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
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
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
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
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
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
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
Qualitative Theory for Lensed QSOs
我们证明了多重成像类星体系统的某些特征是与模型无关的，并且可以通过简单地观察图像和星系透镜中心的相对位置而精确地推导出来。这些包括图像的时间顺序，透镜电位的方向，以及任何环的粗略形态。其他功能在特定模型之间可能会有很大差异; H_0就是一个例子。令人惊讶的是，从圆对称透镜系统继承的属性是模型相关的，而从圆对称性的破坏产生的功能是模型无关的。我们首先从一些抽象的几何概念发展这些结果，然后用一些著名的系统来说明它们（四象限Q2237+030、H1413+117、HST 14113 +5211、PG 1115 +080、MG 0414 +0534、B1608+656、B1422+231和RXJ 0911 +0551，以及十图像系统B1933+507），最后对两个系统（B1359+154和PMNJ 0134 -0931）进行了评述，其中透镜特性更为复杂。我们还介绍了一个Java小程序，产生简单的镜头系统，并有助于进一步说明的概念。
2003-03-12 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
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
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
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
QSO 0957+561 and other large-separated double quasars: some new results and a future observational project
我们从文献中收集了大量关于类星体大分离对的信息，然而这些大分离对曾经被怀疑是引力透镜系统。本文讨论了类星体0957+561的一些新的时延测定结果，包括光-无线电相关。我们考虑了宇宙弦的引力透镜的一些可能的观测效应。本文简要讨论了未来国际引力透镜系统UM 425的观测计划。
2005-02-14 astro-ph
The Gravitational Lensing in the QSO 1208+10 from the Proximity Effect in its Lyman alpha Forest
类星体Q1208+1011（z_{em} =3.8）是迄今为止探测到的第二高红移的双类星体。一些迹象表明它是一个引力透镜系统，尽管仍然缺乏明确的证据。我们提出了新的证据，其透镜性质的基础上的弱点的“邻近效应”的高分辨率莱曼吸收光谱的类星体测量。从这个分析中得到了高达22的光度放大。透镜星系红移的指示可以通过分析类星体高分辨率光谱中发现的介入重元素吸收系统获得。在统计和动力学的理由，镁II系统目前在z=1.13出现作为最有可能的候选人的透镜星系。我们比较观察到的参数与一个简单的等温模型的透镜推导出透镜星系的属性。由此产生的放大系数较小，虽然勉强与邻近效应的分析得出的一致。
1998-09-21 astro-ph
Direct Mapping of Massive Compact Objects in Extragalactic Dark Halos
在星系晕中的非重子或重子暗物质中，很大一部分可能是质量M=10^{1-4} M_{sun}的大质量致密天体（MASCO）。这种致密天体的可能候选者包括原始黑洞或原始（星族III）恒星的残余。本文提出了一种利用极高分辨率的VLBI技术直接探测河外晕中MASCO的方法。如果一个由大量MASCOs组成的星系晕通过引力透镜产生多幅背景射电大声类星体的图像，那么每个宏观透镜图像的高分辨率射电图应该揭示MASCOs的微透镜效应。为了评估它们的观测可行性，我们模拟了射电大声，四图像透镜类星体，B1422+231，假设角分辨率为0.01 mas的微透镜。MASCO由点质量表示。为了比较，我们还用奇异等温球模拟了B1422+231的微透镜效应。我们发现，宏观透镜图像的表面亮度显示出不同的空间模式上的爱因斯坦半径的扰动。在点质量扰动的情况下，许多微小的黑点也出现在宏观透镜图像中，与原始类星体图像边缘的表面亮度下降有关，而SIS模型中没有这样的斑点。根据图像的大小、位置和放大或缩小的模式，我们将能够确定MASCO的质量和密度分布以及它在星系晕中的空间分布和丰度。
2003-04-26 astro-ph
PAH emission and star formation in the host of the z~2.56 Cloverleaf QSO
本文报道了在一个高红移类星体（H1413+117，z~2.56）的Spitzer-IRS光谱中首次探测到6.2微米和7.7微米的红外“PAH”发射特征。PAH特征和静止帧远红外辐射的比率与低光度恒星形成的超亮红外星系和本地PG类星体相同，支持立体式巨大的远红外光度（5.4E12 Lsun，经透镜校正）的主要星暴性质。类星体活动的立体式周期（Lbol ~ 7 E13 Lsun）与一个强烈的（恒星形成速率~1000 Msun/yr）和短暂的（气体耗尽时间~ 3E 7 yr）恒星形成事件相一致。
2007-04-02 astro-ph
Optical Continuum Sources in Gravitationally Lensed Quasars
本文综述了研究多类星体中连续光源的性质和大小的一些技术。我们专注于源发起的事件与几个月的时间尺度（快速变率源），以及源，是负责不可变的背景分量（背景源）。这些技术被用来研究Q0957+561的快速变率源和Q2237+0305的主要（紧凑）背景源。
2002-10-30 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
A Search for H2O in the Strongly Lensed QSO MG 0751+2716 at z=3.2
利用NRAO甚大阵（VLA）对红外发光类星体MG 0751+2716的183 GHz H_2O（3_13-2_20）辐射进行了探测。在z=3.200+/-0.001处，该水发射特征被红移到43.6GHz。相对于HCN（高z下的标准高密度示踪剂）微弱的转动跃迁，在银河系恒星形成区观测到了具有高脉泽放大因子的H_2O（3_13-2_20）。因此，它具有追踪遥远宇宙中高密度恒星形成区域的潜力。如果z>3的大规模恒星形成星系中的所有恒星形成区都具有类似于猎户座或W 49 N分子云核的物理性质，那么脉泽放大的H_2O（3_13-2_20）和热激发的CO（1-0）跃迁之间的通量比可能高达20倍（但必须用它们的相对填充因子来校正）。MG 0751+2716是一个强CO（4-3）发射体，因此是在宇宙学红移处寻找H_2O（3_13-2_20）的最合适的目标之一。我们的研究结果是线光度的上限为L '（H_2O）< 0.6 x 10^9 K km/s pc ^2。假设脉泽发射的亮温为Tb（H_2O）~= 500 K，CO的性质与文献中的一致，则H_2O（3_13-2_20）/CO（4-3）面积填充因子小于1%。然而，当H_2O（3_13-2_20）脉泽发射被淬灭时，即当谱线仅为热激发时，这一限制就不成立了。我们的结论是，如果我们的结果是成立的其他高z源，H_2O似乎并不是一个更明亮的替代HCN检测高密度…
2006-05-19 astro-ph
The new complex gravitational lens system HE 0230-2130
本文报道了新引力透镜系统HE~0230 $-$ 2130的发现，它是一个红移为$z=2.162$的类星体，至少由五个不同的分量组成。其中三个是类星体的清晰透镜图像，一个最有可能是透镜星系，而第五个组成部分的身份尚不清楚：它可能是第四个类星体图像（如果是，那么高度变红），或者另一个居间星系，或者两者的叠加。差分红化似乎对前三张类星体图像也很重要。类星体附近的暗星系表面密度似乎增加了$\ga 2$倍，表明在视线附近有一个遥远的星系团。
1999-07-16 astro-ph
Spectroscopy of the Double Quasars Q1343+264 Ab: II. the Relationship between Galaxies Ans QSO C~IV Absorption Lines -
我们给出了类星体1343+266 AB的光谱，包括2 π ~ 3分辨率的Ly-beta到C-IV发射，并进一步发现了该系统不是引力透镜的证据。然而，我们看到，大量的Ly-alpha和一些C~IV吸收特征共同的两个光谱。C~IV谱线的频率相同，表明这些吸收体的半径接近于视距$39~h^{-1}$ kpc（$q_o=0.5$），这意味着这些吸收体的空间数密度与现今的$L>0.3L_*$星系相同。此外，C~IV系统的速度失配表明吸收体质量在$10^{11}~M_{\odot} < M < 10^{12}~M_{\odot}$范围内.这些结果证实了典型星系引起类星体C~ IV线吸收。给出了金属线和Ly-alpha森林的完整线表
1994-09-02 astro-ph
A Study of QSO Evolution in the X-Ray Band with the Aid of Gravitational Lensing
本文介绍了钱德拉X射线天文台和XMM-牛顿天文台对相对高红移（1.7 < z < 4）引力透镜射电宁静类星体的小型观测结果。透镜放大效应使我们能够寻找类星体光谱和通量变化特性的变化与红移超过三个数量级的内在X射线光度。它将类星体性质的研究扩展到了非透镜X射线通量水平，在观测到的0.4-8 keV波段中，通量水平低至10^{-15} erg cm^{-2} s^{-1}的几倍。我们发现引力透镜射电宁静类星体样品的X射线幂律光子指数和X射线光度之间可能存在相关性。随着X射线亮度的增加，X射线光谱斜率变陡。当我们将我们的数据与其他z > 1.5的射电宁静类星体的样本结合起来时，这种相关性仍然很重要，特别是在10^{43}-10 45. 5} erg s^{-1}之间的低光度范围内。这个结果是令人惊讶的，考虑到这样的相关性是没有发现的类星体与红移低于1.5。我们认为，这种相关性可以理解的背景下的热日冕模型的X射线发射的类星体吸积盘，假设我们的样本中的类星体吸积非常接近其爱丁顿极限和观测到的光度范围是由黑洞质量的范围（这一假设是一致的半解析模型的类星体演化的最新预测）。我们的透镜类星体的相对高的红移样本的X射线可变性的上限是一致的，与已知的相关性之间的变化和光度观察到的塞弗特1 s时，这种相关性是外推到我们的样本的较大的光度。
2004-01-03 astro-ph
The Structure of High Redshift Galactic Halos
在高红移观测多重或透镜类星体可以用来探测介入吸收系统的横向结构。在这里，我们提出了从STIS光谱的独特的三重成像的类星体APM 08279 +5255在z = 3.9的结果，并研究干预低和高电离吸收的相干尺度。
2003-09-11 astro-ph
HE 0435-1223: a wide separation quadruple QSO and gravitational lens
我们报告发现了一个新的引力透镜类星体，在红移z = 1.689，有四个类星体组件在一个明亮的星系周围的十字形排列。图像之间的最大间隔为2.6 arcsec，从而能够可靠地分解系统。类星体的三个分量的g = 19.6，而A分量的亮度约为0.6等。这四个组成部分的颜色几乎相同，表明前景星系中几乎没有尘埃灭绝。透镜星系在i波段很突出，在r波段较弱，在g波段没有探测到。它的空间轮廓是一个椭圆星系，尺度长度为$\sim$ 12 kpc。结合测量的颜色和透镜的质量模型，我们估计最有可能的红移范围为0.3 < z < 0.4。组件之间的预测时间延迟为$\la$ 10天。类星体显示出变化的证据，两个时期的总g波段震级分别为17.89和17.71，相隔$\sim 2$个月。然而，各分量的相对通量并没有改变，这表明这些变化是类星体固有的，而不是由微透镜引起的。
2002-07-02 astro-ph
Detection of Lens Candidates for the Double QSO Q2345+007
与7.06 \arcsec \分离的双类星体Q2345+007有关的发光物体，到目前为止，还没有被发现。在这封信中，我们介绍了类星体周围区域已知最深的成像结果。B $_j$中的总曝光时间为47600秒（101帧），R中的总曝光时间为32160秒（82帧）。这些帧来自CFHT、CTIO和KPNO。我们探测到一个B $_j$ = 25.0等的星系（B $_j$ - R = 0.5等），它靠近较暗的类星体图像，可能在类星体光谱中几个吸收特征所给出的$z = 1.49$处。此外，在类星体附近的暗星系（$24 \le$ B $_j$ $\le 28$，B $_j-$ R $ \le 1.5$）的数密度中有2.9 $σ$增强，而在更远的地方有另一个3.1 $σ$增强。这些发现支持了Q2345+007被一个或多个遥远的质量集中所透镜化的假设，并可能意味着紧凑的“星团”在早期就已经存在。我们讨论了几个透镜模型的系统和宇宙学意义。
1994-05-26 astro-ph
The dark halo of the main lens galaxy in QSO 0957+561
本文对第一个引力透镜类星体Q0957+561A，B的两幅图像进行了红外、光学和紫外光谱分析。哈勃空间望远镜对Q0957+ 561 A和Q0957+ 561 B的观测在时间上被该系统中已知的时间延迟分开，因此我们可以直接推导出通量比。这些图像的通量比导致了关于主透镜星系暗晕的重要信息（一个红移z = 0.36的巨大椭圆星系）。我们的测量结果与椭圆星系中的消光和坍缩物体中的一小部分质量（不需要引力微透镜）非常一致。从连续谱和发射线的比率，我们也显示出证据，有利于存在一个网络的紧凑的尘埃云。
2005-03-29 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Monitoring of QSO 2237+0305
我们目前的结果从2年的监测Huchra的透镜（类星体2237+0305）与1.3米华沙望远镜在Las Campanas，智利。使用新开发的图像减影方法在V波段进行光度测定。不需要傅立叶除法的可靠减法消除了与明亮透镜星系存在相关的所有复杂性。通过HST测量的透镜图像的位置，在这个系统中拟合通量的可变部分相对容易，而不是对底层星系进行建模。这是我们第一次在几个月的时间内观察到平滑的光变化，这可以自然地归因于微透镜。我们还描述了能够实时分析类星体2237+0305图像的自动化软件。预计从1999年下一个观测季节开始，将对该天体的高放大事件（HAE）实施警报系统。时间采样和光度测量精度应足以早期检测焦散交叉。
1999-04-26 astro-ph
Improved Parameters and New Lensed Features for Q0957+561 from WFPC2 Imaging
新的HST WFPC 2观测的双透镜类星体0957+561将允许改善约束的透镜质量分布，因此将提高推导的H $_0$值。我们首先提出了改进的光学位置和测光的已知组件，这个镜头。A、B类星体图像的光学分离与VLBI数据在10质量的水平上一致，主透镜星系G1的光学中心与VLBI源G'的重合度在10质量以内。这些数据排除了该晶状体的最佳先前模型（Grogin和Narayan 1996），必须重新评价。在G1的10个\arcsec内发现了几个新的解析特征，包括一个明显的褶皱弧和两个明亮的结。其他几个小星系被探测到，其中两个可能是彼此的多重图像。我们目前的立场和原油测光这些对象。
1997-05-05 astro-ph
Detection of the lensing galaxy in HE 2149-2745
我们获得了引力透镜类星体对HE 2149-2745 A，B（类星体红移z=2.033;角距θ_AB=1.71角秒）在1角秒视宁度条件下的新的BVR波段图像。一个缩放的点扩散函数的减法揭示了一个扩展的对象的角大小相媲美的θ_AB，和R星等20.4之间的类星体和等距。该系统的几何形状使我们将该物体解释为负责双重类星体图像的透镜剂。星系表面亮度轮廓的拟合表明它是一个椭圆星系，这进一步得到了Mg II吸收缺失的支持。在B和V中没有检测到透镜星系。我们讨论了这种几何形状的透镜模型，这些模型受我们的观测结果和透镜的质量和红移的影响。
1998-09-14 astro-ph
The Sizes and Kinematic Structure of Absorption Systems Towards the Lensed Quasar APM08279+5255
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）获得了z=3.911的类星体APM 08279 +5255的空间分辨光谱。我们研究了视线等效宽度（EW）的差异和速度剪切的高，低电离吸收（包括阻尼莱曼α [DLA]系统中确定的空间分辨地基光谱）在三条视线。我们发现，高电离系统（主要是CIV吸收剂）不表现出强烈的EW变化的规模<0.4千秒差距，他们的分数EW差异通常小于30%。当结合以前的工作对其他类星体对，我们发现，分数变化稳步增加，分离到至少~100千秒差距。相反，低电离系统（主要是MgII吸收剂）在kpc尺度上显示出强烈的变化（通常> 80%）。强（EW > 0.3 A）MgII系统的最小半径> 1.4 kpc的推断从吸收符合在所有视线。对于弱MgII吸收体（EW < 0.3 A），极大似然分析表明，对于均匀球形几何形状，最可能的相干尺度为2.0 kpc，95%置信限范围在1.5和4.4 kpc之间。最后，对于可以自信地转换为柱密度的弱吸收系统，我们在三条视线上发现常数N（CIV）/N（SiIV）。同样地，在z = 2.974 DLA中的[Al/Fe]比值在0.35kpc的横向距离上与太阳相对丰度一致。（abrdiged）
2003-10-08 astro-ph
The Importance of Intergalactic Structure to Gravitationally Lensed Quasars
影像通量比异常被归因于引力透镜内部的子结构和星系际空间中的小质量晕（M <~ 10^10 Msun）。在本文中，分析计算，帮助了解星系际晕如何影响放大率。研究发现，星系际晕可以产生与观测到的异常水平相似的异常。质量小于10^10 Msun的星系际晕预计会导致10毫角秒量级的图像之间的相对偏转，然后由主透镜放大。它们也会引起表面密度在百分之几水平上的波动。星系际晕的重要性在很大程度上取决于晕的径向轮廓和小尺度下的原始功率谱。强透镜类星体提供了探测这些性质的机会。一个强烈的依赖于类星体红移的预测，可以用来区分星系际结构和子结构的放大异常的原因。这种分析方法也解释了为什么以前的一些半分析估计不同意数值计算。
2004-12-20 astro-ph
Beware the Non-uniqueness of Einstein Rings
我们解释了如何近似的主星系在透镜类星体形成的环可以推断出单独的类星体数据。一个简单的环形图像可以由任何透镜模型通过一个简单的计算机图形制作：只需绘制一个具有紧密间隔轮廓的到达时间表面的轮廓图。我们继续解释，环应该是（a）敏感的时间延迟比之间的不同对图像，但（b）非常不敏感的H_0。我们用著名的四边形1115+080和1608+656来说明这一点。
2001-04-25 astro-ph
The First FIRST Gravitationally Lensed Quasar: FBQ 0951+2635
红移z=1.24的V=16.9类星体FBQ 0951+2635在亚角秒视程的CCD曝光中出现双重。这两个天体相距1.1”，亮度相差0.9等。甚小线阵观测显示射电源是两个，具有相同的距离和位置角。凯克II望远镜拍摄的光谱显示，这两个成分具有几乎相同的发射线光谱，但吸收线系统略有不同。从这对分量中减去两个恒星点扩散函数，始终会留下一个残差对象。视乎这第三个物体是延伸的还是点源，它的亮度可能是较亮的类星体成分的1/10，也可能是1/100。观测结果毫无疑问地表明，这两个较亮的天体是同一个类星体的引力透镜图像。第三个物体可能是透镜星系或类星体的第三个图像，但两种解释都有严重的缺陷。
1997-10-13 astro-ph
Difference Imaging of Lensed Quasar Candidates in the SDSS Supernova Survey Region
差分成像为发现引力透镜类星体提供了一种新的方法，因为很少有非透镜源会显示出空间扩展的、时变的通量。我们测试的镜头候选人的方法在斯隆数字巡天（SDSS）超新星调查地区从SDSS类星体透镜搜索（SQLS）及其周围的领域。从49个SDSS类星体和36个候选透镜/透镜像等20768个源出发，发现15个SDSS类星体和7个候选透镜/透镜像等21个源为非周期变源。我们可以测量这些源中的18个源的可变通量的空间结构，并且仅将其中一个源识别为非点源。这个源没有显示出已知透镜类星体可变通量的引人注目的空间结构，所以我们拒绝它作为透镜候选者。SQLS的镜头候选人没有一个能在我们的切割中幸存下来。鉴于我们的有效调查面积为0.71平方度，这表明该方法的假阳性率为每平方度1。如果我们分析SDSS领域的完整数据，未发现的类星体的比例和假阳性率都应该下降。虽然该方法在SDSS中的应用受到调查的分辨率、深度和抽样的限制，但未来的几项调查，如Pan-STARRS、LSST和SNAP，将避免这些限制。
2008-01-22 astro-ph
Discovery of Multiply Imaged Galaxies behind the Cluster and Lensed Quasar SDSS J1004+4112
我们已经确定了三个多重成像星系的红移z=0.68的星系团的哈勃太空望远镜图像负责大分离四重透镜类星体，SDSS J1004+4112。其中两个系统的光谱红移已经用凯克一号10米望远镜确定。最远的透镜星系，在z=3.332，形成至少四个图像，和爱因斯坦环包含3.1倍以上的爱因斯坦环的透镜类星体图像在z=1.74，由于更大的源距离。对于第二个多重成像星系，我们确定在z=2.74的红移的Ly_alpha发射。星系团的质量分布可以从最亮的星系团中心附近（我们在那里观察到一个径向弧和透镜类星体的第五个图像）限制到最高红移星系的爱因斯坦半径，~110 kpc。我们的初步建模表明，质量近似椭圆体，平均投影对数梯度约为-0.5。该系统是一个潜在的有用的直接测量的世界模型在以前未经测试的红移范围。
2005-07-14 astro-ph
A Molecular Einstein Ring: Imaging a Starburst Disk Surrounding a Quasi-Stellar Object
来自红移4.12引力透镜类星体PSS J2322+1944的CO2 -1谱线发射和射电连续谱发射的图像显示了一个直径为1.5”的爱因斯坦环。这些观测被模拟为一个围绕着类星体核的恒星形成盘，半径为2千秒差距。这意味着大质量恒星的形成速率为900 M太阳/年。在这样的速率下，一个大椭圆星系中的相当一部分恒星可以在10^8年的动力学时间尺度上形成。对高红移类星体宿主星系中活跃恒星形成的观测支持了球状星系中超大质量黑洞和恒星同时形成的假说。
2003-04-07 astro-ph
Redshift Dependence of QSO Spectral Variability
我们对两个类星体样本的光谱变异性进行了综合分析，其中42个天体位于智慧天文台监测的$z<0.4$（Giveon等人，1999年），另外59个天体位于麦哲伦云领域的$z\sim 3$，这些天体在麦哲伦云项目数据库中被探测和/或监测（Geha等人，2003年）。我们的分析表明，所观察到的光谱变化的红移的函数，与一个大的散射增加。将这些数据与基于将不同温度的耀斑添加到静止类星体SED的模型进行比较，同时考虑到SED的固有散射。
2004-08-04 astro-ph
Chandra Observations of QSO 2237+0305
介绍了2000年9月钱德拉X射线天文台对类星体2237+0305引力透镜系统的观测结果。2001年12月8日分别为30.3ks和9.5ks。成像分析解决了爱因斯坦十字架的四个X射线图像。检测到可能的第五图像;然而，该检测不太确定。与爱因斯坦十字架所有图像的组合光谱相吻合，假设一个简单的幂律与银河系和透镜星系的干涉吸收产生光子指数为1.90（+0.05，-0.05）。对于第一次观测，这个光谱模型产生了0.4-8.0 keV的X射线通量为4.6e-13 erg cm-2 s-1和0.4-8.0 keV的透镜光度为1.0e46 erg s-1。源在长时间尺度和短时间尺度上都表现出可变性。两次观测之间的X射线通量下降了20%，K-S检验表明图像A在第一次观测中在97%的置信水平下是可变的。此外，在第一次观察中检测到图像A领先的图像A和B之间可能的2.7（+0.5，-0.9）小时的时间延迟。图像的X射线通量比与受微透镜影响的光通量比一致，表明X射线发射也是微透镜的。我们测量的柱密度与从消光测量推断的柱密度之间的比较表明，透镜星系中的尘埃与气体的比率高于我们银河系的平均值。最后，我们报告了在99.99%置信水平下，仅在图像A的光谱中，在Fe Kα线的红移能量附近检测到宽发射特征。该特征的静止帧能量、宽度和等效宽度分别为E = 5.7（+0.2，-0.3）keV、sigma = 0.87（+0.…
2003-01-29 astro-ph
A QSO 2.4 arcsec from a dwarf galaxy - the rest of the story
D. Reimers和H. J. Hagen在A&A 329，L25（1998）中报告说，z = .807的类星体是在z = .009的星系中心的“偶然投影”。相当数量的先前发表的证据将使我们期待一个活跃的，低红移的星系在这样一个类星体的一度之内。这里显示，事实上，有一个明亮的塞弗特星系的z = 0.008只有36.9弧分的距离。此外，事实证明，总共有五个类星体，加上矮星系，精确地沿着这个塞弗特的短轴排列，类星体按照红移的降序排列，即，z = 2.13、1.97、.81、.69和.35。
1998-11-12 astro-ph
Restoration of Brightness Distributions across Quasar's Accretion Disk from Observations of High Magnification Events in Components of Gravitational Lens QSO 2237+0305
通过对引力透镜产生的多个类星体图像中观测到的高放大率事件的分析，提出了一种连续恢复类星体吸积盘上一维带状亮度分布分支的方法。假设这些事件与微透镜由一个折叠焦散，亮度分布的分支上的非负的，单调非增加的，凸向下的函数的紧凑集搜索。数值模拟结果表明，所得到的解对随机噪声是稳定的。分析了OGLE和GLITP小组观测到的引力透镜类星体2237+0305的C和A分量的高倍率事件的光变曲线，得到了透镜类星体吸积盘上的条带亮度分布形式。由此得到的吸积盘的大小与先前通过模型拟合得到的结果一致。亮度分布的形式与围绕超大质量黑洞旋转的吸积盘的预期外观一致。
2005-02-01 astro-ph
Multi-wavelength study of the gravitational lens system RXS J1131-1231: III. Long slit spectroscopy: micro-lensing probes the QSO structure
（简略）目标：利用长缝光学和近红外光谱技术，讨论和表征了引力透镜系统RXS J1131-1231（一个四重成像活动星系核）的3个最亮透镜像（A-B-C）之间的微透镜效应。不同的发射区域的大小的定性约束。方法：我们使用多组分拟合方法将光谱分解成它们各自的发射组分。光谱的互补分解使我们能够独立于任何光谱建模来隔离光谱的宏观透镜部分。结果：-1。数据支持图像A和C的微透镜去放大。在这些图像中，不仅连续发射微透镜化，而且宽线发射区域（BLR）的一小部分也是如此。2. MgII发射线的非常宽的组件的微透镜化表明，相应的发射发生在比发射线的其他组件更紧凑的区域中。-3.我们发现的证据表明，一个大部分的FeII排放出现在外部的BLR。我们还发现在3080-3540 A和4630-4800 A范围内的非常紧凑的发射区可能与Fe II有关。-4. OIII窄发射线区域是部分空间分辨的。这使我们能够将其固有大小的下限定为110 h ^{-1} pc。-5. MgII吸收光谱中发现的分析表明，吸收介质是固有的类星体，有一个覆盖因子为20%，是由均匀分布在前面的连续和BLR的小云。-6.在红移z=0.10和z=0.289处检测到两个邻近星系。这些星系可能是那些红移的星系群的成员。
2007-04-15 astro-ph
The light curve and the time delay of QSO 0957+561
本文对引力透镜类星体0957+561 A，B的光度数据进行了新的分析，目的是确定它的两个图像之间的时间延迟。所使用的基本方法是色散估计技术。即使使用我们方法的最简单的非参数形式，我们也可以令人信服地排除536天附近的时间延迟，并表明时间延迟在420天附近。然后，我们引入改进我们的方法，以获得一个稳定和可靠的结果的时间延迟独立的高频噪声的数据和采样误差。通过各种统计检验和使用自助误差估计，我们对时间延迟的最佳结果是423 +/- 6天。我们进一步证实了我们先前的结果，即无线电数据与该值兼容。使用最好的透镜星系和集群的质量分布模型，我们的结果的时间延迟约束的哈勃参数小于70公里/（秒Mpc）。
1995-01-11 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
The effect of low mass substructures on the Cusp lensing relation
有人认为，在引力透镜类星体中检测到的通量异常是前景透镜晕中子结构的证据。在本文中，我们探讨这个问题，更详细地集中在尖点关系，对应于图像的源位于尖点的内焦散曲线。我们使用数值模拟结合蒙特卡罗方法来研究LCDM晕内子结构的预期幂律分布对多个图像的影响。一般来说，高数量的异常流量比的尖配置是不太可能解释的“简单的”扰动（subhaloes）内的透镜星系，无论是模拟点质量或扩展NFW subhaloes。在我们的分析中，我们认为亚晕的质量范围为10^5-10^7兆太阳。我们还证明，包括周围的质量分布的影响，如其他星系接近主透镜，不改变结果。我们的结论是，透镜类星体的三重图像没有显示任何直接的证据，如冷暗物质子结构的暗矮星系。
2006-01-27 astro-ph
Time delay controversy on QSO 0957+561 not yet decided
我们提出了一个新的分析先前公布的光学和无线电数据集的引力透镜类星体0957+561 A，B的目的是确定其两个图像之间的时间延迟。我们使用非参数估计的分散的组合数据集，然而，我们只利用交替的邻居，以避免窗口效应。根据光学数据，建议延迟（415 $\pm$ 32）天，根据无线电数据，建议延迟（409 $\pm$ 23）天。我们证明了一个相当大的敏感性不同的延迟估计程序对删除只有少数观测数据点或对平滑或去趋势的原始数据集。在形式上，无线电数据比光学数据给我们提供了一个稍微更精确的时间延迟值。此外，由于缺乏窗口效应，对于无线电数据获得的结果可以被认为比从光学数据确定的延迟稍微更可靠。
1994-01-11 astro-ph
Detection of the lensing galaxy in HE 1104-1805
我们报告了双类星体HE 1104-1805的深红外成像。一种新的图像反卷积技术已被应用于数据，以最佳地结合所获得的众多帧。由此产生的J和K'图像使我们能够检测和研究两个透镜类星体图像之间的透镜星系。近红外图像不仅证实了这个双类星体的透镜性质，而且支持了之前对透镜星系的红移估计z=1.66。在透镜周围的区域没有发现明显的星系密度过高，直到J=22和K=20的极限星等。该系统的几何形状，再加上预期的时间延迟，使HE 1104-1805成为未来光度监测计划的一个显着目标，用于微透镜的研究和确定宇宙学参数在红外和光学领域。
1997-09-30 astro-ph
The Luminosity Function of QSO Host Galaxies
我们提出了一些结果，从我们的HST档案图像研究的71类星体宿主星系。选定的天体z < 0.46，总绝对星等M_V < -23（H_0=50 km/s/Mpc）。本研究探讨了类星体宿主星系的形态和射电响度，并推导了类星体宿主星系的光度函数。我们已经分析了可用的WFPC 2宽带图像，使用一套统一的程序。宿主星系的光度范围很窄，而且异常明亮，比正常星系明亮得多，通常L > L* V。类星体几乎平均地分为椭圆宿主射电强类星体、椭圆宿主射电静类星体和螺旋宿主射电静类星体。利用加权方法，我们导出了类星体宿主星系的组合光度函数。我们发现类星体宿主的光度函数在形状上不同于正常星系的光度函数，但在最高光度处它们是一致的。在光度为L_V的情况下，类星体宿主的数量与正常星系的数量之比为R = [L_V/（11.48 L*_V）]^[2.46]，其中L*_V对应于M*_V =-22.35，类星体被定义为核光加宿主光的总量M_V <-23的天体。这个比率可以解释为具有亮度L_V的星系在红移z ~ 0.26处拥有类星体的概率。（节录）
2002-08-05 astro-ph
Quasars Clustering at z approx 3 on Scales less sim 10 h^{-1} Mpc
我们测试的假设是否高红移类星体会优先出现在小团体或对，如果他们与大规模的，年轻的集群。我们进行了光度搜索\Ly发射器的尺度$\lesssim 10 h^{-1}$ Mpc，在一个样本的领域的47个$z\approx3$已知的类星体。为每个$6'.6\times6'.6$场生成宽带和窄带滤光片颜色幅度图。共有13个未解决的对象与显着的颜色过剩被检测到类星体候选人在一个类似的红移的目标。所有的候选者都比参考类星体要暗得多，其中只有2个在中心天体的2等以内。后续的光谱观测表明，5，即，大约40%的候选者，是类星体在相同的红移的目标; 4是类星体在不同的z（其中两个可能是一个透镜对在z = 1.47）; 2候选者是未解决的HII星系在z $\sim$ 0.3;一个未分类和一个候选者原来是一个CCD缺陷。这些数据表明，至少有10%的类星体在z $\sim$ 3确实有同伴。我们还探测到了一些已分辨的、相当明亮的\Ly候选天体。最有可能的是，它们中的很大一部分可能是具有[OII]发射的明亮星系，z $\approx$为0.3。我们的候选人人数较弱，符合目前的预期。因此，没有强有力的迹象表明存在的密度过大的\Ly星系亮度比m $\approx$ 25周围的类星体在$z\approx$ 3。
2003-01-17 astro-ph
Age Dating of a High-Redshift QSO B1422+231 at Z=3.62 and its Cosmological Implications
观测到的Fe II（UV+光学）/Mg II λ λ 2796，2804从引力透镜类星体B1422+231在z=3.62的流量比解释的详细建模的光电离和化学富集在宽线区（BLR）的宿主星系。Ia型超新星的延迟铁富集被用作宇宙时钟。我们的标准模型与Fe II/Mg II比率相匹配，要求B1422+231的年龄为1.5 Gyr，下限为1.3 Gyr，这超过了爱因斯坦-德西特宇宙的膨胀年龄，对于当前公认范围内的任何哈勃常数值，在红移为3.62时，宇宙的膨胀年龄为Omega_0=1，H_0=60-80 km，s^{-1}，Mpc^{-1}。在z=3.62处的年龄差异问题可以在低密度Ω_0 <0.2的宇宙中得到解决，无论是否有宇宙学常数，这取决于星系形成的允许红移范围。然而，宇宙学常数在现代宇宙学中是否是一个必需的选项，有待于对BLR中的线传输过程的透彻理解。
1998-09-04 astro-ph
