गुरुत्वाकर्षण माइक्रोलेंसिंग

गुरुत्वीय लेंस प्रभाव के कारण गुरुत्वीय माइक्रोलेंसिंग खगोल विज्ञान घटना है। इसका उपयोग उन वस्तु का पता लगाने के लिए किया जा सकता है जो किसी ग्रह के द्रव्यमान से लेकर किसी तारे के द्रव्यमान तक होती हैं, भले ही वे उत्सर्जित प्रकाश की ध्यान दिए बिना हो। समान्यतौर पर, खगोलविद केवल स्पष्ट वस्तु का पता लगा सकते हैं जो बहुत अत्यधिक प्रकाश (तारे) या बड़ी वस्तु का पता लगाते हैं जो पृष्ठभूमि प्रकाश (गैस और धूल के बादल) को अवरुद्ध करते हैं। ये वस्तु आकाशगंगा के द्रव्यमान का केवल एक छोटा सा भाग बनाती हैं। माइक्रोलेंसिंग उन वस्तु के अध्ययन की अनुमति देता है जो बहुत कम या कोई प्रकाश नहीं छोड़ते हैं। गुरुत्वीय माइक्रोलेंसिंग को सबसे पहले रेफस्टॉल (1964) द्वारा प्रमेयित किया गया था और पहली बार इरविन एट अल (1988) द्वारा खोजा गया था। आकाश में पहली वस्तु जहां इसकी खोज की गई थी वह आइंस्टीन क्रॉस या हुचरा लेंस 2237+0305 थी। वस्तु का प्रारंभिक प्रकाश वक्र कोरिगन एट अल (1991) द्वारा प्रकाशित किया गया था। कोरिगन एट अल (1991) में उन्होंने गणना की कि माइक्रोलाइनिंग का कारण बनने वाली वस्तु बृहस्पति के आकार की वस्तु थी। यह दूसरी आकाशगंगा में किसी ग्रह की पहली खोज थी।

जब दूर का तारा या कैसर विशाल सघन अग्रभाग वस्तु के साथ पर्याप्त प्रकार से संरेखित हो जाता है, तो इसके गुरुत्वीय क्षेत्र के कारण प्रकाश का झुकना, जैसा कि 1915 में अल्बर्ट आइंस्टीन द्वारा बताई गई थी, दो विकृत छवियों (साधारणतया न सुलझाने वाला) की तरफ जाता है, जिसके परिणामस्वरूप देखने योग्य प्रत्यक्ष आवर्धन होता है। अस्थिर अवस्था चमक का समय-स्तर अग्रभाग वस्तु के द्रव्यमान के साथ-साथ पृष्ठभूमि 'स्रोत' और अग्रभाग 'लेंस' वस्तु के बीच सापेक्ष उचित गति पर निर्भर करता है।

आदर्श रूप से संरेखित माइक्रोलेंसिंग लेंस और स्रोत वस्तुओं से विकिरण के बीच स्पष्ट बफर पैदा करता है। यह दूर के स्रोत को बड़ा करता है, इसे प्रकट करता है या इसके आकार और चमक को बढ़ाता है। यह भूरे रंग के बौनों, लाल बौनों, ग्रहों, सफेद बौनों, न्यूट्रॉन स्टार, ब्लैक होल और बड़े पैमाने पर सघन हेलो वस्तुओं जैसे फीका या गहरे रंग की वस्तुओं की आबादी का अध्ययन करने में सक्षम बनाता है। इस तरह के लेंसिंग सभी तरंग दैर्ध्य पर कार्य करते हैं, किसी भी प्रकार के विद्युत चुम्बकीय विकिरण का उत्सर्जन करने वाले दूर के स्रोत की वस्तुओं के लिए संभावित विकार की विस्तृत श्रृंखला को आवर्धित और फैलाते हैं।

पृथक वस्तु द्वारा माइक्रोलेंसिंग का पता पहली बार 1989 में लगाया गया था। तब से, माइक्रोलेंसिंग का उपयोग गहरे द्रव्य की प्रकृति को नियंत्रित करने, गैर-सौरीय ग्रह का पता लगाने, दूर के तारों में  किनारे के कालेपन का अध्ययन करने, बाइनरी स्टार की आबादी को रोकते हैं और मिल्की वे की डिस्क की संरचना को बाधित करने के लिए किया जाता है। माइक्रोलेंसिंग को भूरे रंग के बौने और ब्लैक होल जैसे अंधेरे वस्तुओं को खोजने, ताराबिंदु का अध्ययन करने, तारकीय घूर्णन को मापने और क्वासर की जांच करने के साधन के रूप में भी प्रस्तावित किया गया है। उनके अभिवृद्धि डिस्क सिद्ध करते हैं।    माइक्रोलेंसिंग का उपयोग 2018 में एमएसीएस जे 1149 लेंस वाले स्टार 1 का पता लगाने के लिए किया गया था, जो अब तक का सबसे दूर का तारा है।

यह कैसे काम करता है
माइक्रोलेंसिंग गुरुत्वीय लेंस प्रभाव पर आधारित है। विशाल वस्तु (लेंस) चमकदार पृष्ठभूमि वस्तु (स्रोत) के प्रकाश को मोड़ देगी। यह पृष्ठभूमि स्रोत के कई विकृत, आवर्धित और चमकीले चित्र उत्पन्न कर सकता है। माइक्रोलेंसिंग एक ही भौतिक प्रभाव के कारण मजबूत गुरुत्वीय लेंसिंग और कमजोर गुरुत्वीय लेंसिंग के कारण होता है परन्तु इसका अध्ययन बहुत भिन्न पर्यवेक्षण तकनीकों द्वारा किया जाता है। मजबूत और कमजोर लेंसिंग में, लेंस का द्रव्यमान इतना बड़ा होता है (आकाशगंगा या आकाशगंगा समूह का द्रव्यमान) कि लेंस द्वारा प्रकाश के विस्थापन को हबल स्पेस सूक्षमदर्शी जैसे उच्च विभेदन सूक्ष्मदर्शी से हल किया जा सकता है। माइक्रोलेंसिंग के साथ, प्रकाश के विस्थापन को सरलता से देखे जाने के लिए लेंस का द्रव्यमान बहुत कम (ग्रह या तारे का द्रव्यमान) होता है, परन्तु  स्रोत के स्पष्ट चमक का अभी भी पता लगाया जा सकता है। ऐसी स्थिति में, लेंस लाखों वर्षों के  विपरीत उचित समय, सेकंड से वर्षों में स्रोत से गुजरता है। जैसे ही श्रेणीबद्ध प्रकार से बदलता है, स्रोत की स्पष्ट चमक बदल जाती है, और घटना का पता लगाने और उसका अध्ययन करने के लिए इसकी निगरानी की जा सकती है। इस प्रकार, मजबूत और कमजोर गुरुत्वाकर्षण लेंसों के विपरीत, माइक्रोलेंसिंग एक मानव काल के परिप्रेक्ष्य से एक क्षणिक खगोलीय घटना है, इस प्रकार टाइम-डोमेन खगोल विज्ञान का विषय।

मजबूत और कमजोर लेंसिंग के विपरीत, कोई भी अवलोकन यह स्थापित नहीं कर सकता है कि माइक्रोलेंसिंग हो रही है। इसके बजाय, समय के साथ फोटोमेट्री (खगोल विज्ञान) का उपयोग करके स्रोत की चमक में वृद्धि और गिरावट की निरिक्षण की जानी चाहिए। चमक विपरीत समय के इस कार्य को प्रकाश वक्र के रूप में जाना जाता है। विशिष्ट माइक्रोलेंसिंग प्रकाश वक्र नीचे दिखाया गया है:इस प्रकार की विशिष्ट माइक्रोलेंसिंग घटना का बहुत ही सरल आकार होता है, और केवल भौतिक पैरामीटर निकाला जा सकता है: समय का पैमाना, जो लेंस द्रव्यमान, दूरी और वेग से संबंधित है। चूँकि, कई प्रभाव हैं, जो अत्यधिक असामान्य लेंसिंग घटनाओं के आकार में योगदान करते हैं:


 * लेंस द्रव्यमान वितरण। यदि लेंस द्रव्यमान बिंदु पर केंद्रित नहीं है, तो प्रकाश वक्र प्रभावशाली प्रकार से भिन्न हो सकता है, विशेष प्रकार से कास्टिक (प्रकाशिकी) -क्रॉसिंग घटनाओं के साथ, जो प्रकाश वक्र में मजबूत स्पाइक्स प्रदर्शित कर सकते हैं। माइक्रोलेंसिंग में, यह तब देखा जा सकता है जब लेंस बाइनरी स्टार या   ग्रह प्रणाली हो।
 * परिमित स्रोत आकार। कास्टिक-क्रॉसिंग घटनाओं की तरह अत्यंत उज्ज्वल या तेज़ी से बदलते माइक्रोलेंसिंग घटना में, स्रोत स्टार को प्रकाश के अतिसूक्ष्म रूप से छोटे बिंदु के रूप में नहीं माना जा सकता है: स्टार की डिस्क का आकार और यहां तक ​​​​कि किनारे भाग का काला पड़ना दूरतम सुविधाओं को संशोधित कर सकता है।
 * लंबन। महीनों तक चलने वाली घटनाओं के लिए, सूर्य के चारों ओर पृथ्वी की गति श्रेणी को थोड़ा बदल सकती है, जिससे प्रकाश वक्र प्रभावित होता है।

अधिकांश केंद्र वर्तमान में अत्यधिक असामान्य माइक्रोलेंसिंग घटनाओं पर है, विशेष प्रकार से वे जो एक्स्ट्रासोलर ग्रहों की खोज का कारण बन सकते हैं।

माइक्रोलेंसिंग घटनाओं से अत्यधिक जानकारी प्राप्त करने के अन्य प्रारूपों में घटना के दौरान स्रोत की स्थिति में खगोलीय बदलाव को मापना सम्मिलित है। और यहां तक ​​कि इंटरफेरोमेट्री के साथ अलग-अलग इमेजेज को हल करना है। बहुत बड़े सूक्ष्मदर्शी इंटरफेरोमीटर (वीएलटीआई) पर गुरुत्वीय उपकरण के साथ माइक्रोलेंसिंग इमेजेज का पहला सफल समाधान प्राप्त किया गया था। जब स्रोत की दो इमेजेज इमेजेज को हल नहीं किया जाता हैं (अर्थात, उपलब्ध उपकरणों द्वारा अलग-अलग पता लगाने योग्य नहीं हैं), मापी गई स्थिति दो स्थितियों का औसत है, जो उनकी चमक से भारित होती है। इसे केन्द्रक की स्थिति कहते हैं। यदि स्रोत, मान लीजिए, लेंस के दायीं ओर दूर है, तो इमेज स्रोत की वास्तविक स्थिति के बहुत निकट होगी और दूसरी लेंस के बाईं तरफ बहुत निकट होगी और बहुत छोटी या अस्पष्ट होगी। इस कथन में, केन्द्रकवास्तविक प्रकार से स्रोत के समान स्थिति में होता है। यदि स्रोत की आकाश स्थिति लेंस के निकट और दाईं तरफ है, तो मुख्य इमेज वास्तविक स्रोत स्थिति के दाईं ओर थोड़ी आगे होगी, और केन्द्रक वास्तविक स्थिति के दाईं ओर होगा। परन्तु जैसे-जैसे स्रोत आकाश में लेंस की स्थिति के और भी निकट आता जाता है, दो इमेजेज सममित और चमक में बराबर हो जाती हैं, और केन्द्रक फिर से स्रोत की वास्तविक स्थिति के बहुत निकट हो जाएगा। जब श्रेणी सही होता है, तो केन्द्रक स्रोत (और लेंस) के समान स्थिति में होता है। इस कथन में, दो इमेजेज नहीं होंगी अपितु लेंस के चारों तरफ आइंस्टीन की रिंग होगी।

माइक्रोलेंसिंग देखना
अभ्यास में, क्योंकि उचित सापेक्षों में इतना सही और पूर्वानुमान करना कठिन है, माइक्रोलेंसिंग बहुत कठिन है। इसलिए, घटनाएँ सामान्यतौर पर खगोलीय सर्वेक्षण के साथ पाई जाती हैं,

जो कई वर्षों तक हर कुछ दिनों में दसियों मिलियन संभावित स्रोत सितारों की प्रकाशमपीय प्रकार से निरिक्षण करता है।

इस प्रकार के सर्वेक्षण के लिए उपयुक्त सघन पृष्ठभूमि वाले क्षेत्र पास की आकाशगंगाएं हैं, जैसे मैगेलैनिक बादल और एंड्रोमेडा आकाशगंगा और मिल्की वे के बुल्गे हैं। .प्रत्येक कथनों में, अध्ययन की गई लेंस आबादी में पृथ्वी और स्रोत क्षेत्र के बीच की वस्तुएं सम्मिलित हैं: उभार के लिए, लेंस की आबादी मिल्की वे डिस्क तारे हैं, और बाहरी आकाशगंगाओं के लिए, लेंस की आबादी मिल्की वे प्रभामंडल है, साथ ही वस्तुएं दूसरी आकाशगंगा में ही हैं। इन लेंस आबादी में वस्तुओं का घनत्व, द्रव्यमान और स्थान की उस रेखा के साथ माइक्रोलेंसिंग की आवृत्ति को निर्धारित करता है, जिसे माइक्रोलेंसिंग के कारण प्रकाशीय गहराई के रूप में जाना जाता है। (यह प्रकाशीय गहराई के अत्यधिक सामान्य अर्थ के साथ भ्रमित नहीं होना है, चूँकि यह कुछ गुणों को साझा करता है।) प्रकाशीय गहराई, सामान्य तौर पर पर बोलना, किसी निश्चित समय पर माइक्रोलेंसिंग से गुजरने वाले स्रोत सितारों का औसत अंश, या समकक्ष संभावना है दिया गया स्रोत तारा निश्चित समय पर लेंसिंग से गुजर रहा है। माचो प्रोजेक्ट ने एलएमसी की तरफ प्रकाशीय गहराई को 1.2 × 10 पाया−7, और उभार की तरफ प्रकाशीय गहराई 2.43×10 हो−6 या 400,000 में लगभग 1 होता है। खोज को जटिल करना यह तथ्य है कि माइक्रोलेंसिंग से गुजरने वाले प्रत्येक तारे के लिए, अन्य कारणों से हजारों तारे चमक में बदल रहे हैं (लगभग 2% तारे विशिष्ट स्रोत क्षेत्र में स्वाभाविक प्रकार से परिवर्तनशील तारे हैं) और अन्य क्षणिक घटनाएँ (जैसे नया और सुपरनोवा), और वास्तविक माइक्रोलेंसिंग घटनाओं का पता लगाने के लिए इनका निराकरण किया जाना चाहिए। माइक्रोलेंसिंग घटना की प्रगति की पहचान होने के बाद, निरक्षण फंक्शन जो इसका पता लगाता है, अधिकांशतः समुदाय को इसकी खोज के लिए सतर्क करता है, जिससे की अन्य विशेष फंक्शन इस घटना का अत्यधिक गंभीरता से अनुसरण कर सकें, विशिष्ट प्रकाश वक्र से विचलन ढूंढने की आशा करना है। ऐसा इसलिए है क्योंकि इन विचलन विशेष प्रकार से गैर-सौर्य ग्रह के कारण को पहचानने के लिए प्रति घंटा निरक्षण की आवश्यकता होती है, जो सर्वेक्षण प्रोग्राम अभी भी नई घटनाओं की खोज करते समय प्रदान करने में असमर्थ हैं। सीमित अवलोकन संसाधनों के साथ विस्तृत अनुवर्ती कार्य के लिए प्रगति की घटनाओं को प्राथमिकता देने का प्रश्न आज माइक्रोलेंसिंग शोधकर्ताओं के लिए बहुत महत्वपूर्ण है।

इतिहास
1704 में आइजैक न्यूटन ने सुझाव दिया कि गुरुत्वाकर्षण द्वारा प्रकाश किरण को विक्षेपित किया जा सकता है। 1801 में, जोहान जॉर्ज वॉन सोल्डनर ने न्यूटोनियन गुरुत्वाकर्षण के अंतर्गत तारे से प्रकाश किरण के विक्षेपण की मात्रा की गणना की थी। 1915 में अल्बर्ट आइंस्टीन ने सामान्य सापेक्षता के अंतर्गत विक्षेपण की मात्रा की स्पष्ट पूर्वानुमान की थी, जो वॉन सोल्डनर द्वारा पूर्वानुमान की गई राशि से दोगुनी थी। आइंस्टीन की भविष्यवाणी को आर्थर स्टेनली एडिंगटन के नेतृत्व में 1919 के अभियान द्वारा मान्य किया गया था, जो सामान्य सापेक्षता के लिए एक महान प्रारंभिक सफलता थी। 1924 में ओरेस्ट ख्वोलसन ने पाया कि लेंसिंग से तारे की कई  इमेजेज बन सकती हैं। स्रोत के सहवर्ती चमकने की स्पष्ट पूर्वानुमान, माइक्रोलेंसिंग का आधार, 1936 में आइंस्टीन द्वारा प्रकाशित किया गया था। उचित सापेक्ष  की आवश्यकता नहीं होने के कारण, उन्होंने निष्कर्ष निकाला कि इस घटना को देखने का कोई बड़ा संयोग नहीं है। गुरुत्वीय लेंसिंग का आधुनिक सैद्धांतिक रूप यू क्लिमोव (1963), सिडनी लेब्स (1964) और सजूर रिफस्डल (1964) के कार्यों के साथ स्थापित किया गया था।

गुरुत्वीय लेंसिंग को पहली बार 1979 में अग्रभाग आकाशगंगा द्वारा लेंस किए गए क्वासर के रूप में देखा गया था। उसी वर्ष एई चांग फॉर के और सजूर रेफस्डल ने दिखाया कि लेंस आकाशगंगा में अलग-अलग तारे मुख्य लेंस के भीतर छोटे लेंस के रूप में कार्य कर सकते हैं, जिससे स्रोत क्वासर की इमेजेज में महीनों के समय में उतार-चढ़ाव होता है, जिसे चांग-रेफ्सडल लेंस के रूप में भी जाना जाता है। पीटर जे. यंग ने तब सराहना की कि कई सितारों के एक साथ प्रभाव की अनुमति देने के लिए विश्लेषण को विस्तारित करने की आवश्यकता है। बोहदन पास्ज़िंस्की ने पहली बार इस घटना का वर्णन करने के लिए माइक्रोलेंसिंग शब्द का उपयोग किया था। क्वासर की आंतरिक परिवर्तनशीलता के कारण इस प्रकार की माइक्रोलेंसिंग की पहचान करना कठिन है, परन्तु 1989 में माइक इरविन एट अल किया था। हुचरा के लेंस में आइंस्टीन क्रॉस क्वासर में चार इमेजेज में से एक की माइक्रोलेंसिंग का पता लगाने का प्रकाशन किया गया है। 1986 में, पास्ज़िंस्की ने पास की आकाशगंगा में पृष्ठभूमि के सितारों को देखकर गहरे द्रव्य हेलो में बड़े पैमाने पर सघन हेलो ऑब्जेक्ट्स (माचोस) के रूप में गहरे द्रव्य को देखने के लिए माइक्रोलेंसिंग का उपयोग करने का प्रस्ताव दिया था। गहरे द्रव्य पर कार्य कर रहे कण भौतिकविदों के दो समूहों ने उनकी बातें सुनीं और एंग्लो-ऑस्ट्रेलियाई माचो और फ्रेंच इरर का सहयोग बनाने के लिए खगोलविदों के साथ जुड़ गए।

1986 में, रॉबर्ट जे. नेमिरॉफ ने माइक्रोलेंसिंग की संभावना की भविष्यवाणी की थी और उनकी 1987 की शोध में कई संभावित लेंस-स्रोत विन्यासों के लिए बुनियादी माइक्रोलेंसिंग प्रेरित प्रकाश वक्रों की गणना की। 1991 में माओ और पैक्ज़िन्स्की ने सुझाव दिया कि तारों के बाइनरी साथियों को खोजने के लिए माइक्रोलेंसिंग का उपयोग किया जा सकता है, और 1992 में गोल्ड और लोएब ने प्रदर्शित किया कि गैर-सरूरीय ग्रह का पता लगाने के लिए माइक्रोलेंसिंग का उपयोग किया जा सकता है। 1992 में, पैक्ज़िन्स्की ने प्रकाशीय गुरुत्वीय लेंसिंग प्रयोग की स्थापना की थी, जिसने आकाशगंगा उभार की दिशा में घटनाओं की खोज प्रारम्भ की थी। बड़ा मैगेलैनिक बादल की दिशा में पहली दो माइक्रोलेंसिंग घटनाएं जो गहरे पदार्थ के कारण हो सकती हैं, उन्हें माचो द्वारा बैक टू बैक प्रकृति (पत्रिका) और ईआरओएस पेपर में रिपोर्ट किया गया था। 1993 में, और बाद के वर्षों में, घटनाओं का पता लगाना चालू रहा है। इस समय के अंतराल, सुन होन्ग रहिए ने सर्वेक्षण से घटनाओं के लिए बहिर्ग्रह माइक्रोलेंसिंग के सिद्धांत पर कार्य किया था। माचो सहयोग 1999 में समाप्त हो गया था। उनके डेटा ने इस परिकल्पना का खंडन किया कि 100% डार्क हेलो में माचो सम्मिलित हैं, परन्तु उन्होंने हेलो मास के लगभग 20% की एक महत्वपूर्ण अस्पष्टीकृत अधिकता पाई, जो   माचोस या बड़े के भीतर लेंस के कारण हो सकती है। इरर ने बाद में माचोस पर और भी मजबूत ऊपरी सीमाएं प्रकाशित कीं, और वर्तमान में यह अनिश्चित है कि क्या कोई हेलो माइक्रोलेंसिंग अतिरिक्त है जो गहरे पदार्थ के कारण हो सकता है। सुपरमाचो परियोजना वर्तमान में माचो के परिणामों के लिए जिम्मेदार लेंसों का पता लगाने का प्रयास चल रहा है।

गहरे पदार्थ की समस्या का समाधान न होने के अतिरिक्त, कई अनुप्रयोगों के लिए माइक्रोलेंसिंग को उपयोगी उपकरण के रूप में दर्शया गया है।आकाशगंगा उभार की तरफ प्रति वर्ष सैकड़ों माइक्रोलेंसिंग घटनाओं का पता लगाया जाता है, जहां माइक्रोलेंसिंग प्रकाशीय गहराई (गैलेक्टिक डिस्क में सितारों के कारण) गैलेक्टिक हेलो के माध्यम से लगभग 20 गुना अत्यधिक है। 2007 में, ओगले प्रोजेक्ट ने 611 घटना उम्मीदवारों की पहचान की, और एमओए प्रोजेक्ट (जापान-न्यूजीलैंड सहयोग) 488 की पहचान की गई (चूँकि सभी उम्मीदवार माइक्रोलेंसिंग घटना नहीं हैं, और दो परियोजनाओं के बीच महत्वपूर्ण अधिव्यापन है)। इन सर्वेक्षणों के  अतिरिक्त, प्रगति में संभावित घटनाओं का विस्तार से अध्ययन करने के लिए अनुवर्ती परियोजनाएं चल रही हैं, मुख्य प्रकार से बहिर्ग्रहों का पता लगाने के उद्देश्य से हो रहा है। इनमें एमआईएनडीएसटीईपी, रोबोनेट, माइक्रोफन और ग्रह सम्मिलित हैं। सितंबर 2020 में, खगोलविदों ने माइक्रोलेंसिंग तकनीकों का उपयोग करते हुए, पहली बार, स्थलीय ग्रह के लिए, खगोल भौतिकी में माइक्रोलेंसिंग टिप्पणियों की सूचना दी थी। पृथ्वी-द्रव्यमान निष्काषित ग्रह किसी भी तारे से मुक्त है, और आकाशगंगा में मुक्त रूप से तैर रहा है।  माइक्रोलेंसिंग न सिर्फ स्रोत को बड़ा करता है अपितु इसकी स्पष्ट स्थिति को भी स्थानांतरित करता है। इसकी अवधि आवर्धन की तुलना में लंबी है, और इसका उपयोग लेंस के द्रव्यमान को ढूंढने के लिए किया जा सकता है। 2022 में यह बताया गया था कि इस तकनीक का उपयोग पृथक तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल का पहला स्पष्ट पता लगाने के लिए किया गया था, हबल स्पेस टेलीस्कॉप द्वारा अवलोकनों का उपयोग करते हुए छह साल से अत्यधिक समय तक अगस्त 2011 में माइक्रोलेंसिंग घटना का पता चला था। ब्लैक होल का द्रव्यमान सौर द्रव्यमान का लगभग 7 गुना है और लगभग है 1.6 किलोपरसेकेंड (5.2kly) दूर, धनु (नक्षत्र) में, जबकि तारा लगभग है 6 किलोपरसेकेंड (20kly) दूर हैं। हमारी आकाशगंगा में लाखों पृथक ब्लैक होल हैं, और पृथक होने के कारण उनके आसपास से बहुत कम विकिरण उत्सर्जित होता है, इसलिए उन्हें सिर्फ माइक्रोलेंसिंग द्वारा ही पता लगाया जा सकता है। लेखकों को आशा है कि भविष्य के उपकरणों के साथ कई और उपकरण मिलेंगे, विशेष प्रकार से नैन्सी ग्रेस रोमन स्पेस टेलीस्कोप और वेरा सी. रुबिन ऑब्जर्वेटरी हैं।

गणित
गॉल्ड द्वारा आधुनिक संकेतन के साथ-साथ माइक्रोलेंसिंग के गणित का वर्णन किया गया है और हम इस खंड में उनके अंकन का उपयोग करते हैं, हालांकि अन्य लेखकों ने अन्य संकेतन का उपयोग किया है। आइंस्टीन त्रिज्या, जिसे आइंस्टीन कोण भी कहा जाता है, सही संरेखण की स्थिति में आइंस्टीन रिंग का कोणीय व्यास है। यह लेंस द्रव्यमान M, लेंस की दूरी d पर निर्भर करता हैL, और स्रोत की दूरी dS:
 * $$\theta_E = \sqrt{\frac{4GM}{c^2} \frac{d_S - d_L}{d_S d_L}}$$ (रेडियंस में)।

M बराबर ब्राउन ड्वार्फ के लिए, dL = 4000 पारसेक, और डीS = 8000 पारसेक (उभार माइक्रोलेंसिंग घटना के लिए विशिष्ट), आइंस्टीन त्रिज्या 0.00024 arcsecond  है (4000 पारसेक पर 1 au घटाया गया कोण)। तुलनात्मक रूप से, आदर्श पृथ्वी-आधारित प्रेक्षणों में खगोलीय दृष्टि लगभग 0.4 आर्कसेकंड, 1660 गुना अधिक है। तब से $$\theta_E$$ इतना छोटा है, यह आम तौर पर एक विशिष्ट माइक्रोलेंसिंग घटना के लिए नहीं देखा जाता है, लेकिन इसे नीचे वर्णित कुछ चरम घटनाओं में देखा जा सकता है।

यद्यपि एक माइक्रोलेंसिंग घटना की कोई स्पष्ट शुरुआत या अंत नहीं है, परंपरा के अनुसार घटना को अंतिम कहा जाता है जबकि स्रोत और लेंस के बीच कोणीय अलगाव कम होता है $$\theta_E$$. इस प्रकार घटना की अवधि उस समय से निर्धारित होती है जब आकाश में लेंस की स्पष्ट गति एक कोणीय दूरी को कवर करने के लिए होती है $$\theta_E$$. आइंस्टीन त्रिज्या भी दो लेंस वाली छवियों के बीच कोणीय अलगाव के रूप में परिमाण का एक ही क्रम है, और माइक्रोलेंसिंग घटना के दौरान छवि की स्थिति का एस्ट्रोमेट्रिक बदलाव है।

एक माइक्रोलेंसिंग घटना के दौरान, स्रोत की चमक एक प्रवर्धन कारक ए द्वारा बढ़ाई जाती है। यह कारक केवल पर्यवेक्षक, लेंस और स्रोत के बीच संरेखण की निकटता पर निर्भर करता है। इकाई रहित संख्या यू को लेंस और स्रोत के कोणीय पृथक्करण के रूप में परिभाषित किया जाता है, जिसे विभाजित किया जाता है $$\theta_E$$. इस मूल्य के संदर्भ में प्रवर्धन कारक दिया गया है:
 * $$A(u) = \frac{u^2 + 2}{u \sqrt{u^2 + 4}}.$$

इस समारोह में कई महत्वपूर्ण गुण हैं। A(u) हमेशा 1 से अधिक होता है, इसलिए माइक्रोलेंसिंग केवल स्रोत तारे की चमक बढ़ा सकती है, घटा नहीं सकती। ए (यू) हमेशा घटता है क्योंकि यू बढ़ता है, इसलिए संरेखण जितना करीब होता है, स्रोत उतना ही उज्ज्वल हो जाता है। जैसे-जैसे आप अनंत की ओर बढ़ते हैं, A(u) 1 की ओर बढ़ता है, ताकि व्यापक अलगाव पर, माइक्रोलेंसिंग का कोई प्रभाव न पड़े। अंत में, जैसे ही आप 0 की ओर बढ़ते हैं, एक बिंदु स्रोत के लिए A(u) अनंत तक पहुंचता है क्योंकि छवियां आइंस्टीन की अंगूठी तक पहुंचती हैं। पूर्ण संरेखण (यू = 0) के लिए, ए (यू) सैद्धांतिक रूप से अनंत है। व्यवहार में, वास्तविक दुनिया की वस्तुएं बिंदु स्रोत नहीं हैं, और परिमित स्रोत आकार प्रभाव एक सीमा निर्धारित करेगा कि बहुत निकट संरेखण के लिए प्रवर्धन कितना बड़ा हो सकता है, लेकिन कुछ माइक्रोलेंसिंग घटनाएं सैकड़ों के कारक से चमक पैदा कर सकती हैं।

गुरुत्वीय मैक्रोलेंसिंग के विपरीत जहां लेंस एक आकाशगंगा या आकाशगंगाओं का समूह है, माइक्रोलेंसिंग में आप कम समय में महत्वपूर्ण रूप से बदल जाते हैं। प्रासंगिक समय के पैमाने को आइंस्टीन समय कहा जाता है $$t_E$$, और यह लेंस को कोणीय दूरी पार करने में लगने वाले समय से दिया जाता है $$\theta_E$$ आकाश में स्रोत के सापेक्ष। विशिष्ट माइक्रोलेंसिंग घटनाओं के लिए, $$t_E$$ कुछ दिनों से कुछ महीनों के आदेश पर है। समारोह यू (टी) केवल पायथागॉरियन प्रमेय द्वारा निर्धारित किया जाता है:
 * $$u(t) = \sqrt{u_{min}^2 + \left ( \frac{t-t_0}{t_E} \right )^2}.$$

यू का न्यूनतम मूल्य, जिसे यू कहा जाता हैmin, घटना की चरम चमक निर्धारित करता है।

एक विशिष्ट माइक्रोलेंसिंग घटना में, प्रकाश वक्र यह मानकर अच्छी तरह से फिट होता है कि स्रोत एक बिंदु है, लेंस एक एकल बिंदु द्रव्यमान है, और लेंस एक सीधी रेखा में घूम रहा है: बिंदु स्रोत-बिंदु लेंस सन्निकटन। इन घटनाओं में, केवल भौतिक रूप से महत्वपूर्ण पैरामीटर जिसे मापा जा सकता है वह आइंस्टीन टाइमस्केल है $$t_E$$. चूंकि यह अवलोकन योग्य लेंस द्रव्यमान, दूरी और वेग का एक अपघटन (गणित) कार्य है, हम इन भौतिक मापदंडों को एक घटना से निर्धारित नहीं कर सकते हैं।

हालाँकि, कुछ चरम घटनाओं में, $$\theta_E$$ मापने योग्य हो सकता है जबकि अन्य चरम घटनाएं एक अतिरिक्त पैरामीटर की जांच कर सकती हैं: प्रेक्षक के विमान में आइंस्टीन रिंग का आकार, अनुमानित आइंस्टीन त्रिज्या के रूप में जाना जाता है: $$\tilde{r}_E$$. यह पैरामीटर बताता है कि कैसे घटना अलग-अलग स्थानों पर दो पर्यवेक्षकों से अलग दिखाई देगी, जैसे उपग्रह पर्यवेक्षक। अनुमानित आइंस्टीन त्रिज्या लेंस और स्रोत के भौतिक मापदंडों से संबंधित है
 * $$\tilde{r}_E = \sqrt{\frac{4GM}{c^2} \frac{d_S d_L}{d_S - d_L}}.$$

इनमें से कुछ राशियों के व्युत्क्रमों का उपयोग करना गणितीय रूप से सुविधाजनक है। ये आइंस्टीन उचित गति हैं
 * $$\vec{\mu}_E = {t_E}^{-1}$$

और आइंस्टीन लंबन
 * $$\vec{\pi}_E = {\tilde{r}_E}^{-1}.$$

ये सदिश मात्राएँ स्रोत के सापेक्ष लेंस की आपेक्षिक गति की दिशा में इंगित करती हैं। कुछ चरम माइक्रोलेंसिंग घटनाएँ इन सदिश राशियों के केवल एक घटक को बाधित कर सकती हैं। क्या इन अतिरिक्त मापदंडों को पूरी तरह से मापा जाना चाहिए, लेंस के भौतिक मापदंडों को लेंस द्रव्यमान, लंबन और उचित गति के रूप में हल किया जा सकता है
 * $$M=\frac{c^2}{4G}\theta_E \tilde{r}_E,$$
 * $$\pi_L=\pi_E\theta_E + \pi_S,$$
 * $$\mu_L=\mu_E\theta_E + \mu_S.$$

एक्सट्रीम माइक्रोलेंसिंग इवेंट्स
एक विशिष्ट माइक्रोलेंसिंग घटना में, प्रकाश वक्र यह मानकर अच्छी तरह से फिट होता है कि स्रोत एक बिंदु है, लेंस एक एकल बिंदु द्रव्यमान है, और लेंस एक सीधी रेखा में घूम रहा है: बिंदु स्रोत-बिंदु लेंस सन्निकटन। इन घटनाओं में, केवल भौतिक रूप से महत्वपूर्ण पैरामीटर जिसे मापा जा सकता है वह आइंस्टीन टाइमस्केल है $$t_E$$. हालांकि, कुछ मामलों में, आइंस्टीन कोण और लंबन के अतिरिक्त पैरामीटर प्राप्त करने के लिए घटनाओं का विश्लेषण किया जा सकता है: $$\theta_E$$ और $$\pi_E$$. इनमें बहुत अधिक आवर्धन घटनाएँ, बाइनरी लेंस, लंबन और xallarap घटनाएँ और वे घटनाएँ शामिल हैं जहाँ लेंस दिखाई देता है।

आइंस्टीन कोण देने वाली घटनाएँ
हालांकि आइंस्टीन का कोण जमीन पर स्थित टेलीस्कोप से सीधे दिखाई देने के लिए बहुत छोटा है, इसे देखने के लिए कई तकनीकों का प्रस्ताव किया गया है।

यदि लेंस सीधे स्रोत तारे के सामने से गुजरता है, तो स्रोत तारे का परिमित आकार एक महत्वपूर्ण पैरामीटर बन जाता है। स्रोत तारे को आकाश पर एक डिस्क के रूप में माना जाना चाहिए, बिंदु नहीं, बिंदु-स्रोत सन्निकटन को तोड़ते हुए, और पारंपरिक माइक्रोलेंसिंग वक्र से विचलन का कारण बनता है जो लेंस के स्रोत को पार करने के समय तक रहता है, जिसे कहा जाता है एक परिमित स्रोत प्रकाश वक्र। इस विचलन की लंबाई का उपयोग लेंस द्वारा स्रोत तारे की डिस्क को पार करने के लिए आवश्यक समय निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है $$t_S$$. यदि स्रोत का कोणीय आकार $$\theta_S$$ ज्ञात है, आइंस्टीन कोण के रूप में निर्धारित किया जा सकता है
 * $$\theta_E = \theta_S \frac{t_E}{t_S}.$$

ये माप दुर्लभ हैं, क्योंकि उन्हें स्रोत और लेंस के बीच अत्यधिक संरेखण की आवश्यकता होती है। वे अधिक होने की संभावना है जब $$\theta_S/\theta_E$$ (अपेक्षाकृत) बड़ा है, यानी, स्रोत के करीब धीमी गति से चलने वाले कम द्रव्यमान वाले विशाल स्रोतों के लिए।

परिमित स्रोत घटनाओं में, घटना के दौरान अलग-अलग समय पर स्रोत तारे के विभिन्न भागों को अलग-अलग दरों पर आवर्धित किया जाता है। इस प्रकार इन घटनाओं का उपयोग स्रोत तारे के लिम्ब डार्कनिंग का अध्ययन करने के लिए किया जा सकता है।

बाइनरी लेंस
यदि लेंस लगभग आइंस्टीन त्रिज्या के पृथक्करण के साथ एक बाइनरी स्टार है, तो एकल स्टार लेंस की तुलना में आवर्धन पैटर्न अधिक जटिल होता है। इस मामले में, जब लेंस स्रोत से दूर होता है तो आम तौर पर तीन छवियां होती हैं, लेकिन संरेखण की एक सीमा होती है जहां दो अतिरिक्त छवियां बनाई जाती हैं। इन संरेखणों को कास्टिक के रूप में जाना जाता है। इन संरेखणों पर, बिंदु-स्रोत सन्निकटन के तहत स्रोत का आवर्धन औपचारिक रूप से अनंत है।

बाइनरी लेंस में कास्टिक क्रॉसिंग एकल लेंस की तुलना में लेंस ज्यामिति की व्यापक श्रेणी के साथ हो सकता है। एकल लेंस स्रोत कास्टिक की तरह, स्रोत को कास्टिक पार करने में एक सीमित समय लगता है। यदि यह कास्टिक-क्रॉसिंग समय है $$t_S$$ मापा जा सकता है, और यदि स्रोत का कोणीय त्रिज्या ज्ञात है, तो फिर से आइंस्टीन कोण निर्धारित किया जा सकता है।

जैसा कि एकल लेंस मामले में जब स्रोत आवर्धन औपचारिक रूप से अनंत होता है, कास्टिक क्रॉसिंग बाइनरी लेंस अलग-अलग समय पर स्रोत तारे के विभिन्न भागों को आवर्धित करेगा। वे इस प्रकार स्रोत की संरचना और उसके अंग के काले पड़ने की जांच कर सकते हैं।

बाइनरी लेंस इवेंट का एनिमेशन इस YouTube वीडियो पर देखा जा सकता है।

आइंस्टीन लंबन उत्पन्न करने वाली घटनाएँ
सिद्धांत रूप में, आइंस्टीन लंबन को दो पर्यवेक्षकों द्वारा एक साथ विभिन्न स्थानों से घटना का निरीक्षण करके मापा जा सकता है, उदाहरण के लिए, पृथ्वी से और दूर के अंतरिक्ष यान से। दो पर्यवेक्षकों द्वारा देखे गए प्रवर्धन में अंतर का घटक उत्पन्न होता है $$\vec{\pi}_E$$ लेंस की गति के लंबवत जबकि शिखर प्रवर्धन के समय में अंतर लेंस की गति के समानांतर घटक उत्पन्न करता है। यह प्रत्यक्ष माप हाल ही में रिपोर्ट किया गया था स्पिट्जर स्पेस टेलीस्कोप का उपयोग करना। अत्यधिक मामलों में, पृथ्वी पर विभिन्न स्थानों पर दूरबीनों से देखे जाने वाले छोटे अंतरों से भी अंतर मापने योग्य हो सकते हैं। अधिक विशिष्ट रूप से, आइंस्टीन लंबन को पर्यवेक्षक की गैर-रैखिक गति से मापा जाता है जो सूर्य के बारे में पृथ्वी के घूर्णन के कारण होता है। यह पहली बार 1995 में रिपोर्ट किया गया था और उसके बाद से कुछ घटनाओं में रिपोर्ट किया गया है। पॉइंट-लेंस घटनाओं में लंबन को बड़े पैमाने के साथ लंबे समय की घटनाओं में सबसे अच्छा मापा जा सकता है $$\pi_E$$- धीमी गति से चलने वाले, कम द्रव्यमान वाले लेंस से जो प्रेक्षक के करीब होते हैं।

यदि स्रोत तारा एक बाइनरी तारा है, तो उसकी भी एक गैर-रैखिक गति होगी जो प्रकाश वक्र में मामूली, लेकिन पता लगाने योग्य परिवर्तन भी कर सकती है। इस प्रभाव को Xallarap (लंबन वर्तनी पीछे की ओर) के रूप में जाना जाता है।

अतिरिक्त सौर ग्रहों का पता लगाना
यदि लेंसिंग वस्तु एक तारा है जिसकी परिक्रमा कोई ग्रह करता है, तो यह बाइनरी लेंस घटना का एक चरम उदाहरण है। यदि स्रोत कास्टिक को पार करता है, तो मानक घटना से विचलन कम द्रव्यमान वाले ग्रहों के लिए भी बड़ा हो सकता है। ये विचलन हमें अस्तित्व का अनुमान लगाने और लेंस के चारों ओर ग्रह के द्रव्यमान और पृथक्करण को निर्धारित करने की अनुमति देते हैं। विचलन आमतौर पर कुछ घंटों या कुछ दिनों तक रहता है। क्योंकि संकेत सबसे मजबूत होता है जब घटना स्वयं सबसे मजबूत होती है, विस्तृत अध्ययन के लिए उच्च-आवर्धन कार्यक्रम सबसे आशाजनक उम्मीदवार होते हैं। आमतौर पर, एक सर्वेक्षण टीम समुदाय को तब सूचित करती है जब उन्हें पता चलता है कि कोई उच्च-आवर्धन घटना चल रही है। अनुवर्ती समूह तब चल रही घटना की गहन निगरानी करते हैं, यदि ऐसा होता है तो विचलन का अच्छा कवरेज प्राप्त करने की उम्मीद है। जब घटना समाप्त हो जाती है, तो सिस्टम के भौतिक मापदंडों को खोजने के लिए प्रकाश वक्र की तुलना सैद्धांतिक मॉडल से की जाती है। इस तुलना से सीधे तौर पर निर्धारित किए जा सकने वाले पैरामीटर ग्रह से तारे का द्रव्यमान अनुपात और आइंस्टीन कोण से तारा-ग्रह कोणीय पृथक्करण का अनुपात है। इन अनुपातों से, लेंस तारे के बारे में मान्यताओं के साथ, ग्रह के द्रव्यमान और उसकी कक्षीय दूरी का अनुमान लगाया जा सकता है।

इस तकनीक की पहली सफलता 2003 में माइक्रोलेंसिंग इवेंट OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53|OGLE 2003-BLG-235 (या MOA 2003-BLG-53) के OGLE और MOA दोनों द्वारा की गई थी।. अपने डेटा का संयोजन करते हुए, उन्होंने सबसे अधिक संभावित ग्रह द्रव्यमान को बृहस्पति के द्रव्यमान का 1.5 गुना पाया। अप्रैल 2020 तक इस विधि से 89 बहिर्ग्रहों का पता लगाया जा चुका है। उल्लेखनीय उदाहरणों में शामिल हैं OGLE-2005-BLG-071Lb, वाजी-2005-प्लग-390lb, ओगल-2005-बीएलजी-169 एलबी, OGLE-2006-BLG-109L के आसपास दो बहिर्ग्रह, और एमओए-2007-बीएलजी-192एलबी। विशेष रूप से, जनवरी 2006 में इसकी घोषणा के समय, OGLE-2005-BLG-390Lb ग्रह का संभवतः किसी नियमित तारे की परिक्रमा करने वाले किसी भी ज्ञात एक्सोप्लैनेट का सबसे कम द्रव्यमान था, जिसका औसत पृथ्वी के द्रव्यमान का 5.5 गुना था और मोटे तौर पर एक कारक था। दो अनिश्चितता। यह रिकॉर्ड 2007 में Gliese 581 c द्वारा 5 पृथ्वी द्रव्यमान के न्यूनतम द्रव्यमान के साथ लड़ा गया था, और 2009 के बाद से Gliese 581 e न्यूनतम 1.9 पृथ्वी द्रव्यमान वाला सबसे हल्का ज्ञात नियमित एक्सोप्लैनेट है। अक्टूबर 2017 में, OGLE-2016-BLG-1190Lb, एक अत्यंत विशाल एक्सोप्लैनेट (या संभवतः एक भूरा बौना), बृहस्पति के द्रव्यमान का लगभग 13.4 गुना बताया गया था। खगोलीय पारगमन विधि जैसी अन्य तकनीकों के साथ एक्स्ट्रसोलर ग्रहों का पता लगाने की इस विधि की तुलना में, एक फायदा यह है कि ग्रहों के विचलन की तीव्रता ग्रह के द्रव्यमान पर उतनी दृढ़ता से निर्भर नहीं करती है जितनी कि अन्य तकनीकों में प्रभाव करती है। यह कम द्रव्यमान वाले ग्रहों को खोजने के लिए माइक्रोलेंसिंग को उपयुक्त बनाता है। यह अधिकांश अन्य तरीकों की तुलना में मेजबान तारे से दूर ग्रहों का पता लगाने की भी अनुमति देता है। एक नुकसान यह है कि घटना समाप्त होने के बाद लेंस सिस्टम का अनुवर्ती बहुत मुश्किल होता है, क्योंकि लेंस और स्रोत को अलग-अलग हल करने के लिए पर्याप्त रूप से अलग होने में काफी समय लगता है।

1998 में यू वांग द्वारा प्रस्तावित एक स्थलीय वायुमंडलीय लेंस जो एक बड़े लेंस के रूप में पृथ्वी के वायुमंडल का उपयोग करेगा, संभावित रूप से रहने योग्य एक्सोप्लैनेट के पास सीधे छवि भी बना सकता है।

माइक्रोलेंसिंग प्रयोग
दो बुनियादी प्रकार के माइक्रोलेंसिंग प्रयोग हैं। खोज समूह नई माइक्रोलेंसिंग घटनाओं को खोजने के लिए बड़े क्षेत्र की छवियों का उपयोग करते हैं। चुनिंदा घटनाओं की गहन कवरेज प्रदान करने के लिए अनुवर्ती समूह अक्सर दुनिया भर में दूरबीनों का समन्वय करते हैं। PLANET समूह के गठन तक सभी प्रारंभिक प्रयोगों में कुछ जोखिम भरे नाम थे। नए विशिष्ट माइक्रोलेंसिंग उपग्रहों के निर्माण के लिए या माइक्रोलेंसिंग का अध्ययन करने के लिए अन्य उपग्रहों का उपयोग करने के वर्तमान प्रस्ताव हैं।

खोज सहयोग

 * उभार की फोटोग्राफिक प्लेट खोज।
 * एक्सपीरियंस डे रीचर्चे डेस ओब्जेट सोम्ब्रेस (EROS) (1993-2002) बड़े पैमाने पर फ्रांसीसी सहयोग। EROS1: LMC की फोटोग्राफिक प्लेट खोज: EROS2: LMC, SMC, उभार और सर्पिल भुजाओं की CCD खोज।
 * MACHO (1993-1999) ऑस्ट्रेलिया और अमेरिका का सहयोग। उभार और एलएमसी की सीसीडी खोज।
 * ऑप्टिकल ग्रेविटेशनल लेंसिंग एक्सपेरिमेंट | ऑप्टिकल ग्रेविटेशनल लेंसिंग एक्सपेरिमेंट (OGLE) (1992 -), Paczynski और Andrzej Udalski द्वारा स्थापित पोलिश सहयोग। वारसॉ विश्वविद्यालय द्वारा संचालित चिली में समर्पित 1.3m टेलीस्कोप। उभार और मैगेलैनिक बादलों पर लक्ष्य।
 * एस्ट्रोफिजिक्स में माइक्रोलेंसिंग अवलोकन | एस्ट्रोफिजिक्स (एमओए) में माइक्रोलेंसिंग अवलोकन (1998 -), जापानी-न्यूजीलैंड सहयोग। न्यूजीलैंड में समर्पित 1.8 मीटर दूरबीन। उभार और मैगेलैनिक बादलों पर लक्ष्य।
 * (2001 - ), MACHO सहयोग के उत्तराधिकारी ने बेहोशी का अध्ययन करने के लिए 4 m CTIO टेलीस्कोप का उपयोग किया एलएमसी माइक्रोलेंस।

अनुवर्ती सहयोग

 * प्रोबिंग लेंसिंग विसंगतियाँ नेटवर्क|प्रोबिंग लेंसिंग एनोमलीज नेटवर्क (प्लैनेट) बहुराष्ट्रीय सहयोग।
 * माइक्रोफन, माइक्रोलेंसिंग फॉलो अप नेटवर्क
 * माइक्रोलेंसिंग प्लैनेट सर्च (एमपीएस)
 * माइक्रोलेंसिंग नेटवर्क फॉर द डिटेक्शन ऑफ़ स्मॉल टेरेस्ट्रियल एक्सोप्लैनेट, MiNDSTEp
 * रोबोनेट। रोबोटिक टेलीस्कोप के वैश्विक नेटवर्क का उपयोग करके ग्रहों की खोज

एंड्रोमेडा आकाशगंगा पिक्सेल लेंसिंग

 * MEGA
 * AGAPE (फ्रेंच में)
 * WeCAPP
 * द एंगस्ट्रॉम प्रोजेक्ट
 * योजना

प्रस्तावित उपग्रह प्रयोग

 * गैलेक्टिक एक्सोप्लैनेट सर्वे टेलीस्कोप (GEST)
 * सिम माइक्रोलेंसिंग की प्रोजेक्ट में बेहद उच्च सटीकता वाली एस्ट्रोमेट्री का इस्तेमाल किया गया होगा अंतरिक्ष इंटरफेरोमेट्री मिशन उपग्रह माइक्रोलेंसिंग अध: पतन को तोड़ने और लेंस के द्रव्यमान, दूरी और वेग को मापने के लिए। इस उपग्रह को कई बार स्थगित किया गया और अंततः 2010 में रद्द कर दिया गया।
 * नेशनल एयरोनॉटिक्स एंड स्पेस एडमिनिस्ट्रेशन द्वारा 2020 के मध्य में लॉन्च के लिए तैयार किए जा रहे नैन्सी ग्रेस रोमन स्पेस टेलीस्कोप में कई अन्य सर्वेक्षणों के साथ एक माइक्रोलेंसिंग सर्वेक्षण शामिल होगा। माइक्रोलेंसिंग जनसांख्यिकी पृथ्वी और मंगल जैसे ग्रहों के प्रति बेहतर संवेदनशीलता के साथ केपलर अंतरिक्ष दूरबीन  और ट्रांजिटिंग एक्सोप्लैनेट सर्वे सैटेलाइट मिशन के पूरक होंगे, जो कि उनके सूर्य के रहने योग्य क्षेत्र में चट्टानी ग्रह होने की अधिक संभावना है।

यह भी देखें

 * गुरुत्वाकर्षण लेंस
 * ओगल-2019-बीएलजी-0960एलबी
 * स्थलीय वायुमंडलीय लेंस

बाहरी संबंध

 * Discovery of planet five times as massive as earth orbiting a star 20,000 light-years away