A New Survey for Giant Arcs
我们报告的第一个结果的成像调查，以检测强大的引力透镜，针对最丰富的集群从斯隆数字巡天（SDSS）的光度数据与后续的深成像观测威斯康星印第安纳耶鲁NOAO（WIYN）3.5米望远镜和夏威夷大学88英寸望远镜（UH88）。这些星系团是利用红星系团序列技术从8000 deg^2的区域中选出的，其红移范围为0.1 < z < 0.6，对应于约2 Gpc ^[3]的共动宇宙体积。因此，我们的成像调查的目标体积比以前的任何搜索都大一个数量级以上。总共对240个簇进行了成像，其中141个具有亚弧秒图像质量。我们的调查已经发现了16个新的具有明确的巨弧的透镜星团，另外12个系统的透镜解释是非常有可能的，和9个可能的透镜，其中包含较短的弧或候选弧不太确定，将需要进一步的观察，以确认其透镜的起源。在这次调查中发现的新的集群透镜的数量可能> 30。在这些新的系统中，有几个最引人注目的例子，强引力透镜的发现与多个明亮的弧在大角度分离。这些可能会成为类似于Abell 1689和CL0024+1654的“海报儿童”引力透镜。在这次调查中发现的新透镜将使未来的强透镜统计及其对宇宙学和我们的结构形成范式的影响的系统研究成为可能。
2006-10-09 astro-ph
Noise in strong lensing cosmography
强透镜星系团中的巨弧可以提供宇宙学参数的纯几何确定，例如暗能量密度和状态方程。我们调查宇宙学中的噪声源与巨大的弧，特别关注沿视线的密度波动引起的误差，和建模的不确定性所造成的误差。我们以两种独立的方式估计参数误差，首先通过开发强透镜参数的Fisher矩阵形式，然后通过使用多平面透镜代码通过N体模拟直接进行射线追踪。我们表明，对于合理的功率谱，来自大尺度结构的密度涨落产生> 100%的误差，从任何单一的视线，排除使用个别集群或黄金透镜，以获得准确的宇宙学约束的宇宙学参数。建模的不确定性同样会导致很大的误差，我们表明，使用参数化的质量模型拟合强透镜集群可以显着偏置推断的宇宙学参数。最后，我们推测这些错误可能被纠正的手段。
2004-09-01 astro-ph
The Incidence of Strong-Lensing Clusters in the Red-Sequence Cluster Survey
由于强透镜星系团的巨弧的发生率与目前的理论预期不符。这一结果来自于几个星团样本与当前流行的$Λ$ CDM宇宙学框架中的预测的比较，对这种差异的一种可能解释是这种宇宙学模型是不正确的。在本文中，我们讨论的红序列集群调查（RCS），这再次表明与理论预测显着分歧的巨弧的发病率。我们简要地描述了总共八个强透镜系统，其中七个是第一次在这里讨论。基于这些系统的细节，特别是单弧系统与多弧系统的比例，我们认为，通过修改透镜本身的细节，可以解释目前流行的宇宙学中的这种差异。具体来说，多弧系统的高发生率及其整体的高红移表明，全球集群人口的一个子群体是负责大部分观察到的透镜效应。在RCS中的$z<0.64$处缺乏透镜簇表明，与早期簇相关的属性导致了增强的透镜截面;可能是沿着视线的椭圆率和伸长、子结构和簇质量分布变化的组合。星系团的质量，应该向更低的红移演化到更高的值，显然不是形成巨型弧的最重要的考虑因素。
2003-04-15 astro-ph
The Core Structure of Galaxy Clusters from Gravitational Lensing
我们研究引力透镜对星系团结构的约束，并将其与冷暗物质（CDM）主导宇宙中团簇形成的宇宙学N体模拟结果进行比较。我们发现，集群的核心质量，所观察到的巨大的切向弧的位置，一般超过那些类似的速度色散的暗物质晕。差异的大小是集群质量的强函数。样品中质量最大的星团（即速度弥散度为σ \sim 1500-2000 km/s的星团）的弧性质基本上与N体预言一致。另一方面，在σ \sim 1000 km/s星系团中的巨弧，只有当它们的透镜能力由于存在大质量（\sim 3 \times 10^{12} h^{-1} M_{\odot}）中心星系和重要的子结构而显著增加时，才能与CDM星系团晕相一致。最好的协议，发现如果中央星系的质量和子结构的影响是近似独立的集群质量。大规模的中心星系陡峭的内部密度分布也需要解释一个明确的趋势，在我们的数据集中观察到的巨大的切向弧的径向厚度和集群透镜的速度色散。径向弧的位置和红移可以作为这些结果的独立检验，但目前可用的数据集太有限，不能对这些结论产生重大影响。我们的研究结果仅弱依赖于所采用的宇宙学模型，并建议来自强透镜研究的集群的结构参数不能有效地约束宇宙学参数的值。
1999-05-12 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Red Clump Stars as a Distance Indicator
给出了红团簇星I波段平均亮度与金属丰度的关系。红丛星被认为是一种非常有吸引力的测距标准烛光。校准是基于附近的284颗红巨星，其高质量的光谱允许确定准确的单个金属丰度。依巴谷星的高质量测光图（σ_π/ π< 10%）和光度图都来自依巴谷星。样品的金属量范围很大：-0.6<[Fe/H]<+0.2 dex。我们发现一个弱的依赖平均I-带亮度的金属丰度（约0.13兆/德克斯）。更重要的是，依巴谷样本的金属丰度范围与大麦哲伦星系中的场巨星的金属丰度部分重叠，因此可以通过几乎直接比较本地依巴谷红团巨星与大麦哲伦星系恒星的亮度来确定到大麦哲伦星系的距离。在OGLE-II微透镜巡天期间收集的LMC晕的9个低消光场中的野外红团巨星的测光结果与依巴谷红团星的数据相比较，得出了到LMC的距离模数：（m-M）_LMC=18.24+/-0.08 ma。
2000-01-14 astro-ph
Arc Statistics with Realistic Cluster Potentials. I. Method and First Results
{}从数值模拟的星系团的透镜性质，从星系团产生的巨弧的统计性质，以及从透镜和从星系团内气体的X射线性质得出的星系团性质的比较，我们得出结论：（1）星系团的透镜效应可能比基于等温球模型从它们的速度色散估计的效率高得多，（2）从透镜效应和从它们的X射线表面亮度得到的星系团核心半径之间的差异，可以理解为假设当星系团的暗“体”已经形成时，星系团内的气体就被从星系团中排出;（3）即使星系团有延伸的核心和相当浅的表面密度分布，它们也可能有效地产生巨大的弧。这可能意味着弧线可能更容易产生，因此比以前估计的更丰富。
1993-11-30 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalog of stellar proper motions in the OGLE-II Galactic bulge fields
本文给出了一个包含5，080，236颗恒星的自行（μ）星表，它位于光学引力透镜实验II（OGLE-II）星系核（GB）的49个视场中，覆盖范围为-11 deg. <1 < 11度和-6度。<b<3 °，总面积接近11平方度。自行测量是基于138 - 555 I波段图像在四个观测季节：1997-2000年。星表中的恒星星等范围是11 < I < 18等，特别是包括红丛巨星（RCG）和GB中的红巨星，以及银盘中的主序星。根据恒星的亮度，测量到μ= 500 mas/yr的自行，平均精度为0.8-3.5 mas/yr。这一星表对研究银河系和银盘中恒星的运动学可能是有用的。
2003-11-28 astro-ph
SDSS J120923.7+264047: A new massive galaxy cluster with a bright giant arc
高度放大的透镜星系使我们能够非常详细地探测高红移恒星系统的形态和光谱特性。然而，这样的物体是罕见的，只有少数的透镜星系足够明亮，可以用现有的仪器进行高分辨率的光谱研究。我们报告了一个新的大质量透镜星团SDSS J120923.7+264047的发现，z=0.558。在星系团核心周围，角距离约为40“的地方，有许多弧和弧候选者，可能是由于星系团引力势对背景星系的透镜作用。其中一条弧长21“，r波段星等为20，是已知最亮的透镜星系之一。我们使用Eklk-I望远镜获得了这个星系的低分辨率光谱，发现它的红移为z=1.018。
2008-08-05 astro-ph
Cosmological Applications of Gravitational Lensing
本课程介绍了引力透镜在测量星系质量（星系-星系透镜效应、爱因斯坦环、巨弧扰动）和星系团质量（强透镜效应和弱透镜效应）中的应用。这是对F. Bernardeau的课程致力于大尺度结构的一些理论方面和弱透镜。在第一节中，我描述了最重要的透镜量和透镜性质的天体物理应用。然后，我简要介绍了一些学术观点。第三部分是关于质量重建的基本原理和星系团和星系的质量分布研究。
1999-01-11 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. UBVI Photometry of Stars in Baade's Window
我们目前的UBVI测光8530恒星在巴德窗口期间获得的OGLE-II微透镜调查。其中有一千多颗红丛巨星。其中1391个在I、V、B和U波段测光误差分别小于0.04、0.06、0.12和0.20等。我们绘制了一张星际变红的地图。红团簇巨星的校正颜色：（U-B）_0、（B-V）_0和（V-I）_0具有很好的相关性，这表明一个单一的参数决定了观测到的它们的值的分布，在（U-B）_0中几乎达到2等。重元素含量似乎是最有可能的主导参数，但也有可能是另一个参数：恒星的年龄（或质量）使其沿着与金属丰度相同的色图轨迹移动。目前的模糊性可以通过光谱分析来解决，我们的目录可能是有用的红团巨星的发现列表。我们指出，这些K巨星比更明亮的M巨星更适合于公平地确定金属丰度的分布。我们还提供了太阳附近308颗红团巨星的UBVI数据汇编，依巴谷天体的观测精度超过10%。对它们金属丰度的光谱分析可以提供有关局部金属丰度分布的信息，以及这些恒星的质量（年龄）影响其颜色的程度。值得注意的是，尽管存在许多问题，恒星模型与0.1-0.2等水平的观测结果一致，使红团巨星不仅是最好的校准，而且是最好理解的标准烛光。
1999-09-01 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
Cluster arc statistics
本文研究了用标准$Λ$ CDM宇宙学方法对星系团进行N体模拟得到的强引力透镜效应。我们使用了32个最大质量的星系团在不同的红移和光线跟踪通过集群的模拟调查巨弧统计。我们研究了多弧系统的普遍性，通过系统地观察多弧部分（本文定义）在各种星系团中，我们发现，$\sim 40-50%$的集群，产生巨大的弧给多弧，这与RCS{ \sc ii}的观察。我们还研究了在透镜效应中有效的质量分布，讨论了源的大小和各种其他因素对巨弧形成的影响。
2005-05-04 astro-ph
Discovery of four gravitational lensing systems by clusters in the SDSS DR6
通过对斯隆数字巡天观测的星系团图像进行目视观测，发现了4个强引力透镜系统。四个系统中的两个显示爱因斯坦环，而其他系统显示切向巨弧。这些弧或环与明亮的中央星系有很大的角距（>8”），与红色星系团相比，它们的颜色更蓝。此外，我们还发现了星系团的5个可能透镜和4个可能透镜。
2009-02-16 astro-ph
Gravitational Lensing and Cluster of Galaxies
多重图像，巨大的弧，爱因斯坦十字，折叠，尖点，唇，焦散线，临界线，源，映射，时间延迟，弧，弱剪切，放大偏差，耗尽，椭圆，偏振，涂抹，收敛，内核，质量重建，子结构，暗晕，自然望远镜，放大，遥远的星系，最微弱的源......这是在星系团中使用引力透镜时最喜欢使用的术语的非详尽列表。在这里，我将介绍作为现代观测宇宙学有用工具的星系团透镜。我将总结我们在强和弱区域中的团簇质量分布方面所学到的知识，以及我们将在团簇物理方面获得的信息。我将强调使用星团透镜作为探测遥远宇宙的天然望远镜的好处。
2000-09-25 astro-ph
An HST Lensing Survey of X-ray Luminous Galaxy Clusters: I. A383
我们分析了A383（z=0.188）核心的质量分布，A383是12个z~0.2的X射线发光星系团之一，被选来对大质量星系团的质量分布进行全面和无偏的研究。深度HST成像揭示了A383的各种引力透镜特征，包括由2个背景星系的强透镜图像形成的巨大弧，2个径向弧，几个多重成像弧和许多弧。基于各种透镜特征的约束，我们构建了一个详细的质量模型的集群的中心区域，同时考虑到集群规模的潜力和来自单个星系团的扰动。巨弧的一个组成部分的凯克光谱确定它是一个恒星形成星系，z=1.01，并提供了巨弧半径（65 kpc）内星团质量的精确测量值为（3.5+/-0.1）*10^13 Mo。利用HST观测中测得的弱剪切，我们扩展了我们的质量模型，确定了半径为250 kpc的Mo的质量为（1.8+/-0.2）*10^14。在较小尺度上，我们采用径向弧作为探测团簇核心（r<20 kpc）质量分布形状的探针，发现团簇核心的质量分布比单一的NFW分布更有峰值。A383的光学和X射线性质表明存在中心冷却流，我们推导出大于200 Mo/年的质量沉积速率。我们还利用来自A383的X射线发射，获得了65和250 kpc投影半径内总质量的独立估计：（4.0+/-1.4）*10^13 Mo和（1.2+/-0.5）*10^14 Mo，这与透镜测量结果一致。[删节]
2000-08-21 astro-ph
Strong Gravitational Lensing and Dynamical Dark Energy
本文研究了用不同类型的暗能量（DE）进行N体模拟得到的星系团的强引力透镜性质。我们考虑动态DE，由于一个标量场自相互作用通过Ratra-Peebles（RP）或SUGRA势，和DE与常数负w=p/rho= -1（LCDM）。对于每个质量大于5 × 10 ^{14}太阳质量的宇宙学模型，我们有12个高分辨率的透镜系统。使用射线拍摄技术，我们对这些集群的透镜特性进行了详细的分析，特别注意弧的数量及其特性（放大率，长度和宽度）。我们发现，从LCDM模型到具有RP或SUGRA势的动力学暗能量模型，星系团产生的巨弧的数量有相当大的变化。这些差异源于团簇形成的不同时期和强透镜效应的非线性。我们认为强透镜是区分不同种类暗能量的最好工具之一。
2005-06-06 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Variable stars in the Sculptor dwarf speroidal galaxy
作为OGLE项目的一个副项目，对玉夫座矮星系的中心区域进行了变星调查。获得了226颗天琴座RR型星和3颗异常造父变星的V波段光变曲线。一个以前未知的异常造父变星被确定。我们还发现了位于玉夫座红巨星分支顶端的两个变星。在226个RR Lyr变量中，135个被归类为RRab，88个被归类为RRc，2个被归类为RRd。RRab星的周期分布在P=0.475天处有一个明显的截止点。这意味着大部分玉夫座RR天琴座恒星的金属丰度[Fe/H]为\leq -1.7。RRab变量的平均V幅度与它们的周期相关。这种效应很可能是由变量所表现出的金属丰度的扩散引起的。根据天琴座RR型星的平均V星等，确定了玉夫座的视距离模为（m-M）_{V}=19.71。给出了玉夫座达到V \approx 21.4和I \approx 20.6的色星等图。观测到的红巨星分支上部的宽度表明，玉夫座巨星的金属丰度范围为-2.2 \leq [Fe/H] \leq -1.6。沿水平支的恒星分布和金属丰度的平均值表明，玉夫座的年龄与外星系晕中相对年轻的球状星团的年龄相似。本文对四个邻近矮星系的天琴座RR型变星资料进行了总结和简要讨论。
1994-11-18 astro-ph
A Faint Star-Forming System Viewed Through the Lensing Cluster Abell 2218: First Light at z~5.6?
我们讨论的物理性质的一个显着暗淡的莱曼α发射图像对发现接近巨大的cD星系在透镜星系团阿贝尔2218（z=0.18）在一个系统的调查高度放大的恒星形成星系超过z=5。一个约束良好的质量模型表明，这对通过在高放大率下观察的引力透镜源产生。凯克光谱学证实了透镜假说，并暗示未透镜的源是一个非常微弱（I~30）的致密（<150 pc）和孤立的物体，z=5.576，其光学发射基本上包含在莱曼α发射线内;没有恒星连续谱可检测。现有的数据表明，该源是一个有希望的候选者，可能是一个孤立的~10^6太阳质量系统，在接近再电离时期产生了第一代恒星。
2001-09-17 astro-ph
A search for gravitational lensing in 38 X-ray selected clusters of galaxies
本文报道了对38个X射线选择星系团的引力透镜的CCD成像观测结果。我们的样本由爱因斯坦天文台扩展中敏巡天（EMSS）中选出的最明亮的X射线（Lx>= 2 × 10 ^{44} erg s^{-1}）星团组成，这些星团在莫纳克亚山（dec >-40 deg）观测到。样品跨越0.15 < z 0.5的红移范围< 0.823 and includes 5 clusters with z >。CCD图像的集群获得了良好的看到。在38个星团中有8个星团存在以巨弧（长度l > 8“，轴比l/w > 10）形式存在的强引力透镜。另外两个集群包含较短的弧，还有6个集群包含候选弧，需要后续观测来确认它们的透镜起源。由于这次调查没有统一的表面亮度极限，我们不能根据发现的弧的统计数据得出任何结论。然而，我们注意到，60%（5个中的3个）的Lx > 10^{45} erg s^{-1}的星团，以及15个Lx <4x 10 ^{44} erg s^{-1}的星团中没有一个包含巨弧，从而证实了高X射线亮度确实能识别最大质量的系统，因此X射线选择是在中等和高红移下寻找真正的、丰富的星系团的优选方法。所观察到的弧的几何形状，其中大部分是薄的，具有大的轴比（l/w > 10），并且与团簇的光学主轴正交排列，表明团簇核心质量密度分布必须是紧凑的（比等温的更陡）。然而，在几种情况下，…
1998-12-18 astro-ph
Measuring the Rotation Speed of Giant Stars From Gravitational Microlensing
在某些引力透镜事件中，透镜会经过恒星的表面。这导致了恒星视径向速度的变化，与其旋转速度成正比。它还改变了相对于点源预期的放大率。通过测量这两种效应，可以确定旋转参数$v\sin i$。这种方法对K巨星特别有用，因为它们的湍流速度通常比它们的自转速度大。通过进行一系列径向速度测量，通常可以确定$v\sin i$，其精度与单独的径向速度测量相同。每年大约有10个微透镜凌日事件适合进行这些测量。
1996-11-07 astro-ph
Gravitational Lensing in Astronomy
光因引力而偏转是由广义相对论预言的，并于1919年被观测证实。在接下来的几十年里，人们从理论上探讨了引力透镜效应的各个方面，其中包括背景源的多重或环状图像的可能性，在非常微弱和遥远的物体上使用透镜作为引力望远镜的可能性，以及使用透镜确定哈勃常数的可能性。直到1979年发现第一个双重成像的类星体后，引力透镜才成为一门观测科学。今天，透镜现象是天体物理学中一个蓬勃发展的部分。除了多重成像的类星体之外，自那以后还发现了许多其他的透镜现象，例如巨大的发光弧、类星体微透镜、爱因斯坦环、星系微透镜事件、弧隙或弱引力透镜。到目前为止，人们已经知道了数以百计的引力透镜现象。虽然仍处于幼年期，但透镜已经成为一种非常有用的天体物理学工具，并取得了一些显著的成就。它在宇宙学距离尺度、宇宙中大尺度物质分布、星系团质量和质量分布、类星体物理、星系晕中的暗物质、星系结构等不同领域都贡献了重要的新成果。
1998-12-01 astro-ph
Preliminary Abundance Analysis of Galactic Bulge Main Sequence, Subgiant, and Giant Branch Stars Observed During Microlensing with Keck/HIRES
我们提出了一个丰富的分析，六个主要的序列关闭，亚巨星，和巨大的分支恒星对银河系的隆起，观察凯克/HIRES在微透镜事件。这是对银河系凸出部主序星的首次详细化学分析的早期研究。透镜事件允许凯克的有效孔径增加到超过目前的尺寸;尽管有些事件仍然扩展了它的光谱能力。未来具有高分辨率和高通量光谱仪的大型望远镜将能够更容易地研究遥远的恒星星族和进化程度较低的恒星的丰度。
2002-09-10 astro-ph
Weak Gravitational Lensing by a Sample of X-ray Luminous Clusters of Galaxies -- III. Serendipitous Weak Lensing Detections of Dark and Luminous Mass Concentrations
在对39个星系团进行弱引力透镜观测的过程中，我们意外地发现了A1705和A1722区域的质量集中，它们很可能与主要的星系团目标无关。通过结合弱透镜信息和双色星系测光，在以我们的样本星系团为中心的领域，我们确定了一个新的集群候选人在z~0.5领域的A1705。这个候选星团也以巨大的发光弧的形式显示出强烈的透镜效应。在A1722区域的新的质量浓度似乎也与z~0.5的光学发光星系团有关，但在这种情况下，有一些证据表明沿着视线的其他结构可能有助于透镜信号。第三个星团，A959，有一个深色的子星团，在质量图中显示出与主星团相关的有趣形态学证据。这是第一个有任何重要证据表明暗子团（从弱透镜发现）和正常星团之间存在物理关联的案例。对存档X射线数据的分析表明，这三种新的质量浓度在X射线中没有被牢固地检测到，并且它们在X射线下发光。
2003-04-04 astro-ph
Probing Red Giant Atmospheres with Gravitational Microlensing
引力微透镜提供了一种研究遥远恒星表面的新技术。微透镜事件被实时检测到，并且可以通过精确的光度学和光谱学进行跟踪。这种方法特别适用于研究银河系核球中的红巨星。最近，我们开发了一种有效的方法，能够计算高分辨率恒星光谱中数千个频率的透镜效应。在这里，我们展示了微透镜对红巨星模型大气的合成光谱的影响。我们发现，不同的性质的恒星表面可以恢复从时间依赖的测光和光谱的一个点质量微透镜事件与一个小的碰撞参量。在这项研究中，我们专注于中心到肢体的光谱特征的变化。测量这种变化可以揭示源星大气层的深度结构。
2000-01-12 astro-ph
Spectroscopic Evidence That the Extreme Properties of IRAS F10214+4724 are due to Gravitational Lensing
IRAS F10214+4724的极端热光度，特别是从CO线通量推断的分子气体的巨大质量，使人们认为这是一个正在形成的巨大星系。然而，一个弧形的结构和第二个物体的接近表明，引力透镜可能是其异常高的亮度和质量的原因。在本文中，我们使用的光谱的条件下，0.7角秒看到的提供进一步的证据，F10214+4724是一个引力透镜系统。我们测量了IRAS F10214+4724投影星系$\approx 1$和$\approx 3$的红移分别为0.896和0.899角秒。将前者确定为透镜星系，我们得到了与其他透镜一致的质量：光比，并发现它的光度与从爱因斯坦环半径推导出的速度色散一致。如果有透镜，我们的模型建议放大一个因子$\sim 10$，因此F10214+4724的固有的热光度类似于当地ULIRGs。
1995-06-14 astro-ph
The Gravitational Lensing in Redshift-space Correlation Functions of Galaxies and Quasars
引力透镜，以及速度场和宇宙学光锥弯曲，改变了观测到的高红移天体的关联函数。我们给出了三维关联函数的解析表达式，同时包含了这三种效应。当两个物体在视线上相隔数百Mpc时，观测到的关联函数主要是由引力透镜效应而不是本征的聚集效应所决定的。对于一个典型的星系-星系和星系-类星体相关性中的透镜信号，在像斯隆数字巡天这样的大规模红移巡天中是超出噪声水平的。
2000-04-28 astro-ph
Searches for high redshift galaxies using gravitational lensing
我们提出了不同的方法来识别高红移（z>5）对象的透镜星系团的高放大率区域，利用非常好的约束透镜模型。研究程序进行了解释和讨论。在光学/近红外光谱，如莱曼α发射线的检测，使我们能够确定这些源的红移。由于透镜放大率，它可以识别和研究更远或本质上比标准实地调查更暗的物体。
2003-08-29 astro-ph
Stellar Contribution to the Galactic Bulge Microlensing Optical Depth
我们使用Holtzman等人和Zoccali等人的HST恒星计数估算了银河系核球中恒星的自透镜光学深度，Gould将其外推到棕矮星和残余区，并使用Dwek等人的模型沿视线进行解投影。我们发现自透镜光学深度τ（核球-核球）=0.98 x 10^{-6}。当结合到盘中前景星对凸起星的透镜效应时，这产生了τ（凸起-总）=1.63 x 10^{-6}，与基于BMO和EROS合作观测团簇巨星的τ =2.13 +/- 0.40 x 10^{-6}和τ =1.08 +/- 0.30 x 10^{-6}的估计相当一致。
2003-03-13 astro-ph
Gravitational Lensing and the Redshift Distribution of $B>25$ galaxies
除了确定透镜的质量分布（参见P.Schneider，本次会议），强透镜和弱透镜也可以成为分析暗星系红移分布的有力工具。本文综述了从放大星系光谱、透镜反演和放大偏差等方面对$B=25$以外星系红移的研究现状。
1996-08-25 astro-ph
Weak gravitational lensing: reducing the contamination by intrinsic alignments
星系的内在排列可以在一定程度上模拟由弱引力透镜引起的剪切效应。先前的研究表明，对于红移中值z_m = 0.1的浅层观测，内禀排列主导着透镜效应信号。对于z_m = 1的深部测量，本征对准被认为是透镜信号的重要污染物，阻碍了物质功率谱的高精度测量。在本文中，我们将展示如何距离信息，无论是光谱或光度红移，可以用来降低附近的权重对在一个优化的方式，以减少剪切信号中所产生的固有的对齐的错误。假设保守的大的固有对准，优化的权重将基本上去除所有污染的痕迹。对于斯隆分光星系样本，残余的散粒噪声继续使其不适合弱透镜研究。然而，一个显着的改善稍微深斯隆测光调查发现，从而内在的贡献，在大于1弧分的角度尺度，从约80倍的透镜信号减少到10%的效果。对于更深的勘测，例如具有z_m = 0.6的COMBO-17勘测，优化将误差从小角度尺度下的主要系统误差220%减小到小得多并且主要统计误差仅为预期透镜信号的17%。因此，我们建议，未来的弱透镜调查伴随着收购光度红移，以充分消除未知的内在的弱透镜检测的对准误差。
2002-10-25 astro-ph
Gravitational Lensing of High Redshift Type Ia Supernova: A Probe of Medium Scale Structure
高红移Ia型超新星的峰值光度的色散将随引力透镜效应引起的红移而改变。这种透镜的研究重点是测量它的前景，并将其与其他可能的红移相关的色散源分离。测量透镜效应引起的色散将直接把密度波动的功率谱限制在比任何其他方式容易探测的更小的长度尺度上。放大率分布的偏斜与密度涨落的双谱有关。使用冷暗物质模型发现，所需数据的数量和质量在几年内就可以达到。一个参数化的信号作为一个幂律的角度大小的距离超新星的动机是由这些模型。这些信息可用于探测透镜效应，探测超新星的其他系统变化，以及计算宇宙学参数估计的不确定性。
1998-11-29 astro-ph
Weak Gravitational Lensing by the Nearby Cluster Abell 3667
我们提出了两个弱透镜重建附近的（$z_{cl}=0.055$）合并集群阿贝尔3667，根据观测采取$\sim 1$一年，在不同的看到条件。这是迄今为止最低红移的星团，具有弱透镜质量重建。两个质量图中特征的再现性表明，弱透镜研究低红移星系团是可行的。这些数据构成了对19个低红移（$z< 0.1$）南方星团进行X射线光度选择性弱透镜巡天的第一批结果。
2000-10-10 astro-ph
Limb-Darkening of a K Giant in the Galactic Bulge: PLANET Photometry of MACHO 97-BLG-28
我们提出了行星光度数据集的二元透镜微透镜事件CAMO 97-BLG-28由696 I和V波段测量，并分析它，以确定径向表面亮度轮廓的银河系核球源星。我们的独立光谱学证明微透镜源是K巨星，穿过透镜双星的中央孤立尖点，在光变曲线中产生一个尖锐的峰值，通过智利，南非和澳大利亚的PLANET站点的密集（3 - 30分钟）和连续监测得到了很好的解决。我们对这些数据的建模产生了源星在I和V波段的恒星轮廓，这些轮廓与恒星大气模型对K巨星的预测非常一致。这里给出的边缘变暗系数是第一个从微透镜中推导出来的，也是第一个用任何技术对正常巨星推导出来的系数，也是第一个用任何距离银河系凸起那么远的恒星推导出来的系数。模型表明，透镜二进制有一个质量比q = 0.23和（瞬时）的爱因斯坦环角半径d = 0.69的单位分离。对于银河系凸起的透镜，这对应于一个典型的双星，其投影距离在1到2天文单位之间。如果透镜距离较近，则距离较小，并且其中一个或两个透镜物体处于棕矮星状态。假设源是一颗8 kpc的K2巨球，透镜-源的相对自行为mu = 19.4 +/- 2.6 km/s /kpc，与盘状或凸透镜一致。如果非透镜混合光是由于一个单一的恒星，它很可能是一个年轻的白矮星在隆起，符合混合光来自透镜本身。
1999-05-07 astro-ph
Bayesian Photometric Redshifts for Weak Lensing Applications
下一代的弱引力透镜调查是能够产生良好的宇宙学参数的测量，前提是，除其他要求外，足够的红移信息可用于测量的背景星系。通常认为光度红移技术提供了实现这一点的手段。在这里，我们比较贝叶斯和频率的光度红移估计方法，特别是在微弱的幅度。我们确定和讨论的偏见是固有的各种方法，并描述了一个最佳的贝叶斯方法从光度数据中提取红移分布。
2006-07-23 astro-ph
Safety in numbers: Gravitational Lensing Degradation of the Luminosity Distance-Redshift Relation
观测宇宙的膨胀历史可以探索宇宙各种成分的物理性质和能量密度。标准化的烛光，如Ia型超新星，仍然是这一努力中最有前途和最强大的工具之一，通过允许直接测量光度距离红移曲线，从而产生对宇宙目前加速膨胀的暗能量的详细研究。当这样的观测被推到更高的红移时，观测到的通量越来越多地受到引力透镜放大的影响，这是由于沿着视线的介入结构。我们模拟和分析的非高斯概率分布函数的去/放大由于透镜的标准蜡烛，量化的卷积在许多独立的来源（其作用是恢复的内在平均（unlensed）的光度由于通量守恒）的影响，并计算额外的不确定性由于透镜对导出的宇宙学参数。例如，透镜效应导致的“退化因子”是z=1.5时（对于本征通量色散为10%的源）可用超新星有效数量减少的三分之一。我们还得到了一个有用的表达式，有效增加标准烛光由于透镜的色散，作为红移的函数。
2004-12-08 astro-ph
Gravitational lensing in a concordance LCDM universe: The importance of secondary matter along the line of sight
到目前为止，在几乎所有的强引力透镜分析中，为了模拟巨弧系统和多个类星体的图像，都假设所有的偏转物质都集中在一个透镜平面上，在一定的距离-薄透镜近似。然而，在少数观察到的情况下，透镜在一个以上的红移已被确定为有助于图像分裂。在这里，我们报告的重要性和频率显着的多个透镜剂的定量调查。我们使用多透镜平面模拟来评估两个或多个透镜平面组合的频率对于多个成像是必不可少的，与单个透镜平面单独提供足够的聚焦以达到超临界的情况相比。我们发现，分数的情况下，一个以上的透镜平面的贡献显着的多图像透镜的情况是一个强大的功能源红移。对于红移单位的源，95%的透镜仅涉及单个质量浓度，但对于更典型的场景，例如，一个红移z_s = 3.8的源，多达38%的强透镜类星体/弧的出现是因为一个或多个附加透镜平面的显著物质贡献。在30%至40%的情况下，当额外的平面作出显着的贡献，主透镜的表面质量密度将被高估约15%至20%，如果额外的贡献是不承认的。
2004-05-07 astro-ph
COSMOGRAIL: the COSmological MOnitoring of GRAvItational Lenses III. Redshift of the lensing galaxy in eight gravitationally lensed quasars
目的：为了用时间延迟法确定哈勃参数H_0，我们测量了八个引力透镜类星体中透镜星系的红移。研究方法：深VLT/FORS 1光谱的透镜类星体的空间去卷积，以分离的光谱透镜星系的眩光更明亮的类星体图像。设计了一种新的观测策略。它涉及多目标光谱学（MOS）的观测，允许同时观测目标和几个PSF和通量校准星。与传统的长缝观测相比，这种方法的优点是光谱的提取和通量校准更加可靠。结果如下：首次测量了三个多重成像类星体SDSS J1138+0314（z=0.445），SDSS J1226-0006（z=0.517），SDSS J1335+0118（z=0.440）中透镜星系的红移，并对Q1355 -2257（z=0.701）中透镜星系的红移作了初步估计.我们确认了四个先前测量的红移：HE 0047-1756（z=0.407），HE 0230-2130（z=0.523），HE 0435-1223（z=0.454）和WFI J2033-4723（z=0.661）。此外，我们还测定了HE 0230-2130中第二透镜星系的红移（z=0.526）。除了HE 0230-2130中的第二个透镜星系显示出显著的[OII]发射外，所有透镜星系的光谱都是典型的早期型星系。
2006-01-09 astro-ph
Gravitational Lensing of Distant Supernovae
我们利用一系列的光线追迹实验来确定高红移源的引力透镜放大率分布。我们确定经验之间的关系放大率和红移，各种宇宙学模型。然后，我们使用这个关系估计透镜的影响，从高Z超新星观测的宇宙学参数的测定。我们发现，对于红移z<1.8的超新星，与测量中的固有不确定性相比，透镜效应的影响可以忽略不计。使用在1.8<z<8范围内的模拟数据，我们表明透镜效应可以变得显著。因此，如果发现了一群非常高z的超新星，在这些SNe可以用来约束宇宙学模型之前，充分理解透镜效应将是至关重要的。
2005-03-21 astro-ph
Optical appearance of the gravitational lens system B0218+35.7
本文给出了在北欧光学望远镜上获得的小型引力透镜系统B 0218 +35.7的高分辨率CCD图像（半高宽=0.6”-0.7”）。使用光圈和PSF测光，我们检测到两个紧密分离（335马斯）的组件A和B以及透镜星系。在光学上，B似乎比A亮得多，与射电形态相反。这表明，来自A的大部分光都被透镜星系吸收了，可能是被一个巨大的分子云吸收了。透镜星系似乎是一个晚型星系在一个小的倾角。对于未来的可变性研究，我们提出了校准测光的系统及其周围环境，即使相对微弱的A将很难获得光学时间延迟，即使与哈勃太空望远镜。
1995-06-14 astro-ph
First weak lensing results from the Red-Sequence Cluster Survey
红序星系团巡天（英语：Red Sequence Cluster Survey，RCS）是一个100平方度的星系团巡天，目的是提供大量红移为0.1<z<1.4的光学选择星系团样本。调查数据也是有用的各种透镜的研究。到目前为止，已经发现了几个强透镜星团，后续的观测正在进行中。在这些论文集中，我们将介绍一些基于24 ° ^2数据的弱透镜分析的初步结果。我们探测到了由大尺度结构（宇宙剪切）引起的高显著性的透镜信号，发现σ_8 =0.79 ± 0.08（对于Ω_m=0.3，Ω_Λ=0.7，h=0.7的CDM宇宙学）。这些数据的另一个应用是研究星系周围暗物质晕的平均性质。本文用参数化的星系质量分布模型研究了19.5<RC <21的中红移星系的透镜信号。分析得出质量加权速度频散为<sigma^2>^{1/2}= 111+-5 km/s。此外，我们还首次限制了暗物质晕的范围，并找到了截断参数s<470 h^{-1} kpc的可靠上限（99.7%置信度）。初步分析还排除了根据修正牛顿动力学（MOND）在高置信度下对透镜效应的简单"预测“。
2001-06-21 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Final Reductions of the OGLE-III Data
我们描述的方法应用于最后的光度减少和校准的标准系统中收集的图像在第三阶段的光学引力透镜实验调查-OGLE-III。还介绍了天体测量的简化方法。OGLE-III数据构成了一个独特的数据集，涵盖了自2001年以来每个晴朗的夜晚定期监测的麦哲伦云，银河核球和银河盘场，是早期OGLE观测的重要扩展和延续。随着早期的OGLE-II和OGLE-I测光，一些观察到的领域现在有16年的测光覆盖。
2008-07-24 astro-ph
Testing Cosmological Models by Gravitational Lensing: I. Method and First Applications
引力透镜直接测量沿着视线到非常远的物体的质量密度波动。关于偏差，即星系密度与质量密度的比值，不需要做任何假设。因此，透镜效应是研究宇宙低到中等红移的一个非常有用的工具。本文详细描述了一种新的方法来追踪从零红移到高红移的三维质量分布的光线。作为一个例子，这个方法在这里被应用到一个标准的冷暗物质宇宙。我们得到了各种各样的结果，其中一些是统计性质的，另一些则来自对个人“视线”的相当详细的案例研究。前者包括多重成像类星体的频率，多重类星体的分离分布，透镜的红移分布：所有这些都是类星体红移的函数。我们发现从非常弱的透镜效应到高度放大的高红移物体的多个图像的影响，对于扩展的背景源（即星系），范围从轻微变形的形状通过切向对齐的弧到巨大的发光弧。不同的宇宙学模型在对质量（引力势）分布的预测上存在差异，随着红移的增加而增加。我们的最终目标是将这种方法应用于一些宇宙演化模型，并消除一些模型的引力透镜的性质与观察到的不一致。
1996-10-14 astro-ph
A step towards testing general relativity using weak gravitational lensing and redshift surveys
利用广义相对论中的线性微扰理论，我们表达了一组一致性关系，可以用当前和未来的大尺度结构调查进行观测检验。然后，我们概述了一个严格的独立于模型的程序来测试宇宙尺度上的引力。我们说明了这样一个程序的可行性，联合使用几个观测，如奇特的速度，星系团和弱引力透镜。在解决了可能的观测或天体物理警告，如星系偏差和红移的不确定性，我们预测特别是如何以及可以预测的透镜信号从宇宙剪切调查使用重叠星系调查。最后，我们将讨论这种方式探测的具体物理，并说明$f(R)$重力模型如何会失败这样的测试。
2009-08-24 astro-ph
Cosmological Parameters from Multiple-arc Gravitational Lensing Systems I: smooth lensing potentials
我们描述了一种新的方法来确定宇宙学参数使用引力透镜系统与多个弧，利用一个给定的集群可以产生多个弧源在很宽的范围内的红移。通过考虑两个或多个弧的相对位置，可以避免单个弧的临界半径与透镜团的投影质量密度之间的耦合。宇宙学的敏感性通过角尺寸-红移关系表现出来。我们考虑使用潜在的、现实的来源和假设的宇宙学的更一般形式构造的模拟数据，并提出了一种同时反转透镜和提取宇宙学参数的方法。所需的输入数据是图像和测量的弧红移。该技术依赖于重力透镜系统中表面亮度的守恒。我们发现，对于一个简单的透镜模型，我们的方法可以恢复的宇宙学参数假设在建设的模拟图像。
1998-02-14 astro-ph
Weak Gravitational Lensing of High-Redshift 21 cm Power Spectra
本文描述了宇宙学大尺度结构的弱引力透镜对再电离时期高红移中性氢21厘米辐射漫发射的影响。通过频率观察径向信息的能力，以及不同红移下背景辐射的三维区域，表明21 cm研究可能为研究弱透镜效应提供有用的背景。我们着重讨论了引力透镜效应对角功率谱和本征三维功率谱的影响。我们提出了一种新的方法来计算弱透镜签名的基础上积分微分傅里叶空间壳的偏转场和近似的放大矩阵。这种方法适用于再电离模型的21厘米光谱的小角标度范围内的红移。对角功率谱的影响在小角度尺度上通常< 1%，并且在对应于由再电离气泡印记的特征的尺度上非常小，这是由于在这些尺度上21 cm信号的角功率谱的近尺度不变性。我们描述了三维21厘米功率谱上的弱透镜效应的预期效果，并表明透镜效应产生非球面扰动的内在功率谱依赖于波矢的极角。在k < 0.1 h/Mpc的尺度上，对3D功率谱的影响< 1%，但对于k > 1 h/Mpc的高度倾斜模式，影响可能> 1%。透镜效应在这些尺度上的角度变化可以用极角余弦的四次多项式很好地描述。要探测21厘米功率谱上的引力透镜效应，就需要用未来的低频射电阵列进行非常灵敏、高分辨率的观测。
2005-12-08 astro-ph
Reducing the gravitational lensing scatter of Type Ia supernovae without introducing any extra bias
由于引力透镜的放大和缩小作用，将对Ia型超新星的亮度散射产生贡献。本文的目的是调查的可能性，以减少这种散射校正个别超新星Ia星系的观测前景，而不引入任何额外的偏见。我们模拟了大量的超新星Ia星系的视线。对于每个视线，计算真实放大因子及其估计。估计的放大系数对应于观察者从SNLS等调查中推断的结果。使用模拟数据，我们调查的可能性，以估计放大率的个别超新星有足够的精度，能够纠正其亮度的引力透镜与可忽略不计的偏差。我们的模拟表明，由单个超新星Ia的引力透镜校正所产生的偏差对于当前和下一代的调查是可以忽略的，并且来自透镜的散射可以减少大约2倍。对于0.13等的本征色散，Ia超新星星等的总散射可以减少4%。对于0.09等的本征色散，这对于未来的调查可能不是不切实际的，总散射可以减少6%。这将使从超新星数据得出的宇宙学参数的误差减少4- 8%。因此，校正透镜效应的前景非常好。
2008-10-23 astro-ph
Gravitational Lensing of Distant Field Galaxies by Rich Clusters: I. -- Faint Galaxy Redshift Distributions
{}根据X射线光度和/或光学丰度选择的三个星系团（1455+22; $z=0.26$，0016+16; $z=0.55$和1603+43; $z=0.89$）的深光学图像，我们构造了适合于探测引力透镜效应的暗场星系（$I \leq 25$）的天体完整样本。通过选择一个广泛的红移范围内的集群，我们分开的平均红移分布的微弱的领域人口远远超出光谱限制和暗物质的分布在透镜集群的影响。一个显着的透镜签名被认为是在两个较低的红移集群的X射线性质是很好的约束。基于这些和动力学数据，可以直接排除$I \leq 25$的场红移分布，因为与没有演化的预测相比，它具有显著的低红移过量，例如如果在微弱极限处的数计数由低$z$矮系统主导，则可以预期。我们能在多大程度上将任何高红移尾部限制在不演化的红移分布中，取决于最远的透镜星系团中暗物质的分布。在本系列的第二篇论文中，我们使用透镜信号来重建团簇中的完整二维质量分布，并结合高分辨率X射线图像，证明它们的结构特性是很好理解的。因此，主要的结果是，对于$I \leq25$来说，没有一个显性的低$z$侏儒群体.
1994-02-21 astro-ph
Seeing double: strong gravitational lensing of high-redshift supernovae
随着大规模深度巡天的出现，观测到强引力透镜超新星的可能性越来越大。高红移调查继续快速进行，迄今为止观察到少数Ia型超新星的红移为1或更大。此外，一颗卫星（超新星/加速探测器[SNAP]）已经被提议用于每年观测数千颗红移为1.7的超新星。虽然我们不太可能从正在进行的调查中看到多重成像的超新星，但我们发现SNAP每年至少会观察到8次这样的事件。由于标准烛光对大多数透镜研究来说并不重要，SNAP的II型超新星的大样本有助于这一速度。强透镜效应的每一种情况都允许精确地确定时间延迟、图像分离和相对图像放大率，SNAP强透镜效应数据库将提供$Ω_m$、$Ω_Λ$和$H_0$的测量，而与SNAP建立距离-红移关系的主要目标无关。这些系统也限制了星系和星系团的物质密度分布模型。此外，透镜Ia型超新星提供了打破许多透镜测量中发现的质量片简并的机会。
2001-08-07 astro-ph gr-qc
