Quasar Image Shifts due to Gravitational Microlensing
外部星系中恒星对类星体的引力微透镜效应可以在“点状”宏观图像的质心中引入波动。在微弧秒尺度上，诱导的位移非常小，低于当前光学观测的极限。然而，随着拟于2005年进行的“空间干涉测量”飞行任务的实施，这种变化将变得可以衡量。讨论了质心移动的程度及其作为透镜星系中类星体结构和恒星质量函数的探测器的应用。
1998-02-23 astro-ph
Microlensing of Quasars
引力透镜类星体的变化有两个可能的原因：类星体的内在波动和沿着视线的紧凑物体的“微透镜”。如果相互分离，微透镜引起的变化可以用来研究两个非常感兴趣的宇宙学问题：一方面是类星体的大小和亮度分布，另一方面是致密（暗）物质沿视线的分布。在这里，我们提出了一个总结类星体微透镜的最新观测证据以及在该领域的理论进展。特别强调的问题，微透镜可以解决有关的暗物质的搜索，无论是在透镜星系的晕和宇宙分布的形式。所需的观测和所需的理论研究的讨论作为结论/展望。
2000-09-30 astro-ph
Cosmological Microlensing Statistics: Variability rates for Quasars and GRB Afterglows, and implications for macrolensing magnification bias and flux ratios
通过将有效微透镜会聚（kappa）和剪切（gamma）的联合分布与微透镜放大模式相结合，计算了类星体和γ射线暴（GRB）余辉中因介于其间的椭圆/S 0星系的恒星星族的微透镜效应而变化的部分。微透镜效应在多重成像光源中很常见。我们发现，1/3的多重成像类星体应该变化超过0.5的幅度每十年由于微透镜，而10%的巨透镜伽玛暴余辉应该显示出超过0.5的幅度偏离其固有的光曲线在第一个30天。然而，恒星的微透镜效应一般来说是罕见的，在同一时期，大约500个源中只有一个的变化超过0.5等。我们发现，大多数恒星的微透镜将在伽马>0.1的区域被观察到。因此，点质量透镜不能为大多数微透镜事件提供足够的描述。如果暗物质晕在致密天体中包含很大一部分质量，那么类星体的微透镜（0.5星等）图像的比例会显著上升到1/10，而GRB余辉的比例会达到1/5。宏透镜和正常的类星体图像之间的变化，以及适当数量的采样伽玛射线暴余辉光变曲线的比较，因此应该发现或反驳存在的恒星质量紧凑的对象在星系晕。虽然微透镜效应会导致放大率分布偏离平滑模型，但在类星体巡天中发现透镜对宏观透镜放大率偏差的影响很小。另一方面，微透镜显著地加宽了宏观透镜图像通量比的分布。
2002-03-13 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
Origin of Chromatic Features in Multiple Quasars -Variability, Dust, or Microlensing -
目的：在一些透镜类星体中，在光学/近红外波长处观察到多个图像之间的色差。有三种可能的颜色差异的来源：类星体的内在变化，差异尘埃消光和类星体微透镜。我们研究如何这三种可能的情况下可以重现所观察到的色度。方法：我们评估有多少颜色之间的差异，可以复制以上三种可能的情况下与现实的模型;（i）类星体的内在变异的经验关系，（ii）尘埃消光和理论预测的星系中的不均匀性的经验关系，或（iii）类星体的理论模型吸积盘和放大模式的焦散线附近。结果：我们发现类星体的内禀光变并不是多个类星体中观测到的色变特征的主要来源。相比之下，尘埃消光或类星体微透镜可以很好地再现在大多数透镜类星体中观察到的多个图像之间的颜色差异。在我们的估计中，考虑到不同波段观测之间的时间间隔，类星体微透镜是一个比尘埃消光更现实的场景来重现观测到的颜色差异。本文中所观察到的所有色差都可以用这两种效应的组合来解释，但是需要在多个波段进行监测观测来解开这些效应。
2007-09-11 astro-ph
Gravitational microlensing of quasar broad line regions at large optical depths
最近对类星体中心结构规模的估计表明，负责宽线发射的区域比以前认为的要小。通过这种尺度的修正，宽线区域可以承受引力微透镜的影响。本研究探讨了在高光学深度下微透镜效应对宽线区（BLR）的一些当前模型的影响。结果发现，BLR可以显着放大的微透镜的作用，虽然放大的程度是依赖于空间和运动学结构的BLR。此外，虽然有连续源和BLR的微透镜波动之间的相关性，有大量的散射这种关系，揭示了宽带光度监测不一定是一个指导微透镜的BLR。本研究的结果表明，BLR内的空间和运动学结构可以通过光谱监测微透镜类星体。
2003-10-29 astro-ph
Direct Microlensing-Reverberation Observations of the Intrinsic magnetic Structure of AGN in Different Spectral States: A Tale of Two Quasars
我们展示了如何在两个著名的类星体（Q2237 -爱因斯坦十字架和Q 0957-双胞胎）上进行直接微透镜混响分析，可以用来观察两个类星体的内部结构，这是在显着不同的光谱状态。这些观测使我们能够测量类星体Q2237在无线电安静高软状态下的详细内部结构，并将其与无线电大声低硬状态下的类星体Q 0957进行比较。我们发现，这两个类星体的光谱状态的观察到的差异，可以理解为是由于其吸积盘的内半径相对于旋转的本征磁性超大质量致密天体在这些类星体的中心的共同旋转半径的位置。
2007-08-17 astro-ph
Gravitational Microlensing and the Structure of Quasar Outflows
我们表明，通过考虑微透镜（ML）引起的透镜类星体吸收线槽的变化，可以获得类星体外流结构的宝贵信息。取决于流出气体的结构和几何形状，这种非本征线可变性可以表现为线的等效宽度的变化以及线轮廓失真。在这里，我们考虑几个物理上不同的外流模型，具有非常相似的光谱预测，并显示如何ML引起的吸收线的变化可以用来区分它们。这些影响的未来系统研究的优点举例说明。
2005-04-12 astro-ph
Resolving the Structure at the Heart of BAL Quasars Through Microlensing Induced Polarisation Variability
虽然类星体是宇宙中最明亮的天体之一，但关于类星体内部结构的许多细节仍然未知。其中一个领域是在某些类星体的宽吸收线槽中促进偏振增加的机制。这项研究显示了如何微透镜可以用来区分两个流行的模型，解释这种偏振通过一个现实的计算分析。通过检查两个观测值（即图像亮度和来自类星体的通量偏振）之间的相关数据的统计系综，发现通过分光偏振监测可以区分具有外部散射区域的模型和没有外部散射区域的模型。
2007-03-13 astro-ph
Astrometric Microlensing of Quasars : Dependence on surface mass density and external shear
所有类星体中有一小部分是强透镜状的，并多次成像，通常有一个星系作为主透镜。一些，也许所有这些类星体也受到微透镜的影响，透镜星系中恒星质量物体的影响。恒星微透镜不仅具有光度效应（类星体图像的星等波动），它还影响图像的观测位置。这种天体测量效应首先由刘易斯和Ibata（1998）探索：类星体的位置--即许多微像的光中心--可以移动数十微弧秒，这是因为当焦散线交叉时，一对微像相对突然（消失）出现。我们探讨了这种影响定量的不同值的表面质量密度和外部剪切覆盖大多数已知的多个类星体系统。我们展示了微透镜引起的类星体运动的例子，以及不同大小的类星体的光变曲线。我们统计评估的角度位置和它们的相关性与视亮度波动的大位移的发生。我们还显示了从随机起点的位置偏移和时间之间的统计关系。由于天体测量偏移的幅度取决于源的大小，类星体的天体测量微透镜特征-结合光度变化-将提供非常好的约束类星体的大小作为波长的函数。我们预测，这样的签名将是可检测的现实微透镜的情况下，在不久的将来的技术在红外/光学（光干涉，VLTI，SIM，GAIA）。这样的探测将表明，甚至高红移类星体也没有一个“固定”的坐标系。
2003-11-22 astro-ph
Can Microlensing Explain the Long-Term Optical Variability of Quasars?
虽然存在争议，但微透镜作为类星体长期光学变化的主要机制的假设确实为类星体光变曲线中的统计对称性、消色差性和宇宙学时间膨胀的缺乏提供了一个自然的解释。在这里，我们调查到什么程度的暗物质人口的紧凑对象允许在目前青睐的欧米茄_M=0.3，欧米茄_λ =0.7宇宙学真的可以解释所观察到的变化的定量统计特征。我们发现微透镜相当好地再现了类星体的平均结构函数，但未能解释振幅高于0.35等的物体的高比例和在红移低于1时观察到的平均振幅。尽管微透镜效应在一定程度上仍可能对长期光学可变性有贡献，但也必须涉及另一个重要的机制。这使得利用类星体的光变曲线统计数据来分离任何宇宙学上重要的致密天体的性质的任务变得非常复杂，这些天体实际上可能存在。
2003-06-22 astro-ph
Microlensing of Broad Absorption Line Quasars: Polarization Variability
大约有10%的类星体表现出宽吸收线（BAL）特征，这似乎是从活动星系核（AGN）高速流出的物质产生的。然而，这种流出的详细情况限制得很差，BAL材料的特殊性质基本上是未知的。最近，新的线索已经成为可通过偏振研究发现，BAL槽更极化比类星体连续辐射。为了解释这些意见，模型中的BAL材料流出赤道横跨表面的尘埃环面已经开发。然而，在这些模型中，BAL极化的几个来源是可能的。在这里，我们演示了如何偏振监测引力透镜类星体，如H 1413+117，在微透镜事件不仅可以区分两个目前流行的模型，但也可以提供进一步的洞察力的结构在BAL类星体的核心。
1999-11-12 astro-ph
Microlensing in the double quasar SBS1520+530
介绍了2003年4月至2004年8月在迈达纳克天文台对双类星体SBS 1520 +530的观测结果。我们在V和R滤波器中获得的光变曲线显示了类星体在100天左右的时间尺度上的小振幅Δm~0.1 mag的本征变化。数据集与Burud等人（2002年）先前确定的时间延迟Δt=（130+-3）天一致。我们发现，现在类星体图像之间的时间延迟校正的星等差比Burud等人（2002）的观测结果大（0.14 ± 0.03）等。这证实了在这个系统中存在引力微透镜变化。
2005-05-24 astro-ph
Gravitational microlensing of quasar Broad Line Regions: the influence of fractal structures
类星体宽线区域内的发射云的最新模型表明，它们是由于整体湍流介质内的瞬态超密度造成的。如果是这样的话，宽线发射将在空间上呈现分形，在一系列尺度上具有结构。本文探讨了这种分形结构的影响时，类星体是微透镜的人口干预群众。据发现，虽然最高的分形水平可以经历显着的微透镜放大，当这些光变曲线叠加，以创建一个发射线轮廓，所得的发射线轮廓保持相对恒定的物理模型的宽线区域。结果表明，利用引力微透镜效应探测宽线区可能的分形结构是不现实的。
2006-01-06 astro-ph
Probing ~100 AU Intergalactic MgII Absorbing "Cloudlets" with Quasar Microlensing
已知星系间MgII吸收体具有低至~ 10^{-2.5} pc尺度的结构，并且现在有迹象表明它们可能在<~ 10^{-2.5} pc尺度上碎裂（Hao等人，astro-ph/0612409）。当透镜类星体被微透镜化时，类星体的微观图像在焦散性穿越过程中经历了创造、破坏、扭曲和剧烈的天体测量变化。我表明，类星体微透镜可以有效地探测镁II和其他吸收“云”的大小约10^{-4.0} - 10^{-2.0} pc的诱导显着的光谱变化的时间尺度上的几个月到几年。通过数值模拟，我证明了将这种方法应用于Q2237+0305的可行性，我表明，在不久的将来，这种类星体的高分辨率光谱将提供一个明确的测试，这种金属线吸收“云”沿类星体视线的存在。
2006-12-18 astro-ph
Qualitative aspects of quasar microlensing with two mass components: magnification patterns and probability distributions
已经证明，由一群插入点质量构成的微透镜点源的放大率分布与其质谱无关。我们目前的gedanken实验，怀疑这个猜想和数值模拟表明它是假的。
2004-05-24 astro-ph
Microlensing results from APO monitoring of the double quasar Q0957+561A,B between 1995 and 1998
如果透镜星系0957+561的晕是由大质量致密天体（MACHO）组成的，那么它们对类星体Q 0957 +561 A和B的光变曲线的影响一定是不同的。我们寻找这种微透镜效应的双类星体的两个图像A和B -获得3.5米的阿帕奇点天文台从1995年至1998年-密集的数值模拟的监测数据进行比较。通过这种方式，我们可以测试透镜星系的晕是否可以由不同质量的MACHO组成。对于小于3* 10 e（14）cm（h = 0.6）的类星体，我们可以排除完全由质量在10 e（-6）Msun和10 e（-2）Msun之间的MACHO组成的晕，从而将以前的限制向上扩展了一个数量级。
2000-10-12 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
Microlensing of Broad Absorption Line Quasars
在一小部分类星体光谱中看到的高速、宽吸收线特征的物质的物理性质，自从它们被发现以来一直是争论的主题。由于缺乏对吸收区的观测探测，这一问题尤其复杂。在本文中，我们研究的作用，“微透镜”在外部星系上观察到的变化，在多成像类星体的宽吸收线的配置文件。利用现实模型的广泛的吸收线区域和微透镜质量的合奏的行动，我们证明，在宇宙学距离的恒星可以提供一个重要的探测这些复杂系统的心脏的物质的物理状态和结构。将这些结果应用于大透镜BAL类星体系统H1413+117，很容易再现所观察到的光谱变化，但没有早期研究中采用更简单模型的微调要求。
1997-11-03 astro-ph
Quasar Microlensing: when compact masses mimic smooth matter
引力微透镜引起的放大率对源相对于爱因斯坦半径（自然微透镜尺度长度）的大小很敏感。本文研究了源的大小的影响的情况下，微透镜质量分布的双峰质量函数，与太阳质量的恒星代表正常的恒星质量，和较小的质量（下至$8.5\times 10^{-5}$ M $_\odot$）代表一个暗物质组件。结果发现，存在一个临界制度，其中的暗物质最初被视为单独的紧凑的质量，但随着源的大小增加的紧凑的暗物质作为一个光滑的质量组件。这项研究表明，微透镜光变曲线的解释，特别是小质量的暗物质透镜嵌入在一个整体的恒星星族的索赔，必须考虑的重要影响源的大小。
2006-03-22 astro-ph
Limits on MACHOs from microlensing in the double quasar Q0957+561
Kundic等人（1997）获得的双类星体Q 0957 +561的两个图像的光变曲线几乎相同，除了总的时间延迟和比例因子。这使我们能够限制在对应于监测观测的时间间隔内发生的微透镜效应的数量。我们进行数值模拟，我们在模型中的微透镜行为的（晕）透镜星系在系统中。我们测试了10^{-8}到10^{-1} M_{sun}的“大质量”和10^{14}到3 \times 10^{15}厘米的类星体大小。统计比较预期的微透镜引起的变化，从100000模拟光变曲线在160天内（缺乏）观察到的波动，我们可以约束区域在参数空间的质量和类星体大小的不同程度的信心。特别是，对于一个小的类星体尺寸，一个由我们质量尺度低端的物体组成的晕可以被排除在外。由10^{-2}或10^{-1} M_{sun}的天体组成的晕还不能排除，但在未来的观测中，它应该会产生日冕引起的波动。我们还测试了只有50%或25%质量的致密物体的晕;这里的约束稍微不那么严格。
1998-04-14 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
Chandra Observations of the Cloverleaf Quasar H 1413+117: A Unique Laboratory for Microlensing Studies of a Lobal Quasar
我们提出了新的结果揭示了引力透镜，低电离宽吸收线（LoBAL）类星体H 1413+117的钱德拉观测的重新分析。先前对相同钱德拉观测的分析导致从所有图像的组合光谱中检测到强烈的红移Fe Kalpha线。我们证明了红移的Fe K α线只在较亮的象A中才有意义。图像A的X射线通量部分比光学R波段通量部分大1.55 +/-0.17倍，表明图像A在X射线波段中显著增强。我们还发现Fe K α线和连续谱在不同因素的作用下得到增强。一个微透镜事件可以解释这两个依赖于能量的放大率和显着检测的Fe Ka线发射的光谱中的图像A。在这种解释的背景下，我们提供的空间范围内的推断散射连续和再处理的铁K α线发射区域的LoBAL类星体的限制。
2004-01-13 astro-ph
Imaging a Quasar Accretion Disk with Microlensing
我们展示了如何分析类星体的高放大率微透镜事件可以用来构建一个地图的类星体吸积盘的表面亮度的频率依赖。同样的过程也可以用来确定圆盘的倾角、黑洞的质量（以焦散速度为模），以及可能的黑洞的自旋。这种方法依赖于一个假设的有效性：类星体的光学和紫外连续谱产生于一个方位角对称的平坦赤道盘的表面，其气体在克尔时空中遵循椭圆轨道（并陷入边缘稳定轨道）。鉴于这一假设，我们主张使用一阶线性正则化的一个变体来反转多频微透镜光变曲线，以获得作为半径和频率的函数的磁盘表面亮度。其他参数可以通过以与表面亮度的正则化解决方案一致的方式最小化卡方来找到。我们提出了一个适合于爱因斯坦十字类星体，一个对象，非常适合这种方法的磁盘模型的模拟。这些模拟证实了表面亮度在其峰值附近可以很好地重建，并且在确定其他模型参数时没有系统误差。我们还讨论了成功实施这项技术的观测要求。
1999-05-10 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
Microlensing to probe the quasar structure: spectrophotometry of Q2237+0305 and of J1131-1231
本文介绍了对“爱因斯坦十字”Q2237+0305和透镜类星体J1131-1231的单历元光谱的第一次长期分光光度监测的主要结果。从2004年10月至2006年12月，我们发现，两个突出的微透镜事件影响图像A和B在Q2237+0305，而图像C和D仍然严重不受微透镜的时间尺度上的几个月。A & B中的微透镜现象伴随着类星体连续体的色变。我们观察到更强的微放大光谱的蓝色比红色的一部分，预期从一个标准的吸积盘所产生的连续辐射。微透镜引起的CIII]发射的变化在积分线强度和轮廓中都被观察到。最后，我们还发现C和D像比A和B像红0.1-0.3等。J1131-1231中图像A-B-C的光谱表明，在2003年4月，微透镜在图像A和C中起作用。我们发现，微透镜去放大的连续发射和宽线区（BLR）在这些图像中。与Q2237+0305的情况相反，我们没有发现连续谱发射的彩色微透镜的证据。另一方面，我们观察到，巴耳末和镁II宽线轮廓变形的微透镜。这些变形意味着发射线的宽度和相应的发射区域的尺寸之间的反相关。最后，差分微透镜的FeII发射表明，大部分的FeII发射的BLR的外部部分，而另一部分的FeII是在一个紧凑的区域。
2008-09-17 astro-ph
Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk
我们提出了我们的引力透镜类星体2237+0305的长期光谱监测的延续。我们研究了在类星体图像A和B的紫外/光学连续谱中观察到的色变，并将它们与数值模拟进行比较，以推断类星体吸积盘的能量分布。我们的程序相结合的微透镜射线拍摄技术与贝叶斯分析，并推导出作为波长的函数的源大小的概率分布。我们发现，有效的苛性交叉时间尺度为4.0+/-1.0个月。使用一个强大的有效横向速度的先验，我们发现，负责的UV/光学连续谱的源有一个能量分布以及再现的幂律R λ ^{zeta}与zeta=1.2+/-0.3，其中R是负责在波长λ的发射源的大小。这是第一次在如此小的尺度上精确地、独立于模型地确定类星体吸积盘的能量分布。
2008-11-12 astro-ph
A Rapid Microlensing Event in the Q0957+561 A,B Gravitational Lens System
我们重新分析亮度数据采样密集超过5个晚上，在两个时代分开的类星体透镜的时间延迟，检查所观察到的微透镜的性质。我们发现了强有力的证据，振幅为1%，时间尺度为12小时的微透镜事件。这种快速微透镜的存在，尽管幅度很低，却限制了类星体和重子暗物质的性质。
2003-03-07 astro-ph
Photometric monitoring of the doubly imaged quasar UM673: possible evidence for chromatic microlensing
利用1.54 m丹麦望远镜在Gunn i波段（1998年10月~ 1999年9月）和Johnson V波段（1998年10月~ 2001年12月）对引力透镜类星体Q 0142-100（UM 673）进行了双波段CCD测光观测，并对观测结果进行了分析。用所有方法得到的光变曲线显示出变化，在$V$中峰-峰幅度为0.14等。虽然不可能测量两个透镜状类星体图像之间的时间延迟，但较亮的部分显示了微透镜的可能证据：它变得越亮，就越蓝，正如类星体吸积盘的微分放大假设所预期的那样
2005-07-07 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
Size is Everything: Universal Features of Quasar Microlensing with Extended Sources
我们研究的效果，源的亮度轮廓的形状上的类星体透镜系统由于微透镜的图像的幅度波动。我们通过卷积各种各样的吸积盘模型（包括高斯盘，均匀盘，“锥”，和Shakura-Sunyaev热模型）在源平面上的两个放大率映射，一个收敛kappa = 0.4和剪切gamma = 0.4（正宇称），另一个kappa = gamma = 0.6（负宇称）。通过观察卷积的放大率直方图，并使用卡方检验来确定区分与不同圆盘模型相关的直方图所需的观测次数，我们发现，对于圆盘模型，微透镜波动对除圆盘的半光半径外的所有模型属性相对不敏感。Shakura-Sunyaev模型受到观测到的类星体性质的充分约束，我们可以估计典型类星体在光学波长处的半光半径。如果Shakura-Sunyaev模型是适当的，半光半径比介入恒星的爱因斯坦环小得多，类星体可以合理地被认为是一个点源，除了在焦散交叉事件附近。
2005-06-14 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
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
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
Gravitational Microlensing of Fractal Sources
引力微透镜已被证明是类星体研究中的一个强有力的工具，它对中央引擎的结构尺度提供了一些最强的限制。通常，光源被认为是在某种特定尺度上平滑变化的;这种简单的光源在微透镜光变曲线中产生可识别的时间尺度，从中可以确定光源的大小。然而，不同的排放过程导致具有分形外观的源，在一系列尺度上具有结构。在这里，这种分形源的类星体的心脏引力微透镜被认为是。结果表明，由此产生的光变曲线反映的分形性质的来源，拥有明显的结构，在不同的尺度，显着不同的情况下，通常被认为是随机分布的发射云。因此，确定微透镜光变曲线中的可变性的特征尺度可能不一定揭示单个发射云的大小，这是确定发射区域的物理状态所需的关键值，而是它可能对应于分形结构中的特定层次。目前的X射线卫星可以通过在微透镜事件期间监测引力透镜类星体来检测这种分形结构，从而提供类星体中高能发射过程的测试。
2004-08-11 astro-ph
Cosmological Microlensing
引力透镜类星体的变化可能是由于类星体的内在波动，或者是由于沿着视线的紧凑物体的“微透镜”。如果相互解开，微透镜引起的变化可以用来研究两个非常感兴趣的宇宙学问题，一方面是类星体的大小和亮度分布，另一方面是致密（暗）物质沿视线的分布。特别是，多波段观测有助于实现这一目标。本文综述了近几年来类星体微透镜现象的理论进展和观测证据。与数值模拟的比较将显示我们的立场。特别强调的问题，微透镜可以解决有关的暗物质的搜索，无论是在晕的透镜星系和宇宙分布的形式。所需的观测和所需的理论研究的讨论将作为结论/展望。
2000-08-28 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
Caustic Crossings in Quasar Light Curves?
数值模拟和理论研究的引力微透镜效应的人口的小天体分布沿视线到紧凑的光源，如类星体表明，焦散交叉效应将目前给予足够大的光学深度透镜。这些事件将在类星体光变曲线中产生特征图案。在本文中，我们使用一个大样本的类星体光变曲线，寻找焦散交叉事件的属性的功能。提出了两个很好的候选者，它被认为是不容易解释为内在的变化的uasars。这些事件和微透镜特征之间的关系，在多个类星体系统进行了讨论，以及人口的微透镜机构的暗物质问题的影响。
1998-10-21 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
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
The multiple quasar Q2237+0305 under a microlensing caustic
我们使用1999年OGLE活动中四重成像引力透镜Q2237+0305的图像C的光变曲线来研究类星体引擎的结构。我们在阿帕奇点天文台3.5米望远镜上获得了g '和r'波段的测光结果，发现该事件在r '波段的振幅比在g'和OGLE V波段的振幅小。通过比较光变曲线与微透镜模拟，我们得到的类星体区域的大小的限制，有助于g '和r'带通量。假设透镜星系中心千秒差距内的大部分表面质量密度是由恒星造成的，并通过用高斯轮廓对源进行建模，我们得到高斯宽度为1.20 x 10^15 sqrt（M/0.1M_sun）cm < sigma_g' < 7.96 x 10^15 sqrt（M/0.1Msun）cm，其中M是平均微透镜质量，σ_r ′/σ_g ′ = 1.25^{+0.45}_{-0.15}。以Gil-Merino等人（2005）对透镜星系速度的限制作为我们唯一的先验，我们得到0.60 x 10^15 sqrt（M/0.1Msun）cm < sigma_g' < 1.57 x 10^15 sqrt（M/0.1Msun）cm，比值sigma_r'/sigma_g '= 1.45^{+0.90}_{-0.25}（所有值均为68%置信度）。此外，从我们的微透镜模拟中，我们发现，在观察到的彩色微透镜事件期间，类星体的连续发射区以> 72%的置信度穿过焦散。
2008-01-15 astro-ph
Determining the Microlens Mass Function from Quasar Microlensing Statistics
对微透镜放大倍率图案（在光学深度为1的情况下）对微透镜质量函数的响应的首次研究发现，所得统计数据仅取决于平均微透镜质量<m>。特别是平均微透镜焦散交叉率被发现是成正比的平方根<m>。我们表明，虽然这是真实的质量函数的范围很窄的质量的限制，在一般的放大模式显示的结构，反映了不同质量的微透镜的光学深度的贡献。我们提出了一个更好的近似，有关的微透镜质量函数的光曲线统计。我们表明，类星体微透镜光变曲线的可变性统计可以（原则上）被倒置，以获得质量范围内的质量密度保持可比的微透镜的质量函数，即。p（m）dm~C/m。对Q2237+0305结构函数的初步分析表明，质量很低的天体（0.001太阳质量）对光学深度没有显著的贡献。然而，对多个微透镜类星体进行20年的观测，可能会在未来产生详细的p（m）dm。在数密度相当的质量范围内，即。p（m）dm =常数，通量因子的分布可以被反演以找到微透镜质量函数。这可以用来探测轨道半径大于100天文单位的行星的丰度。
2000-08-01 astro-ph
Accretion Disc Structure and Orientation in the Lensed and Microlensed Q0957+561 Quasar
由于类星体在光学成像中是无法分辨的，因此目前必须推断它们的结构。引力微透镜提供了产生发光结构信息的可能性，前提是微透镜粒子的爱因斯坦环直径与辐射类星体组件相当或更小。Q 0957类星体测量的长亮度历史先前已经分析了关于微透镜粒子的信息，并且已经报道了行星质量粒子的宇宙学重要人口存在的证据。微透镜效应的结果也直接决定了类星体中紫外光发射表面的大小，对同一亮度记录的自相关分析为类星体的复杂结构提供了证据;如果类星体今天突然变亮，它很可能在129、190、540和620天后再次变亮。我们将这些滞后解释为类星体周围发光结构的结果，特别是我们在类星体结构的Elvis（2000）模型的背景下解释它们。我们发现，自相关峰意味着在吸积盘明亮的内边缘之外，Elvis模型的双锥结构必须位于距离黑洞2 × 10^17 cm的径向距离处，以及吸积盘平面上方和下方2 × 10^16 cm处。这颗类星体显然与视线成55度角。第二个可能的解决方案，具有较低的倾角和较大的结构也表明，但统计上不太可能。
2005-04-18 astro-ph
Microlensing of Relativistic Knots in the Quasar HE1104-1805
本文介绍了用OGLE 1.3米望远镜在102个不同的夜晚对“双汉堡”透镜类星体HE 1104 -1805进行的3年测光。A和B图像都显示出变化，但在所有时间延迟的光变曲线中有实质性的差异。在Wisotzki及其合作者报告的310天延迟时，差异光变曲线的均方根振幅为0.060 mag.A和B图像的结构函数是完全不同的，图像A的变化是图像B的两倍多（结构函数的因子为4），时间尺度小于一个月。采用微透镜作为一个工作假设的不相关的变化，短时间尺度认为相对论运动的一个或多个组件的来源。我们认为，小幅度的波动是由于相对于微透镜的源的有限大小。
2002-10-22 astro-ph
Microlensing Search of $10^6$ Quasars
通过监测$10^6$类星体，人们可以寻找恒星和大质量致密晕天体（Machos）的透镜效应，以达到红移$z\sim 4$。如果Machos有一个当前的宇宙学密度$Ω_{L,0}=1\%$，那么预期的事件发生率是$Γ\sim 200\,\yr^{-1}$。假设星系中已知恒星目前的宇宙学密度为$Ω_{L,0}=0.3\%$，则星系中已知恒星的预期事件率为$Γ\sim 20\,\yr^{-1}$。典型的事件时间是针对Machos的$t_e\sim 3\,\yr$和针对恒星的$t_e\sim 10\,\yr$。通过比较不同红移的类星体的光学深度，人们可以测量宇宙的恒星形成和马赫形成历史。通过比较平行和垂直于太阳运动的事件相对于微波背景的时间尺度，人们可以测量或限制大尺度运动的特征尺度。透镜事件本身将有助于探测50- 1500 AU尺度的类星体结构。监测计划可以用一个带有4度${}^2$照相机的1米专用望远镜进行。类星体透镜事件与类星体变率可以明确区分，因为在前者的情况下，宽谱线不受影响，而在后者中，它们响应于时间尺度上连续谱的变化$\sim 1\,\yr$。
1995-04-26 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
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
Microlensing of an extended source by a power-law mass distribution
微透镜有望成为研究遥远星系和类星体的有力工具。随着数据和模型的改进，有一些系统性的影响需要探索。类星体连续体和宽线区域可能会因其不同的尺寸而对微透镜效应产生不同的响应;为了理解这种效应，我们通过恒星的质量函数来研究有限源的微透镜效应。我们发现，微透镜是不敏感的质量函数的斜率，但依赖于质量范围。对于负宇称像，用暗物质稀释恒星星族会增加小光源的放大色散，而减少大光源的放大色散。这意味着类星体连续体和宽线区域在负宇称透镜图像中可能会经历非常不同的微透镜效应。我们证实了先前的结论，表面亮度分布和几何形状的源微透镜的影响不大。最后，我们考虑非圆源。我们发现，与剪切方向对齐的椭圆源具有更大的放大率色散比垂直对齐的源，随着椭圆度的增加，这种效应变得更加突出。细长源可以导致比圆形源更快的变化，这提高了使用微透镜探测源形状的前景。
2007-04-09 astro-ph
X-Ray Microlensing of Bright Quasars
我们计算了预期的微透镜光变曲线的几个吸积流模型和比较的结果，以找到不同的流动结构的哪些方面可以从微透镜光变曲线提取。至于流动模型，我们考虑了标准圆盘，光学薄平流主导的流动，以及Kawaguchi等人的圆盘-日冕模型，它可以很好地再现观测到的类星体光谱。计算的微透镜光变曲线的盘冠模型表现出快速的软X射线和缓慢的硬X射线的变化。这是因为前者是由软（光学-紫外）光子从盘体的最里面的部分康普顿上散射产生的，而后者是通过在相对大的半径日冕内的韧致辐射发射的。此外，在磁盘上的不均匀的发射率分布产生驼峰的微透镜光变曲线，因为增强的微透镜放大的明亮的区域。人们希望黑洞吸积理论与未来的多波长微透镜观测相结合，将能够揭示黑洞附近流动的这种时空行为。
2001-07-05 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
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
Microlensing induced absorption line variability
引力微透镜已被证明是一个强大的探测器的结构在类星体的心脏和质量函数的紧凑的物体在前景镜头。本文探讨了引力微透镜在探测透镜星系内吸收物质结构尺度方面的潜力。我们发现，在这种高的光学深度制度，吸收功能的等效宽度的显着变化可以诱导，虽然这些细节是依赖于吸收材料的结构的规模。本文最后与引力透镜类星体PKS 1830 -211中观察到的吸收线变化的检查，演示了如何这可能表明存在的冷分子气体中存在的透镜星系的小尺度结构。
2002-12-02 astro-ph
Microlensing Effects in Atmospheres of Substars
本工作的目的是研究子星大气的聚焦特性，这对于充分解释观测数据和解决由“微透镜”（子星）和源（类星体）的恢复参数组成的逆问题是必要的。计算了类星体像投影到微透镜-子星场时光波长和射电波长的放大因子。
2007-12-10 astro-ph
Signatures of Accretion Disks in Quasar Microlensing
我们提出，透镜类星体的多个图像的短时间尺度上的相对变化，去除时间延迟后，可能是由热点或其他移动结构的吸积盘交叉微透镜焦散引起的恒星质量的物体在透镜星系。在0957+561的两张图像中报告了这种变化。短的持续时间可能是由于圆盘的高转速（v/c ~ 0.1），而不是行星质量的物体在缓慢移动（v/c ~ 0.001）的镜头。这种解释可以通过发现周期性，或相关的光谱和通量的变化，由于多普勒效应在磁盘中得到证实。我们还提出了静止吸积盘的另一个特征（没有内在的变化）：在吸积盘的放大率的梯度应引起图像之间的相对颜色变化，其符号和幅度与图像之间的通量差的时间导数相关。由圆盘颜色的径向变化引起的其他颜色项在放大率梯度中是二阶的。本文提出的方法可以首先验证超大质量黑洞附近的吸积盘是类星体连续辐射的来源，然后再进行研究。
1996-12-14 astro-ph
