Gravitational microlensing by dressed primordial black holes
原始黑洞（PBH）周围暗物质的吸积可能导致周围迷你晕的形成，其质量可能比中心PBH质量高几个数量级。这种修饰的PBH产生的引力微透镜可能与裸PBH产生的引力微透镜有很大不同，这可能会显著影响对PBH丰度的约束。本文详细研究了缀饰黑洞产生的引力微透镜效应。我们发现，所有的微透镜效应都具有依赖于微晕尺寸的渐近行为，通过比较微晕尺寸和爱因斯坦半径，可以预测微透镜效应.当微晕半径与爱因斯坦半径相当时，晕的密度分布对微透镜效应的影响是显著的。利用光学引力透镜实验和Subaru/HSC仙女座观测数据，得到了恒星微透镜效应对PBH丰度的改进约束。结果表明，PBH周围暗物质微晕的存在，可以使恒星微透镜效应对PBH丰度的约束增强几个数量级，并将这种约束转移到已知的小行星质量窗口中，PBH可以构成所有的暗物质.
2023-02-26 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Limits on the Mass and Abundance of Primordial Black Holes from Quasar Gravitational Microlensing
暗物质可以由$10M_\odot \lesssim M \lesssim 200M_\odot$范围内的中等质量原始黑洞组成的想法最近被重新考虑，特别是在LIGO实验探测到引力波的情况下。即使黑洞中存在一小部分暗物质，也会导致明显的类星体引力微透镜效应。类星体微透镜效应对透镜星系中任何类型的致密天体都很敏感，对它们的丰度和质量都很敏感。我们分析了来自24个引力透镜类星体的光学和X射线微透镜数据，以估计质量范围很广的致密天体的丰度。我们的结论是，在黑洞或任何类型的紧凑对象的质量分数是可以忽略不计的$0.05 M_\odot \lesssim M \lesssim 0.45 M_\odot$质量范围之外，它相当于总物质的$20 \pm5$ %，与预期的质量和恒星成分的丰度。因此，存在大量中等质量的原始黑洞似乎与当前的微透镜观测不一致。因此，原始大质量黑洞是LIGO探测到的引力辐射的一个非常不可能的来源。
2017-02-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational microlensing of AGN dusty tori
在红外波段研究了透镜类星体中活动星系核尘埃环面的引力微透镜效应。尘埃环被模拟为一个clutenant两相介质。为了获得光谱能量分布和图像的环面在不同的波长，我们使用的三维蒙特卡罗辐射转移代码SKIRT。射线拍摄技术已被用来计算微透镜放大率地图。我们模拟了透镜星系中的恒星在透镜系统的不同配置和不同的环面参数值下的微透镜效应，以估计（a）高放大率事件的振幅和时间尺度，以及（b）尘埃环面的几何和物理性质对红外域中光变曲线的影响。我们发现，尽管他们的大尺寸，尘埃环面可以显着影响微透镜在某些情况下，特别是在近红外域（休息帧）。这些事件的时间尺度很长，从几十年到几百年不等，限制了这种方法在研究尘埃环性质方面的实际应用。然而，我们的研究结果表明，在研究透镜类星体不同波段图像之间的通量比时，不应忽视近红外和中红外通量比可能受到微透镜影响的可能性。
2012-08-09 astro-ph.CO
Detecting dark objects with plasma microlensing by their gravitational wakes
Carnegie Observatories（卡内基观测站）
本文研究移动质量在星际介质中产生的引力尾迹作为等离子体透镜的空间结构，发现其可补充引力微透镜探测暗天体，且仅超大质量天体尾迹能主导湍流。
2024-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Robust Determination of the size of quasar accretion disks using gravitational microlensing
利用对19个透镜类星体的27个像对样本的微透镜测量，我们确定了一个平均质量为$<M>=0.3M_\odot$的微透镜类星体的{{ \em }平均}为$r_s=4.0^{+2.4}_{-3.1} $光日静止帧PDMATHABMO_s的吸积盘大小的极大似然估计。这个值与以前较小样本的结果非常一致，大约是标准薄盘模型预测值的5倍。在我们的样本中的19个类星体的个体大小估计也与联合极大似然分析的结果非常一致。
2012-01-16 astro-ph.CO
Correlated gravitational wave and microlensing signals of macroscopic dark matter
费米子暗物质粒子可以通过一级相变聚集形成扩展的暗物质结构，在这种相变中粒子被困在假真空中。我们研究了一般四次热有效势诱导的相变中产生的费米球。我们表明，费米球的质量，$3\times 10^{-12}M_\odot \lesssim M_{\rm FB} \lesssim 10^{-5}M_\odot$，相关的观测引力波相变过程中产生的（在SKA/THEIA/ $μ$战神），和引力微透镜所造成的费米球（在斯巴鲁-HSC），可以。
2021-10-28 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Gravitational microlensing by dark matter in extended structures
暗物质可能以非重子结构的形式存在，例如致密的暗晕和玻色子星。重力微透镜是一种天文学探测器，过去曾帮助限制过原始黑洞和重子MACHO的数量。我们调查的非平凡的影响的大小和密度分布在这些结构上的微透镜信号，并限制他们的人口使用EROS-2和OGLE-IV调查。大于太阳半径的结构通常比点状透镜受到更弱的约束，但是对于具有引起焦散交叉或产生更大放大率的质量分布的结构，可以获得更强的约束。
2020-04-13 astro-ph.CO hep-ph
Gravitational Microlensing Time Delays at High Optical Depth: Image Parities and the Temporal Properties of Fast Radio Bursts
由于引力势和路径长度的不同，引力透镜效应会在一个源的多个图像之间产生时间延迟，对于太阳质量的物体，时间延迟的数量级为$\sim10^{-5}$秒。如果一个天体物理学上紧凑的源，如快速射电暴（FRB），通过这样的微透镜质量的高光学深度的区域被观察到，这种引力透镜时间延迟可以印在短时间尺度的瞬态信号上。在本文中，我们考虑的奇偶性的宏观图像上产生的微透镜时间延迟的影响。据发现，这种奇偶校验直接印在微透镜信号，与宏图像形成在最小的时间到达表面开始与最高度放大的微图像，然后进展到较暗的微图像。在时间到达表面的最大值处的宏观图像处，这种情况相反，首先观察到较暗的图像，然后以最亮的微观图像结束。对于鞍点处的宏观图像，信号再次以较暗的图像开始，接着是较亮的图像，然后再次通过较暗的微观图像衰减。越来越多的宇宙学上遥远的突发瞬态源无疑会导致发现强透镜，多重成像FRB，这将是容易受到紧凑的质量微透镜。随着我的现代和未来的设施提供的时间分辨率，微透镜引起的时间延迟的检测将揭示引力透镜宏观图像的奇偶校验，提供额外的约束宏观透镜质量模型，并提高这些瞬态源作为宇宙学探测器的功效。
2020-07-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraints on compact dark matter from gravitational wave microlensing
如果暗物质中有相当一部分是致密物体，它们将在LIGO和Virgo观测到的引力波（GW）信号中引起微透镜效应。从前两次观测运行和第三次观测运行的前半部分中的二元黑洞事件中的微透镜签名的非观测，我们约束质量范围$10^2-10^5~{M_\odot}$中的致密暗物质的分数小于$\simeq 50-80\%$（细节取决于假设的源种群属性和贝叶斯先验）。这些适度的限制将在未来几年内得到显着改善，预计将检测到数千个双黑洞事件，为探测暗物质的性质提供新的途径。
2022-02-23 astro-ph.CO gr-qc
Gravitational Microlensing of a Reverberating Quasar Broad Line Region - I. Method and Qualitative Results
类星体宽发射线区（BELR）的运动学和形态学一直是人们争论的焦点。约束BELR特性的两种主要方法是微透镜和混响映射。在这里，我们结合这两种方法与研究的微透镜行为的BELR在Q2237+0305，作为一个变化的连续辐射（一个“耀斑”）通过it. Beginning与一些通用模型的BELR -球，双锥，磁盘-我们切片的速度和时间，以产生亮度轮廓的BELR在耀斑的持续时间。这些数值微透镜，以确定是否微透镜混响映射提供了新的信息的属性的BELR。我们描述了我们的方法，并显示图像的模型，因为他们是耀斑，和unlensed和透镜的光谱产生。本文给出了定性的结果和讨论的光谱，突出了一些可以观察到的效果。我们的结论是，微透镜的影响，而不是强大的，可以产生显着的可观察到的效果，这将有助于区分的性质的BELR。
2011-08-11 astro-ph.CO
Search for Black Holes in the Galactic Halo by Gravitational Microlensing
由引力天线发现的质量大于$10 M_{\odot}$的类黑洞物体，可以产生长时间尺度（几年）的引力微透镜效应。单独考虑，以前的微透镜调查对这些事件不敏感，因为它们的持续时间有限，只有6-7年。我们结合了EROS-2和OOO调查的光变曲线到大麦云云（LMC），为1410万颗恒星创建了一个联合数据库，覆盖了10.6年的总持续时间，通过4个宽通带测量通量。我们在这个扩展的光变曲线目录中搜索了多年的微透镜事件，并补充了其中一项调查观察到的2410万条光变曲线。我们的分析，结合以前的分析，从EROS，表明紧凑的对象之间的质量$10^{-7}$和$200 M_{\odot}$不能构成超过$\sim 20\%$的总质量的标准晕（在$95\%$ CL）。我们还排除了晕的$\sim 50\%$是由比$1000 M_{\odot}$轻的黑洞（BH）构成的。
2022-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Lensing of Gravitational Waves: Probability of Microlensing in Galaxy-Scale Lens Population
随着观测到的引力波信号数量的增加，探测星系强引力波已成为可能。透镜星系也包含微透镜（例如，恒星和黑洞），在LIGO频率范围内的强透镜GW信号中引入进一步的频率依赖调制。给定透镜系统中的多个透镜化信号具有不同的基础宏观放大率（$|μ|$），并且位于不同的微透镜密度（$Σ_\bullet$）中，导致不同水平的微透镜化失真。这项工作量化的分数强透镜系统的影响，使用现实的模拟观测微透镜。我们研究了50个四重成像系统（四边形），通过为每个透镜信号生成50个实现。然而，我们的结论是同样有效的双成像系统（双打）的透镜信号。这里研究的透镜信号有$|μ|\sim[0.5, 10]$和$Σ_\bullet\sim[10, 10^3]~{\rm M}_\odot/{\rm pc^2}$。我们发现，微透镜效应是更敏感的宏观放大率比底层的微透镜密度，即使后者超过$10^3~{\rm M}_\odot/{\rm pc^2}$。对于总质量范围内的几乎所有双黑洞源[10 M $_\odot$，200 M $_\odot$ ]，透镜和非透镜GW信号之间的失配很少超过$1\%$。这意味着微透镜预计不会影响这种信号的检测或参数估计，并且当宏观放大率为${\leq}10$时，不会对识别不同的透镜对应物提出任何进一步的挑战。在LIGO-Virgo探测器网络的第四次观测运行中，四个探测器对中的${\sim}50\%$和两个探…
2022-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Microlensing as a probe of the Electron Scattering Region in Q2237+0305
最近的观测为活动星系核中心区域存在电子散射区（ESR）提供了强有力的证据。这是负责再加工发射从吸积盘到偏振辐射。然而，该散射区域的几何形状受到不良约束。在本文中，我们考虑了引力微透镜对四重成像类星体Q2237+0305的ESR偏振发射的影响，演示了由此产生的光变曲线变化中的相关特征如何决定散射区域的大小和方向。该信号是由于ESR的垂直偏振视图之间的差分放大，并且对于小ESR宽度和大ESR半径是最清晰的。交叉和自相关措施似乎是独立的镜头图像剪切和收敛参数，使其成为理想的调查ESR功能。与许多微透镜实验一样，变化的时间尺度是几十年到几个世纪，是不切实际的长。然而，通过偏振滤波器相对于类星体穿过焦散结构的路径进行适当的定向，ESR直径和半径可以在更短的时间尺度上从偏振光曲线的自相关和互相关来估计。
2011-03-24 astro-ph.CO
The Effect of Microlensing On the Observed X-ray Energy Spectra of Gravitationally Lensed Quasars
钱德拉对几个引力透镜类星体的观测显示了X射线发射的通量和光谱变化的证据，这些证据在图像之间是不相关的，被认为是由透镜星系中恒星的微透镜造成的。我们在这里报告的最详细的建模这样的系统，包括模拟发射的Fe K-α荧光辐射的吸积盘与广义相对论射线追踪代码，使用现实的微透镜放大率来自逆射线拍摄计算的地图，和模拟的线检测偏差。我们采用了适合于四重透镜类星体RX J1131-1231的透镜和黑洞参数，并将模拟结果与观测结果进行了比较。模拟不能完全再现检测到的线能量的分布，这表明模拟所基于的一些假设是不正确的，或者模拟缺少一些重要的物理。最后，我们讨论几种可能的解释。
2018-09-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gravitational microlensing in modified gravity theories: Inverse-square theorem
微透镜研究通常基于透镜方程，该方程仅对引力常量G和透镜质量M的一阶有效。我们考虑用可微函数对传统透镜方程的修正，使它们不仅能表示广义相对论中GM的二阶效应，而且能表示修正的引力理论。作为Ebina等人（Prog. Theor. 104（2000）1317），我们表明，如果时空是静态的，球对称的和渐近平坦的，微透镜的总放大保持不变的线性顺序的修正偏转角，当且仅当修正采取一个特定的形式作为反平方的碰撞参量，而每个图像的放大因子进行了校正。得出的结论是，光变曲线形状的微透镜是不可避免的改变，因此，将允许我们探测修改的重力，除非修改的偏转角采取特定的形式。微透镜观测没有系统偏差的报道。因此，例如，Yukawa型校正被约束为特征长度> $10^{14}$ m。
2011-01-05 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Probing charge of compact objects with gravitational microlensing of gravitational waves
本文研究利用引力波微透镜效应约束带电致密天体电荷的可行性，通过构造带电透镜势和透镜化波形并采用近似似然分析，发现该方法难以约束黑洞电磁电荷，但可能对修改引力模型或裸奇点等奇异天体给出适度限制。
2025-01-09 astro-ph.CO gr-qc
Gravitational wave microlensing by dressed primordial black holes
该研究分析带粒子暗物质微晕的原初黑洞导致的引力波微透镜效应，给出LIGO-Virgo丰度约束并说明下一代探测器可区分包裹型与裸露型PBHs。
2023-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fast Multipole Method for Gravitational Lensing. Application to High Magnification Quasar Microlensing
介绍了利用快速多极子方法（FMM）加速引力透镜射线追迹计算的方法。当涉及大量偏转器$N_*$时，该方法允许非常快速地计算射线偏转，同时保持对误差的严格控制。特别是，我们应用这种方法，结合逆多边形映射技术（IPM），类星体微透镜产生微透镜放大倍率地图非常高的工作量（高放大倍率，大尺寸和/或高分辨率），需要非常大量的偏转器。使用FMM-IPM，计算时间可以相对于标准逆向射线拍摄减少因子$\sim 10^5$，使得在个人计算机上使用该算法与在GPU上使用标准IRS相当。我们还提供了一个灵活的Web界面，便于使用FMM-IPM \footnote{http://gloton.ugr.es/microlensing/}计算微透镜放大率图。我们通过将这种新方法应用于一些具有挑战性的有趣的天体物理场景，包括聚集的原始黑洞，或靠近星系团巨大弧的极度放大的恒星，来验证这种新方法的威力。我们还展示了FMM的性能/使用计算射线偏转晕产生的宇宙学模拟组成的大量（$N\gtrsim 10^7$）的元素。
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing Analysis for the gravitational lens systems SDSS0924+0219, Q1355-2257, and SDSS1029+2623
我们使用引力透镜系统SDSS 0924 +0219（BC），Q1355-2257（AB）和SDSS 1029 +2623（BC）的光谱观测来分析所观察到的成分中的微透镜和尘埃消光。我们在SDSS 0924 +0219（BC）和Q1355-2257（AB）系统的宽发射线轮廓中检测到连续谱中的彩色微透镜效应和微透镜效应。使用放大图来模拟微透镜效应，并将发射区域建模为具有尺寸$r_s \propto λ^p$的高斯强度分布，我们获得了在$λ_{rest-frame}=3533$处对数尺寸先验的概率密度函数。在SDSS 0924 +0219的情况下，我们得到：$r_s = 4^{+3}_{-2}$ $\sqrt{M/M_{\odot}}$光日（在$1 σ$），这是大于其他估计的范围，和$p = 0.8 \pm 0.2$（在$1 σ$），这是小于薄盘理论的预测，但仍然与以前的结果一致。在Q1355-2257的情况下，我们得到（在$1 σ$）：$r_s = 3.6^{+3.0}_{-1.6}$ $\sqrt{M/M_{\odot}}$光日，它也大于理论预测，和$p = 2.0 \pm 0.7$，它在误差范围内与理论一致。SDSS 1029 +2326光谱显示了消光的证据，可能是由图像C附近的星系产生的。拟合消光曲线的数据，我们估计$ΔE \sim 0.2$与以前的结果一致。我们没有发现这个系统…
2020-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Microlensing by the Ellis Wormhole
在弱场极限下，导出了一种计算Ellis虫洞引力微透镜光变曲线的方法。在这个极限下，虫洞的透镜效应会在爱因斯坦环外产生一个图像，在环内产生另一个图像。如果喉道半径小于$10^{11} km$，那么弱场假设在银河透镜效应中是一个很好的近似。计算的光变曲线在爱因斯坦环穿越时间之外有大约4%的沟。埃利斯虫洞透镜的放大倍数一般小于史瓦西透镜。根据束缚假设和非束缚假设，计算了银河核球和大麦云云场的光学厚度和事件率。如果虫洞的喉道半径在100到$10^7 km$之间，并且与银河系紧密相连，其数量密度与普通恒星的数量密度相近，那么通过重新分析过去的数据就可以探测到虫洞。如果虫洞是未绑定的，使用过去的数据进行检测是不可能的。
2010-10-08 astro-ph.CO gr-qc
Microlensing of gravitational waves by dark matter structures
本文研究冷暗物质晕与模糊暗物质孤子核对黑洞双星引力波的微透镜效应，量化未来BBO和ET的年探测事件数，并指出致密百太阳质量暗物质天体可带来大量事件。
2023-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Impact of Microlensing on Observational Strategies for Gravitational Time Delay Measurements
微透镜效应不仅使光变曲线在本征光变曲线的基础上增加了额外的放大倍数，而且使光变曲线在时间域上发生了移动，使得强透镜活动星系核图像之间的实际时间延迟在发射区的$\sim$日光交叉时间尺度上发生了变化。微透镜引起的时间延迟如果不计在内，将使强透镜时间延迟宇宙照相产生偏差。然而，由于磁盘大小和磁盘模型的不确定性，影响很难准确估计。在这项工作中，我们研究了如何减少偏差与设计的观察策略的基础上，一个标准的磁盘模型。我们发现长时间的图像监测可以减轻影响，因为它平均的微透镜的时间滞后地图由于源相对于透镜星系的椭圆运动。此外，蓝色波段的图像对应于较小的磁盘大小，因此也有利于时间延迟测量。我们进行了模拟的基础上PG 1115+080类透镜类星体。结果表明，具有20年光变曲线的$\sim40\%$可以减小微透镜引起的时延色散，而u波段相对于r波段的色散减小了$\sim75\%$。然而，这种影响在任何情况下都不能完全消除。还需要进一步的研究，以适当地将其纳入推断准确的哈勃常数。
2020-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Model-Independent Chromatic Microlensing Search: No Evidence in the Gravitational Wave Catalog of LIGO-Virgo-KAGRA
本文利用μ-GLANCE对GWTC-3中72个超阈值引力波事件开展首个模型无关的波动光学微透镜搜索，虽发现一个边缘候选体，但无确凿证据，排除了显著微透镜信号。
2025-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Spin Precession Signatures as an Indicator of Microlensing in Strongly Lensed Gravitational Waves
Tsinghua University（清华大学）；Westlake University（西湖大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）
本文通过模拟分析，研究强透镜引力波中恒星场微透镜效应如何产生类似自旋进动的波形特征，并评估其对探测灵敏度的影响。
2026-05-28 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Gravitational Microlensing of the Galactic Centre $γ$-Ray Excess: A New Test for Point-Like or Extended Emission?
本文提出利用引力微透镜效应区分银河系中心γ射线超出来源于暗物质湮灭还是毫秒脉冲星，并分析了探测所需灵敏度，指出当前设备尚不足以实现该检验。
2025-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
