Interpreting microlensing signal in QSO 2237+0305: Stars or planets?
多重成像，引力透镜类星体，类星体2237+0305，一直是最近的光学监测活动的主题，其光变曲线显示不相关的变化归因于引力微透镜的质量在前景星系。基于这些光变曲线，有人声称主要的微透镜群体必须是自由浮动的类抛物体的群体;这样的结论并不新鲜，在文献中有几个类似的说法。然而，从历史上看，这种结论是有缺陷的，对在显著光学深度处出现的复杂焦散网络的解释是不正确的。本文研究了这一最近的说法，说明它也是有缺陷的。
2005-05-18 astro-ph
The Signature of Microlensing in QSO Variability-Redshift Correlations
最近发现的类星体红移和长期连续变率时间尺度之间的逆相关被认为是宇宙学尺度上微透镜的特征（Hawkins 1993）。计算这种相关性的一般理论方法，并适用于各种透镜的情况下，在$Λ= 0$弗里德曼宇宙学的框架。它表明，所观察到的时间尺度可以强烈影响的观测限制：有限的持续时间的监测活动和有限的光度灵敏度。在大多数情况下，时间尺度随着源红移$z_s$的增加而增加，尽管比内在变异性预期的$1+z_s$时间膨胀要慢。对于以中等灵敏度观测到的扩展源，可以获得减少。在这种情况下，只有不超过几百Mpc的透镜参与透镜效应。由此产生的光学深度太小，无法解释常见的长期类星体的变化，除非假设一个非常高的本地透镜密度。这些结果不支持的想法，报告的逆相关可以归因于微透镜的均匀分布的透镜均匀的类星体样本。本文还讨论了利用不同波长的观测和不同位置的类星体样本来识别类星体变率中的微透镜现象的可能性。
1995-02-06 astro-ph
Contribution of microlensing to X-ray variability of distant QSOs
我们考虑了微透镜效应对高红移类星体X射线变化的贡献。宇宙学上分布的引力微透镜可以局限于星系中（甚至在引力微透镜的凸起或晕中），也可以以均匀的方式分布。我们已经分析了这两种分布的情况。我们发现，由宇宙学分布的偏转器引起的引力微透镜的光学深度可能是显著的，并且可以在$z\sim 2$达到$10^{-2} - 0.1$。这意味着宇宙学分布的偏折器可能对高红移类星体（$z>2$）的X射线变率有重要贡献。考虑到光学厚度的上限（$τ\sim 0.1$）对应于暗物质形成宇宙学分布的偏转器的情况，对非透镜类星体的X射线变化的观测可以用来估算微透镜中的暗物质比例。
2004-10-15 astro-ph
3D spectroscopy as a tool for investigation of the BLR of lensed QSOs
微透镜对类星体中的线光源和连续光源进行选择性放大，可以改变类星体各分量的连续谱斜率和谱线形状。比较透镜类星体不同成分的光谱和不同时期观测到的图像的光谱，可以推断出存在millilensing，microlensing和内在的变化。特别是微透镜效应可以用来研究活动星系核中的未分辨宽线和连续谱发射区结构。因此，利用三维光谱学对透镜类星体的光谱监测为研究活动星系核中的BLR结构提供了新的可能性。在这里，我们讨论的观测效果，可能会出现在BLR微透镜的类星体的光谱。
2005-12-23 astro-ph
Detection of an Iron Emission Feature from the Lensed BAL QSO H1413+117 at z=2.56
本文给出了Chandra X射线天文台观测到的Z=2.56的透镜BAL类星体H1413+117（立体式）的X射线能谱。我们在40 kS的先进CCD成像光谱仪（ACIS-S）的观测中检测到293个光子。X射线图像由四个透镜图像组成，因此光子来自透镜类星体本身。整个光谱可以用一个被中性物质大量吸收的幂律函数来描述，其红移与类星体的红移一致。这支持了内禀吸收对BAL类星体有重要意义的观点。当我们包括发射线时，光谱拟合显著改善（99%置信度）。在类星体静止系中，假设吸收的幂律为连续谱，谱线的质心能量和本征宽度（高斯σ）分别为6.21 \pm 0.16 keV和220 ^{+270}-130} eV（90%误差）.在类星体静止坐标系中，谱线的等效宽度为960 ^{+1400}-480} eV。我们认为，大的等效宽度，质心能量，和线宽可以解释由铁K发射所产生的X射线后处理在BAL流，假设它有一个圆锥形薄片结构。
2001-11-21 astro-ph
Spatially resolved STIS spectra of the gravitationally lensed BAL quasar APM08279+5255: the nature of component C and evidence for microlensing
虽然引力透镜类星体被期望显示奇数个图像，但观察到的系统总是偶数个类星体。为此，透镜星系必须有非常小的核心半径;这提供了一个图像的强烈缩小。引力透镜BAL类星体APM 08279 +5255的高分辨率成像揭示了三个点状图像。由于这些图像具有相似的颜色，因此有人认为每个图像都代表一个透镜图像。在这里，空间分辨光谱的各个组成部分，获得了与STIS的HST，清楚地揭示了每个类星体的图像。这证实了APM 08279 +5255代表了奇像引力透镜系统的第一个例子。透镜星系的性质的影响进行了讨论。还发现，个别图像具有光谱差异，表明在这个系统中的引力微透镜的影响。
2002-05-24 astro-ph
Image Separation vs. Redshift of Lensed QSOs: Implications for Galaxy Mass Profiles
最近，Park和Gott报道了一个有趣的观察：如果透镜是奇异的等温球或点质量，透镜类星体的像分离随着类星体红移的下降比任何现实世界模型中预期的都要急剧。在这封信中，我提出，如果透镜星系具有随半径逐渐变化的对数表面质量密度分布，则观察到的趋势自然会出现。如果观察到的缺乏中心（奇数）的图像也考虑在内，数据有利于一个普遍的暗物质密度分布超过等温球的核心。由于图像分离与源红移的趋势主要反映了星系的性质，因此它不能直接用作宇宙学模型的测试。此外，目前宇宙学常数的上限可能需要修改。
1997-09-28 astro-ph
On the contribution of microlensing to X-ray variability of high-redshifted QSOs
我们考虑了微透镜效应对高红移类星体X射线变率的贡献。这种效应可能是由位于类星体的凸起或/和晕中的恒星质量物体（SMO）以及观测者与类星体之间的宇宙学距离引起的。在这里，我们不排除在我们的银河系中由偏转器引起的微透镜，因为它是众所周知的，从最近的天文台，EROS和OGLE观测，相应的光学深度为星系晕和银河系隆起低于$10^{-6}$。宇宙学上分布的引力微透镜可以局限于星系中（甚至在引力微透镜的凸起或晕中），也可以以均匀的方式分布。我们已经分析了这两种分布的情况。作为我们分析的结果，我们得到了由恒星质量物体引起的微透镜光学深度通常是小的类星体球和类星体晕引力微透镜分布（$τ\sim 10^{-4}$）。另一方面，由宇宙学分布的偏转器引起的引力微透镜的光学深度可能是显著的，并且可以在$z\sim 2$达到$10^{-2} - 0.1$。这意味着宇宙学分布的偏折器可能对高红移类星体（$z>2$）的X射线光变有重要贡献。考虑到光学厚度的上限（$τ\sim 0.1$）对应于暗物质形成宇宙学分布的偏折器的情况，因此观测非透镜类星体的X射线变化可以用来估算微透镜中的暗物质比例。
2004-03-17 astro-ph
Astrometric Microlensing of Distant Sources due to the Stars in the Galaxy
我们研究了由银河系中的恒星引起的远源（如类星体和射电星系）的天体测量微透镜的性质，主要集中在VERA（VLBI射电天体测量探测）项目的应用上。假设星系盘和星系球的典型参数，我们得到了10微弧秒量级的天体测量位移的最大光学厚度，在类星体盘透镜作用下为8.9 × 10 ^{-2}，在类星体球透镜作用下为3.8 × 10 ^{-2}。我们还发现，类星体盘透镜的最大光学深度比盘-盘或凸起盘透镜的情况下（假设一个典型的源距离为8至10 kpc）大一个数量级。除了光学厚度外，我们还计算了类星体盘透镜的事件率，发现类星体盘透镜的最大事件率为1.2 × 10 ^{-2}个事件/年，比盘-盘透镜的最大事件率大30倍。如此高的事件发生率意味着，如果在10年内监测银河系中心区域后面的10个类星体，至少应该检测到一个天体测量微透镜事件。因此，用VERA监测远距离射电源可以成为研究银河系中恒星引起的天体测量微透镜效应的一种新工具。我们讨论了VERA的天文微透镜的影响，通过集中在估计透镜质量，也提出了一些可能的候选人的射电源朝向天文微透镜事件应该与VERA搜索。（节略）
2002-01-04 astro-ph
Microlensing probes the AGN structure of the lensed quasar J1131-1231
本文分析了引力透镜系统J1131-1231的三个最亮像的单历元长缝谱。这些光谱为引力透镜类星体中宽发射线的微分微透镜效应提供了最清晰的观测证据之一。微透镜效应使我们能够：（1）确认发射线的宽度与发射区域的尺寸反相关;（2）表明大部分FeII在宽线区域（BLR）的外部发射，而另一部分FeII在紧凑区域中产生;（3）对该体系中观察到的窄的本征Mg Ⅱ吸收双峰的来源进行了研究。
2008-01-17 astro-ph
The Impact of Galaxies on their Environment from Observations of Gravitationally lensed QSOs
在引力透镜类星体的近距离、多视线范围内观测吸收系统，可用来推断导致莱曼α森林现象和类星体金属吸收线的气体云的密度波动和运动。我们描述了一个调查透镜类星体的凯克HIRES仪器，并认为，可以得到限制的频率和重要性的流体动力学扰动星系对周围的气体从这些数据。我们讨论了低密度不饱和莱曼α森林吸收系统，高电离CIV吸收系统，低电离气体可见的SiII和CII的运动学性质之间的差异。一般的星系际介质似乎显示出非常少的湍流，但假定密度更大的CIV系统显示出被反复搅动的证据（被风？）过去的时间尺度类似于恒星反馈和可能的星系合并的时间尺度。低密度IGM的静止可以用来在宇宙学时间尺度上对银河风的发生率和能量施加上限。
2001-11-01 astro-ph
Angular separations of the lensed QSO images
我们分析了观测到的类星体引力透镜图像的图像分离与源红移的可能相关性。与先前提到的基于较小数据集的反相关相反，对于当前可用的数据没有发现相关性。我们已经计算了平均图像分离的透镜类星体作为源红移的函数，在一个平坦的宇宙中的核心等温球，考虑到放大的偏见所造成的透镜。作为红移函数的平均图像分离的分布的形状是非常鲁棒的，并且对大多数模型参数不敏感。观测结果与假设透镜分布为（i）Schechter光度函数的模型的理论结果大致一致，但不能产生大分离的图像;（ii）在冷暗物质宇宙中，如果假设质量的上限为1-7 $\times 10^{13}$ M $\odot$，则观测结果与Press-Schechter理论给出的质量凝聚的理论结果大致一致。
2000-11-09 astro-ph
The Influence of Gravitational Microlensing on the Broad Emission Lines of Quasars
根据宽线区（BLR）的大小及其与类星体光度的关系，讨论了微透镜效应对类星体宽线的影响。恒星大小的物体的微透镜效应可以在一些多重成像的类星体的BEL中产生显著的放大，并且可能与高电离线非常相关。我们已经确定了一组10个引力透镜系统（30%的选定样本），其中可以观察到微透镜。利用AGN的标准运动学模型，我们研究了位于不同位置的微透镜引起的线轮廓的变化相对于BLR中心。我们发现，微透镜可以产生重要的影响，如不同部分的线轮廓的相对增强或线的峰值的位移。在微透镜类星体图像上研究不同电离状态下的BEL轮廓，可以作为探测BLR结构和尺寸的另一种方法。
2002-05-23 astro-ph
Microlensing & Scintillation of Gravitationally Lensed Compact Radio Sources: Evidence for MACHOs?
我们提出了第一个明确的情况下，外部变化的河外射电源，类引力透镜B1600+434，包括两个图像透镜的边缘盘星系。晶状体图像的VLA 8.5-GHz差异光变曲线显示在14.6-sigma置信水平下的外部变异性。虽然目前的单频VLA观测不能最终排除闪烁，几条证据表明，它并不占主导地位的短期变化。这得到了正在进行的三频WSRT活动的支持。如果闪烁是这种外部变化的主要来源，它将需要非常不同的性质的银河电离ISM对两个镜头的图像。超光速喷流成分的微透镜效应可以解释均方根和时间尺度的变化，但需要透镜星系的晕中充满>=0.5-Msun的MACHO。目前的数据似乎支持微透镜作为所观察到的外部变异的主要来源。
1999-10-11 astro-ph
Integral field spectroscopy of four lensed quasars: analysis of their neighborhood and evidence for microlensing
背景：引力透镜类星体构成了一个独立的工具，通过时间延迟来获得H 0;它们也提供了研究质量分布和透镜星系的星际介质的机会，通过微透镜，它们还允许人们研究发射源的细节。目标：对于这样的研究，人们需要有一个很好的知识的透镜图像的封闭环境，以模拟透镜的潜力：这意味着在一个大的视场和光谱在高空间分辨率的观测数据。方法：我们介绍了四个透镜类星体HE 0230-2130，RX J0911.4+0551，H 1413+117和B 1359+154周围的VIMOS积分场观测。利用低、中、高分辨率模式，我们研究了类星体图像和类星体环境，并提供了详细的数据处理报告。研究结果：不同图像的类星体光谱之间的比较揭示了HE 0230-2130，RX J0911.4+0551和H 1413+117的差异：当在发射线和连续谱中测量时，同一类星体图像之间的通量比是不同的。我们还测量了HE 0230-2130和RXJ0911.4 +0551附近星系的红移，它们可能对总透镜势有贡献。结论：仔细的分析表明，微透镜是最自然的解释（去）放大率的连续发射区的背景源。在HE 0230-2130中，图像D可能受到微透镜放大的影响;在RX J0911.4+0551中，图像A1和A3可能受到微透镜缩小的影响，在H 1413+117中，至少图像D受到微透镜的影响。
2008-02-04 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
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
New aperture photometry of QSO 0957+561; application to time delay and microlensing
我们提出了一个重新减少档案CCD帧的双重成像类星体0957+561使用一个新的测光代码。对1992-1997年的2650幅R波段图像进行了孔径测光，并对类星体图像之间的交叉污染和星系污染进行了校正。从亮度数据的时间延迟424.9 +/- 1.2天，使用两种不同的统计技术。类星体的光变曲线中的引力微透镜量进行了简要的研究，我们发现明确的证据，长期和短期的微透镜。我们还注意到这个引力透镜的时间延迟估计的不寻常的情况。不同的观察者根据不同的数据集或甚至相同的数据集进行的估计给出了通常相差8天的滞后估计，误差线只有一两天。这可能表明了几个复杂性，其中每个估计的结果取决于计算的细节。
2003-08-22 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
Short-timescale Fluctuations in the Difference Light Curves of QSO 0957+561A,B: Microlensing or Noise?
利用类星体0957+ 561 A，B的光学R波段数据，我们制作了两条新的差光变曲线（A像的时移光变曲线和B像的星等移光变曲线重叠约330天）。我们观察到零线周围的噪声行为，没有短时间尺度的事件（持续时间为几个月），其中事件一词指的是一个突出的特征，可能是由于微透镜或另一个可变性来源。只有一个事件持续两个星期，上升- 33 mmag被发现。测量的限制可能的微透镜变化可以用来获得信息的粒度的暗物质在主透镜星系和大小的源。此外，还可以测试观测噪声引起差信号均方根平均值和局部特征的能力。我们集中讨论了最后一个问题。组合光度计与由固有信号加上高斯观测噪声组成的过程有关。本征信号被假定为平滑函数（多项式）或平滑函数加上平稳噪声过程或相关平稳过程。利用这三张无微透镜的照片，我们导出了与观测完全一致的模型。最后，我们讨论了我们的望远镜（在泰德天文台）的灵敏度的几类微透镜的变化。
2000-10-14 astro-ph
Disentangling microlensing and differential extinction in the double QSO HE0512-3329
本文给出了用HST/STIS获得的小间距双类星体HE 0512 -3329的光学和近紫外光谱。特别是发射线轮廓和红移的相似性强烈表明，这个系统实际上是由同一个源的两个透镜图像组成的。发射线通量比被假定为不受微透镜效应的影响，并被用来研究透镜星系引起的差分消光效应。经验定律的拟合表明，在两条视线上，消光特性似乎是不同的。根据我们的新结果，HE 0512 -3329成为少数几个显示2175 AA吸收特征的河外星系之一，尽管检测只是边缘性的。然后，我们校正消光的连续通量比，以获得差分微透镜信号。由于这仍然可能受到可变性和时间延迟效应的显著影响，目前还不可能对微透镜效应进行详细分析。这是第一次，差分消光和微透镜可以明确分开。我们表明，至少在HE 0512 -3329中，这两种效应都对光谱差异有显著影响，并且在不考虑另一种效应的情况下无法分析其中一种效应。为了透镜建模的目的，通量比只能在校正两种效应之后使用。
2003-04-24 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
QSO size ratios from multiband monitoring of a microlensing high-magnification event
我们引入了一个新的方案来研究透镜类星体中心引擎的性质。紧凑的发射区域在不同的光波长中可以具有不同的尺寸，并且我们的框架允许在微透镜特殊高放大率事件（例如，焦散交叉事件、二维最大交叉事件等）。为了推断源尺寸比，仅需要不同光学波段中的亮度记录之间的互相关。虽然反卷积方法导致更丰富的信息（1D内禀光度分布），新的方法是免费的技术问题与复杂的反演程序。利用Q2237+ 0305 A最近的VR数据的模拟，我们讨论了该方案的能力，在确定的可见光-红色比q = $R_V/R_R$。我们的结论是，非常精确的通量（具有几个microJy的不确定性，或等效地，几个毫量级的误差）可以导致约10%的q测量。考虑到Q2237+ 0305 A通量的误差，从一个正常的地面望远镜，~10微焦（~10毫等），它必须有可能实现更小的误差，从目前的超级望远镜，因此，一个准确的确定q。显然，为了测量可见光-红光比，光变曲线不能被固有事件或重要的高频固有信号污染，即，超过microJy（mmag）水平。对于任意的透镜类星体，我们最后指出，该框架似乎工作得更好，非常快的微透镜事件。
2004-06-24 astro-ph
Integral-field spectroscopy of the quadruple QSO HE 0435-1223: Evidence for microlensing
我们提出了最近发现的四重类星体和引力透镜HE 0435 -1223的第一个空间分辨光谱观测。使用波茨坦多孔径分光光度计（PMAS），我们表明，所有四个类星体的组成部分有非常相似，但不完全相同的光谱。特别是，A、B和D分量的光谱斜率是不可区分的，这意味着尘埃引起的消光在透镜星系中没有发挥重要作用。虽然发射线轮廓在误差条内也是相同的，如从透镜化所预期的，但是等效宽度显示组件之间的显著差异。最有可能的是，微透镜是造成这种现象的原因。这也与显示最高相对连续能级的D分量自2001年12月以来增亮0.07等的事实相一致。我们发现，组件之间的发射线通量比更好地与简单的透镜模型比宽带或连续测量，但模型和数据之间的差异仍然是不可接受的大。最后，我们提出了一个检测的透镜星系，虽然这是接近极限的数据。通过与模型星系光谱的比较，我们得到了z_lens=0.44 ± 0.02的红移估计。
2003-07-08 astro-ph
Gravitationally Lensed QSOs: Optical Monitoring with the EOCA and the Liverpool Telescope (LT)
本文的目的是介绍坎塔布里亚大学引力透镜小组光学监测方案的前两个阶段（GLUC，http：//grupos.unican.es/glendama/）。在初始阶段（2003年3月至6月），使用Estacion de Observacion de Calar Alto（EOCA）获得SBS 0909+532和QSO 0957+561的VR帧。2003年的这些观测导致了两个双重类星体两个分量的准确通量，目前正在与位于北半球的其他1-1.5米望远镜的数据进行比较和补充：弗雷德·劳伦斯·惠普尔天文台（美国）、迈达纳克天文台（乌兹别克斯坦）和怀斯天文台（以色列）。另一方面，GLUC于2005年1月开始了其监测方案的第二阶段。在第二阶段，他们将使用2米长的全自动利物浦望远镜（LT）。其核心思想是对具有不同主透镜星系的四个透镜类星体进行双波段光度跟踪：SBS 0909+532（椭圆星系）、类星体0957+561（巨型cD星系）、B1600+434（侧旋星系）和类星体2237+0305（面旋星系）。因此，与四个引力海市蜃楼的组成部分相关的光线穿过不同的星系环境，相应的光变曲线可以揭示这些环境的内容。SBS 0909+532和QSO 0957+561是LT头两年（2005-2006年）的目标，其余目标（B1600+434和QSO 2237+0305）将从2007年开始监测。
2006-09-23 astro-ph
Reconstruction of the microlensing light curves of the Einstein Cross, QSO2237+0305: possible evidence of an accretion disk with a central hole
最近OGLE（光学引力透镜实验）和GLITP（引力透镜国际时间项目）对类星体2237+0305的监测数据（Huchra等人）已经通过一种新的优化N体微透镜分析方法，局部HAE焦散建模（LOHCAM）进行了分析。该方法同时解决了源平面中的源和N体HAE（高放大事件）焦散形状的大小，并且仅将这些大小确定为源的投影横向速度的函数。将此方法应用于爱因斯坦十字架中A & C透镜元件的光变曲线，首次准确地重建了这些数据。从这些建模研究中，我们报告了几个有趣的结果：可能的焦散模型所需的微透镜的最小数量，类星体中心有一个中心孔的吸积盘的可能证据，紫外连续光源的大小，直接影响所观察到的HAE的微透镜的质量，对类星体2237+0305中超大质量黑洞的质量范围进行了估计，并给出了一些关于源运动方向的线索。
2005-03-15 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 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
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
A Large Brightness Enhancement of the QSO 0957+561 A Component
我们报告在09/2000 - 06/2001监测活动（2001年观测季节）期间发现的引力透镜Q 0957 +561的主要图像（A）的光学亮度增加了0.2等以上。这种增亮与该系统20年监测期间检测到的最大变化相似，甚至更大。我们讨论了两种不同的临时解释，这一事件：内在的源变异性或微透镜（无论是短时间尺度的微透镜或停止的历史微透镜）。直到2002年夏季和2003年期间，需要对Q 0957 +561进行详尽的光度监测，以区分这些可能性。
2002-05-23 astro-ph
X-Ray and Optical Flux Anomalies in the Quadruply Lensed QSO 1RXS J1131-1231
对类星体1 RXS J 1131 -1231的四重成像的光学和X射线观测表明，在光学成像因子~2和X射线成像因子~3-9之间存在通量比异常。类星体的时间变化似乎不太可能解释X射线和光通量比异常之间的差异。受影响最严重的图像的负宇称和异常随波长的下降趋势表明微透镜效应是一种可能的解释;这意味着对于一个质量约为10^8 M_sun的黑洞，RXS J1131中的光辐射源的大小约为10^4 R_g。我们还提出了证据，不同的X射线光谱硬度比之间的四个图像。
2005-12-09 astro-ph
A microlensing measurement of the size of the broad emission line region in the lensed QSO 2237+0305
我们目前的空间分辨光谱图像的引力透镜类星体2237+0305与GMOS积分场单元（IFU）的双子座北望远镜。这些观测具有迄今为止对该天体的任何IFU观测的最佳空间分辨率，包括红移的CIII]和MgII类星体宽线。与Mediavilla等人（1998年）不同，我们没有发现CIII]或MgII谱线中存在解析宽线发射弧的证据。我们计算了积分发射线和周围连续谱的像通量比。CIII]和MgII发射线的通量比彼此一致，但与它们相应的连续通量比和先前公布的射电/中红外通量比有很大不同。我们认为，广泛的发射线区域必须是微透镜和CIII]和MgII发射区必须是大致相同的大小和共同位于沿视线。假设宽发射线区和连续区的简单模型，我们表明CIII] /Mg II宽发射线区的尺寸为~0.06 h_{70} ^{1/2} pc，连续区的尺寸为<= 0.02 h_{70} ^{1/2} pc。
2005-02-21 astro-ph
X-Ray and Optical Microlensing in the Lensed Quasar PG 1115+080
我们分析了透镜类星体PG 1115+080的X射线和光辐射的微透镜效应。我们发现X射线发射的有效半径比光发射的有效半径小1.3（+1.1 -0.5）dex。作为在倾斜角i处观察到的薄盘，光学吸积盘具有log[（r_{s,opt} /cm）（cos（i）/ 0.5）^{1/2}] = 16.6 \pm 0.4的标度长度，该标度长度由盘温度与监测带的静止帧能量（kT=hc/lambda_rest，lambda_rest=0.3微米）匹配的点定义。X射线发射区（在静止坐标系中为1.4-21.8 keV）的有效半光半径为log[ r_{1/2,X} /cm] = 15.6（+0.6-0.9}）。假设黑洞的质量估计为1.2 * 10^9 M_sun，对应的引力半径为log[r_g/cm] = 14.3，则X射线发射产生于盘的内缘附近，而光发射则来自比爱丁顿极限薄盘预期的尺度稍大的尺度。我们发现一个弱的趋势，支持低恒星质量分数的透镜图像附近的模型，在温和的矛盾，从恒星速度色散和时间延迟的推论。
2008-04-30 astro-ph
Constraints on source and lens parameters from microlensing variability in QSO 0957+561 A,B
根据对双重类星体QSO 0957+561 A，B的定期监测，现在普遍同意延迟约416天。这使得有可能确定光变曲线中的微透镜残余，参见Pelt等人（1998）。我们使用了两个显著的微透镜特征：1）持续约8年的变化小于0.05等的“安静”期，以及2）在约5年的时间间隔内0.25等的残差变化。第一个特征给出了给定标准化源半径“r”的透镜质量“M”的下限，而第二个特征给出了上限。我们认为连续体中的质量是一个自由参数，其值可能在0%（透镜中的所有质量）和90%之间。在1%的显著性水平下，质量只能限制在相当宽的范围内（1 e-06 M_solar到5 M_solar）。对于源的半径“R”，发现上限为1 e16 cm，而归一化的源半径“r”被限制为小于30。然而，在10%的水平上，可能的质量范围要窄得多（2 e-03 M_solar到0.5 M_solar），R的上限约为6 e 15 cm，而“r”的值被限制在小于2。我们采用的有效横向速度V等于600 km/s。
2000-05-18 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
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
Host Galaxies of Lensed Luminous Quasars at z~2
我们目前的引力透镜类星体宿主星系的H-波段观测与NICMOS的HST的CfA亚利桑那州引力透镜巡天（CASTLES）的一部分。在这些系统中，透镜放大率极大地促进了对射电宁静类星体的探测，我们发现大多数在z~2处的射电宁静类星体（RQQ）具有中等亮度（L<L_*）。它们比同一时期射电强的类星体的宿主暗2-5倍。与低红移相比，z~2处的RQQ宿主在给定的恒星宿主质量下也支持更高的核光度。这表明，在早期，中心的超大质量黑洞比周围宿主星系的恒星体增长得更快。
1999-10-11 astro-ph
HE 0047-1756: A new gravitationally lensed double QSO
类星体HE 0047-1756，z=1.67，被发现被一个作为引力透镜的星系分裂成两个相距1.44”的图像。这两个分量的通量比大约为3.5：1，这稍微取决于波长。在800 nm和2.1 μ的图像上可以看到透镜星系;附近还有一个微弱的物体，可能是造成剪切的原因。两个类星体图像的光谱几乎相同，但两个分量之间的发射线比例与连续谱不同。此外，较暗的分量比较亮的分量具有更蓝的连续谱斜率。我们认为，这些小的差异可能是由于微透镜。有迹象表明，爱因斯坦环从较亮的图像向较暗的图像发散。
2004-03-19 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
HST Observations of the Gravitationally Lensed Cloverleaf Broad Absorption Line QSO H1413+1143: Modeling the Lens
我们基于Turnshek等人的HST WFPC/WFPC 2天体测量和光度测量数据以及Falco等人的HST NICMOS-2数据，研究了四透镜立体叶BAL类星体H1413+1143的引力透镜模型。允许比以前可能的更精确的透镜模型。虽然最近的模型与HST数据定性一致，但以前的模型都没有考虑图像成分的灰尘消光校正相对放大。我们使用幂律椭圆质量模型来拟合HST数据。我们发现，一个单一的椭圆星系扰动的外部剪切可以适合的观测不确定性的图像位置，但是，预测的相对放大率仅与观测的相对放大率大致一致。我们发现，一个主要的星系与次级星系在附近的立体式或一个集群中心（南）西立体式的观测不确定性内的图像位置和相对放大。我们讨论了未来的意见，可用于测试和/或进一步约束立体式镜头模型。
1998-10-28 astro-ph
Amplification and variability of the AGN X-ray emission due to microlensing
我们考虑了微透镜效应对活动星系核Fe K $α$谱线和X射线连续谱放大和变化的贡献。为了研究谱线和X射线连续谱的变化，我们研究了微透镜效应对类星体X射线谱的影响。为了描述盘发射，我们使用了射线跟踪方法，同时考虑两个度量，史瓦西和克尔。我们发现，铁K $α$和连续可能会经历显着放大的微透镜事件（即使是非常小的质量的微透镜）。此外，我们还研究了微透镜效应对高红移类星体X射线光变的贡献，发现宇宙学分布的偏转器可能对高红移类星体（z>2）的X射线光变有显著贡献。
2006-11-01 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
MgII Absorption Lines in z=2.974 Damped Lyman-alpha System toward Gravitationally Lensed QSO APM 08279+5255: Detection of Small-scale Structure in MgII Absorbing Clouds
在斯巴鲁8.2米望远镜的1-5微米近红外照相机和摄谱仪IRCS的试运行期间，获得了z_em=3.911的引力透镜类星体APM 08279+5255的1.02-1.16微米光谱（R ~ 7，000）。在2976，2800埃处的强MgII双峰和z_abs=2.974处的Fe II（2600埃），Fe II（2587埃）吸收线在静止框架紫外光谱中被清楚地检测到，证实了Petitjean等人提出的在红移处存在阻尼Lyman α系统，也可能检测到MgI（2853埃）吸收线。进行了包括速度分解的吸收线的分析。这是第一次详细的研究镁Ⅱ吸收系统在高红移（z > 2.5），其中镁Ⅱ的双重移动到近红外的观察者的框架。在良好的视宁度条件下，在某些曝光帧中分辨出了间距为0.38角秒的透镜类星体对A和B的光谱。我们分别提取了A和B的MgII双重谱。虽然已知在这个MgII系统中存在三个速度分量（v ~-28，+5，+45 km/s）（Petitjean等人），在源B方向未探测到v ~ +45 km/s的吸收线，说明+45 km/s的MgII云只位于源A的视线范围内。我们的研究结果表明，MgII吸收云的大小是小到200 pc，这对应于A和B的吸收体的红移分离。这是第一次直接探测到高红移的MgII云的小尺度结构，证实了Churchill和Charlton根据光电离模型估计的云的大小。
2002-04-10 astro-ph
Searches of stellar mass dark matter from an analysis of variabilities of high red-shifted QSOs
我们认为微透镜对高红移类星体的X射线变化的贡献。这种效应可能是由位于类星体的凸起或/和晕中的恒星质量物体（SMO）以及观测者与类星体之间的宇宙学距离引起的。宇宙学上分布的引力微透镜可以局限于星系中（甚至在引力微透镜的凸起或晕中），也可以以均匀的方式分布。我们已经分析了这两种分布的情况。分析结果表明，对于类星体核球和类星体晕引力微透镜分布，由恒星质量天体引起的微透镜光学深度通常较小。另一方面，由宇宙学分布的偏转器引起的引力微透镜的光学深度可能是显著的，在z ~ 2处可以达到0.01 - 0.1。这意味着宇宙学分布的偏折器可能对高红移类星体（z > 2）的X射线光变有重要贡献。考虑到光学深度的上限（~ 0.1）对应于暗物质形成宇宙学分布的偏转器的情况，对非透镜类星体的X射线变化的观测可以用来估算微透镜中的暗物质比例。
2004-06-18 astro-ph
A QSO plus host system lensed into a 6" Einstein ring by a low redshift galaxy
我们报告了一个偶然发现的“爱因斯坦环”的光学波段从斯隆数字巡天（SDSS）的数据和相关的四个图像的背景源。透镜星系看起来是一个附近的矮椭球体，红移为0.0375 $\pm$ 0.002。透镜类星体的红移为0.6842 $\pm$ 0.0014，它的多个图像几乎沿着半径为$\sim$ 6的环围绕透镜分布近360 $^{o}$。“0。单组分透镜模型需要在距透镜中心6”0范围内的星系质量几乎为10 $^{12}$ M $_{\odot}$。根据现有的数据，我们无法确定类星体和星系的确切位置，方向和通量，尽管有证据表明类星体的双重或多重合并图像。我们还探测到了来自该系统的强无线电和X射线辐射。这表明这个环系统可能嵌入在一个星系群或星系团中。这一独特的环，凭借透镜星系的紧密性，提供了一些关键问题的可能性探测，如本质暗淡星系的质光比，大尺度磁场在椭圆星系的存在等。
2008-10-22 astro-ph
Determination of the properties of the central engine in microlensed QSOs
我们使用相对简单但与数据高度一致（最佳拟合约化χ^2非常接近1）的物理模型研究了最近在Q2237+ 0305 A的V波段光变曲线中观察到的重力微透镜峰。假设源类星体是一个牛顿几何薄光学厚的吸积盘。盘具有任意取向，黑体和灰体发射光谱被认为是。当电子-光子散射起作用时，灰体谱将是精确灰体谱的简化形式。在我们的模型中，微透镜的变化是由源穿过焦散直线引起的。主要目的是估算类星体2237+0305中的黑洞质量和质量吸积率，并讨论该技术的优点和缺点，一些可能的改进，以及通过多频监测新的微透镜峰的未来前景。我们还对新方法和QSO 2237+0305中心引擎的结果进行了展望。根据拟合的微透镜参数和合理的动力学/宇宙学约束，我们得出结论：类星体2237+0305的中心存在一个大质量黑洞：10^7 M_Sun < M < 6 10^8 M_Sun.虽然关于中心暗物质的信息非常有趣，但质量吸积速率并没有受到很好的约束。圆盘光度/爱丁顿光度比的典型值在（1-20）*ε范围内，其中ε \leq 1是相对于黑体的发射率，最高的L/ L_{Edd}比对应于最大的偏转器运动。因此，为了验证L/ L_{Edd} \leq 1，一个相对较小的透镜星系的特殊运动和灰体发射似乎是有利的。
2002-10-14 astro-ph
Search for exotic matter from gravitational microlensing observations of stars
我们认为小规模的球状星团的弱相互作用的大质量粒子在我们的银河系作为非紧凑的引力微透镜，并预测焦散的外观在一个透镜源的平面。这些焦散线与透镜恒星的交叉可以产生各种各样的光变曲线，包括在实际微透镜事件中观察到的一些光变曲线，这些光变曲线被解释为双星引力透镜的表现。我们还考虑在引力微透镜的恒星的非零角大小与一个给定的亮度分布在其磁盘上的自然虫洞和对象的时空环境描述与NUT度量这样一个异国情调的对象。我们证明，在一定条件下，微透镜的光变曲线，颜色和偏振效应，由于透镜的性质和星盘亮度分布可以有很大的不同，从观察到的史瓦西引力透镜，使他们的分析可以促进识别这样的对象。
2008-07-17 astro-ph
Measuring Stellar Limb Darkening by Gravitational Microlensing
微透镜凌日事件的观测可以用来测量透镜星的临边暗化。讨论了几种微透镜光变曲线反演方法的优缺点。在这项工作中选择的方法是反演通过分解的恒星表面亮度轮廓。我们构造了一个理想的基础，通过主成分分析的亮度轮廓模式大气计算。使用这样的基础上的临边暗化近似优于那些使用标准的幂律临边暗化法律。我们进行了全面的分析，包括详细的误差分析的方法模拟单透镜微透镜过境事件。在低碰撞参量的实际事件中，可以以从源盘中心到盘半径的0.9的2%的相对精度恢复源的亮度轮廓。我们表明，在特定的情况下，观察到的CNOO警报95-30事件的透镜红巨星的内在复杂的可变性阻碍了努力恢复其表面特征。
2003-05-19 astro-ph
Cluster Lensing of QSOs as a Probe of LCDM and Dark Energy Cosmologies
宽分离透镜类星体测量质量函数和大质量星系团的演化，类似于从X射线选择的样品或Sunyaev-Zeldovich效应的统计测量中推导出的星系团质量函数。我们计算强透镜类星体的星系团在暗能量宇宙学使用半解析模型的概率，并探讨各种输入参数和假设的方法的敏感性。我们强调的重要性，同时考虑晕的质量，红移和宇宙学的性质的变化和晕浓度的宇宙散射的影响。然后，我们调查在何种程度上观测调查宽分离透镜类星体可用于测量宇宙学参数，如分数物质密度Ω_M，均方根线性密度波动的领域8 Mpc/h，sigma_8，和暗能量方程的状态参数w。我们发现，宽分离透镜类星体可以测量sigma_8和Omega_M在一个等效的方式，如集群丰度研究和宇宙剪切测量。在评估透镜统计是否可以区分值的w，我们得出结论，目前的不确定性在校准的sigma_8的精华模型占主导地位的结论。尽管如此，基于目前的类星体巡天（如两度场巡天和斯隆数字巡天，有10^4-10^5个类星体）的透镜搜索应该可以探测到角距大于5“的系统，因此可以为标准宇宙学模型提供一个重要的检验，这是对宇宙微波背景各向异性测量的补充。
2003-12-14 astro-ph
Gravitational Microlensing Influence on X-ray Radiation from Accretion Disk of Active Galaxies
微引力透镜是研究透镜类星体内部的一个非常有用的工具，特别是研究类星体中心大质量黑洞周围的相对论性吸积盘。在这里，我们提出了一个简短的概述，我们最近在这一领域的调查。
2006-02-02 astro-ph
Temporal Changes in Quasar Broad Emission Line Profiles and the Gravitationally Lensed Nature of Q1634+267A,B and Q2345+007A,B
Steidel和Sargent（1991 a）发现，在每种情况下，紧密类星体对Q1634+ 267 A，B和Q2345+ 007 A，B的光谱都非常相似，但由于Ly_alpha、Si IV、C IV和C III]而产生的个别宽发射线在A和B分量之间的轮廓或等效宽度上存在差异。如果这些天体的A和B分量是由一个类星体的引力透镜造成的，那么这两幅图像的光旅行时间之差大约都是1年。为了验证Steidel & Sargent的假设，我们于1992年从Steidel & Sargent（1991 b）的样本中选取了30个z（em）~ 1的类星体，获得了它们的高质量光谱。这些作者在1989-90年观察到的。我们发现，从这两个时代的光谱是非常相似的所有类星体，除了整体变化的通量和微小的差异，连续形状可能是文物介绍的观测程序。然而，在大约三分之二的类星体中，在1-1.5年的静止框架时间尺度上，较强发射线的等效宽度或形状也发生了变化。因此，这些观测结果支持了这样一种观点，即透镜类星体中各成分的光谱不必完全相同。此外，应当预期，这种系统中各组成部分之间的任何差异应当随着时间而变化。
1997-09-20 astro-ph
How many arcminute-separation lenses are expected in the 2dF QSO survey?
宽分离透镜统计提供了有关暗晕密度分布和丰度的信息。最近，Miller等人（2003，astro-ph/0210644）报道了可能发现的六个类星体对，它们可能是透镜多重图像。这些对是从2dF类星体（QSO）的调查，包括22163类星体的目录中选择。考虑到类星体目录的红移和星等分布，我们计算了透镜类星体的预期数量。假设六对中的一些是真正的透镜系统，我们对暗晕的内斜率Ω_0和σ_8施加了有趣的限制。我们发现，即使是一个分离> 30 "的透镜的检测也与具有尖形内部密度轮廓ρ \propto r ^{-1.5}和非常大的σ_8的模型勉强一致，对于Ω_0 = 0.3，σ_8>~1.2。为了与来自X射线团或宇宙剪切的约束相协调，需要更低的Ω_0和更高的σ_8，尽管如此高的σ_8似乎太极端了。较浅的内部密度分布ρ \propto r ^{-1}几乎不可接受。特别地，具有> 200 "的分离的透镜的预期数量太小而不能解释这种异常宽的分离透镜系统的发现。这些结果意味着我们错过了一些重要的系统效应，在冷暗物质的情况下有一个问题，或者这六个类星体对中没有一个可能是透镜图像。
2003-01-09 astro-ph
