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
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
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
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 Shifts in the OGLE-1 Microlensing Events
我们测量了OGLE-1数据库中微透镜事件的光质心的天体测量位移。在15个持续检测到的事件中，有7个发生了显著变化，我们能够以相当的信心程度进行测量。这些事件与大的变化也预计将无法解决的背景“混合”，因此，我们建议，我们已经确定了事件的OGLE-1目录中的强烈混合。虽然我们专注于OGLE-1数据库，并使用DoPHOT软件包，以执行我们的分析，我们认为，这种转变是一个通用的效果，并应在任何拥挤的领域观察。
1997-12-18 astro-ph
Astrometric Microlensing of Stars
由于天体测量精度的显著提高，在不久的将来将有可能观测到由于大质量致密天体（“天体测量微透镜”）介入而引起的被观测恒星的光质心偏移。即将进行的空间飞行任务，如SIM和GAIA，将根据所观测恒星的星等提供4至60微弧秒精度的测量，预计在更遥远的将来将达到约1微弧秒的精度。有两种不同的方式，其中天体测量微透镜信号可以用来推断信息：一种可能性是执行天体测量的后续观测光度检测微透镜事件，另一种是执行调查的基础上天体测量观测。在0.7微弧秒的阈值下，盘星在给定时间对银河系隆起中的给定源向巴德窗引入大于阈值的质心偏移的概率达到100%，而在5微弧秒的阈值下，该概率为2%。然而，这种质心偏移在典型的光度微透镜事件的时间尺度期间变化不大。因此，天体测量的后续工作（例如SIM）预计不会受到盘星引起的统计天体测量微透镜的干扰，因此可以推断出有关导致光度事件的透镜性质的额外信息。对于即将到来的任务GAIA，我们预计约1000颗观测到的恒星将在其5年寿命内显示出可检测的天体测量微透镜信号。这些事件可以用来确定透镜的精确质量，并推导出银河系圆盘的质量和尺度参数（长度和高度）。
1999-12-07 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
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
Properties of Planet-induced Deviations in the Astrometric Microlensing Centroid Shift Trajectory
本文研究了微透镜源星质心运动轨迹（天体测量曲线）中行星引起的偏差的性质以及天体测量偏差与光度偏差之间的相关性。为此，我们构建了多余的质心位移的向量场映射。通过对星图的研究，我们发现天体测量偏差与光度偏差密切相关。天体测量偏差随着光度偏差的增加而增加，当光变曲线有正偏差时，$Δ\deltavec$指向行星，反之亦然。我们还提出了过多的质心位移地图的透镜系统与行星分离，行星/主要质量比，和源大小的各种值，以显示这些参数的变化的模式的过多的质心位移。
2001-08-09 astro-ph
Extended Source Effects in Astrometric Gravitational Microlensing
在引力微透镜事件的光度监测中已经发现了扩展源尺寸效应。我们研究了由质点透镜的扩展源的形心运动中的类似效应。我们表明，具有均匀表面亮度的源的质心运动可以得到解析。对于具有圆对称边缘暗化轮廓的源，质心运动可以表示为一维积分，可以数值计算。我们发现，当碰撞参量与源半径相当时，质心运动被有限的源尺寸显著地修改。特别是，当碰撞参量小于源半径时，轨迹变得像苜蓿叶。这种天体测量运动可以用空间干涉仪探测，如空间干涉测量任务。这样的测量提供了令人兴奋的可能性，确定恒星参数，如恒星半径，以优异的精度。
1998-04-04 astro-ph
Astrometric Microlensing of Quasars : Dependence on surface mass density and external shear
所有类星体中有一小部分是强透镜状的，并多次成像，通常有一个星系作为主透镜。一些，也许所有这些类星体也受到微透镜的影响，透镜星系中恒星质量物体的影响。恒星微透镜不仅具有光度效应（类星体图像的星等波动），它还影响图像的观测位置。这种天体测量效应首先由刘易斯和Ibata（1998）探索：类星体的位置--即许多微像的光中心--可以移动数十微弧秒，这是因为当焦散线交叉时，一对微像相对突然（消失）出现。我们探讨了这种影响定量的不同值的表面质量密度和外部剪切覆盖大多数已知的多个类星体系统。我们展示了微透镜引起的类星体运动的例子，以及不同大小的类星体的光变曲线。我们统计评估的角度位置和它们的相关性与视亮度波动的大位移的发生。我们还显示了从随机起点的位置偏移和时间之间的统计关系。由于天体测量偏移的幅度取决于源的大小，类星体的天体测量微透镜特征-结合光度变化-将提供非常好的约束类星体的大小作为波长的函数。我们预测，这样的签名将是可检测的现实微透镜的情况下，在不久的将来的技术在红外/光学（光干涉，VLTI，SIM，GAIA）。这样的探测将表明，甚至高红移类星体也没有一个“固定”的坐标系。
2003-11-22 astro-ph
Astrometric Microlensing with the GAIA satellite
GAIA是欧洲航天局选择作为基石6任务的“超级依巴谷”调查卫星。GAIA可以通过事件期间发生的光质心的小偏移来测量微透镜。全天源平均的天体测量微透镜光学厚度约为10^{-5}。大约25000个源将有一个显着的变化的质心偏移，连同一个最接近的方法，在任务的寿命。的协方差分析是用来研究传播的误差和估计的参数从现实的采样GAIA数据流的过境沿扫描方向在微透镜事件。用蒙特卡罗模拟研究了2500个事件，其质量恢复误差小于50%，这些高质量的事件主要由几十秒差距内的盘透镜和几百秒差距内的源星组成。我们表明，局部质量函数可以从高质量的样本恢复到良好的精度。GAIA是第一台能够测量非常微弱物体（如黑洞和非常冷的白矮星和褐矮星）局部质量的仪器。在所有的天体测量事件中，只有5%的事件会被GAIA记录下来，哪怕是一个测光数据点。需要一个专门的望远镜，对银河系中心和旋臂进行密集采样，因为这可以将参数估计的准确性提高约10倍。
2001-12-11 astro-ph
Signs of Planetary Microlensing Signals
太阳系外的行星可以通过微透镜在主星平滑的透镜光变曲线中产生的扰动来探测。除了传统的光度微透镜观测外，对源星像光中心运动的天体测量观测为太阳系外行星的探测和定性提供了新的途径。已知行星引起的天体测量信号倾向于正，而光度信号可以是正的或负的。在本文中，我们分析了行星信号微透镜化趋势的原因。
2003-07-21 astro-ph
Astrometric Microlensing Constraints on a Massive Body in the Outer Solar System with Gaia
在柯伊伯带以外的太阳轨道上的天体，其年视差比其视自行大许多个数量级。这个天体沿视差椭圆的视运动将由于天体测量微透镜（“诱导视差”）而使背景恒星的角位置发生偏转。通过对整个天空中背景恒星的天体测量位置进行天气学采样，可以推断出附近大质量天体存在的约束条件（和基本性质）。通过一个简单的模拟，我们估计了探测这样一个天体的信噪比-作为质量，日心距离和黄道纬度的函数-使用盖亚（2011年发射）的预期灵敏度和时间节奏。一个2000天文单位（AU）的木星质量（M_Jup）天体可以被盖亚在整个天空中探测到，如果它位于黄道面附近，则会受到更强的限制。对于质量（~3M_Jup）、距离（~ 20，000 AU）和扰动星（“X行星”）的位置的假设可能是可以检验的，它会产生长周期彗星。
2005-08-24 astro-ph
Gravitational Microlensing Near Caustics I: Folds
我们研究了褶皱灾变附近引力透镜的局部行为。使用折叠附近的透镜映射的通用形式，我们确定了透镜图像的可观察属性，重点关注单个图像未解析的情况，即，微透镜效应考虑到与褶皱无关的图像，我们推导出一个通用的褶皱焦散附近的光度和天体测量行为的解析表达式。我们展示了这种形式如何减少到更熟悉的线性焦散，镜头附近的源成两个图像，具有相等的放大率，相反的奇偶校验，并从临界曲线等距。在这种情况下，简单性和高度的对称性允许推导出半解析表达式的光度和天体测量偏差的存在下，有限的来源与任意的表面亮度剖面。我们用我们的结果来获得一些基本性质的天体测量微透镜附近的褶皱，特别是我们预测有限的源均匀和临边变暗的配置文件，详细的形状的天体测量曲线作为源交叉的褶皱。我们发现，临边昏暗的天体测量效果将难以检测与目前计划的空间干涉测量任务的准确性。我们验证了我们的结果，通过数值计算的光度覆盖良好的银河系双星透镜事件OGLE-1999-BUL-23的预期天体测量位移，发现与我们的解析表达式非常吻合。我们的结果可以应用到任何透镜系统的折叠焦散，包括银河系的二元透镜和类星体微透镜。
2002-04-04 astro-ph
Astrometric limits set by surface structure, binarity, microlensing
我们给出了各种已知的影响，可能会产生真正的波动恒星的位置可比或大于盖亚的测量噪声的意义进行评估，从而可能会限制最终达到的精度的测定的视差和自行。除了少数冷的超巨星外，恒星的粒化是没有问题的。这将是一个严重的问题，例如Mira星的恒星松弛。星点很难定量评估。它们也可能对超巨星和非常冷的巨星造成问题。双星是明亮恒星天体测量的一个主要问题。它将显著削弱速度色散较小的恒星聚集体的运动学。它也会产生一小部分严重错误的错误。引力微透镜将不会成为问题，尽管盖亚将探测到数千个高度显著的微透镜事件。类星体的引力宏透镜会给它们的自行（否则为“零”）增加一些噪音。
2004-11-09 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
Using Astrometry to Deblend Microlensing Events
我们讨论了通过观测透镜星的天体测量位移来研究微透镜事件的前景。由于微透镜搜索通常在非常拥挤的领域进行，因此预计恒星将受到混淆限制，而不是受到光子统计的限制。通过在拥挤的领域进行模拟的事件，我们发现，如果我们假设一个黑暗的透镜和透镜的恒星服从幂律光度函数，$n(L)\propto L^{-β}$，超过一半的模拟事件显示出可测量的天体测量的转变。我们的模拟包括20000颗恒星在一个$256\times 256$奈奎斯特采样CCD帧。对于$β=2$，我们发现58%的事件是显著混合的$(F_{\ast}/F_{tot}\leq 0.9)$，其中73%具有大的天体测量偏移$(\geq 0.5 pixels)$。同样，对于$β=3$，我们发现85%的事件是显著混合的，其中85%的事件有很大的变化。此外，移位与混合的程度弱相关，这表明不仅可以检测混合的存在，而且可以使用移位信息统计地去混合事件。
1997-08-19 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
Detectability of the Parallax-induced Deviations in the Astrometric Centroid Shift Trajectories of Gravitational Microlensing Events
如果通过使用高精度干涉仪从源图像质心偏移$\vdelta\vtheta_c$的天体测量获得的透镜自行确定透镜质量，则可以大大减小透镜质量的不确定性。然而，对于透镜参数简并的完全分辨率，需要通过测量质心偏移轨迹$\vDelta \vdelta \vtheta_c$中的视差引起的偏差来确定透镜视差。在本文中，我们调查的$\vdelta\vtheta_c$和$\vDelta\vdelt\vtheta_c$的可探测性，通过确定的分布的最大质心位移和平均最大偏差预期不同类型的银河系微透镜事件所造成的各种质量。从这次研究中我们发现，只要光源足够亮，可以进行天体测量观测，那么对于质量大于0.1 M_（\odot）的大多数事件，无论事件类型如何，$\vdeltavxtheta_c$都可以很容易地从观测中探测到，不仅使用空间干涉测量任务（SIM，检测阈值约为3 μ-as），也可以使用地基干涉仪（阈值约为30 μ-as）。然而，从地面观测中探测$\vDelta\vdelta\vtheta_c$对于几乎所有的银河系核球自透镜事件都是困难的，并且只限于小部分的盘核球和晕-LMC事件，因为这些事件的偏差相对较大。另一方面，从使用SIM的观测来看，对于大多数盘状凸起和晕状LMC事件，甚至对于一些凸起自透镜事件，检测$\vDelta\vdelta\vtheta_c$将是可能的。因此，对于透镜参数简并的完整分辨率…
2000-11-04 astro-ph
Astrometric Microlensing: A Channel to Detect Multiple Lens Systems
如果一颗源星被多重透镜系统引力微透镜化，那么所产生的光变曲线可能会与单透镜事件的标准形式有很大的偏差。当组成透镜之间的间隔等于系统的组合爱因斯坦环角半径时，产生显著偏差的机会变得重要。然而，对于由两个以上透镜组成的多透镜系统，由于这种系统的轨道是不稳定的，因此难以满足该条件。即使事件是由具有稳定轨道的多透镜系统引起的，其中一对透镜紧密定位并且另一个组件（第三体）与该对透镜具有较宽的间隔，在光度上识别透镜多重性将是困难的，因为事件将由近对透镜引起的二元透镜事件或由第三体引起的单透镜事件来识别。在本文中，我们表明，如果一个看似二元透镜事件的天体测量后续使用未来的高精度干涉仪，一个额外的第三个机构的存在，可以通过一个重复的事件来确定。我们表明，第三机构的签名可以明确地确定他们在质心移动轨迹的特征失真。我们还表明，由于第三机构的长距离天体测量效应，检测效率将是相当大的，即使第三机构与他们的密切的镜头对大的分离。
2002-04-08 astro-ph
Better Astrometric Deblending of Gravitional Microlensing Events by Using the Difference Image Analysis Method
由于选择非常密集的恒星场以获得更高的事件率，当前的微透镜搜索遭受由混合效应引起的大的不确定性。为了测量微透镜事件的光变化而不受混合效应的影响，提出了一种新的微透镜搜索差分图像分析（DIA）方法。然而，即使使用DIA方法获得的光变曲线，由于难以确定源星的基线通量，预计确定的爱因斯坦时标的不确定性不会大幅降低。然而，在本文中，我们表明，如果混合效果的调查通过检测源星图像质心的移动，DIA方法将允许一个检测的混合效果与显着增强的效率相比，目前的方法的效率的基础上PSF测光（PSF方法）。这是因为对于给定事件，通过使用DIA方法可测量的质心偏移$δθ_{\rm c,DIA}$ { \it总是}大于通过使用PSF方法可测量的质心偏移$δθ_{\rm c,PSF}$。我们发现，比例$δθ_{\rm c,DIA}/δθ_{\rm c,DIA}$迅速增加，混合光的分数增加。此外，对于受相同比例的混合光影响的事件，比率$δθ_{\rm c,DIA}/ δθ_{\rm c,DIA}$对于具有较低放大率的事件更大。因此，通过使用DIA方法的质心偏移测量将是检测混合效应的有效方法，特别是高度混合的事件，对于所确定的爱因斯坦时间尺度中的不确定性是大的，以及低放大事件，对于当前方法是非常低效的。
2000-01-27 astro-ph
Identification of Bright Lenses from the Astrometric Observations of Gravitational Microlensing Events
当源星被暗透镜引力微透镜时，源星图像的形心相对于未透镜源星的位置以椭圆轨迹位移。最近，这些源星图像的质心移动的日常天文后续测量，提出了使用高精度干涉仪测量透镜自行，可以解决透镜参数简并在光度确定的爱因斯坦时间尺度。另一方面，当一个事件是由明亮的透镜引起时，天体测量的位移会受到来自透镜的光的影响，但是人们不能从观察到的轨迹中识别明亮透镜的存在，因为明亮透镜事件的最终轨迹也是椭圆。结果，从轨迹确定的透镜化参数不同于暗透镜事件的透镜化参数，导致透镜群的错误识别。在本文中，我们表明，虽然形状和大小的天体测量质心移动轨迹的改变，由于明亮的透镜，质心移动的角速度周围的视位置的非透镜源星不受透镜亮度。然后，可以通过将从角速度曲线确定的透镜参数与从观察到的质心偏移的轨迹确定的透镜参数进行比较来识别亮透镜的存在并确定其亮度。一旦确定了镜头亮度，就可以校正镜头的适当运动。由于所提出的方法提供了关于透镜亮度（暗或亮）和透镜的物理参数的校正值的信息，因此可以显著地更好地约束MACHO的性质。
1999-06-09 astro-ph
Microlensing Events from Measurements of the Deflection Angle
微透镜现象现在通过监测大量潜在源的通量和测量图像的组合放大率来定期检测。这种现象也可以通过使用干涉测量法的高精度天体测量直接从引力偏转中检测到。在不久的将来，在$10\muas$水平上进行相对天体测量可能成为可能。引力偏转可以通过对一颗明亮恒星的天体测量来测量，该恒星的背景恒星在一个小的角间距内。这类监测方案的实施是出于独立的原因，即通过行星对它们所环绕的附近恒星的角运动发现行星，并测量双星的自转、自行和轨道。我们讨论了三个应用程序的测量重力偏转天体测量监测：测量质量的明亮的恒星被监测，测量质量的褐矮星或巨行星周围的明亮的恒星，并检测微透镜事件的视线附近的两颗恒星。我们讨论了可以用这种方法测量质量的恒星的数量。我们还给出了表达式的预期微透镜事件的数量无关的对象，这可能是恒星，棕矮星，或其他紧凑的对象占暗物质在晕或在磁盘。
1996-05-22 astro-ph
Gravitational Microlensing with the Space Interferometry Mission
空间干涉测量任务（SIM）计划于2005年发射，其目标是对20等微弱恒星进行~ 1微弧秒精度的天体测量。如果SIM不负众望，它可用于测量从地面光度测量检测到的事件中由引力微透镜引起的光质心的天体测量位移。该效应通常为~ 0.1 mas，即比计划SIM的精度大两个数量级。因此，几乎任何能够引起朝向银河系隆起或麦哲伦云的光度微透镜事件的超新星都有可能被确定质量、距离和自行，即使没有来自超新星的光被探测到。对于强微透镜事件，其中源是光度解析的，如最近的AMO 95-30事件，SIM的天体测量与精确的地面光度测量相结合，将允许确定角恒星半径，从而确定源的有效温度。附近高自行星和棕矮星的引力透镜的有效天体测量截面为~（1“）^2，有效时间尺度为~ 1年。SIM将提供测量单个附近物体质量的唯一实用方法，精度约为1%。透镜现象发生的时间可以提前几年预测。
1997-12-05 astro-ph
Do relativistic corrections affect microlensing amplification?
引力微透镜的研究通常基于透镜方程，该方程仅对引力常量$G$的一阶有效。然而，微透镜的放大因子是相对于$G$的二阶量。尽管如此，传统的研究仍然是基于最低阶透镜方程。那么问题自然出现了：为什么这些传统的研究是合理的？我们仔细研究了相对论修正对$O(G^2)$放大因子的影响。我们表明，每个图像的放大因子是正确的。然而，总的放大率在这个数量级上保持不变。
2000-11-16 astro-ph
Microlensing of Blended Stellar Images
目前对单微透镜光变曲线的建模忽略了这样一种可能性，即只有一小部分光是由于透镜恒星，其余的是由于一个紧密的，未解决的混合，这可能与透镜有关或无关。不幸的是，混合的影响是显着的，因为所有的微透镜实验选择非常拥挤的领域作为其目标。在本文中，我们指出了一个强大的退化的拟合过程，这使得它实际上是不可能检测到的混合物的存在下，纯粹的光度手段，除了在一小部分的参数空间。一些混合物可以通过天体测量手段检测到，但大多数必须进行统计校正。达到远低于地面探测极限（使用HST）的光度函数也非常重要，这可以通过重复的微透镜事件来确定。如果不进行校正，那么事件时间尺度、透镜体质量和光学深度都被系统地低估了。
1997-02-21 astro-ph
An Additional Application of the Space Interferometry Mission to Gravitational Microlensing Experiments
尽管探测到了大量的引力微透镜事件，银河系暗物质的性质仍然非常不确定。这种不确定性是由于两个主要原因：在测量的爱因斯坦时间尺度的透镜参数简并和在密场光度学的混合问题。最近，人们考虑利用{ \it空间干涉测量任务}（SIM）对透镜事件进行常规天体测量跟踪观测，作为打破微透镜事件中透镜参数简并的一种手段。在本文中，我们表明，除了打破透镜参数简并，SIM观测也可以用来纠正几乎所有类型的混合。因此，通过解决透镜参数简并和混合的问题，引力透镜事件的SIM观测将显著更好地约束银河系暗物质的性质。
1999-01-15 astro-ph
Microlensing of Relativistic Knots in the Quasar HE1104-1805
本文介绍了用OGLE 1.3米望远镜在102个不同的夜晚对“双汉堡”透镜类星体HE 1104 -1805进行的3年测光。A和B图像都显示出变化，但在所有时间延迟的光变曲线中有实质性的差异。在Wisotzki及其合作者报告的310天延迟时，差异光变曲线的均方根振幅为0.060 mag.A和B图像的结构函数是完全不同的，图像A的变化是图像B的两倍多（结构函数的因子为4），时间尺度小于一个月。采用微透镜作为一个工作假设的不相关的变化，短时间尺度认为相对论运动的一个或多个组件的来源。我们认为，小幅度的波动是由于相对于微透镜的源的有限大小。
2002-10-22 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. OGLE-1999-BUL-32: the Longest Ever Microlensing Event -- Evidence for a Stellar Mass Black Hole?
我们描述了有史以来观察到的最长的微透镜事件OGLE-1999-BUL-32的发现，该事件也被CNOO合作独立地确定为CNOO-99-BLG-22。这个独特的事件有一个爱因斯坦半径穿越时间为641天。通过差分图像分析获得的高质量数据显示出小但显著的视差特征。这种视差效应允许我们确定投影到观察者平面上的爱因斯坦半径为rE^hat ~ 29.2AU。投影到观测者面上的横向速度约为79 km/s。我们认为透镜的质量可能至少有几个太阳质量，即，它可能是恒星黑洞。黑洞假说可以用即将安装在哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机的天体测量微透镜特征来检验。深层X射线和无线电图像也可能有助于揭示物体的性质。
2001-08-20 astro-ph
Gravitational Microlensing Influence on X-ray Radiation from Accretion Disk of Active Galaxies
微引力透镜是研究透镜类星体内部的一个非常有用的工具，特别是研究类星体中心大质量黑洞周围的相对论性吸积盘。在这里，我们提出了一个简短的概述，我们最近在这一领域的调查。
2006-02-02 astro-ph
Some aspects of Relativistic Astrometry from within the Solar System
本文提出面向GAIA任务的广义相对论天体测量模型，在太阳系唯一引力源假设下以多体微扰方法处理1微角秒卫星光学观测。
2003-05-21 astro-ph
Weighing nearby stars with GAIA ?
微透镜效应包括两个主要效应：（1）背景源视位置的变化（天体测量部分）和（2）背景源的通量变化（光度测量部分）。而后者已被广泛用于寻找银河系盘和晕中的暗天体（项目，如OOO（Alcock等人，1997年）、EROS（Derue等人，1999），OGLE（Paczynski等人，1994）），第一个效应尚未成为系统观察计划的一部分，这仅仅是因为对背景源位置的非常微小的位移的观测需要目前的望远镜还不能提供的天体测量精度。在这里，我们调查的天体测量精度的GAIA是否可以使这样的测量，因此，使新的，直接的和原始的测量附近的恒星的质量。
2001-08-01 astro-ph
The Applicability of the Astrometric Method in Determining the Physical Parameters of Gravitational Microlenses
在本文中，我们调查的天体测量方法的适用性，以确定透镜参数的引力微透镜事件对LMC和银河系的隆起。对于这种分析，我们调查的依赖性的天体测量确定的角度爱因斯坦环半径，$Δ(θ_{\rm E}/θ_{\rm E,0})$，透镜参数通过测试各种类型的事件。此外，通过计算$Δ(θ_{\rm E}/θ_{\rm E,0})$的事件与透镜参数是最可能的一个给定的透镜质量下的银河系物质密度和速度分布的标准模型，我们确定的预期分布的不确定性作为透镜质量的函数。从这项研究中，我们发现，角爱因斯坦环半径的值预计将被测量的不确定性$Δ(θ_{\rm E}/θ_{\rm E,0}) \lesssim 10%$的透镜质量$M\sim 0.1 M_\odot$的银河系盘隆起和晕LMC事件与一个温和的观测策略。对于银河系膨胀-膨胀自透镜事件，不确定性相对较大，对于$M\sim 0.1 M_\odot$，不确定性为$Δ(θ_{\rm E}/θ_{\rm E,0}) \sim 25%$，但通过采用更积极的观测策略，它们可以大大减少。我们还发现，虽然天文观测可以进行大多数光度检测的银河系核球事件，一个显着的分数（$\sim 45%$）的LMC事件不能进行天文观测，由于其源星的昏暗。
1998-08-26 astro-ph
Amplification and variability of the AGN X-ray emission due to microlensing
我们考虑了微透镜效应对活动星系核Fe K $α$谱线和X射线连续谱放大和变化的贡献。为了研究谱线和X射线连续谱的变化，我们研究了微透镜效应对类星体X射线谱的影响。为了描述盘发射，我们使用了射线跟踪方法，同时考虑两个度量，史瓦西和克尔。我们发现，铁K $α$和连续可能会经历显着放大的微透镜事件（即使是非常小的质量的微透镜）。此外，我们还研究了微透镜效应对高红移类星体X射线光变的贡献，发现宇宙学分布的偏转器可能对高红移类星体（z>2）的X射线光变有显著贡献。
2006-11-01 astro-ph
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
On Relativistic Corrections to Microlensing Effects: Applications to the Galactic Black Hole
质点透镜M对引力透镜的标准处理是基于弱场偏转角a = 2/x，其中x =（r c^2）/（2 G M），其中r是最接近透镜光线质量的距离。结果表明，对于质点透镜，点源的总放大率和像心位移不受相对论二阶修正的影响。本文认为这些问题分析考虑到相对论图像，在三个标准的透镜配置假设下，史瓦西黑洞透镜与背景点和扩展源具有任意表面亮度轮廓。我们将我们的结果应用到银河系黑洞的透镜方案，我们的假设成立。我们表明，一个单一的因素表征的完全相对论修正的弱场图像的质心和放大率。随着透镜-光源距离的增加，相对论修正因子严格减小。特别是，我们发现，对于黑洞后面约10 pc的点源和扩展源（这是一个明显超出类太阳源的潮汐破裂半径的距离），相对论校正因子很小，为10^{-14}阶。因此，对于标准的透镜配置，任何可检测到的银河系黑洞对微透镜的相对论修正都很可能来自距离黑洞更近的源。
2002-09-16 astro-ph gr-qc
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
Relativistic effects on the imaging by a rotating optical system
上下文像盖亚这样精度达到1微弧秒的高精度天体测量仪器，在可观测量的相对论模型框架内不能被认为是点状观测者。目标。本文讨论了特殊相对论效应对非点状任意运动光学仪器成像的影响。方法.在几何光学的极限下，导出了任意形状和运动的镜面的狭义相对论反射定律。用光线追迹法计算了两个简单旋转光学仪器的像差图。结果结果表明，当光学系统中的反射镜相对于光轴倾斜较大时，特殊相对论反射定律对以中等角速度$60 \arcsec/{\rm s}$旋转的光学系统的像差图样的光心的影响可以达到1微弧秒的水平。结论.一般来说，如果设想达到几微弧秒的水平，未来天体测量仪器的特殊相对论光学模型是必不可少的。
2006-09-05 astro-ph
From Reference Frames to Relativistic Experiments: Absolute and Relative Radio Astrometry
参考系和框架是高精度绝对天体测量工作的关键，它们的基础必须明确。目前的框架，国际天体参考系，将讨论：它的历史，使用的群延迟作为测量量，0.3毫角秒的位置精度，和未来可能的改进。另一方面，对于天体运动的确定，通过测量目标物体和附近固定源之间的差分位置，可以获得接近0.01毫角秒的精度。这种天体测量技术使用相位参考，并讨论了目前的技术和局限性，从四个实验的结果。简要评论包括对2002年9月木星重力偏转实验的解释。
2004-04-05 astro-ph
Ultra-high angular resolution by gravitational microlensing
本文研究了从恒星和活动星系核的微透镜光变曲线分析中恢复源亮度分布的问题。在恒星的微透镜的情况下，由一个点质量透镜以及焦散交叉事件的二元透镜的问题可以减少到解决的Fredholm积分方程的第一类。该方程的核的具体形式取决于微透镜事件的类型。假设圆对称的恒星盘的径向亮度分布的搜索可以进行在特殊的紧凑的功能，对应的物理问题。这些集合包括不随离星盘中心距离的增加而增加的非负函数和向上凸的非负函数。活动星系核吸积盘的亮度分布也是圆对称的，但仅限于局部同动坐标系中。因此，决定活动星系核微透镜光变曲线的积分方程的核心必须与像面上的投影效应同等地考虑相对论效应的影响。该方程的求解可以在非负下凸函数集上进行。本文给出了红巨星ANO 95-30和A6星ANO 98-SMC-1的微透镜光变曲线分析结果以及活动星系核微透镜观测的数值模拟结果。
2000-09-14 astro-ph
Theory of Relativistic Reference Frames for High-Precision Astrometric Space Missions
最近的现代空间任务提供了宝贵的信息，我们的宇宙起源，物理过程中的黑洞和其他外来天体附近，我们的银河系的恒星动力学等，另一方面，空间天体测量任务使人们有可能确定与无与伦比的精度恒星和宇宙物体的距离，以及它们的物理特性和位置的天球。空间天文观测的精度不断提高，迫切需要适当的数据处理算法，这就要求相应地发展适当的参考系理论，并明确描述从光源到观测者的光线传播。这样的理论必须以爱因斯坦的广义相对论为基础，并考虑到太阳系内外大量的相对论效应。本文介绍了参考系相对论理论的主要特点。从扰动宇宙学的Friedmann-Robertson-Walker度规开始，通过太阳系中的中间重心和地心框架，到观察者的框架，描述了框架的层次结构。本文还讨论了微弧秒天体测量和光线在含时引力场中的传播效应。
2000-11-08 astro-ph gr-qc
