for OGLE-2012-BLG-0950Lb
我们提出了分析的同时高分辨率图像从{ \it哈勃太空望远镜}和凯克自适应光学系统的行星事件OGLE-2012-BLG-0950，确定该系统由一个$0.58 \pm 0.04 \rm{M}_\odot$主恒星由一个$39\pm 8 \rm{M}_\oplus$行星轨道在投影分离的$2.54 \pm 0.23\,$ AU。该行星系位于距离地球$2.19\pm 0.23$千秒差距的位置。这是第二颗位于雪线之外的微透镜行星，其质量测量结果在$20$ - $80 \rm{M}_\oplus$的质量范围内。核心吸积模型的失控气体吸积过程预测在这个质量范围内的行星很少，因为巨行星被认为在这个质量范围内快速生长，并且很少在这个质量范围内完成生长。因此，这一结果表明，核心吸积理论可能需要修订。这一分析还展示了WFIRST系外行星微透镜巡天将用于测量行星及其宿主恒星质量的技术：一维微透镜视差结合未分辨的源恒星和宿主恒星的分离和亮度测量，以产生对行星系质量和距离的多个冗余约束。
2018-09-07 astro-ph.EP
OGLE-2015-BLG-1670Lb: A Cold Neptune beyond the Snow Line in the Provisional WFIRST Microlensing Survey Field
我们对微透镜事件OGLE-2015-BLG-1670进行了分析，该事件是在非常接近银河平面的高消光场中检测到的。由于视线上的尘埃消光，这一事件太微弱，在达到放大率的峰值之前无法被探测到。微透镜光变曲线模型显示了一个高放大率的事件，最大值为$A_\mathrm{max}\gtrsim200$，对行星偏差非常敏感。MOA、KMTNet和OGLE的微透镜观测密集地观察到光变曲线的异常。从光变曲线模型，我们发现一个行星异常的特点是行星与主机的质量比，$q=\left(1.00^{+0.18}_{-0.16}\right)\times 10^{-4}$，在最近确定的微透镜行星的质量比函数的峰值。因此，这一事件值得纳入未来关于行星人口统计的研究。我们已经探索了可能的简并，并发现两个竞争的行星模型产生的$s\leftrightarrow1/s$简并。然而，由于预计的分离非常接近$s=1$，这两种解决方案对行星的物理意义非常相似，除了$s$的值。通过结合光变曲线参数和银河系模型，我们估计了行星质量$M_2=17.9^{+9.6}_{-8.8}\,\mathrm{M}_\oplus$和透镜距离$D_\mathrm{L}=6.7^{+1.0}_{-1.3}\,\mathrm{kpc}$，对应于接近银河系凸起的海王星质量行星。这种事件与低绝对纬度（$|b|\approx 1.1\,\mathrm{deg…
2019-06-24 astro-ph.EP
A Planetary Microlensing Event with an Unusually Red Source Star: MOA-2011-BLG-291
我们提出了行星微透镜事件MOA-2011-BLG-291的分析，它的质量比为$q=(3.8\pm0.7)\times10^{-4}$，源星比凸起主序星更红（或更亮）。这一事件位于目前计划用于NASA WFIRST系外行星微透镜调查的调查区域中的低银河纬度。微透镜源星的这种不寻常的颜色意味着我们不能假设源星在银河系的核球中。最受欢迎的解释是，源星是银河系盘中距离$D_S=4.9\pm1.3\,$ kpc的低主序星。然而，这个来源也可能是一颗位于核球远端的关闭恒星，或者是一颗位于银河系盘面远端的次巨星，如果它比核球红团恒星经历了更多的变红。然而，这些可能性对我们对主恒星和行星的质量估计只有很小的影响。我们发现主机恒星和行星质量的$M_{\rm host} =0.15^{+0.27}_{-0.10}M_\odot$和$m_p=18^{+34}_{-12}M_\oplus$从贝叶斯分析与标准的银河系模型的假设下，行星托管概率不依赖于主机质量或距离。然而，如果我们试图通过高角分辨率的后续成像测量主星亮度来测量主星和行星的质量，那么隐含的质量将对主星距离敏感。WFIRST系外行星微透镜巡天预计将使用这种方法来确定它发现的许多行星系的质量，因此这个问题对WFIRST系外行星微透镜巡天具有重要的设计意义。
2018-06-15 astro-ph.EP
Microlensing by Kuiper, Oort, and Free-Floating Planets
微透镜通常被认为只能探测几个爱因斯坦半径范围内的行星系。由超过10个爱因斯坦半径的束缚行星产生的微透镜事件通常不会产生任何其宿主的痕迹，因此将被归类为自由浮动行星（FFP）。我表明，它已经是可能的，使用自适应光学（AO），以限制存在的潜在主机FFP候选人在分离可比的奥尔特云。使用下一代望远镜，可以探测柯伊伯带分离的行星。下一代望远镜还将允许对所有FFP候选者进行例行审查，只需在事件发生后4-8年获得第二个纪元。目前，寻找这样的主机被限制在“混淆限制”的θ_confus ~ 250 mas，但未来的WFIRST观测将允许一个探测超出这个混淆限制。
2016-03-11 astro-ph.EP
Measuring the microlensing parallax from various space observatories
一些观测方法允许测量微透镜事件的透镜星的质量和距离。第一个估计可以通过测量微透镜视差效应来获得，微透镜视差效应是由地球的运动（年度视差）或从两个（或更多个）观测站（空间或地面视差）同时观测透镜事件而产生的。进一步发展最初由Gould（2013）和Mogavero & Beaulieu（2016）概述的想法，我们回顾了使用基于月球表面的望远镜和其他天基观测平台（包括即将到来的WFIRST太空望远镜）系统测量微透镜视差的可能性。我们首先概括的Fisher矩阵制定和目前的结果表明，每个观察方案的优势。最后，我们概述了Fisher矩阵分析的局限性时，提交给一个实际的数据建模过程。通过考虑基于月球的视差观测，我们发现，参数相关性引入探测月球视差效应的探测效率的显着损失。
2018-03-02 astro-ph.EP
pyLIMA : an open source package for microlensing modeling. I. presentation of the software and analysis on single lens models
微透镜是一种独特的工具，能够探测到距离主星1-10天文单位的“冷”行星，甚至是未束缚的“自由浮动”行星。由于其他行星发现方法的局限性，迄今为止，这一区域的采样率很低，但由于WFIRST-AFTA和Euclid的扩展任务计划的微透镜调查，预计在不久的将来发现的分水岭。在这些任务中固有的许多挑战中，微透镜事件的建模将是最重要的，但通常是耗时的，复杂的，并被视为参与该领域的一个令人生畏的障碍。未来大规模的调查数据产品将需要全面而有效的建模软件，但与系外行星研究的其他领域不同，微透镜目前缺乏公开的、有充分记录的软件包来进行这种类型的分析。我们介绍了PyLIMA的第一个1.0版本：Python Lightcurve Identification and Microlensing Analysis。该软件是用Python编写的，并尽可能多地使用现有的软件包，以使其广泛可用。在本文中，我们描述了软件的整体架构和单镜头事件建模的核心模块。为了验证该软件的性能，我们使用它来模拟文献中发表的事件的真实数据集和使用pyLIMA模拟模块生成的测试数据。结果表明，pyLIMA是一个有效的工具，微透镜建模。我们将在下面的论文中扩展pyLIMA以考虑更复杂的现象。
2017-09-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
Detecting the inner regions of discs around sources of microlensing with Roman Space Telescope
星周盘的内部区域产生额外的近红外辐射（NIR隆起）。探测和研究这些来自附近恒星的近红外线突起主要是通过红外线干涉测量法完成的。在这项工作中，我们研究了通过Nancy Grace Roman太空望远镜（Nancy Grace Roman Space Telescope）巡天观测到的微透镜来探测银河系核球星的近红外隆起的可行性。我们首先在近红外模拟了源星的微透镜光变曲线。从模拟中可以得出四个主要结论。(i)当透镜穿过光盘内径时，出现两个额外的宽峰，微透镜光变曲线的主峰变平。(ii)在透镜碰撞参量大于圆盘内半径的微透镜事件中，圆盘可以破坏光变曲线关于最接近时间的对称性。(iii)在焦散交叉二元微透镜中，圆盘在进入焦散曲线之前和离开焦散曲线之后立即产生宽峰。(iv)圆盘引起的扰动在W149滤光器中比在Z 087滤光器中大，除非透镜穿过圆盘凝聚半径。通过进行蒙特卡罗模拟，检测光盘扰动的概率由\wfirst ~估计为3%和20%，分别在单一和二进制微透镜。我们预计，如果5%的源星有光盘，那么在微透镜调查期间，它将检测到大约109个光盘引起的扰动。
2020-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Feasibility of Characterizing Free-floating Planets with Current and Future Space-based Microlensing Surveys
同时进行的空间和地面微透镜巡天，如K2的Campaign 9（K2 C9）和$WFIRST$，有助于测量自由浮动行星（FFP）候选者的质量和距离。FFP被确定为短时间尺度的单镜头事件，大约为1天。测量透镜物体的质量需要确定源星$ρ$的有限大小，以及微透镜视差$π_{\rm E}$。一颗与主星紧密相连但距离很远的行星可以产生类似于FFP的光变曲线。这种张力可以通过对微透镜目标进行高分辨率成像来解决，以从可能的宿主恒星中搜索透镜通量$F_l$。在这里，我们调查这些组件- $π_{\rm E}$，$ρ$，和$F_l$ -考虑不同的卫星的FFP质量，银河系的距离，和源星属性的范围内的每个访问参数空间。我们发现，在K2 C9的开始，当它与地球的投影距离（从它的巡天中心看）为$\lesssim$ 0.2 AU时，它将能够测量$π_{\rm E}$，用于距离大于$\sim$ 2 kpc的彗星质量FFP候选者，以及用于距离$\sim$ 8 kpc的地球质量透镜。在其活动结束时，当$D_\perp = 0.81$ AU，它是敏感的行星质量透镜的距离$\gtrsim$ 3.5千秒差距，甚至只有那些与质量$\gtrsim$ M $_{\rm Jup}$。从透镜通量的限制，我们发现，这将是可能的，以排除所有的恒星质量的宿主星（下至氘燃烧极限）的事件在$\sim$ 2千秒差距。这些共同表明，表征K2 C9期…
2016-03-16 astro-ph.EP
Reconciling the predictions of microlensing analysis with radial velocity measurements for OGLE-2011-BLG-0417
微透镜能够揭示距离地球几千秒差距的多个身体系统。因为微透镜不需要测量透镜发出的光，所以它对从自由漂浮的行星到恒星黑洞的一系列物体都很敏感。但是，如果透镜发出足够的光，微透镜模型的预测可以用高分辨率成像和/或径向速度方法进行测试。微透镜事件OGLE-2011-BLG-0417被认为是一颗周期为$P\sim 1.4$ yr的近距离（$\le$ 1 kpc）低质量（$\sim 0.8 M_\odot$）双星。使用VLT进行的光谱跟踪观测没有测量到径向速度的任何变化，这与已发表的微透镜模型强烈矛盾。在目前的工作中，我们重塑这一事件，并找到一个更简单的模型与所有可用的测量，包括最近的GAIA DR 2视差约束。我们还提出了一种新的方法来区分退化模型使用GAIA DR 2自行。这项工作强调了彻底的微透镜建模的重要性，特别是在{ \it WFIRST}和{ \it Euclid}微透镜空间任务的范围内。
2018-07-26 astro-ph.EP
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。
2016-05-27 astro-ph.EP
MaB$μ$lS-2: high-precision microlensing modelling for the large-scale survey era
银河系微透镜数据集现在包括超过$10^4$事件，随着下一代微透镜调查的到来，可能会与鲁宾天文台（以前的LSST）和罗马空间望远镜（以前的WFIRST）等设施进行，这个数字将显着增加。具有可测量的高阶信息（如有限源效应和透镜-源相对自行）的事件分数也将如此。分析这些数据需要一个更复杂的银河系微透镜建模方法。我们提出了一个新的第二代曼彻斯特贝桑松微透镜模拟器（MaB $μ$ IS-2），它使用的贝桑松人口合成银河系模型的一个版本，提供了很好的协议与恒星运动学观察HST对隆起。MaB $μ$ 1S-2提供了微透镜光学深度、速率和平均时间尺度的高保真信噪比限制图，其朝向400 sq.度区域的银河系隆起在几个光学近红外通带。地图充分考虑了未解决的恒星背景以及边缘变暗的源配置文件。将MaB $μ$ 1S-2与效率校正的OGLE-IV 8，000事件样本进行比较，显示出与MaB $μ$ 1S的先前版本相比，一致性大大提高，并且成功地匹配OGLE-IV事件率图中的甚至小规模的结构特征。然而，仍有证据表明，每个来源的事件发生率存在小幅预测不足，而时间尺度则存在过度预测。MaB $μ$ IS-2可在线使用（），为用户提供的勘测震级、事件时标和相对自行的切割提供实时地图。<www.mabuls.net>
2020-08-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The Demographics of Rocky Free-Floating Planets and their Detectability by WFIRST
行星被认为是由一颗新形成的恒星周围残留的气体和固体盘吸积而形成的。在这个过程中，盘中的物质要么作为行星或较小天体的一部分与恒星保持联系，要么构成行星际介质的一部分;落入恒星;或者从系统中喷出。在这里，我们使用动力学模型来探测在后期行星形成期间喷出物质的丰度和性质，并估计它们对自由浮动行星人口的贡献。我们提出了300 N体模拟的类地行星形成太阳型恒星周围，有和没有巨行星存在，使用模型，占碰撞碎片。在木星和土星类似物的模拟中，大约三分之一的初始（约5 Mearth）盘质量被抛出，大约一半的行星质量比水星大，但小于0.3 Mearth，其余的是较小的天体。大多数的抛射发生在2500万年内，这比地球质量的行星成长所需的时间尺度（3000万至1亿年）要短。当巨行星从我们的模拟中被忽略时，在2亿年内几乎没有物质被喷射出来，只有大约1%的初始盘被喷射出2 Gyr。我们表明，大约2.5地球质量的行星在银河系中每颗恒星喷出。我们预测，宽视场红太空望远镜（WFIRST）对自由漂浮行星的星载微透镜搜索将发现多达15颗火星质量的行星，但很少有自由漂浮的地球质量的行星。
2017-05-10 astro-ph.EP
Speeding up low-mass planetary microlensing simulations and modelling: the Caustic Region Of INfluence
行星微透镜的广泛模拟在进行调查之前和之后都是必要的：在设计和优化调查之前，在了解其检测效率之后。这种计算的主要瓶颈是光变曲线的计算。然而，对于低质量的行星，这些计算大多是浪费的，因为大多数光变曲线不包含可检测的行星特征。在本文中，我开发了一个参数化的二元微透镜，有利于避免光变曲线计算。我凭经验找到的分析表达式描述的参数空间，包含了绝大多数的低质量行星检测的限制。通过一个大规模的模拟，我测量（中）参数化的完整性和速度，它是可能实现的。对于大范围轨道中的地球质量行星，可以通过${\sim} 30$ - $125$的因子（取决于调查的年度占空比）加速模拟，代价是丢失${\sim} 1$百分比的检测（这实际上比微透镜模拟中通常应用的任意参数限制的损失更小）。对于$100M_{\oplus}$以下的行星，参数化的好处可能超过成本。对于处于AFTA-WFIRST灵敏度极限的行星，模拟速度可以提高${\sim} 1000$或更高。
2014-11-25 astro-ph.EP
An ice giant exoplanet interpretation of the anomaly in microlensing event OGLE-2011-BLG-0173
我们分析了微透镜事件OGLE-2011-BLG-0173，它显示了由主透镜引起的微透镜事件结束时的小扰动。我们认为二元透镜和二元源模型，我们探讨他们的退化，其中一些以前没有被承认。有两类二元透镜解，一类质量比为$q\approx4\times10^{-4}$，间距为s~4.6，另一类质量比为q~0.015，间距为s~0.22，即在行星区都有伴星。我们用贝叶斯分析方法寻找解，发现s~4.6族是优解，天王星质量约为4 M，轨道约为10 AU。简并是由于缺乏关于异常的信息而产生的，这表明高节奏的观测对于描述宽轨道微透镜行星是必不可少的。因此，我们预测，计划中的WFIRST微透镜调查将不太容易发生这些退化比正在进行的地面调查。我们讨论了已知的低质量，宽轨道的同伴，我们注意到，对于最大的投影分离的质量比是高（与棕矮星同伴一致）或低（与天王星类似物一致），但中间的质量比（木星类似物在宽轨道上）尚未被检测到，尽管事实上，这样的行星的灵敏度应该高于天王星类似物。因此，这是一个巨大的冰巨大的沙漠在广泛的分离存在的初步证据。另一方面，由于其固有的低检测灵敏度，天王星类似物可能无处不在。
2018-08-14 astro-ph.EP
Microlensing due to free-floating moon-planet systems
引力微透镜是探测和表征自由漂浮行星质量天体（FFP）的一种有效方法。FFP可能有外卫星旋转它们。在这项工作中，我们研究了实现这些系统的概率（即，自由浮动的月球行星）通过微透镜观测。这些系统使大多数密切焦散配置具有相当大的有限源效应。我们研究由于自由浮动的月球-行星系统的有限源微透镜光变曲线。我们的结论是，交叉行星焦散线会导致光变曲线的翼部出现一个广泛的额外峰值，只有当源星没有穿过中央焦散线时，光变曲线的宽度才会改变。如果源轨道垂直于月-行星轴，则月致扰动相对于放大率峰值具有对称形状，并且其光变曲线类似于具有较高有限源效应的单透镜光变曲线。我们评估了\wfirst ~效率实现月球引起的扰动，这是$\left[0.002-0.094\right]\%$通过假设一个对数均匀分布的月球-行星质量比的范围内$\in\left[-9,~-2\right]$。最高的检测效率（即，$\simeq 0.094\%$）发生在土星质量的行星，当月球与行星的距离是$\sim 43 R_{\rm p}$时，其中$R_{\rm p}$是土星半径。行星质量的增加延长了事件的时间尺度，并降低了有限源效应，但它减少了以爱因斯坦半径$s(R_{\rm E})$归一化的投影月球-行星距离，这反过来又减少了行星焦散的大小，并使它们远离主行星的位置。
2023-02-10 astro-ph.EP astro-ph.GA
The microlensing rate and distribution of free-floating planets towards the Galactic bulge
基于地面的光学微透镜调查提供了诱人的，如果不是决定性的，证据表明有大量的自由浮动行星（FFP）。正在使用和开发的地面和空间设施将能够以更高的灵敏度探测FFP的分布。还必须开发一个高精度的微透镜模拟框架，以评估这种调查的完整性。我们提出的第一个信号噪声限制的计算FFP微透镜率使用贝桑松银河系模型。对银河系中心的微透镜分布模拟广域地基光学调查，如OGLE或MOA，广域地基近红外调查，和有针对性的天基近红外调查，可以进行欧几里德或WFIRST。我们提出了一个计算框架的光学和近红外微透镜率和光学深度的模拟恒星目录是信噪比有限的，并考虑到消光，未解决的恒星背景光和有限的源尺寸的影响，这可能是显着的FFP。我们发现，在100%探测效率的极限下，在覆盖银河系中心的中心200 deg^2区域内，全球地基I波段产额的范围从20个地球质量FFP年^-1到木星FFP的3，500年^-1，而K波段观测的产额几乎要大一个数量级。对于地基调查，我们发现，有限的源和未解决的背景的列入揭示了质量依赖的变化在空间分布的FFPs。对于一个覆盖2度^[2]的天基H波段，其产量取决于目标场，但在接近银河系中心的地方最大，大约有76个地球到1，700个木星FFP年^-1。对于近红外天基调查的空间分布的FFP被发现在很大程度上是不敏感的FFP质量尺度。
2016-08-16 astro-ph.EP
MOA-2007-BLG-400 A Super-Jupiter Mass Planet Orbiting a Galactic BulgeK-dwarf Revealed by Keck Adaptive Optics Imaging
我们提出了Keck/NIRC 2自适应光学成像的行星微透镜事件MOA-2007-BLG-400，解决了透镜星系统的来源。我们发现MOA-2007-BLG-400 L行星系统由一颗$1.71\pm 0.27 M_{\rm Jup}$行星组成，该行星围绕一颗$0.69\pm 0.04M_{\odot}$ K矮星运行，距离太阳$6.89\pm 0.77\,$ kpc。因此，这个行星系统可能位于银河系的凸起。由于近宽光变简并，行星-主星的投影分离仅受到弱约束; 2 $σ$投影分离范围为0.6- $7.2\,$ AU。这个宿主质量是在标准贝叶斯分析预测的质量范围的顶端，该分析假设所有恒星都有相同的机会拥有观测到的质量比的恒星。这一结果和MOA-2013-BLG-220事件的类似结果表明，质量更大的恒星可能更有可能拥有质量比在$0.002 < q < 0.004$范围内的行星，这些行星的轨道在雪线之外。这些结果也表明了通过微透镜发现的系外行星的主恒星质量测量的重要性。来自美国宇航局南希格雷斯罗马太空望远镜（前身为WFIRST）任务的微透镜调查成像数据将对大量行星事件进行质量测量。该主透镜是微透镜质量测量分析中检测到的最高对比度透镜源（透镜比源暗10 $\times$）。我们提出了一种改进的方法来计算测光和天体测量不确定度的刀切法的基础上，产生更准确的误差，$\sim$ $2.5 \times$…
2020-09-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The Microlensing Event Rate and Optical Depth Toward the Galactic Bulge from MOA-II
We present measurements of the microlensing optical depth and event rate toward the Galactic Bulge based on two years of the MOA-II survey. This sample contains ~1000 microlensing events, with an Einstein Radius crossing time of t_E < 200 days between -5 <l< 10 degree and -7 <b< -1 degree. Our event rate and optical depth analysis uses 474 events with well defined microlensing parameters. In the central fields with |l| < 5 degree, we find an event rates of Γ= [2.39+/-1.1]e^{[0.60 \pm 0.05](3- |b| )}x 10^{-5}/star/yr and an optical depth of τ_{200} = [2.35+/-0.18]e^{[0.51+/-0.07](3- |b| )}x 10^…
2013-10-10 astro-ph.EP astro-ph.GA
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。
2018-03-22 astro-ph.EP
OGLE-2015-BLG-1459L: The Challenges of Exo-Moon Microlensing
我们表明，密集的OGLE和KMTNet $I$波段调查数据需要四个机构（源加透镜）来解释OGLE-2015-BLG-1459的微透镜光变曲线。然而，这些也可以由三个透镜和一个光源（3L 1 S）、两个透镜和两个光源（2L 2S）或一个透镜和三个光源（1 L3 S）组成。在3L 1 S和2L 2S的解释中，主星是一颗褐矮星，主星是一颗海王星类行星，而第三颗天体（在3L 1 S的情况下）是一颗火星类天体，可能是该行星的卫星。在1 L3 S解中，光变曲线的异常可以用一个紧密的（5个恒星半径）低光度双星源来解释，这个双星源与事件的主源有$\sim 0.17\,\au$的偏移。通过与MOA数据进行比较得出的颜色效应，这些简并被解决，有利于1 L3 S解决方案，MOA数据是在略微不同的（$R/I$）通带中获得的。为了使当前和未来（$WFIRST$）的调查，以定期表征外卫星和区分这种外来的系统需要一个观测策略，其中包括一个节奏快于9分钟$^{-1}$和类似的时间尺度上的第二个波段的观测。
2018-05-02 astro-ph.EP
Using Ground-Based Telescopes to Mature Key Technologies and Advance Science for Future NASA Exoplanet Direct Imaging Missions
地面望远镜在过去二十年中一直在系外行星直接成像科学和技术发展方面发挥主导作用，并将在今后十年及以后继续发挥不可或缺的作用。极端自适应光学（AO）系统将推进焦平面波前控制和日冕照相术，增强WFIRST-CGI的性能并降低风险，同时验证性能要求并激励改进大气模型，以明确描述HabEx/LUVOIR太阳系类似物。超大型望远镜的专用仪器可能会提供类太阳恒星周围岩石行星的第一张热红外图像，为HabEx/LUVOIR提供许多系外地球候选者和关键的辅助信息，这些信息可以帮助澄清行星是否适合居住。
2018-03-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Campaign 9 of the $K2$ Mission: Observational Parameters, Scientific Drivers, and Community Involvement for a Simultaneous Space- and Ground-based Microlensing Survey
$K2$的第9次战役（$K2$ C9）将于2016年4月7日至7月1日对银河系隆起进行$\sim$ 3. 7度$^{2}$调查，该调查将利用$K2$和地球之间的空间分离，以便于测量$\gtrsim$ 127个微透镜事件的微透镜视差$π_{\rm E}$。这些将包括几个行星性质的事件以及许多短时间尺度的微透镜事件，这些事件可能表明自由浮动行星（FFP）。这些卫星视差测量将反过来允许直接测量透镜系统的质量和距离。在本白皮书中，我们概述了$K2$ C9空间和地面微透镜测量。具体来说，我们详细介绍了人口问题，可以解决这个计划，包括频率的FFP和银河系外行星的分布，观测参数的$K2$ C9，和阵列的资源专用于并发观测。最后，我们概述了更大的社区可以参与的途径，并普遍鼓励参与$K2$ C9，这是一个重要的探路任务和社区练习，期待$WFIRST$。
2016-03-07 astro-ph.EP
OGLE-2012-BLG-0950Lb: The First Planet Mass Measurement from Only Microlens Parallax and Lens Flux
我们报告发现了一颗微透镜行星OGLE-2012-BLG-0950 Lb，行星/宿主质量比为$q \sim 2 \times 10^{-4}$。在MOA和OGLE光变曲线中检测到的长期失真可以通过由于地球围绕太阳的轨道运动而引起的微透镜视差来解释。虽然没有探测到有限源效应，但我们通过高分辨率的Keck AO观测获得了透镜通量。结合微透镜视差和透镜通量揭示了透镜的性质：一颗质量为$M_{\rm p} = 35^{+17}_{-9} M_{\oplus}$的行星正围绕一颗质量为$M_{\rm host} = 0.56^{+0.12}_{-0.16} M_{\odot}$的M矮星运行，行星与主行星的投影距离为$r_{\perp} =2.7^{+0.6}_{-0.7}$ AU，距离我们$D_{\rm L} = 3.0^{+0.8}_{-1.1}$ kpc。这是第一次在没有有限源效应的情况下，仅从微透镜视差和透镜通量进行质量测量。在即将到来的空间观测时代，有$Spitzer$、$K2$、$Euclid$和$WFIRST$，我们预计会有许多这样的事件，我们将无法测量任何有限源效应。这项工作证明了在这样的事件质量测量的能力。
2016-10-20 astro-ph.EP
