Gravitational lensing statistics with extragalactic surveys. IV. Joint constraints from gravitational lensing statistics and CMB anisotropies
我们提出的约束宇宙学常数ω_0和密度参数Ω_0从联合约束的分析引力透镜统计的JVAS银行VLA天体测量调查（JVAS），光学引力透镜调查的文献和CMB各向异性。这是第一次，定量联合约束，涉及透镜统计和CMB各向异性已被提出。在所做的假设，我们实现了非常严格的限制，在两个Omega_0和Omega_0。这些假设是：冷暗物质模型，无张量分量，无再电离，CMB温度T_CMB=2.728，中微子数n_nu=3，氦丰度Y_He=0.246，光谱指数n_s=1.0，哈勃常数H_0 = 68 km/s/Mpc，重子密度Ω_b=0.05。将所有模型归一化至COBE数据，并且不计算封闭模型（k=+1）。仅使用CMB数据，最佳拟合模型的Δ Ida_0 =0.60和Omega_0=0.34，在99%置信度下，Δ Ida_0 +Omega_0的下限为0.8。包括来自引力透镜统计的约束不会显著改变这一点，尽管它确实改变了参数空间的允许区域。如果仅使用CMB，则对于置信度高于99%的任何Omega_0值，都排除了Omega_0 =0的全域。结合来自透镜统计的约束，在高于99%的置信度下，也排除了λ 0 =0。由于CMB所允许的参数空间区域在我们的假设范围内，远小于透镜统计所允许的区域，因此将两者结合的主要结果是改变CMB沿其简并轴所允许的参数空间范围。
1999-10-22 astro-ph
Extragalactic Integral Field Spectroscopy on the Gemini Telescopes
我们一直在进行一项关于双子座8米望远镜的方案，利用光学GMOS摄谱仪和新的近红外CIRPASS仪器来演示积分场光谱学的能力。在这里，我们提出了一些初步的结果，从3D光谱学的河外天体，映射在3CR射电星系和引力透镜弧的发射线，探索暗物质子结构通过观测的爱因斯坦十字引力透镜，和恒星形成的时间尺度的年轻大规模集群在星爆星系NGC 1140。
2004-01-03 astro-ph
Extragalactic Objects and Next Generation Interferometers
对于光学/红外干涉仪来说，最明显的河外目标是活动星系核。在本文中，我试图概述其他可能对星系研究感兴趣的主题，以及它们是否足以用于下一代干涉仪。非常高的空间分辨率将有利于河外超新星、球状星团、恒星形成区、引力透镜和一些非常接近星系的恒星研究。然而，敏感性是主要的关注，因为这些研究的有趣的量级限制必须在25或更大的数量级，才不会保持边缘。
2007-12-20 astro-ph
Gravitational Lensing as a Cosmological Probe
引力透镜是一种有效的工具，用于探测：坍缩系统的质量分布：星系和星系团;由于引力放大而产生的高红移物体;以及宇宙的几何形状。我将在这里回顾一些重要方面的透镜和相关问题的观测宇宙学。
1997-11-27 astro-ph
Small-Angle Scattering of X-Rays from Extragalactic Sources by Dust in Intervening Galaxies
伽马射线暴现在被认为是宇宙学上的一种天体，通常伴随着X射线和光学余辉。余辉中发射的总能量可以与伽马射线暴本身辐射的能量相似。如果一个包含大量尘埃柱密度的星系靠近伽马射线暴的视线，由于尘埃颗粒的衍射，X射线的小角度散射将产生余辉的X射线回波。在观测到余辉后的某个时间，对回波的角尺寸进行测量，可以得到散射星系和伽马射线暴的角直径距离的组合，这可以用来约束宇宙学模型，就像引力透镜中的时间延迟一样。散射星系通常也会引起引力透镜，这应该会改变来自圆环的X射线回波的形状。检测这种现象的主要困难是回波的预期通量非常低。当伽马射线暴被引力透镜高度放大时，或者当偏转星系处于低红移时，通量会增加。类星体等连续（但可变）源的X射线回波也可以用高分辨率仪器探测到，并允许进行类似的测量。
1998-08-25 astro-ph
Determining the abundance of extragalactic planets
引力微透镜提供了一种独特的技术来揭示河外行星的信息。一个由分布在北半球的至少四个2 m级望远镜组成的网络，每年可以探测到M31恒星周围的15-35颗木星和4-10颗土星。
2003-10-23 astro-ph
Galaxy Formation from Spectroscopy of Extragalactic Globular Cluster Systems
我讨论了河外球状星团的光谱学如何提供了一个强有力的探测星系的形成历史和质量分布。一个关键领域是光谱学的对象已被确定为候选人的年轻球状星团通过星系合并的HST成像。我将讨论这些数据如何约束球状星团和星系形成的模型。作为一个例子，我提出了新的光谱，证实了年轻的球状星团在NGC 1275的存在。宽场光谱学可以用来探测星系的形成历史和质量分布的第二种方法是通过椭圆星系周围大量球状星团的光谱学。从这些数据中获得的金属丰度对星系形成的模型有很强的约束，从相同的数据中确定的速度提供了$\sim 100$ kpc距离的质量分布的运动学示踪剂。
1994-11-01 astro-ph
Bulk Comptonization of the Cosmic Microwave Background by Extragalactic Jets as a Probe of their Matter Content
我们提出了一种方法来估计的组成，即轻子和质子的相对量，河外喷流表现出X射线亮节在其kpc尺度的射流。该方法依赖于测量，或设置上限，宇宙微波背景（CMB）辐射的组成部分，是批量康普顿冷电子在相对论流动射流。这些测量，以及对宽带结发射的建模，限制了喷流的体积洛伦兹因子，可以估算出质子和轻子携带的喷流功率。我们提供了一个显式计算的整体康普顿化（BC）CMB组件的光谱，并将这些结果应用到PKS 0637- 752和3C 273，两个超光速类星体Chandra检测到的大尺度喷流。使这些源特别适合于这样的过程的是在“桥”中没有显著的非热喷流发射，“桥”是核心和第一个明亮的喷流结之间的区域，这保证了大多数电子在那里是冷的，留下BC散射的CMB辐射作为该区域中唯一重要的光子源。在λ =3.6-8.0微米处，最有可能观察到BC散射CMB发射的波段，斯皮策角分辨率（~ 1“-3）比这些喷流的”桥“（~ 10”）小得多，使得测量和分辨这种发射成为可能。
2005-02-09 astro-ph
Gravitational Lensing Statistics as a Probe of Dark Energy
利用同动距离，我们导出了引力透镜光学深度的解析表达式，它依赖于源的红移和以宇宙质量密度参数$Ω_m$、暗能量密度参数$Ω_x$及其状态方程$ω_x = p_x/ρ_x$为特征的宇宙学模型。结果表明，暗能量密度越大，压力越负，引力透镜几率越大。这一事实可以为暗能量提供一个独立的约束。
2000-10-18 astro-ph
Weak Lensing as a Probe of Dark Matter
遥远星系的弱引力透镜可以探测所有尺度上前景引力结构的总投影质量分布，并已成功地用于绘制富中等红移星系团的投影质量分布。本文回顾了透镜分析的一般概念。我们专注于可观测（形状和通量）和物理量（质量，红移）之间的关系，并讨论了一些观测问题和最近的发展数据分析出现的更好的测量透镜签名（失真和放大）在非常大的尺度。
1996-06-17 astro-ph
Gravitational lensing as a probe of structure
引力透镜已成为研究宇宙质量分布的重要工具之一。由于引力光偏转与物质的性质和状态无关，它非常适合研究宇宙中所有物质（以及暗物质）的分布。透镜效应的结果现在已经可以在很宽的尺度上得到，从星系晕中的MACHO的搜索，到星系和星系团中的质量分布，以及宇宙中大尺度物质分布的统计特性。这里，在介绍了强透镜和弱透镜的概念后，概述了几个应用，从星系的强透镜，到星系团的强透镜和弱透镜以及大尺度结构的透镜性质。
2003-06-23 astro-ph
Measurement of the Hubble Constant Via Gravitational Lensing--- A Review of the Jodrell Bank ``Golden Lenses'' Workshop
引力透镜现在被广泛地成功地用于研究一系列天文现象，从单个物体，如星系和星系团，到各种尺度上的质量分布，再到宇宙的整体几何形状。在这里，我们描述和评估使用的引力透镜作为“黄金标准”，在解决天文学的基本问题之一，确定的绝对距离尺度河外天体。这通常由哈勃常数，$H_0$，宇宙当前的膨胀率来参数化。引力透镜方法的基本几何原理的优雅性，加上观测和建模方面的最新进展，使其成为测量$H_0$的一种非常有前途的技术。
1997-09-08 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
Cosmogenic neutrinos as a probe of the transition from Galactic to extragalactic cosmic rays
有两种解释脚踝的可能性，一种是宇宙射线的光谱在$\sim 10^{19}$ eV处下降。一种解释为踝是银河系到河外宇宙射线的跃迁（{ \it踝跃迁方案}），另一种解释为宇宙微波背景辐射的偶产生引起的下沉（{ \it质子下沉方案}）。在本文中，我们考虑宇宙成因中微子是否可以作为一个线索，以判断哪种情况是有利的。我们用合理的物理参数组计算了宇宙成因中微子的通量，并发现了以下几个重要特征。首先，只要源处的宇宙射线的最大能量足够高，在踝跃变的情况下，$\sim 10^{20}$ eV处的中微子通量就会变得更高。另一方面，中微子谱在质子浸渍的情况下，在$\sim 10^{16}$ eV处有一个特征峰，条件是河外质子对观测到的宇宙射线的贡献显著下降到$10^{17}$ eV。因此，我们得出结论宇宙成因中微子应该给我们一个线索，以判断哪种情况是有利的，除非这些功能被掩盖的中微子背景来自可能的，强大的中微子源，如活动星系核和伽玛暴。我们还发现了一个有趣的特征，即在$\sim 10^{18}$ eV处的中微子通量只依赖于宇宙线源的宇宙学演化。这意味着宇宙成因中微子的能量给我们带来了关于超高能宇宙射线源的宇宙学演化的信息。最后，我们将宇宙成因中微子的通量与几种中微子探测器的预期灵敏度曲线进行了比较，得出了宇宙成因中微子的探测在不久的将来是有希望的结论。
2009-01-15 astro-ph
Gravitational Lensing as a Probe of Quintessence
大量的宇宙学研究现在表明，大约三分之二的宇宙临界能量密度存在于一个负压的组成部分。如果这样一个能量分量的状态方程随时间变化，原则上应该可以用宇宙学探测器在很宽的红移范围内识别这种变化。然而，任何时间变化的正确检测，需要宇宙学探测器超出目前研究的红移范围$\sim$ 0.1至1。我们扩展我们的分析引力透镜统计在高红移，并建议一个可靠的样本的透镜源，出一个红移的$\sim$ 5，可以用来约束状态方程的变化，提供的红移分布的透镜源和选择功能涉及的透镜源发现过程是已知的。一个令人兴奋的机会，目录足够的样本透镜源（类星体），以探测精华，现在可与正在进行的斯隆数字天空调查。通过编写$w(z)\approx w_0 + z (dw/dz)_0$，我们研究了当今状态方程$w_0$及其变化率$(dw/dz)_0$可以同时受到约束的预期准确度。这样的测定可以排除一些缺失能量的候选者，例如精粹模型或宇宙学常数。
1999-01-09 astro-ph
Non-blind catalogue of extragalactic point sources from the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) first 3--year survey data
我们已经使用MHW 2滤波器获得了2491个源的完整样本的WMAP频率下的通量密度的估计，这些源在5 GHz时大多数亮于500 mJy，分布在整个天空中，不包括银河系赤道周围的条带（b < 5度）。在MHW 2过滤地图中检测到933个高于3 sigma水平的源之后-我们的新河外WMAP点源（NEWPS_3sigma）目录-我们在至少一个WMAP通道中留下381个高于5 sigma的源，其中369个构成我们的NEWPS_5sigma目录。值得注意的是，98个（即26%）探测到的5 σ以上的源是“新的”，它们不存在于WMAP目录中。源通量已被修正为爱丁顿偏置。我们的通量密度估计在这样的校正之前，一般在23 GHz的WMAP的很好的协议。在更高的频率下，WMAP的通量往往略高于我们的通量，这可能是因为WMAP的估计忽略了点扩散函数与高斯形状的偏差。总的来说，在23 GHz的1.1焦耳的估计完整性限制以上，我们检测到43个源错过了由WMAP团队采用的盲方法。另一方面，我们的低频选择阈值遗漏了25个WMAP源，然而，其中只有12个是5 σ检测，只有3个在23 GHz处的通量S> 1.1 Jy。因此，我们的方法被证明是竞争性的，并补充WMAP之一。
2007-01-16 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
Gravitational lensing as a probe of compact object population in the Galaxy
银河系中孤立致密天体的数量是很难研究的。本文分析了利用微透镜搜索探测和分析孤立黑洞和中子星性质的可能性。单星和双星的演化被认为是使用StarTrack人口合成代码。我们调查的性质的银河系人口的紧凑的对象数字。我们发现致密天体透镜事件集中在银河系中心周围半径为$\approx 5$度的区域内。我们考虑的模型的透镜的质量分布与基本的质量分布略有不同。预期的破案率为每年几起。
2006-11-23 astro-ph
Galaxy Galaxy Lensing as a Probe of Galaxy Dark Matter Halos
引力透镜现已成为测量宇宙中各种尺度结构质量分布的常用工具。在这里，我们专注于星系尺度的暗物质晕的星系-星系透镜技术的研究：观察遥远的背景星系的形状，已被前景星系的透镜使我们能够映射前景星系的质量分布。与星系的固有椭圆率分布相比，透镜效应是很小的，因此需要一种统计方法来获得对平均透镜群的一些约束。这种方法的一个优点是，它提供了一个探测星系晕的引力势到非常大的半径，在那里很少有经典的方法是可行的，因为动力学和流体动力学示踪剂的潜力不能在这个半径找到。我们将首先回顾迄今为止所获得的星系-星系透镜效应的探测结果。接下来，我们将提出一个极大似然分析模拟数据，我们进行评估的准确性和鲁棒性的约束，可以得到星系晕属性。然后，我们将应用这种方法来研究位于z~0.2的大质量星系团透镜中的星系的性质。这项工作的主要结果是发现团星系的暗物质晕显着更紧凑相比，暗物质晕周围的场星系的光度相等，在协议与早期的星系星系透镜的研究和理论预期，特别是与潮汐剥离的情况。因此，我们提供了一个强有力的确认潮汐截断从一个均匀的样本的星系团。此外，这是第一次利用星系-星系透镜技术从地面数据成功探测星系团。
2006-06-19 astro-ph
Prospects for Constraining Cosmology with the Extragalactic Cosmic Microwave Background Temperature
观测者已经证明，在高红移下测量宇宙微波背景（CMB）温度是可行的。我们探讨了宇宙学的可能限制，最终可能来自这样的测量。除了对标准宇宙学和替代宇宙学进行一致性检查外，可能性还包括：在中等红移$z ^<_\sim 10$下对宇宙的不均匀性和各向异性的约束;相对于哈勃流的特殊运动的独立探测;以及约束再电离的时代。我们认为，最好的可能性是作为一个特殊的运动的探针。然而，我们发现，目前的测量不确定性（$ΔT= \pm 0.002 $ K）在当地目前的绝对CMB温度施加固有的限制使用这样的CMB温度测量作为宇宙学探针。在最好的情况下，中等红移的各向异性只能被限制在$^>_\sim 0.1%$的水平上，而特殊的运动只能被确定为$^>_\sim 311$ km s $^{-1}$的不确定性。如果高$z$ CMB温度只能以与局部星际CMB温度的不确定性相当的精度来测量，那么特殊运动可以被确定为$1101 (1+z)^{-1} [ΔT_{CMB}(z)/0.01 K] km s^{-1}$的不确定性。
2001-08-15 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
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
Extragalactic Magnetic Field and the Highest Energy Cosmic Rays
河外磁场的强度和频谱仍然未知。它的测量将有助于回答这样一个问题：星系场是纯粹的原始遗迹，还是从一个小得多的宇宙种子场动态增强的。本文指出，能量在$\simeq 10^{18}\ev$以上的河外高能宇宙射线的成分、谱和方向分布，可以探测低于$10^{-9}$高斯上限的河外磁场的大尺度分量。正在建造或目前处于提议阶段的宇宙射线探测器应该能够测试几到几十兆秒差距尺度和强度在$\simeq 10^{-10} - 10^{-9}$高斯范围内的河外磁场的存在。
1995-08-21 astro-ph
The Galaxy Octopole Moment as a Probe of Weak Lensing Shear Fields
本文引入星系中光分布的八极矩作为弱透镜剪切场的一种探测。虽然传统的椭圆率估计的本地剪切来自四极矩是有限的背景星系的固有椭圆率分布的宽度，在固有八极分布的分散预计要小得多，这意味着从这个高阶矩的信号最终是有限的测量噪声，而不是由固有的散射。我们提出了计算的八极矩，并表明，目前的观察是在该政权的八极估计将很快能够有助于整体精度的估计当地剪切场。因此，从未来的数据集，如高级相机的调查和下一代太空望远镜的这种估计的前景是非常有希望的。
2001-07-10 astro-ph
The Optical Properties of Gravitational Lens Galaxies as a Probe of Galaxy Structure and Evolution
我们结合光度学和透镜模型来研究z=0.1和1之间的17个引力透镜星系的性质。大多数透镜星系都是被动演化的早型星系，只有少数螺旋星系。透镜星系的颜色、标度长度和椭圆度与早期星系的总体相似，尽管由于透镜截面的倾角依赖性，可能会缺少明显的圆形透镜星系。投影的质量分布与投影的光分布对齐，<~ 10度，除了在一个强大的外部潮汐扰动的存在下，这表明暗物质晕的轨道，显着修改与重子分量的相互作用，并没有远离与恒星对齐。透镜星系服从类似于Faber-Jackson和Tully-Fisher关系的图像分离/透镜光度相关性，这与标准的暗物质透镜模型一致。透镜星系的质光比随红移的增大而减小，当Omega_0=1（0.1）时，d（log M/L_B）/dz = -0.3 \pm 0.1（-0.5 \pm 0.1），从而为低密度环境中早型星系的被动演化提供了直接证据。演化校正的质光比一般大于恒定M/L动力学模型的预测，虽然有显着的散射，与改进的光度学，透镜星系的质光比将更好地区分恒定M/L和暗物质模型。这些结论主要受到透镜星系测光质量的限制。
1997-08-18 astro-ph
CSL-1: a chance projection effect or serendipitous discovery of a gravitational lens induced by a cosmic string?
CSL-1（Capodimonte-Sternberg-Lens Candidate，No.1）是在OAC-DF（Osservatorio Astronomico di Capodimonte - Deep Field）探测到的河外双源。它既可以解释为两个相同星系在z=0.46处的偶然排列，也可以解释为宇宙弦的引力透镜的第一种情况。大量的模拟表明，宇宙弦实际上是唯一一种（至少在低角分辨率下）能产生背景源的不失真双重像的透镜。我们提出了一个实验crucis解开这两种可能的解释。如果宇宙弦的透镜效应被证实，它将提供对称破缺的能量尺度和大统一理论（GUT）的能量尺度的第一个测量。
2003-02-26 astro-ph
Angular Cross-Correlation of Galaxies: A Probe of Gravitational Lensing by Large-Scale Structure
在红移中分离的两个星系样本之间的角互相关被证明是大尺度结构的弱透镜效应的有用度量。暗星系中的角度相关性是由于星系的空间聚集以及暗物质沿视线的引力透镜作用而产生的。与引力聚类相比，透镜效应对2点自动关联函数的贡献通常较小。然而，两个星系样本之间的互相关几乎不受引力聚集的影响，只要它们的红移分布不重叠。由于大尺度结构的透镜效应，放大率偏差会导致互相关。我们计算流行的结构形成的理论模型的互相关的预期幅度。对于平均红移为$\simeq 0.3$和1的两个种群，我们发现了一个互相关信号，$\simeq 1%$在弧分尺度上，$\simeq 3%$在几个弧秒。探讨了对宇宙学参数$Ω$和$Λ$、暗物质功率谱和前景星系种群偏置因子的依赖关系。
1998-08-27 astro-ph
Small-Scale Structure, Missing Galaxies and Gravitational Lensing
讨论了LCDM质量函数小质量端的引力透镜约束。这里采取保守的方法，只强调最难以解释的强类星体透镜中的图像通量异常。数值模拟进行比较预测的LCDM小尺度质量函数与观测到的通量比。研究发现，尖焦散透镜的反常现象以及单色光通量比与简单透镜模型之间的矛盾可以在主透镜的暗物质晕中不存在任何子结构的情况下得到解释。质量小于10^9 Msun的河外LCDM晕足以自然地解释这些异常。这并不意味着宿主晶状体内的子结构没有贡献。事实上，它可以支配透镜效应，这取决于星系晕中心有多少子结构幸存下来。光谱引力透镜提供了更多关于这些亚结构的信息。到目前为止，使用这种技术的一个相关案例，Q2237+0305的观测，显示出比LCDM模型中预期的更多的小质量晕（~ 10^6 Msun$）的证据。
2004-08-23 astro-ph
Probing the Mass Fraction of MACHOs in Extragalactic Halos
目前的微透镜搜索校准银河系晕的质量分数，这是在大规模致密晕天体（MACHO）的形式。我们表明，调查像斯隆数字巡天（SDSS）可以探测相同的数量在遥远的星系晕。背景类星体在居间星系中被MACHO微透镜化，会使类星体发射线的等效宽度分布发生扭曲，其幅度取决于投射的类星体-星系分离。对于一个统计样本，只要河外晕是由MACHO组成的，那么在> 2 sigma的水平上可探测到的类星体星系碰撞参量就高达几十kpc。对这个信号的探测将检验银河晕中推断出的H2O分数是否是其他星系的典型特征。
1997-06-12 astro-ph
Uncovering galactic and extragalactic planets by gravitational microlensing
由于微透镜的行星探测效率在1至10天文单位的轨道半径范围内达到最大值，因此微透镜对银河系甚至河外恒星周围的行星系统具有独特的灵敏度，这些行星系统在观测到的背景恒星上充当透镜，特别是可以探测到宜居带中的类地行星。在1995-1999年的PLANET数据中没有行星信号，这意味着只有不到1/3的银河系M-矮星在1.5到4 AU的轨道半径上拥有木星。如果有一小部分f_p的恒星被行星环绕，PLANET每年可探测到15- 25个f_p的木星和2-3个f_p的地球，天基探测可探测到1200个f_p的木星和30个f_p的地球，北方微透镜网可探测到15-35个f_p的木星和4-10个f_p的土星。
2003-12-08 astro-ph
Gravitational Wave Sirens as a Triple Probe of Dark Energy
引力波标准塞壬被认为是高红移的精确距离指示器;然而，在高红移的标准塞壬或标准烛光（如超新星）受到透镜噪声的影响。我们研究透镜噪声作为一个信号，而不是显示如何测量的最大缩小（最小收敛）探测宇宙学在一个高度互补的方式的距离本身。回顾原始形式的最小收敛，我们量化的偏见所产生的常用的近似。此外，在提出一个新的透镜概率函数后，我们讨论了透镜标准警笛振幅分布的宽度如何也探测结构的生长。因此，标准的警报器和蜡烛可以作为暗能量的三重探测器，测量宇宙的膨胀历史和增长历史。
2008-03-11 astro-ph gr-qc
