[論文レビュー] AGAPEROS: Searches for microlensing in the LMC with the Pixel Method. I. Data treatment and pixel light curves production

A.L. Melchior|ArXiv.org|Dec 17, 1997

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 6

ひとこと要約

本論文では、個々の星ではなく個々のピクセルのflux変動をモニタリングすることにより微小レンズ効果を検出するピクセル法を紹介する。幾何学的および光度的整合、画像1晩分の平均化によるノイズ低減、スーパーピクセルへのビニングを適用し、1.8%（青）および1.3%（赤）のflux変動レベルを達成した。これは、LMCにおける解像されない星の寄与を検出可能な感度を確認するものである。この手法は、覗き込みの変動に対しても効果的に補正でき、その後の微小レンズ効果および変光星の研究に応用可能であることが検証された。

ABSTRACT

Recent surveys monitoring millions of light curves of resolved stars in the LMC have discovered several microlensing events. Unresolved stars could however significantly contribute to the microlensing rate towards the LMC. Monitoring pixels, as opposed to individual stars, should be able to detect stellar variability as a variation of the pixel flux. We present a first application of this new type of analysis (Pixel Method) to the LMC Bar. We describe the complete procedure applied to the EROS 91-92 data (one tenth of the existing CCD data set) in order to monitor pixel fluxes. First, geometric and photometric alignments are applied to each images. Averaging the images of each night reduces significantly the noise level. Second, one light curve for each of the 2.1 10^6 pixels is built and pixels are lumped into 3.6"x3.6" super-pixels, one for each elementary pixel. An empirical correction is then applied to account for seeing variations. We find that the final super-pixel light curves fluctuate at a level of 1.8% of the flux in blue and 1.3% in red. We show that this noise level corresponds to about twice the expected photon noise and confirms previous assumptions used for the estimation of the contribution of unresolved stars. We also demonstrate our ability to correct very efficiently for seeing variations affecting each pixel flux. The technical results emphasised here show the efficacy of the Pixel Method and allow us to study luminosity variations due to possible microlensing events and variable stars in two companion papers.

研究の動機と目的

• 個々の星ではなくピクセルのflux変動を分析することにより、解像されない星の集団における微小レンズ効果イベントの検出手法を開発すること。
• 既存の調査手法が解像された星に限定されているという限界を克服し、微小レンズ効果光学的厚さへの解像されない星の寄与を特定すること。
• LMCのバー領域におけるEROS 91-92データを用いて、ピクセル法の実現可能性と感度を検証すること。
• 最小限のノイズと大気の覗き込み変動に対する効果的な補正を施した高精度のピクセル光曲線を生成すること。
• 以降の同伴論文における微小レンズ効果および変光星の検出に向けた技術的基盤を構築すること。

提案手法

• CCD画像ごとに幾何学的および光度的整合を適用し、視野全体にわたるピクセル登録の整合性とfluxキャリブレーションを確保する。
• 1晩分の画像を平均化して、光子ノイズを低減し、ピクセルflux測定のSN比を向上させる。
• 視野内の210万ピクセルそれぞれについて、時間経過に伴うflux変動を追跡する個別の光曲線を構築する。
• 隣接するピクセルを3.6''×3.6''のスーパーピクセルにグループ化し、ノイズ低減と広がりや解像されない源への検出感度の向上を図る。
• 時間的変動する大気の覗き込みがピクセルflux測定に与える影響を補償するための経験的補正モデルを適用する。
• 残存ノイズレベルの評価を通じて、この手法の感度を確認し、微小レンズ効果に寄与する解像されない星の寄与に関する仮定を検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 解像された星のモニタリングを超えて、ピクセルベースのfluxモニタリングは、LMCにおける解像されない星からの微小レンズ効果イベントを検出可能か？
• RQ2 キャリブレーションおよび画像合成を経た後、ピクセル光曲線における実現可能なphotometricノイズレベルは何か？ また、光子ノイズの期待値と比較するとどうか？
• RQ3 覗き込みに起因するflux変動は、ピクセルレベルの光曲線でどの程度補正可能か？ これにより、天体物理学的信号への感度が保たれるか？
• RQ4 低質量または遠方の微小レンズ効果源に対する感度において、ピクセルベース手法は従来の星ごとの分析と比べてどの程度優れているか？
• RQ5 この手法は、微小レンズ効果イベントを、恒星の固有の変動や系統的誤差から信頼性高く区別できるか？

主な発見

• 最終的なスーパーピクセル光曲線は、青バンドで1.8%、赤バンドで1.3%のflux変動レベルを示しており、これは予想される光子ノイズのおよそ2倍である。
• ノイズレベルは、LMCにおける解像されない星の寄与が微小レンズ効果光学的厚さに与える影響を推定する際に用いられた従来の仮定と整合している。
• 経験的覗き込み補正モデルは、大気乱流に起因するflux変動を効果的に低減し、光曲線の安定性を著しく向上させた。
• 1晩分の画像平均化によりノイズが著しく低減され、弱いまたは一時的な信号への感度が向上した。
• 本研究で提示された技術的検証は、ピクセル法がその後の解析における微小レンズ効果および変光星の検出に信頼できるものであることを確認した。
• この手法は、解像されない星の集団をピクセルレベルのphotometryを用いて効果的に探査可能であることを示しており、微小レンズ効果調査の新たな道を開いた。