Microlensing of a Ring Model for Quasar Structure
对Q 0957 +561 A，B的微透镜观测一直显示出类星体结构的证据，而这些证据在现有的微透镜模型中并不明显，其中发光源一直被建模为单个大型圆形结构。我们表明，微透镜的功能可以很容易地再现由一个发光的类星体模型的动机观察;发光的内部吸积盘边缘和外部环形结构的发射线形成。这样的模型可以解释Q 0957微透镜观测24年的所有特征。
2003-03-17 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
Quasar-microlensing versus star-microlensing evidence of small-planetary-mass objects as the dominant inner-halo galactic dark matter
我们研究了两种旨在探测银河系暗物质天体的微透镜实验的最新结果，我们认为，缺乏对银河系附近恒星观察到的短周期恒星微透镜事件并不排除Schild 1996年从类星体微透镜中确定的“流氓行星”作为透镜星系的缺失质量，或者是Gibson 1996-2000年新的流体引力理论预测的星系内晕暗物质。我们指出，在非线性吸积级联成星过程中，这种微褐矮星的数密度呈间歇对数正态分布。因此，聚焦于天空的一小部分并假设n_p均匀分布的恒星微透镜搜索会受到欠采样误差的影响。稀疏独立样本的模式小于预期的高度偏斜对数正态分布的平均值。具有较高光学深度的类星体微透镜搜索较少受双折射的影响。我们试图协调的结果，恒星微透镜和类星体微透镜的研究。我们的结论是，恒星微透镜搜索不能排除，甚至不太可能检测到这些对象，所以很容易观察到的类星体微透镜和新理论的预测。
2000-04-26 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
Unambiguous quasar microlensing
类星体的微透镜研究可以揭示暗物质肿块在一个广泛的质谱，我们强调的重要性，通过低红移星系的晕看到的监测类星体。对于这些配置，行星质量物体的微透镜将表现为只有弱色的孤立事件。观测到的光学深度与理论对应物的统计比较为此类事件的微透镜起源提供了强有力的测试。如果微透镜被探测到，光变曲线不仅可以揭示微透镜的特征质量，以及它们对暗晕的相应贡献，还可以揭示单个物体的紧凑程度。通过这种方式，我们可以明确地测试与星系有关的暗物质主要由行星质量的气体云组成的可能性。
1999-03-29 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
A Simple Method To Find All Lensed Quasars
我们证明，引力透镜类星体很容易识别使用图像减法的时间变量源，在空间上扩展。对于银河系纬度|b| >20度，透镜类星体占主导地位的人口的空间扩展可变源，虽然有一些污染的变星对，变星类星体对和二元类星体，可以很容易地控制使用其他信息的调查，如对象的光变曲线和颜色。这将允许计划中的大规模天气调查发现透镜类星体，几乎达到它们的检测极限，而不需要广泛的后续观测。
2005-12-01 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
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 of Quasars By Stars In Their Damped Lyman alpha Absorbers
类星体光谱中的阻尼莱曼α吸收体（DLAs）被认为是现今盘星系的祖先。我们研究的概率微透镜的背景类星体的恒星在他们的DLA。单个恒星的微透镜应该放大了连续谱，但不是类星体的宽发射线。因此，微透镜类星体的等效宽度分布将被扭曲。我们模拟一个代表性的螺旋星系作为一个封闭的系统组成的一个凸起，一个磁盘，和一个晕，并根据所观察到的金属丰度的DLAs在高红移演化的磁盘中的恒星的质量分数。如果星系的晕是由大质量致密晕天体（MACHO）组成的，那么微透镜特征会更强。在这种情况下，微透镜效应对类星体发射线等效宽度分布造成的畸变，在一个约10个类星体的样品中就可以检测到，而且这种样品的HI柱密度N>10^21 cm^-2，吸收红移z_abs<1。在所有具有DLAs（N>10^20 cm^-2）的类星体中，约有十分之一的类星体可能在短于5年的时间尺度上表现出过度的变化。对这些信号的搜索将补充在本地星系中的微透镜搜索，并校准在高红移的星系晕中的H2O质量分数。
1997-06-25 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
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
Quasar Image Shifts due to Gravitational Microlensing
外部星系中恒星对类星体的引力微透镜效应可以在“点状”宏观图像的质心中引入波动。在微弧秒尺度上，诱导的位移非常小，低于当前光学观测的极限。然而，随着拟于2005年进行的“空间干涉测量”飞行任务的实施，这种变化将变得可以衡量。讨论了质心移动的程度及其作为透镜星系中类星体结构和恒星质量函数的探测器的应用。
1998-02-23 astro-ph
SDSS J131339.98+515128.3: A new gravitationally lensed quasar selected based on near-infrared excess
我们报道了一个新的引力透镜类星体SDSS J131339.98+515128.3的发现，它的红移为1.875，像距为1.24”。透镜星系在可见光跟踪观测中被清楚地探测到。我们还确定了三个吸收线的透镜类星体图像的光谱中的双重峰，从我们测量的透镜红移为0.194。像其他几个已知的透镜一样，透镜类星体图像具有不同的连续斜率。这种差异可能是透镜星系中的红化和微透镜效应的结果。透镜类星体的选择是通过将斯隆数字巡天（SDSS）光谱类星体与两微米全天巡天（2MASS）源相关联，并选择显示近红外（IR）过剩的类星体。例如，近红外线的过量可能来自透镜星系在近红外线波长的贡献。我们表明，近红外过剩技术确实是一种有效的方法来确定透镜系统从一个大样本的类星体。
2007-09-04 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
Cosmological Microlensing Statistics: Variability rates for Quasars and GRB Afterglows, and implications for macrolensing magnification bias and flux ratios
通过将有效微透镜会聚（kappa）和剪切（gamma）的联合分布与微透镜放大模式相结合，计算了类星体和γ射线暴（GRB）余辉中因介于其间的椭圆/S 0星系的恒星星族的微透镜效应而变化的部分。微透镜效应在多重成像光源中很常见。我们发现，1/3的多重成像类星体应该变化超过0.5的幅度每十年由于微透镜，而10%的巨透镜伽玛暴余辉应该显示出超过0.5的幅度偏离其固有的光曲线在第一个30天。然而，恒星的微透镜效应一般来说是罕见的，在同一时期，大约500个源中只有一个的变化超过0.5等。我们发现，大多数恒星的微透镜将在伽马>0.1的区域被观察到。因此，点质量透镜不能为大多数微透镜事件提供足够的描述。如果暗物质晕在致密天体中包含很大一部分质量，那么类星体的微透镜（0.5星等）图像的比例会显著上升到1/10，而GRB余辉的比例会达到1/5。宏透镜和正常的类星体图像之间的变化，以及适当数量的采样伽玛射线暴余辉光变曲线的比较，因此应该发现或反驳存在的恒星质量紧凑的对象在星系晕。虽然微透镜效应会导致放大率分布偏离平滑模型，但在类星体巡天中发现透镜对宏观透镜放大率偏差的影响很小。另一方面，微透镜显著地加宽了宏观透镜图像通量比的分布。
2002-03-13 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
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
X-Ray and Optical Flux Ratio Anomalies in Quadruply Lensed Quasars: I. Zooming in on Quasar Emission Regions
对四重透镜类星体的X射线和光学观测可以提供微弧秒尺度的透镜类星体探测器，其尺度相当于中心黑洞引力半径的10^2-10^4。这种高角分辨率是利用透镜星系中恒星的微透镜效应实现的。本文利用钱德拉X射线天文台对10个透镜类星体的X射线观测资料以及哈勃太空望远镜和地面光学望远镜的光学观测资料。这些都是在一个系统的和统一的方式进行分析，重点是相对于光滑透镜模型的预测发现的通量比异常。比较X射线和光学波段之间的通量比异常，我们可以得出结论，透镜类星体的光发射区域通常比基本薄盘模型预期的大3-30倍。
2007-01-03 astro-ph
LBQS 1429-0053: a binary quasar rather than a lensed quasar
非常深的ESO/VLT FORS 1和ISAAC图像，以及HST NICMOS 2数据被用来推断类星体对LBQS 1429-0053 A和B的性质，无论是二元类星体还是双成像透镜类星体。直接寻找一个假定的透镜星系是不成功的。此外，在类星体对附近没有发现星系过密，对磁场的弱剪切分析也无法检测到任何暗物质的浓度，削弱了暗透镜的假设。可能透镜的唯一标志是在z~1处的一组5个物体，半径为5“，距离类星体对。将这一组视为透镜势并不允许再现类星体的图像位置和通量比。我们的深R波段图像显示，在类星体A的位置有一个蓝色的扩展物体，这与透镜类星体A的宿主或者是一个较低红移的介入星系是一致的。除非未来非常深的光学图像证明这个物体实际上是LBQS 1429-0053的透镜宿主，否则我们得出结论，这个类星体被透镜的证据很少。因此，我们宣布LBQS 1429-0053 A和B是真正的二元类星体。
2003-03-26 astro-ph
Gravitational microlensing of quasar broad line regions at large optical depths
最近对类星体中心结构规模的估计表明，负责宽线发射的区域比以前认为的要小。通过这种尺度的修正，宽线区域可以承受引力微透镜的影响。本研究探讨了在高光学深度下微透镜效应对宽线区（BLR）的一些当前模型的影响。结果发现，BLR可以显着放大的微透镜的作用，虽然放大的程度是依赖于空间和运动学结构的BLR。此外，虽然有连续源和BLR的微透镜波动之间的相关性，有大量的散射这种关系，揭示了宽带光度监测不一定是一个指导微透镜的BLR。本研究的结果表明，BLR内的空间和运动学结构可以通过光谱监测微透镜类星体。
2003-10-29 astro-ph
Direct Microlensing-Reverberation Observations of the Intrinsic magnetic Structure of AGN in Different Spectral States: A Tale of Two Quasars
我们展示了如何在两个著名的类星体（Q2237 -爱因斯坦十字架和Q 0957-双胞胎）上进行直接微透镜混响分析，可以用来观察两个类星体的内部结构，这是在显着不同的光谱状态。这些观测使我们能够测量类星体Q2237在无线电安静高软状态下的详细内部结构，并将其与无线电大声低硬状态下的类星体Q 0957进行比较。我们发现，这两个类星体的光谱状态的观察到的差异，可以理解为是由于其吸积盘的内半径相对于旋转的本征磁性超大质量致密天体在这些类星体的中心的共同旋转半径的位置。
2007-08-17 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
Resolving the Structure at the Heart of BAL Quasars Through Microlensing Induced Polarisation Variability
虽然类星体是宇宙中最明亮的天体之一，但关于类星体内部结构的许多细节仍然未知。其中一个领域是在某些类星体的宽吸收线槽中促进偏振增加的机制。这项研究显示了如何微透镜可以用来区分两个流行的模型，解释这种偏振通过一个现实的计算分析。通过检查两个观测值（即图像亮度和来自类星体的通量偏振）之间的相关数据的统计系综，发现通过分光偏振监测可以区分具有外部散射区域的模型和没有外部散射区域的模型。
2007-03-13 astro-ph
Astrometric Microlensing of Quasars : Dependence on surface mass density and external shear
所有类星体中有一小部分是强透镜状的，并多次成像，通常有一个星系作为主透镜。一些，也许所有这些类星体也受到微透镜的影响，透镜星系中恒星质量物体的影响。恒星微透镜不仅具有光度效应（类星体图像的星等波动），它还影响图像的观测位置。这种天体测量效应首先由刘易斯和Ibata（1998）探索：类星体的位置--即许多微像的光中心--可以移动数十微弧秒，这是因为当焦散线交叉时，一对微像相对突然（消失）出现。我们探讨了这种影响定量的不同值的表面质量密度和外部剪切覆盖大多数已知的多个类星体系统。我们展示了微透镜引起的类星体运动的例子，以及不同大小的类星体的光变曲线。我们统计评估的角度位置和它们的相关性与视亮度波动的大位移的发生。我们还显示了从随机起点的位置偏移和时间之间的统计关系。由于天体测量偏移的幅度取决于源的大小，类星体的天体测量微透镜特征-结合光度变化-将提供非常好的约束类星体的大小作为波长的函数。我们预测，这样的签名将是可检测的现实微透镜的情况下，在不久的将来的技术在红外/光学（光干涉，VLTI，SIM，GAIA）。这样的探测将表明，甚至高红移类星体也没有一个“固定”的坐标系。
2003-11-22 astro-ph
Using the 6dF galaxy redshift survey to detect gravitationally-lensed quasars
如果在星系巡天期间获得的光谱中搜索类星体发射线的存在，就有可能用光谱法探测到引力透镜类星体。即将在英国施密特望远镜（UKST）上进行的6度视场（6dF）红移巡天将包括获得10^5个近红外选定星系的光谱，其星等限制为K = 13。应用先前发展的技术意味着在6dF巡天中至少应该发现一个透镜体，但是如果类星体的典型B_J-K = 8，则可以发现多达10个透镜体。在这个模型中，样本中可能有多达50个透镜类星体，但其中大多数只能通过红外光谱检测到。
2001-03-14 astro-ph
Can Microlensing Explain the Long-Term Optical Variability of Quasars?
虽然存在争议，但微透镜作为类星体长期光学变化的主要机制的假设确实为类星体光变曲线中的统计对称性、消色差性和宇宙学时间膨胀的缺乏提供了一个自然的解释。在这里，我们调查到什么程度的暗物质人口的紧凑对象允许在目前青睐的欧米茄_M=0.3，欧米茄_λ =0.7宇宙学真的可以解释所观察到的变化的定量统计特征。我们发现微透镜相当好地再现了类星体的平均结构函数，但未能解释振幅高于0.35等的物体的高比例和在红移低于1时观察到的平均振幅。尽管微透镜效应在一定程度上仍可能对长期光学可变性有贡献，但也必须涉及另一个重要的机制。这使得利用类星体的光变曲线统计数据来分离任何宇宙学上重要的致密天体的性质的任务变得非常复杂，这些天体实际上可能存在。
2003-06-22 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
The Reddest Quasars II. A gravitationally-lensed FeLoBAL quasar
我们发现了一个z=2.65的低电离铁宽吸收线类星体FIRST J100424.9+122922，它被z = 0.95的星系引力透镜。该天体是通过将第一次射电巡天与2-MASS近红外巡天相匹配来寻找非常红的类星体的计划的一部分。J100424.9+122922是在这个计划中发现的第二个透镜系统，这表明许多引力透镜可能在传统的光学类星体调查中被遗漏。我们已经建立了一个简单的透镜模型，并对类星体周围环境的红化进行了粗略的估计，这表明类星体本质上是非常明亮的，并且在接近其~10^9 M太阳黑洞的爱丁顿极限处吸积。透镜星系有少量的尘埃，这是造成在类星体较暗的图像中观察到的一些过度变红的原因，但除此之外，它是一个相当典型的大质量椭圆星系。我们模拟的选择效应对红色类星体的检测在透镜和unlensed样本。我们表明，这些选择效应是非常有效的，即使是轻微的红化高红移类星体从星等有限的样本，无论他们是透镜或没有。这意味着红色类星体的总体数量可能非常大，特别是铁宽吸收线类星体J100424.9+122922可能比它们在有限星等样本中的稀有性要大得多。
2002-03-05 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
A survey for large image-separation lensed quasars
引力透镜类星体在0.1“-7”范围内的多重图像的统计数据已经在各种调查中测量到。然而，人们对透镜类星体在较大图像分离下的统计知之甚少，这种统计可以探测星系团尺度上的质量。我们将透镜类星体的HST快照巡天的结果扩展到76个类星体的子样本的7“-50”范围，该子样本没有已知的选择效应。使用的组合的测光和光谱学，我们表明，没有一个点源在整个领域的HST观测这些类星体的透镜图像。因此，大间距类星体透镜效应并不常见。我们进行了详细的计算，这个类星体样本的大分离透镜的预期统计，结合现实的质量配置文件和质量函数的星系团的输入。我们发现，观测的零结果是一致的预期效果的星系团，即使这些已经存在于其目前的形式和数量，因为z约为2。大分离透镜类星体的稀有性可以排除一些极端的情况，例如，星团的质量函数被严重低估，或者与星系无关的大质量浓度（即“失败”的星团）是常见的。宽透镜效应的罕见性也为宇宙学常数设定了限制，而这些限制与星系透镜效应的限制无关。大型类星体样本的透镜统计可以探测星系团的结构、数量和演化，以及空间的几何形状。
1996-12-17 astro-ph
Microlensing of Broad Absorption Line Quasars: Polarization Variability
大约有10%的类星体表现出宽吸收线（BAL）特征，这似乎是从活动星系核（AGN）高速流出的物质产生的。然而，这种流出的详细情况限制得很差，BAL材料的特殊性质基本上是未知的。最近，新的线索已经成为可通过偏振研究发现，BAL槽更极化比类星体连续辐射。为了解释这些意见，模型中的BAL材料流出赤道横跨表面的尘埃环面已经开发。然而，在这些模型中，BAL极化的几个来源是可能的。在这里，我们演示了如何偏振监测引力透镜类星体，如H 1413+117，在微透镜事件不仅可以区分两个目前流行的模型，但也可以提供进一步的洞察力的结构在BAL类星体的核心。
1999-11-12 astro-ph
SDSS J1029+2623: A Gravitationally Lensed Quasar with an Image Separation of 22.5 Arcseconds
本文报道了从斯隆数字巡天中发现的一个星团级透镜类星体SDSS J1029+2623。该透镜系统显示了一个z_s=2.197的类星体的两个透镜像。22.5”的图像分离使其成为迄今为止发现的最大分离透镜类星体。这两个组分的光谱和射电能谱的相似性支持透镜效应假说。该区域的图像显示了一个z_l~0.55的星系团，这是造成大的图像分离的原因。透镜像与团簇光中心不共线，这意味着透镜团簇具有复杂的结构。
2006-11-08 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
Microlensing in the double quasar SBS1520+530
介绍了2003年4月至2004年8月在迈达纳克天文台对双类星体SBS 1520 +530的观测结果。我们在V和R滤波器中获得的光变曲线显示了类星体在100天左右的时间尺度上的小振幅Δm~0.1 mag的本征变化。数据集与Burud等人（2002年）先前确定的时间延迟Δt=（130+-3）天一致。我们发现，现在类星体图像之间的时间延迟校正的星等差比Burud等人（2002）的观测结果大（0.14 ± 0.03）等。这证实了在这个系统中存在引力微透镜变化。
2005-05-24 astro-ph
Detection of CO(3-2) Emission at z=2.64 from the Gravitationally Lensed Quasar MG 0414+0534
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪，我们在引力透镜类星体MG 0414+0534中观测到了红移为2.64的CO（3-2）谱线发射。该线较宽，Delta v_FWHM = 580 km/s。速度积分的CO通量与IRAS F10214+4724和Cloverleaf类星体（H1413+117）相当，但稍小，两者的红移相似。对透镜化组分A1+A2和B进行了分辨，并为每个组分提供了单独的光谱。我们还观测了z=1.33的无透镜射电宁静类星体PG 1634+706，没有发现明显的CO发射。
1997-10-28 astro-ph
Gravitational microlensing of quasar Broad Line Regions: the influence of fractal structures
类星体宽线区域内的发射云的最新模型表明，它们是由于整体湍流介质内的瞬态超密度造成的。如果是这样的话，宽线发射将在空间上呈现分形，在一系列尺度上具有结构。本文探讨了这种分形结构的影响时，类星体是微透镜的人口干预群众。据发现，虽然最高的分形水平可以经历显着的微透镜放大，当这些光变曲线叠加，以创建一个发射线轮廓，所得的发射线轮廓保持相对恒定的物理模型的宽线区域。结果表明，利用引力微透镜效应探测宽线区可能的分形结构是不现实的。
2006-01-06 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
Probing ~100 AU Intergalactic MgII Absorbing "Cloudlets" with Quasar Microlensing
已知星系间MgII吸收体具有低至~ 10^{-2.5} pc尺度的结构，并且现在有迹象表明它们可能在<~ 10^{-2.5} pc尺度上碎裂（Hao等人，astro-ph/0612409）。当透镜类星体被微透镜化时，类星体的微观图像在焦散性穿越过程中经历了创造、破坏、扭曲和剧烈的天体测量变化。我表明，类星体微透镜可以有效地探测镁II和其他吸收“云”的大小约10^{-4.0} - 10^{-2.0} pc的诱导显着的光谱变化的时间尺度上的几个月到几年。通过数值模拟，我证明了将这种方法应用于Q2237+0305的可行性，我表明，在不久的将来，这种类星体的高分辨率光谱将提供一个明确的测试，这种金属线吸收“云”沿类星体视线的存在。
2006-12-18 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
Qualitative aspects of quasar microlensing with two mass components: magnification patterns and probability distributions
已经证明，由一群插入点质量构成的微透镜点源的放大率分布与其质谱无关。我们目前的gedanken实验，怀疑这个猜想和数值模拟表明它是假的。
2004-05-24 astro-ph
Microlensing results from APO monitoring of the double quasar Q0957+561A,B between 1995 and 1998
如果透镜星系0957+561的晕是由大质量致密天体（MACHO）组成的，那么它们对类星体Q 0957 +561 A和B的光变曲线的影响一定是不同的。我们寻找这种微透镜效应的双类星体的两个图像A和B -获得3.5米的阿帕奇点天文台从1995年至1998年-密集的数值模拟的监测数据进行比较。通过这种方式，我们可以测试透镜星系的晕是否可以由不同质量的MACHO组成。对于小于3* 10 e（14）cm（h = 0.6）的类星体，我们可以排除完全由质量在10 e（-6）Msun和10 e（-2）Msun之间的MACHO组成的晕，从而将以前的限制向上扩展了一个数量级。
2000-10-12 astro-ph
SDSS J0246-0825: A New Gravitationally Lensed Quasar from the Sloan Digital Sky Survey
本文报道了一个新的双像引力透镜类星体SDSS J024634.11-082536.2（SDSS J 0246 -0825）的发现。这个物体是通过用于发现其他SDSS透镜类星体的相同算法从斯隆数字巡天（SDSS）中选择的透镜类星体候选者（例如，SDSS J0924+0219）。利用麦哲伦天文台的沃尔特巴德6.5米望远镜进行的多色成像和利用W. M.凯克天文台的凯克II望远镜证实SDSS J 0246 -0825由两个z=1.68的源类星体的透镜图像（$Δθ=$ 1 \farcs 04）组成。凯克望远镜和哈勃太空望远镜的成像观测揭示了两个类星体组件之间的延伸物体，这可能是该系统的透镜星系。从类星体成分光谱中的吸收线和星系的视星等，结合Faber-Jackson关系的预期绝对星等，我们估计透镜星系的红移为z=0.724。在哈勃太空望远镜的图像中可以看到一个高度扭曲的环，它很可能是源类星体的透镜宿主星系。简单的质量模型预测，在主透镜星系附近可能存在一个小的（微弱的）透镜天体。
2005-06-27 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
Source Size Limitation from Variabilities of a Lensed Quasar
在引力透镜类星体的情况下，众所周知的是，在每个分裂图像中的内在变化之间存在时间延迟。一般来说，可变性源具有有限的大小，并且即使在一个图像中也存在时间延迟。如果变异性的起源广泛地分布，比如说在整个$\gsim 100 pc$上，则分割图像之间的变异性将不会显示出良好的相关性，即使它们的起源是相同的。利用这一事实，我们能够将类星体中的整个变率源的大小限制在今天的观测仪器的直接分辨率的极限之下。
1999-05-03 astro-ph
Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar Q2237+0305 = the Einstein Cross, I. Spectrophotometric monitoring with the VLT
我们呈现了对引力透镜类星体（即爱因斯坦十字Q2237+0305）的首次长期（2.2年）光谱监测的结果。本文的目的是提出观测事实，以便在后续论文中与理论模型进行比较，以约束源类星体的内部结构。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。对2004年10月至2006年12月的31历元的58个观测数据进行了精确的交叉定标，并对与类星体同时观测的不变前景星进行了交叉定标。类星体的光谱被进一步分解成一个连续谱分量和几条宽的发射线，以推断这些光谱分量的变化。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。在图像A的连续区中观察到最强的变化。它们的振幅在蓝色区域（0.7等）比红色区域（0.5等）要大，这与吸积盘的微透镜效应相一致。还报道了宽发射线的强度和轮廓的变化，最突出的是在CIII的翼和CIV发射线的中心。在2006年6月观测到的类星体图像A中的一个强微透镜事件中，CIII的宽分量比窄分量放大得更高。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，这与用混响映射获得的结果一致。最后，我们发现，V波段的差分消光透镜，类星体的图像之间，是在0.1-0.3马格的范围内。
2008-01-22 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
Discovery of a Gravitationally Lensed Quasar from the Sloan Digital Sky Survey: SDSS J133222.62+034739.9
本文报道了双像引力透镜类星体SDSS J133222.62+034739.9（SDSS J1332+0347）的发现，它的像距为1.14”。该系统由一个z_s=1.445的源类星体和一个z_l=0.191的透镜星系组成。透镜星系的光度、椭圆率和位置角与透镜模型的结果一致，证实了透镜假说。
2006-09-26 astro-ph
Microlensing of Broad Absorption Line Quasars
在一小部分类星体光谱中看到的高速、宽吸收线特征的物质的物理性质，自从它们被发现以来一直是争论的主题。由于缺乏对吸收区的观测探测，这一问题尤其复杂。在本文中，我们研究的作用，“微透镜”在外部星系上观察到的变化，在多成像类星体的宽吸收线的配置文件。利用现实模型的广泛的吸收线区域和微透镜质量的合奏的行动，我们证明，在宇宙学距离的恒星可以提供一个重要的探测这些复杂系统的心脏的物质的物理状态和结构。将这些结果应用于大透镜BAL类星体系统H1413+117，很容易再现所观察到的光谱变化，但没有早期研究中采用更简单模型的微调要求。
1997-11-03 astro-ph
Difference Imaging of Lensed Quasar Candidates in the SDSS Supernova Survey Region
差分成像为发现引力透镜类星体提供了一种新的方法，因为很少有非透镜源会显示出空间扩展的、时变的通量。我们测试的镜头候选人的方法在斯隆数字巡天（SDSS）超新星调查地区从SDSS类星体透镜搜索（SQLS）及其周围的领域。从49个SDSS类星体和36个候选透镜/透镜像等20768个源出发，发现15个SDSS类星体和7个候选透镜/透镜像等21个源为非周期变源。我们可以测量这些源中的18个源的可变通量的空间结构，并且仅将其中一个源识别为非点源。这个源没有显示出已知透镜类星体可变通量的引人注目的空间结构，所以我们拒绝它作为透镜候选者。SQLS的镜头候选人没有一个能在我们的切割中幸存下来。鉴于我们的有效调查面积为0.71平方度，这表明该方法的假阳性率为每平方度1。如果我们分析SDSS领域的完整数据，未发现的类星体的比例和假阳性率都应该下降。虽然该方法在SDSS中的应用受到调查的分辨率、深度和抽样的限制，但未来的几项调查，如Pan-STARRS、LSST和SNAP，将避免这些限制。
2008-01-22 astro-ph
