On calculation of microlensing light curve by gravitational lens caustic
为了分析二元引力透镜的微透镜观测数据以及解释透镜类星体多幅图像中高放大率事件的观测结果，必须用折焦散计算给定源的微透镜光变曲线。这个问题涉及到奇异积分的数值计算。给出了这种奇异积分的积分和收敛的充分条件.严格的方法来比较模型的结果与不均匀采样的观测数据的问题，包括在计算模型的光变曲线在等距点的典型解剖的整合段和以下的插值值的时刻的意见。
2001-02-02 astro-ph
Additional Information from Astrometric Gravitational Microlensing Observations
天体测量观测微透镜事件最初被提出来确定透镜的自行，可以更好地约束透镜的物理参数。在这一过程中，我们证明，除了这个原始用途天文微透镜观测可以另外用于获得各种重要的信息透镜。首先，我们证明了透镜亮度可以用天体测量观测来确定，使人们能够知道事件是由明亮的恒星还是暗透镜引起的。其次，我们表明，从天体测量观测的额外信息，可以解决的光度二元透镜拟合的模糊性，从而唯一地确定二元透镜参数。最后，我们提出了两种天体测量方法，可以解决光度透镜视差测定中的退化。由于可以通过这些方法测量自行和视差，因此可以唯一地确定单个事件的透镜参数。
2000-03-24 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Photometry of the MACHO-SMC-98-1 Binary Microlensing Event
我们目前的测光独特的二元微透镜事件MACHO SMC-98-1收集的OGLE组。在第一个焦散线附近进行了特别有趣的观察，这是其他小组观察所没有的。它允许测试提出的模型，其中由PLANET组提出的Model~1似乎与OGLE观测最一致。
1998-09-02 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
Astrometric Observation of MACHO Gravitational Microlensing
根据前人的建议，本文讨论了天文测量观测T10引力微透镜事件的前景。我们推导出一个简单的微透镜事件与黑暗或自发光透镜的预期天体测量观测值，并证明了准确的天体测量可以确定透镜的质量，距离和自行在一个非常一般的方式。特别是我们认为，在有限的情况下，地面为基础的，窄角差分天体测量技术是足够的直接测量透镜质量，和其他透镜属性（距离，横向运动）通过应用一个独立的模型的源距离和运动。本文研究了用蒙特卡罗方法确定透镜参数的灵敏度，并导出了天体测量精度与质量不确定度之间的准经验关系。
1998-02-13 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
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
Mass Determination With Gravitational Microlensing
我们提出了一个简单的玩具模型的分布负责引力微透镜的对象。我们使用蒙特卡罗模拟来证明它是多么困难，以确定透镜质量分布的参数的基础上观察到的事件时间尺度的分布。稳健的确定需要$ \sim 100 $事件或更多，即使透镜分布的几何形状和透镜运动学是已知的。
1996-04-01 astro-ph
Galactic microlensing with rotating binaries
研究了旋转双星系统对星系微透镜事件光变曲线的影响。讨论了三种不同的旋转双星系统：旋转双星透镜、旋转双星源和地球绕太阳的运动（视差效应）。由于焦散结构随时间的变化，二元透镜的运动产生了最戏剧性的效果。我讨论了当一个静态的二元模型的微透镜事件的治疗是适当的。它示出的透镜系统的未知的物理量的额外的约束条件，从一个适合与旋转的二元透镜，以及从地球绕太阳运动。对于DUO#2事件，呈现了具有旋转二元透镜的拟合。
1997-09-09 astro-ph
Kepler Rotation Effects on the Binary-Lens Microlensing Events
研究了透镜双星的开普勒自转对双星微透镜事件向大麦云云和小麦哲伦云的演化过程的影响。发现当透镜双星处于LMC盘或SMC盘时，旋转效应并不总是可以忽略，当它们是自透镜的时候因此，我们认为，如果朝向晕的微透镜事件是自透镜事件，那么在分析未来双星事件时就有必要考虑旋转效应。作为一个例子，我们重新检查的1990年LMC-9事件，其中透镜双星的横向速度慢，表明在LMC盘微透镜事件。通过简单的分析，证明了总质量为$\sim 1M_{\odot}$的透镜双星在爱因斯坦半径交叉时间内的转动大于$\sim 60^{\circ}$。然而，用一个额外的参数，旋转周期，对LMC-9的拟合表明，旋转效应很小，即，在爱因斯坦半径交叉时间期间，投影旋转角仅为$\sim 5.9^{\circ} (M/M_{\odot})^{1/4}$。这个矛盾可以解决，如果物理参数，如质量和速度，是不同的，在这个事件中，双星是近侧，或双星是非常偏心的，虽然不能从这个单一的事件得出明确的结论。如果朝向晕圈的微透镜事件是由于自透镜化，则旋转效应对其重要的二进制事件将增加，并且将获得对透镜性质的更强约束。
1999-10-19 astro-ph
Beyond Caustic Crossings: Properties of Binary Microlensing Light Curves
二元微透镜光变曲线具有多种形态。许多与点透镜光变曲线是无法区分的。那些偏离点透镜形式，焦散交叉光变曲线往往占主导地位，已确定的二元透镜事件。二元透镜的其他独特特征包括显著的不对称性、多峰和重复事件。我们已经量化，使用高分辨率的模拟，理论上预期的相对数量的每种类型的二元透镜事件，根据其可测量的特性。我们发现，与当前水平的光度不确定性和采样的微透镜调查应该找到至少一样多的非焦散交叉二元透镜事件的焦散交叉事件，在未来的调查与更敏感的光度，独特的非焦散交叉事件的贡献将更大。为了试图解释为什么焦散交叉光变曲线似乎是如此占主导地位的公布的二元透镜事件，我们调查了几个物理效应，包括混合，采样率，和各种二进制人口的影响。
2007-05-02 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Follow-Up Observations of the Macho Microlensing Event in the Galactic Bulge
我们目前的后续观测的引力微透镜候选人发现的合作在银河系的隆起。光度数据覆盖了事件最大值附近的一段时间，可用于构建完整的光变曲线。透镜星在色星等图中的位置表明它是一颗位于次巨星分支上的银河系核球星。
1994-11-22 astro-ph
The Microlensing Event MACHO-99-BLG-22/OGLE-1999-BUL-32: An Intermediate Mass Black Hole, or a Lens in the Bulge
我们对迄今为止发现的最长时间尺度的引力微透镜事件进行了重新分析：AMO-99-BLG-22/OGLE-1999-BUL-32，这是由AMO和OGLE微透镜警报系统发现的。我们对微透镜视差事件的分析包括基于银河系速度分布的标准模型的透镜位置的可能性分析，这意味着透镜可能是银河系圆盘中距离几百秒差距的~100 M太阳的黑洞或银河系凸起中的大质量恒星残骸（黑洞或中子星）。除了Mao et al（2002）在先前分析中使用的OGLE数据外，我们的新分析还包括来自CNOO、GMAN和MPS合作的数据。区分我们的分析与毛等人的分析的关键特征是对透镜运动方向的精确约束以及对该方向的含义的分析。
2002-06-29 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 by brown dwarfs: the case of dark clusters
实验正在通过引力透镜效应在黑暗的星系晕中寻找弥漫的棕矮星。如果褐矮星聚集在黑暗的星团中，事件发生率不会改变，但事件在空间上是聚集的，并且靠近微透镜的恒星很可能在不久的将来被微透镜化。因此，对发生微透镜现象的区域进行深入调查应该会发现许多其他事件。
1994-02-11 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
Gravitational Microlensing by Rotating Stars
利用微透镜事件的天体测量学，我们研究了角动量的影响，并与视差的影响进行了比较。对于一个旋转的镜头，它示出的角动量的影响偏离的图像的中心，从简单的标准微透镜。这种效应可以通过未来的天体测量任务，如GAIA和SIM的角动量透镜$S\gtrsim \times 10^{48} kg m^2 sec^{-1}$观测到。结果表明，对于极端黑洞透镜，相应的质量应大于$10^3 M_{\odot}$ .
2005-08-24 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
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
Towards Locating the Brightest Microlensing Events on the Sky
据估计，一颗比视星等17等亮的恒星在任何给定的时间都在天空的某个地方经历着可探测到的引力微透镜事件。假设透镜和光源都是从我们银河系的标准Bahcall-Soneira模型中提取的正常恒星。此外，在一年的时间尺度上，一颗15等或更亮的恒星应该经历一个可检测的引力透镜放大。探测和研究最亮的10颗$^8$恒星之间的微透镜事件率可以更好地了解银河系恒星和暗物质的分布。即使用小型望远镜仔细追踪明亮的微透镜现象，也可能发现围绕这些恒星透镜运行的行星。
1998-07-09 astro-ph
Lens binarity vs limb darkening in close-impact galactic microlensing events
虽然点焦散比（线形）折叠焦散具有更大的潜力来测量微透镜事件过程中恒星的亮度分布，但透镜二元性的影响显着限制了可实现的精度。因此，与涉及折散通道的事件相比，相应的近距离撞击事件使边缘变暗测量的情况不太有利，从折散通道可以容易地和常规地获得精确测量。涉及后来的膨胀巨星的例子表明，如果假设单透镜模型看起来是可以接受的，那么可能会导致对边缘变暗系数的约10%的错误估计，除非光度测量的精度被推到低于1%的水平，即使对于这些有利的目标。相比之下，透镜和源之间的自行测量的不确定性占主导地位的源星的角半径的评估，并保持几乎不受透镜的二元性。运行检验提供了有用的额外信息，而不是仅仅通过卡方检验来判断拟合优度，这些信息可以导致模型的拒绝和近距离撞击微透镜事件中透镜二元性的检测。
2004-10-18 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
Stars within the Large Magellanic Cloud as Potential Lenses for Observed Microlensing Events
晕中的大质量致密天体被称为MACHO，被认为是已知存在于$^{1,2}$星系晕中的大部分“暗物质”的起源。Paczyrobski $^3$提出，有可能通过这些低光度物体作为引力透镜的潜力来探测它们，当它们穿过来自附近星系的恒星的光路时，会引起一种特有的增亮。最近，有两个研究小组报告说，在大麦云星云（LMC）$^{4,5}$中可能探测到恒星的微透镜现象。在这里，我表明，微透镜内的LMC本身的恒星可以解释所观察到的事件。它进一步表明，如果在大麦哲伦星系内的恒星是透镜，观察到的光变曲线可以不同的光变曲线，由于星系透镜，即使在相对较低的放大率。这就提供了区分银河透镜和大麦哲伦星系透镜的可能性。对于给定数量的被监测恒星，大麦哲伦星系诱发的事件应该强烈地集中在大麦哲伦星系的中心区域，而银河系事件应该均匀地分布在整个大麦哲伦星系的区域，因此两者也可以在统计上区分开来。
1994-07-21 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
Perturbative approach to the astrometric microlensing due to an extrasolar planet
我们已经开发了一种微扰的方法，由于太阳系外行星透镜微透镜。特别是，我们已经找到了三重图像的解析公式。我们已经用这些公式研究了太阳系外行星透镜引起的天体测量微透镜效应，期望能大大提高未来天体测量的精度。对于弱透镜的情况下，我们已经表明了如何的最大角尺寸和典型的时间尺度的光质心的异常移位是依赖于恒星和行星之间的质量比和角间距。
2002-03-25 astro-ph
Identifying Microlensing by Binaries
微透镜监测程序已经研究了大量的标准光变曲线，这些光变曲线似乎是由于暗质点的透镜效应。理论预测，许多微透镜事件应该显示出与标准形式的显着偏差。特别是透镜二值性预期是常见的。然而，到目前为止，只有少数的光变曲线显示出透镜是双星的证据;所有这些光变曲线都显示出与标准光变曲线的巨大偏差，表现出明显的多峰和/或焦散交叉。光变曲线受扰动较小的双透镜事件也应该存在于数据集中。那么，为什么我们没有发现它们呢？答案可能在于这样一个事实，即扰动虽然经常很重要，但往往不如与焦散相交相关的扰动那么明显。我们提出了一种方法来确定是否光变曲线是由于透镜的二元。该方法适用于轻微和剧烈扰动的二元透镜光变曲线。我们的方法识别所有退化的解决方案-即，所有可能导致观察到的光变曲线的透镜效应。它还使我们能够消除考虑大范围的可能的假阳性识别与光变曲线，可能模仿微透镜的二进制。这种方法，或它的推广，也可以应用于光变曲线的分析，偏离标准的点质量透镜的形式，因为天文效应以外的镜头二元性。
1997-02-11 astro-ph
Gravitational Microlensing by the MACHOs of the LMC
计算了LMC自身的MACHO对LMC的微透镜事件的预期，并与星系晕中的类似事件进行了比较。大麦哲伦星云的物质分布模型是由一个球形晕和一个指数盘，而一个面对指数盘用于大麦哲伦星云的恒星分布。在MACHO和EROS项目发现的微透镜事件中，一小部分$22\%$可能是由LMC中心附近的透镜或来自LMC中心$5^o$的透镜的$13\%$引起的。因此，对这些微透镜事件的任何统计研究都必须考虑LMC透镜。
1993-12-24 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
Repeating microlensing events in the OGLE data
微透镜事件通常选择在单峰不重复光变曲线中，以避免与变星混淆。然而，当源或/和透镜是二元系统时，微透镜化事件可以表现出第二微透镜化增亮事件。对这些重复事件的仔细分析为研究宽双星的统计数据和探测太阳系外行星提供了一种独立的方法。先前的理论研究预测，由于宽二元透镜，0.5 - 2%的事件应该重复。我们提出了一个系统的搜索这样的事件，在约4000光变曲线的微透镜候选人检测的光学引力透镜实验（OGLE）对银河系隆起从1992年至2007年。搜索结果显示，共有19个重复的候选人，其中6个显然是由于一个广泛的二元透镜。作为一个副产品，我们发现64个事件（约2%的OGLE-III样本）已被错误分类为微透镜，这些错误分类的事件大多是新星或其他类型的爆发恒星。当下一代宽场微透镜实验在未来全面投入使用时，重复事件的数量和重要性将大大增加。
2008-11-17 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
Microlensing towards M31: candidates and perspectives
本文报道了SLOTT-AGAPE和POINT-AGAPE合作用象素法寻找仙女座星系方向微透镜事件的最新结果。4微透镜事件的检测，一些可能是由于自透镜，进行了讨论。一个微透镜光变曲线示出为与二元透镜兼容。目前的分析仍然不允许我们对M31星系的H2O含量得出结论。
2003-11-24 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
Microlensing by Stellar Black Holes Around Sgr A*
我们表明，在任何给定的时间，银心黑洞Sgr A* 预计是微透镜N（镜头）=1.7凸星，如果较暗的图像的可检测性阈值是K（thr）=21，和约N（镜头）=8源，如果K（thr）=23。然后，透镜图像提供了一种独特的方法来检测预测聚集在Sgr A* 周围的恒星质量黑洞。如果一个黑洞靠近微透镜图像，它将引起一个短（数周长）的微透镜事件。我们表明，质量和投影速度的恒星质量的黑洞都可以明确地测量从这样的事件，只要观察到一个焦散交叉或天体测量位移。对于K（thr）=23和中等放大倍率的Sgr A*，微透镜事件率从20000个黑洞在半径为0.7 pc的集群只有0.06事件每年，但是，如果高度放大的图像的恒星被发现，由恒星黑洞的事件率会高得多。此外，由Sgr A* 透镜化的N（透镜）源提供了一个独特的探测银河系中心后面沿着2N（透镜）视线的消光。
2002-01-15 astro-ph
Analytic Relations between the Observed Gravitational Microlensing Parameters With and Without the Effect of Blending
当微透镜光变曲线被来自视线附近的未分辨恒星的混合光污染时，事件的光变曲线形状和相应的参数化将不同于事件不受混合影响时的预期值。因此，混合使得难以识别主要晶状体群体和估计晶状体物质的量。因此，为了估计混合对透镜实验结果的影响，必须了解观察到的透镜参数如何根据混合光的比例而变化。以前，改变的透镜参数是用统计方法获得的，不仅需要大量的计算时间，而且容易产生不确定性。在本文中，我们推导出的透镜参数之间的解析关系和没有混合的效果。通过使用这些关系，我们调查的依赖性，观察到的透镜参数的混合光的量，碰撞参量，和事件检测的阈值放大。
1999-06-07 astro-ph
Microlensing Zone of Planets Detectable through the Channel of High-Magnification Events
微透镜区指的是行星与恒星之间的距离，在这个距离内探测到行星信号的概率很高。它的传统定义为主透镜的$\sim 0.6$和1.6爱因斯坦半径之间的范围，是基于行星引起的主焦散应位于主透镜的爱因斯坦环内的标准。然而，目前的行星透镜搜索集中在高放大率的事件，以检测由另一个焦散总是位于爱因斯坦环非常接近主透镜（恒星焦散），因此需要一个新的定义的透镜区引起的扰动。在本文中，我们确定这个透镜区。通过应用一个标准，可检测的行星应该产生信号$\geq 5%$，我们发现，新的透镜区不同的行星/恒星的质量比不同的固定范围的经典区的质量比。对于行星/恒星质量比为$q\sim 3\times 10^{-4}$的行星，透镜区相当于经典区，对于较重的行星，透镜区会变得更宽。对于一颗质量为1000亿光年的行星，透镜区的范围是0.25到3.9爱因斯坦半径，对应于一个典型的银河系事件的物理范围在$\sim 0.5$ AU和7.4 AU之间。巨行星中心摄动的透镜区较宽，这意味着微透镜方法为探测由多颗冰巨行星组成的行星系统提供了重要工具。
2008-08-22 astro-ph
Bringing closure to microlensing mass measurement
干涉仪提供了多种研究微透镜事件和确定透镜特性的方法。我们调查的研究与光学干涉仪的微透镜事件，侧重于窄角天体测量，能见度和关闭阶段。在介绍了微透镜和干涉测量的基础知识后，我们推导出这三个通道中每个通道的信号表达式。对于仪器性能的各种预测，我们讨论了哪种方法提供了测量透镜角爱因斯坦半径θ_E的最佳手段，这是确定透镜质量的先决条件。如果下一代大孔径、AO校正的长基线干涉仪（例如VLTI、Keck、OHANA）的性能与预期一样好，则可以确定所有明亮事件的信噪比大于10的theta_E。我们估计，每年大约有十几个事件将足够明亮，并有足够长的持续时间来测量透镜质量和与地面的距离。我们还考虑的前景VLTI调查的所有明亮的透镜事件使用Fisher矩阵分析，并发现，即使没有个人的群众，有趣的约束可能会被放置在隆起的质量函数，虽然大量的事件将是必需的。
2002-09-12 astro-ph
Microlensing towards the Magellanic Clouds: Nature of the Lenses and Implications for Dark Matter
对麦哲伦星云微透镜效应结果的仔细研究表明，麦哲伦星云内的恒星是主要的透镜贡献者，而MACHO对暗物质的贡献为0至5%。导致这一结论的主要结果如下。(i)在迄今为止探测到的17个事件中，已经确定了四个事件的透镜位置，其中透镜最有可能位于麦哲伦云内。(ii)如果是由MACHO引起的，事件的时间尺度将意味着在LMC和SMC方向上的MACHO的质量分别为0.5和2个太阳质量。这与银河系最扁平的模型也不一致。如果是由麦哲伦星云内的恒星造成的，那么大麦哲伦星云和小麦哲伦星云的透镜质量都是0.2太阳质量的量级。(iii)这两个观测到的双星事件是由麦哲伦星云内的透镜引起的，这一事实表明麦哲伦星云内应该有大约20个透镜引起的事件。这意味着迄今为止观察到的大多数微透镜事件可能是由麦哲伦星云内的恒星引起的。(iv)如果微透镜事件是由0.5太阳质量的MACHO引起的，那么到目前为止应该已经检测到大约15个事件，时间尺度为大约40天。事实上，这两个事件检测到的SMC已被证明是由于自透镜的地方严格限制的MACHO的贡献，并表明，MACHO的暗物质的贡献是一致的与零，上限为5%。
2003-02-17 astro-ph
Microlensing towards LMC and M31
在迄今为止对LMC进行的微透镜调查中发现的透镜的性质和位置仍然不清楚。出于这些问题，我们计算的光学深度为不同的干预人口和预期的事件自透镜的数量，使用最近绘制的相干图片的几何结构和动态的LMC。通过将理论量与观测事件的值进行比较，可以对MACHO的位置和性质施加一些限制。很明显，考虑到大的不确定性和可处理的事件很少，还不可能得出明确的结论，尽管如此，我们发现多达3-4个OOO事件可能是由于LMC中的透镜，这很可能是低质量恒星，但几乎所有的事件都是由于自透镜。最合理的解释是，到目前为止观察到的事件是由于属于不同干预群体的透镜：LMC中的低质量恒星，在厚盘中，在椭球体中，以及银河系和LMC本身的晕中的一些真正的MACHO。我们还报告了最近的结果的SLOTT-AGAPE和POINT-AGAPE合作搜索仙女座星系方向的微透镜事件，通过使用像素的方法。4微透镜事件的检测，一些可能是由于自透镜，进行了讨论。一个微透镜光变曲线示出为与二元透镜兼容。目前的分析仍然不允许我们对M31星系的H2O含量得出结论。
2004-07-11 astro-ph
Occultation and Microlensing
掩星和微透镜是一个物体经过另一个物体前面的相同现象的不同极限。我们推导出一个通用的精确的解析表达式，它描述了微透镜和掩星的情况下，具有均匀亮度的源和非相对论前景体的球体。我们还数值计算的情况下，一个源的二次边缘变暗。在引力偏转角与前景天体的角大小相当的极限下，微透镜和掩星都发生在天体对齐的时候。这样的事件可以用来限制透镜星和源星的大小比，源星的边缘变暗系数，以及透镜星的表面重力（如果透镜和源的距离是已知的）。应用这些结果的微透镜在过境期间的双星和巨星微透镜进行了讨论。这些结果统一了微透镜和掩星的限制，并应是有用的微透镜，日食和“微掩星”事件的快速模型拟合。
2002-10-30 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
REMOVING DEGENERACY OF MICROLENSING LIGHT CURVES THROUGH NARROW-BAND PHOTOMETRY OF GIANTS
微透镜事件的标准光变曲线对透镜的六个未知参数仅提供两个约束。我们表明，窄带测光期间的巨恒星的微透镜事件可以另外确定的爱因斯坦环的角半径和自行的镜头。这种可能性是由于巨星的扩展大气主要从狭窄的环（临边增亮）发射共振线的核心。发射环的半径可以通过在透镜事件结束后对源进行详细的光谱观测来确定，精度为20%。在球核中，相当一部分的团状巨星的环半径大于10^{12} cm，在爱因斯坦亚太阳质量透镜半径的范围内。当它扫过透镜平面时，延伸的薄环也提供了一个可能的行星同伴的灵敏探测器。使用以3933 A处的CaII K线为中心的窄带滤光片，可以通过光度测量来检测环签名。
1995-04-03 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Real Time Data Analysis Systems in the OGLE-III Survey
我们描述了三个实时数据分析系统，在OGLE调查（OGLE-III）的第三阶段实施。EWS系统旨在检测正在进行的微透镜事件。EEWS系统监测来自单质量微透镜的异常的微透镜现象。NOOS系统探测OGLE-III场中的瞬变物体（SNe、微透镜事件、变星），这些物体通常低于探测阈值。每个系统探测到的物体的信息都分发给天文学界，供后续观测之用。还简要介绍了OGLE-III硬件和光度数据管道。
2004-01-08 astro-ph
Microlensing of the X-ray, UV and optical emission regions of quasars: Simulations of the time-scales and amplitude variations of microlensing events
我们考虑了微透镜效应对透镜类星体不同光谱波段的影响。我们假设发射X射线，紫外和光学区域的大小是不同的，但在这些光谱带的连续发射是源于吸积盘。给出了不同波段微透镜效应和通量放大的时间尺度估计。我们发现，微透镜的持续时间应该是短的X射线（几个月）比在紫外/光学发射区（几年）。这一结果表明，监测的X射线变化的透镜类星体，显示了“流量异常”，可以澄清这种异常的来源。
2008-01-29 astro-ph
Color-Shift Measurement in Microlensing-Induced Stellar Variation from Future Space-Based Surveys
如果微透镜事件是由恒星引起的，则该事件可以由于来自透镜的光而表现出颜色的变化。在以前和现在的透镜观测中，色偏不能用来限制透镜群，因为造成色偏的混合光主要归因于附近的背景恒星，而不是透镜。然而，在未来的天基调查中观察到的事件不会受到混合的影响，因此颜色信息可以用于约束透镜。在本文中，我们证明了有用的未来调查测量色偏。通过进行模拟银河系透镜事件的基础上提出的空间为基础的透镜调查的规范，我们估计，在$R-H$的颜色的变化将被测量在5 $σ$水平的$\sim 12%$的事件发生在源星上的视星等比$J=22.5$。色移事件往往有很高的放大率，透镜的亮度相当于源星的亮度。色移事件的时间尺度往往比没有色移的时间尺度长。从透镜的质量分布来看，大部分色移事件都是由光谱类型低至M型主序星的恒星透镜产生的。
2008-01-31 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
On the Feasibility of Characterizing Lens Stars in Future Space-Based Microlensing Surveys
如果一颗发光的恒星造成了引力微透镜现象，那么透镜的特征可以通过分析来自透镜的混合光来确定。在本文中，我们研究的可行性，通过使用这种方法在未来的空间为基础的透镜调查表征透镜。为了判断该方法的可行性，我们通过对银河系核球透镜事件进行详细的模拟，估计了那些可以被明确注意到的混合通量F_b的事件部分，其中大部分可以归因于透镜，这些事件考虑了各种混合源，包括透镜，背景恒星以及透镜和源的双星伴星。由此估计，在用1 m空间望远镜观测到的事件中，约有27%的事件的F_b/F \geq混合分数为10%，其中一半事件的混合通量将被来自混合源而不是透镜的通量污染超过（F_b-F_L）/F_b=20%，这意味着混合通量的污染将是相当大的。虽然使用更高分辨率的仪器可以减少背景星的污染，但估计即使使用相当于{ \it Hubble Space Telescope}的望远镜，假设50%的二进制频率，仍有超过1/3的事件的混合通量会被污染（主要是被二进制伴星污染）。因此，我们得出结论，在应用透镜-光分析方法时，需要谨慎并考虑混合污染物。
2005-07-04 astro-ph
Distribution of Caustic-Crossing Intervals for Galactic Binary-Lens Microlensing Events
双透镜引力微透镜事件焦散交叉的检测是重要的，因为通过检测它们可以获得关于透镜和源星的有用信息。本文计算了两个连续的焦散交点之间的间隔分布，$f(t_{\rm cc})$，银河系球双星透镜事件调查的观测策略，最佳的检测和解决的焦散交点。从这个计算，我们发现，分布是高度偏向短$t_{\rm cc}$和峰值在$t_{\rm cc}\sim 1.5$天。因此，为了最大限度地检测腐蚀性交叉点，及时启动后续观察以密切监测事件将是重要的。我们估计，在当前随访观察策略下，第二次焦散性交叉准备时间为$\sim 2$天，可分辨焦散性交叉的事件比例为$\sim 80%$。我们发现，如果能够在第一次焦散线交叉后1天内开始随访观察，并采取更积极的观察策略，则可以将检出率提高到$\sim 90%$。
1999-11-15 astro-ph
Limits of Binaries That Can Be Characterized by Gravitational Microlensing
由于行星探测的高效率，目前的微透镜行星搜索集中在高放大率事件上。高倍率事件是敏感的远程二进制的同伴，以及因此，样品的宽分离的二进制预计将收集作为副产品。在本文中，我们表明，表征二进制的一部分，这个样本将是困难的，由于退化的二进制透镜参数。这种简并性的出现是因为双星伴星引起的扰动很好地近似于分离大于某个极限的双星的Chang-Refsdal透镜。对于由等质量透镜组成的双星，我们发现，透镜的二进制可以注意到的间距的$\sim 60$倍的爱因斯坦半径对应于每个透镜的质量。然而，在这些二进制文件中，我们发现，透镜参数可以确定只有一部分的二进制文件的间距小于$\sim 20$倍的爱因斯坦半径。
2008-08-15 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
Blending of Light in Gravitational Microlensing Events
当有一个以上的光源沿着视线到一个引力透镜的物体，观察到的光变曲线的特性受到影响的光，这是不透镜的存在。在本文中，我们开发了一种形式主义来量化相关的影响。我们发现引入“混合爱因斯坦半径”和“有效爱因斯坦半径”的概念是有用的，以描述质量将作为透镜的概率，或者源将以可观察的方式被透镜化。这些考虑导致对引力微透镜实验结果的一般性预测。一个例子是巨星透镜的光学深度大于主序星透镜的光学深度;对于任何给定的光源和透镜，这种效应都可以量化。我们通过一系列的蒙特卡罗模拟来测试和锐化这些预测。我们还概述了一般的方法（1）测试是否特定的事件，无法通过点质量光变曲线拟合的混合事件的可行的候选人，（2）使用混合的影响，以了解更多的透镜事件比可能的，如果没有混合，和（3）包括混合的影响时，通过透镜事件的统计研究推断的基础人口的属性。
1995-06-16 astro-ph
Microlensing of Central Images in Strong Gravitational Lens Systems
我们研究了在强引力透镜星系中心附近形成的微弱图像的微透镜效应。这些中央图像，终于开始屈服于观测，自然出现在密集的恒星场，可能是特别敏感的质量分布中的细粒度。过聚焦的微透镜放大率图（即，缩小的）图像与放大的图像有显著的不同。特别是，熟悉的“折叠”和“尖点”的放大图像的地图功能只存在于某些值的分数，f，在恒星的表面质量密度。对于中心图像，微透镜放大率的色散通常大于正常（最小和鞍）图像，特别是当源与恒星爱因斯坦半径相当或大于恒星爱因斯坦半径时。色散以一种复杂的方式依赖于f;这种行为可能是利用微透镜探测遥远星系核心恒星和暗物质相对密度的关键。定量地，我们预测PMN J1632-0033中的中心图像C在Rsrc/Rein <~ 1时具有0.6个量级的放大离散度，或在Rsrc/Rein = 10时具有0.3个量级的放大离散度。作为比较，如果Rsrc/Rein <~ 1，则图像B的色散为0.5-0.6 mag，图像A的色散为0.05-0.1 mag;如果Rsrc/Rein = 10，则图像B的色散仅为0.1 mag，图像A的色散仅为0.008 mag。(The色散可以外推到更大的源尺寸，如σ \propto Rsrc^{-1}。因此，中心图像比其他透镜图像更容易受到微透镜效应的影响，因此是测量源尺寸的良好探针。
2007-03-15 astro-ph
Turning AGN Microlensing From a Curiosity Into a Tool
前景透镜星系中恒星对引力透镜类星体的微透镜作用可以用来探测暗物质的性质，确定透镜星系中恒星的平均质量，以及测量类星体吸积盘的内部结构。直到最近，由于难以获得必要的数据和缺乏良好的分析方法，在使用微透镜用于这些目的方面几乎没有取得进展。近年来，这两个问题都得到了解决。特别是，贝叶斯分析方法提供了一种通用的方法来测量物理量的兴趣和他们的不确定性从微透镜光变曲线。我们讨论的数据和分析方法，并显示所有三个天体物理应用的初步结果。
2006-11-30 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
