Strong lensing in the Einstein-Straus solution
Thomas Schucker
本文分析了具有正宇宙学常数的爱因斯坦-斯特劳斯解的强透镜效应。具体来说，我们比较透镜类星体SDSS J1004+4112的光偏转的理论。
We analyse strong lensing in the Einstein-Straus solution with positive cosmological constant. For concreteness we compare the theory to the light deflection of the lensed quasar SDSS J1004+4112.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Is the cluster of galaxies "Abell 194" surrounded by an Einstein-Straus vacuole?
有人认为，一个“爱因斯坦-斯特劳斯空泡”-一个时空区域，其度规是通过求解宇宙学常数消失的膨胀宇宙中质量凝聚的广义相对论方程获得的-包围着星系团"阿贝尔194“。这一假设被证明预测的星系红移分布，是更好地符合观测比宇宙学和谐模型中预期的。
First order perturbations of the Einstein-Straus and Oppenheimer-Snyder models
我们导出了具有稳态和轴对称扰动的Schwarzschild时空区域与具有任意扰动的FLRW时空之间的线性扰动匹配条件。匹配超曲面也是任意扰动的，在所有情况下，扰动分解成标量使用霍奇算子的领域。这允许我们以紧凑的方式写下匹配条件。特别是，我们发现，在扰动FLRW宇宙中的扰动（旋转，静止和真空）史瓦西腔的存在，迫使宇宙学扰动，以满足约束，链接旋转和引力波扰动。我们还证明，如果FLRW侧的扰动消失相同，那么空泡必须是扰动静态的，因此史瓦西。通过问题的对偶性质，第一个结果转化为在扰动的奥本海默-斯奈德模型上旋转和引力波扰动之间的联系，其中扰动的FLRW尘埃在平衡旋转的扰动史瓦西环境中坍缩。第二个结果意味着，特别是FLRW描述的区域可以是克尔度规的来源。
Lensing by gravitational waves in scalar-tensor gravity: Einstein frame analysis
研究了干涉引力波对光束的放大作用。先前的约当框架的结果表明，标量-张量引力中的放大比广义相对论中的放大大许多数量级，但在爱因斯坦共形框架中并不成立。引力波透镜的讨论与正在进行的和拟议的VLBI观测，旨在检测闪烁效应。
Gravitational lensing by Einstein-Born-Infeld black holes
本文将广义相对论中的带电黑洞作为引力透镜进行研究。利用强偏转极限得到了相对论性像的位置和放大率，并与具有相同质量和电荷的Reissner-Nordstrom黑洞的结果进行了比较.作为数值例子，该模型被应用到超大质量银河系中心黑洞和小尺寸黑洞位于星系晕。
On Einstein clusters as galactic dark matter halos
我们认为全球和引力透镜最近建议爱因斯坦集群的WIMP星系暗物质晕的属性。由于切向压力占主导地位，爱因斯坦星系团是强各向异性的系统，它可以描述任何银河系的旋转曲线，通过指定的各向异性。由于这种性质，爱因斯坦星系团可能被认为是暗物质的候选者。我们分析了爱因斯坦集群对径向和非径向脉动的稳定性，我们表明，爱因斯坦集群是动态稳定的。随着使用的Buchdahl型不等式各向异性体，我们得到的上限定义的集群的粒子的速度。这些限度与从稳定性考虑获得的限度一致。光偏转的研究表明，引力透镜效应的爱因斯坦集群是略小，相比之下，暗物质的奇异等温密度球模型。因此，至少在原则上，透镜观测可以区分爱因斯坦星系团和其他暗物质模型。
Astrophysical Observations: Lensing and Eclipsing Einstein's Theories
阿尔伯特·爱因斯坦在五篇论文中假设了能量和质量的等价性，发展了狭义相对论，解释了光电效应，并描述了布朗运动，所有这些论文都发表于1905年，100年前。通过这些论文，爱因斯坦为理解现代天体物理现象提供了框架。相反，天体物理学的观测为检验爱因斯坦的理论提供了最有效的手段之一。在这里，我回顾了爱因斯坦的见解所促成的天体物理学的进步，包括引力红移，引力透镜，引力波，透镜-瑟林效应和现代宇宙学。对宇宙学的完整理解，从最早的时刻到宇宙的最终命运，将需要超越爱因斯坦的物理学发展，以统一引力和量子物理学理论。
Gravitational lensing in braneworld gravity: formalism and applications
在这篇文章中，我们开发了一种形式主义，这是从标准的透镜的情况下，是必要的理解透镜的引力场出现作为解决方案的有效爱因斯坦方程的膜。我们得到了可测量，如时间延迟，偏转角，爱因斯坦环和放大率的一般表达式。随后，我们估计的偏差（相对于标准透镜的情况下），在上述数量考虑线元素的集群和螺旋星系通过解决有效的爱因斯坦方程膜。我们的分析显示，引力透镜可以成为检验膜世界引力和额外维度存在的有用工具。
Einstein-Rosen Bridges and the Characteristic Properties of Gravitational Lensing by Them
它表明，爱因斯坦-罗森桥（虫洞）拓扑连接在宇宙中的不同位置的假设对象可以是静态的爱因斯坦方程的解决方案。相应的桥梁方程简化为便于分析和数值求解的形式。形成桥的物质必须具有足够硬和各向异性的状态方程。我们的结果与以前已知的解析解的桥梁，这是一个特殊的情况下，在广义相对论的框架内的一般解决方案进行了比较。研究了光子在引力透镜桥（引力透镜）作用下的偏转。
Brane-world cosmology with black strings
我们考虑黑弦/雪茄穿透宇宙膜的最简单的情形。因此，膜具有瑞士奶酪结构，史瓦西黑洞沉浸在弗里德曼-莱马-罗伯逊-沃克膜中。模型中没有暗辐射，膜的宇宙学区域具有宇宙学常数$Λ$和平坦的空间截面。不管$Λ$的值是多少，这些膜世界宇宙永远膨胀，永远减速。修正后的爱因斯坦方程中的源项总和为尘埃，与广义相对论的爱因斯坦-斯特劳斯模型建立了形式上的等价。然而，在这个带有黑弦的膜世界场景中，宇宙流体的演化强烈依赖于$Λ$。对于$Λ\leq 0$，它具有正的能量密度$ρ$和负的压力$p$，并且在后期，它的行为与爱因斯坦-斯特劳斯模型中的行为相同。对于$Λ$的正值（不太高），宇宙演化开始于正的$ρ$和负的$p$，但随后是一个$ρ$和$p$都为正的纪元。最终，$ρ$变为负值，而$p$保持正值。对于$Λ$的高正值也存在类似的演化，但是在这种情况下，演化以压力奇点结束，伴随着宇宙加速的规则行为。这是出现在膜世界中的一种新颖的奇点。
Einstein's gravitational lensing and nonlinear electrodynamics
1936年，爱因斯坦预言了现在被称为引力透镜的现象。GL的一个主要特征是，由于引力场的作用，从远处观察者看到的恒星可见表面被放大了。我们在这里表明，非线性电动力学（NLED）修改爱因斯坦的广义相对论（GR）的原始推导的基本基础。通过研究强磁脉冲星（$B$）的光传播，这种效应变得很明显.与GR对应物不同，NLED中的光子动力学导致新的有效GL，其也依赖于渗透脉冲星的$B$场。SMP的表观半径出现，然后意外地减少，由一个大的因素，相比经典爱因斯坦的预测。这对于根据X射线发射确定高$B$场恒星的物理性质可能非常关键。
Nova Geminorum 1912 and the Origin of the Idea of Gravitational Lensing
爱因斯坦的早期计算引力透镜，包含在一个草稿笔记本和日期为1912年春天，重新审查。爱因斯坦的一封迄今不为人知的信表明，他在1915年秋天接受了用引力透镜解释新星现象的想法，比以前假设的要认真得多。对爱因斯坦的相关计算的重新检查表明，确实，至少其中一些最有可能追溯到1915年10月初。但为了支持早期对爱因斯坦笔记的历史解释，有人认为1912年3月双子座新星1912（DN Gem）的出现实际上可能为爱因斯坦在1912年4月访问柏林期间与欧文·弗罗因德利希第一次会面时的透镜计算提供了相关的背景和动机。我们还评论的意义爱因斯坦的考虑引力透镜在1915年秋季重建爱因斯坦的最后一步在他的道路上向广义相对论。
Einstein Radii from Binary Lensing Events
我们表明，爱因斯坦环半径和横向速度的透镜投影在源平面上，$\hat{r}_{\rm e}$和$\hat{v}$，可以确定从光变曲线的一个二元源事件，其次是光谱测定的源星的轨道要素。该测定利用了允许人们从有限源效应测量爱因斯坦环半径的相同原理。当源星的轨道周期远大于爱因斯坦时间尺度$P\gg t_{\rm e}$时，在确定$\hat{r}_{\rm e}$时存在一个单一的二重简并。然而，当采用$P \lesssim t_{\rm e}$时，通常可以利用二元源系统的轨道运动来打破简并性。一旦确定了$\hat{r}_{\rm e}$，从而确定了$\hat{v}$，就可以区分大麦云云中的自透镜事件和星系晕事件。对于朝向大麦云（LMC）的所有透镜事件中可识别的8%，人们可以明确地确定透镜是否是银河系的，或者它们是否位于LMC本身。所需的观察可以在事件结束后进行，并且可以对Alcock等人观察到的$\sim 8$事件进行观察。和Aubourg et al.此外，我们建议将食双星作为引力透镜实验的光源。
A Cosmological Test of Standard Gravity by Weak Lensing
标准爱因斯坦引力中大尺度结构的形成是由几何因子测量的膨胀历史H（z）唯一决定的。通过生长结构测试可检测到与预期标准结构形成的可能偏离。我们设计了新的偏差参数来检验大尺度下的标准重力，并通过弱透镜实验估计了期望误差。通过测量2%精度内的差曲率扰动（Φ-φ）/2，可以将目前的有效牛顿常数G_N限制在10%精度左右。
Possible measurement of Quintessence and density parameter using strong gravitational lensing events
我们提出了一个可能的测量的真空能量的时间变化使用强引力透镜事件。作为一个例子，我们以爱因斯坦十字透镜HST 14176+5226为例，证明了如果固定透镜模型，用$\pm$ 5 km/sec的精度测量速度色散，将有机会确定真空能量的时间依赖性以及0.1阶精度的密度参数。
Deconvolution of HST images of the Cloverleaf gravitational lens : detection of the lensing galaxy and a partial Einstein ring
用一种从MCS反卷积算法衍生出来的新方法分析了Cloverleaf引力透镜（H1413+117）的档案HST/NICMOS-2图像，1998年）。该方法基于迭代过程，该迭代过程同时允许确定点扩散函数（PSF）和执行包含多个点源加上扩展结构的图像的去卷积。因此，它非常适合于处理引力透镜图像，特别是在多重成像类星体的情况下。分析了两组数据：第一组数据是1997年通过F160 W滤波器获得的，基本上对应于连续谱图像，而第二组数据是2003年通过较窄的F180 M滤波器获得的，以源红移处的禁戒[OIII]发射线为中心，从而探测类星体的窄线区域。解卷积给出了两个滤波器的天体测量和光度测量，并揭示了主透镜星系和部分爱因斯坦环。结果的高精度是特别重要的，以模拟的透镜系统和重建的源经历强透镜。在类似于H1413+117的合成图像上检验了该方法的可靠性。
Light Deflection, Lensing, and Time Delays from Gravitational Potentials and Fermat's Principle in the Presence of a Cosmological Constant
从引力势的积分和费马原理导出了宇宙学常数对偏转角和时滞的贡献。研究结果是在最近的结果，使用精确的解决方案，爱因斯坦的方程和精确再现新的$Λ$-长期的弯曲角和透镜方程。时间延迟表达式的后果进行了探讨。虽然它是已知的，$Λ$有助于重力时间延迟，它表明在这里，一个新的$Λ$-长期出现在几何时间延迟以及。虽然这些新衍生的条款可能是目前的观测小，他们不抵消了先前声称。此外，如前所示，在星系团尺度上，$Λ$的贡献可以大于二阶项的爱因斯坦偏转角的几个集群透镜系统。
On the influence of the cosmological constant on gravitational lensing in small systems
宇宙学常数λ影响引力透镜现象。在这里计算的贡献，λ的多个图像的可观察到的角位置和它们的放大和时间延迟通过在弱偏转极限的运动方程的Schwarzschild-de Sitter度量的研究。由于Lambda，未分辨的图像被稍微缩小，爱因斯坦环的半径减小，时间延迟增加。然而，对于近距离镜片，该影响可忽略不计。在宇宙学常数为零的情况下，我们给出了Schwarzschild黑洞透镜效应的一些新结果。
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。
When Darwin Met Einstein: Gravitational Lens Inversion with Genetic Algorithms
引力透镜可以放大远处的光源，揭示出通常无法解析的结构细节。然而，通过反演引力透镜的影响来恢复这一细节，不仅需要优化透镜参数，而且需要优化光源的表面亮度分布。本文概述了一种新的方法，这种反演，利用遗传算法来重建源配置文件。在这个初步的研究中，由于仪器和大气的影响，图像退化的影响被忽略，它是假设的透镜模型是准确地知道，但遗传算法的方法可以被纳入到更一般的优化技术，允许优化的透镜模型和表面亮度的源的参数。
On Multiple Einstein Rings
最近对引力透镜的一些调查发现了双爱因斯坦环的例子。在这里，我们调查分析多个爱因斯坦环的发生。我们证明，在非常一般的假设下，最多一个爱因斯坦环可以产生于一个单一的平面透镜一个单一的背景源的质量分布。因此，两个或更多的爱因斯坦环只能出现在多平面透镜中。令人惊讶的是，我们表明，它是可能的一个单一的来源，以产生一个以上的爱因斯坦环。如果两个点质量（或两个等温球）在不同的平面上与观察者和光源在光轴上对齐，我们表明，有多达三个爱因斯坦环。我们还讨论了这两种模型的图像形态，如果轴对称被打破，并给出了第一个实例的放大率不变量的情况下，两个透镜平面。
COSMOGRAIL: the COSmological MOnitoring of GRAvItational Lenses II. SDSS J0924+0219: the redshift of the lensing galaxy, the quasar spectral variability and the Einstein rings
（摘要）我们介绍了我们的VLT/FORS 1引力透镜类星体SDSS J 0924 +0219的深光谱观测，以及同一物体的存档HST/NICMOS和ACS图像。在多目标光谱（MOS）模式下获得的两个历元光谱允许非常精确的通量校准，数据的空间解卷积，并提供透镜星系z=0.394 +/- 0.001的红移。这些间隔15天的光谱只显示出轻微的连续变化，而宽发射线显示出Mg II线的红翼、Fe II带和C III]线的中心部分的明显变化。即使存在谱线轮廓的变化，我们也没有看到类星体图像A和B的连续谱线和发射谱线通量比之间的任何显着差异。HST图像的空间解卷积揭示了双爱因斯坦环。一个环对应于z=1.524的透镜类星体宿主星系，第二个更蓝的环是宿主星系中恒星形成区域的图像，或者是另一个不相关的低红移物体。我们发现，广泛的镜头模型提供了一个令人满意的适合的数据。然而，他们预测非常不同的时间延迟，使SDSS J 0924 +0219成为光度监测的特别感兴趣的对象。此外，透镜模型重建只使用爱因斯坦环的约束，或只使用天体测量的类星体图像，是不兼容的。这表明亚结构在SDSS J 0924 +0219中起重要作用。
A complete infrared Einstein ring in the gravitational lens system B1938+666
我们报告的发现，使用NICMOS的哈勃太空望远镜，在引力透镜系统B1938+666中的一个角秒直径的爱因斯坦环。透镜星系也被探测到，并且很可能是早期类型。环的建模，并比较从MERLIN地图的无线电结构。我们表明，爱因斯坦环是一致的引力透镜的扩展红外组件，中心之间的两个无线电组件。
A New Einstein Cross: A Highly Magnified, Intrinsically Faint Lyman-Alpha Emitter at z=2.7
本文报道了在SDSS亮红星系（zL = 0.331）周围的十字形结构中，基于莱曼α辐射，发现了一个红移z_S = 2.701的新爱因斯坦十字。该系统的目标是作为一个可能的镜头的基础上，在SDSS光谱的异常发射线。来自W. M.凯克天文台证实了这个系统的透镜性质。这是已知的最宽的星系尺度透镜之一，爱因斯坦半径约为1.84角秒。我们提出了简单的引力透镜模型的系统和计算的透镜星系的内在属性。在8.8 +/- 0.1 kpc范围内的透镜星系的总质量为（5.2 +/- 0.1）x 10^11 M_sun。透镜星系是一个低质量星系（0.2 L*），具有高等效宽度的莱曼-α线（EW_Lya_rest = 46 +/- 5 Angstrom）。对这个透镜系统的后续研究可以探测透镜星系的质量结构，并可以提供一个独特的视角，在高信噪比下观察一个内在暗淡、高红移、恒星形成的星系。
Complete Model of a Self-gravitating Cosmic String I. A New Class of Exact Solutions and Gravitational Lensing
我们找到了与U（1）对称性破缺相关的拓扑稳定弦的爱因斯坦场方程的解。字符串在许多GUT中形成，并且只要同伦群$Π_1(M_0)$是非平凡的，就期望字符串。构成弦的场的行为由欧拉-拉格朗日方程描述。这些场出现在能量动量张量中，所以我们必须同时求解耦合的爱因斯坦-标量-规范场方程。使用泰勒级数方法得到的数值结果。我们得到了一个5参数解族，并讨论了它们的物理性质。显着的引力透镜可以发生由于字符串基于这个模型，并显示为不同的解决方案。最后，我们证明了弦轴的正则性假设是不必要的，通过观察弦解的物理性质。
X-ray Absorption Towards The Einstein Ring Source PKS1830-211
PKS 1830 -211是一个异常射电引力透镜类星体。在无线电中，该系统表现为两个紧凑的主导特征，周围环绕着相对延伸的无线电发射，形成了爱因斯坦环。由于视线接近银河系中心，PKS 1830 -211迄今为止还没有在无线电和X射线以外的波段被探测到。在这里，我们提出的X射线数据的PKS 1830 -211观察与ROSAT PSPC。X射线光谱显示，吸收超过银河系的贡献是非常可能的，这在红移的透镜星系（$z_l=0.886$）对应于N $_H=3.5^{+0.6}_{-0.5}\times 10^{22}$原子cm $^{-2}$。有效消光系数大，A $_V$（观测值）\gax 5.8。当对这种额外的消光进行校正时，PKS 1830 -211的两点光学到X射线的斜率\aox \正好位于类星体的观测范围内。在这里，我们认为这两个紧凑的图像必须覆盖的X射线吸收（S），我们推断是透镜星系（星系）。在透镜星系中，沿着视线的尘埃与气体的比例可能比我们的银河系要大一些。
Galaxy density profiles and shapes -- I. simulation pipeline for lensing by realistic galaxy models
在当前和未来的广泛和深入的测光调查中，强引力透镜的研究，以及在增加红移的恒星运动学（积分场）光谱学的研究，有望提供有价值的限制星系密度分布和形状。然而，这两种方法都受到各种选择和建模偏差的影响，我们的目标是以一致的方式进行调查。在这个系列的第一篇论文中，我们开发了一个灵活而有效的管道来模拟真实星系模型的透镜效应。这些星系模型有独立的恒星和暗物质成分，每一个都有一系列的密度分布和形状，代表早期类型的中心星系，没有来自其他附近星系的显着贡献。我们使用傅立叶方法来计算任意表面密度分布的星系的透镜性质，和蒙特卡罗方法来计算透镜统计，如点源透镜截面。演示各种放大率偏置模式，让我们检查不同的调查限制在图像分辨率和通量。我们严格测试的系统误差和基本假设的灵敏度的数值方法。我们还确定了必须采样，以恢复准确的取向平均透镜量的视角的最小数量。我们发现，对于一系列的非等温恒星和暗物质密度分布的典型椭圆星系，组合的密度分布和相应的透镜性质是令人惊讶的接近等温周围的爱因斯坦半径。相反的含义是，从强透镜和/或恒星运动学的约束，这确实是一致的等温模型附近的爱因斯坦半径，不能平凡地外推到更小和更大的半径。
New "Einstein Cross" Gravitational Lens Candidates in HST WFPC2 Survey Images
我们报告了使用哈勃太空望远镜偶然发现的“爱因斯坦十字”引力透镜候选者。到目前为止，我们已经发现了两个这样的透镜的好例子，每一个都是以四个微弱的蓝色图像的形式，它们位于一个红色椭圆星系周围的对称结构中。HST的高分辨率有助于发现这种光学选择的微弱透镜样本，在（I ~ 25-27）透镜组件和更明亮的（I ~ 19-22）透镜星系之间具有小（~1 arcsec）的分离。该样本是通过中深巡天管道在HST场的常规处理中发现的，该管道将简单的星系模型拟合到使用WFPC 2在随机巡天中检测到的所有物体的宽带滤波器图像。我们表明，透镜的配置可以使用一个奇异的等温椭球质量分布的引力场潜力建模。这个模型的透镜势是非常相似的，无论是在椭圆率和方向，所观察到的光分布的椭圆星系，将发生时，恒星是一个示踪人口。通过对观测图像的二维分析，导出了模型参数和相关误差。的极大似然程序迭代收敛的透镜椭圆星系和透镜组件的源的模型同时进行。正在进行系统的搜索，以寻找HST中深巡天中的其他引力透镜候选者。这将最终导致一个很好的透镜概率的统计估计，并使我们能够探测所观察到的暗蓝色星系人口的宇宙学组成部分。
The amplitude of the initial density fluctuation spectrum from lensing statistics
一个完整的星系团模型目录可以用来约束宇宙学参数，如$σ_8$，初始密度波动谱的振幅。在这里，我们专注于两个强大的星系团的透镜统计：丰富的阿贝尔集群的透镜是至关重要的分数，和丰富的弧在这样的集群，特别是X射线发光的。本文的具体目的是限制$σ_8$的标准冷暗物质的情况下，在爱因斯坦-德西特宇宙。
Strong Lensing, dark matter and H_0 estimate
引力透镜是估算宇宙学参数和暗物质分布的有力工具。我将描述主要的可观测量，集中在强透镜，通过形成壮观的事件，如多个类星体，爱因斯坦环和星系团中的弧，体现其效果。在类星体被一个介入的星系透镜化的事件中，通过选择透镜的质量密度模型，可以给出哈勃常数H_0的估计，从而可以限制暗物质的含量。
Cluster Mass Estimate and a Cusp of the Mass Density Distribution in Clusters of Galaxies
我们研究星系团中心的密度尖点，以调和X射线质量估计与引力透镜质量。对于各种具有尖点的质量密度模型，我们计算了X射线表面亮度分布，并将它们与观测值拟合，以测量密度模型中的参数范围。从这些密度模型估计的爱因斯坦半径与来自观察到的阿贝尔2163，阿贝尔2218和RX J1347.5-1145弧的爱因斯坦半径进行了比较。还比较了对应于这些爱因斯坦半径的X射线质量和透镜质量。虽然陡峭的尖点给出了较小的透镜质量与X射线质量的比值，但从平坦的尖点估计的X射线表面亮度与观测结果更吻合。对于Abell 2163和Abell 2218，虽然具有有限核的等温球不能产生巨弧图像，但具有中心尖点的密度模型可以产生有限的爱因斯坦半径，该半径小于观测到的半径。我们发现，总的质量密度分布下降的$\sim r^{-1.4}$产生的最大半径的模型是一致的X射线表面亮度分布。结果，对于Abell 2163，透镜质量与X射线质量的极大比值从2.2提高到1.4，对于Abell 2218，从3提高到2.4。对于RX J1347.5-1145，这是一个冷却流簇，我们不能减少质量差异。
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。
Cosmological parameters from strong gravitational lensing and stellar dynamics in elliptical galaxies
我们展示了如何将观测结果与椭圆星系中的强引力透镜和恒星动力学相结合，为测量宇宙物质和暗能量密度参数提供了一种新的方法。一旦知道系统的临界密度，就可以通过测量爱因斯坦角来获得封闭在爱因斯坦圆内的质量的引力透镜估计。一个依赖于模型的动力学估计，这个质量也可以通过测量恒星组件的中心速度色散。通过假设透镜椭圆星系中总密度分布的同系1/r^{2}分布经过了很好的检验，这两个质量测量值可以进行适当的比较。由此导出了爱因斯坦角与中心恒星速度色散之间的关系，并由此估算了宇宙物质和暗能量密度参数。我们通过模拟确定了宇宙学参数估计的准确性，其中包括相关量的实际测量不确定性。有趣的是，宇宙学参数平面上的预期约束与来自其他观测技术的约束是互补的。然后，我们将该方法应用于斯隆透镜ACS和透镜结构和动力学调查的数据集，并表明暗能量密度参数在0.7和0.8之间的一致性值包括在我们的99%置信区间内。目前可用的透镜数量很少，这使我们无法精确地确定宇宙学参数，但它仍然证明了该方法的可行性。当应用于由数百个透镜制成的样本时，预计将在即将进行的调查中获得，这种技术将成为测量宇宙几何形状的重要工具。
A comparison of the strong lensing properties of the Sersic and the NFW profiles
我们调查强透镜性质的Sersic配置文件作为替代的NFW配置文件，专注于集群的透镜建模的应用。给定一个基本的Sersic暗物质配置文件，我们研究是否NFW配置文件可以提供一个可接受的适合强透镜约束的形式，单个或多个测量的爱因斯坦半径。我们的结论是，虽然在许多情况下可以找到一个NFW的配置文件，适合透镜的约束，推导出的参数可能会有偏差。特别地，我们发现，对于n~2，这对应于大质量的集群，在r_200的最佳拟合NFW的质量被高估（由一个因子~2）和浓度是非常低的（c~2）。这些差异是重要的，足以保证列入Sersic配置文件，为未来的分析强透镜集群。
A quadruply imaged quasar with an optical Einstein ring candidate: 1RXS J113155.4-123155
我们报告发现了一个新的四重成像类星体周围的光学爱因斯坦环候选人。1 RXS J113155.4-123155的不同组分的光谱显示在z=0.658处的源。到目前为止，这个物体是已知的最近的引力透镜类星体。透镜星系被清晰地探测到。它的红移被测量为z=0.295。此外，该系统的总V星等在相隔33周的两个历元之间变化了0.3等。测量的相对天体测量的透镜图像是最好的拟合SIS模型加剪切。这个模型表明非常高的放大率的来源（高达50的总放大率），并预测透镜图像之间的通量比显着不同于实际观察到的。这表明透镜图像可能受到微透镜或毫透镜和尘埃消光效应的组合的影响。
Probing the Slope of Cluster Mass Profile with Gravitational Einstein Rings: Application to Abell 1689
围绕大质量星系形成的引力“环”的强透镜模型对附近质量凝聚产生的外部剪切和会聚的幅度很敏感。在目前的广域观测中，现在可以发现大量的环，通常每平方度10个引力环。我们建议系统地研究星系团周围的引力环，以探测强透镜区以外的星系团质量分布。对于星系团与多弧系统，我们发现，在不同的距离从集群中心的环可以改善模型，通过约束集群质量分布的斜率。我们概述了简单的数值模拟方法的原理，并将其应用到最近发现的3个环Abell~1689。特别是，3个环的透镜建模证实，集群是双峰的，并有利于在集群半径$\sim 300 \kpc$的质量分布比等温更陡的斜率。这些结果进行了比较与以前的透镜建模Abell~1689，包括弱透镜分析。由于Abell~1689中复杂的质量分布所带来的困难，我们认为环方法将更好地实现在更简单和松弛的集群。
Strong and weak lensing united I: the combined strong and weak lensing cluster mass reconstruction method
弱引力透镜被认为是研究星系团质量及其分布的最有力的工具之一。然而，质量片简并变换限制了它的成功。我们提出了一种新的方法，集群质量重建相结合的弱和强的透镜信息在共同的尺度上，因此，可以打破质量片简并。我们将弱透镜形式主义扩展到集群的内部，并将其与多个图像系统的约束相结合。我们证明了该方法的可行性与模拟，找到一个很好的协议之间的输入和重建质量也在爱因斯坦半径范围内和以外的尺度。使用一个单一的多重图像系统和光度红移信息的背景源用于弱和强透镜分析，我们发现，我们能够有效地打破质量片简并，从而消除集群质量估计的主要限制之一。我们的结论是，高分辨率（如HST）成像数据的方法可以更准确地重建集群群众和他们的配置文件比目前现有的透镜技术。
The Einstein Cross: constraint on dark matter from stellar dynamics and gravitational lensing
[摘要]我们提出了爱因斯坦十字架中透镜星系的二维视线恒星运动学，用GEMINI 8米望远镜获得，使用GMOS积分场摄谱仪。速度图显示，围绕着凸起的短轴有规律地旋转，速度高达~100 km/s，与轴对称一致。速度弥散图显示了一个向中心（R<1”）值σ_0 =170+/-9 km/s增加的弱梯度。我们从HST成像的观测到的表面亮度，以获得一个现实的光度密度的透镜星系，这反过来又被用来建立轴对称的动力学模型，适合所观察到的运动学地图。我们还构造了一个引力透镜模型，它精确地拟合了四个类星体图像的位置和相对通量。我们发现，在爱因斯坦半径R_E = 0.89”附近，所得到的发光分布和总质量分布几乎是相同的，其斜率接近等温，但如果质量确实随光运动，则斜率向中心变浅。动力学模型与观测到的运动学图拟合得到总质光比（M/L）_dyn=3.7+/-0.5 M_sun/L_sun，I（在I波段）。这与爱因斯坦质量M_E = 1.54 x 10^10 M_sun除以（投影）光度在R_E内，总质光比为（M/L）_E=3.4 M_sun/L_sun，I，我们用适合透镜星系颜色的恒星星族模型估算了一个恒星质光比（M/L）_* 在2.8 ~ 4.1 M_sun/L_sun范围内，I.虽然不排除恒定的暗物质比例为20%，但暗物质可能在这个~L* 早型螺旋星系的凸起中没有发挥重要作用。
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