重力マイクロレンズ効果

重力マイクロレンズ効果は、重力レンズ効果によって引き起こされる天文現象です。これは、放出する光に関係なく、惑星の質量から恒星の質量までの範囲の物体を検出するために使用できます。通常、天文学者は、多くの光を放出する明るい物体 (恒星) または背景の光を遮る大きな物体 (ガスと塵の雲) のみを検出できます。これらの物体は、銀河の質量のわずかな部分を占めるだけです。^{[説明が必要]}マイクロレンズ効果により、ほとんどまたはまったく光を放出しない物体の研究が可能になります。

遠くの星またはクエーサーが、質量が大きくコンパクトな前景の物体と十分に一直線に並ぶと、アルバート・アインシュタインが1915 年に論じたように、その重力場による光の屈折によって 2 つの歪んだ画像 (通常は分解されない) が生じ、観察可能な拡大がもたらされます。一時的な増光の時間スケールは、前景の物体の質量と、背景の「光源」と前景の「レンズ」物体間の相対的な固有運動に依存します。

理想的に調整されたマイクロレンズは、レンズからの放射と源オブジェクトの間に明確な緩衝帯を作り出します。遠方の源を拡大して明らかにしたり、そのサイズや明るさを強調したりします。これにより、褐色矮星、赤色矮星、惑星、白色矮星、中性子星、ブラックホール、大質量コンパクトハローオブジェクトなどの暗いまたは暗いオブジェクトの集団の研究が可能になります。このようなレンズはすべての波長で機能し、あらゆる種類の電磁放射を放出する遠方の源オブジェクトを拡大し、広範囲の歪みを生成します。

孤立した物体によるマイクロレンズ効果は、1989年に初めて検出されました。それ以来、マイクロレンズ効果は、暗黒物質の性質の制限、太陽系外惑星の検出、遠方の恒星の周辺暗化の研究、連星系の制限、天の川銀河の円盤構造の制限に使用されてきました。マイクロレンズ効果は、褐色矮星やブラックホールなどの暗い物体の発見、恒星黒点の研究、恒星の回転の測定、クエーサーとその降着円盤の調査^{[1] [2] の}手段としても提案されています。^{[3] [4] [5] [6]}マイクロレンズ効果は、2018年に、当時観測された中で最も遠い恒星であったイカロスの検出に使用されました。 ^{[7] [8]}

マイクロレンズ効果は重力レンズ効果に基づいています。質量のある物体（レンズ）が明るい背景物体（光源）の光を曲げます。これにより、背景光源の歪んだ、拡大された、明るくなった複数の画像が生成されます。^[9]

マイクロレンズ効果は、強い重力レンズ効果や弱い重力レンズ効果と同じ物理的効果によって引き起こされますが、非常に異なる観測技術によって研究されています。強い重力レンズ効果と弱い重力レンズ効果では、レンズの質量が十分に大きいため (銀河または銀河団の質量)、レンズによる光の変位は、ハッブル宇宙望遠鏡などの高解像度の望遠鏡で解決できます。マイクロレンズ効果では、レンズの質量が低すぎるため (惑星または恒星の質量)、光の変位は簡単には観測できませんが、光源の見かけ上の明るさの増加は依然として検出される場合があります。このような状況では、レンズは数百万年ではなく数秒から数年の妥当な時間で光源を通過します。配置が変化すると、光源の見かけ上の明るさが変化するため、これを監視してイベントを検出し、研究することができます。したがって、強い重力レンズや弱い重力レンズとは異なり、マイクロレンズ効果は人間の時間スケールの観点からは一時的な天文現象であり、^[10]時間領域天文学の対象となっている。

強いレンズ効果や弱いレンズ効果とは異なり、マイクロレンズ効果の発生を一度の観察で確認することはできません。代わりに、測光法を使用して、光源の明るさの上昇と下降を時間とともに監視する必要があります。明るさと時間の関数は、光度曲線として知られています。典型的なマイクロレンズ効果の光度曲線を以下に示します。

このような典型的なマイクロレンズ現象は形状が非常に単純で、抽出できる物理パラメータは 1 つだけです。それは、レンズの質量、距離、速度に関連する時間スケールです。ただし、より非典型的なレンズ現象の形状に影響を与える効果がいくつかあります。

• レンズ質量分布。レンズ質量が一点に集中していない場合、特に光曲線に強いスパイクが現れることがある、光度曲線は、コースティック交差イベントで特に劇的に異なる可能性があります。マイクロレンズ効果では、レンズが連星または惑星系である場合にこれが見られます。
• 有限の光源サイズ。非常に明るい、または急速に変化するマイクロレンズ効果イベント（コースティック交差イベントなど）では、光源の星を極小の光点として扱うことはできません。星の円盤のサイズや、縁の暗化によっても、極端な特徴が変化する可能性があります。
• 視差。数か月間続く現象の場合、地球が太陽の周りを回る動きによって位置がわずかに変化し、光度曲線に影響を及ぼすことがあります。

現在、最も注目されているのは、より珍しいマイクロレンズ現象、特に太陽系外惑星の発見につながる可能性のある現象です。

マイクロレンズ現象からより多くの情報を得るための別の方法としては、現象の進行中に天体の位置の天文測定学的シフトを測定し、 ^[11]干渉法で別々の画像を分解することさえあります。^[12]マイクロレンズ画像の分解に初めて成功したのは、超大型望遠鏡干渉計 (VLTI)の GRAVITY 装置で達成されました。^[13] 天体の 2 つの画像が分解されない場合(つまり、利用可能な装置で個別に検出できない場合)、測定された位置は 2 つの位置の平均で、明るさで重み付けされます。これは重心の位置と呼ばれます。天体が、たとえばレンズの「右側」のはるか遠くにある場合、1 つの画像は天体の実際の位置に非常に近く、もう 1 つの画像はレンズの左側に非常に近く、非常に小さいか暗いものになります。この場合、重心は実質的に天体と同じ位置にあります。光源の空の位置がレンズの位置に近く、右側にある場合、メイン画像は光源の実際の位置より少し右側にあり、重心は実際の位置より右側にあります。しかし、光源がレンズの位置にさらに近づくと、2 つの画像は対称になり、明るさが等しくなり、重心は再び光源の実際の位置に非常に近くなります。位置合わせが完璧な場合、重心は光源 (およびレンズ) とまったく同じ位置にあります。この場合、2 つの画像ではなく、レンズの周りにアインシュタイン リングがあります。^{[14] [15]}

実際には、必要な位置合わせは非常に正確で予測が難しいため、マイクロレンズ効果は非常にまれです。したがって、イベントは通常、数年にわたって数日ごとに数千万の潜在的なソース星を測光的に監視する調査によって発見されます。このような調査に適した高密度の背景フィールドは、マゼラン雲やアンドロメダ銀河などの近くの銀河、および天の川銀河バルジです。

いずれの場合も、研究対象のレンズ集団は、地球とソース フィールドの間にあるオブジェクトで構成されます。バルジの場合、レンズ集団は天の川銀河のディスク星であり、外部銀河の場合、レンズ集団は天の川銀河のハローと、他の銀河自体のオブジェクトです。これらのレンズ集団内のオブジェクトの密度、質量、および位置によって、その視線に沿ったマイクロレンズの頻度が決定され、マイクロレンズによる光学的厚さと呼ばれる値によって特徴付けられます。(これは、いくつかの特性を共有していますが、より一般的な意味の光学的厚さと混同しないでください。)光学的厚さは、大まかに言えば、特定の時間にマイクロレンズを受けているソース スターの平均割合、または同等に、特定のソース スターが特定の時間にレンズを受けている確率です。 MACHOプロジェクトでは、大マゼラン雲に対する光学的厚さは1.2×10 −7 であることが判明しました[ ^{20 ]} 。また、バルジに対する光学的厚さは2.43×10 ⁻⁶または約40万分の1であることが判明しました^{[21] 。}

探索を複雑にしているのは、マイクロレンズ効果を受けている星一つにつき、他の理由（典型的な光源フィールド内の星の約 2% は自然変光星）や他の一時的なイベント（新星や超新星など）で明るさが変化している星が何千個もあるという事実であり、真のマイクロレンズ効果イベントを見つけるためにはこれらを除外する必要がある。進行中のマイクロレンズ効果イベントが特定されると、それを検出する監視プログラムがコミュニティにその発見を知らせることが多く、他の専門プログラムが、典型的な光度曲線からの興味深い逸脱を見つけようと、より集中的にイベントを追跡することがある。これは、これらの逸脱、特に太陽系外惑星による逸脱を特定するには 1 時間ごとの監視が必要であり、調査プログラムでは新しいイベントを探索している間はそれを行うことができないためである。限られた観測リソースで詳細なフォローアップを行うために進行中のイベントをどのように優先順位付けするかという問題は、今日のマイクロレンズ効果の研究者にとって非常に重要である。

アイザック・ニュートンは、1704年から1718年にかけて拡張された著書『質問』 （質問番号1）ですでに、光線が重力によって偏向するかどうか疑問に思っていました。1801年、ヨハン・ゲオルク・フォン・ゾルドナーは、ニュートンの重力下での星からの光線の偏向量を計算しました。1915年、アルバート・アインシュタインは、一般相対性理論による偏向量を正しく予測しましたが、それはゾルドナーの予測の2倍でした。アインシュタインの予測は、アーサー・エディントンが率いる1919年の探検によって検証され、一般相対性理論の初期の大きな成功となりました。^[22] 1924年、オレスト・クウォルソンは、レンズ効果によって星の複数の画像が生成される可能性があることを発見しました。マイクロレンズ効果の基礎となる、同時に発生する光源の明るさの増加の正しい予測は、1936年にアインシュタインによって発表されました。^[23]必要とされる整列があまりに困難であるため、彼は「この現象を観測できる可能性は低い」と結論付けた。重力レンズ効果の現代的な理論的枠組みは、ユ・クリモフ（1963年）、シドニー・リーベス（1964年）、シュール・レフスダル（1964年）の研究によって確立された。^[1]

重力レンズ効果は、1979年に、前景の銀河によってレンズ効果を受けたクエーサーの形で初めて観測されました。同年、Kyongae ChangとSjur Refsdalは、レンズ銀河内の個々の星がメインレンズ内で小さなレンズとして機能し、ソースクエーサーの画像が数か月のタイムスケールで変動することを示しました。これはChang–Refsdalレンズとしても知られています。 ^[24] Peter J. Youngは、多くの星の同時効果を考慮に入れるために分析を拡張する必要があることに気づきました。^[25] Bohdan Paczyńskiは、この現象を説明するために初めて「マイクロレンズ効果」という用語を使用しました。このタイプのマイクロレンズ効果は、クエーサーの固有の変動性のために特定が困難ですが、1989年にMike IrwinらはHuchraのレンズで「アインシュタインの十字」クエーサーの4つの画像のうちの1つでマイクロレンズ効果を検出したことを発表しました。^[26]

1986年、パチンスキーは、近くの銀河の背景の星を観測することで、マイクロレンズ効果を利用して銀河ハロー内の巨大コンパクトハロー天体（MACHO）の形で暗黒物質を探すことを提案した。暗黒物質を研究する2つの素粒子物理学者のグループが彼の講演を聞き、天文学者と協力して、英豪MACHO共同研究とフランスのEROS共同研究を結成した。^[要出典]

1986年、ロバート・J・ネミロフはマイクロレンズ効果の可能性を予測し^[27]、1987年の論文でいくつかの可能なレンズ源構成についてマイクロレンズ効果による基本的な光曲線を計算した^{[28] 。}

1991年にマオとパチンスキーはマイクロレンズ効果を利用して連星の伴星を見つけられるかもしれないと示唆し、1992年にグールドとローブはマイクロレンズ効果を利用して太陽系外惑星を検出できることを実証した。1992年にパチンスキーは光学重力レンズ効果実験を設立し、銀河バルジ方向の現象の探索を開始した。大マゼラン雲方向で発生した暗黒物質が原因と考えられる最初の2つのマイクロレンズ現象は、1993年にMACHO ^[29]とEROS ^[30]によって立て続けにネイチャー誌に発表され、その後も現象が検出され続けた。この間、孫洪熙は調査による現象に対する太陽系外惑星のマイクロレンズ効果の理論に取り組んだ。 MACHO共同研究は1999年に終了した。彼らのデータは暗黒ハローの100%がMACHOで構成されているという仮説を否定したが、ハロー質量の約20%に及ぶ説明のつかない重大な過剰が発見された。これはMACHOによるものか、大マゼラン雲自体のレンズによるものかのどちらかである可能性がある。^[31]

その後、EROSはMACHOのさらに強い上限値を発表しましたが^[32]、現在のところ、暗黒物質に起因する可能性のあるハローマイクロレンズ効果の過剰が存在するかどうかは不明です。現在進行中のSuperMACHOプロジェクトは、MACHOの結果の原因となるレンズの位置を特定しようとしています。^{[引用が必要]}

暗黒物質問題を解決するわけではないが、マイクロレンズ効果は多くの用途で有用なツールであることがわかっている。銀河バルジでは、マイクロレンズ効果の光学的厚み（銀河円盤内の星による）が銀河ハローを通した厚みの約20倍になる場所で、年間数百のマイクロレンズ効果イベントが検出されている。2007年には、OGLEプロジェクトで611のイベント候補が特定され、MOAプロジェクト（日本とニュージーランドの共同プロジェクト）^[33]では488の候補が特定された（ただし、候補のすべてがマイクロレンズ効果イベントであるわけではなく、2つのプロジェクトにはかなりの重複がある）。これらの調査に加えて、進行中の潜在的に興味深いイベントを詳細に調査するためのフォローアッププロジェクトが進行中であり、主に太陽系外惑星の検出を目的としている。^[要出典]これらには、MiNDSTEp、^[34] RoboNet、^[35] MicroFUN ^{[36]およびPLANET [37]}が含まれる。

2020年9月、天文学者たちはマイクロレンズ技術を用いて、地球と同程度の質量を持ち、恒星に囲われず天の川銀河内で自由に浮遊する惑星を初めて発見したと報告した。^{[38] [39]}

マイクロレンズ効果は、発生源を拡大するだけでなく、その見かけの位置も動かす。この効果の持続時間は拡大時間よりも長く、レンズの質量を見つけるのに使用できる。2022年には、この手法を使用して、マイクロレンズ現象が検出された直後の2011年8月から6年にわたってハッブル宇宙望遠鏡による観測が行われ、孤立した恒星質量ブラックホールが初めて明確に検出されたことが報告された。ブラックホールの質量は太陽の約7倍で、いて座にあり、約1.6キロパーセク（5.2 kly）離れている。一方、恒星は約6キロパーセク（20 kly）離れている。私たちの銀河には孤立したブラックホールが何百万個もあり、孤立しているため周囲から放射される放射線が非常に少ないため、マイクロレンズ効果でしか検出できない。著者らは、ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡やヴェラ・C・ルビン天文台などの将来の観測装置によって、さらに多くの天体が発見されることを期待している。^[14]

マイクロレンズの数学は、現代の表記法とともにグールド^[40]によって説明されており、他の著者は他の表記法を使用していますが、このセクションでは彼の表記法を使用します。アインシュタイン半径はアインシュタイン角とも呼ばれ、完全に整列した場合のアインシュタインリングの角半径です。これは、レンズの質量M、レンズの距離d _L、およびソースの距離d _Sに依存します。

${\displaystyle \theta _{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}-d_{L}}{d_{S}d_{L}}}}}}$(ラジアン単位)。

Mが木星質量の60倍、d _L = 4000パーセク、d _S = 8000パーセク（バルジマイクロレンズ現象の典型）の場合、アインシュタイン半径は0.00024秒角^[41]（4000パーセクで1 auが占める角度）です。 ^[42]比較すると、理想的な地球ベースの観測では角度分解能が約0.4秒角で、1660倍も大きくなります。は非常に小さいため、一般的なマイクロレンズ現象では通常観測されませんが、以下で説明するように、いくつかの極端な現象では観測されることがあります。 ${\displaystyle \theta _{E}}$

マイクロレンズ現象には明確な始まりや終わりはありませんが、慣例により、現象は光源とレンズの角度の差が 未満である間は続くとされています。したがって、現象の持続時間は、レンズが天空で見かけ上動いて角度距離 を移動するのにかかる時間によって決まります。アインシュタイン半径は、2 つのレンズ像の角度の差や、マイクロレンズ現象の進行中の像の位置の天文測定上のシフトと同じ桁数です。 ${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle \theta _{E}}$

マイクロレンズ効果が発生すると、光源の明るさは増幅係数Aで増幅されます。この係数は、観測者、レンズ、光源の配置の近さにのみ依存します。単位のない数値uは、レンズと光源の角度を で割った値として定義されます。増幅係数は、次の値で表されます。^[43]${\displaystyle \theta _{E}}$

${\displaystyle A(u)={\frac {u^{2}+2}{u{\sqrt {u^{2}+4}}}}。$

この関数には、いくつかの重要な特性があります。A(u) は常に 1 より大きいため、マイクロレンズ効果は光源の星の明るさを増すことはできますが、減らすことはできません。A(u) は u が増加すると常に減少するため、位置合わせが近づくほど光源は明るくなります。u が無限大に近づくと、A(u) は 1 に近づくため、離れているとマイクロレンズ効果は無効になります。最後に、u が 0 に近づくと、点光源の場合、像がアインシュタイン リングに近づくにつれて A(u) は無限大に近づきます。完全な位置合わせ (u = 0) の場合、A(u) は理論的には無限大です。実際には、現実世界の物体は点光源ではなく、有限の光源サイズ効果により、非常に近い位置合わせで増幅できる大きさに限界が設定されますが、^[44]マイクロレンズ効果によって、数百倍の明るさになることもあります。

重力によるマクロレンズ効果ではレンズが銀河または銀河団ですが、マイクロレンズ効果では u は短期間で大きく変化します。関連する時間スケールはアインシュタイン時間と呼ばれ、レンズが天空の光源に対して角度距離を移動するのにかかる時間で表されます。典型的なマイクロレンズ効果イベントでは、は数日から数か月程度です。関数 u(t) は、ピタゴラスの定理によって簡単に決定されます。 ${\displaystyle t_{E}}$${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle t_{E}}$

${\displaystyle u(t)={\sqrt {u_{min}^{2}+\left({\frac {t-t_{0}}{t_{E}}}\right)^{2}}}.}$

u の最小値 (u _{min )}によって、イベントのピーク輝度が決まります。

典型的なマイクロレンズ現象では、光源が点、レンズが単一の質量点、レンズが直線上を移動していると仮定すると、光曲線はよく近似します。これは、光源点レンズ近似です。これらの現象では、測定可能な唯一の物理的に重要なパラメータはアインシュタイン時間スケールです。この観測量はレンズの質量、距離、速度の縮退関数であるため、単一の現象からこれらの物理的パラメータを決定することはできません。 ${\displaystyle t_{E}}$

しかし、一部の極端なイベントでは、が測定可能であり、他の極端なイベントでは、追加のパラメータ、つまり、観測者の平面におけるアインシュタインリングのサイズ、投影アインシュタイン半径と呼ばれるパラメータを調べることができます。このパラメータは、衛星観測者など、異なる場所にいる2人の観測者からイベントがどのように異なって見えるかを表します。投影アインシュタイン半径は、レンズとソースの物理的パラメータと次のように関連しています。 ${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle {\tilde {r}}_{E}}$

${\displaystyle {\tilde {r}}_{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}d_{L}}{d_{S}-d_{L}}}}}.}$

これらの量の逆数を使うと数学的に便利です。これらはアインシュタインの固有運動です。

${\displaystyle {\vec {\mu }}_{E}={t_{E}}^{-1}}$

アインシュタイン視差

${\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}={{\tilde {r}}_{E}}^{-1}.}$

これらのベクトル量は、光源に対するレンズの相対的な動きの方向を示します。一部の極端なマイクロレンズ効果イベントでは、これらのベクトル量の1つの要素しか制限できません。これらの追加パラメータが完全に測定されれば、レンズの物理的パラメータを解くことができ、レンズの質量、視差、および固有運動が次のように得られます。

${\displaystyle M={\frac {c^{2}}{4G}}\theta _{E}{\tilde {r}}_{E},}$

${\displaystyle \pi _{L}=\pi _{E}\theta _{E}+\pi _{S},}$

${\displaystyle \mu _{L}=\mu _{E}\theta _{E}+\mu _{S}.}$

典型的なマイクロレンズ現象では、光源が点、レンズが単一の質点、レンズが直線上を移動していると仮定すると、光曲線がよく近似されます。これは、点光源-点レンズ近似です。これらの現象では、測定可能な物理的に重要なパラメータは、アインシュタイン時間スケールのみです。ただし、場合によっては、現象を分析して、アインシュタイン角と視差という追加のパラメータを得ることができます。これには、非常に高い倍率の現象、バイナリ レンズ、視差、xallarap 現象、およびレンズが見える現象が含まれます。 ${\displaystyle t_{E}}$${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle \pi _{E}}$

アインシュタイン角は地上の望遠鏡から直接見るには小さすぎるが、それを観測するためのいくつかの技術が提案されている。

レンズが光源の真正面を通過する場合、光源の有限な大きさが重要なパラメータになります。光源は点ではなく空の円盤として扱う必要があり、点光源近似が崩れ、従来のマイクロレンズ曲線からの偏差が生じます。この偏差は、レンズが光源を横切る時間と同じ長さ続きます。これを有限光源光曲線と呼びます。この偏差の長さから、レンズが光源の円盤を横切るのに必要な時間を求めることができます。光源の角度の大きさがわかっている場合、アインシュタイン角は次のように決定できます。 ${\displaystyle t_{S}}$${\displaystyle \theta _{S}}$

${\displaystyle \theta _{E}=\theta _{S}{\frac {t_{E}}{t_{S}}}.}$

これらの測定は、光源とレンズの極端な位置合わせを必要とするため、まれです。 が（比較的）大きい場合、つまり、光源の近くで低速で移動する低質量のレンズを持つ近くの巨大な光源の場合、これらの測定が行われる可能性が高くなります。 ${\displaystyle \theta _{S}/\theta _{E}}$

有限源イベントでは、源星のさまざまな部分がイベント中のさまざまな時間にさまざまな割合で拡大されます。したがって、これらのイベントは源星の 周辺暗化を研究するために使用できます。

レンズがアインシュタイン半径程度の間隔を持つ連星の場合、拡大パターンは単星レンズよりも複雑になります。この場合、レンズが光源から離れているときには通常 3 つの画像がありますが、2 つの追加画像が作成される配置の範囲があります。これらの配置は、コースティックと呼ばれます。これらの配置では、点光源近似の下で光源の拡大は形式的に無限大です。^{[引用が必要]}

バイナリ レンズのコースティック交差は、単一レンズよりも幅広いレンズ形状で発生する可能性があります。単一レンズの光源コースティックと同様に、光源がコースティックを横切るのには一定の時間がかかります。このコースティック交差時間を測定でき、光源の角半径がわかれば、アインシュタイン角も決定できます。^{[引用が必要]}${\displaystyle t_{S}}$

単一レンズの場合のように、光源の拡大が形式的に無限大であるのと同様に、コースティック交差連星レンズは光源の星の異なる部分を異なる時間に拡大します。これにより、光源の構造とその周辺部の暗化を調べることができます。^{[引用が必要]}

原理的には、アインシュタイン視差は、2人の観測者が同時に異なる場所、例えば地球と遠くの宇宙船からその現象を観測することによって測定できる。^[45] 2人の観測者によって観測された増幅度の差はレンズの動きに垂直な成分を、ピーク増幅時間の差はレンズの動きに平行な成分を生み出す。この直接測定は、スピッツァー宇宙望遠鏡を使用して報告されている^[46]。極端な場合には、地球上の異なる場所にある望遠鏡から見た小さな差、つまり地球視差からでも差を測定できる可能性がある。^[47]${\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}}$

アインシュタイン視差は、軌道視差を通じても測定できます。地球が太陽の周りを回転し、太陽が銀河を通過することで生じる観測者の動きは、各観測期間においてマイクロレンズ現象が異なる角度から観測されることを意味します。これは 1995 年に初めて報告され^[48] 、それ以来、いくつかの現象で報告されています。点レンズ現象における視差は、観測者に近い、動きが遅く質量の小さいレンズからの、 大きな の長時間スケールの現象で最もよく測定できます。${\displaystyle \pi _{E}}$

発生源の星が連星である場合、連星も相対的に動き、光度曲線に検出可能な変化を引き起こす可能性があります。この効果は、Xallarap (視差を逆に綴ったもの) として知られています。

レンズ効果のある天体が惑星を周回する恒星である場合、これは連星レンズ現象の極端な例です。源が火線を横切る場合、低質量の惑星であっても標準現象からの偏差が大きくなることがあります。これらの偏差から、レンズの周りの惑星の存在を推測し、質量と距離を判定することができます。偏差は通常、数時間または数日間続きます。信号はイベント自体が最も強いときに最も強くなるため、高倍率イベントは詳細な研究の最も有望な候補です。通常、調査チームは進行中の高倍率イベントを発見するとコミュニティに通知します。その後、フォローアップグループは進行中のイベントを集中的に監視し、偏差が発生した場合にそれを十分にカバーすることを期待します。イベントが終了すると、光度曲線が理論モデルと比較され、システムの物理的パラメータが調べられます。この比較から直接判定できるパラメータは、惑星と恒星の質量比と、恒星と惑星の角度距離とアインシュタイン角の比です。これらの比率とレンズ星に関する仮定から、惑星の質量と軌道距離を推定することができます。^[要出典]

この技術の最初の成功は、2003年にOGLEとMOAの両社によってマイクロレンズ現象OGLE 2003–BLG–235（またはMOA 2003–BLG–53）で達成されました。彼らはデータを組み合わせることで、最も可能性の高い惑星の質量が木星の1.5倍であることを発見しました。^[49] 2020年4月現在、この方法によって89個の太陽系外惑星が検出されています。^[50]注目すべき例としては、OGLE-2005-BLG-071Lb、^[51] OGLE-2005-BLG-390Lb、^[52] OGLE-2005-BLG-169Lb、^[53] OGLE-2006-BLG-109Lの周りの2つの太陽系外惑星、^[54] MOA-2007-BLG-192Lbなどがあります。^[55]特筆すべきことに、2006年1月に発表された時点では、惑星OGLE-2005-BLG-390Lbは、通常の恒星を周回する既知の太陽系外惑星の中で最も質量が小さく、中央値は地球の5.5倍で、不確実性はおよそ2倍であった。この記録は、2007年に最小質量が地球の5倍のグリーゼ581 cによって争われ、2009年以降はグリーゼ581 eが最小質量が地球の1.9倍で、既知の「通常の」太陽系外惑星の中で最も軽いものとなっている。2017年10月には、木星の約13.4倍の質量を持つ非常に質量の大きい太陽系外惑星（または褐色矮星） OGLE-2016-BLG-1190Lbが報告された。^[56]

太陽系外惑星を検出するこの方法を、トランジット法などの他の技術と比較すると、惑星の偏角の強さが他の技術ほど惑星の質量に依存しないという利点があります。このため、マイクロレンズ法は低質量惑星の発見に適しています。また、他のほとんどの方法よりも主星から遠く離れた惑星を検出できます。欠点は、レンズと源を十分に分離して個別に分解するには長い時間がかかるため、イベント終了後にレンズ システムの追跡が非常に難しいことです。

1998年にユー・ワンが提案した地球大気レンズは、地球の大気を大きなレンズとして利用し、近くの居住可能な太陽系外惑星を直接撮影することもできる。^[57]

マイクロレンズ実験には、基本的に 2 つの種類があります。「探索」グループは、新しいマイクロレンズ現象を見つけるために、広視野画像を使用します。「フォローアップ」グループは、多くの場合、世界中の望遠鏡を調整して、特定の現象を集中的にカバーします。PLANET グループが結成されるまで、初期の実験はすべて、ややきわどい名前が付けられていました。現在、新しい特殊なマイクロレンズ衛星を建造するか、他の衛星を使用してマイクロレンズを研究するという提案があります。^{[引用が必要]}

• Alard、Mao、Guibert (1995)。「Object DUO 2: 新しい連星レンズ候補」。天文学と天体物理学。300: L17。arXiv: astro - ph / 9506101。Bibcode : 1995A & A ...300L..17A。膨らみの写真乾板検索。
• 暗黒物体研究経験 (EROS) (1993–2002) 主にフランスの共同研究。EROS1: LMC の写真プレート検索: EROS2: LMC、SMC、バルジ、渦巻き腕の CCD 検索。
• MACHO (1993–1999) オーストラリアと米国の共同研究。バルジとLMCのCCD探索。
• 光学重力レンズ実験 (OGLE) ( 1992 年 - )、ポーランドの共同研究で Paczynski とUdalskiが設立。チリの専用 1.3m 望遠鏡はワルシャワ大学が運用。バルジ雲とマゼラン雲をターゲットとする。
• 天体物理学におけるマイクロレンズ観測 (MOA) (1998 年 - )、日本とニュージーランドの共同研究。ニュージーランドに専用の 1.8 m 望遠鏡を設置。バルジ雲とマゼラン雲を観測。
• SuperMACHO (2001年～) は、MACHO 共同研究の後継機で、4 m CTIO 望遠鏡を使用して、暗い LMC マイクロレンズを研究しました。

• レンズ異常探査ネットワーク (PLANET)多国間協力。
• MicroFUN、マイクロレンズフォローアップネットワーク
• マイクロレンズ惑星探索 (MPS) 1999年4月23日アーカイブ、Wayback Machine
• 小型地球型太陽系外惑星の検出のためのマイクロレンズネットワーク、MiNDSTEp
• RoboNet。ロボット望遠鏡の世界規模のネットワークを使用して惑星を探索する

• メガ
• アガペ（フランス語）
• ウィキャップ
• オングストロームプロジェクト
• PLAN 2011年7月22日アーカイブ、Wayback Machine

• 銀河系外惑星探査望遠鏡 (GEST) 2001 年 5 月 16 日にWayback Machineにアーカイブされました
• SIM マイクロレンズ キー プロジェクトは、宇宙干渉計ミッション衛星の極めて高精度な天体測定技術を使用して、マイクロレンズの縮退を解消し、レンズの質量、距離、速度を測定する予定でした。この衛星は数回延期され、最終的に 2010 年にキャンセルされました。
• NASAが2020年代半ばの打ち上げに向けて準備中のナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡には、マイクロレンズ調査と他のいくつかの調査が含まれる予定だ。マイクロレンズ人口統計はケプラーやTESSミッションの人口統計を補完し、太陽の居住可能領域にある岩石惑星である可能性が高い地球や火星などの惑星に対する感度が向上する。^[要出典]

• 重力レンズ
• OGLE-2019-BLG-0960Lb
• 地上大気レンズ

• 2万光年離れた恒星を周回する地球の5倍の質量を持つ惑星を発見
• 重力レンズ（アニメーション） - YouTubeのバイナリ ポイント マス レンズ