The repeating microlensing event OGLE-2003-BLG-095: A plausible case for microlensing of a binary source
分析了明显重复的微透镜事件OGLE-2003-BLG-095。数据来自OGLE互联网档案馆，存在于公共领域。该源相对较亮，未放大（但可能是混合）的$I$波段星等为15.58，数据的信噪比极佳。光变曲线显示出双微透镜事件的两个明显的平滑峰。它可以被建模为（1）二元透镜的微透镜效应或（2）二元光源的微透镜效应，后一种模型提供了统计学上更好的拟合。然而，由于明显的低振幅变化的来源，解释是有点模糊。OGLE-2003-BLG-095只是文献中关于分辨率良好的二元光源微透镜的第二种可能情况。
2004-02-16 astro-ph
Stellar Contribution to the Galactic Bulge Microlensing Optical Depth
我们使用Holtzman等人和Zoccali等人的HST恒星计数估算了银河系核球中恒星的自透镜光学深度，Gould将其外推到棕矮星和残余区，并使用Dwek等人的模型沿视线进行解投影。我们发现自透镜光学深度τ（核球-核球）=0.98 x 10^{-6}。当结合到盘中前景星对凸起星的透镜效应时，这产生了τ（凸起-总）=1.63 x 10^{-6}，与基于BMO和EROS合作观测团簇巨星的τ =2.13 +/- 0.40 x 10^{-6}和τ =1.08 +/- 0.30 x 10^{-6}的估计相当一致。
2003-03-13 astro-ph
Microlensing and Halo Mass in Form of Stars
Paczynski（1986）提出，银河系晕中的“暗”天体可以增强前景恒星的光度，起到引力微透镜的作用。不同的合作组织最近报告了这类事件。我们假设这些微透镜事件是由我们银河系晕中的重子物体产生的。而不是采用一个平均质量的透镜对象，我们认为他们分布沿质量函数类似的磁盘之一。即使到目前为止检测到的微透镜事件的数量并不多，我们表明，它是可能的，以恒星的形式限制在我们的星系晕的质量密度的分数。我们估计，这个分数在0.1和0.8之间变化，如果晕星跟踪总晕质量密度;在相反的情况下，这个范围变得更窄。如果透镜天体不是在其他晕星之外形成的，而是在更普遍的恒星形成背景下形成的，那么中子星也一定存在。我们讨论这些结果与星系晕模型的伽马射线暴。
1994-04-11 astro-ph
Microlensing of an extended source by a power-law mass distribution
微透镜有望成为研究遥远星系和类星体的有力工具。随着数据和模型的改进，有一些系统性的影响需要探索。类星体连续体和宽线区域可能会因其不同的尺寸而对微透镜效应产生不同的响应;为了理解这种效应，我们通过恒星的质量函数来研究有限源的微透镜效应。我们发现，微透镜是不敏感的质量函数的斜率，但依赖于质量范围。对于负宇称像，用暗物质稀释恒星星族会增加小光源的放大色散，而减少大光源的放大色散。这意味着类星体连续体和宽线区域在负宇称透镜图像中可能会经历非常不同的微透镜效应。我们证实了先前的结论，表面亮度分布和几何形状的源微透镜的影响不大。最后，我们考虑非圆源。我们发现，与剪切方向对齐的椭圆源具有更大的放大率色散比垂直对齐的源，随着椭圆度的增加，这种效应变得更加突出。细长源可以导致比圆形源更快的变化，这提高了使用微透镜探测源形状的前景。
2007-04-09 astro-ph
Where are the binary source galactic microlensing events?
虽然有一些星系微透镜事件显示出双星透镜的清晰特征，但还没有任何事件被认为是由于双星源的透镜效应。在这里，我认为，这可能是由于这样一个事实，即大多数的二进制源事件显示的光变曲线，可以与一个简单的混合单源模型。
1998-01-13 astro-ph
Gravitational microlensing source limb-darkening and limb-polarization,~I: angle-averaged amplification functions
微透镜事件中的扩展源效应作为对未分辨源的探索，引起了人们越来越多的兴趣。以前的工作要么假设一个均匀的源，否则需要近似或数值处理的放大函数平均超过源磁盘。在本文中，我提出的角度平均放大函数的旋转对称的强度和偏振的情况下的解析表达式。这些积分将允许我们使用反问题技术来研究源边缘暗化和边缘偏振函数。
2000-01-20 astro-ph
Gravitational Microlensing of Fractal Sources
引力微透镜已被证明是类星体研究中的一个强有力的工具，它对中央引擎的结构尺度提供了一些最强的限制。通常，光源被认为是在某种特定尺度上平滑变化的;这种简单的光源在微透镜光变曲线中产生可识别的时间尺度，从中可以确定光源的大小。然而，不同的排放过程导致具有分形外观的源，在一系列尺度上具有结构。在这里，这种分形源的类星体的心脏引力微透镜被认为是。结果表明，由此产生的光变曲线反映的分形性质的来源，拥有明显的结构，在不同的尺度，显着不同的情况下，通常被认为是随机分布的发射云。因此，确定微透镜光变曲线中的可变性的特征尺度可能不一定揭示单个发射云的大小，这是确定发射区域的物理状态所需的关键值，而是它可能对应于分形结构中的特定层次。目前的X射线卫星可以通过在微透镜事件期间监测引力透镜类星体来检测这种分形结构，从而提供类星体中高能发射过程的测试。
2004-08-11 astro-ph
The microlensing events in Q2237+0305A: No case against small masses/large sources
结果表明，Racine（1992）报道的Q2237+0305 A像中1988-90年的微透镜事件并不排除平均质量很低的微透镜模型，使源半径大于投影的爱因斯坦半径$η_0$（Refsdal and Stabell 1991，1993）。这与Witt和Mao（1994）的主张相反。由于这些事件是Q2237+0305中记录的最佳分辨率的微透镜事件，因此在解释光变曲线数据时，进一步的工作不应排除大源的可能性。
1995-08-23 astro-ph
Microlensing of disk sources
我们分析了对预测的微透镜搜索对银河系膨胀的影响，这是因为并非所有监测到的恒星都属于膨胀本身，但其中一个不可忽略的部分实际上是在银河系盘中。这些盘星的不同分布和运动使得它们的微透镜率和事件持续时间分布与核球星的微透镜率和事件持续时间分布大不相同。我们讨论了这些预测的不确定性与银河系的组件和主要影响，包括这第二个源人口的建模。
1995-10-11 astro-ph
Variable polarisation and luminosity for microlensing of extended stellar sources
在大麦哲伦星系和银河系中，小质量透镜对扩展恒星源的微透镜作用可以产生可变偏振。偏振和通量分布的特征可以提供关于透镜几何形状的大量信息，并有助于确定这种低质量物体作为暗物质成分的重要性。
1995-01-17 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
Detecting Galactic MACHOs with VERA through Astrometric Microlensing of Distant Radio Sources
本文研究了由MACHO引起的远距离射电源（类星体和射电星系）的天体测量微透镜效应的性质，并讨论了它们对VERA（VLBI射电天体测量探测）的意义。首先，我们表明，在遥远的源的天体测量微透镜的情况下，事件持续时间只是一个函数的透镜质量和切向速度，但独立的透镜距离，在众所周知的三倍退化光度微透镜。此外，透镜质量$M$由切向速度$v_\perp$缩放为$M\propto v_\perp$，而不是光度微透镜的情况下的$M\propto v_\perp^2$。因此，在天体测量微透镜中，透镜质量对未知参数$v_\perp$的依赖性较弱，这表明天体测量微透镜事件的持续时间比光度微透镜事件的持续时间更适合于研究透镜物体的质量。我们还计算了光学深度和事件率，并表明，在20 $^\circ$的银河系中心的一个典型的事件率为10 $μ$作为水平移动大于$2.5 \times 10^{-4}$事件每年，假设四分之一的晕是由MACHO。这表明，如果对几百个源进行$\sim$ 20年的监测，这样的天体测量微透镜事件是可以探测到的。由于发现典型的事件持续时间相当长（5至15年），所以监测观察的频率可以相对较低，即，每六个月一次，这对于实际观察是相当合理的。我们讨论了用VERA观测天体测量微透镜的实际策略，并认为MACHO引起的天体测量微透镜事件可以在几十年内被VERA探测到。
2001-02-14 astro-ph
Removing the Microlensing Blending-Parallax Degeneracy Using Source Variability
微透镜事件CAMO 97-SMC-1是一个罕见的微透镜事件，其来源是一颗变星，只是因为大多数变星被系统地排除在微透镜研究之外。使用这一事件的观测数据，我们表明，微透镜恒星的固有变异性是一个强大的工具来约束透镜的性质，通过打破微透镜视差和混合光之间的简并性。我们还提出了一个统计测试，用于区分基于向量Λ的χ^2轮廓线的晶状体的位置，向量Λ是投影速度的倒数。我们发现，虽然SMC自透镜是有点青睐晕透镜，既不能排除位置有很好的信心。
2006-09-27 astro-ph
Interferometric Visibility and Closure Phase of Microlensing Events with Finite Source Size
来自地面和空间的干涉仪将能够在微透镜事件中分辨这两幅图像。这至少将部分提高微透镜事件中物理参数之间的固有简并性。为了增加信噪比，具有大放大率的固有亮事件将被优先选择为目标。这些事件可能会受到有限的源大小的影响，光度和天体测量。使用所观察到的有限源大小的事件作为例子，我们表明，条纹的可见度可以影响5% -10%，和关闭阶段的几度：容易检测的地面和空间干涉仪。这样的检测将提供关于透镜-源轨迹相对于干涉仪的基线的唯一信息。结合测光有限源尺寸效应，干涉测量提供了一种方法来测量源的角度大小和爱因斯坦半径准确。与地面亮度均匀的光源相比，临边变暗对能见度的影响很小，地面仪器只能勉强探测到。我们讨论了我们的研究结果的影响计划，使未来的微透镜事件的干涉观测。
2005-10-06 astro-ph
Microlensing extended stellar sources
我们已经开发了一个代码来计算多色微透镜光变曲线的扩展源，包括临边暗化和光球星点的影响，作为一个功能的现场温度，位置，大小和镜头轨迹。我们的模型还包括了光斑内结构和恒星源旋转的影响。我们的研究结果表明，恒星黑子通常只对凌日事件给出清晰的信号。此外，这种签名强烈抑制肢体暗化的斑点接近肢体-虽然这样的斑点可以检测到有利的镜头轨迹。
2000-04-18 astro-ph
Quasar Microlensing: when compact masses mimic smooth matter
引力微透镜引起的放大率对源相对于爱因斯坦半径（自然微透镜尺度长度）的大小很敏感。本文研究了源的大小的影响的情况下，微透镜质量分布的双峰质量函数，与太阳质量的恒星代表正常的恒星质量，和较小的质量（下至$8.5\times 10^{-5}$ M $_\odot$）代表一个暗物质组件。结果发现，存在一个临界制度，其中的暗物质最初被视为单独的紧凑的质量，但随着源的大小增加的紧凑的暗物质作为一个光滑的质量组件。这项研究表明，微透镜光变曲线的解释，特别是小质量的暗物质透镜嵌入在一个整体的恒星星族的索赔，必须考虑的重要影响源的大小。
2006-03-22 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 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
Direct Detection of Giant Close-In Planets Around the Source Stars of Caustic-Crossing Microlensing Events
我们提出了一种直接的方法来检测在银河系的凸起附近的巨行星绕恒星。这种方法使用了由监测凸起的调查小组发现的焦散交叉二元微透镜事件来测量围绕源星运行的行星发出的光。当这颗行星穿过焦散线时，它比源星更放大;它的光比木星大小的行星放大了两个数量级。如果这颗行星是一颗靠近恒星的巨星，它可能足够明亮，使恒星的光变曲线发生重大偏差。这种偏差的检测需要使用10米级望远镜在焦散后几个小时内对微透镜光变曲线进行密集监测。这是迄今为止提出的唯一一种直接探测太阳附近恒星周围近距离行星的方法。
2000-04-06 astro-ph
The MACHO Project Hubble Space Telescope Follow-Up: Preliminary Results on the Location of the Large Magellanic Cloud Microlensing Source Stars
我们试图通过研究微透镜源星的HST色星等图（CMD）来确定是否从LMC的平均人口或从LMC后面的人口中提取的MSO微透镜源星。本文给出了8颗LMC微透镜源星及其周围场的WFPC 2 HST测光结果。微透镜源星的识别是通过使用差分图像分析（DIA）在地基的CAMO图像中获得精确的质心，然后将DIA坐标转换到HST坐标系来实现的。我们详细考虑了一个模型的基础上提出的Zhao，Graff和Guhathakurta的源星的背景人口。在这个模型中，源星有一个额外的红化<E（B-V）> = 0.13等，距离模略<Delta mu>大于平均的大麦哲伦星群~ 0.3等。我们还研究了一系列的源星模型，不同的相对比例的源星从平均和背景人口和位移的背景人口从LMC。由于分析的事件数量较少，不同模型的概率分布相当平坦。浅极大值出现在LMC中源星的分数s_LMC ~ 0.8处。这与观测到的微透镜事件中有很大一部分是由于银河系晕中的透镜的解释是一致的，但并不完全排除其他模型。
2001-01-03 astro-ph
Microlensing of an Elliptical Source by a Point Mass
本文提出了一种计算椭圆光源光变曲线的有效方法，该椭圆光源是由一个质点构成的微透镜。扩展光源的放大涉及其表面亮度分布的二维积分。我们表明，对于一般的表面亮度分布与椭圆对称，这个积分可以减少到一维。我们推导出分析结果的低（如行星）质量透镜的限制，整个光变曲线，并在一般的所有微透镜光变曲线的翅膀。在这两种情况下，光变曲线都携带了关于光源偏离椭圆对称的信息，例如由于光斑。用该方法求出了圆形红巨星光球和倾斜吸积盘的放大率。我们证明，从磁盘的发射线的微透镜可以用来推断磁盘的速度结构和表面亮度轮廓。
1997-08-08 astro-ph
On the Probability Distribution of Cosmological Microlensing Optical Depths
传统的方法是基于Press-Gunn近似计算宇宙学上远距离源的微透镜几率，即透镜物体均匀随机地分布在干涉空间中，具有恒定的共动密度。在这里，我们调查更现实的宇宙学微透镜统计考虑强大的空间集群的可能透镜对象与彼此在星系和他们的协会与团块的暗物质，使星系的大规模晕。微透镜光学深度（kappa）沿随机选择的视线的分布被计算为kappa沿靠近强微透镜的视线的条件分布。我们的总体结果是，如果星系的大质量晕是由致密的暗天体组成的，那么Press-Gunn近似是一个有用的数量级近似，但是在只有普通的星系恒星星族才是宇宙微透镜事件的主要来源的更可能的情况下，它严重地失败了，并且可能在定性上产生误导。特别是，我们发现恒星的微透镜在任何一个时间都限制在高红移源的1%。此外，即使只有一小部分的高红移源是多重成像的（星系），也正是这些源最有可能被恒星微透镜。因此，恒星的微透镜效应通常在卡帕值接近1的地方被观察到，在那里简单的孤立质点透镜近似是不合适的。然而，如果CDM晕是由凝聚体组成的，那么在任何给定的时间，超过10%的高红移源都是微透镜。这些源中的绝大多数不是多重成像的，并且具有小于0.01的Kappa。
2001-11-27 astro-ph
Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar Q2237+0305 = the Einstein Cross
我们提出的第一个长期（2.2年）的引力透镜类星体，即爱因斯坦十字Q2237+0305光谱监测的结果。我们空间反卷积深VLT/FORS 1光谱，准确地分离光谱的透镜星系的类星体图像的光谱。从2004年10月到2006年12月，利用与类星体同时观测的前景星，对31个历元的观测数据进行了精确的交叉校准。类星体光谱进一步分解为一个连续谱分量和几条宽发射线。我们在类星体图像A和B中发现了突出的微透镜事件，而图像C和D在几个月的时间尺度上几乎是静止的。最强的变化被观察到的连续，其振幅是在蓝色比红色，符合微透镜的吸积盘。还报道了宽发射线的强度和轮廓的变化，最突出的是在CIII的机翼和CIV发射线的中心。在类星体图像A中观察到的强微透镜事件期间，CIII的宽分量比窄分量放大得更多。此外，具有较高电离势的发射线比具有较低电离势的发射线更放大，这与从混响映射观测推断的宽线区域（BLR）的分层一致。
2008-06-04 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
Microlensing & Scintillation of Gravitationally Lensed Compact Radio Sources: Evidence for MACHOs?
我们提出了第一个明确的情况下，外部变化的河外射电源，类引力透镜B1600+434，包括两个图像透镜的边缘盘星系。晶状体图像的VLA 8.5-GHz差异光变曲线显示在14.6-sigma置信水平下的外部变异性。虽然目前的单频VLA观测不能最终排除闪烁，几条证据表明，它并不占主导地位的短期变化。这得到了正在进行的三频WSRT活动的支持。如果闪烁是这种外部变化的主要来源，它将需要非常不同的性质的银河电离ISM对两个镜头的图像。超光速喷流成分的微透镜效应可以解释均方根和时间尺度的变化，但需要透镜星系的晕中充满>=0.5-Msun的MACHO。目前的数据似乎支持微透镜作为所观察到的外部变异的主要来源。
1999-10-11 astro-ph
Polarization and SEDs from Microlensing of Circumstellar Envelopes
微透镜巡天已被证明是非常富有成效的，为天体物理学的许多领域提供了有价值的数据产品，从亚恒星候选者的日食光变曲线到恒星大气的临边变暗。我们报告了一个程序的建模观测量从微透镜的拱星信封，特别是那些红巨星是最有可能表现出有限的源效应。我们将总结如何偏振光变曲线可以用来推断包络特性的工作，并将描述最近建模的时间依赖的光谱能量分布（SED）的尘埃风微透镜。最令人兴奋的发展之一是使用拉帕尔马的RINGO偏振计在合适的光源中测量微透镜的可变偏振的可能性。同样令人感兴趣的是，如果斯皮策有一个“温暖”的循环，使用IRAC数据探测沙尘风的可能性是合适的来源。
2008-04-14 astro-ph
Planetary microlensing signals from the orbital motion of the source star around the common barycentre
通过几次探测，引力微透镜技术已被证明有助于研究在银河系距离内绕恒星运行的行星，甚至可以应用于探测邻近星系中的行星。到目前为止，通过微透镜探测行星被认为是由于光线弯曲的变化以及由行星围绕前景透镜星引起的放大。然而，与地球绕太阳公转所引起的年度视差效应完全类似，源星绕着与轨道行星共同的质心运动也会导致微透镜光变曲线的可观测偏差，这可以为看不见的伴星提供证据。我们详细讨论了这种效应，并研究了微透镜观测通过这种替代检测渠道揭示行星的前景。考虑到透镜和源星之间的小距离是有利的，并且这种效应几乎与源星的距离无关，即使它们的主星位于银河系之外，行星仍然可以被探测到，并且有足够好的测光（超过现在的技术）。从蒙特卡罗模拟合成的光变曲线中，我们发现这种探测的机会并不多，而且实际上只限于最大质量的行星（至少在目前的观测装置中），但它们足够大，有可能已经观测到一个或另一个信号。然而，它可能仍然无法确定这颗行星是否真的围绕着源星或透镜星运行，这让我们不仅在它的位置上，而且在它的属性上都有模糊性。
2008-10-21 astro-ph
Finite Source Effects in Microlensing Events
利用Stoke定理的推广，可以将任意引力透镜对有限源放大率的计算从二维积分简化为一维积分。对于一个由行星系统透镜的大光源，其行星位于两个图像之一在没有行星的情况下的位置，积分可以解析地完成。如果行星位于主像（未受扰）的位置，那么多余的通量与孤立行星的相同。如果行星位于副像上，就没有多余的通量。
1996-06-17 astro-ph
Microlensing optical depth toward the Galactic Bulge using bright sources from OGLE-II
我们提出了一个测量的微透镜光学深度向银河系隆起的基础上4年的OGLE-II调查使用红丛巨人（RCG）。使用32个事件，我们发现τ =2.55_{-0.46}^{+0.57}* 10^{-6}在（l，b）=（1.16，-2.75）。考虑到沿银河系纬度b的测量梯度，τ = [（4.48+/- 2.37）+（0.78+/- 0.84）* b]* 10^{-6}，该值与先前使用RCG源的测量和最近的理论预测一致。我们确定微透镜参数和选择事件使用模型光曲线与通量混合。我们发现，大约38%的OGLE-II事件似乎有RCG源，实际上是由于更暗的恒星与明亮的伴星混合。我们明确地表明，模型拟合没有混合，通过部分取消较高的检测效率，低估的时间尺度和大量的选定事件的贡献，在类似的tau估计结果。然而，这种方法会导致有偏见的时间尺度分布和事件发生率。因此，微透镜研究应该仔细考虑即使是明亮恒星的源混淆效应。
2005-08-31 astro-ph
A Study into the Feasibility of Obtaining Finite Source Sizes From MACHO-type Microlensing Light Curves
最近的讨论有限的源大小对高放大率微透镜事件由于MACHO的影响，激发了观察这种影响和提取源半径的可行性研究。模拟观测是通过将高斯误差添加到理论微透镜光变曲线上的采样点来产生的，用于肢体变暗的扩展源。这些模拟数据集进行拟合，试图看看拟合提取源半径的效果如何。只有当事件的碰撞参量$p$小于恒星半径$R_{\star}$时，源的大小才能以合理的精度拟合。如果光变曲线在峰值附近被很好地采样并且光度误差很小，则可以区分“交叉”事件（$p<R_{\star}$的事件）和“非交叉”事件--即$\geq 3$观察，而透镜通过光盘的来源，和$σ_{phot}<0.08\;{\rm mag}$。目前的观测方案刚好能够满足这些要求;使用早期预警系统和多个观测点应能增加$R_{\star}$的适用性。可通过匿名{ \tt ftp}获取用于模拟和拟合数据的程序。
1996-08-14 astro-ph
Microlensing of Extended Stellar Sources
我们研究了通过反演扩展恒星源的微透镜光变曲线来重建其径向强度分布的可行性。使用一个简单的，线性的，肢体昏暗的法律作为说明，我们表明，强度分布可以准确地确定，至少在恒星盘的外部，与现实的光变曲线采样和光度误差。主要要求是透镜的碰撞参量小于或等于恒星半径。因此，微透镜事件的分析为检验恒星大气模型提供了一种强有力的方法。
1998-07-15 astro-ph
Microlensing Induced Spectral Variability In Q2237+0305
几个macrolensed系统表现出光度的变化与微透镜由于恒星质量的对象位于透镜。微透镜放大的程度取决于源的大小，较小的源被放大得更多。一般来说，大于投影到源平面上的爱因斯坦半径的源的放大是可以忽略的。对于类星体Q2237+0305，四极成像透镜（Huchra等人，1985），这个半径是0.05 pc，大于预测的连续发射吸积盘的大小，但大大小于宽线区域（图1）。这种尺度差异意味着连续谱将被放大，而宽线发射在微透镜事件期间基本上保持不变（Sanitt，1971; Kayser等人，1986年）。作为一个整体，宽线发射区域太大而不能被微透镜化，但是小尺度上的子结构可以被显著放大。尽管谱线中的总通量相对不变，但子结构的微透镜效应会导致发射谱线轮廓形状的变化，并在谱线的中心波长中产生可测量的偏移（Nemiroff，1988; Schneider和Wambsganss，1990）。
1995-08-12 astro-ph
Detecting Stellar Spots by Gravitational Microlensing
在小碰撞参量的微透镜事件中，源通量的放大对源星表面亮度分布敏感。这些事件为正在进行的微透镜巡天研究目标恒星的表面结构提供了一种手段，对银河系核球中的巨星最有效。在这项工作中，我们证明了点质量微透镜的灵敏度与半径$r_s\lesssim0.2$源半径的小斑点。我们计算了无斑点光源的光变曲线的放大偏差，并探讨了它对透镜和光斑参数的依赖性。在源-过境事件期间，斑点可以引起大于2%的偏差，因此原则上是可检测的。最大相对偏差通常发生在透镜直接穿过光斑时。对于具有足够对比度的暗点，其数值被发现大致等于该点的分数半径，即，在这项研究中高达20%。还可以通过事件期间敏感谱线的变化来有效地检测斑点。值得注意的是，在某些事件中，斑点的存在可以模拟透镜的低质量伴随物的效果。
2000-01-12 astro-ph
Adaptive Contouring -- an efficient way to calculate microlensing light curves of extended sources
一个强大的和有效的程序来计算有限的源放大，由于弯曲其光的干预二元透镜的引力场的光变曲线的可用性是必不可少的，以确定行星在这种微透镜事件的特性，以及建模恒星透镜双星和解决的亮度轮廓的源星。然而，扩展焦散线的存在，以及源星的图像无法通过分析确定，而它们的数量取决于源位置（相对于透镜系统）的事实，使得这样的任务通常很困难。结合几种早期方法的优点，提出了一种自适应轮廓绘制算法，该算法只依赖于自适应搜索网格上的少量简单规则和操作。通过使用Erdl和Schneider（1993）发现的临界曲线和焦散的参数表示，找到自适应网格的种子解决方案，这确保了没有图像或孔被遗漏。
2007-03-13 astro-ph
Luminosity variation in (de)focusing microlensing
由于引力微透镜效应，恒星源的光度变化也可以考虑，如果光线是散焦（而不是聚焦）朝向观察者。在这种情况下，我们应该在光源的光变曲线中检测到间隙而不是峰值。实际上，我们描述了这种现象如何取决于光源和透镜相对于观察者的相对位置：如果透镜在两者之间，我们就有聚焦，如果透镜在后面，我们就有散焦。它示出的预测间隙的事件的数量是等于光变曲线中的峰值的事件的数量。
1996-10-10 astro-ph
Extended-Source Effect and Chromaticity in Two-Point-Mass Microlensing
我们探讨了两点质量引力微透镜对源星的扩展性质的敏感性，以及对其临边变暗的相关敏感性。我们证明，敏感区域，通常被认为是有限的源直径宽频带沿焦散，强烈扩大尖瓣附近，最突出的是沿其外轴。在多分量焦散的情况下，面对的尖点可能形成一个区域，该区域具有跨越它们之间的间隙的不可忽略的扩展源效应。我们证明，对于较小的源的敏感区域的大小从源半径的单位测量的尖点延伸增加，缩放为半径的倒数的立方根。我们研究了不同的敏感度轮廓的程度，并表明，对于微透镜的银河系球巨星，遇到至少1%的扩展源效应的概率比焦散交叉的概率高40-60%时，平均在一个典型的范围内的镜头组件分离，与实际值取决于组件的质量比。我们推导出解析表达式的扩展源的效果和色度源定位关闭焦散。这些公式更普遍地适用于任何具有足够小的源的引力透镜。使用精确计算的放大，我们测试经常使用的线性倍焦散近似，并表明，它可能会导致误差的几个百分点的水平，即使在接近理想的焦散交叉事件。最后，我们讨论了几个有趣的情况下观察到的二进制和行星微透镜事件，并指出我们的结果的重要性，从微透镜光变曲线的恒星临边暗化的测量。
2008-09-27 astro-ph
The Sagittarius dwarf galaxy as a microlensing target
我们估计的光学深度，时间尺度分布和分数的微透镜事件起源于人马座矮星系（Sgr）的偏转器在银河系中的透镜源。这些事件的时间尺度比MW/MW事件长约1.3倍，并且主要发生在Sgr关闭之下比V~21等更暗的源上。涉及Sgr源的事件的分数取决于现场的位置和灭绝以及调查的极限震级。在极低纬度（|b| <2 deg.），MW/Sgr事件的贡献可以忽略不计（<1%）。但向高|b|方向不断增加，并在矮星系密度最高的区域附近占主导地位。Sgr存在于当前微透镜测量的区域内，并且从观测推断的任何光学深度图将由于Sgr的存在而偏向于更高的|b|，其中MW/Sgr事件的贡献是显著的。对所有微透镜事件的源进行系统的光谱测量可以允许检测这种事件，对于这种事件，透镜质量的简并可以显著降低。
2001-02-01 astro-ph
Microlensing of Elliptical Sources by Fold Caustics
我们考虑椭圆源穿过焦散线的微透镜效应。我们推导出一个简单的表达式，用于具有均匀表面亮度的光源的光变曲线，该表达式在椭圆率e中精确到三阶（对于e<0.3，误差<1%）。我们考虑一颗旋转恒星、一颗扁巨太阳系外行星和一个倾斜的标准薄吸积盘的焦散渡，得到以下结果。(1)如果大多数恒星的自转周期与色球层活跃（即斑点）的巨星相似，那么大约15%的恒星应该足够扁（e>0.25），与目前的观测结果产生可检测的（>1%）偏差。由于椭圆率的偏差的形式在性质上类似于由于边缘变暗的偏差。因此，恒星扁率可能必须考虑到精确的边缘暗化测量与微透镜的解释。(2)巨行星通常不会产生可检测到的扁率信号，要么是因为它们旋转得太慢（如果它们靠近并被潮汐锁定），要么是因为它们太微弱（如果它们远离母星）。(3)对于具有无标度光强分布和椭圆等照度线的等面积源，其椭圆度与位置角之间存在近简并关系。这种简并性导致在一个标准的薄吸积盘的尺度长度的测量中，使用一个单一的，线性的折叠交叉类星体微透镜事件的通带探测盘的外部部分的观测的不确定性的一个因素~2。更高频率的观测可以减少这种不确定性。
2004-01-05 astro-ph
The polarisation signature from microlensing of circumstellar envelopes in caustic crossing events
在小的碰撞参量事件和焦散渡越期间，源上的高放大率梯度为确定源的表面亮度轮廓提供了独特的机会。此外，模型表明，这些事件也可以提供一个可观的偏振信号-产生于整个其他对称源的差分放大。在以前的论文中，考虑了星周包层的点透镜的偏振变化，这将适用于红巨星周围的扩展包层。在这项工作中，我们研究的背景下，焦散交叉事件的偏振，这是最容易获得的情况下，实际观察银河系微透镜的偏振信号。
2005-11-02 astro-ph
A Natural Formalism for Microlensing
如果将标准的微透镜几何倒置，使爱因斯坦环投影到观察者平面而不是源平面上，那么可观测量（θ_E，\tilde r_E）和基础物理量（M，π_rel）之间的关系就立即变得明显。这里θ_E和\tilde r_E是角度和投影的爱因斯坦半径，M是透镜的质量，π_rel是透镜-光源的相对视差。我根据这种更自然的几何形状和可观测量重新设计了微透镜的基本形式。然后我发现，可观测量和物理量之间的关系呈现出一种异常简单的形式。在附录中，我提出了一套微透镜的符号约定。
2000-01-25 astro-ph
Planetary Microlensing Perturbations: True Planets or Binary Sources?
行星微透镜事件的特征是对标准Paczyplaski曲线的短暂扰动。行星扰动通常持续几小时到一天，并且具有标准曲线的最大振幅$\dmax$，即$5-20%$。存在一个双星源事件的子集，可以复制这些主要特征，从而伪装成行星事件。这些事件需要一个具有小通量比$\epsil \sim 10^{-2}-10^{-4}$的双星源，以及一个小的较暗源的碰撞参量$β_2 \lsim \epsil / \dmax$。这类事件的探测概率是$\sim β_2$，并且可以高达$\sim 30%$ ;这与行星探测率相当。因此，类行星扰动的样本可能被双星源事件严重污染，并且存在这样的可能性，即对于任何给定的扰动，都将导出完全无意义的物理参数。在这里，我推导出解析表达式的极端流量比限制的二元源事件，并使用这些来证明二元源和行星扰动之间的基本简并。我描述了如何可以打破密集和准确的采样的扰动，光学/红外测光，或光谱测量的简并性。
1997-06-26 astro-ph
Hexadecapole Approximation in Planetary Microlensing
微透镜行星探测的频率，特别是在难以建模的高放大率事件中，正在增加。它们的分析可能需要数万个处理器小时或更多，主要是因为测量的高密度和高精度，其建模需要耗时的有限源计算。我表明，这些测量的大部分，那些位于至少一个源直径从焦散或从尖点的延伸，可以使用一个非常简单的十六极近似，这是一个到几个数量级的速度比成熟的有限源计算建模。此外，通过将实际上需要有限源计算的区域限制在几个孤立的“焦散特征”，十六极近似将首次允许将强大的“放大图”方法应用于行星轨道运动对其很重要的事件。
2008-04-03 astro-ph
Spitzer Space Telescope Observations of the Aftermath of Microlensing Event MACHO-LMC-5
在观测到LMC源星放大率的十年后，我们用斯皮策的IRAC对MACHO-LMC-5进行了测光。这一事件在引力微透镜的编年史中是独一无二的：透镜星本身已经被HST观测到（一次是WFPC 2，两次是ACS/HRC）。由于在斯皮策观测的时期，光源和透镜之间的距离是$\sim0.24''$，所以这两颗恒星在斯皮策的图像中无法分辨。然而，IRAC的光度测定清楚地确定了透镜是一颗M5矮星，因为它的红外过量，这反过来又产生了$\sim0.2 M_{\odot}$的质量。这证明了斯皮策在其他引力微透镜事件中探测透镜的潜力。
2004-06-01 astro-ph
Source blending effects on microlensing time-histograms and optical depth determination
微透镜实验中的源混合已知会修改所观察事件的爱因斯坦时间。在本文中，我们进行了Monte-Carlo计算，使用Han（1999）导出的分析关系来量化混合对观测到的事件时间分布和光学深度的影响。我们表明，短时间事件的影响显着的混合源，中度混合源，光学深度$τ$是全球高估，因为低估的曝光。相反，对于高混合情况，混合导致光学深度的{ \it低估}估计。我们的研究结果与最近的光学深度确定对银河系中心的合作的PAPO（Popowski等，2004年）和OGLE-II合作（Sumi等，2005年），使用块巨星（较少受混合效应）作为来源。经过混合校正后，朝向银河系隆起的较低光学深度现在与从银河系模型中推断出的值非常一致，调和了理论和观测测定。
2005-07-07 astro-ph
Size is Everything: Universal Features of Quasar Microlensing with Extended Sources
我们研究的效果，源的亮度轮廓的形状上的类星体透镜系统由于微透镜的图像的幅度波动。我们通过卷积各种各样的吸积盘模型（包括高斯盘，均匀盘，“锥”，和Shakura-Sunyaev热模型）在源平面上的两个放大率映射，一个收敛kappa = 0.4和剪切gamma = 0.4（正宇称），另一个kappa = gamma = 0.6（负宇称）。通过观察卷积的放大率直方图，并使用卡方检验来确定区分与不同圆盘模型相关的直方图所需的观测次数，我们发现，对于圆盘模型，微透镜波动对除圆盘的半光半径外的所有模型属性相对不敏感。Shakura-Sunyaev模型受到观测到的类星体性质的充分约束，我们可以估计典型类星体在光学波长处的半光半径。如果Shakura-Sunyaev模型是适当的，半光半径比介入恒星的爱因斯坦环小得多，类星体可以合理地被认为是一个点源，除了在焦散交叉事件附近。
2005-06-14 astro-ph
Achromatic variability in the BL Lac object PKS 2155-304. A case for microlensing?
PKS 2155-304是唯一的BL Lac天体，其良好采样的多波长光变曲线解决了紫外线和X射线波长的日内变化。特别是，我们专注于1991年11月的多频运动，这表明了一个相当特殊的行为的源表现出大量的消色差的变化，从光学到X射线波长。我们建议这种独特的事件，其中的可变性是由于微透镜的情况下。考虑了光源相对于透镜的相对论运动。这些透镜体被认为是一个介于其间的矮星系中的太阳质量恒星。然而，检测到微透镜事件的先验概率只有百分之几，很小但不可忽略。
1997-02-10 astro-ph
Event rates and timescale distributions from realistic microlensing models of M31
我们提供了一组仙女座星系M31的微透镜事件率图。M31微透镜的速率是根据透镜和源群的四分量模型计算的：由凸起透镜透镜化的盘和凸起源、盘、M31晕和星系晕透镜。我们确认，由于透镜的暗晕，沿M31短轴的高速率梯度。此外，我们计算事件的时间尺度分布，爱因斯坦时间和半峰全宽时间。我们探讨如何率轮廓和时间尺度分布可以用来衡量微透镜晕的形状和程度。在一年中每周两次取样，或三个观测季节，用普通的地面望远镜就可以探测到小到5%的Halo H2O。
2002-09-10 astro-ph
Microlensing in the Galactic Bulge: Effects of the Disk Behind the Bulge
在银河系隆起的方向上观测到了大量的微透镜事件，测量的光学深度在2 - 3 x 10^{-6}的范围内。已经证明，这些事件中的大多数是由于核球星被其他核球星或前景盘星透镜化。在观测到的恒星中，也应该有盘星位于隆起的后面，在这里，我们考虑它们对微透镜率的影响。背景盘星的光学厚度远高于典型的核球星，在核球后方6 Kpc处达到10^{-5}。因此，虽然背景盘星在巴德窗中只占很小的一部分，我们发现光学深度的5%到10%应该是由于盘星超过3千秒差距的凸起。这一部分是敏感的光度函数的盘星在大尺度高度，以切断的调查，和放大偏置效应造成大量的“混合”的事件。我们还考虑了在凸起后面的大距离处的盘中的翘曲和耀斑的影响;这可以将从背景盘的光学深度增加到总光学深度的约20%。背景盘星上的事件平均应该比其他事件更长，并且可以通过测量已经被微透镜化的恒星的自行或距离来区分。这些事件的数量可能是对银河系圆盘远端结构和恒星星族的一个有趣的探测。
2000-06-05 astro-ph
Expectations from Realistic Microlensing Models of M31. I: Optical Depth
我们提供了一组M31的微透镜光学深度图。对仙女座的光学深度计算的基础上的四个组成部分模型的透镜和源的人口：磁盘和凸起的凸透镜，M31晕和星系晕透镜源。我们证实了高的光学深度和强大的光学深度梯度沿M31短轴由于暗晕的透镜，也讨论了由于凸起的自透镜的大小。我们探讨了M31的光学深度图的形状如何随晕参数、核半径和平坦度的变化而变化。
1999-04-24 astro-ph
The First Heroic Decade of Microlensing
我们回顾香草和异国情调的微透镜的基本原理。与消色差、时间对称光变曲线的标准形式的偏差可能是由视差和xallarap效应、有限光源尺寸效应和二进制性引起的。正是在十年前，ARO、EROS和OGLE的开创性实验报告了第一个候选事件，所以现在是总结第一个英雄十年成就的适当时机。详细评述了三种应用--（i）在星系晕中寻找致密暗天体，（ii）探测内星系和仙女座星系的重子质量分布，（iii）研究源星的临边暗化。最后，我们提出了四个项目的第二个英雄的十年-（一）K波段微透镜向隆起，（二）像素透镜向低光度螺旋星系M33，（三）偏振测量正在进行的微透镜事件和（四）天文微透镜与GAIA卫星。
2003-04-16 astro-ph
Applications of Microlensing to Stellar Astrophysics
在过去的十年中，微透镜已经发展成为研究恒星天体物理，特别是恒星大气，恒星质量和双星的有力工具。我回顾了这一进展。只要微透镜事件中的源经过透镜引起的焦散（无限放大的轮廓），就可以探测恒星大气，因为焦散可以有效地分辨源。对四个事件的宽带观测已经产生了边缘变暗的测量结果，这在本质上映射了大气温度作为深度的函数。现在，第一次，一个事件的光谱观测承诺更丰富的诊断源大气。在过去的两年中，一个实用的方法终于被开发出来，系统地测量微透镜事件中的透镜质量。这将使我们能够对银河系隆起中的所有大质量天体进行普查，包括暗天体和亮天体，包括低质量恒星、棕矮星、白矮星、中子星和黑洞。该方法将传统的地面光度测量与空间干涉测量任务在太阳轨道上进行的天体测量和光度测量相结合。使用相关的技术SIM还可以获得十几个附近恒星的精确（>~1%）质量测量，从而使恒星模型的精确测试成为可能。即使对于大的质量比，二元透镜也可以产生引人注目的且容易检测的微透镜特征。这使得微透镜成为一个潜在的强有力的探测伴星质量分布的工具，特别是在银河系的膨胀区，这种功能很难用其他技术探测。
2001-03-30 astro-ph
Galactic Bulge Microlensing Events with Clump Giants as Sources
我们提出了5年的银河系核球微透镜事件的数据分析的初步结果与丛巨星作为来源。特别是，我们讨论：1）“巨型”事件的选择，2）碰撞参量的分布，3）事件持续时间的分布，4）以（l，b）=（3.1，-3.0）为中心的长持续时间事件在100场104中的集中。我们报告了在（l，b）=（3.9，-3.8）处的初步平均光学深度为（2.0 +/- 0.4）x 10^{-6}（内部）。我们讨论了未来的工作和前景，建立一个连贯的银河系模型。
2000-05-23 astro-ph
Chromaticity of Gravitational Microlensing Events
在本文中，我们研究了两种不同的机制所造成的引力微透镜事件的颜色变化的差异放大的边缘黑暗的扩展源和混合。从这次调查中，我们发现，边缘变暗的扩展源事件（颜色曲线）的颜色变化有显着不同的特点，这取决于透镜是否过境的源星或没有。我们表明，对于一个源过境事件，透镜自行可以通过简单地测量的颜色曲线的转折时间，而不是拟合整体的颜色或光变曲线。我们还发现，即使是一个非常小的比例的混合光，混合效应引起的颜色变化是等效的边缘暗化效应所造成的，造成严重的失真，在所观察到的颜色曲线。因此，为了从边缘变暗的扩展源事件的颜色曲线中获得关于透镜和源星的有用信息，必须消除或校正混合效应。我们讨论的方法，有效地校正的混合效果。
1999-11-19 astro-ph
Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar Q2237+0305 = the Einstein Cross, I. Spectrophotometric monitoring with the VLT
我们呈现了对引力透镜类星体（即爱因斯坦十字Q2237+0305）的首次长期（2.2年）光谱监测的结果。本文的目的是提出观测事实，以便在后续论文中与理论模型进行比较，以约束源类星体的内部结构。我们空间反卷积深VLT/FORS 1光谱，准确地分离光谱的透镜星系的类星体图像的光谱。对2004年10月至2006年12月的31历元的58个观测数据进行了精确的交叉定标，并对与类星体同时观测的不变前景星进行了交叉定标。类星体的光谱被进一步分解成一个连续谱分量和几条宽的发射线，以推断这些光谱分量的变化。我们在类星体图像A和B中发现了突出的微透镜事件，而图像C和D在几个月的时间尺度上几乎是静止的。在图像A的连续区中观察到最强的变化。它们的振幅在蓝色区域（0.7等）比红色区域（0.5等）要大，这与吸积盘的微透镜效应相一致。还报道了宽发射线的强度和轮廓的变化，最突出的是在CIII的翼和CIV发射线的中心。在2006年6月观测到的类星体图像A中的一个强微透镜事件中，CIII的宽分量比窄分量放大得更高。此外，具有较高电离势的发射线比具有较低电离势的发射线更放大，这与用混响映射获得的结果一致。最后，我们发现，V波段的差分消光透镜，类星体的图像之间，是在0.1-0.3马格的范围内。
2008-01-22 astro-ph
