How many arcminute-separation lenses are expected in the 2dF QSO survey?
宽分离透镜统计提供了有关暗晕密度分布和丰度的信息。最近，Miller等人（2003，astro-ph/0210644）报道了可能发现的六个类星体对，它们可能是透镜多重图像。这些对是从2dF类星体（QSO）的调查，包括22163类星体的目录中选择。考虑到类星体目录的红移和星等分布，我们计算了透镜类星体的预期数量。假设六对中的一些是真正的透镜系统，我们对暗晕的内斜率Ω_0和σ_8施加了有趣的限制。我们发现，即使是一个分离> 30 "的透镜的检测也与具有尖形内部密度轮廓ρ \propto r ^{-1.5}和非常大的σ_8的模型勉强一致，对于Ω_0 = 0.3，σ_8>~1.2。为了与来自X射线团或宇宙剪切的约束相协调，需要更低的Ω_0和更高的σ_8，尽管如此高的σ_8似乎太极端了。较浅的内部密度分布ρ \propto r ^{-1}几乎不可接受。特别地，具有> 200 "的分离的透镜的预期数量太小而不能解释这种异常宽的分离透镜系统的发现。这些结果意味着我们错过了一些重要的系统效应，在冷暗物质的情况下有一个问题，或者这六个类星体对中没有一个可能是透镜图像。
2003-01-09 astro-ph
Image Separation vs. Redshift of Lensed QSOs: Implications for Galaxy Mass Profiles
最近，Park和Gott报道了一个有趣的观察：如果透镜是奇异的等温球或点质量，透镜类星体的像分离随着类星体红移的下降比任何现实世界模型中预期的都要急剧。在这封信中，我提出，如果透镜星系具有随半径逐渐变化的对数表面质量密度分布，则观察到的趋势自然会出现。如果观察到的缺乏中心（奇数）的图像也考虑在内，数据有利于一个普遍的暗物质密度分布超过等温球的核心。由于图像分离与源红移的趋势主要反映了星系的性质，因此它不能直接用作宇宙学模型的测试。此外，目前宇宙学常数的上限可能需要修改。
1997-09-28 astro-ph
CLASS B2108+213: A new wide separation gravitational lens system
我们目前的观测B2108+213类，宇宙透镜全天巡天发现的最宽的分离引力透镜系统。使用8.46 GHz的VLA和5 GHz的MERLIN进行的无线电成像显示了两个紧凑的分量，间隔为4.56 arcsec，其中第三个分量微弱，我们认为这是来自透镜星系的发射。5-GHz VLBA观测揭示了两个透镜图像中的毫角秒尺度结构，这与引力透镜一致。哈勃太空望远镜成像中探测到了两个透镜图像和两个爱因斯坦半径内的透镜星系的光发射。此外，光学引力弧，与最强的透镜组件，已被检测到。围绕着这个系统的是一些微弱的星系，这可能有助于解释宽的图像分离。还提供了B2108+213类的合理质量分布模型。
2004-10-22 astro-ph
The Third Image of the Large-Separation Lensed Quasar SDSS J1029+2623
我们在独特的类星体透镜SDSS J1029+2623中发现了第三个图像，这是由大质量星系团产生的第二个已知的类星体透镜。第三幅图像的光谱显示出类似的发射和吸收特征，但比其他两幅图像具有更红的连续谱，这可以通过微分消光或微透镜来解释。我们还确定了几个透镜弧。我们的观测结果表明，在z~0.6的透镜团的复杂结构。我们认为，这三个透镜图像产生的基础上，成功的质量模型，集群成员星系的分布，和透镜弧的形状和位置的裸尖。裸尖透镜在星系尺度的透镜中相当罕见，但预计在大分离透镜类星体中很常见。因此，这一发现可以被视为对标准冷暗物质模型的重要理论预测的支持。
2008-01-31 astro-ph
Curvature of the Universe and Observed Gravitational Lens Image Separations Versus Redshift
在一个平坦的，k=0的宇宙学中，星系近似奇异的等温球，引力透镜图像分离应该与源红移无关。但在开放的k=-1宇宙学中，这种引力透镜像的分离随着源红移的增加而变小。观测到的分离确实随着源红移的增加而变小，但这种影响甚至比在Omega=0宇宙学中预期的更强。因此，这些观测结果与平坦宇宙中的“标准”引力透镜统计模型不相容。我们尝试了各种开放和平坦的宇宙学，星系质量分布，星系合并和演化模型，以及星系团辅助的透镜来解释相关性。我们发现数据在95%的置信限内与这些可能性中的任何一个都不兼容，这给我们留下了一个难题。如果我们把观测到的结果看作是统计上的侥幸，那么值得注意的是，我们在开放宇宙（0<Ω <0.4）中观测到它的可能性大约是在平坦宇宙中观测到它的两倍。最后，观察到的具有z=4.5处的源的多图像透镜系统的存在对减速参数设置了下限：q_0 >-2.0。
1997-02-20 astro-ph
Possible arcminute-separation gravitational lensed QSOs in the 2dF QSO survey
我们报告可能发现的多个引力透镜图像角分离的角分尺度的类星体。这些类星体是从已完成的2dF类星体巡天中选出的，它们的红移和光学颜色在统计上是一致的。在本文中，我们提出了更高质量的光谱的候选人，并讨论了他们真正被大质量星系团透镜系统的可能性。从光谱的比较中可以看出，多达六对类星体可能是透镜状的多重图像，尽管真实的数量可能少于这个数字，应该进行进一步的观测以收集更多的证据并检测透镜状星团。其中两个候选者可能与低红移星系团有关。
2003-10-16 astro-ph
Two New Large Separation Gravitational Lenses from SDSS
我们目前的发现图像，以及后续的成像和光谱学，两个大的分离引力透镜发现我们的调查宽弧（CASSOWARY）。该巡天利用斯隆数字巡天（英语：Sloan Digital Sky Survey）的射电光度学来寻找红色星系周围的多个蓝色成分。CASSOWARY~2（或“柴郡猫”）是由两个质量分别为z = 0.426和0.432的大质量早型星系组成的，它们透镜化了两个背景源，第一个是z = 0.97的恒星形成星系，第二个是高红移星系（z> 1.4）。至少有三个图像的前源和可能四个或更多的后者，安排在两个巨大的弧形。包围在半径为11弧秒的较大弧内的质量约为33 x 10^{12}太阳质量。CASSOWARY~3包括z = 0.725源的三个明亮图像的弧，由z = 0.274的前景椭圆透镜。弧的半径约为4角秒，封闭的质量为2.5 x 10^{12}太阳质量。这些新系统与早期的发现，如宇宙马蹄铁和8点钟弧一起，其分离介于典型强星系透镜的弧秒分离透镜和较大的分离星团透镜之间，探测了星系质量函数的高端。
2008-10-14 astro-ph
Discovery of Two Gravitationally Lensed Quasars with Image Separations of 3 Arcseconds from the Sloan Digital Sky Survey
我们报告了两个双像类星体SDSS J100128.61+502756.9和SDSS J120629.65+433217.6的发现，它们的红移分别为1.838和1.789，像间距分别为2.86“和2.90”。这些天体是从斯隆数字巡天（SDSS）中选择的候选透镜。根据这两个类星体光谱的一致性和透镜星系的鉴别，我们认为这两个类星体是引力透镜。镜片很复杂;在这两个系统中，除了透镜星系本身之外，还有几个星系在非常靠近类星体的区域。透镜模型表明，这些附近的星系对透镜势的贡献很大。在更大的尺度上，我们已经探测到SDSS J100128.61+502756.9附近星系密度的增强。SDSS中像距为~ 3“的透镜数量已经超过了基于标准λ主导宇宙学和观测到的星系速度函数的简单理论模型的预测。
2004-12-15 astro-ph
Discovery of a Fifth Image of the Large Separation Gravitationally Lensed Quasar SDSS J1004+4112
我们报告了在大分离透镜类星体系统SDSS J1004+4112中发现的第五个图像。在哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机（ACS）和近红外照相机和多目标光谱仪（NICMOS）拍摄的图像中，发现了一个位于透镜星团中最亮星系中心0.2“处的微弱点源。ACS图像中的点源和最亮透镜分量之间的通量比与NICMOS图像中的通量比相似。点源的位置和亮度与透镜图像的透镜模型预测一致。因此，我们得出结论，点源很可能是源类星体的第五个图像。此外，NICMOS图像揭示了源类星体的透镜宿主星系，它可以强烈地约束透镜临界曲线的结构，从而透镜星系团的质量分布。
2005-03-15 astro-ph
Effects of galaxy-halo alignment and adiabatic contraction on gravitational lens statistics
研究了早型星系中心三轴冷暗物质晕的强引力透镜统计。我们计算了双，尖点和四配置的图像分离分布。在大的分离的图像多重性的比率是一致的三轴NFW模型，并在小的分离是一致的奇异等温椭球（SIE）模型。在所有的分离，总的透镜几率增强绝热收缩。如果假设没有绝热收缩，裸露的尖形结构在大约2.5“处变得占主导地位，这与数据不一致。我们还表明，在小到中等的分离，图像的多重性敏感地依赖于发光和暗物质投影密度分布的形状的对齐。在与影响这些比率的其他属性的比较中，对准程度对总透镜概率没有显著影响。因此，这些相关性可以通过将理论图像分离分布与来自未来宽和深空巡天（例如Pan-Starrs、LSST和JDEM）的足够大的透镜样本进行比较来约束。了解星系形状与其暗物质晕之间的相关性对于未来的弱透镜巡天具有重要意义。
2007-11-16 astro-ph
Gravitational Lensing Statistics in Universes Dominated by Dark Energy
我们研究透镜统计在平坦的，低密度的宇宙与不同的状态方程$w=p_Q/ρ_Q$的暗能量组件。暗能量改变了距离-红移关系和暗物质晕的质量函数，导致透镜光学深度随图像分离的变化。然而，这些效应必须与暗物质晕结构相关的效应区分开来。重子冷却导致星系质量晕与群质量晕和星团质量晕具有不同的中心密度分布，这导致正常角秒尺度透镜的分布与"宽分离“（$Δθ\gtrsim 4\arcsec$）透镜的分布不同。幸运的是，与宇宙学和晕结构有关的各种参数对整个像分离分布有着非常不同的影响：（1）宽分离透镜的丰度非常敏感（按数量级）与用Navarro-Frenk-White剖面建模的大量晕的“浓度”参数分布;（2）正常和宽分离透镜之间的转换主要取决于重子冷却不再有效的质量尺度;（3）暗能量对所有图像分离尺度都有影响。虽然目前的镜头样本不能有效地约束所有的参数，正在进行的和未来的成像调查应该发现数百或数千个镜头，并有可能解开各种影响，并同时约束所有的参数。（节略）
2003-10-01 astro-ph
The statistics of wide-separation lensed quasars
在大型明亮类星体巡天中没有任何宽分离引力透镜，这被用来限制宇宙中星团大小的晕的数量，从而限制了一些宇宙学参数。这些结果与先前的研究一致，强烈排除了标准的冷暗物质模型，但它们与低密度宇宙一致，其中原始波动谱与星团丰度和宇宙微波背景测量相匹配。这些结论本质上与宇宙学常数无关，这与星系透镜的统计数据形成了鲜明的对比。如果星系团的核心半径大于10千秒差距，这里提出的约束条件将无效，但由于数据的均匀性，没有一些潜在的系统误差。
2000-08-04 astro-ph
A New Wide-Separation Gravitational Lens Candidate: RXJ 0921+4529
透镜候选者RXJ0921 +4529由两个z_s=1.66的类星体组成，它们之间的距离为6。”93，H带震级差为Δm=1.39。透镜体是一个z_l=0.31的X射线团，其中包括一个位于类星体图像之间的m_H=18.5的晚型星系。我们探测到一个扩展源与暗类星体重叠，而不是与亮类星体重叠。如果这个扩展源是较暗类星体的宿主星系，那么这个系统就是类星体双星而不是引力透镜。
1999-09-20 astro-ph
A Survey for Large Separation Lensed FIRST Quasars, II. Magnification Bias and Redshift Distribution
大间距引力透镜的统计特性是研究星系团尺度质量分布的有力工具。在本文中，我们通过估计放大率偏差和源红移分布来改进我们对大间距（> 5“）透镜FIRST类星体（Ofek et al.2001）的调查分析。在该样本中的8000个可能的类星体中没有发现大的分离透镜，这意味着在95% CL下透镜分数的上限为3.7 x 10^-4。根据已发表的哈勃深场1.4 GHz深射电巡天以及对微弱类星体的相应光学搜索，我们计算出影响我们的射电-光学选择样本的“双通量放大偏差”的下限，B>1.1。从SDSS早期数据发布中的四色信息，我们计算了FIRST类星体候选者样本的光度红移分布，并将其与FIRST亮类星体巡天的红移分布进行了比较。我们发现，在我们的样本中的类星体的中值红移约为1.4。有了这些新的结果，我们发现，对于所有合理的宇宙学，在我们的调查中没有透镜类星体是符合一个模型的基础上的经验，非演变，集群质量函数，其中集群表示的奇异等温球。另一方面，我们的结果与已发表的N体射线追踪模拟（Wambsganss等，1995，1998）的透镜预测的比较拒绝了COBE归一化Ω_{0}=1 CDM模型在99.9%的置信度。
2002-10-22 astro-ph
The image separation-source redshift relation for gravitational lenses as a cosmological test
最近，Park & Gott声称引力透镜的像分离和源红移之间存在统计上显著的、强的负相关。如果人们相信宇宙是平坦的（k = 0），这就有点令人困惑了，因为在这种情况下，典型的图像分离被认为与源红移无关，而人们认为在k = -1宇宙中是负相关，在k = +1宇宙中是正相关。Park & Gott探索了可能导致观察到的相关性的几种效应，但这些效应的组合无法用现实的场景来解释观察结果。在这里，我从三个方面进一步探讨这个测试。首先，我表明，在一个不均匀的宇宙中，负相关预期的k值无关。其次，我测试是否可以使用图像分离源红移关系作为测试，以确定λ和Ω，而不仅仅是k的符号。第三，我比较的结果，从公园和戈特样本的测试使用其他样本的引力透镜，它可以照亮（未知）的选择效果和探测的有用性的图像分离源红移关系作为宇宙学测试。
1998-04-09 astro-ph
Changes in the measured image separation of the gravitational lens system, PKS 1830-211
我们提出了八个时代的43 GHz，双极化VLBA观测的引力透镜系统PKS 1830-211，超过十四个星期。一个明亮，紧凑的“核心”和一个微弱的扩展“喷气”在所有八个时期的两个透镜图像的地图中都可以清楚地看到。核心的无线电质心的相对间隔（在天空中测量）在随后的历元之间的变化高达87微弧秒。与8个月前进行的43 GHz VLBA观测（Garrett等人，1997年）相比，分离偏差甚至更大，高达201微弧秒。所测量的变化最有可能是由背景光源的亮度分布的变化产生的，通过透镜的放大而增强。通过将两个透镜图像中的两个向量（“核心射流”分离以及偏振和总强度发射的偏移）相关联，确定了适用于毫角秒尺度的相对放大率矩阵。该矩阵的行列式为-1.13 +/-0.61，与两幅图像的测量通量密度比非常一致。该矩阵预测，10质量长的喷流，这是在以前的15和8.4 GHz VLBA观测（加勒特等，1997年，Guirado等，1999年）清楚地看到，应对应于一个4质量长的喷流尾随西南图像的东南部。明显没有检测到这种尾喷流是透镜中子结构的有力证据，可能需要调用更真实的透镜模型，例如Nair & Garrett（2000）。
2003-01-13 astro-ph
Changes in the angular separation of the lensed images PKS 1830-211 NE & SW
我们提出了8个时期的7毫米双偏振VLBA观测的引力透镜系统PKS 1830-211在14周的过程中。在历元之间（每个历元间隔$\approx 2$周），观察到核心相对位置的明显变化，最大可达$80 μ$弧秒（$μ$ as）。与之前7 mm VLBA图的比较显示，在12个月内，岩心分离几乎发生了$280 μ$变化。这使我们得出结论，毫米VLBI核心的背景源的亮度分布的变化必须迅速发生。这是第一次清楚地观察到引力透镜系统中重要的射电源演化。这也是第一次在如此短的时间尺度上在遥远的河外源中检测到源结构的变化。这部分是由透镜系统提供的放大率造成的。
1999-06-03 astro-ph
A Gravitationally Lensed Quasar with Quadruple Images Separated by 14.62 Arcseconds
引力透镜是研究宇宙中暗物质分布的有力工具。形成大尺度结构的冷暗物质模型预测了类星体的存在，这些类星体被大量的暗物质引力透镜化，以至于类星体的图像将被分裂超过7角秒。然而，对大分离透镜类星体的大量搜索都没有成功。所有已知的大约70个透镜类星体，包括第一个发现的透镜类星体，都有较小的分离，可以用星系尺度的重子物质浓度来解释。虽然我们已经知道有大间距的引力透镜星系，但类星体是更有用的宇宙学探测器，因为它们的透镜系统很简单。在这里，我们报告了一个透镜类星体SDSS J1004+4112的发现，它的组件之间的最大间隔为14.62角秒。如此大的距离意味着透镜状物体必须由暗物质主导。我们的结果与基于冷暗物质模型的理论预期完全一致。
2003-12-19 astro-ph
What Fraction of Gravitational Lens Galaxies Lie in Groups?
我们预测了观测到的星系种群随环境的变化如何影响不同环境中引力透镜的数量和性质。两种趋势占主导地位：透镜效应非常有利于早期类型的星系，这些星系往往位于稠密的环境中，但稠密的环境往往有一个更大的矮星系与巨星系的比例比现场。这两种效应几乎相互抵消，透镜星系和非透镜星系的环境分布没有实质性的不同（透镜星系比非透镜星系更不可能存在于群体和集群中）。我们预测，大约20%的透镜星系属于束缚星系群（定义为视线速度色散σ在200 < sigma < 500 km/s范围内的系统），另外大约3%属于富星系团（sigma > 500 km/s）。因此，至少大约25%的透镜可能具有显著干扰透镜化潜力的环境。如果这种扰动不会显著增加图像分离，则我们预测组中的透镜具有比视野中的透镜小约0.2“的平均图像分离，并且估计需要20-40个组中的透镜来检验具有显著性的该预测。图像分离分布的尾部已经很明显了。虽然星系势阱的透镜效应很少会产生像距θ>~ 6“的透镜，但在49个已知透镜中发现了两个这样的透镜，这表明环境对透镜效应的扰动可能很大。理论和数据的进一步比较将提供对星系和星系群的暗晕的直接探测，并揭示它们在多大程度上影响宇宙学参数的透镜估计。
2000-07-19 astro-ph
A Survey for Large Separation Lensed FIRST Quasars
我们对引力透镜类星体在大尺度（7“-30”）图像分离下的统计数据知之甚少，这些类星体探测的质量在星系团的尺度上。我们已经对引力透镜物体进行了调查，在第一个20厘米射电调查中的来源中，在帕洛玛天文台巡天的数字化中有未解决的光学对应物。根据正在进行的在FIRST源中搜索类星体的调查的统计数据，我们估计在这个源样本中大约有9100个类星体，这是迄今为止最大的透镜调查之一。使用宽带成像，我们已经分离出所有具有双射电分量的物体，这些物体的双射电分量间隔为5“-30”，具有类似BVI颜色的未分辨光学对应物。我们对相似颜色的标准保守地考虑了观测误差和由于透镜图像之间的时间延迟而引起的颜色变化。这些候选者的光谱显示，没有一对是透镜类星体。假设有9100个类星体，这就为本次调查中的透镜效应分数设定了一个上限（95%置信度），即3.3x10^-4。虽然源红移分布知之甚少，但对预期的透镜频率和检测效率和偏差的粗略计算表明，简单的理论预期与我们的观测上限具有相同的数量级。我们的程序是新颖的，因为我们对透镜对象的详尽搜索不需要事先识别样本中的类星体。首先选择类星体人口的特性将使我们的结果定量约束集群的质量特性。
2001-01-15 astro-ph
Observations and Theoretical Implications of the Large Separation Lensed Quasar SDSS J1004+4112
我们研究了最近发现的引力透镜SDSS J1004+4112，它是第一个被星系团透镜化的类星体。它由四个图像组成，最大间隔为14.62“。根据深度成像和光谱跟踪观测，该系统已被证实为z=1.734的透镜类星体。我们目前的颜色-星等关系的星系附近的透镜加上光谱的三个中央集群成员，这毫不含糊地证实，在z=0.68的集群是负责大的图像分离。我们发现了许多与观测数据相一致的透镜模型，但它们给出了四个一般性的结论：（1）最亮的星系团和星系团势阱中心似乎偏移了几个kpc：（2）星系团质量的分布必须是南北向拉长的，这与观测到的星系团分布是一致的;（3）大的潮汐切变（~0.2）的推断表明集群中的重要子结构;（4）图像之间的预测时间延迟的巨大不确定性意味着测量延迟将大大改善对模型的约束。在CDM模型的基础上，我们还计算了SDSS类星体样本中出现这种大分离透镜效应的概率。如果星系团暗物质晕的内斜率为-1.5，那么在以前的巡天观测中没有发现大的分离透镜，而SDSS观测中发现了一个分离透镜，这意味着质量涨落归一化σ_8=1.0^{+0.4}-0.2}（95%CL）。剖面越浅，σ_8值越高。虽然统计结论可能在某种程度上取决于透镜潜力的复杂程度，但这一发现与CDM情景中集群规模晕丰度的预测一致。（节录）
2003-12-23 astro-ph
The Sloan Digital Sky Survey Quasar Lens Search. I. Candidate Selection Algorithm
我们提出了一个算法，用于从SDSS光谱中识别的亮度大于i=19.1的低红移（0.6<z<2.2）类星体中选择均匀的引力透镜候选类星体样本。我们的算法使用形态和颜色选择，旨在识别小和大分离镜头，分别。我们的选择算法仅依赖于SDSS标准图像处理流水线生成的参数，从而可以轻松快速地选择候选镜头。该算法已被测试对模拟SDSS图像，采用从真正的SDSS数据作为输入的场和类星体参数的分布。此外，我们考虑到差异红化。我们发现，我们的选择算法几乎是完整的，直到分离度为1“，通量比为10^-0.5。该算法选择双镜头和四镜头。在间隔为2“时，双打和四人组的选择具有相似的完整性，并且在2”以上（以下）四人组的选择比双打更好（更差）。我们的形态学选择确定了一个不可忽略的部分单类星体：为了消除这些，我们适合候选人的图像与两个点源的模型，并拒绝那些异常小的图像分离和/或两个点源之间的大幅度差异。我们估计，我们的选择算法的效率是至少8%的图像分离小于2“，相当于无线电调查。随着图像分离的增加，由于来自恒星的较大污染，效率下降。我们还提出了透镜图像的放大因子作为图像分离的函数，这是精确计算放大偏差所需的。
2006-05-22 astro-ph
Multi-Frequency Analysis of the New Wide-Separation Gravitational Lens Candidate RX J0921+4529
我们报告发现了一个新的双图像引力透镜候选者。RX J0921+4529系统包含两个z_s=1.66的类星体，它们之间的距离为6。“93，H波段震级差为$Δm=1.39$。HST NIC2H波段图像显示在类星体图像之间有一个H=18.2的螺旋星系，它可能是以场为中心的z_l=0.32的X射线星系团的一员。我们在较暗的类星体图像附近探测到一个扩展源，但在较亮的图像中没有。如果这个扩展源是较暗类星体的宿主星系，那么这个系统就是一个双星类星体，而不是一个引力透镜。在3.6厘米的VLA观测揭示了从透镜星系在1毫焦耳的通量水平和边缘检测较亮的类星体的排放。
2000-08-08 astro-ph
HE 0435-1223: a wide separation quadruple QSO and gravitational lens
我们报告发现了一个新的引力透镜类星体，在红移z = 1.689，有四个类星体组件在一个明亮的星系周围的十字形排列。图像之间的最大间隔为2.6 arcsec，从而能够可靠地分解系统。类星体的三个分量的g = 19.6，而A分量的亮度约为0.6等。这四个组成部分的颜色几乎相同，表明前景星系中几乎没有尘埃灭绝。透镜星系在i波段很突出，在r波段较弱，在g波段没有探测到。它的空间轮廓是一个椭圆星系，尺度长度为$\sim$ 12 kpc。结合测量的颜色和透镜的质量模型，我们估计最有可能的红移范围为0.3 < z < 0.4。组件之间的预测时间延迟为$\la$ 10天。类星体显示出变化的证据，两个时期的总g波段震级分别为17.89和17.71，相隔$\sim 2$个月。然而，各分量的相对通量并没有改变，这表明这些变化是类星体固有的，而不是由微透镜引起的。
2002-07-02 astro-ph
Lensing Constraints on the Cores of Massive Dark Matter Halos
宽分离（6“<θ <15”）引力透镜的统计数据限制了暗物质晕核心在群和星系团质量尺度上的质量。对于具有中心尖点$ρ\propto r^{-alpha}$（1.0 <= alpha <= 1.9）的晕模型族，在大型宇宙透镜全天巡天中缺乏宽分离透镜，产生了包含在维里半径约4%内的晕质量分数的上限，f_{core} < 0.023（95%置信水平，LCDM）。这一极限为冷暗物质范式提供了一个重要的测试。虽然从数值模拟得出的晕轮廓似乎与这个上限一致，但目前正在进行的较大调查，如2dF和SDSS，应该可以检测到宽分离透镜，从而提供大量暗物质晕中核心质量分数的测量。
2001-01-10 astro-ph
A Close Separation Double Quasar Lensed by a Gas-Rich Galaxy
在第8周的快照巡天中，我们发现z=1.565的类星体HE 0512-3329是一个双星，像距为0.644”，几乎可以肯定是由于引力透镜的作用。这两个组成部分的亮度仅相差0.4等，高信噪比的地面合成光谱显示在零红移时没有任何恒星特征的痕迹，基本上排除了两个组成部分之一是普通银河系恒星的可能性。光谱显示了MgII、MgI、FeII、FeI和CaI的强吸收特征，所有这些都在z=0.9313的相同的中间红移处，可能是由于透镜物体。MgII的强度和其他低电离吸收特征的存在是阻尼莱曼α系统的有力证据，可能是螺旋星系的盘。点扩散函数拟合去除两个类星体的组成部分，从STIS图像导致第三个对象，这可能是透镜星系的核试探性检测。由于微分消光或微透镜效应，较亮的分量比较暗的分量明显更红。
2000-07-19 astro-ph
Strong lensing by subhalos in the dwarf-galaxy mass range I: Image separations
冷暗物质方案预测，大量的暗晕应该位于每个银河系大小的晕内。这种暗晕的一个特征可能是先前已知在弧秒尺度上多次成像的类星体的额外的毫弧秒尺度的图像分裂。在这里，我们估计最近的N体模拟赞成的subhalo密度分布的图像分离，并比较这些现有的和即将到来的观测设施的角分辨率。我们发现，产生的图像分离是非常敏感的准确subhalo密度分布假设，但在所有情况下，大大小于以前的估计的前提下，subhalos可以近似奇异等温球。只有最乐观的次晕模型产生的图像分离可以用当前的技术检测到，许多模型产生的图像分离将在可预见的未来使用所有望远镜都无法解决。因此，通过图像分裂效应探测暗暗晕将比目前认为的更具挑战性，尽管不一定是不可能的。
2008-06-12 astro-ph
Dark Energy and the Statistical Study of the Observed Image Separations of the Multiply Imaged Systems in the CLASS Statistical Sample
目前的观测倾向于这样一种宇宙，它是平坦的，加速的，由$\sim 1/3$物质（重子+暗）和具有负压成分的$\sim 2/3$组成，通常被称为暗能量或精华。宇宙透镜全天巡天（CLASS）是迄今为止最大的无线电选择星系质量尺度引力透镜搜索项目，已经产生了适合统计分析的最大样本。在这里提出的工作中，我们利用观察到的图像分离的样品中的多重成像透镜射电源。我们使用两种不同的测试：（1）透镜射电源的像分离分布函数$n(Δθ)$;（2）${\dtheta}_{\mathrm{pred}}$和${\dtheta}_{\mathrm{obs}}$作为观测工具，约束宇宙学参数$w$和$\Om$。这个结果与其他宇宙学检验的结果一致。
2003-08-11 astro-ph
Gravitational Lens Image Separations versus Redshift as a Cosmological Test
这份预印本或修订版从未出版，因为它基于并包括来自Helbig，P.（1997）“作为宇宙学检验的Delta theta-z_s关系”的未被承认的材料，该材料首次在第12届波茨坦宇宙学研讨会上提出（V. M“uller，S. Gottl“ober，J.- P. M“ucket & J. Wambsganss（eds），Singapore：World Scientific，pp. 319- 20），我希望这篇论文，而不是我的，为正在讨论的工作获得充分的信任。我撤回我的预印本，以进一步强调我不接受任何信贷，并注意到P. Helbig（1998）的astro-ph/9804104（MNRAS，298，2，395（1998））包含了充分详细的论点，使用完整的JVAS样本和其他技术，反对Park & Gott在astro-ph/9702173（1997）中提出的主张。（ApJ，489，476）。
2001-01-15 astro-ph
Strong gravitational lensing: why no central black holes?
我们研究了位于星系暗晕中的中心黑洞如何影响强引力透镜。计算了红移1.5类星体在前景暗物质晕作用下积分透镜几率随像距的分布。暗晕的质量密度被取为Navarro-Frenk-White（NFW）分布，这样，当晕的质量小于$10^{14} M_{\sun}$时，其中心黑洞或凸起被包括为质点。超大质量黑洞的质量$M_{\bullet}$与其宿主星系的总引力质量$M_{\mathrm{DM}}$之间的关系是从最近的文献中获得的。这里只考虑一个平面的$Λ$ CDM模型。它表明，虽然一个单一的黑洞，每个星系贡献相当大，但不足够的透镜概率在小的图像分离相比，那些没有黑洞，凸起（质量大约是典型黑洞的100- 1000倍）肯定会在小的图像分离中贡献足够的概率，尽管与透镜观测相比，它在大分离角处给出了太高的概率。
2002-09-09 astro-ph
Light Propagation in Inhomogeneous Universes. III. Distributions of Image Separations
利用一个解析模型，我们计算了7个COBE标准化CDM模型的不同Omega_0和Omega_0组合下，远源引力透镜引起的图像分离分布。我们的模型假设多重成像是由单个星系的强透镜引起的。我们模型的非奇异的等温球的星系，并考虑到有限的角大小的来源。我们的模型忽略了背景物质分布的贡献，并假设透镜效应完全由星系引起。为了验证这一假设的有效性，我们进行了一系列的光线跟踪实验，研究的影响，背景物质的图像分离的分布。分析模型预测，图像分离的分布几乎是不可区分的平坦的，宇宙学常数模型与不同的欧米伽_0值。对于没有宇宙学常数的模型，图像分离的分布确实依赖于Omega_0，但这种依赖性很弱。我们的结论是，虽然多个成像源的数量可以把强大的约束宇宙学参数，图像分离的分布并不约束宇宙学模型在任何显着的方式，并主要提供约束的星系结构负责透镜。
2002-01-12 astro-ph
Limits of Binaries That Can Be Characterized by Gravitational Microlensing
由于行星探测的高效率，目前的微透镜行星搜索集中在高放大率事件上。高倍率事件是敏感的远程二进制的同伴，以及因此，样品的宽分离的二进制预计将收集作为副产品。在本文中，我们表明，表征二进制的一部分，这个样本将是困难的，由于退化的二进制透镜参数。这种简并性的出现是因为双星伴星引起的扰动很好地近似于分离大于某个极限的双星的Chang-Refsdal透镜。对于由等质量透镜组成的双星，我们发现，透镜的二进制可以注意到的间距的$\sim 60$倍的爱因斯坦半径对应于每个透镜的质量。然而，在这些二进制文件中，我们发现，透镜参数可以确定只有一部分的二进制文件的间距小于$\sim 20$倍的爱因斯坦半径。
2008-08-15 astro-ph
Astrometric Microlensing: A Channel to Detect Multiple Lens Systems
如果一颗源星被多重透镜系统引力微透镜化，那么所产生的光变曲线可能会与单透镜事件的标准形式有很大的偏差。当组成透镜之间的间隔等于系统的组合爱因斯坦环角半径时，产生显著偏差的机会变得重要。然而，对于由两个以上透镜组成的多透镜系统，由于这种系统的轨道是不稳定的，因此难以满足该条件。即使事件是由具有稳定轨道的多透镜系统引起的，其中一对透镜紧密定位并且另一个组件（第三体）与该对透镜具有较宽的间隔，在光度上识别透镜多重性将是困难的，因为事件将由近对透镜引起的二元透镜事件或由第三体引起的单透镜事件来识别。在本文中，我们表明，如果一个看似二元透镜事件的天体测量后续使用未来的高精度干涉仪，一个额外的第三个机构的存在，可以通过一个重复的事件来确定。我们表明，第三机构的签名可以明确地确定他们在质心移动轨迹的特征失真。我们还表明，由于第三机构的长距离天体测量效应，检测效率将是相当大的，即使第三机构与他们的密切的镜头对大的分离。
2002-04-08 astro-ph
Constraints On Galaxy Evolution Through Gravitational Lensing Statistics
解释星系的形成和演化是观测宇宙学中最具挑战性的问题之一。许多观测表明，我们今天看到的星系可能是由较小的子系统合并而成的。星系的演化告诉我们透镜的质量或数密度如何随宇宙时间而变化。星系间的合并和周围物质的进入是两个可能的过程，它们可以改变星系的共动数密度和/或它们的质量。我们考虑了五种不同的星系演化模型，它们是：非演化模型、Guiderdoni和Volmerange模型、快速合并模型、缓慢合并模型和质量吸积模型。我们研究了这些模型的演化星系的引力透镜图像分离分布函数。通过与哈勃望远镜快照巡天中的透镜类星体数据进行比较，我们完全排除了快速合并模型，因为该模型产生了大量的小分离透镜。星系的质量吸积模型和非演化模型可能能够解释这种小角分离。
1999-11-02 astro-ph
Strange magnification pattern in the large separation lens SDSS J1004+4112 from optical to X-rays
我们提出了同时XMM牛顿紫外和X射线观测的四重透镜类星体SDSS J1004+4112（RBS 825）。与XMM-牛顿观测同时，我们还使用Calar Alto PMAS光谱仪对两个最近的透镜图像A和B进行积分场光谱学。在X射线中，宽间隔的分量C和D被清楚地分辨，而在XMM-EPIC图像中，较近的一对图像A和B被边缘地分辨。自1990年ROSAT全天巡天观测以来，该系统的X射线积分通量减少了6倍，而X射线谱变得更硬，幂律指数从Gamma=-2.3演变到-1.86。通过解混透镜类星体的X射线图像，我们发现透镜图像A和B之间的X射线通量比是显着不同的同时获得的UV比和先前测量的光通量比。我们的透镜图像A的光谱显示了蓝色发射线翼的增强，这在以前的时代中作为瞬态特征被观察到。我们提出了一个方案，其中固有的紫外线和X射线的变化引起的线的变化，选择性地放大图像A中的微透镜。在EPIC图像中清楚地检测到星系透镜团的扩展发射，我们测量到0.5-2.0 keV的光度为1.4 E44 erg/s。根据星团的X射线性质，我们估计它的质量为2-6个E14太阳质量。
2006-04-18 astro-ph
Cluster Lensing of QSOs as a Probe of LCDM and Dark Energy Cosmologies
宽分离透镜类星体测量质量函数和大质量星系团的演化，类似于从X射线选择的样品或Sunyaev-Zeldovich效应的统计测量中推导出的星系团质量函数。我们计算强透镜类星体的星系团在暗能量宇宙学使用半解析模型的概率，并探讨各种输入参数和假设的方法的敏感性。我们强调的重要性，同时考虑晕的质量，红移和宇宙学的性质的变化和晕浓度的宇宙散射的影响。然后，我们调查在何种程度上观测调查宽分离透镜类星体可用于测量宇宙学参数，如分数物质密度Ω_M，均方根线性密度波动的领域8 Mpc/h，sigma_8，和暗能量方程的状态参数w。我们发现，宽分离透镜类星体可以测量sigma_8和Omega_M在一个等效的方式，如集群丰度研究和宇宙剪切测量。在评估透镜统计是否可以区分值的w，我们得出结论，目前的不确定性在校准的sigma_8的精华模型占主导地位的结论。尽管如此，基于目前的类星体巡天（如两度场巡天和斯隆数字巡天，有10^4-10^5个类星体）的透镜搜索应该可以探测到角距大于5“的系统，因此可以为标准宇宙学模型提供一个重要的检验，这是对宇宙微波背景各向异性测量的补充。
2003-12-14 astro-ph
Properties of Wide-separation Lensed Quasars by Clusters of Galaxies in the SDSS
我们使用高分辨率的N体数值模拟来研究SDSS光度和光谱类星体样本中星系团产生的预测大分离多重成像系统的数量。我们将（人工）添加一个最明亮的中央星系（BCG）作为截断等温球的星系团中心的重子凝聚。我们在两个平坦的宇宙学模型：一个LCDM模型与物质密度$Ω_0=0.3$，和$σ_8=0.9$（LCDM 0），和一个模型青睐的WMAP三年数据与$Ω_0=0.238$，和$σ_8=0.74$（WMAP 3）。我们发现，在LCDM 0模型中，对于SDSS光度（有效面积为8000 deg $^2$）和光谱（有效面积为5000 deg $^2$）类星体，预测的间距>10”的多重成像类星体数量分别约为6.2和2.6;预测的大间距透镜类星体数量与观测结果吻合较好。这些数字在WMAP 3模型中减少了7倍或更多，并且与< 8%水平的数据一致。预测的团簇透镜红移峰值在红移0.5左右，90%在0.3 ~ 1之间。我们发现，BCG创建一个中央圆形区域，相当于爱因斯坦环的BCG，在通常的三个图像和五个图像的配置中，中央图像消失。如果我们包括四个图像系统作为五个图像系统的极端情况（具有无限缩小的中心图像），我们发现68%的中心图像比最亮的图像暗100倍，并且大约80%在BCG的1.5“内。
2007-06-29 astro-ph
Velocity Effects on the Deflection of Light by Gravitational Microlenses
本文研究了一般透镜和光源速度对光在一般轴向的单质点和双质点微透镜上的引力偏转的影响。我们证明，在所有情况下，透镜方程保持其形式准确。然而，它的参数-爱因斯坦半径和二元透镜间距-受到透镜速度的影响。在银河系微透镜设置的速度主要影响推断的分离宽双星或恒星+行星微透镜的方向接近视线。我们简要地讨论透镜以高度相对论性速度运动的情况。
2004-10-07 astro-ph
Effects of Disks on Gravitational Lensing by Spiral Galaxies
螺旋星系对类星体的引力透镜通常会伴随着阻尼的莱曼-阿尔法吸收和由于气体盘的介入而导致的尘埃消光。在接近边缘的配置中，盘中气体和恒星的表面质量密度本身就可以分裂类星体图像，并对整个透镜截面做出重要贡献。计算了螺旋星系盘+晕质量模型的透镜几率，包括透镜参数的宇宙演化。相当一部分的透镜系统包含两个亚弧秒分离的图像，横跨一个几乎边缘的磁盘。正因为如此，尘埃的消光效应加上观测的选择效应（涉及透镜图像的最小分离和最大通量比），将螺旋透镜在光波段的探测效率抑制了至少一个数量级。丢失的镜头可以在无线电勘测中找到。在修改阻尼莱曼α吸收剂的统计，消光效应占主导地位的放大率偏置，由于透镜。
1997-12-10 astro-ph
Why Quasar Pairs Are Binary Quasars And Not Gravitational Lenses
我们通过简单比较宽间距（3“到10”）类星体对的光学和射电性质来证明它们是二元类星体而不是引力透镜。最有可能的模型是所有的对都是二元类星体，透镜分数的单侧2-sigma（1-sigma）上限为22%（8%）。在星系合并期间，类星体活动的预期增强与在低红移观测到的增强一致的简单模型可以解释类星体的发生率，分离，红移，速度差和射电特性。只有一小部分（< 5%）的类星体活动与星系合并有关，才能解释双星类星体。
1997-10-15 astro-ph
Algebraic Properties of the Real Quintic Equation for a Binary Gravitational Lens
最近的研究表明，二元引力透镜的透镜方程，这显然是一个耦合系统，可以减少到一个真正的五阶（五次）代数方程。揭示了实五次方程的一些代数性质。我们发现，在分离轴的每一侧的图像的数量是独立的质量比和分离，除非源交叉焦散线。此外，判别式的五次方程使我们能够研究的解决方案的数量，即在图像的数量的变化。结果表明，该判别式可分解为两部分：一部分表示透镜方程可化为一个五次方程的条件，另一部分对应于焦散线。
2002-11-18 astro-ph
The Sloan Digital Sky Survey Quasar Lens Search. II. Statistical Lens Sample from the Third Data Release
我们报告的第一个结果，我们的系统搜索强透镜类星体使用光谱证实的类星体在斯隆数字巡天（SDSS）。在SDSS数据第三版（~4188 deg^2）的46,420个类星体中，我们选择了22,683个红移在0.6 ~ 2.2之间的类星体作为子样本，这些类星体比银河系消光校正后的i波段星等19.1还要亮。我们从类星体子样本中确定了220个透镜候选者，我们在光学和近红外波段进行了广泛而系统的后续观测，以构建一个完整的透镜类星体样本，图像分离在1“和20”之间，微弱与明亮的透镜图像的通量比大于10^{-0.5}。我们构建了一个统计样本的11个透镜类星体。其中10个是星系尺度的透镜，具有小的图像分离（~ 1“-2”），一个是大的分离（15“）系统，它是由一个巨大的星系团产生的，代表了第一个统计样本的透镜类星体，包括星系和星系团尺度的透镜。数据发布3光谱类星体包含统计样本之外的另外11个透镜类星体。
2007-10-30 astro-ph
Gravitational Lensing Effect on the Two-point Correlation of Hotspots in the Cosmic Microwave Background
研究了由于宇宙大尺度结构对宇宙微波背景（CMB）各向异性二维星图中局部极大值（{ \em热点}）两点关联的弱引力透镜效应.根据大多数暴胀情景预测的高斯随机统计，由于CMB角功率谱的振荡，热点在最后的散射表面上以一些{ \em特征}角间距离散分布。然后，弱透镜效应导致以特征尺度分离的热点对以各种分离被观察到。我们发现，透镜相当平滑的振荡特性的两点关联函数的热点。这表明，热点相关性可以是一种新的统计工具，用于测量形状和归一化的物质涨落的功率谱的透镜签名。
2000-05-17 astro-ph
Cluster Cores, Gravitational Lensing, and Cosmology
多年来，人们发现了许多多重成像类星体，但迄今为止还没有一个像距超过$8\arcsec$的。没有如此大的分裂被用来检验宇宙学模型：标准的冷暗物质模型被排除在外，因为它预测了太多的大分离双重图像。这些研究假设透镜结构具有奇异等温球的质量分布。然而，如此大的分裂可能是由质量非常大的系统，如星系团产生的，其他的引力透镜数据表明，星系团的质量分布不那么奇异。在这里，我们分析了两种情况下的质量分布的镜头：一个等温球与一个有限的核心半径（密度$ρ\propto (r^2+r_{core}^2)^{-1})$，和一个赫恩奎斯特配置文件（$ρ\propto r^{-1}(r+a)^{-3}$）。我们发现，小的核心半径$r_{core} \sim 30 h^{-1}$ kpc的集群数据，或大的$a \gsim 300 h^{-1}$ kpc，需要与引力畸变数据的兼容性，将减少大角度分裂的数量级或更多。因此，看来这些测试都是敏感的宇宙模型（数密度的透镜）和内部的透镜结构，这是不太可能依赖于宇宙学敏感，使得它很难测试宇宙模型的大分离类星体透镜，直到我们可靠地知道的结构透镜本身。
1995-12-11 astro-ph
Object DUO 2: A New Binary Lens Candidate
我们提出了一个不寻常的变量对象，DUO 2，在寻找微透镜事件的DUO项目检测的光变曲线。这颗恒星保持稳定超过150天，然后在6天内在B和R波段变亮超过2个星等。光变曲线在变化期间是消色差的。我们认为可能的解释光度的行为，特别强调的二元透镜解释的事件。透镜的质量相当小，伴星可能在棕矮星的范围内，甚至是木星的几倍。我们报告的证据混合源的同伴通过第一次检测到的所有的微透镜实验中的光质心的移动。这种偏移为恒星之间的距离设定了一个下限$0.3^{\prime\prime}$。得到的最佳透镜模型需要适度的混合，这就是促使我们检查随后发现的质心偏移的原因。最佳透镜模型预测两颗混合恒星之间的分离为$1^{\prime\prime}$。这一预测最近使用两个CCD图像良好的条件下进行了测试。这两个图像显示了两个组件。它们的分离和位置角与我们的模型是一致的。
1995-06-20 astro-ph
Lens or Binary? Chandra Observations of the Wide Separation Broad Absorption Line Quasar Pair UM425
我们获得了UM 425的110 ksec Chandra ACIS-S曝光，这是一对Z=1.47的类星体，相隔6.5 arcsec，在光学/UV中显示出非常相似的发射和宽吸收线（BAL）轮廓。我们得到的5000计数的UM 425 A（较亮的部分）X射线谱与幂律（光子谱指数γ =2.0）很好地拟合，部分被3.8x10^22 cm^-2的氢柱所覆盖。这个物体和其他最近的BALQSO样本的基本幂律斜率是典型的无线电安静类星体，这证明了BALs存在于每个类星体中的假设。假设UM 425 B的图像更暗，伽马值相同，我们检测到一个模糊的列5倍大。我们在钱德拉图像中寻找适当大的透镜质量的证据，并在类星体对附近发现了微弱的漫射发射，具有红移z ~ 0.6的一组星系的典型X射线通量。从我们的档案HST WFPC 2和NICMOS图像的分析，我们没有发现一个发光的透镜星系的证据，但注意到3西格玛过剩的星系在UM 425领域与合理的大小为z=0.6星系群。然而，相关的X射线发射并不意味着足够的质量来产生所观察到的图像分裂。因此，透镜方案需要暗（高M/L比）透镜，或者沿着视线的质量的偶然配置。相反，UM 425可能是一对接近的BALQSO，这将增强相互作用和合并增加核活动和流出的论点。
2003-04-22 astro-ph
New limits on a cosmological constant from statistics of gravitational lensing
我们提出了新的限制宇宙学参数的统计引力透镜，最近修订的知识的光度函数和内部动力学的E/S 0星系，是必不可少的透镜高红移类星体。我们发现，透镜模型使用更新的Schechter参数的星系，来自最近的红移调查结合形态分类，发现给更小的透镜概率比以前计算。从各种星系调查的混合物中不一致地采用这些参数会导致结果中的系统偏差。我们还表明，不太紧凑的矮型星系，主要占主导地位的Schechter形式的光度函数的微弱的一部分，透镜的概率贡献不大，使早期的透镜模型高估事件的小分离透镜。透镜模型的应用，现有的镜头调查表明，再现的透镜概率的光源和光学和无线电透镜的图像分离显着改善在修订后的透镜模型。可能性分析使我们能够得出结论，Omega=0.3（+0.2-0.1）和Omega+Lambda=1的平坦宇宙是最可取的，并且在98%的置信水平下排除了Lambda=0的物质主导的平坦宇宙。这些新限值不受镜片特性中不确定性的影响。
1998-08-28 astro-ph
Two New Gravitationally Lensed Double Quasars from the Sloan Digital Sky Survey
本文报道了从斯隆数字巡天（SDSS）中选出的两个引力透镜类星体SDSS J 0746 +4403和SDSS J1406+6126的发现。SDSS J 0746 +4403，将被包括在我们的透镜样本中用于统计和宇宙学，其源红移为z_s=2.00，估计透镜红移为z_l~0.3，图像分离为1.08”。SDSS J1406+6126的源红移为z_s=2.13，光谱测量的透镜红移为z_l=0.27，图像分离为1.98”。我们发现，SDSS J1406+6126的两个类星体的图像有不同的干预MgII吸收强度，这是暗示的kpc尺度上的吸收体的大变化。两个透镜类星体系统的位置和流量很容易再现简单的质量模型与合理的参数值。这些天体使SDSS数据中发现的透镜类星体数量达到18个。
2006-09-26 astro-ph
Strong lensing probability for testing TeVeS theory
我们计算了TeVeS（张量-矢量-标量）宇宙学中强透镜几率随像分离$Δθ$的变化，TeVeS是MOND（修正牛顿动力学）的相对论版本.透镜，通常是一个椭圆星系，是由赫恩奎斯特轮廓模型。我们假设一个具有$Ω_b=1-Ω_Λ=0.04$和最简单插值函数$μ(x)={\rm min}(1,x)$的平坦宇宙学。为了比较，我们重新计算了透镜的概率奇异等温球（SIS）星系晕LCDM与Schechter拟合速度函数。基于第二亮图像的放大率而不是两个较亮图像的总和来计算放大偏差。我们的计算表明，Hernquist模型预测不足，但可以接受的概率在平坦的TeVeS宇宙学相比，定义良好的组合样本的宇宙透镜全天巡天（CLASS）和Jodrell银行/甚大阵天体测量巡天（JVAS）的结果;在同一时间，它预测更高的概率比SIS模型在LCDM在小的图像分离。
2006-10-09 astro-ph
Discovery of a Galaxy Cluster in the Foreground of the Wide-Separation Quasar Pair UM425
我们报告了在UM425区域发现的一个星系团，这是一对相距6.5角秒的类星体。基于这一发现，我们重新审视了长期存在的问题，即这对类星体是一个二元类星体还是一个宽分离透镜。先前的研究表明，这两个类星体都在z=1.465处，并显示出宽的吸收线。在类星体之间没有发现透镜星系的证据，但有两个迹象表明前景星系团：钱德拉观测到的弥散X射线发射，以及哈勃太空望远镜观测到的过量微弱星系。在这里，我们表明，通过VLT光谱，在z=0.77的星系红移直方图中有一个尖峰。我们估计找到这种随机速度结构的可能性约为5%，从而解释扩散X射线发射起源于z=0.77，而不是类星体的红移。根据z=0.77星系的速度色散或漫射发射的X射线光度估计的星系团的质量，与引力透镜所需的理论质量一致。X射线质心和质量质心的预期位置之间的位置偏移约为40kpc，这与在低红移星系团中观察到的偏移相差不大。然而，由于没有明亮的主透镜星系，UM 425将是一个不寻常的引力透镜。除非星系的质光比至少比通常的大80倍，否则透镜假说要求星系群或星系团在产生观测到的偏转中起着独特的重要作用。根据智利帕拉纳尔欧洲南方天文台的甚大望远镜进行的观测。
2005-05-12 astro-ph
Determining the Lensing Fraction of SDSS Quasars: Methods and Results from the EDR
我们提出了一个算法，从斯隆数字巡天（SDSS）类星体中选择引力透镜候选者。在中值早期数据发布（EDR）条件下，该算法允许恢复低至分离$\sim 0{\farcs}7$或在分离$1\farcs5$时通量比高达$\sim$ 10：1的等通量点源对。该算法还恢复了各种各样的似是而非的四边形几何形状。我们还提出了一种方法，通过使用模拟的SDSS图像来确定该算法的选择函数，并介绍了一种方法，通过真实SDSS数据的真实性测试来校准我们的模拟图像。最后，我们应用我们的算法和选择函数的SDSS类星体从EDR得到的透镜分数的上限。在5120 z $>$ 0.6 SDSS类星体中发现了13个候选者，这意味着观测到的透镜分数不超过4 $\times 10^{-3}$。在我们的最终样本中有一个可能的晶状体系统，这意味着观察到的晶状体形成分数不小于$3 \times 10^{-5}$（95%置信水平）。
2003-01-23 astro-ph
The Hubble constant from gravitational lens CLASS B0218+357 using the Advanced Camera for Surveys
本文介绍了B 0218 +357类引力透镜系统的深层光学观测，并由此得到了哈勃常数的估计。广泛的无线电观测已经减少了哈勃常数和质量模型之间的退化，在这个镜头只涉及相对于透镜图像的无线电安静透镜星系的位置。B 0218 +357的像距只有334质量，因此光学观测以前无法从明亮的透镜图像中分辨出透镜星系。使用安装在哈勃太空望远镜上的新的高级巡天相机，我们测量了透镜星系中心和最亮图像之间的距离。所发现的位置，以及我们对哈勃常数的估计，取决于我们对B 0218 +357中旋臂的接近程度。如果最突出的臂不被遮蔽，我们发现哈勃常数的值为70+/-5 km/s /Mpc（95%置信度）。如果旋臂被掩盖，我们发现值为61+/-7 km/s /Mpc（95%置信度）。
2005-07-14 astro-ph
LBQS 0015+0239: A Binary Quasar with Small Angular Separation
我们用凯克/LRIS对LBQS 0015+0239进行了光谱观测，这是一对z = 2.45的类星体，间距为$Δθ= 2.2$ arcsec（对于$Ω_m = 0.3$，$Λ= 0.7$，投影线性距离为17.8 $h_{70}^{-1}$ kpc）。透镜效应不太可能解释图像，因为光谱显示NV和CIV的发射线轮廓存在显着差异，并且在预期的透镜位置没有发光星系。相反，我们将这对类星体解释为已知红移最高的二元类星体。两个分量的红移差为661+/-173 km/s，这与透镜效应的预期不一致，但与一对束缚星系的视线速度差一致。光谱显示了在C和N的高度电离物质中相关的窄金属吸收，系统速度差为492+/-6 km/s。这种吸收很可能出现在类星体对周围的星系群或星系团中。经过彻底的搜索，大型明亮类星体巡天（LBQS）已知包含一个引力透镜和四个可能的双星对。密近双星的存在是类星体活动可以由星系相互作用触发的证据。我们推测LBQS 0015+0239是两个超大质量黑洞合并前状态的一个罕见例子。
2002-04-04 astro-ph
Strong Lensing by Binary Galaxies Modelled as Isothermal Spheres
研究了理想化为两个等温球的双星星系的引力透镜问题。在一个宽的双星系统中，每个星系都有各自的切向焦散线、近星面焦散线和圆径向焦散线。当双星的间隔变小时，焦散线经历一系列的变形。当切向焦散合并以形成位于径向焦散内部的单个六尖焦散时，发生第一次变形。在更小的分离处，六尖焦散线经历第二次变形，分裂成一个四尖焦散线和两个三尖焦散线，在它们再次扩大并垂直于双星轴远离原点之前，它们缩小到零大小（椭圆脐灾难）。最后，当三尖焦散加入径向焦散时发生第三次变形，留下由两个外部焦散包围的内部扭曲星形焦散。最大图像数量为7。根据临界等时线对多重成像进行分类，只有8种可能性：2种三像病例，3种五像病例和3种七像病例。当等温球奇异时，球核像消失在中心奇异点中。图像的数量可以是1、2、3、4或5，这取决于源的位置，以及这对透镜星系的距离和质量。在这种情况下，可以分析出变形的位置以及三倍和五倍多重成像的开始。
2008-07-30 astro-ph
