The Ray Bundle method for calculating weak magnification by gravitational lenses
本文提出一种计算引力透镜放大率的方法--射线束法。我们提供了一个详细的分析结果和传统的射线拍摄方法相比，得到的放大率分布之间的比较。射线束方法在弱透镜限制中提供高精度，并且在计算上比（非分级）射线射击方法快得多，达到相当的精度。射线束方法是一种在现实宇宙学模型中研究引力透镜的有效方法，特别是在弱透镜极限下。
1998-12-16 astro-ph
Shear and magnification angular power spectra and higher-order moments from weak gravitational lensing
我们提出了新的结果的引力透镜剪切和放大功率谱的数值模拟的一个平坦的宇宙学与宇宙学常数。这些结果是相当有趣的，因为剪切和放大率都是可观测的。我们发现，在收敛的功率谱的行为如预期的那样，但放大率开发的散粒噪声频谱由于离散的，大规模的集群和症状的适度透镜超出弱透镜制度的影响。我们发现，这种行为可以抑制“裁剪”的最大投影集群。我们的研究结果进行了比较，从晕模型启发的功能适合的物质场的非线性演化的预测，并显示出良好的协议。我们还研究了收敛场的高阶矩，发现了一个新的与红移的标度关系。特别是，统计$S_3$被发现变化为$z_s^{-2.00\pm 0.08}$（其中$z_s$是源红移）的宇宙学研究，这使得不同的中位数红移在不同的观测调查特别简单的应用。
2003-06-06 astro-ph
Mass Distributions of Clusters Using Gravitational Magnification
在丰富的集群的背景下，透镜通常从小的图像失真量化，在弱透镜的限制下产生相对质量分布。在这里，我们表明透镜的放大效应也可以映射到一个集群，导致绝对质量的测定弱限制。此外，给定放大率和畸变测量，质量分布可能在强区域受到约束。讨论了使用光谱和/或光度信息获得放大率的方法，用于固定等照度线内或给定通量限制的物体检测。A1689周围的放大图是根据观测到的背景红星系计数的减少而绘制的。
1995-05-03 astro-ph
Analytic expressions for mean magnification by a quadrupole gravitational lens
本文利用一个简单的透镜模型，即一个嵌入外部剪切场中的奇异等温球，导出了强引力透镜的平均放大率的解析表达式。我们计算2图像和4图像透镜的单独表达式。对于4像透镜，平均放大率采用特别简单的形式：<mu>_4 = 3.6/（gamma*（1-gamma^2）），其中gamma是外部剪切。我们比较我们的分析结果的数值评估的全放大率分布。结果可以用来理解放大率的偏差，有利于发现四个图像系统比两个图像系统在通量限制透镜调查。
2002-05-28 astro-ph
Statistics of Weak Gravitational Lensing in Cold Dark Matter Models; Magnification Bias on Quasar Luminosity Functions
我们计算了三个冷暗物质模型中弱引力透镜的大尺度结构统计性质。我们使用P $^3$ M $N$体程序来模拟宇宙中大尺度结构的形成和演化。我们执行$1.1\times10^7$射线跟踪实验，每个模型使用多个透镜平面算法。从这些实验的结果，我们计算的概率分布函数（PDF）的收敛，剪切和放大，以及它们的均方根（rms）值。我们发现，均方根值的收敛和剪切同意的非线性分析模型的预测。我们还发现，放大率$μ$的PDF在略小于$μ=1$的值处具有峰值，并且强烈地向大放大率倾斜。特别是，对于高密度模型，幂律尾出现在放大率分布在大的放大倍率的源在红移$z_s>2$。放大率的均方根值基本上同意在低红移的源的非线性分析预测，但超过这些预测高红移源，一旦幂律尾出现。利用计算得到的放大倍率的概率密度函数，研究了放大倍率偏差对高红移类星体光度函数的影响。我们发现，放大率偏差是温和的，在放大率分布的幂律尾的情况下，但强烈依赖于密度参数的值。在幂律尾的存在下，偏差变得相当大，特别是在光度函数的亮端。
1999-02-27 astro-ph
Magnification cross-sections of gravitational lensing by galaxies in general FLRW cosmologies
对于以宇宙质量密度$Ω_M$和标准化宇宙学常数$Ω_Λ$为特征的各种宇宙学模型，我们导出了一个估计星系质量分布的等温球系综放大截面的解析表达式。这提供了一个简单的方法来证明星系的透镜概率如何依赖于宇宙学参数。一个直接的结果是，虽然一个非零的宇宙学常数确实会导致一个显着增加的透镜概率，因为它已经在文献中显示，只有一小部分的天空$z\sim 3$可以适度（$μ\sim 1.3$）的星系，即使在$Λ$主导的平坦宇宙透镜。因此，无论是否存在非零的宇宙学常数，类星体总数都不太可能被星系透镜的存在严重污染。
2000-07-29 astro-ph
QSO lensing magnification associated with galaxy groups
我们模拟了宇宙楔形体中的物质和光（星系）分布，并计算了巡天观测中发现的星系和星系群沿视线方向的质量引起的引力透镜放大率。包含冷暗物质粒子的大体积红移锥模拟了具有低物质密度和宇宙学常数的平坦宇宙中预期的宇宙学物质分布。我们产生一个模拟的星系目录的物质分布，并确定数以千计的星系群在明亮的天空投影。我们计算了星系和星系群周围的预期放大率，然后由于放大率偏差引起的类星体透镜角相关。这种相关性是可观测的，可以用来估计透镜群的平均质量，也可以进行宇宙学推断。我们还使用解析计算和各种分析比较的观测结果与理论预期的互相关性微弱的类星体从2dF调查和附近的星系和集团从APM和SDSS EDR。观测到的类星体透镜反相关比所用宇宙学模型的预测更强。这表明，在观测和数据处理中可能存在未知的系统误差，或者所使用的模型不适当。如果观测到的信号被假设为仅仅是由于引力透镜，那么透镜效应比预期的要强，这是由于比模拟的更大质量的星系结构或更有效的透镜效应。
2005-07-22 astro-ph
Planetary Lensing Signals of High-Magnification Events under Severe Finite-Source Effect
我们研究了有限源对高放大率事件的行星透镜信号的影响。从这一点上，我们发现，有限源效应的焦散形状的依赖性是弱的和扰动生存，即使当源是大大大于焦散。具体来说，我们发现，与分数放大率过剩$\geq 5%$的扰动生存时，源星是大约4倍大于焦散。我们还发现，通常出现在行星透镜系统的扰动模式受到严重的有限源效应的特征，从而可以用于诊断的存在的同伴。这些特徴形成在一个圆内和圆周围，这个圆的中心位于焦散中心，半径与源星的半径相对应。当源穿过这些特征时，事件的光变曲线将表现出独特的信号，其特征在于正或负过量的短持续时间扰动以及这些短持续时间扰动之间的平坦残留区域。
2008-09-24 astro-ph
Clustering of Faint Galaxies: $\w $, Induced by Weak Gravitational Lensing
大尺度结构的弱引力透镜效应通过"放大偏差“影响暗星系的计数，从而影响角两点关联函数$\w $的测量。在微弱的星等，集群振幅将减少不同的极限星等比预期从林伯的方程。振幅将达到最小值，然后以极限幅度上升。出现这种行为是因为由于聚集而导致的$\w$随距离减小，而由于弱透镜效应而导致的“放大率偏差”随距离增大。放大偏差开始主导观察到的聚类的表观幅度$m_{min}$是模型和颜色相关的。它由$ω(m=m_{min},θ=5^\prime) \approx (1\ -\ 2)\times 10^{-3}(5s-2)^2 Ω_0^2 σ_8^2$给出，其中$s$是计数的对数斜率。已经发表的$\w$在$R=25$的测量可能受到"放大偏倚“的强烈影响。可以设计一个使用天空中蓝色和红色数字计数比率的实验，以使“真实”聚类的影响最小化。放大偏倚是质量聚集的量度。这个弱透镜实验不需要测量星系的形状和位置角。我推导出一个修正的林伯方程，包括放大率偏差的影响。
1995-12-01 astro-ph
Halo model prediction of the cosmic magnification statistics: the full non-linear contribution
由于大尺度结构的透镜放大效应是统计测量的相关性的大小波动在遥远的星系图像以及类星体星系的互相关。我们使用Takada & Jain（2003）的晕模型公式来计算这些放大诱导的相关性，而不使用弱透镜近似，mu=1+2kappa。因此，我们的预测包括了由于透镜晕引起的非线性放大的全部贡献。我们比较了模型预测与光线跟踪模拟，并发现在一个角度范围内（0。“5<theta<30”）。相对于弱透镜近似，非线性放大贡献增强了放大相关的幅度，并且非线性校正在较小的角尺度和较高红移的源上更显着。增强量为10-25%的arcminite规模的类星体星系的互相关，即使在列入一个现实的模型，星系集群内的主机晕。因此，有必要在理论模型中考虑非线性贡献，以便对即将到来的大规模调查所预期的精确测量结果做出无偏见的宇宙学解释。
2003-11-05 astro-ph
Precision measurement of cosmic magnification from 21 cm emitting galaxies
我们展示了如何通过星系高红移21厘米辐射的透镜放大效应获得精确的透镜测量。通常情况下，宇宙放大率的测量已经严重复杂的星系集群。利用21厘米发射线波长的精确红移，可以关联不同源面的星系，或者排除密偶以消除这种污染。我们为未来的调查提供预测，特别是SKA和CLAR。SKA能精确测量暗物质功率谱和星系暗物质互相关功率谱，而CLAR能精确测量互相关功率谱。在高红移时，中性氢的比例很可能会明显更高，这大大增加了观测到的星系数量，因此CLAR也可以测量暗物质的透镜功率谱。SKA还可以允许透镜双谱的精确测量。
2005-12-14 astro-ph
Magnification relations in gravitational lensing via multidimensional residue integrals
我们研究了引力透镜模型的放大关系。我们表明，多维留数积分提供了一个简单的解释这些关系的存在，和一个有效的计算方法。我们用几个例子说明了这种方法，从而推导出星系透镜模型和微透镜（质点透镜）的新的放大率关系。
2000-09-01 astro-ph math-ph math.MP
Gravitational Lensing Magnification and Time Delay Statistics for Distant Supernovae
遥远超新星（SNe）的强引力透镜，特别是Ia型超新星，具有一些其他类型的宇宙学遥远源被透镜化时所不具备的可利用性质。一个这样的性质是，SN在峰值亮度的"标准烛光“性质允许直接确定每个良好观察的图像的透镜放大因子。另一个原因是SN事件的持续时间与各种透镜图像之间的差分时间延迟具有相同的量级。测光事件和时间延迟的可比时间尺度吸引了各种应用，包括延迟的高精度测量和针对特别有趣的爆炸阶段进行密集观察，当它们出现在拖尾图像中时。作为对这些可能性的初步探索，我们提出了在“和谐宇宙学”中SN透镜统计的计算。我们强调放大和时间延迟效应。合理的超新星巡天，如SNAP太空任务，每年会发现几个到几十个强透镜的Ia超新星，其中至少有几个的红移远远超过那些通过非透镜事件可以获得的红移。如此巨大的高红移Ia超新星的总数将是对高红移恒星形成模型的一个有用的检验。当然，有限持续时间的SN调查会错过一些图像的外观;我们量化了这种选择偏差。最后，我们调查如何以及尾随图像的外观可以预测的基础上的透镜事件的各种可用信息量。如果透镜的红移也是已知的，那么对于前导图像的放大因子的知识使得可以相对准确地预测拖尾图像的出现。（节录）
2002-10-04 astro-ph
Anisotropic Magnification Distortion of the 3D Galaxy Correlation: II. Fourier and Redshift Space
在本系列的第一篇论文中，我们讨论了放大偏差如何通过增强视线（LOS）方向上观察到的相关性来扭曲3D关联函数，特别是在大尺度上。这种透镜各向异性是独特的，使得有可能分别测量星系-星系，星系-放大率{ \it和}放大率-放大率的相关性。在这里，我们将讨论扩展到功率谱和红移空间。在实际空间中，即使对分离很大，靠近LOS方向的对也不会受到非线性的保护;这是因为非线性波动可以在小的横向分离（即碰撞参量）处通过引力透镜进入。在傅立叶空间中的情况是不同的：通过聚焦于小的波数$k$，正如通常所做的那样，线性度得到保证，因为LOS和横向波数都必须很小。这就是为什么星系相关性的放大畸变在傅立叶空间中显得不那么严重。尽管如此，这种影响是不可忽略的，特别是对于横向傅立叶模，并且应该在解释星系功率谱的精确测量时考虑在内，例如那些专注于重子振荡的测量。由于特殊的运动和Alcock-Paczynski效应，透镜诱导的功率谱各向异性的形状与更广为人知的红移空间各向异性不同。透镜各向异性在傅立叶空间中高度局部化，而红移空间畸变更分散。这意味着人们可以在实际观测中分离放大偏差分量，这意味着有可能在不测量星系形状的情况下进行引力透镜测量。
2008-02-07 astro-ph
Gravitational Magnification of the Cosmic Microwave Background
研究了大尺度结构对引力透镜的影响。我们表明，透镜效应导致的阻尼尾巴的宇宙微波背景（CMB）功率谱下降速度比以前预期的角标度降低。这是由于功率从较大的角度尺度转移到较小的角度尺度，这在功率谱中产生快速增加超过$\ell \sim 2000$的分数变化。我们还发现，透镜产生一个非零的平均放大率的结构表面上的常数红移，如果加权面积的天空。这是因为均匀分布在天空中的光线会对过密区域进行过采样。然而，该平均放大率对CMB功率谱的影响可以忽略不计。导出了一个新的透镜功率谱表达式，并发现未来的高精度观测功率谱的高$\ell$尾在确定宇宙学参数时需要考虑透镜效应。
1997-08-07 astro-ph
Reducing the gravitational lensing scatter of Type Ia supernovae without introducing any extra bias
由于引力透镜的放大和缩小作用，将对Ia型超新星的亮度散射产生贡献。本文的目的是调查的可能性，以减少这种散射校正个别超新星Ia星系的观测前景，而不引入任何额外的偏见。我们模拟了大量的超新星Ia星系的视线。对于每个视线，计算真实放大因子及其估计。估计的放大系数对应于观察者从SNLS等调查中推断的结果。使用模拟数据，我们调查的可能性，以估计放大率的个别超新星有足够的精度，能够纠正其亮度的引力透镜与可忽略不计的偏差。我们的模拟表明，由单个超新星Ia的引力透镜校正所产生的偏差对于当前和下一代的调查是可以忽略的，并且来自透镜的散射可以减少大约2倍。对于0.13等的本征色散，Ia超新星星等的总散射可以减少4%。对于0.09等的本征色散，这对于未来的调查可能不是不切实际的，总散射可以减少6%。这将使从超新星数据得出的宇宙学参数的误差减少4- 8%。因此，校正透镜效应的前景非常好。
2008-10-23 astro-ph
Cluster mass estimation from lens magnification
一个星系团的质量可以通过它的透镜放大率来估计，而透镜放大率可以通过背景星系数量的变化来确定。为了推导出质量，需要对透镜剪切进行假设，这仅仅是从数量计数的变化中是未知的。此外，人们需要超越弱透镜（线性）近似，因为大多数观测数据都集中在星团的中心部分，那里的透镜效应很强。通过研究一个完整的星系团模型的透镜性质，我们可以找到关于透镜剪切作为透镜会聚函数的合理近似。我们表明，使用这些近似可以相当好地重建表面质量分布的放大率。
1997-11-16 astro-ph
Detection of Cosmic Magnification with the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个宇宙放大率的8 σ探测，它是通过类星体密度的变化来测量的，这种变化是由前景大尺度结构引起的引力透镜引起的。为了进行测量，我们使用了斯隆数字巡天（SDSS）的3800平方度的光度观测，其中包含20万个类星体和1300万个星系。我们对星系-类星体互相关联函数的测量显示出振幅、角度依赖性和符号变化作为观测到的类星体数计数的斜率的函数，这是由于弱引力透镜引起的放大偏差所预期的。我们发现，观测的不确定性（恒星污染，银河尘埃消光，看到的光度红移的变化和错误）得到很好的控制，并没有显着影响透镜信号。通过用数量计数斜率对类星体进行加权，我们结合了类星体在整个星等范围内的互相关，并在所有五个SDSS滤波器中检测到>4 sigma的透镜信号。我们的宇宙放大率探测尺度的测量范围从60千秒差距/小时至10百万秒差距/小时，并在良好的协议与理论预测的基础上WMAP和谐宇宙学。与星系-星系透镜一样，未来对宇宙放大率的测量将对星系-质量功率谱提供有用的约束。
2005-04-22 astro-ph
Prospects and pitfalls of gravitational lensing in large supernova surveys
为了研究超新星的引力透镜效应在大型巡天中的作用，我们利用两次大型超新星巡天的观测数据模拟了引力透镜放大对单个超新星的作用。为了估计由于前景中的物质的放大率，我们模拟星系目录，并使用多透镜平面算法计算沿单个视线的放大率。星系的暗物质晕被建模为引力透镜使用奇异等温球或Navarro-Frenk-White配置文件。由Faber-Jackson和Tully-Fisher关系提供的光度和质量之间的标度律被用来估计晕的质量。虽然我们的模拟表明，SDSSII超新星调查是轻微的引力透镜的影响，我们发现，该影响将是可测量的SNLS调查，探测更高的红移。我们的模拟表明，在SNLS数据中，测量哈勃图残差和计算出的透镜放大率之间的显著（3西格玛）相关性的概率为~95%。此外，有了这些数据，应该有可能将透镜星系晕质量的归一化限制在1 sigma和2 sigma置信水平，精度分别为~30%和~60%。
2008-06-09 astro-ph
Corrective lenses for high redshift supernovae
高红移Ia型超新星的弱透镜效应导致了它们观测到的标准烛光亮度的外部色散，其大小与红移z>1的内在色散相当。造成遥远超新星放大的物质波动，也会在背景星系的影像中产生切变。我们调查的可能性，使用透镜剪切地图构建的星系周围的超新星作为一种手段，纠正透镜引起的放大率色散。我们发现，相当一部分的透镜色散来自亚弧分尺度，这是不探测的剪切图平滑弧分尺度。因此，我们发现，弱透镜剪切映射在减少超新星的弱透镜放大率波动方面的价值是有限的。
2002-06-22 astro-ph
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。
2008-08-22 astro-ph
Discs in early-type lensing galaxies: effects on magnification ratios and measurements of $H_0$
对早期星系的观测，无论是在本地宇宙还是在中等红移的星系团中，都表明这些星系通常包含盘或盘状结构。利用Kelson等（2000）关于红移z=0.33的星系团CL 1358+62中星系盘成分入射的结果，我们研究了盘结构对早型星系透镜性质的影响。统计性质，如放大截面和预期的四（四像）透镜系统的数量，并没有受到包含的光盘，包含不到约10%的总恒星质量的影响很大。然而，单个透镜系统的特性受到影响。我们估计，10- 30%的所有四透镜系统，早期类型的偏转星系，将受到可测量的影响，存在的光盘组件。有趣的是，图像放大率发生了显著变化。预测变化的幅度足以解释在B1422+231等系统中观察到的放大率，而不需要紧凑的子结构。此外，图像之间的时间延迟也会发生变化;将仅膨胀模型拟合到实际上包含圆盘的早期类型透镜将产生哈勃常数H_0的值，该值系统性地过低约25%。
2003-06-12 astro-ph
Analytical Modeling of the Weak Lensing of Standard Candles I. Empirical Fitting of Numerical Simulation Results
弱透镜效应导致标准烛光在给定红移$z$，$p(μ|z)$处的放大率分布为非高斯分布。本文给出了用广义Dyer-Roeder公式对弱透镜数值模拟结果进行精确而简便的经验拟合公式。平滑度参数$\tildeα$基本上表示可以引起给定源的放大的物质的量。由于宇宙中的物质分布是不均匀的，我们可以把宇宙看作是以观测者为中心的一组圆锥体，每个圆锥体都有不同的$\tildeα$值。我们通过Dyer-Roeder方程定义{ \it方向相关}平滑参数$\tildeα$;在$\tildeα$和源的放大率之间存在唯一的映射。我们发现，在给定的$z$，$p(\tildeα|z)$，$\tildeα$的分布，以及由修改的高斯分布描述。对于相同的物质分布，即，相同的$p(\tildeα|z)$、不同的$Ω_m$和$Ω_Λ$值可能会导致非常不同的放大率分布。我们的公式可以方便地用于计算观测到的任意红移的Ia型超新星的弱透镜效应。
1999-06-25 astro-ph
Revisiting the Magnification of Type Ia Supernovae with SDSS
我们将Riess等人（2004）的Ia型超新星样本与SDSS DR 2光度星系表进行了交叉关联。与最近的工作相反，我们发现超新星的大小和星系的过密度之间没有可检测的相关性范围在1和10弧分之间。我们的结果与理论预期的超新星大尺度结构的引力透镜一致。未来的超新星调查，如SNAP，将能够明确地探测到预测的透镜信号。
2004-07-01 astro-ph
Gravitational Lensing by Power-Law Mass Distributions: A Fast and Exact Series Approach
我们提出了一个分析公式的引力透镜使用熟悉的三轴幂律质量分布，其中的三维质量密度由$ρ(X,Y,Z) = ρ_0 [1 + (\frac{X}{a})^2 + (\frac{Y}{b})^2 + (\frac{Z}{c})^2]^{-ν/2}$。偏转角和放大系数以傅里叶级数的形式解析得到。给出了偏转角和放大系数的精确表达式。本文给出的偏转角和放大系数的计算公式，将有助于对观测透镜系统的数值研究。我们的结果在爱因斯坦十字架上的应用可以在Chae、Turnshek和Khersonsky（1998）中找到。我们的系列方法可以被视为一种用户友好和有效的方法来计算透镜性质，优于更传统的方法，例如，数值积分，多极展开。
1998-08-31 astro-ph
Searches for high redshift galaxies using gravitational lensing
我们提出了不同的方法来识别高红移（z>5）对象的透镜星系团的高放大率区域，利用非常好的约束透镜模型。研究程序进行了解释和讨论。在光学/近红外光谱，如莱曼α发射线的检测，使我们能够确定这些源的红移。由于透镜放大率，它可以识别和研究更远或本质上比标准实地调查更暗的物体。
2003-08-29 astro-ph
Improving the Accuracy of Cosmic Magnification Statistics
通过前景物质的弱引力透镜效应系统地放大背景源，也称为宇宙放大，正在成为测量宇宙学参数和探索星系相对于暗物质分布的有效工具。我们在这里扩展的放大率统计的形式主义，通过估计的贡献，二阶项的放大率的泰勒展开，并表明，这些条款的影响以前被低估。我们测试我们的分析预测对数值模拟，并表明，包括二阶项允许放大相关的统计的准确性得到大幅提高。然而，我们也表明，数值和分析估计只能提供下界真正的关联函数，即使在弱透镜制度。我们建议使用细胞计数估计，而不是关联函数测量宇宙放大率，因为它们可以更容易地与数值模拟中测量的相关性。
2002-10-05 astro-ph
Correlation between galaxies and QSO in the SDSS:na signal from gravitational lensing magnification?
本文报道了斯隆数字巡天（SDSS）早期数据发布（EDR）中0.2-30角分尺度的星系-类星体互相关w_GQ的探测结果。我们将不同平均深度r '= 19-22（z_G =0.15-0.35）的星系样本与平均z_Q=1.6的主要类星体群体（i'<19.1）进行了交叉相关。我们发现显着的正相关性，在所有情况下，除了最微弱的类星体，如预期的那样，如果信号是由于弱透镜放大。弧分尺度上的信号幅度约为20%。这比目前预期的LCDM弱透镜效应大几倍，但在更高的意义上证实了几个小组以前的测量结果。当与星系-星系相关性w_GG相比时，弱透镜解释表明底层物质波动的非线性幅度很大：在0.2 Mpc/h的尺度上，σ =400，与LCDM波动的非线性模型相矛盾。我们还探测到一个标准化的偏度（星系-星系-类星体相关性），在z=0.15时为S_3=21 +/-6（在z=0.35时为S_3= 14 +/-4），比LCDM的预期值低几个sigma。这些观测的趋势可以与透镜在一个平坦的Lambda宇宙与sigma_8=1，提供的线性光谱是陡峭的（n = 1）比LCDM模型在这些小（集群）尺度。在这种解释下，星系分布以小100倍的幅度跟踪物质方差：即星系在小尺度上是反偏的，b=0.1，在10 Mpc/h时增加到b=1。
2003-01-31 astro-ph
A Constraint on the Gravitational Lensing Magnification and Age of the Redshift z=6.28 Quasar SDSS 1030+0524
最近在红移z=6附近发现的明亮类星体表明，质量超过10^9兆太阳的黑洞（BH）在宇宙演化的非常早期就已经聚集起来了。另一种解释是，这些类星体是由质量较小的黑洞提供动力的，但它们的通量通过干预星系的引力透镜被强烈放大。在这里，我们分析的Ly α发射的类星体的已知最高的红移，SDSS 1030+0524，在z=6.28的通量分布。我们表明，这个对象不可能被放大的透镜超过五倍。这个约束来自于这个类星体周围的电离区域的大观测尺寸，30（共动）Mpc，并且关键地只依赖于类星体嵌入在一个很大程度上中性的IGM中的假设。基于SDSS 1030+0524的谱线/连续谱比，我们进一步论证了该类星体也不能被显著的因子束射。我们的结论是，类星体BH的最小质量是4 × 10^8 Msun（放大5倍）;如果质量这么低，那么类星体必须在红移z=9之前开启。根据电离区的大小，我们还可以将该类星体年龄的绝对下限定为t > 2 x 10^7年。
2002-05-09 astro-ph
Simulations of Strong Gravitational Lensing with Substructure
银河系大小的引力透镜的模拟相结合的宇宙学N体模拟和模型的重子组成的星系。通过在自适应网格上进行射线拍摄，计算出透镜焦散线、临界曲线、图像位置和放大率。当光源在光滑透镜焦散面的尖点附近时，三个最近像的放大率之和应接近于零。据发现，在所观察到的情况下，这个总和通常是太大，是一致的模拟，这意味着没有足够的子结构的模拟。这表明其他因素也起着重要作用。这些可能包括有限的数值分辨率，晕外结构的透镜效应，选择偏差以及随机选择的星系晕可能比本研究中使用的孤立晕更不规则，例如由于最近的合并。它还表明，与从N体模拟计算的子结构的水平，爱因斯坦十字型透镜的图像放大率是非常弱的函数的源尺寸高达$\sim 1\kpc$。这也是真实的放大率广泛分离的图像在折叠和尖焦散透镜。这意味着，除了恒星的微透镜效应外，透镜类星体不同发射区域的放大率应该是一致的。最接近的一对图像之间的放大率的源大小依赖性是更敏感的子结构。
2006-02-14 astro-ph
Magnification-Temperature Correlation: the Dark Side of ISW Measurements
集成Sachs-Wolfe（ISW）测量，其中涉及互相关的CMB与前景的大尺度结构（如星系/类星体），已被证明是一个有趣的探测暗能量。我们发现，放大率的偏差，这是不可避免的调制的前景数计数的引力透镜，改变所观察到的ISW信号的形状和幅度。这在高红移的情况下尤其如此，因为（1）在物质主导的时代，本征星系温度信号大大减弱，（2）透镜效应效率随着红移而增加，（3）在数量有限的样本中，计数斜率通常随着红移而变陡。在z >~ 2时，放大率-温度相关性超过了本征星系-温度相关性，并导致观测到的ISW信号随z增加，尽管暗能量处于次要地位--这是放大率探测观测者和源之间结构的结果。忽略放大率偏差会导致关于暗能量的错误结论。虽然透镜调制打开了一个有趣的高Z窗口ISW测量，高Z的测量预计不会增加很多新的信息，低Z的，如果暗能量是宇宙学常数。这是因为透镜效应在红移之间引入了显著的协方差。追求高z ISW测量的最令人信服的原因是寻找潜在的惊喜，例如早期的暗能量统治或修改重力的签名。最后，我们讨论现有的测量，其中最高的z是在边缘的放大率偏置敏感。我们还开发了一种形式主义，这可能是普遍感兴趣的：预测偏差估计参数时，某些物理效应被忽略在解释数据。
2007-01-30 astro-ph
Anisotropic Magnification Distortion of the 3D Galaxy Correlation: I. Real Space
众所周知，引力透镜，主要通过放大偏差，修改所观察到的星系/类星体集群。这种讨论主要集中在2D角度相关性上。在这里，在一个配套文件（纸II），我们探讨放大偏差如何扭曲的3D关联函数和功率谱，首先考虑松原。有趣的是：失真是各向异性的。放大偏差优先增强了观察到的相关性的视线（LOS）的方向，特别是在大尺度上。例如，在LOS分离为~100 Mpc/h时，星系与星系之间的内在相关性相当弱，即使在z ~ 0.35的适度红移下，观测到的相关性也可以通过透镜效应增强几倍。机会：这种透镜各向异性是独特的，使得有可能分别测量星系-星系、星系-放大率和放大率-放大率的相关性，而不测量星系的形状。各向异性是区别于众所周知的变形由于特殊的运动，将讨论在文件II。挑战：随着精度的提高，在解释数据时必须考虑星系相关性的放大失真。例如，关联函数中~100 Mpc/h的重子声学振荡标度在LOS方向上移动了~3%，而在N-S方向上移动了~0.6%，这取决于星系偏置、红移和计数斜率。如果忽略哈勃参数和角直径距离的相应变化，可能会严重影响暗能量状态方程的测量。最后，放大失真提供了一个合理的解释，在笔形波束调查中看到的众所周知的过度相关。
2007-06-15 astro-ph
Lensing Properties of Scale-Free Galaxies
透镜类星体的多幅图像提供了透镜星系质量分布的证据。透镜不变量由像的位置、奇偶性和通量构成。它们只依赖于透镜势的结构。最简单的是放大率不变量，它是图像的有符号放大率的总和。高阶不变量是图像的位置坐标的正或负幂的有符号放大率的乘积的和。我们考虑的情况下，四个和五个图像系统所产生的椭圆幂律星系。本文提供了简单的轮廓积分计算其所有的透镜不变量。对于实际的评估，这提供了相当大的优势，以前使用的代数方法。为了说明的权力的轮廓积分方法，我们计算充分的扩展源偏移量的任意外部剪切的存在下，所有的透镜不变量。作为一个例子，我们使用椭圆幂律星系来拟合爱因斯坦十字架（G2237+030）的四幅图像上的数据。透镜不变量通过降低参数空间的维数而发挥作用，在该参数空间中卡方最小化进行，从而在精度和速度上获得收益。
2001-07-04 astro-ph
Gravitational lensing magnification without multiple imaging
引力透镜可以放大遥远光源的视亮度。高度放大的图像通常是多重成像系统的一部分，但我们考虑了在没有额外可检测图像的情况下具有大放大率的可能性。在极少数但不可忽略的情况下，透镜效应可以产生一个单一的高度放大的图像;这种现象主要与大质量的星团级晕（>~1e13.5 Msun）有关。或者，透镜可以产生多重成像系统，其中额外的图像要么无法分辨，要么太暗而无法检测。这种现象主要由星系和低质量晕（<~ 1 e12 Msun）所控制，并且对晕的内部密度分布非常敏感。虽然我们研究的是一般问题，但我们的计算是针对斯隆数字巡天（SDSS）中红移z~6的四个类星体的，Richards等人（2004）已经排除了额外图像的存在，图像分裂为0.3”，流量比为f=0.01。我们预测，所有放大倍数大于10的z~6类星体中，有9-29%将缺乏可检测的额外图像，其中5-10%是真正的单成像系统。只有在所有低质量（<~ 1 e10 Msun）晕都具有高度集中（等温）剖面的不太可能的情况下，才能达到29%的最大值。在更现实的模型中，矮晕有更平坦的内部轮廓，最大的概率是~ 10%。我们得出结论，所有四个SDSS类星体被放大10倍的概率<1 e-4。唯一能逃脱这个结论的是，SDSS数据库中是否有许多（>10个）多重成像的z~6类星体尚未被识别，这似乎是不可能的。换句话说，透镜效应无法解释z~6类星体的亮度，而利用透镜效应来避免年…
2004-11-19 astro-ph
Influence of magnification threshold on pixel lensing optical depth, event rate and time scale distributions towards M31
像素透镜是来自未解析恒星的光的引力微透镜，其贡献于由单个像素收集的光度通量。恒星必须被充分放大，也就是说，如果要在背景上检测像素中的过量光子通量，则透镜碰撞参量必须小于阈值$u_T$。假设艾萨克·牛顿望远镜的参数和典型的观测条件，我们在朝向M31的天空平面上绘制了阈值碰撞参量、光学深度、事件数和事件时间尺度的地图，特别分析了这些量如何依赖于像素透镜搜索中的$u_T$。我们使用的分析方法包括平均的$u_T$和星柱密度的光学深度，微透镜率和事件持续时间尺度。相对于经典的微透镜效应的结果，在预期的光学深度和事件数的整体减少被发现，特别是朝向高亮度M31内部区域。正如预期的那样，朝向M31内部区域的像素透镜事件主要是由于自透镜效应，而在外部区域，即使对于20%的H2O晕分数，暗事件也占主导地位。我们还发现一个远/近盘不对称的预期事件数，小于发现的\cite{Kerins04}。对于自透镜事件和暗透镜事件两者，我们获得的像素透镜时间尺度是$\simeq 1 - 7$天，暗事件持续的时间大约是自透镜事件的两倍。最短的事件发生在南半球的M31。我们还注意到，像素透镜的结果取决于$<u_T>$和$<u_T^{~2}>$值，并最终在观测条件和望远镜的能力。
2005-03-24 astro-ph
Lensing effects of misaligned disks in dark matter halos
我们研究了嵌入错位盘的暗物质晕产生的透镜信号的观测特征。这个问题是特别感兴趣的，在目前的时间，因为大多数观察到的多透镜系统的放大率和图像的几何形状，是不是很好地适合标准的质量模型。在冷暗物质（CDM）模型的背景下，几位作者引用了透镜外部子结构的存在，以解释反常放大率。我们强调，异常的放大率可能是一个工件的简单的一个组件的质量模型目前正在使用的，包括一个错位盘可能能够模仿的效果的子结构。暗物质晕和盘之间的这些微小的空间偏移，很可能发生在相互作用或合并过程中或作为其结果，导致复杂的图像配置和非标准的放大率。我们调查两个说明性的透镜模型：螺旋盘嵌入在一个暗物质晕，和一个紧凑的圆盘状组件内的椭圆星系。预计部分星系与错位盘估计是10%的顺序。在这种情况下，我们发现，由此产生的透镜的几何形状是不寻常的，具有高图像的多重性。焦散结构-径向和切向-都进行了大幅修改，放大率与标准镜头模型的预期相比有所不同。在引力透镜系统的质量建模中，需要额外的参数来指定主透镜中质量分量的相对对准，这又引入了另一个不确定性来源。
2002-12-20 astro-ph
Gravitational Lensing of Distant Supernovae
我们利用一系列的光线追迹实验来确定高红移源的引力透镜放大率分布。我们确定经验之间的关系放大率和红移，各种宇宙学模型。然后，我们使用这个关系估计透镜的影响，从高Z超新星观测的宇宙学参数的测定。我们发现，对于红移z<1.8的超新星，与测量中的固有不确定性相比，透镜效应的影响可以忽略不计。使用在1.8<z<8范围内的模拟数据，我们表明透镜效应可以变得显著。因此，如果发现了一群非常高z的超新星，在这些SNe可以用来约束宇宙学模型之前，充分理解透镜效应将是至关重要的。
2005-03-21 astro-ph
Gravitational lensing model degeneracies: Is steepness all-important?
在引力透镜中，较陡的质量分布通常产生较长的时间延迟但较小的放大率，而不必改变图像位置或不同图像之间的放大率。这是众所周知的。然而，在本文中，我们发现，即使陡度是固定的，时间延迟仍然可以有显着的模型依赖性，我们属性的形状建模退化。这一结论来自35个星系透镜模型的数值实验。我们认为，不同的和扭曲的椭圆，探索像素化的镜头模型，但到目前为止，参数模型的功能，有一个重要的影响时间延迟。
2006-08-24 astro-ph
Magnification relations for Kerr lensing and testing Cosmic Censorship
具有质量参数m和角动量参数a的Kerr黑洞作为引力透镜，在弱场极限下产生两个像。我们研究了相应的放大率关系，即符号和绝对放大率和质心到后牛顿阶。我们表明，有后牛顿修正的总绝对放大率和质心成比例的a/m，这是在相反的球对称的情况下，这种修正消失。因此，我们还提出了一套新的透镜观测量的两个图像涉及这些修正，这应该允许测量a/m的引力透镜。事实上，观测银河系黑洞所需的分辨率能力原则上应该是目前和不久的将来的仪器所能达到的。由于a/m >1表示一个裸奇点，一个最有趣的应用将是对宇宙审查猜想的测试。用于导出图像特性的技术是基于克尔透镜的简并性和后牛顿阶的适当位移的史瓦西透镜。对这种简并现象给出了简单的物理解释。
2007-08-01 astro-ph gr-qc
Gravitational lensing: effects of cosmology and of lens and source profiles
我们提出了详细的计算放大率分布，包括弱和强透镜，使用最近的解决方案的戴尔-罗德（1973）方程的光传播在一个不均匀的宇宙与宇宙学常数和最新的模型不断发展的宇宙学分布的暗物质晕。我们解决特别是一个非零的宇宙学常数，不同的密度配置文件的透镜，和有限大小的透镜源的效果。我们表明，如果暗物质的波动被归一化到本地集群丰度，在存在的宇宙学常数的光学透镜深度{ \em减少}相比，爱因斯坦-德西特宇宙的情况下，因为在相关的质量范围内的晕是不太丰富的一个大的红移间隔。我们还讨论了Navarro，Frenk & White（NFW）和奇异等温球（SIS）透镜密度分布产生的放大概率分布的差异。我们发现，NFW透镜是更有效的中等放大倍率（$2\lsim A\lsim 4$），和更大的放大倍率效率较低。此外，我们定量讨论的最大放大率，$A_{\rm max}$，可以实现的情况下，扩展源（星系）与现实的光度分布，考虑到可能的椭圆率的透镜潜力。最后，我们将我们的结果应用到一类源以下的光度演化典型的类星体形成的统一方案。我们发现在通量密度为$\gta100 $ mJy时，在$850 μ$ m处的透镜源计数可以比未透镜源计数大几个数量级。
2001-01-24 astro-ph
The Effect of Weak Lensing on the Angular Correlation Function of Faint Galaxies
暗星系的角关联函数\wth受非线性引力演化和引力透镜放大偏差的影响。我们计算了不同宇宙学模型的结果\wth，并展示了它的形状和红移演化如何依赖于Ω和Λ。对于红移大于1的星系（R星等比约24暗），放大率偏差可以显著地增强或抑制\wth，这取决于数量-星等关系的斜率。例如，我们展示了它是如何改变两个星系样本的\wth的比率与不同的数量计数斜率。
1997-08-29 astro-ph
Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689
我们提出了第一个应用透镜放大率来测量绝对质量的星系团;阿贝尔1689。一个星系团的绝对质量可以通过星系团势对背景星系群的引力透镜放大来测量。由于星系聚集和散粒噪声，以及在强透镜区将放大率与质量联系起来的额外不确定性，透镜信号会因数量计数的变化而变得复杂。聚类和散粒噪声可以使用极大似然方法来处理。然后可以使用局部近似来从放大率估计质量。另外，如果透镜是轴对称的，我们表明，放大方程可以解决非局部的表面质量密度和切向剪切。在本文中，我们提出了第一个总质量分布的地图，在阿贝尔1689年，从赤字的透镜红星系背后的集群测量。虽然噪音更大，但这些复制了使用背景星系的剪切变形制作的质量图的主要特征，但具有正确的归一化，最终打破了困扰基于剪切的透镜方法的“片状质量”简并性。我们得到了内4'星系团的质量分布（0.48Mpc/h）。这些图显示出在半径为2.4'（0.28Mpc/h）处具有接近等温表面质量密度κ=（0.5+/-0.1）（θ/1'）^{-1}的轮廓，随后突然下降到噪声。我们发现0.24 h^{-1}$Mpc内部的投影质量为M（<0.24 Mpc/h）=（0.50+/- 0.09）\times 10^{15} Msol/h。我们比较我们的结果与质量估计从X射线温度和视线速度色散，以及弱剪切和透镜弧，并发现所有的阿贝尔1698是在公平的协议。
1998-01-15 astro-ph
Distortion of the SED of High-z Luminous Infrared Galaxies by Strong Lensing
我们提出了一个模型来估计差分放大率的影响上的SED的高Z ULIRGs。结果表明，在~0.01”的小角尺度上，高温分量与低温分量的比值随源位置的变化可达10倍。这意味着，当从强透镜源导出尘埃特性时，需要对微分放大率进行校正。
1999-09-21 astro-ph
Gravitational Lensing Characteristics of the Transparent Sun
利用最近的标准太阳模型（SSM）数据，将透明的太阳模拟为球对称的中心凝聚引力透镜。太阳的最小焦距计算精确到23.5 +/- 0.1 AU，刚好超过天王星的轨道。太阳产生了一个遥远的点源的单一图像，在这个最小焦距内的观察者和从连接源通过太阳中心的线充分远离的观察者都可以看到。空间区域被绘制成一个遥远的点源的三个图像，以及它们的相关放大率。太阳焦散线，临界曲线和爱因斯坦环的计算和讨论。极高的引力透镜放大率存在于观测者的位置，使一个角度小，无透镜的源出现在三像焦散附近。辐射类型，可能会经历显着的太阳透镜放大，因为它们可以穿越太阳的核心，包括中微子和引力辐射，进行了讨论。
2011-12-12 astro-ph
Exploiting magnification bias in ultradeep submillimetre-wave surveys using ALMA
具有陡/浅源数的星系群体的表面密度通过引力透镜放大而增加/减少。这些效应通常分别称为“放大偏差”和“损耗”。然而，如果源被透镜缩小，那么情况就相反了，并且具有浅源计数的星系的可检测表面密度，正如在最微弱的通量密度下所预期的那样，增加了。一般来说，缩小的光源很难检测和研究：需要精确的亚角秒角分辨率和表面亮度灵敏度，并且来自透镜物体的辐射不能主导图像。这些不寻常的条件预计将得到满足的观测密集群的缩小图像，可以形成非常接近的视线，通过一个丰富的星系团的中心，使用即将到来的亚毫米波阿塔卡马大型毫米阵列（ALMA）干涉仪。在一个以星系团核心为中心的直径为18弧秒的ALMA场中，可以探测到位于一个丰富星系团周围约1弧分范围内的大多数背景星系的缩小图像，有效地增加了ALMA的视场。这种技术可以使一个微弱的，10-100微焦亚毫米星系的代表性样本被检测到比在空白领域快几倍。
2001-10-17 astro-ph
Magnification Bias in Galactic Microlensing Searches
它表明，大量的可检测的引力微透镜事件，可能会被发现的大规模并行测光（MAPP）项目（如MAPIO，EROS和OGLE合作）将发生恒星太暗，很容易被这些项目单独注意到。这是大放大率偏差效应的结果，在任何通量限制的样品中包括高放大率事件的偏差。探测到这些事件的概率可能高达目前MAPP合作监测的恒星的透镜概率的2.3倍。
1994-03-07 astro-ph
The magnification of SN 1997ff, the farthest known Supernova
SN 1997 ff的红移约为1.7，是迄今为止发现的最遥远的Ia型超新星。这个SN接近几个明亮的星系，z=0.6-0.9，我们考虑这些物体对SN 1997 ff等的透镜效应。我们用Tully-Fisher和Faber-Jackson关系估计了它们的速度色散，并应用多平面透镜形式主义计算了SN 1997 ff放大了0.34 ± 0.12 mag.由于前景星系的空间结构，来自单个透镜的剪切部分抵消了，并且在宿主星系上引起的总畸变比具有相同放大率的单个透镜产生的畸变小得多。经过透镜效应修正后，SN 1997 ff的距离修正为m-M=45.5等，这改善了与低红移超新星Ia的Omega_M=0.35，Omega_Lambda = 0.65宇宙学模型的一致性，但在~3 sigma置信水平下与均匀灰尘模型或简单演化模型不一致。
2002-08-09 astro-ph
Statistical lensing by galactic discs
如果星系的暗物质晕中嵌入重子盘，则星系的高倍引力透镜截面会显著增强。我们调查的人口的影响，这样的磁盘上的概率检测强透镜图像的遥远星系和类星体。透镜的光学深度总是超过两倍。在大于约50的放大率下，该效应尤其显著，对于该放大率，光学深度通常增加大于5的因子。如果圆盘的分数或典型的圆盘与晕的质量比随红移而增加，那么光学深度预计会进一步增加。透镜盘中的灰尘造成的遮蔽预计会抵消光学波段测量的相关放大率偏差，但不会抵消无线电和毫米/亚毫米波段测量的相关放大率偏差。因此，星系盘的存在应该会导致在射电和毫米/亚毫米选择性巡天中探测到的透镜星系和类星体的数量显著增加。预计将增加约3倍，从而更有理由利用下一代地面望远镜以及FIRST和Planck Surveyor空间飞行任务进行毫米/亚毫米波透镜勘测。
1998-12-15 astro-ph
Weak gravitational lensing in the standard Cold Dark Matter model, using an algorithm for three-dimensional shear
我们调查的影响，弱引力透镜在标准的冷暗物质宇宙学，使用一种算法，该算法评估的剪切在三维空间。该算法具有可变软化的颗粒的优点，我们的方法允许适当的角直径的距离被应用到每个三维模拟框内的每个评估位置。我们研究了距离-红移关系中切变的重要性，发现它是很小的。我们还建立了明确定义的值的平滑参数的关系，发现它的值至少是0.88在所有的红移在我们的模拟。从我们的结果中，通过将模拟框连接回源红移4，我们能够观察到结构的形成，根据计算的剪切，并注意到剪切的主要贡献来自非常广泛的红移范围。我们给出了放大率、源椭圆率和会聚度的概率分布，并描述了一系列源红移下这些量之间的关系。我们发现了一个广泛的放大率和椭圆率;对于红移为4的源，97{1/2}%的所有视线显示放大率高达1.3，椭圆率高达0.195。有明显的证据表明，放大率是不是线性的收敛，如可能预期的弱透镜，但包含的贡献，从高阶项的收敛和剪切。
1999-01-12 astro-ph
Caustics, Critical Curves and Cross Sections for Gravitational Lensing by Disk Galaxies
我们研究了螺旋星系的强引力透镜，将它们模拟为嵌入奇异等温球体中的无限薄的均匀圆盘。我们推导出一般性质的临界曲线和焦散线解析。多像截面是盘相对于观察者的倾斜角的敏感函数。我们计算了几组透镜参数的倾斜平均截面。对于现实的磁盘质量和尺寸参数，我们发现，截面的多重成像增加只有一个温和的因素，并没有显着增加的光学深度强透镜类星体将是预期的。然而，高放大率的截面由于包含盘而显著增加，特别是对于近边缘配置;由于有利于高放大率的强观测选择效应，可能会对透镜统计产生重大影响。
1997-08-28 astro-ph
Cluster-Cluster Lensing in Abell 2152
我们讨论了附近星系团Abell 2152的透镜性质。最近的研究表明，阿贝尔2152实际上是两个不同星系团的投影，其中一个是武仙座超星系团成员，z=0.043，而另一个距离是它的3倍多。星系团中心的投影距离仅为2.4弧分，我们的数据表明，前景星系团透镜的背景之一的成员。我们有一个正在进行的项目来测量背景星团中基本平面的放大率。这个标准杆的放大将提供一个估计的前景集群质量的不确定性的质量片简并影响质量估计的基础上弱剪切。
2001-08-15 astro-ph
Is the X-ray variable source in M82 due to gravitational lensing ?
本文探讨了最近在M82中发现的硬X射线可变源CXOM 82 J095550.2+694047的可能性，认为这是由于在视线上插入一个恒星物体作为微透镜而引起的引力放大。事件的持续时间（$>84$天）使我们能够设置强大的约束的质量和位置的microcolensing对象时，结合星系晕，M82和典型的球状星团的动力学特性。除了极低的可能性外，星系晕和M82晕中的微透镜放大率都能解释CXOM 82 J095550.2+694047的X射线变化。希望透镜效应假说能很快通过光变曲线的测量得到验证。
2001-06-05 astro-ph
Gravitational `Convergence' and Cluster Masses
双色测光的集群A1689揭示了一个“相对放大偏差”透镜蓝色和红色背景星系之间，所产生的依赖于暗淡的星系计数斜率的颜色。远场的颜色分布偏向蓝色，使我们能够测量星系团的放大率，并理解大弧的臭名昭著的蓝色。我们表明，放大率的信息可以与通常的图像失真测量相结合，以隔离的局部“收敛”的透镜组件，从而推导出投影质量。这是通过一个简单的局部关系的收敛性和可观的，它可以适用于一般的表面集群。在弱透镜极限下，会聚减少到仅依赖于放大率，因此在星系团的外围，物质的表面密度直接从背景星系的表面密度获得。因此，有用的透镜工作需要颜色信息，但不一定是好的视觉。有趣的是，收敛在高红移时变化缓慢，饱和程度取决于视界距离，允许有用的模型独立测量全局几何。
1995-12-01 astro-ph
Lensing Corrections to Features in the Angular Two-Point Correlation Function and Power Spectrum
众所周知，引力透镜效应对星系或类星体源计数的调制，即放大偏差，会改变观测到的角关联函数。我们研究了放大引起的观测到的关联函数w（θ）和角功率谱C_{\ell}形状的变化，特别注意了物质辐射相等峰和重子摆动。透镜效应将源星系的关联函数与透镜较低红移处的物质关联混合起来。由于透镜探测结构离观测者较近，透镜项的角尺度依赖性不同于源项的角尺度依赖性，从而使观测到的关联函数发生畸变。我们量化了透镜校正如何依赖于选择函数的宽度、星系偏置b和计数斜率s。校正随红移增加，并且对于具有陡峭的计数斜率和/或宽的红移分布的源存在较大的校正。在z >~1.5和\ell <~ 100时，测量值发生C_{\ell}的最剧烈变化。对于我们考虑的源分布，放大偏差可以在z ~ 1.5处使物质辐射均匀性尺度偏移1-6%，并且在z ~ 3.5处偏移可以高达30%。θ^2w（θ）中的重子凸点移动<~ 1%，宽度通常增加~ 10%。>~ 0.5%的位移和>~ 20%的增宽只发生在选择函数非常宽的星系和/或（5s-2）/b>~2的星系中。然而，在重子凸点附近，放大率校正不是常数，而是一个依赖于源布居的平缓变化的函数。根据w（θ）数据的拟合方式，当使用重子声学标度进行精确宇宙学时，可能需要考虑这种校正。
2007-11-10 astro-ph
