Strong gravitational lensing and galactic bulges
在平坦的宇宙学常数主导（\LambdaCDM）宇宙中，利用前景暗物质晕计算了像距大于Δθ、通量密度比小于q_{ \mathrm{r} }的类星体的透镜几率.透镜的质量密度取所有质量尺度上的Navarro-Frenk-White（NFW）剖面，加上低质量晕的中心点质量，M<M_c=5 \times 10^{13}h^{-1} M_{\odot}。我们引入一个质量M_{ \mathrm{eff} }来描述星系中心超大质量黑洞超大质量黑洞和星系核球对引力透镜几率的贡献。M_{\mathrm{eff}}是一个点质量，其范围为星系中心超大质量黑洞M_{\bullet}的1 ~ 1000倍。在我们的计算中，透镜截面和透镜几率对多个图像的通量密度比q_{ \mathrm{r} }非常敏感。结果表明，对于q_{ \mathrm{r} }<10的星系，为了重现JVAS/CLASS的透镜观测结果，每个星系需要约20%的核球质量作为点质量。由于谱归一化参数σ_8的值仍有相当大的不确定性，我们研究了在其整个观测范围内（从0.7到1.1）改变该参数的影响，发现低σ_8值（\leq 0.7）被排除，最佳拟合值为σ_8 \simeq 1.0。
2003-03-10 astro-ph
Pixel Lensing Search For Bright Microlensing Events and Variables in the Galactic Bulge
我们描述了一种新的方法来寻找引力微透镜对银河系的隆起，采用一个小相机，而不是传统的望远镜和探测参数空间的新区域。小孔径（~65 mm）允许检测对应于星等7<I<16的恒星通量变化，而目前的搜索受到I>15的饱和度的限制。大像素尺寸（~10”）和~（6度）^2视场允许通过几个点观察整个凸起。有了这么大的像素尺寸（以及我们提倡的更大的30”PSF），大多数凸起恒星都无法分辨，所以一个是在像素透镜机制中：微透镜和其他形式的恒星变化是从连续图像中像素计数的差异中检测出来的。我们确定了这样的搜索的三个主要用途。首先，观测类似于M31隆起的正常像素透镜观测，但在可以详细跟踪所探测到的事件的条件下进行。这使得对M31搜索的系统性进行关键检查成为可能。其次，搜索给出了一个完整的清单明亮的隆起变量。第三，可以实时发现“极端微透镜事件”（EME）。EME是具有最大放大率A_max~200的事件，如果它们被两个天文台集中观测，可以产生引力透镜的质量，距离和速度。进行观测所需的仪器并不昂贵。这些观察可以与现有的微透镜搜索和/或后续观察并行进行。数据简化比普通像素透镜简单得多，因为PSF可以由光学器件固定，因此不会随大气条件而变化。
1997-07-04 astro-ph
THE OPTICAL GRAVITATIONAL LENSING EXPERIMENT. THE CATALOG OF PERIODIC VARIABLE STARS IN THE GALACTIC BULGE. II. PERIODIC VARIABLES IN FOUR BAADE'S WINDOW FIELDS: BW1, BW2, BW3 AND BW4
我们提出的第二部分的OGLE目录的周期变星在银河系球。本文介绍了在四个Baade窗视场BW1、BW2、BW3和BW4中发现的800颗变星。其中脉动型71个，食型465个，杂型264个。星表和个别观测结果的数字形式可从OGLE互联网档案馆获得。
1995-04-23 astro-ph
Pixel Lensing Experiment toward the M31 Bulge
我证明，可以检测像素引力微透镜事件的速率$\sim 180\ {\rm events}\ {\rm yr}^{-1}$和事件的一些分数（$\sim 15$）将是足够好的测量时间尺度在$20\%$水平，如果实验是朝着中央M31隆起区域与专用的1米望远镜和$2{\rm K}\times2{\rm K}$ CCD。我还表明，如果采取更积极的观察策略，事件发生率可能会显着增加（高达6.5倍）。这些积极的策略包括多个观测点，使用更大的望远镜，以及减少图像之间的差异。几年的观测可以提供一个足够大的数据集，以提取有关M31凸起的重要信息，如光学深度分布，M31 MACHO的质谱和光度函数，目前无法通过其他方法获得。此外，我发现尘埃对M31隆起光的消光是重要的，并且可以近似为只有\it带中的光的$20\%$在大部分隆起区域上被消光的模型。
1996-06-26 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge
我们目前的54个人口II造父变星的OGLE-II目录中的银河系膨胀领域的可变对象确定的I波段光变曲线。它们的周期从几分之一天到几天不等。它们的光变曲线与经典造父变星的光变曲线非常相似，但周期要长几倍。我们分析了新发现的第二族造父变星的颜色-星等图的位置。这些天体的位置证实了最近的发现，即朝向银河系凸起的星际消光可能是异常的。从我们的样品中得到的红化线的斜率与早期用红团簇星和银河核球区RR~Lyr星得到的红化线的斜率非常一致。我们的星族II造父变星遵循相同的周期-光度（P-L）关系，表明这些天体的状态相似。我们比较了这些恒星的P-L关系与OGLE-II巡天探测到的造父变星星族II的关系。偏离银河系凸起造父变星的P-L关系似乎表明，这些物体位于银河系棒类似于红色团块星。
2003-06-26 astro-ph
THE OPTICAL GRAVITATIONAL LENSING EXPERIMENT. THE CATALOG OF PERIODIC VARIABLE STARS IN THE GALACTIC BULGE. I. PERIODIC VARIABLES IN THE CENTER OF THE BAADE'S WINDOW.
本文是《银河系球核周期变星表》的第一部分。该目录基于OGLE微透镜搜索期间收集的观测结果。本文介绍了Baade窗BWC场中亮度大于I=18等的213颗周期变星：31颗脉动型变星，116颗食型变星和66颗杂型变星。其余20个领域的周期变星将在目录的下一部分以类似的形式呈现。天文学界可通过因特网获得该目录以及所有周期性变星的观测结果。
1995-01-09 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalog of stellar proper motions in the OGLE-II Galactic bulge fields
本文给出了一个包含5，080，236颗恒星的自行（μ）星表，它位于光学引力透镜实验II（OGLE-II）星系核（GB）的49个视场中，覆盖范围为-11 deg. <1 < 11度和-6度。<b<3 °，总面积接近11平方度。自行测量是基于138 - 555 I波段图像在四个观测季节：1997-2000年。星表中的恒星星等范围是11 < I < 18等，特别是包括红丛巨星（RCG）和GB中的红巨星，以及银盘中的主序星。根据恒星的亮度，测量到μ= 500 mas/yr的自行，平均精度为0.8-3.5 mas/yr。这一星表对研究银河系和银盘中恒星的运动学可能是有用的。
2003-11-28 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalog of Microlensing Events in the Galactic Bulge
本文介绍了OGLE-Ⅱ微透镜巡天在1997- 1999年三个观测季节中观测到的银河核球微透镜事件的目录。对微透镜事件的搜索是使用一个数据库进行的，该数据库包含来自银河系核球的大约2050万颗恒星的大约4*10^9个光度测量值。该目录包括214个微透镜事件的案例，这些事件在天空中覆盖约11平方度的区域，分布在银河系隆起的不同部分。该样本包括20个二元微透镜事件，其中14个是焦散交叉。在一种情况下，双星可能是透镜。我们目前的微透镜事件的基本参数的分布，并显示在不同地区的银河系球的微透镜的初步率。后者揭示了对银河系坐标的明显依赖。对“l”的依赖性表明，大多数朝向银河系凸起的透镜位于银河系棒中。银河系酒吧的模型似乎合理地预测所观察到的微透镜事件在银河系隆起的空间分布。所有事件的星表和测光中提供的所有数据都可以从OGLE互联网档案中获得。
2000-03-02 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. The Catalog of Periodic Variable Stars in the Galactic Bulge. V. Periodic Variables in Fields: MM5-A, MM5-B, MM7-A and MM7-B
本文介绍了OGLE星系核球周期变星星表的第五部分。574颗变星：在围绕银心对称分布于银河系纬度的四个场：MM 5-A、MM 5-B、MM 7-A和MM 7-B中，共观测到44个脉动型、369个食型和161个混合型。星表和个别观测结果的数字形式可从OGLE互联网档案馆获得。
1997-04-23 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Variable Baseline Microlensing Events in the Galactic Bulge
我们提出了第一个系统的搜索微透镜事件的变化，其基线使用的数据从第三阶段的光学引力透镜实验（OGLE-III）。总共有137个候选者（88个新的）被发现朝向银河系凸出。其中21颗基线有周期振荡，111颗是不规则变星，5颗是潜在的长周期分离食双星。这约占恒定基线事件总数的10%。因此，它们是相当常见的，可以被视为一种新型的奇异事件，它允许确定事件的额外参数。我们表明，微透镜的变星，可以让我们打破之间的混合参数和放大率的简并。我们注意到，在某些情况下，由于强混合而隐藏在基线中的变异性可能会在高度放大的事件中被揭示出来，并类似于其他奇异的微透镜行为，包括行星偏离。提出了一种新的用于探测正在进行的可变基线微透镜事件的系统（VEWS）。
2006-07-07 astro-ph
Direct Lens Imaging of Galactic Bulge Microlensing Events
最近，从哈勃太空望远镜（HST）拍摄的其中一个大麦云（LMC）事件的图像中，Alcock等人能够直接成像透镜。虽然第一个被解析的透镜体是在大麦哲伦星系事件中被发现的，但更多的透镜体预计将在银河系隆起事件中被解析。在本文中，我们估计的镜头可以直接成像的假设下，所有的凸起事件是由正常的恒星引起的银河系的凸起事件的比例。对于这一决定，我们计算的透镜自行分布的几何和运动学分布的透镜和它们的质量函数的标准模型的基础上，目前检测到的银河系隆起事件。然后，我们应用现实的标准，镜头分辨率，结果是作为一个函数的原始透镜测量后，经过的时间，$Δt$。如果用分辨率为θ_{PSF}= 0.1“的仪器进行随访观察，我们估计在$Δt=10$和20年后，晶状体可以分别分辨约3%和22%的盘凸出事件和约0.3%和6%的凸出自透镜事件。该分数随着分辨能力的增加而显著增加。如果仪器的分辨率达到\it下一代空间望远镜所能达到的θ_{PSF}= 0.05“，我们估计在Δt=10年和20年后，透镜可以分别分辨出$\sim 22%$和45%的盘凸事件以及~6%和23%的盘凸自透镜事件。
2002-09-18 astro-ph
Lensing of unresolved stars towards the Galactic Bulge
以前的计算率和光学深度由于微透镜只考虑解决恒星。然而，如果一个微弱的未分辨的恒星透镜足够接近一颗被分辨的恒星，那么微透镜实验就会发现这一事件，并将其归因于更大的恒星。这种混合使持续时间偏置，使得未分辨恒星的贡献对于短事件非常重要。这一贡献与褐矮星的透镜效应相混淆。这些混合事件的确切速率对微透镜搜索中实现的极限幅度非常敏感。这里提供了光学深度和速率的适当计算，并在DUO和OGLE实验的情况下进行了说明。未分辨恒星的额外贡献是非常重要的，可能解释了对银河系隆起观测到的高光学深度和速率。可以使用颜色偏移或光曲线形状来识别混合的未分辨事件。然而，这两种方法都不适合识别大量的混合事件向隆起。在某些测光良好和碰撞参量小的情况下，识别是可能的，如OGLE 5事件，它显然是一个未解决的恒星透镜的情况。最近的结果所获得的行星合作表明，高分辨率和密集采样的光变曲线是可能的，并可能提供一个非常有趣的可能性，以纠正混合偏差，如OGLE 5所示。这种可能性，当然是优于统计估计的透镜率，这总是倾向于一些不确定性。但是，在这个时候，在微透镜实验的分析中必须包括未分辨恒星的贡献。
1996-09-24 astro-ph
Theory of Pixel Lensing
像素透镜，未分辨恒星的引力微透镜，可能比一般公认的更敏感，更广泛地适用。我给出明确的表达式，由时变PSF引起的像素噪声，由光度和几何错位，并通过离散像素化，我表明，这些都可以减少光子噪声以下。像素透镜效应可以分为两种情况。在“半经典”状态下，它类似于经典透镜，因为它测量单个事件的时间尺度。在"尖峰“状态下，它测量总的光学深度，但不测量单个时间尺度。我提出了两个政权之间的边界和事件率在后者的简单表达式。这些表达式可以用于快速分类所有潜在的像素透镜实验。像素透镜可以测量目标星系中恒星的光度函数和质量函数，测量范围为几兆秒差距。未来空间像素透镜在红外波段的效率可能是光学波段的$\sim 5$倍，这取决于探测器技术的发展。像素技术也可以应用于非像素透镜问题，包括寻找未解决的变星和跟踪观察在经典透镜搜索中发现的透镜事件。为了充分利用像素透镜技术，后续观察应具有至少5个像素/FWHM的分辨率。
1996-02-07 astro-ph
Satellite Parallaxes of Lensing Events Towards the Galactic Bulge
为了理解产生微透镜事件的透镜的性质，人们希望测量它们的质量、距离和速度。不幸的是，目前的微透镜实验只能测量事件的一个参数，即特征时间尺度，这是潜在物理参数的组合。需要其他方法来提取更多信息。使用类地轨道上的卫星进行视差测量，得到透镜的投影速度：${\bf{\tilde v}} ={\bf{v}}/(1-z)$，其中${\bf{v}}$是透镜相对于地球光源视线的横向速度（速度和方向），$z$是透镜和光源的距离之比。${\bf{\tilde v}}$的测量可以区分属于凸出和盘群体的晶状体。我们表明，对于1%至2%的光度精度，有可能测量投影速度，$\tilde v$，以$\leq 10%$的精度超过70%的盘状透镜和超过60%的凸透镜。对于测量投影速度${\bf{\tilde v}}$，百分比分别为40%和{30%}。我们发现视线$> 2^{\circ}$远离黄道是可取的，和地球-卫星分离范围$0.7 {\rm{AU}} - 1.9{\rm{AU}}$是最佳的。对卫星的要求是测量事件的投影速度向隆起的测量是类似于那些向大麦哲伦星云。
1996-08-20 astro-ph
Catalog of fundamental mode RR Lyrae stars in the Galactic bulge from the Optical Gravitational Lensing Experiment
本文介绍了光学引力透镜实验（OGLE）第二阶段在银河系核球区探测到的1888颗基模RR型天琴座星的星表。该星表包括光变曲线的基本参数，Blazhko频率的识别，最低光下的V-I颜色（对于大多数恒星），以及每颗恒星的其他信息。我们检测到高发病率的Blazhko现象（至少27.6%），包括前所未有的许多频率三胞胎，我们归因于我们敏感的搜索方法。我们发现最小光V-I色我们使用这种颜色来评估从OGLE数据得出的银河系隆起的红化图的零点精度，发现除了低水平的随机误差或分辨率效应外，（造成大部分散射），在大多数磁场中，地图可能系统地将E（V-I）过度表示约0.05 mag。我们提出了相当有力的证据表明，天琴座RR到红色团块的颜色分离在凸起处比局部大0.05- 0.08等，这表明在使用这些恒星进行红化测定时要谨慎。我们认为RR天琴座约束的银心距离，但绝对星等校准的不确定性留下了显着的灵活性的结果。与以前的结果相比，我们稳健地检测到银河酒吧的签名内加/减3度的经度的RR天琴座人口，我们强调的结构之间的明显差异跟踪的红团巨星和更多的金属贫RR天琴座恒星。（节略）
2006-01-06 astro-ph
Influence of magnification threshold on pixel lensing optical depth, event rate and time scale distributions towards M31
像素透镜是来自未解析恒星的光的引力微透镜，其贡献于由单个像素收集的光度通量。恒星必须被充分放大，也就是说，如果要在背景上检测像素中的过量光子通量，则透镜碰撞参量必须小于阈值$u_T$。假设艾萨克·牛顿望远镜的参数和典型的观测条件，我们在朝向M31的天空平面上绘制了阈值碰撞参量、光学深度、事件数和事件时间尺度的地图，特别分析了这些量如何依赖于像素透镜搜索中的$u_T$。我们使用的分析方法包括平均的$u_T$和星柱密度的光学深度，微透镜率和事件持续时间尺度。相对于经典的微透镜效应的结果，在预期的光学深度和事件数的整体减少被发现，特别是朝向高亮度M31内部区域。正如预期的那样，朝向M31内部区域的像素透镜事件主要是由于自透镜效应，而在外部区域，即使对于20%的H2O晕分数，暗事件也占主导地位。我们还发现一个远/近盘不对称的预期事件数，小于发现的\cite{Kerins04}。对于自透镜事件和暗透镜事件两者，我们获得的像素透镜时间尺度是$\simeq 1 - 7$天，暗事件持续的时间大约是自透镜事件的两倍。最短的事件发生在南半球的M31。我们还注意到，像素透镜的结果取决于$<u_T>$和$<u_T^{~2}>$值，并最终在观测条件和望远镜的能力。
2005-03-24 astro-ph
Pixel lensing observations towards globular clusters
有人建议，监测程序采用像素透镜的方法来寻找微透镜事件对银河系球状星团可能会增加统计和区分不同的晕模型。在此提议的刺激下，我们评估了此类调查的像素透镜事件率的上限。四个不同的暗晕模型已被认为是改变了平坦化和质量密度剖面的斜率。晶状体质量函数已被建模为$μ\in (μ_l, μ_u)$的齐次幂律，质量函数的质量限值和斜率均已改变，以研究其对速率的影响。选择目标球状星团是为了最大限度地减少磁盘对事件率的贡献。我们发现，一个像素透镜调查对球状星团是无法区分不同的晕模型，因为可检测的事件的数量太少，允许任何可靠的统计分析。
2003-04-15 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. The Distance Scale: Galactic Bulge - LMC - SMC
我们分析的平均光度的三个样本的领域RRab天琴座恒星的OGLE微透镜实验过程中观察到的：73颗恒星从银河系的凸起和110和128颗恒星从选定的领域中的LMC和SMC，分别。这些场与Udalski等（1998）用红团星方法测定麦哲伦云距离的结果相同。我们确定相对距离尺度d_{GB}：d_{LMC}：d_{SMC}等于：（0.194+/-0.010）：1.00：（1.30+/-0.08）。我们用Gould和Popowski（1998）最近基于统计学的校准来校准我们的RR Lyr距离尺度。我们得到了银河系核球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模：m-M=14.53+/-0.15，m-M=18.09+/-0.16和m-M=18.66+/-0.16等。我们使用RR Lyr在银河系核球金属丰度处的V波段平均亮度作为参考亮度并分析平均值，不同年龄和金属丰度天体中红团簇星的i波段光度。我们添加到我们的分析，贫金属船底座矮星系，其中包含老RR天琴座恒星和中间年龄的红团人口。我们发现平均红团亮度对金属丰度的依赖性很弱，并用依巴谷观测到的附近红团星校准了它的零点：M^{RC}_I=（0.09+/-0.03）*[Fe/H]^{RC}-0.23+/-0.03。修正后的红团距银河球、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的距离模量分别为m-M=14.53+/-0.06、m-M=18.13+/-0.07和m-M=18.63…
1998-05-16 astro-ph
Probing Galactic structure using micro-lensing with EROS-2
自1996年以来，EROS一直在监测麦哲伦星云中的数百万颗恒星，以及朝向银河系凸起和旋臂的恒星，以寻找微透镜事件。本文简要介绍了EROS的装置和科学计划，并讨论了我们在银河平面上远离核球的四个方向上的观测结果。在这些方向上观测到的910万颗恒星中，有7颗的光变曲线显示了被解释为微透镜效应造成的光度变化。平均估计的光学深度τ = 0.45 +0.24 -0.11与简单银河系模型的预期一致。尽管如此，在最接近银河系中心的方向上，可能会出现少量的短时间尺度事件。
1999-11-26 astro-ph
MEDEA: a real time imaging pipeline for pixel lensing
像素透镜是一种用于寻找暗物质重子成分（MACHO）的技术，即使目标星系没有分解成单个恒星，也可以探测到微透镜事件。潜在地，它具有提供比其他方法更高的统计的优点，但是不幸的是，像素透镜化的传统方法在计算时间方面要求非常高。我们提出了新的，用户友好的，工具MEDEA（微透镜实验数据分析软件与放大事件）。该软件包可以在全自动或半自动模式下使用，并且可以通过两级触发和准在线数据分析来执行事件的在线识别。该软件包将应用于探索大型数据库以及开发专门定制的未来调查。
2002-11-20 astro-ph
Pixel lensing towards M31 in principle and in practice
仙女座星系（M31）提供了一个新的视线银河系的研究，也是一个签名，近远不对称，这可能建立在M31晕MACHO的存在。我们概述了所谓的“像素透镜”实验监测M31中未解决的恒星背后的原理。我们目前正在进行的POINT-AGAPE调查的详细模拟，这是使用INT宽视场相机映射的M31光盘的很大一部分的微透镜分布。我们解决的程度，像素透镜观测，这不同于经典的微透镜，可以用来确定M31 MACHO的贡献和质量。我们还提出了一些初步的光变曲线从第一季（1999/2000）的INT数据。
2000-04-18 astro-ph
Latest results from the POINT-AGAPE pixel-lensing survey of the Andromeda Galaxy
我报告最近的结果，从点AGAPE像素透镜实验，这是从事对仙女座星系（M31）的大规模紧凑的晕天体（Machos）的引力微透镜签名搜索。对两年数据的分析揭示了超过360个与微透镜兼容的光变曲线。目前正在分析的第三年的数据对于确定这些候选变量中有多少是长周期变量而不是微透镜至关重要。在数据集内，我们已经隔离了四个高信噪比，短持续时间的事件，这是引人注目的微透镜候选人的子集。这些事件的属性和可能的起源进行了讨论。
2002-11-11 astro-ph
On-Line Selection and Quasi-On-Line Analysis of Data using the Pixel Lensing Technique
像素透镜是一种在星系的任何部分寻找暗物质重子成分（MACHO）的技术。这种方法是非常有效的，因为它避免了解决每个源星，因此它具有提供高统计的优点。考虑到这种技术在数据分析阶段非常耗时的事实和现有技术，我们提出了一种新的方法，通过使用两级触发器和准在线数据分析来执行在线数据选择。该项目的实施将很快取得成果，因为由于采用了新的数据库技术，所有物理信息都被储存起来，以便进行离线补充和二次分析。
1999-03-05 astro-ph
Detection of M31 Binaries via High-Cadence Pixel-Lensing Surveys
Angstrom项目正在使用一个由两米级望远镜组成的分布式网络，对仙女座星系（M31）的凸起进行高节奏的像素透镜调查。随着全球望远镜网络的扩大，像元透镜巡天的探测效率正在迅速提高。在本文中，我们估计的检测率的二元透镜事件预计从高节奏的像素透镜调查对M31，如埃项目的基础上详细模拟的事件和应用的现实观测条件。在保守的检测标准下，只有高信噪比的焦散交叉事件之间有足够长的持续时间焦散交叉可以被确定为二进制透镜事件，我们估计的速率将是$Γ_{\rm b}\sim (7-15)f_{\rm b}(N/50)$每个赛季，其中$f_{\rm b}$是部分的二进制与预计分离的$10^{-3} {\rm AU}<\tilde{d}<10^3 {\rm AU}$的所有镜头和$N$是恒星像素透镜事件的速率。我们发现，检测到的二进制将有质量比分布在广泛的$q\gtrsim 0.1$，但与分离填充在一个狭窄的范围内的$1 {\rm AU}\lesssim \tilde{d}\lesssim 5 {\rm AU}$。警报系统的实施和随后的后续观察将是重要的，不仅为增加的二元晶状体事件率，但也为晶状体物质的表征。
2007-01-20 astro-ph
Astrometric Microlensing of Distant Sources due to the Stars in the Galaxy
我们研究了由银河系中的恒星引起的远源（如类星体和射电星系）的天体测量微透镜的性质，主要集中在VERA（VLBI射电天体测量探测）项目的应用上。假设星系盘和星系球的典型参数，我们得到了10微弧秒量级的天体测量位移的最大光学厚度，在类星体盘透镜作用下为8.9 × 10 ^{-2}，在类星体球透镜作用下为3.8 × 10 ^{-2}。我们还发现，类星体盘透镜的最大光学深度比盘-盘或凸起盘透镜的情况下（假设一个典型的源距离为8至10 kpc）大一个数量级。除了光学厚度外，我们还计算了类星体盘透镜的事件率，发现类星体盘透镜的最大事件率为1.2 × 10 ^{-2}个事件/年，比盘-盘透镜的最大事件率大30倍。如此高的事件发生率意味着，如果在10年内监测银河系中心区域后面的10个类星体，至少应该检测到一个天体测量微透镜事件。因此，用VERA监测远距离射电源可以成为研究银河系中恒星引起的天体测量微透镜效应的一种新工具。我们讨论了VERA的天文微透镜的影响，通过集中在估计透镜质量，也提出了一些可能的候选人的射电源朝向天文微透镜事件应该与VERA搜索。（节略）
2002-01-04 astro-ph
Pixelation Effects in Weak Lensing
弱引力透镜是一种很有前途的探测暗物质和暗能量的方法，需要精确测量遥远的微弱星系的形状。这些措施受到典型相机的有限分辨率和像素尺度的阻碍。另一方面，由于成像望远镜实际上限于固定的像素数和操作寿命，因此勘测区域随着像素大小而增加。我们调查的像素尺度的最佳选择，在这种权衡的天基任务，使用完整的工程模型和调查策略的建议超新星/加速探测器作为一个例子。我们的方法是模拟现实的天文图像已知的剪切和评估的剪切准确地恢复使用罗兹，Refregier和Groth算法的背景下，派生的暗物质功率谱的源的表面密度。除了考虑单次曝光，我们还研究了子像素抖动的好处。虽然我们的一些结果取决于所采用的形状测量方法，相对的趋势，特别是那些涉及到解决星系的表面密度，是强大的。我们的方法提供了一个实际的对应研究，考虑pixeling的影响，从分析的原则，这必然假设一个理想化的形状测量方法。我们发现，质量功率谱上的统计误差最小化的像素尺度等于点扩散函数的FWHM的75-80%，并且抖动在较大的像素尺度处是略微有益的。
2007-03-17 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Is Interstellar Extinction Toward the Galactic Center Anomalous?
在OGLE-II微透镜搜索期间收集的银河系隆起的测光结果表明，对观测场的星际消光很高且不均匀。我们使用的平均I-波段的星等和V-I色的红色团块星作为星际灭绝的示踪剂对四个小区域的银河系隆起的高度可变的变红。对LMC中观察到的最红区域进行类似的测试。在Cardelli，Clayton and Mathis（1989，CCM 89）和Fitzpatrick（1999，F99）的消光曲线近似下，我们发现在银河系球核的色星等图（CMD）中，红团星位置的斜率明显小于符合标准消光定律（RV =3.1）的红化线的斜率。CCM 89近似的差异要大得多，另一方面，这表明LMC中控制场的斜率相同，与F99近似相反。我们讨论了可能导致所观察到的差异的系统性影响。朝向银河系凸起的异常灭绝似乎是最自然的解释。我们的数据表明，总吸收与选择性吸收的比值R_VI，一般在银河系隆起处比对应于标准消光曲线的值（R_V=3.1）小得多。然而，R_VI从一个视线变化到另一个。我们的结果解释了为什么Baade窗中的红团星和天琴座RR星在R_VI标准值下比当地星族的红。
2003-03-03 astro-ph
Probing MACHOs by observation of M31 pixel lensing with the 1.5m Loiano telescope
我们分析了一系列的试点观测，以研究微透镜的（未解决的）恒星在M31与1.5米Loiano望远镜，包括观测确定的可变源星和报告的微透镜事件。我们还寻找以前未知的变化，并发现了一颗新星。我们讨论了一个延长运动的观测策略，其目标是确定MACHO是否存在，或者所有的微透镜事件是否与M31中的透镜星兼容。
2007-04-11 astro-ph
Search for Intra-Cluster Machos by Pixel Lensing of M87
星系团内马赫（ICM）是星系团中至少部分暗物质的可能候选者。ICMs可以通过向M87搜索“像素透镜”，即未分辨恒星的引力微透镜来检测。由{ \it哈勃太空望远镜}上的宽视场和行星照相机进行的专门观测将以$Γ\sim 7 f\,\rm day^{-1}$的速率发现透镜，其中$f$是由Machos（大质量紧凑天体）组成的室女座星系团的一部分。唯一重要的背景是M87本身的恒星透镜效应。这种自透镜化应该以$Γ\sim 1\,\rm day^{-1}$的速率检测。然而，这些背景事件中的大多数应该可以从它们的角分布和/或它们的自行测量（其比ICM的自行小$\sim 2$倍）来识别。观测主要应在$I$中进行，但使用当时的$\sim 20\%$进行$V$测量，以确定透镜恒星的颜色。也有可能检测到较长的“II类”透镜事件，因此，对于这些事件，较低的信噪比被每个事件的大量观测所平衡。这些事件比高质量事件多$\sim 5$倍。然而，很难区分由ICMs产生的II类事件和由M87恒星产生的II类事件。
1995-02-02 astro-ph
Preliminary Abundance Analysis of Galactic Bulge Main Sequence, Subgiant, and Giant Branch Stars Observed During Microlensing with Keck/HIRES
我们提出了一个丰富的分析，六个主要的序列关闭，亚巨星，和巨大的分支恒星对银河系的隆起，观察凯克/HIRES在微透镜事件。这是对银河系凸出部主序星的首次详细化学分析的早期研究。透镜事件允许凯克的有效孔径增加到超过目前的尺寸;尽管有些事件仍然扩展了它的光谱能力。未来具有高分辨率和高通量光谱仪的大型望远镜将能够更容易地研究遥远的恒星星族和进化程度较低的恒星的丰度。
2002-09-10 astro-ph
Microlensing Maps for the Galactic Bulge
微透镜图--即每个$10^6$源星的等量事件的轮廓--在两个备选假设下为内星系提供：（1）凸起是一个扁圆的轴对称球体或（2）凸起是一个长杆。扁圆球状体在巴德窗的每颗$10^6$星每年产生总共$\sim 12$事件（如果圆盘是最大的，则是$\sim 15$事件）。在$\sim 45^\circ$上观察到的扁长条形图的事件发生率略低，并且该图在正向和负向条形图之间具有特征性的不对称性。如果几乎沿着长轴向下观察，长柱可以产生事件率的轻度放大。盘在$|\ell | \gta 6^\circ$的凸起主轴上提供主要的透镜群。在长轴窗口的速率测量可以测试盘暗物质或最大盘模型。
1994-09-01 astro-ph
Theory of pixel lensing towards M31 I: the density contribution and mass of MACHOs
POINT-AGAPE是一个英法合作项目，利用艾萨克·牛顿望远镜（INT）对M31进行像素透镜观测。在本文中，我们调查，我们可以学到的像素透镜观测的质量和分数的贡献，在M31和银河系的球对称近等温晕的情况下。我们采用详细的像素透镜模拟，其中包括许多影响的可观测的因素。对于一个最大的HALO晕，我们预测V的事件率高达100每赛季的M31和40每赛季的银河系。然而，爱因斯坦半径穿越时间通常是不可测量的，所观察到的半峰全宽持续时间只提供了透镜质量的弱示踪剂。尽管如此，我们发现M31 MACHO空间分布的远近不对称性提供了关于其质量和密度贡献的重要信息。我们提出了一个似然估计测量的分数贡献和质量的M31和银河MACHO允许一个公正的决定作出的MACHO参数，即使从数据集严重污染的变星。如果M31在0.001-1太阳质量的质量范围内没有大量的MACHO，那么第一季的INT观测就会产生很强的极限。根据目前有利的密度和质量值的模拟表明，经过三个季节，M31的NGOO参数应限制在一个因素四的不确定性晕分数和一个数量级的不确定性质量（90%的信心）。对Galaxy MACHO的有趣限制也是可能的。对于一个持续十年的活动，相当于目前LMC调查的寿命，可靠的估计在两个星系中的CAMO参数应该是可能的。（节录）
2000-02-11 astro-ph
Probing MACHOs Toward the Galactic Bulge
如果银河系暗晕中的大质量致密晕天体（MACHO）比例为f ~ 20%，就像一些微透镜实验所建议的那样，那么大约1.2%的朝向银河系隆起的透镜事件是由于MACHO。对于其中40%位于附近（D_l <4kpc）的透镜，测量它们的距离D_l可以将它们与凸出透镜区分开来，而测量它们的横向速度v_l可以将它们与盘状透镜区分开来。因此，有可能将所有事件中约0.5%（f/20%）确定为MACHO所致。我表明，一个计划中的实验使用空间干涉测量任务（SIM PlanetQuest），从而可以检测到1或2个这样的事件。这是在所需的边缘，因为一个小的，但不可忽略的背景，从球状恒星。
2005-03-28 astro-ph
Pixel and Micro-lensing with NGST
在8年内，目前对M31的微透镜巡天将提供数百个影响未解决恒星的事件。因此，它们将允许对M31光环中的暗物质进行统计研究。NGST将解析这些恒星并限制相应透镜的质量。在地面观测的在线警报的情况下，具有高信噪比的实时NGST跟踪将对透镜提供进一步的约束。此外，NGST的高分辨率观测将补充XMM和以前的光学数据，从而能够更深入地了解M31内的X射线双星。将讨论实现这些科学目标的最佳仪器。最后，利用大视场照相机进行高角分辨率观测，可以研究星系团中的暗物质，这将开辟一个新的研究领域。
2000-03-03 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Final Reductions of the OGLE-III Data
我们描述的方法应用于最后的光度减少和校准的标准系统中收集的图像在第三阶段的光学引力透镜实验调查-OGLE-III。还介绍了天体测量的简化方法。OGLE-III数据构成了一个独特的数据集，涵盖了自2001年以来每个晴朗的夜晚定期监测的麦哲伦云，银河核球和银河盘场，是早期OGLE观测的重要扩展和延续。随着早期的OGLE-II和OGLE-I测光，一些观察到的领域现在有16年的测光覆盖。
2008-07-24 astro-ph
A Short Timescale Candidate Microlensing Event in the POINT-AGAPE Pixel Lensing Survey of M31
我们报告发现的一个短期的微透镜候选人在北部领域的点AGAPE像素透镜调查对M31。半峰全宽的时间尺度非常短，只有1.8天。几乎可以肯定的是，源星已经在哈勃太空望远镜的档案图像上被识别出来，这使我们能够推断爱因斯坦穿越时间为10.4天，最大放大倍数约为18，透镜-源自行大于0.3微弧秒/天。这一事件位于距离M31中心8'的位置，这超出了恒星透镜群的大部分。镜头可能位于三个位置之一。它可能是M31盘中的一颗恒星，也可能是M31或银河系中的一个大质量致密晕天体（Macho）。M31的最可能质量是0.06太阳质量，银河系的最可能质量是0.02太阳质量，M31的最可能质量是0.2太阳质量。虽然恒星的解释是合理的，马乔解释是最有可能的晕分数超过20%。
2001-02-05 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
The Nuclear Bulge extinction
我们提出了一个新的，高分辨率（5”每像素）的近红外消光图的核隆起使用的数据从UKIDSS-GPS。使用测光从J，H和K-波段，我们表明，消光定律参数也是高度可变的，在这个地区的类似尺度的绝对消光。我们表明，只有当考虑到这种消光定律的变化，可以在不同的波长消光测量一致。
2008-06-25 astro-ph
POINT-AGAPE Pixel Lensing Survey of M31 : Evidence for a MACHO contribution to Galactic Halos
POINT-AGAPE合作正在进行一项对M31引力微透镜的研究，以揭示银河系和M31晕中MACHO（大质量天体物理致密晕天体）形式的银河系暗物质。对3年的观测资料进行了高阈值分析，得到了6个亮的、短持续时间的微透镜事件，并对它们进行了模拟观测和分析。观察到的信号比单独自透镜效应的预期信号大得多，我们得出结论，在95%的置信水平下，如果它们的平均质量在0.5-1 M $_\odot$的范围内，那么在M31方向上至少有20%的晕质量必须是MACHO的形式。对于质量为$\sim 0.01$ M $_\odot$的MACHO，该下限降至8%。此外，我们讨论了一个可能的二元微透镜候选者与焦散交叉。它的位置，距离M31的中心约32'，支持我们的结论，我们正在检测M31方向上的一个M2 O信号。
2005-11-18 astro-ph
GEST
银河系外行星巡天望远镜（GEST）被提议用于一项发现任务，以寻找朝向银河系凸出部的微透镜类地行星以及柯伊伯带天体（KBO），这些天体被认为蕴藏着太阳系早期历史的重要信息。地球质量的行星需要大量的调查，角分辨率，时间分辨率，并在统计上稳定的观测条件下连续监测能力。像GSET这样的大焦面2米宽视场空间望远镜满足了这一需求。在非膨胀期，GEST将是高分辨率绘制大尺度结构的理想方法，这些结构将包括暗物质、类星体透镜和宿主星系的弱透镜作用，星系团的强透镜作用，以及大量的星系，通过选择性的后续测量其红移和红外图像将揭示暗物质（物质、能量、本质、额外维度、拓扑缺陷等）。数据库可以挖掘出前景物体，如高自行白矮星。我们讨论微透镜，行星，和空间成像仪的必要性。
2001-03-16 astro-ph
Evidence for the Galactic Bar from the Two Color Photometry of the Bulge Red Clump Stars
光学引力透镜实验（OGLE，Udalski et al.~ 1994 a; Paczyovski等人~ 1994 b--这些会议录;和其中的参考文献）是一个广泛的光度搜索的罕见情况下，银河系核球恒星的引力微透镜的前景物体。它提供了一个巨大的数据库（Szymaposki\& Udalski 1993），从这个数据库中已经编制了色星等图（Udalski et al.~ 1993年，1994年b）。在这里，我们讨论了使用一个定义明确的人口膨胀红丛星调查的存在，酒吧在我们的银河系。Stanek等人描述了我们早期研究的结果。（1994年）。
1994-10-14 astro-ph
Studying the Galactic Bulge Through Spectroscopy of Microlensed Sources: II. Observations
对银河系隆起的微透镜源的光谱学提供了一个独特的机会，研究（i）银河系隆起的运动学，特别是其远侧，（ii）消光对微透镜源的影响，以及（iii）隆起和盘透镜对微透镜光学深度的贡献。我们提出的结果，从这样的光谱研究的17微透镜源进行了使用ESO微弱物体光谱仪（EFOSC）在3.6米的欧洲南方天文台（ESO）望远镜。以非透镜源的谱和Kurucz模型谱为模板，导出了微透镜源的径向速度和折射率。结果表明，微透镜粒子数与非微透镜粒子数之间存在消光位移，但消光位移与径向速度之间没有明显的相关性。在我们最好的模型中，这种灭绝抵消意味着65%的事件是由凸起内的自透镜引起的。样本需要增加到大约100个源，以获得凸起运动学的清晰图像。
2002-09-18 astro-ph
Galactic versus Extragalactic Pixel Lensing Events toward M31
一种新型的引力微透镜实验正在从观测和理论上发展，这种实验是针对恒星无法分辨的领域的：像素透镜。当实验在M31的隆起区域进行时，事件可能是由我们的星系晕中的大质量致密晕天体（MACHO）和M31中的透镜产生的。我们估计总事件中的$\sim 10-15\%$是由假设全星系晕的星系晕MACHO引起的。如果这些银河系事件能够被识别出来，它们将为我们提供一个关于晕形状的重要约束。我们测试了各种可用于分离星系晕/M31事件的观测量。这些观测量包括爱因斯坦时间尺度、事件的有效持续时间和最大放大时的通量，但它们不能用来分离每个群体事件。然而，我们发现，大多数高的最大流量星系晕事件可以通过基于卫星的测量视差效应所造成的流量差隔离。为了探测通量差，需要用安装在卫星上的0.5米望远镜监测曝光时间为$\sim 20\ {\rm min}$的事件。这样的观测可以作为主要针对银河系隆起和大麦云云观测的任务的一个次要组成部分来进行。此外，自行还可以用来分离银河晕/M31事件，但仅适用于高信噪比的M31事件的$\sim 5\%$，而仅适用于1%的星系晕事件。
1996-06-26 astro-ph
Results from the Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE)
对OGLE头三年数据的分析揭示了12个银河核球星的微透镜事件，其特征时间尺度在$ 8.6 < t_0 < 80 $天范围内，其中$ t_0 = R_E / V $。一个完整的9个事件的样本给出了大于$(3.3 \pm 1.2) \times 10^{-6}$的引力微透镜的光学深度，超过了目前的理论估计，表明无论是凸起或盘透镜的微透镜的效率要高得多。这些透镜很可能是银河棒中的普通恒星，它的长轴向我们延伸。目前我们还没有证据表明OGLE事件与暗物质有关。OGLE色星等图揭示了银河棒和一个半径为$ \sim 4 $ kpc的低密度内盘区域的存在。一份包含几千颗变星的星表正在编制中。
1994-11-01 astro-ph
Theory of pixel lensing towards M31 -- II. The velocity anisotropy and flattening of the MACHO distribution
POINT-AGAPE合作目前正在寻找仙女座星系（M31）的大质量致密晕天体（MACHO）。这项调查的目的是利用M31盘的高倾角，这导致M31 MACHO空间分布的不对称。在这里，我们调查的晕速度各向异性和平坦化的不对称信号，使用简单的晕模型的影响。对于球对称和各向同性晕，我们发现，在远盘M31 MACHO的潜在像素透镜率是近盘事件的速率的5倍以上。我们发现，不对称性进一步增加约30%，如果MACHO占据径向轨道，而不是切向轨道，但大大减少，如果MACHO躺在一个扁平的晕。然而，即使对于短轴与长轴比q = 0.3的晕，远侧的M31 MACHO数量也比近侧的多2倍。我们表明，如果位置信息被利用除了数量计数，那么候选事件的数量需要确认不对称的范围内的扁平和各向异性的晕模型是可以实现的，即使有显着的污染由变星和前景微透镜事件。对于探测M31盘的代表性部分的像素透镜测量，约50个候选者的样本可能足以检测球形晕内的不对称性，即使一半的样本被污染，或者检测如q = 0.3的平坦晕中的不对称性，只要样本的三分之一包含污染物。我们还认为，只要它的质光比小于100，最近观察到的恒星流围绕M31是不成问题的检测不对称。（摘要略有删节。）
2003-07-15 astro-ph
SLOTT-AGAPE Data Processing
本文介绍了一个微透镜实验数据分析软件MEDEA（Microlensing Experiment Data-Analysis Software for Event with Amplification）。它被发展为SLOTT-AGAPE（Toppo Telescope - Andromeda Gravitational Amplification Pixel Experiment）协作组使用的像素透镜分析。所有软件组件都是完全自动化的，可以在线和离线使用。
2002-02-04 astro-ph
Limb-Darkening of a K Giant in the Galactic Bulge: PLANET Photometry of MACHO 97-BLG-28
我们提出了行星光度数据集的二元透镜微透镜事件CAMO 97-BLG-28由696 I和V波段测量，并分析它，以确定径向表面亮度轮廓的银河系核球源星。我们的独立光谱学证明微透镜源是K巨星，穿过透镜双星的中央孤立尖点，在光变曲线中产生一个尖锐的峰值，通过智利，南非和澳大利亚的PLANET站点的密集（3 - 30分钟）和连续监测得到了很好的解决。我们对这些数据的建模产生了源星在I和V波段的恒星轮廓，这些轮廓与恒星大气模型对K巨星的预测非常一致。这里给出的边缘变暗系数是第一个从微透镜中推导出来的，也是第一个用任何技术对正常巨星推导出来的系数，也是第一个用任何距离银河系凸起那么远的恒星推导出来的系数。模型表明，透镜二进制有一个质量比q = 0.23和（瞬时）的爱因斯坦环角半径d = 0.69的单位分离。对于银河系凸起的透镜，这对应于一个典型的双星，其投影距离在1到2天文单位之间。如果透镜距离较近，则距离较小，并且其中一个或两个透镜物体处于棕矮星状态。假设源是一颗8 kpc的K2巨球，透镜-源的相对自行为mu = 19.4 +/- 2.6 km/s /kpc，与盘状或凸透镜一致。如果非透镜混合光是由于一个单一的恒星，它很可能是一个年轻的白矮星在隆起，符合混合光来自透镜本身。
1999-05-07 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
A Re-examination of the "Planetary" Lensing Events in M22
我们对Sahu等人（2001）报告的暂时的短期增亮现象进行了进一步的分析，认为这可能是球状星团M22中自由漂浮的行星对银河核球恒星的透镜效应。更仔细的检查表明--尽管看起来不太可能--在两张宇宙射线分裂图像中，小的点状宇宙射线非常接近同一颗恒星，这导致了报告的时间和位置的恒星明显变亮。我们发现，观察到的双重命中的数量是一致的宇宙射线在WFPC 2图像的频率，观察到的恒星和时代的数量。最后，我们指出可以更直接地区分宇宙射线的方法。
2001-12-12 astro-ph
Optical depth evaluation in pixel microlensing
我们提出了一个估计的微透镜光学深度从像素透镜的数据，只涉及可测量的数量。与以前提出的估计相比，它的优点是不限于最大放大倍数大的事件，它同样适用于卫星和地面观测。
1998-11-02 astro-ph
Doppler follow-up of OGLE transiting companions in the Galactic bulge
两年前，OGLE-III巡天（光学引力透镜实验）宣布在银河系凸起探测到54个短周期多凌日天体（Udalski等人，2002 a，2002 b）。其中一些物体被认为是潜在的热彗星。为了确定这些物体的真实性质并确定其实际质量的特征，我们对18个最小的过境候选者进行了径向速度跟踪。我们在这里描述我们的程序和报告的8个低质量的恒星凌日同伴，2个掠食双星，2个三重系统，1个确认的系外行星（OGLE-TR-56 b），1个可能的系外行星（OGLE-TR-10 b），1个明确的假阳性和3个未解决的情况下的特征。在我们的后续行动中遇到的各种情况涵盖了在寻找行星凌日过程中可能发生的大部分可能性。作为一个副产品，我们的程序产生精确的质量和半径的低质量恒星。
2004-10-14 astro-ph
Lighting up the dark and dim in the Andromeda Galaxy
我讨论了像素透镜的当前和未来的应用：未分辨恒星的微透镜。像素透镜是研究仙女座星系（M31）等外部星系的Macho暗物质含量的首选工具，也是一项雄心勃勃的新提案的核心，该提案旨在对M31凸起的低质量恒星和棕矮星进行普查。
2003-10-28 astro-ph
Slott-Agape Project
SLOTT-AGAPE（Toppo Telescope - Andromeda Gravitational Amplification Pixel Lensing Experiment系统透镜观测-仙女座引力放大像素透镜实验）是来自英国，法国，德国，意大利和瑞士的国际合作伙伴之间的新合作项目，旨在以M31为目标进行微透镜观测。MACHO搜索是通过像素透镜技术进行的。
1999-07-21 astro-ph
Microlensing toward crowded fields: Theory and applications to M31
我们提出了一个全面的治疗像素透镜理论，并将其应用到透镜实验和他们的结果对M31。使用分布函数的距离，速度，质量和恒星的光度，我们推导出透镜事件率作为事件观测值的函数。与微透镜机制相反，在像素透镜机制（拥挤或未解析的源）中，可观测量是源在背景之上的最大过量通量和事件的半峰全宽（FWHM）时间。为了计算透镜事件分布函数依赖于这些观测的具体情况下的M31，我们使用的数据从文献中构建一个模型的M31，再现一致的光度学，运动学和恒星星族。我们预测的晕和自透镜事件率的隆起和盘星在M31和治疗事件，并分别与有限的源签名。我们使用的M31光子噪声配置文件，并获得事件率的位置，视野，和S/N阈值在最大放大率的函数。我们计算了WeCAPP和潜在的高级测量相机（ACS）透镜运动的预期速率。在WeCAPP 2000/2001数据中检测到两个峰值信噪比大于10且时间尺度大于1天的事件，这与我们的理论计算结果吻合得很好。我们研究了透镜星的光度函数对WeCAPP和ACS噪声特性的影响。对于像素透镜制度，我们推导出M31中透镜质量的概率分布作为FWHM时间尺度，通量过剩和颜色的函数，包括这些观测值的误差。
2007-01-11 astro-ph
