B1422+231: The influence of mass substructure on strong lensing
在这项工作中，我们研究了引力透镜系统B1422+231。高质量的VLBI图像的位置，通量和形状以及光学HST透镜星系的位置。首先，两个简单而光滑的透镜星系模型被用来拟合观测到的图像位置和通量;甚至没有远程可接受的模型被发现。为了成功地拟合数据，必须将质量子结构添加到透镜中，并估计其水平。为了探索星系内部亚结构的水平及其对强透镜效应的影响，利用一个模型星系的N体模拟结果。通过使用该模型星系的质量分布作为透镜，不同的四个图像系统配置的合成数据集的生成和简单的透镜模型再次应用于拟合它们。拟合这些透镜系统的困难原来是类似的情况下，一些真正的引力透镜系统，从而可能提供证据的存在和强烈的影响，在主透镜星系的子结构。
2002-04-11 astro-ph
Observations of cluster substructure using weakly lensed sextupole moments
由于暗物质集群和集团可能有子结构，我们已经检查了哈勃图像中的六极内容，寻找背景星系中的曲率签名，这可能是由星系-星系透镜引起的。我们描述的技术提取和分析六极和更高的弱透镜矩。通过弯曲背景星系的空间聚集，在CL 0024的图像中观察到了子结构的迹象，然后令人惊讶地在两个哈勃深场中观察到。我们估计了暗星系团在深场中的质量。透镜假说的替代方案似乎不太可能，但需要更好的统计数据才能最终排除它们。对六极矩的观测将提供一种在比以往更小的尺度上测量暗物质结构的手段。
2003-07-31 astro-ph
Parity Dependence in Strong Lens Systems as a Probe of Dark Matter Substructure
星系内小的暗物质团块（亚结构）的质量是对冷暗物质的重要检验。测量子结构质量分数的一种方法是分析被星系强烈透镜化的图像的通量。相对于光滑（无子结构）模型，图像之间的通量比是异常的，这表明存在比暗物质模拟中更大量的子结构。反常通量比的一种测量方法是宇称依赖性--一个源的不同图像的通量受到不同的扰动。本文讨论宇称依赖作为暗物质子结构的一种探测。我们发现，再现所观察到的宇称依赖性需要一个显着的集中暗物质团块和图像之间的对齐。结果可能意味着更大的质量分数的子结构比建议的一些暗物质模拟和观察到的奇偶依赖性是不太可能被复制的发光卫星的透镜星系。
2008-10-11 astro-ph
Dark Matter Substructure in Lensing Galaxies
设置有用的限制丰度的小规模暗物质晕（subhalos）在星系尺度上，我们已经进行了中红外成像和积分场光谱的样品四透镜系统显示异常的流量比。这些使用斯巴鲁的观测已经成功地区分了由subhalos的微透镜和恒星的微透镜。报道了我们对暗物质子结构的透镜分析的现状。
2008-04-02 astro-ph
Gravitational Imaging of CDM Substructure
我们提出了一种新的方法“引力成像”来检测和量化引力透镜星系中的发光和暗物质子结构。该方法利用高度放大的爱因斯坦环和圆弧作为透镜势中小扰动的敏感探针（由于质量子结构的存在），非参数化地重建引力透镜势。数值模拟结果表明，该算法可以重建出典型透镜星系的平滑质量分布，表现出合理的信噪比爱因斯坦环，以及质量低至M_sub~10^-3 M_lens（如果存在）的紧凑子结构。对大质量星系周围的纯暗物质子结构进行“引力成像”可以提供一个关于标准冷暗物质范例的新窗口，使用与地面直接探测实验非常不同的物理学，并探测预测这种子结构大量存在的分层结构形成模型。
2005-08-17 astro-ph
A New Channel for Detecting Dark Matter Substructure in Galaxies: Gravitational Lens Time Delays
我们发现，星系尺度晕中的暗物质子结构扰动了强引力透镜系统中图像之间的时间延迟。这种效应的变化取决于次晕质量函数，它是次晕质量分数和次晕特征质量（即<m^2>/）的乘积<m>。因此，通过测量晕下质量函数的不同时刻，时间延迟扰动补充了引力透镜通量比异常和天体测量扰动。与流量比异常不同，“时间延迟millilensing”不受尘埃消光或透镜星系中恒星微透镜的影响。此外，我们表明，时间延迟比是免疫的径向轮廓退化，通常困扰镜头建模。我们奠定了一个数学理论的时间延迟扰动，并发现它是听话的和有吸引力的。我们预测，在“尖”镜头与密切的三胞胎的图像，子结构可能会改变到达时间顺序的图像（与光滑的模型相比）。我们讨论了在RX J1131-1231中已经观察到这种效应的可能性。
2009-05-26 astro-ph
Lensed Image Angles: New Statistical Evidence for Substructure
我们介绍了一种新的统计方法来分析投影质量分布在星系透镜的基础上，完全在四边形的图像围绕透镜中心的角分布。该方法需要透镜中心位置的知识，但图像到透镜中心的距离根本不使用。如果四边形的图像按到达时间θ_1到θ_4的顺序编号，θ_{ij}是图像i和j之间的夹角，那么我们定义“平分线”平面，其轴是θ_{23}和θ_{14}的线性组合。给定透镜的平分面包含由透镜产生的所有四边形。我们的经验表明，所有的双重对称透镜凸，即非波浪形或花瓣状等密度轮廓是相同的平分线平面的四边形。我们还研究了扭曲的等密度轮廓线，亮度子结构等透镜，我们的研究结果表明，再现所观察到的四人口的一般特征，千帕尺度的子结构必须是一个共同的特点，星系透镜。
2008-06-17 astro-ph
Finite Source Effects in Strong Lensing: Implications for the Substructure Mass Scale
四倍成像引力透镜中的通量比“异常”可以用CDM预测的那种星系子结构来解释，但该假设的强度和独特性需要进一步评估。一个很好的方法是使用与源类星体大小相关的物理尺度，以及它对波长的依赖性。我们开发了一个分析玩具模型来研究子结构透镜的有限源效应，并确定一般原则。我们发现，图像的位置和放大率基本上是独立的源的大小，直到源是大到足以相交的子结构焦散。甚至比子结构爱因斯坦半径大得多的源也可以在可检测的水平上受到扰动。通过比较图像位置和对应于不同光源大小的波长的放大率，可以了解到大量信息。在一个单独的分析中，我们仔细研究了四个观测到的射电透镜，以确定哪些图像是异常的。在B0712+472中，如果通量比异常是真实的，那么它可能在图像C中。在B1422+231中，异常在图像A中。有趣的是，B2045+265和B1555+375似乎都有两个异常图像。CDM是否预测了足够的子结构来解释多个透镜中的多个异常还有待观察。当我们加入我们的建模结果和子结构理论，我们得到的子结构负责观察到的异常的质量的下限。质量界限与CDM的预期大致一致。也许更重要的是，我们概述了各种系统的质量边界的影响，穷人的知识是否位于主透镜星系或其他地方沿视线的子结构似乎是占主导地位的系统。[摘要]
2005-02-21 astro-ph
Perturbative signature of substructures in strong gravitational lenses
在微扰方法中，透镜中的子结构可以简化为它们对两个微扰场$f_1$和$\frac{d f_0}{dθ}$的影响。本文详细研究了一种在临界半径附近有一个子结构的椭圆透镜的一般模型。推导了每个微扰场的解析表达式，并分析了其基本性质。场的功率谱很好地近似于幂律，从而在高频处产生显著的尾部。由子结构引起的扰动的另一个特征是2个场$R_n$的$n$阶功率谱的比率接近1。比率$R_n \simeq 1$特定于子结构，例如高阶失真（$n>2$），但具有自相似等照度线将导致$R_n \propto \frac{1}{n^2}$。最后，研究了微扰场的重建问题。局部场模型的实施和拟合，以最大限度地提高图像的相似性在源平面。由于在微扰方法中，圆形源解总是已知的，因此极大地促进了非线性优化。由于子结构的图像失真的亚临界政权的例子，并分析了不同的源形状。只要有足够的图像和信号，子结构场就可以确定。这些结果表明，微扰方法是一种有效的工具，估计子结构的透镜的质量分布的贡献。
2008-03-15 astro-ph
Analytic Cross Sections for Substructure Lensing
在强引力透镜系统中，图像的放大率对透镜势中的小质量团很敏感;这种效应已被用来推断星系暗物质晕中的子结构数量。我研究子结构透镜的理论，以确定重要的一般特征，并计算分析截面，这将有助于进一步的理论研究。我表明，一个块的问题，任何地方沿视线的镜头可以映射到一个等价的问题，在一个简单的收敛和剪切场的一个块，在任意红移的块，因此不难处理的计算。作为奇异等温球（SIS）的团块建模，我得出一个给定的强度放大扰动的截面简单的分析估计。结果产生了两个有趣的概念点。首先，具有正奇偶性的透镜图像总是通过SIS团块变得更亮;具有负奇偶性的图像可以变亮，但更有可能变暗。第二，这些团块不需要位于透镜星系内;它们可以移动十分之几的红移，仍然有显著的透镜效应。孤立的小晕预计是常见的层次结构形成模型，但目前还不知道他们是否足够丰富的透镜星系内的团块相比，影响子结构透镜的解释。
2002-10-28 astro-ph
Numerical investigation of lenses with substructures using the perturbative method
我们提出了一个统计研究的影响诱导的子结构上的偏转电位的暗物质晕在强透镜制度。这项研究是基于爱因斯坦半径周围的微扰解（Alard 2007），其中关于偏转势的所有信息仅由该环上的一对一维函数指定。使用直接比较与射线追踪的解决方案，我们发现，微扰的解决方案预测的透镜图像的等值线再现其径向延伸的平均误差小于1%的爱因斯坦半径的单位，合理的子结构群众。它证明了近似跟踪子结构的可能签名的效率。我们已经评估了这两个领域，并研究了不同的透镜配置建模无论是通过大规模的暗物质晕从宇宙学N体模拟，或通过玩具模型的Monte Carlo分布的子结构嵌入在一个三轴Hernquist势的属性。正如预期的那样，这两个领域的角功率谱往往有较大的值较大的谐波数时，占子结构，它们可以近似幂律，其值拟合为一个函数的轮廓和分布的子结构。
2008-08-13 astro-ph
Detecting dark matter substructure spectroscopically in strong gravitational lenses
冷暗物质（CDM）星系形成模型预测，在L L* 星系周围的暗物质晕中，有相当一部分质量被束缚在质量为1 E4 - 1 E7 Msun的子结构中。可观测到的重子子结构（如矮星系和球状星团）的数量至少比这些预测少了一个数量级。我们提出了一种方法来寻找子结构的引力透镜，产生多个图像的类星体，如4-图像爱因斯坦十字透镜的晕。目前的方法的基础上宽带通量比不能干净区分子结构，差分消光，微透镜，最重要的是，在主机透镜模型的模糊性。这些困难可以克服利用预测，当子结构存在时，放大率将是源大小的函数。类星体的宽线和窄线发射区的大小分别约为1 pc和> 100 pc。当窄线区域（NLR）特征用作归一化时，宽线区域（BLR）特征的相对强度和等效宽度将分别反映子结构透镜效应和微透镜效应。仅对几对图像进行光谱观测就可能能够清晰地提取出所需的子结构特征，并将其与微透镜区分开来。在静止光学中，Hbeta/[OIII]区域是理想的，因为窄波长范围也在很大程度上消除了微分红化问题。以Q2237+030为例进行了仿真计算，以确定这种方法可检测的子结构水平，并讨论了可能的系统困难。这是在8米级望远镜上用近红外积分场单位摄谱仪进行的理想实验。
2002-06-11 astro-ph
Substructures in lens galaxies: PG1115+080 and B1555+375, two fold configurations
本文研究了在某些四象透镜系统中观测到的反常光通量比，其中光源位于靠近焦散线的地方。在这种情况下，两个图像接近临界曲线，它们的通量比应该等于1，而在几种情况下，观察到的值显着不同。最合理的解决方案是调用子结构的存在，例如冷暗物质场景所预测的，位于两张图像附近。特别地，我们分析了两个折叠透镜系统PG 1115 +080和B1555+375，对于它们，还没有令人满意的模型来解释所观察到的异常通量比。我们添加到一个光滑的透镜模型，再现图像的位置，但不是异常通量，一个或两个子结构描述为奇异的等温球。对于PG 1115 +080，我们考虑了一个光滑模型和一个光滑模型，前者考虑了由SIS和质量为$\sim 10^{5} M_{\odot}$的子结构所描述的星系群的影响，后者考虑了一个外部剪切和质量为$\sim 10^{8} M_{\odot}$的子结构的影响。对于B1555+375，无论是一个强的外部剪切还是两个质量为$\sim 10^{7} M_{\odot}$的子结构都能很好地再现数据。
2007-09-27 astro-ph
The Effects of Massive Substructures on Image Multiplicities in Gravitati onal Lenses
对引力透镜系统的调查通常发现，具有四个（或更多）图像的透镜的比例比标准椭球透镜模型预测的要大得多（50%对25-30%）。我们表明，包括较小的卫星星系的影响，与观测归一化的丰度，显着增加了预期的系统数量超过两个图像，并在很大程度上解释了差异。这种效应主要由主透镜光度约为20%的卫星控制，与观测卫星的典型光度大致一致。我们发现，卫星的透镜系统不能，但是，从宇宙学模型的基础上的引力透镜统计的估计下降，而不显着偏置的结果。
2004-02-16 astro-ph
Spectroscopic Gravitational Lensing and Limits on the Dark Matter Substructure in Q2237+0305
利用Gemini星上CIRPASS积分场单元（IFU）的空间分辨光谱数据，测量了四象类星体Q2237+0305在不同尺度下的引力透镜。一种方法用于测量的子结构中存在的透镜使用在多个波长的观察被证明是非常有效的，独立的许多固有的退化在以前的方法。对类星体窄线区和宽线区的放大率进行了测量，发现两者的放大率不一致，也不符合已发表的射电和中红外放大率。BLR比和射电/中红外比之间的不一致被解释为微透镜的BLR透镜星系的恒星之间的不一致的射电/中红外比和NLR比被解释为一个更大的尺度上的子结构的签名，可能丢失的小尺度结构预测的标准冷暗物质（CDM）模型。某些组合的径向轮廓和子结构的表面密度被排除使用广泛的透镜模拟。如果射电和中红外发射区的预期大小为10 pc，那么10^8 M的亚结构质量尺度是非常不受欢迎的，而10^4 M又太小了。在95%的置信水平下，标准的椭圆等温晶状体质量分布与亚结构表面密度< 280 M/pc ^2不相容。这是星系表面密度的4-7%（取决于使用哪个图像位置来评估）。在所需的质量尺度下，所需的子结构表面密度与CDM模型中目前的预期相比是高的。
2003-09-26 astro-ph
Flux ratios as a probe of dark substructures in quadruple-image gravitational lenses
我们证明了四像透镜类星体的通量比提供了一个强有力的手段来探测小尺度结构的暗物质（DM）晕。一系列平滑透镜模型可以仅使用图像和透镜的位置作为输入来精确地预测通量比的某些组合。利用5个观测到的透镜系统，我们证明了真实星系{ \it}不能用光滑奇异等温椭球来描述，也不能用更一般的椭圆幂律势来描述。还不能排除椭圆模型产生的大尺度失真。然而，我们发现，通过与模拟比较，数据可以占一个显着的（$\sim 5-10%$）量的黑暗的子结构内的投影距离为几个千秒差距的镜头。这种解释有利于冷暗物质（CDM）的其他温暖或自相互作用的DM模型。
2002-01-11 astro-ph
Abundance of substructure in clusters of galaxies
人们普遍认为冷暗物质模型预测了各种大小的晕中丰富的暗物质亚结构。星系-星系透镜效应提供了一个独特的机会来直接测量星系团中这种子结构的存在和质量。在这里，我们提出的质量函数的子结构得到的透镜在大规模的HST集群透镜，并比较它与高分辨率宇宙学N体模拟。我们发现，在10 ^{11}-10 ^{12.5}太阳质量范围内，观测结果在斜率和振幅上非常一致，突出了CDM理论的重大成功。在较低的质量尺度下，模拟预测了大量低于我们检测阈值的小型子结构，其中许多与微弱的星系团星系有关。我们的结果表明，集团尺度上的CDM子结构丰度与目前的观测数据符合得很好。
2004-11-17 astro-ph
The Dark Galaxy Problem and the Effects of Substructure on Gravitational Lenses
我认为，冷暗物质（CDM）模型要求，即使在星系晕中心的几千秒差距内，质量大于10 ^3太阳质量的子结构中也包含了相当大一部分（大于百分之几）的表面密度。这些结构应该足够轻，以避免动力摩擦，并足够密集，以避免潮汐破坏。然后，我使用数值模拟的结果表明，这种子结构将显着改变多重成像类星体（QSO）的流量比，而不改变图像的位置。这种情况发生的程度将取决于类星体的角度大小，从而也取决于观测的波长。
2001-09-20 astro-ph
Bayesian Strong Gravitational-Lens Modeling on Adaptive Grids: Objective Detection of Mass Substructure in Galaxies
我们介绍了一种新的自适应和完全贝叶斯网格为基础的方法来模拟强引力透镜与扩展图像。该方法的主要目标是通过它们对高度放大的弧和爱因斯坦环的影响来量化大质量星系中亮质量和暗质量子结构的水平。该方法在源平面上是自适应的，其中Delaunay细分根据规则网格到源平面上的透镜映射来定义。贝叶斯罚函数允许我们恢复最佳的非线性势模型参数和/或基于网格的势校正，并客观地量化源和势的正则化水平。此外，我们还实现了嵌套采样技术来量化所有非线性质量模型参数的误差。--并允许根据边缘化证据对不同的潜在模型进行客观排名。特别是，我们感兴趣的是比较非常光滑的镜头质量模型与包含质量子结构。该算法已经过测试的范围内的模拟数据集，从一个现实的镜头系统的模型创建。其中一个透镜系统的特点是一个光滑的潜力与幂律密度分布，12个包括一个NFW暗物质子结构的不同质量和在不同的位置和一个包含两个NFW暗子结构具有相同的质量，但具有不同的位置。对所有这些系统的源和透镜势的重建表明，该方法能够在现实情况下识别质量大于等于10^7太阳质量的扰动。对于环内外的位置，质量至少需要10^9太阳质量（...）。
2008-12-16 astro-ph
Impact of Dark Matter Substructure on the Matter and Weak Lensing Power Spectra
我们探讨了暗物质晕中的亚结构对物质涨落功率谱和双谱以及弱透镜剪切的影响。通过在宇宙学N = 512^3的模拟中进行子结构实验，我们发现当主晕质量的较大部分处于子晕中时，所得到的功率谱在1 < k < 100 h Mpc^{-1}处的功率较小，而在k > 100 h Mpc^{-1}处的功率较大。我们用一个包含暗晕的分析晕模型解释了这一效应，该模型表明1 < k < 100 h Mpc^{-1}区域敏感地依赖于暗晕中心的径向分布，而在k > 100 h Mpc^{-1}时，暗晕的内部结构是重要的。在角标度l < 10^4时，子结构对弱透镜功率谱的相应影响高达约11%。因此，要在未来的调查中预测非线性功率谱的百分之几的准确度，就需要大型的宇宙学模拟，这些模拟也需要精确的数值分辨率，以准确地模拟暗物质在其宿主潮汐场中的幸存。
2005-07-25 astro-ph
Compound gravitational lensing as a probe of dark matter substructure within galaxy halos
我们展示了如何在高红移处观测多重成像类星体，并将其用作探测更大质量透镜晕维里化范围内的暗物质团块（质量约为10^9太阳质量的暗晕）。通过对冷暗物质（CDM）宇宙演化中星系形成的数值模拟，预测了大量这样的卫星。星系晕内的小尺度结构会影响图像的通量比，而不会明显改变它们的位置。我们使用数值模拟来量化的暗物质子结构的放大率的分布上的效果，并发现一个典型的图像对的放大率将偏离一个光滑的透镜势预测的值显着，如果在爱因斯坦半径附近，只有百分之几的透镜表面密度包含在subhalos。连续源的角大小决定了可以产生可探测效应的子团质量的范围：为了避免与透镜星系中恒星引起的引力微透镜相混淆，背景源必须大于类星体的光学连续发射区域。我们还发现，子结构将导致扭曲的图像在毫角秒尺度和偏见的类星体放大率的分布-两个其他可能的检测方法。
2001-08-13 astro-ph
Lens Galaxy Environments and Anomalous Flux Ratios in Gravitational Lenses
在引力透镜系统中，解释异常通量比所需的子结构的比例似乎高于标准冷暗物质宇宙学的预测。我们提出了一个可能的替代路线异常流量比从透镜星系环境。我们认为复合透镜系统，这样一个透镜星系位于一个组或集群，并估计在组/集群的子结构的分数使用的子结构的分析模型的贡献。我们发现，当透镜的碰撞参量小于群/簇维里半径的~30%时，贡献占主导地位。这表明，环境效应可以部分解释异常流量比的高发生率。
2005-05-19 astro-ph
Anomalous Flux Ratios in Gravitational Lenses: For or Against CDM?
我们回顾了引力透镜中反常通量比的子结构证据。使用高分辨率的数值模拟，我们表明，在典型的图像位置，在"和谐“LCDM宇宙学的质量超过10^{-4}维里质量的子结构中的表面质量密度的分数<~ 0.5%。维里半径以外的子结构（但投影在典型的透镜图像位置）仅适度增加分数。几个影响，特别是重子沉降和紧凑性的要求，可能会进一步减少预测的几个因素。因此，具有适当性质的预测分数似乎低于透镜效应所需的分数，尽管两者仍然不确定。更推测性的子结构，如晕中的大质量黑洞（M ~ 10^5-10^6太阳质量），可能提供可行的替代方案。
2004-02-06 astro-ph
Tests for Substructure in Gravitational Lenses
四象引力透镜中的通量异常可以解释为冷暗物质（CDM）晕模型预测的暗物质子结构的证据。原则上，这些通量异常可能是由透镜星系的星际介质（ISM）的吸收、散射或闪烁、用于拟合透镜系统的椭球宏观模型的问题或恒星微透镜效应等替代来源引起的。我们对数据进行了几次检验，似乎排除了这些替代解释。首先，射电通量异常对波长没有显著的依赖性，这与ISM中几乎任何传播效应或恒星微透镜效应所预期的情况相同。其次，通量异常分布显示了最亮鞍点相对于低光学深度子结构所预期的其他图像的特征放大率，这不能被ISM或宏观模型中的问题所模仿。如果射电源的大小与康普顿极限的角度大小一致，恒星的微透镜效应也不能再现对亮鞍点的抑制。第三，虽然在某些系统中可以改变平滑透镜模型来拟合通量异常，但我们可以排除在所有系统中进行必要的改变，因为我们有额外的透镜约束来检查模型。此外，这些模型的参数与我们目前对星系结构的观测和期望不一致。我们的结论是，低质量的晕仍然是最好的解释的现象。
2003-02-04 astro-ph
Fitting Gravitational Lenses: Truth or Delusion
在强引力透镜中，观测量通常只是像的位置，有时是通量比。我们开发了一个新的和简单的算法，它允许一组模型，以配合完全的意见。从早期型星系接近等温的强有力证据中得到启示，我们假设透镜是无标度的，具有平坦的旋转曲线。然而，我们的算法允许充分的灵活性方面的角结构的透镜潜力。重要的是，所有的自由参数线性地进入模型，因此透镜和通量比方程总是可以通过简单的矩阵求逆来求解。我们使用这种新的算法来检查一些索赔的基础上的“异常通量比”的子结构。我们证明了明确的建设，一些子结构已被要求的镜头可以很好地适应光滑的镜头模型。当考虑通量比中的系统误差（由微透镜效应或微分消光或散射增宽引起）时，情况尤其如此。然而，肯定有一个系统（B1422 + 231），现有的光滑模型肯定是不够的，其中的子结构可能会牵连。在星系中心几十千秒差距的范围内，动力学摩擦可以有效地溶解任何亚结构。因此，在大多数强透镜的爱因斯坦半径内，几乎没有子结构被投射。目前声称的子结构的强透镜的数量可能是如此之大，以至于这与冷暗物质理论相矛盾，而不是支持。
2003-07-10 astro-ph
Subaru Mid-infrared Imaging of the Quadruple Lenses PG1115+080 and B1422+231: Limits on Substructure Lensing
我们提出中红外成像在11.7 μ m的四透镜系统，PG 1115 +080和B1422+231，使用冷却中红外相机和光谱仪（COMICS）附加在斯巴鲁望远镜。这些透镜状类星体的特征在于它们的反常光通量和射电通量比，如分别从PG 1115 +080的（A1，A2）图像和B1422+231的（A，B，C）图像获得的，即，这样的通量比很难由具有平滑质量分布的透镜模型再现。我们对这些图像的中红外观测表明，PG 1115 +080的中红外通量比A2/A1几乎与光滑透镜模型一致（但与光通量比不一致），而对于B1422+231，（A，B，C）之间的中红外通量比与射电通量比非常一致。我们还确定了这些类星体的光谱能量分布中的一个明确的红外颠簸，从而表明，所观察到的中红外通量起源于一个类星体核周围的热尘埃环。基于尘埃环的大小估计，我们对这些透镜系统中的子结构的质量进行了限制，从而导致异常的光学或无线电通量比。对于PG 1115 +080，爱因斯坦半径内的子结构质量M_E < 16 Msun，对应于恒星或低质量的CDM子晕，其质量为M_{100} ^{SIS} < 2.2 * 10^4 Msun，如果模拟为奇异等温球（SIS），则半径为100 pc。对于B1422+231，我们得到M_E > 209 Msun，表明CDM次晕更有可能，其质量为M_{100} ^{SIS} > 7.4 * 10^4 Msu…
2005-03-22 astro-ph
The signature of substructure on gravitational lensing in the LCDM cosmological model
我们提出了一个四重成像系统的透镜特性的研究，透镜的数值模拟星系。我们研究了一个模拟的椭圆星系和盘状星系，该星系是从一致性$Λ$ CDM宇宙中星系形成的高分辨率模拟中得出的。模拟包括气体动力学，恒星形成和反馈过程的影响。在强引力透镜中观测到的通量比异常可能为CDM模拟预测的透镜星系中存在质量子结构提供了一个指标。我们特别专注于预测，一个理想的尖点焦散，三个高度放大的图像的符号放大率的总和应该消失时，源方法的尖点。强烈违反这一尖点关系表明存在的子结构，无论全球性的，光滑的质量模型的透镜星系。我们得出以下结论：（1）模拟中存在的子结构水平产生了与观察到的相比较的尖点关系的违反，（2）高阶突变（例如燕尾）也可以引起如平滑模型所预测的尖点关系中的0.6量级的变化，（3）通量异常分布取决于像奇偶性和通量，最亮的极小值像和鞍点像比较暗的像受子结构的影响更大。此外，最亮的鞍点被缩小w.r.t.最亮的最小值我们的结果是完全数值的，并适当地包括所有的质量尺度，而不作半解析假设。它们最终受到当前计算限制所确定的模拟中单个粒子的质量分辨率的限制，但是表明由于粒子数量有限，我们的结果不受散粒噪声的影响。
2004-05-13 astro-ph
Extended Source Effects in Substructure Lensing
研究了扩展源尺寸对由光滑势场和小质量块组成的引力透镜（"亚结构透镜“）的影响。我们首先考虑一个透镜模型，该模型由一个被建模为奇异等温球（SIS）的团块和一个被建模为外部背景剪切和会聚的主透镜组成。对于这个简单的模型，我们推导出解析公式（去）放大率的圆对称礼帽源与三种类型的奇偶校验的透镜图像，即，积极的，消极的，和双负奇偶校验。假设源的大小足够大于SIS的爱因斯坦半径，我们发现在正（双负）宇称情况下，扩展源总是比未扰动的宏透镜系统放大（缩小），而在负宇称情况下，依赖于收敛减单位的符号的放大（缩小）效应比其它宇称弱.它示出，在一个多透镜图像的失真图案的测量，使我们能够打破之间的退化的团块质量和那些团块距离的透镜效应，如果相关的macrolens模型的透镜参数确定从多个图像的位置和通量。我们还表明，一个实际的密度分布的团块可以直接测量通过分析的“精细结构”在一个多透镜图像内的爱因斯坦半径的团块。
2005-11-14 astro-ph
Probing Dark Matter Substructure in Lens Galaxies
我们研究了星系大小的晕中大量的暗物质子晕对强透镜效应的影响，以评估它们的存在是否符合冷暗物质的预期。透镜星系是由一个光滑的椭球体在外部剪切场和额外的冷暗物质subhalos采取的Monte Carlo实现符合最近的N体的结果。我们也考虑了其他可能的微扰，球状星团和发光矮卫星，进行比较。然后，我们将模型应用到特定的镜头系统与四个图像，B1422+231和PG 1115 +080，对于光滑的镜头模型无法同时再现图像的位置和它们的无线电通量比或无尘光通量比。我们发现，由球状星团和矮卫星的扰动太小，改变流量比，而冷暗物质subhalos是最有可能的扰动再现观测到的流量比在统计上显着的方式。这一结果表明，在透镜星系中存在大量的暗晕，这与宇宙学N体模拟的结果是一致的。
2001-09-27 astro-ph
Statistics of Magnification Perturbations by Substructure in the Cold Dark Matter Cosmological Model
我们研究了强透镜系统中子结构放大扰动的统计特性，采用线性微扰理论和分析的子结构模型，包括潮汐截断和连续的子结构质谱。我们表明，放大率扰动占主导地位的扰动发现在潮汐半径的图像，和相当大的放大率扰动可能会出现小，相干的贡献，从几个子结构内的透镜晕。我们发现放大率微扰的均方根起伏在10%到20%之间，并且平均微扰和均方根微扰对微扰的质谱和密度分布都很敏感。有趣的是，我们发现，相对于一个光滑的模型相同的质量，平均放大率在cluscular模型是低于（高于）比在光滑模型的正（负）奇偶图像。这与观察到的情况相反，如果假设由晶状体的最佳拟合平滑模型预测的图像放大率是如果不存在子结构所观察到的放大率的良好代理。虽然这是可能的，通过非线性扰动解决这种差异，我们认为，更可能的解释是，假设最佳拟合透镜模型是一个很好的代理的放大率在没有子结构是不正确的。我们的结论是，一个更好的理论理解的放大率扰动CDM子结构的预测统计特性是必要的，以确认CDM子结构已明确检测。
2005-11-21 astro-ph
Quasar Mesolensing - Direct Probe to Substructures around Galaxies -
最近，“清洁发展机制危机”正在讨论之中。这场危机的主要原因是基于CDM方案的宇宙学N体模拟所呈现的子结构数量远大于观测到的子结构。因此，这场危机的关键是区分是否预期数量的清洁发展机制子结构确实存在，但不发光或不存在。在本文中，我们提出了一个新的想法，利用引力透镜来探测这种不可见的子结构。在这里，我们考虑类星体的引力透镜的前景星系。透镜星系周围的子结构可能会叠加在这类类星体的透镜图像上。在这种情况下，在子结构后面的图像中应该发生额外的图像分裂，并且创建另外的多个图像。这就是“类星体中透镜效应”。我们估计分离和时间延迟之间的进一步多个图像由于类星体mesolensing。期望值是$1 \sim 30$毫角秒，用于分离和未来的精细分辨率成像使我们能够找到不可见的子结构，并且是$1 \sim 10^3$秒，用于时间延迟和高速监测这样的类星体将能够发现类星体内禀变化中由于类星体中透镜化而引起的“回声”样变化。此外，我们估计类星体中透镜的光学深度为$\sim 0.1$。因此，如果我们监测几个多类星体，我们可以发现类星体的内禀通量变化后，在其中一个图像的“回声”样的变化。
2003-10-10 astro-ph
Integral Field Spectroscopy of the Quadruply Lensed Quasar 1RXS J1131-1231: New Light on Lens Substructures
我们用日本斯巴鲁望远镜上的京都三维摄谱仪II的积分场摄谱仪模式观测了四透镜类星体1RXS J1131 - 1231。它的视场同时覆盖了三个较亮的透镜图像A、B和C，已知它们在连续发射中表现出异常的通量比。我们已经发现，这些透镜图像之间的[OIII]线通量比与光滑透镜模型预测的一致。在这个[OIII]窄线区域中，微透镜效应和毫米透镜效应的缺失对视线上任何子结构的质量都有重要的限制，对于爱因斯坦半径内的质量，可以表示为M_E <10^5 M_solar。相反，源自宽线区域的H_beta线发射显示图像B和C之间的通量比的异常，即，比光滑透镜模型预测的C/B比小两倍。H_β系的A/B比值重现性好。我们指出，H_β谱线的反常C/B比很可能是由象C的微/毫透镜效应引起的。这是因为其他效应，例如图像B和C之间的差异灰尘消光和/或到达时间差，或者另一对图像A和B的同时透镜化，都是不可能的。此外，我们还发现，与其它图像相比，图像A的宽H_β线在其轮廓上显示出轻微的不对称性，这表明在图像A的该线发射区域上存在小的微透镜效应。
2007-02-14 astro-ph
The role of luminous substructure in the gravitational lens system MG 2016+112
MG 2016+112是一个四重成像镜头系统，具有两个完整的图像A和B以及一对在C区合并的部分图像。合并图像被发现违反预期的镜像对称性。这表明天体测量异常只能是引力的起源，可能是由于透镜星系的环境或视线的亚结构引起的。我们提出了新的高分辨率多频VLBI观测在1.7，5和8.4 GHz。在透镜图像A和B的新VLBI成像中检测到三个新分量。由于检测到非共线分量，证实了透镜图像A和B的预期相反奇偶性。此外，观察到的新检测到的组件的属性与以前的质量模型的预测不一致。我们提出了新的背景类星体的情况下，这是符合新的意见。我们还调查的作用，卫星星系位于相同的红移作为主要的透镜星系。我们的新质量模型定量地表明，卫星星系是在C区发现的天体测量异常的主要原因。探测到的卫星与冷暗物质（CDM）模拟中预计的晕中的subhaloes丰度一致。然而，总晕质量的卫星透镜模型计算的分数被认为是高于CDM模拟预测。
2009-03-31 astro-ph
Constraining the nature of galaxy haloes with gravitational mesolensing of QSOs by halo substructure objects
研究了背景致密天体如活动星系核和类星体被扩展的中等质量透镜如球状星团和质量为10^5 - 10^8 M_sun的暗物质团的引力透镜效应。结果表明，对星系-类星体成协的观测研究是对大质量星系晕性质的一个有力的直接观测检验。VLTI和Keck仪器的光学干涉观测能够约束质量和数量的子结构晕对象。本文给出了螺旋星系晕和椭圆星系晕中球状星团的引力透镜的证据。
2008-09-19 astro-ph
Predicting Substructure in CDM Haloes
多重图像引力透镜系统的观测表明，星系晕的投影质量分布可能包含大量的不均匀性。晕质量在致密亚结构中的比例仍然是高度不确定的，但可能大到百分之几。虽然在CDM晕的数值模拟中可以看到晕子结构，但在晕的最内部区域几乎没有这种子结构，因此在小投影半径处观测到的子结构有点令人惊讶。然而，有证据表明，即使是迄今为止发表的最高分辨率的模拟仍然受到数值效应的限制，这些数值效应会在高密度区域人为地加热和破坏子结构。通过比较数值和半解析模型的晕子结构，我们表明，目前的模拟可能低估了在小投影半径的子结构的质量分数，至少2-3的一个因素。我们讨论了使用透镜观测作为暗物质性质的基本测试的前景。
2004-09-15 astro-ph
Direct Detection of CDM Substructure
设计了一种测量引力透镜星系中卫星晕丰度的方法，并将该方法应用于7个透镜系统的测量。用蒙特卡罗模拟验证了该方法，发现子结构包含典型透镜星系质量的分数f=0.02（中位数，0.006<f<0.07，置信度为90%），与CDM模拟的预测非常一致。我们估计卫星的特征临界半径为0.0001<b/arcsec<0.006（90%置信度）。对于dn/dM M^x（x=-1.8且M_l<M<M_h）的卫星质量函数，临界半径提供了一个估计，即质量上限为10^6Msun < M_h < 10^9Msun。我们的测量证实了CDM模型的一般预测，并可能需要调用CDM的替代品，如温暖的暗物质或自相互作用的暗物质。
2002-04-02 astro-ph
The Effect of Satellite Galaxies on Gravitational Lensing Flux Ratios
具有异常通量比的引力透镜经常被引用作为暗物质卫星的可能证据，这些卫星是通过模拟冷暗物质宇宙演化中的分层合并来预测的。我们发现，异常流量比的四边形的分数主要取决于卫星的总质量和空间范围，以及它们分布的特征长度尺度R。如果R为100 kpc，那么对于一个视线速度色散为250 km/s的中等椭圆星系，在高度集中（普卢默模型）的卫星中，需要3 x 10^9太阳质量的质量才能使20%的四胞胎显示出异常的通量比，而对于50%的四胞胎，则需要1.25 x 10^10太阳质量。如果卫星具有更多扩展的赫恩奎斯特轮廓，则需要数倍于这些质量。与典型的椭圆星系相比，由典型的边缘盘星系形成的四边形星系的通量比明显不容易受到子结构的影响-需要三倍于卫星星系的质量才能影响50%的系统。在许多具有异常通量比的透镜系统中，存在可见卫星的证据（例如，B2045+265或MG 0414 +0534）。我们表明，光学识别的子结构不应该是优势透镜系统异常。有两个可能的解决这个困难。首先，在某些情况下，可见的子结构可能被投射到爱因斯坦半径内或接近爱因斯坦半径，并被错误地归因为罪魁祸首，而暗物质子结构导致了通量异常。第二，明亮的卫星，其中重子冷却和冷凝发生，可能有更高的中心密度比黑暗的卫星，使他们更有效地造成通量异常。
2008-01-16 astro-ph
Investigating the Relationship Between the Hot Gas and the Dark Matter Components of Galaxy Clusters
文献中已经强调了X射线和弱透镜观测得出的星系团性质的各种差异。其中一个差异是在没有X射线对应物的透镜图中观察到质量浓度（例如Jee，White，Ford等人，2005年）。我们调查这个问题，通过确定投影总质量（类似于弱透镜质量重建）和投影X射线表面亮度的三个模拟集群的地图中的子结构。然后，我们比较了二维质量子结构与三维subhalo数据和二维X射线子结构。在这里，我们提出了初步的结果，从第一次比较，在那里我们已经评估了投影的数据subhalo识别的影响。
2007-08-21 astro-ph
Three-dimensional Mapping of CDM Substructure at Submillimeter Wavelengths
冷暗物质（CDM）结构形成模型预测，质量为$\sim 10^{12} \ms$的典型星系晕中约有5- 10%的子结构质量为$\lesssim 10^8 \ms$。为了直接检测这样的子结构，我们建议观察尘埃连续辐射从强透镜类星体宿主星系使用大型亚毫米波干涉仪阵列，具有高角分辨率的$\sim 0.01$ arcsec，如计划中的阿塔卡马大型亚毫米波阵列（ALMA）。为了评估其观测的可行性，我们数值模拟millilensing的一个扩展的圆形源的CDM子结构建模为一个潮汐截断奇异等温球（SIS）嵌入在一个典型的类星体星系透镜系统，B1422+231，建模为一个奇异的等温椭球（SIE）与外部恒定剪切和恒定收敛。假设角分辨率为0.01arcsec，我们发现，如果尘埃连续谱发射区的大小和微扰位置处的表面亮度梯度足够大，则可以直接测量距巨透镜晕中心数kpc处的$\sim 10^8 \ms$子结构的角位置。从天体测量位移的几倍$10~$质量的一个图像的受扰动的subhalo相对于一个未扰动的macrolensed图像，我们可以打破subhalo质量和距离之间的简并性提供的macrolensing参数确定从多个图像的位置和通量。
2005-10-05 astro-ph
Halo Substructure and the Power Spectrum
在这个过程中，我们提出了一个半解析研究的结果CDM子结构作为一个功能的原始功率谱。在LCDM框架下，当COBE标准化时，我们将我们的方法应用于n=0.85-1.1，sigma_8=0.65-1.2的几个倾斜模型.我们还研究了一个更极端的、类似暖暗物质的光谱，它在10 ^10 h^-1 Msun的尺度下被急剧截断。我们发现晕子结构的质量分数不是光谱斜率的强函数，因此很难使用引力透镜类星体的通量比来约束倾斜。积极的一面是，我们所有的CDM型模型都得到了与强透镜估计值非常一致的预测质量分数：在M \sim 10^8 Msun时，f \sim 1.5%。截断模型产生一个显着较小的分数，f \lsim 0.3%，这表明温暖的暗物质样光谱可以区分CDM光谱使用透镜。我们还讨论了矮卫星丰度的问题，重点是银河系卫星观测到的中心速度色散和它们的主机晕的最大圆周速度之间的地图的宇宙学依赖性。与早期的工作一致，我们发现，标准LCDM过度预测银河系卫星在固定Vmax的数量级的估计数，但倾斜的模型做得更好，因为subhalos不太集中。有趣的是，假设矮星具有各向同性的速度色散张量，具有显著倾斜光谱的模型（n \lsim 0.85，sigma_8 \lsim 0.7）可能会低估Vmax \gsim 40 km/s的大型银河系卫星的数量。
2002-12-14 astro-ph
Prospects for CDM sub-halo detection using high angular resolution observations
在CDM方案中，暗物质晕是由更小的亚单位按层次组装而成的。这张图片的一个长期存在的问题是，CDM模拟预测的次晕数量比银河系附近已知的卫星星系数量高出几个数量级。解决这个问题的一个合理的方法可能是，这些次晕中的大多数到目前为止都以某种方式逃避了探测。如果这样的“暗星系”确实存在，那么引力透镜可能是探测它们最有希望的方法之一。太阳质量在1 e6 - 1 e10范围内的暗物质次晕应该会引起毫弧秒尺度上的强引力透镜。我们研究了一个强大的透镜检测暗子晕的可行性，推导出的图像分离的密度分布的青睐最近的模拟和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，有一个合理的概率检测子晕透镜效应在高分辨率观测无线电波长，如即将推出的VSOP-2卫星，从而测试暗星系的存在。
2008-09-23 astro-ph
Substructure and the halo model of large-scale structure
我们发展的形式主义，包括子结构的聚类晕模型。真正的光环不太可能是完美的顺利，但迄今为止被忽视的光环模型的子结构-我们的形式主义允许一个估计的影响，这个子结构的聚类措施。我们导出了两点关联函数、功率谱、星系与质量的互相关以及高阶关联函数的表达式。在小团簇尺寸和质量分数较小时，得到了公式的简单形式。包括子结构允许更准确地分析引力透镜的统计效应。它还可以使晕轮模型预测更好地与最近的高分辨率模拟层次聚类中看到的小规模结构相一致。
2002-08-19 astro-ph
