Integral field spectroscopy of four lensed quasars: analysis of their neighborhood and evidence for microlensing
背景：引力透镜类星体构成了一个独立的工具，通过时间延迟来获得H 0;它们也提供了研究质量分布和透镜星系的星际介质的机会，通过微透镜，它们还允许人们研究发射源的细节。目标：对于这样的研究，人们需要有一个很好的知识的透镜图像的封闭环境，以模拟透镜的潜力：这意味着在一个大的视场和光谱在高空间分辨率的观测数据。方法：我们介绍了四个透镜类星体HE 0230-2130，RX J0911.4+0551，H 1413+117和B 1359+154周围的VIMOS积分场观测。利用低、中、高分辨率模式，我们研究了类星体图像和类星体环境，并提供了详细的数据处理报告。研究结果：不同图像的类星体光谱之间的比较揭示了HE 0230-2130，RX J0911.4+0551和H 1413+117的差异：当在发射线和连续谱中测量时，同一类星体图像之间的通量比是不同的。我们还测量了HE 0230-2130和RXJ0911.4 +0551附近星系的红移，它们可能对总透镜势有贡献。结论：仔细的分析表明，微透镜是最自然的解释（去）放大率的连续发射区的背景源。在HE 0230-2130中，图像D可能受到微透镜放大的影响;在RX J0911.4+0551中，图像A1和A3可能受到微透镜缩小的影响，在H 1413+117中，至少图像D受到微透镜的影响。
2008-02-04 astro-ph
A novel approach for extracting time-delays from lightcurves of lensed quasar images
提出了一种利用透镜类星体光变曲线估计时间延迟的新方法。该方法基于数据和数值模型光变曲线之间的卡方最小化。可以包括线性变化，以便校正透镜图像之一中的缓慢的长期微透镜效应。可以应用该方法的迭代版本以校正高阶微透镜效应。模拟光变曲线的方法进行了测试。当存在高阶微透镜效应时，用迭代法可以最好地约束时间延迟。对已发表的双透镜Q0957+561的数据集进行分析，得出的结果与其他已发表的估计一致。
2001-10-30 astro-ph
The Statistics of Microlensing Light Curves: I. Amplification Probability Distributions
恒星通过透镜类星体的光束时，会引起其视亮度的剧烈波动。在Huchra透镜中观察到的波动（2237+0305）被认为是透镜系统中发生这种“微透镜”的第一个证据。随后在这个系统和其他引力透镜中观察到的微透镜事件说明微透镜应该是透镜类星体中的常见现象。分量光变曲线的统计特性将在很大程度上由微透镜物体的质量分布和透镜类星体的内部光分布来定义。我们提出了一个假设的微透镜光变曲线的大样本的统计数据，一些透镜的情况下，使用一种有效的数值技术产生的。这些人工光变曲线表明，放大几率分布与紧凑透镜物体的质量函数无关。给出了Huchra透镜系统的放大几率分布。
1995-04-06 astro-ph
Smooth matter and source size in microlensing simulations of gravitationally lensed quasars
几个引力透镜类星体被观测到具有异常放大率的成对图像，这些图像跨越一条临界曲线。简单的理论论证表明，这些图像的放大率应该大致相等，而一个图像被观察到显着缩小。微透镜效应为这种差异提供了一种可能的解释。在对这种效应进行建模时，有两个关键参数。第一种是像点处晶状体中光滑物质的比例，Schechter和Wambsganss（2002）对此进行了研究。他们已经表明，如果透镜模型中假设的光滑物质含量从0%增加到93%，则在透镜类星体MG 0414+0534中观察到的异常通量比先验可能性为5倍。第二个参数，发射区的大小，本文探讨，并显示出更显着。我们发现，扩大的放大率概率分布，由于光滑的物质含量被冲洗的源大小，预测的类星体的标准模型。我们将我们的模型应用于异常透镜类星体MG 0414+0534，发现I波段发射区半径的95%上限为2.62 x 10^（16）h^（-1/2）（M/Msun）^（1/2）cm。透镜中的光滑物质百分比不受约束。
2007-08-07 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of the Gravitationally Lensed Cloverleaf Broad Absorption Line QSO H1413+1143: Imaging Polarimetry and Evidence for Microlensing of a Scattering Region
本文报道了HST WFPC 2对“立体式”类星体H1413+1143的宽带F555 W和F702 W测光和F555 W偏振观测结果。这是一个四分量引力透镜宽吸收线类星体。在1999年3月和1999年6月的两个时期进行了观测，间隔约100天。我们的程序的目标是检测组件之间以及两个时期之间的任何相对变化。在这个时间基线上，我们在透镜图像的分量D中检测到大约0.07 mag的变暗，我们将其解释为微透镜的证据。在1999年3月，我们发现显着的证据表明，在相对线性极化的组件D相比，其他三个组件的差异;在1999年6月的立体式组件的组合极化较低。在1999年3月，明显微透镜的分量D具有旋转的偏振位置角和比其他三个分量稍高的偏振度。我们认为，这种差异的偏振是由于微透镜放大部分的散射光（即偏振）连续生产区域。结果表明，在立体式中，偏振散射光区域的尺寸尺度超过约10^{16} cm，但位于产生宽发射线的区域（< 10^{18} cm）的内部。
2001-07-06 astro-ph
Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk
我们提出了我们的引力透镜类星体2237+0305的长期光谱监测的延续。我们研究了在类星体图像A和B的紫外/光学连续谱中观察到的色变，并将它们与数值模拟进行比较，以推断类星体吸积盘的能量分布。我们的程序相结合的微透镜射线拍摄技术与贝叶斯分析，并推导出作为波长的函数的源大小的概率分布。我们发现，有效的苛性交叉时间尺度为4.0+/-1.0个月。使用一个强大的有效横向速度的先验，我们发现，负责的UV/光学连续谱的源有一个能量分布以及再现的幂律R λ ^{zeta}与zeta=1.2+/-0.3，其中R是负责在波长λ的发射源的大小。这是第一次在如此小的尺度上精确地、独立于模型地确定类星体吸积盘的能量分布。
2008-11-12 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
Microlensing and the Search for Extraterrestrial Life
微透镜搜索有可能发现有生命的行星吗？鉴于我们目前的知识水平，这是一个很难回答的问题。因此，我们首先提出一个更狭隘的问题：通过微透镜发现的行星上的条件可能与我们在地球上经历的情况相似吗？在本文中，我将微透镜观测与著名的“金发姑娘问题”（类地行星上的条件需要“恰到好处”）联系起来，发现通过微透镜发现的类地行星很可能绕着比太阳更明亮的恒星运行。这意味着来自行星系统中心恒星的光可能贡献了相对于透镜恒星的基线通量的很大一部分。这种来自透镜的光与来自透镜源的光的混合原则上会限制我们检测这些事件的能力。然而，这并不是一个重大问题。混合的第二个结果是有机会确定透镜星的透镜光谱类型的光谱类型。这种情况，加上有限源尺寸效应很重要的可能性，意味着一些有意义的后续观测很可能是通过微透镜发现的类地行星子集。此外，计算表明，对行星密度和表面重力的合理要求意味着类地行星的质量可能在地球质量的$\sim 15$倍之内。
1998-08-24 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
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
X-Ray and Optical Microlensing in the Lensed Quasar PG 1115+080
我们分析了透镜类星体PG 1115+080的X射线和光辐射的微透镜效应。我们发现X射线发射的有效半径比光发射的有效半径小1.3（+1.1 -0.5）dex。作为在倾斜角i处观察到的薄盘，光学吸积盘具有log[（r_{s,opt} /cm）（cos（i）/ 0.5）^{1/2}] = 16.6 \pm 0.4的标度长度，该标度长度由盘温度与监测带的静止帧能量（kT=hc/lambda_rest，lambda_rest=0.3微米）匹配的点定义。X射线发射区（在静止坐标系中为1.4-21.8 keV）的有效半光半径为log[ r_{1/2,X} /cm] = 15.6（+0.6-0.9}）。假设黑洞的质量估计为1.2 * 10^9 M_sun，对应的引力半径为log[r_g/cm] = 14.3，则X射线发射产生于盘的内缘附近，而光发射则来自比爱丁顿极限薄盘预期的尺度稍大的尺度。我们发现一个弱的趋势，支持低恒星质量分数的透镜图像附近的模型，在温和的矛盾，从恒星速度色散和时间延迟的推论。
2008-04-30 astro-ph
A radio-microlensing caustic crossing in B1600+434?
首先，我们回顾了目前的状态检测强'外部'的变化类引力B1600+434，专注于1998年VLA 8.5 GHz和1998/9 WSRT多频观测。我们表明，这些数据可以最好地解释在无线电微透镜。然后，我们继续展示我们新的多频VLA监测计划的一些初步结果，特别是在透镜图像的光变曲线中检测到一个强特征（~30%），该特征主要通过透镜星系的暗物质晕。我们暂时解释这个事件，持续了几个星期，作为一个无线电微透镜焦散交叉，即超光速运动的一个微弧秒尺度的喷流组件在透镜源在一个单一的焦散放大模式，已创建的大规模紧凑的对象沿着视线的透镜图像。
2000-04-19 astro-ph
Microlensing of the Lensed Quasar SDSS0924+0219
分析了引力透镜类星体SDSS 0924 +0219的V、I、H波段HST图像和两季R波段监测数据。我们清楚地看到，图像D是类星体在其宿主星系中心的点源图像。我们可以很容易地跟踪靠近图像D的类星体的宿主星系，因为微透镜提供了一个天然的日冕仪，它将类星体图像的通量抑制了大约一个数量级。我们观察到低振幅，不相关的变化之间的四个类星体图像由于微透镜，但没有相关的变化，可用于测量时间延迟。微透镜变率的蒙特卡罗模型提供了透镜星系中平均恒星质量的估计（0.02 Msun < M < 1.0 Msun），吸积盘大小（在3.0 x 10^14 cm < rs < 1.4 x 10^15 cm处，圆盘温度为5 x 10^4 K），和黑洞质量（2.0 x 10^7 Msun < MBH η_{0.1}^{-1/2}（L/LE）^{1/2} < 3.3 x 10^8 Msun），置信度均为68%。基于微透镜效应的黑洞质量估计值与根据Mg II发射线宽度估计的MBH = 7.3 +- 2.4 x 10^7 Msun一致。如果我们将最佳拟合的光曲线模型外推到未来，我们预计图像A和B的通量将保持相对稳定，图像C和D将变亮。特别是，我们估计图像D在未来一年中有大约12%的概率变亮2倍，在未来十年中有45%的概率变亮一个数量级。
2007-07-10 astro-ph
Optical Gravitational Lensing Experiment. Photometry of the MACHO-SMC-1 Microlensing Candidate
我们目前的测光观测的MACHO-SMC-1微透镜候选人收集的OGLE-2项目。我们显示的光变曲线的两个组成部分的1.6弧秒的混合：微透镜星和它的光学伴星。我们发现光学伴星对总流量的贡献为24%，并确认透镜星的光变曲线中存在周期为5.096天，振幅为0.05磁的小振幅周期振荡。透镜星可能是一个椭球双星系统。
1997-10-31 astro-ph
Differential Microlensing of the Continuum and Broad Emission Lines in SDSS J0924+0219, the Most Anomalous Lensed Quasar
SDSS J 0924 +0219是具有异常通量比的引力透镜最明显的例子：光学宽带测光显示图像D比光滑透镜势的预期暗12倍。我们报告光谱显示，异常是存在于广泛的发射线通量比以及。发射线和连续谱通量比之间存在差异：宽莱曼α线的A/D比为10，相关连续谱中为19。已知的可变性证明了微透镜的存在。我们表明，微透镜可以占连续谱和发射线的通量比，如果广泛的发射线区域的大小是可比的爱因斯坦半径的微透镜。具体地，我们需要宽线区域的半光半径为R_BLR <~ 0.4 Rein ~ 9$ lt-days，这是小的但合理的。如果宽线区域如此之大，那么恒星只能贡献图像位置表面质量密度的15-20%。虽然我们不能排除暗物质子结构的millilensing也存在的可能性，但我们得出结论，微透镜是存在的，足以解释现有的数据。在这种假设下，A/D通量比应该在几年而不是几千年的时间尺度上恢复到接近1的值。
2005-10-26 astro-ph
The influence of gravitational lensing on the spectra of lensed QSOs
我们考虑了（毫/微）透镜效应对透镜类星体光谱的影响。本文提出了一种观测探测透镜类星体光谱中微透镜效应的方法，并将其应用于哈勃空间望远镜（HST）观测到的三个透镜类星体（PG 1115+080，类星体1413+117和类星体0957+561）的光谱。我们发现，PG 1115+080的图像A1和A2之间的通量比是波长依赖性的，并显示出不同的放大率之间的发射线和连续。我们认为这种放大率是由微透镜效应引起的。我们还发现类星体1413+117像C连续谱的时间变化可能是由微透镜效应引起的，而类星体0957+561像C连续谱的时间变化可能是内禀的。
2004-12-21 astro-ph
A microlensing measurement of the size of the broad emission line region in the lensed QSO 2237+0305
我们目前的空间分辨光谱图像的引力透镜类星体2237+0305与GMOS积分场单元（IFU）的双子座北望远镜。这些观测具有迄今为止对该天体的任何IFU观测的最佳空间分辨率，包括红移的CIII]和MgII类星体宽线。与Mediavilla等人（1998年）不同，我们没有发现CIII]或MgII谱线中存在解析宽线发射弧的证据。我们计算了积分发射线和周围连续谱的像通量比。CIII]和MgII发射线的通量比彼此一致，但与它们相应的连续通量比和先前公布的射电/中红外通量比有很大不同。我们认为，广泛的发射线区域必须是微透镜和CIII]和MgII发射区必须是大致相同的大小和共同位于沿视线。假设宽发射线区和连续区的简单模型，我们表明CIII] /Mg II宽发射线区的尺寸为~0.06 h_{70} ^{1/2} pc，连续区的尺寸为<= 0.02 h_{70} ^{1/2} pc。
2005-02-21 astro-ph
Search for exotic matter from gravitational microlensing observations of stars
我们认为小规模的球状星团的弱相互作用的大质量粒子在我们的银河系作为非紧凑的引力微透镜，并预测焦散的外观在一个透镜源的平面。这些焦散线与透镜恒星的交叉可以产生各种各样的光变曲线，包括在实际微透镜事件中观察到的一些光变曲线，这些光变曲线被解释为双星引力透镜的表现。我们还考虑在引力微透镜的恒星的非零角大小与一个给定的亮度分布在其磁盘上的自然虫洞和对象的时空环境描述与NUT度量这样一个异国情调的对象。我们证明，在一定条件下，微透镜的光变曲线，颜色和偏振效应，由于透镜的性质和星盘亮度分布可以有很大的不同，从观察到的史瓦西引力透镜，使他们的分析可以促进识别这样的对象。
2008-07-17 astro-ph
Measuring Stellar Limb Darkening by Gravitational Microlensing
微透镜凌日事件的观测可以用来测量透镜星的临边暗化。讨论了几种微透镜光变曲线反演方法的优缺点。在这项工作中选择的方法是反演通过分解的恒星表面亮度轮廓。我们构造了一个理想的基础，通过主成分分析的亮度轮廓模式大气计算。使用这样的基础上的临边暗化近似优于那些使用标准的幂律临边暗化法律。我们进行了全面的分析，包括详细的误差分析的方法模拟单透镜微透镜过境事件。在低碰撞参量的实际事件中，可以以从源盘中心到盘半径的0.9的2%的相对精度恢复源的亮度轮廓。我们表明，在特定的情况下，观察到的CNOO警报95-30事件的透镜红巨星的内在复杂的可变性阻碍了努力恢复其表面特征。
2003-05-19 astro-ph
Gravitational Microlensing Influence on X-ray Radiation from Accretion Disk of Active Galaxies
微引力透镜是研究透镜类星体内部的一个非常有用的工具，特别是研究类星体中心大质量黑洞周围的相对论性吸积盘。在这里，我们提出了一个简短的概述，我们最近在这一领域的调查。
2006-02-02 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
Photometric Monitoring of the Gravitationally Lensed Ultraluminous BAL Quasar APM08279+5255
我们报告了对超亮BAL类星体APM 08279+5255的一年光度监测。时间采样显示，这个引力透镜系统在100天内增亮了约0.2等。有两个潜在的原因：要么这种变化是类星体固有的，要么是前景系统中恒星微透镜的结果。数据与两种假设一致，在最终确认任何一种情况之前都需要进一步监测。然而，我们证明，引力微透镜不能发挥主导作用，在解释APM 08279+5255所表现出的现象性质。内禀变率的确定，加上简单的引力透镜配置，将表明APM 08279+5255是一个潜在的金透镜，从中可以得到宇宙学参数，值得在高空间分辨率的监测计划。
1999-09-01 astro-ph
Photometric monitoring of the doubly imaged quasar UM673: possible evidence for chromatic microlensing
利用1.54 m丹麦望远镜在Gunn i波段（1998年10月~ 1999年9月）和Johnson V波段（1998年10月~ 2001年12月）对引力透镜类星体Q 0142-100（UM 673）进行了双波段CCD测光观测，并对观测结果进行了分析。用所有方法得到的光变曲线显示出变化，在$V$中峰-峰幅度为0.14等。虽然不可能测量两个透镜状类星体图像之间的时间延迟，但较亮的部分显示了微透镜的可能证据：它变得越亮，就越蓝，正如类星体吸积盘的微分放大假设所预期的那样
2005-07-07 astro-ph
Using Astrometry to Deblend Microlensing Events
我们讨论了通过观测透镜星的天体测量位移来研究微透镜事件的前景。由于微透镜搜索通常在非常拥挤的领域进行，因此预计恒星将受到混淆限制，而不是受到光子统计的限制。通过在拥挤的领域进行模拟的事件，我们发现，如果我们假设一个黑暗的透镜和透镜的恒星服从幂律光度函数，$n(L)\propto L^{-β}$，超过一半的模拟事件显示出可测量的天体测量的转变。我们的模拟包括20000颗恒星在一个$256\times 256$奈奎斯特采样CCD帧。对于$β=2$，我们发现58%的事件是显著混合的$(F_{\ast}/F_{tot}\leq 0.9)$，其中73%具有大的天体测量偏移$(\geq 0.5 pixels)$。同样，对于$β=3$，我们发现85%的事件是显著混合的，其中85%的事件有很大的变化。此外，移位与混合的程度弱相关，这表明不仅可以检测混合的存在，而且可以使用移位信息统计地去混合事件。
1997-08-19 astro-ph
Accretion Disc Structure and Orientation in the Lensed and Microlensed Q0957+561 Quasar
由于类星体在光学成像中是无法分辨的，因此目前必须推断它们的结构。引力微透镜提供了产生发光结构信息的可能性，前提是微透镜粒子的爱因斯坦环直径与辐射类星体组件相当或更小。Q 0957类星体测量的长亮度历史先前已经分析了关于微透镜粒子的信息，并且已经报道了行星质量粒子的宇宙学重要人口存在的证据。微透镜效应的结果也直接决定了类星体中紫外光发射表面的大小，对同一亮度记录的自相关分析为类星体的复杂结构提供了证据;如果类星体今天突然变亮，它很可能在129、190、540和620天后再次变亮。我们将这些滞后解释为类星体周围发光结构的结果，特别是我们在类星体结构的Elvis（2000）模型的背景下解释它们。我们发现，自相关峰意味着在吸积盘明亮的内边缘之外，Elvis模型的双锥结构必须位于距离黑洞2 × 10^17 cm的径向距离处，以及吸积盘平面上方和下方2 × 10^16 cm处。这颗类星体显然与视线成55度角。第二个可能的解决方案，具有较低的倾角和较大的结构也表明，但统计上不太可能。
2005-04-18 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
Can gravitational waves be detected in quasar microlensing?
对透镜类星体${\rm Q}0957+561 {\rm A,B}$的研究表明，类星体图像的亮度历史中存在微透镜现象。有人认为，两幅图像中亮度波动之间的频率偏移可能是由透镜星系中心的大质量黑洞双星产生的引力辐射造成的。这篇论文证明了这样一个引力波源所产生的波动太小，不足以解释观测到的频率偏移。
2000-07-11 astro-ph
Origin of Chromatic Features in Multiple Quasars -Variability, Dust, or Microlensing -
目的：在一些透镜类星体中，在光学/近红外波长处观察到多个图像之间的色差。有三种可能的颜色差异的来源：类星体的内在变化，差异尘埃消光和类星体微透镜。我们研究如何这三种可能的情况下可以重现所观察到的色度。方法：我们评估有多少颜色之间的差异，可以复制以上三种可能的情况下与现实的模型;（i）类星体的内在变异的经验关系，（ii）尘埃消光和理论预测的星系中的不均匀性的经验关系，或（iii）类星体的理论模型吸积盘和放大模式的焦散线附近。结果：我们发现类星体的内禀光变并不是多个类星体中观测到的色变特征的主要来源。相比之下，尘埃消光或类星体微透镜可以很好地再现在大多数透镜类星体中观察到的多个图像之间的颜色差异。在我们的估计中，考虑到不同波段观测之间的时间间隔，类星体微透镜是一个比尘埃消光更现实的场景来重现观测到的颜色差异。本文中所观察到的所有色差都可以用这两种效应的组合来解释，但是需要在多个波段进行监测观测来解开这些效应。
2007-09-11 astro-ph
Improper Motions in Lensed QSOs
我们认为，多图像类星体中的单个图像可以很容易地在$0.1''$水平上具有子结构（即，即使用HST也无法解决）;这种子结构内的微透镜效应将导致质心偏移，甚至从地面上也可观察到伪自行。我们提出了一个四图像系统2237+0305的模型，其中图像B显示了几年内$0.01''$级的这种"不正常运动”。
1995-08-21 astro-ph
A microlensing study of the accretion disc in the quasar MG 0414+0534
多重成像类星体中引力微透镜的观测是目前唯一能直接探测类星体发射区亚微弧秒尺度结构的方法。微透镜可变性的分析在观测上是昂贵的，需要长期监测透镜系统。在这里，我们展示了一种技术，用于约束类星体连续发射区的大小作为波长的函数，使用单历元多波段成像。我们已经获得了透镜类星体MG 0414+0534的图像，在五个波段使用麦哲伦6.5米巴德望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台，智利。这些数据，结合现有的两个时代的哈勃太空望远镜的数据，被用来模拟连续发射区$σ$的波长，$σ\proptoλ^ν$的幂律的大小。我们把上限的高斯宽度的$r^\prime$带发射区域的$1.80 \times 10^{16} h_{70}^{-1/2} (<M>/\rmn{M}_{\odot})^{1/2}$厘米，并限制幂律指数为$0.77\leqν\leq2.67$（95%的置信范围）。这些结果可用于约束类星体吸积盘模型。作为一个例子，我们发现在MG 0414+0534的吸积盘是统计上符合Shakura-Sunyaev薄盘模型。
2008-10-07 astro-ph
Microlensing variability in time-delay quasars
我们研究了5个引力透镜类星体的光变曲线中的微透镜变化，它们具有确定的时间延迟：SBS 1520+530，FBQ 0951+2635，RX J 0911 +0551，B1600+434和HE 2149-2745。通过比较前导图像的光曲线与拖尾图像的适当时间偏移的光曲线，我们发现，（SBS 1520+530和FBQ 0951+2635）中的类星体具有显著的长（年）和短（年）周期（100天）的亮度变化。短期变化可能是由于纳米透镜，类星体吸积盘中的相对论性热点或冷点，或大光学深度处的相干微透镜。
2006-07-07 astro-ph
Gravitational Microlensing and the Structure of Quasar Outflows
我们表明，通过考虑微透镜（ML）引起的透镜类星体吸收线槽的变化，可以获得类星体外流结构的宝贵信息。取决于流出气体的结构和几何形状，这种非本征线可变性可以表现为线的等效宽度的变化以及线轮廓失真。在这里，我们考虑几个物理上不同的外流模型，具有非常相似的光谱预测，并显示如何ML引起的吸收线的变化可以用来区分它们。这些影响的未来系统研究的优点举例说明。
2005-04-12 astro-ph
Microlensing of multiply-imaged compact radio sources: Evidence for compact halo objects in the disk galaxy of B1600+434
我们提出了第一个明确的情况下，外部可变性的射电引力透镜，B1600+434类。考虑到适当的时间延迟，透镜图像的VLA 8.5 GHz差异光变曲线显示存在外部可变性，置信度为14.6 σ。我们调查这种外部变化的两个合理的原因：银河系星际介质的电离成分的散射和微透镜的大规模紧凑的对象在凸起/磁盘和透镜星系晕。基于调制指数和变化时间尺度之间的紧密关系以及两个透镜图像的光变曲线之间的定量差异，我们得出结论，所观察到的透镜图像的短期变化特性与我们银河系中的闪烁不相容。这一结论得到了1.4和5 GHz的多频WSRT观测的有力支持，这些观测与基于闪烁假设的预测存在强烈分歧。...另一方面，一个视速度为9<=（v_app/c）<=26，半径为2-5微弧秒，包含观测到的8.5GHz源通量密度的5-11%的单个超光速喷流分量，当它被透镜星系中的致密天体微透镜化时，可以再现观测到的8.5GHz调制指数和变率时标。它还再现了调制指数的频率依赖性，确定从独立的WSRT 1.4和5 GHz的观测。...唯一与迄今为止收集的数据完全一致的结论是，我们确实探测到了无线电微透镜。这一说法的深远影响是，在B1600+434中透镜星系盘上方约6 kpc（h=0.65）处的暗物质晕中，有相当一部分质量是由大质量的致密天体组成的。[删节]
2000-04-18 astro-ph
Direct Mapping of Massive Compact Objects in Extragalactic Dark Halos
在星系晕中的非重子或重子暗物质中，很大一部分可能是质量M=10^{1-4} M_{sun}的大质量致密天体（MASCO）。这种致密天体的可能候选者包括原始黑洞或原始（星族III）恒星的残余。本文提出了一种利用极高分辨率的VLBI技术直接探测河外晕中MASCO的方法。如果一个由大量MASCOs组成的星系晕通过引力透镜产生多幅背景射电大声类星体的图像，那么每个宏观透镜图像的高分辨率射电图应该揭示MASCOs的微透镜效应。为了评估它们的观测可行性，我们模拟了射电大声，四图像透镜类星体，B1422+231，假设角分辨率为0.01 mas的微透镜。MASCO由点质量表示。为了比较，我们还用奇异等温球模拟了B1422+231的微透镜效应。我们发现，宏观透镜图像的表面亮度显示出不同的空间模式上的爱因斯坦半径的扰动。在点质量扰动的情况下，许多微小的黑点也出现在宏观透镜图像中，与原始类星体图像边缘的表面亮度下降有关，而SIS模型中没有这样的斑点。根据图像的大小、位置和放大或缩小的模式，我们将能够确定MASCO的质量和密度分布以及它在星系晕中的空间分布和丰度。
2003-04-26 astro-ph
Microlensing induced absorption line variability
引力微透镜已被证明是一个强大的探测器的结构在类星体的心脏和质量函数的紧凑的物体在前景镜头。本文探讨了引力微透镜在探测透镜星系内吸收物质结构尺度方面的潜力。我们发现，在这种高的光学深度制度，吸收功能的等效宽度的显着变化可以诱导，虽然这些细节是依赖于吸收材料的结构的规模。本文最后与引力透镜类星体PKS 1830 -211中观察到的吸收线变化的检查，演示了如何这可能表明存在的冷分子气体中存在的透镜星系的小尺度结构。
2002-12-02 astro-ph
Color Effects Associated with the 1999 Microlensing Brightness Peaks in Gravitationally Lensed Quasar Q2237+0305
本文介绍了1995-2000年在高海拔迈达纳克天文台1.5米望远镜上对Q2237+ 0305引力透镜在VRI波段的测光情况。在2000年7月至10月期间对Q2237+0305的监测几乎是每天进行的，没有发现在这段时间内组件的亮度发生快速变化（夜间和夜间）。在2000年7月23日至10月7日期间，观测到了R带B、C分量0.08等的衰减和D分量0.05等的增亮。幸运的是，1999年的三个夜晚几乎是图像C的强亮度峰值的时间，并且大约在图像A亮度峰值的上升斜率的中间。C分量是1998年和1999年系统中最蓝的分量，自1997年8月以来，其（V-I）颜色从0.56等变为0.12等，而其亮度在此期间增加了近1.2等。A分量在1998年8月至2000年8月之间的表现类似，在R中变得明亮0.47等，同时，变蓝0.15等。颜色变化和分量幅度变化之间的相关性被证明是显着的，达到0.75，与回归线斜率为0.33。颜色（V-I）vrs颜色（V-R）图显示了聚集在一个簇中的组分，沿着斜率为1.31的线拉伸。这两个斜率都明显小于那些预期的，如果一个标准的银河系星际红化规律负责图像之间的颜色差异和它们随时间的变化。我们将亮度和颜色的变化归因于类星体结构的微透镜效应，我们得出的结论是，在较短的波长下，类星体结构更加紧凑，正如大多数具有能量中心源的类星体模型所预测的那样。
2003-12-29 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
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
Radio Microlensing: Past, Present & Near Future
在引力透镜B1600+434的一个透镜图像中观察到了5和8.5 GHz之间的强相关非固有变化。这些非内在的（即“外部”）变化被解释为“无线电微透镜”的相对论性微arsec尺度的喷流组件在源中的红移为z=1.59的大规模紧凑的对象在晕的边缘盘透镜星系在z=0.41。我们简短地总结了这些观察结果，并讨论了几个新的观测和理论方案，以更详细地研究这一新现象。
2000-11-01 astro-ph
Microlensing of Quasars
引力透镜类星体的变化有两个可能的原因：类星体的内在波动和沿着视线的紧凑物体的“微透镜”。如果相互分离，微透镜引起的变化可以用来研究两个非常感兴趣的宇宙学问题：一方面是类星体的大小和亮度分布，另一方面是致密（暗）物质沿视线的分布。在这里，我们提出了一个总结类星体微透镜的最新观测证据以及在该领域的理论进展。特别强调的问题，微透镜可以解决有关的暗物质的搜索，无论是在透镜星系的晕和宇宙分布的形式。所需的观测和所需的理论研究的讨论作为结论/展望。
2000-09-30 astro-ph
Microlensing of Blended Stellar Images
目前对单微透镜光变曲线的建模忽略了这样一种可能性，即只有一小部分光是由于透镜恒星，其余的是由于一个紧密的，未解决的混合，这可能与透镜有关或无关。不幸的是，混合的影响是显着的，因为所有的微透镜实验选择非常拥挤的领域作为其目标。在本文中，我们指出了一个强大的退化的拟合过程，这使得它实际上是不可能检测到的混合物的存在下，纯粹的光度手段，除了在一小部分的参数空间。一些混合物可以通过天体测量手段检测到，但大多数必须进行统计校正。达到远低于地面探测极限（使用HST）的光度函数也非常重要，这可以通过重复的微透镜事件来确定。如果不进行校正，那么事件时间尺度、透镜体质量和光学深度都被系统地低估了。
1997-02-21 astro-ph
QSO size ratios from multiband monitoring of a microlensing high-magnification event
我们引入了一个新的方案来研究透镜类星体中心引擎的性质。紧凑的发射区域在不同的光波长中可以具有不同的尺寸，并且我们的框架允许在微透镜特殊高放大率事件（例如，焦散交叉事件、二维最大交叉事件等）。为了推断源尺寸比，仅需要不同光学波段中的亮度记录之间的互相关。虽然反卷积方法导致更丰富的信息（1D内禀光度分布），新的方法是免费的技术问题与复杂的反演程序。利用Q2237+ 0305 A最近的VR数据的模拟，我们讨论了该方案的能力，在确定的可见光-红色比q = $R_V/R_R$。我们的结论是，非常精确的通量（具有几个microJy的不确定性，或等效地，几个毫量级的误差）可以导致约10%的q测量。考虑到Q2237+ 0305 A通量的误差，从一个正常的地面望远镜，~10微焦（~10毫等），它必须有可能实现更小的误差，从目前的超级望远镜，因此，一个准确的确定q。显然，为了测量可见光-红光比，光变曲线不能被固有事件或重要的高频固有信号污染，即，超过microJy（mmag）水平。对于任意的透镜类星体，我们最后指出，该框架似乎工作得更好，非常快的微透镜事件。
2004-06-24 astro-ph
'Round the Clock Observations of the Q0957+561 A,B Gravitationally Lensed Quasar
2000年1月，一个有10个观测站参加的观测活动连续10个晚上监测了Q0957引力透镜类星体的光学亮度。由此产生的A图像亮度曲线具有显著的亮度波动，并对计划于2001年3月12日至21日进行的第二次活动的B图像光曲线进行光度预测。最终目的是确定引力透镜的时间延迟到一个小时的几分之一，并寻找快速微透镜的证据。
2001-03-09 astro-ph
