Further Evidence that Quasar X-Ray Emitting Regions Are Compact: X-Ray and Optical Microlensing in the Lensed Quasar Q J0158-4325
本文报道了双成像透镜类星体Q J 0158 -4325的四个新季节的光学监测数据和六个新时期的X射线测光结果。该系统已知的高振幅、短周期微透镜变化性在历史上已经排除了通过常规方法的时间延迟测量。我们试图绕过这个限制的应用程序的蒙特卡罗微透镜分析技术，但我们只能证明，延迟必须有预期的符号（图像A导致图像B）。尽管我们未能鲁棒地测量时间延迟，但我们成功地模拟了光学和X射线波长的微透镜，找到了软X射线发射测井的半光半径（r_{1/2,X,soft} /cm）= 14.3^{+0.4}_{-0.5}，硬X射线发射测井半光半径上限（r_{1/2,X,hard} /cm）<= 14.6，光学R波段（静止坐标系3100埃）连续谱发射区的倾斜校正刻度半径的精确估计为log（r_s/cm）= 15.6 ± 0.3。
2012-05-21 astro-ph.CO
X-ray microlensing in the quadruply lensed quasar Q2237+0305
我们使用美国宇航局的钱德拉X射线望远镜的档案数据编译的四重透镜类星体Q2237+0305（z=1.695）从2006年1月至2007年1月的所有四个图像的X射线光变曲线。我们拟合模拟点扩散函数的四个单独的类星体图像使用现金的C-统计量占泊松性质的X射线信号。类星体的图像显示强烈的流量变化高达一个月内的4倍。我们可以通过观察单个类星体图像的通量比，从引力微透镜引起的通量变化中分辨出类星体的内在可变性。这样做，我们在图像A中找到了微透镜的证据。特别地，在X射线状态中的通量比A/B的时间序列与在V波段中通过OGLE的光学监测中的对应序列相关。X射线光变曲线中的振幅较大。对于最突出的峰，与光学中的信号相比，X射线比A/B的增加大约1.6倍。与理论和其他多重成像类星体的观测结果一致，这表明该类星体的X射线发射区域明显小于光学发射区域。
2010-12-21 astro-ph.CO
A New Microlensing Event in the Doubly-Imaged Quasar Q0957+561
我们提出的引力透镜类星体Q 0957 +561的紫外/光学微透镜的证据。我们结合新的测量，从我们的光学监测活动在美国海军天文台，旗杆（USNO）与测量文献中发现，时间延迟校正的r-波段通量比m_A - m_B增加了约0.1个数量级在2005年秋季开始的五年内。我们用Monte Carlo微透镜分析方法对复合光变曲线进行了分析，得到了光学吸积盘尺寸的测量值log {（r_s/cm）[cos（i）/0.5]^{1/2}} = 16.2^{+0.5}-0.6}，与类星体吸积盘尺寸-黑洞质量关系相一致。
2011-12-07 astro-ph.CO
The Effect of a Time-Varying Accretion Disk Size on Quasar Microlensing Light Curves
微透镜扰动对引力透镜类星体图像放大率的影响取决于类星体的角大小。如果类星体在可见光波段的变化是由吸积盘面积的变化引起的，它将影响微透镜放大率。我们推导出预期的信号，假设光度与磁盘面积的一些权力的规模，并估计其振幅使用模拟。我们讨论了在现实世界的数据中检测效果的前景，并使用它来估计的光度对磁盘面积的依赖的对数斜率。这样的估计将为标准薄吸积盘模型提供一个直接的检验。我们尝试拟合透镜类星体HE 0435-1223的六个季节的光变曲线，包括这种效应，作为对Kochanek等人（2006）估计时间延迟方法的修改。我们发现一个显着的改善，在拟合优度和相对合理的参数，但一个强大的估计将需要一个完整的数值计算，以正确的模型之间的强相关性的微透镜放大模式的结构和效果的大小。我们还简要地评论这种现象的稳定性的时间延迟估计的影响。
2011-02-23 astro-ph.CO
Evidence for microlensing by primordial black holes in quasar broad emission lines
本文通过分析高红移类星体宽发射线轮廓的快速变化，提出这些变化可能由构成暗物质的太阳质量原初黑洞的微引力透镜效应引起，为暗物质候选体提供证据。
2023-11-15 astro-ph.CO
Quasar Microlensing Statistics and Flux-Ratio Anomalies in Lens Models
针对多像类星体透镜模型的流量比异常常被归因于微引力透镜的问题，该研究通过观测与模拟统计对比及多项检验，证实微引力透镜无法解释大部分异常，并提出结合积分场光谱宽线流量比约束透镜模型的方案。
2024-04-15 astro-ph.CO
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
Understanding micro-image configurations in quasar microlensing
透镜类星体中看似点状图像的微弧秒尺度结构虽然不可观测，但在理论上却得到了大量研究，因为它影响了可观测（或宏观）亮度，并通过它提供了源和透镜的子结构的线索。一个奇怪的特征是，虽然一个可观察的宏观图像是由大量的微观图像组成的，但宏观通量是由少数微观图像主导的。微观极小值起着关键作用，众所周知的宏观放大率的宽分布可以被分解为具有0，1，2，3，.的较窄分布。微极小值本文展示了如何占主导地位的微观图像存在与其他人一起，使用费马原理和到达时间表面的想法，以及模拟。
2010-09-30 astro-ph.CO
The Abundance of Clustered Primordial Black Holes from Quasar Microlensing
针对原初黑洞预期成团而非常均匀分布的问题，本文利用类星体多波段流量比异常和贝叶斯分析约束成团PBHs，证明其在亚恒星至中等质量范围内难以显著存在。
2024-09-06 astro-ph.CO
Limiting the Abundance of LIGO/Virgo Black Holes with Microlensing Observations of Quasars of Finite Size
我们提出了一个简单但一般的论点，强烈限制了原始黑洞（PBH）（或其他未知的人口紧凑的对象）与质量类似的LIGO/室女座从BH二进制合并确定的丰度。我们表明，类星体微透镜可以是非常敏感的透镜的质量，它是能够区分恒星和高质量的BH，当考虑到有限大小的源。大量存在的大质量黑洞会产生频繁的高通量放大（除了不切实际的大源），这是很少观察到的。相反，一个典型的恒星星族会引起与观测一致的通量放大。这个结果排除了在LIGO/Virgo确定的质量范围内的PBH（或任何类型的致密物体）作为透镜星系中的主要暗物质成分。
2022-03-08 astro-ph.CO
The Mass Function of Primordial Rogue Planet MACHOs in quasar nanolensing
最近Sumi等人（2010，2011）在宇宙学上显著数量的自由漫游行星质量MACHO的检测回顾了它们在类星体微透镜化研究中的原始检测（Schild 1996，Colley and Schild 2003）。我们考虑了这样的人口的微透镜签名，并发现纳米透镜（微透镜）将很好地表征由Refsdal和Stabel（1991）先前发表的统计微透镜理论。所观察到的第一透镜微透镜振幅与理论预测的比较给出了密切的一致性和用于确定描述人口的质量函数的斜率的方法。我们对幂律指数的临时估计是$2.98^{+1.0}_{-0.5}.$，其中Salpeter斜率为2.35。
2012-12-12 astro-ph.CO
Peculiar Transverse Velocities of Galaxies from Quasar Microlensing. Tentative Estimate of the Peculiar Velocity Dispersion at $z\sim 0.5$
我们提出利用引力微透镜引起的透镜类星体像的通量变率来测量大范围红移范围内透镜星系的横向奇特速度。微透镜变率是由观测者、透镜星系（包括星系内恒星的运动）和光源的运动引起的;因此，它的频率与星系的横向特有速度直接相关。这个想法是计算时间事件率（例如，峰值或焦散交叉率），在观察到的微透镜光变曲线的透镜类星体，可以与模型预测的不同值的横向特有速度。为了补偿大的时间尺度的微透镜的变化，我们建议计数和建模的事件的数量在一个合奏的引力透镜。我们开发的方法来实现这一目标，并将其应用于17透镜类星体系统的合奏。尽管现有的数据有缺陷，我们还是在$z\sim 0.5$，$σ_{\rm pec}(0.53\pm0.18)\simeq(638\pm213)\sqrt{\langle m \rangle/0.3 M_\odot} \, \rm km\, s^{-1}$获得了透镜星系特有的速度色散的初步估计。在零红移标度，我们得到，$σ_{\rm pec}(0)\simeq(491\pm164) \sqrt{\langle m \rangle/0.3 M_\odot} \, \rm km\, s^{-1}$，符合附近星系的特殊运动和最近的$N$体非线性重建的本地宇宙的基础上$Λ$ CDM。我们分析了该方法的不确定性的不同来源，发现对于目前的17个透镜系统的合奏误差主要是泊松噪声，但对于较大的合奏的平均恒星质量的…
2016-09-09 astro-ph.CO
Abundance of LIGO/Virgo Black Holes from Microlensing Observations of Quasars with Reverberation Mapping Size Estimates
假设人口的黑洞（BH）的质量范围内推断的LIGO/室女座从BH合并，我们使用类星体微透镜观测来估计它们的丰度。我们认为一个混合人口的恒星和黑洞和存在一个光滑的暗物质组件。我们采用混响映射估计类星体的大小。根据测量的微透镜放大率的贝叶斯分析，质量为$\sim$ 30 $M_{\odot}$的BH群体在68%置信水平下占总物质的小于0.4%（在90%置信水平下小于0.9%）。我们已经探索了LIGO/Virgo BH的整个质量范围，发现在68% C. L时，该上限范围为0.5%至0.4%。(from 1.1%至0.9%（90% C.L.）当BH质量从10变为60 $M_{\odot}$时。我们估计有16%的贡献来自恒星，与以前的研究一致，基于一个单一的质量人口，没有明确考虑BH的存在。这些结果与LIGO/Virgo合并统计的BH丰度估计一致，并排除了PBH（或任何类型的致密物体），在这个质量范围内构成了暗物质的重要部分。
2022-04-25 astro-ph.CO
Microlensing of Microlensing: Effects of Random Stars on the Double-Source-Plane Gravitational Lens
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics A28, The University of Sydney（悉尼大学物理学院天体物理研究所）；Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology（斯威本科技大学天体物理学与超级计算中心）；The ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D)（ARC三维全天空天体物理学卓越研究中心（ASTRO 3D））
研究双源平面引力透镜系统中类星体光线受前景星系致密质量影响的“微引力透镜的微引力透镜效应”，通过数值模拟构建放大图，发现其焦散特征更复杂，体现在预期光变曲线上。
2026-07-21 astro-ph.CO
Sizes and Temperature Profiles of Quasar Accretion Disks from Chromatic Microlensing
微透镜扰动的引力透镜类星体图像的通量比可以随波长变化，因为色依赖于吸积盘的表观尺寸。因此，对微透镜类星体的多波长观测可以限制其吸积盘的温度分布，这是对一个重要天体物理过程的基本测试，目前使用任何其他方法都不可能。本文给出了12个四重透镜类星体在0.36 ~ 2.2 μ m的8个波段的单历元宽带通量比，以及其中5个类星体的Chandra0.5 ~ 8 keV的通量比。我们结合了光学/IR和X射线的比率，以及文献中的X射线比率，使用贝叶斯方法来约束每个滤波器中类星体的半光半径。比较整体磁盘的大小和波长斜率的标准薄吸积盘模型预测的，我们发现，平均磁盘大于预测的近一个数量级，与大小增长的波长与平均斜率为0.2，而不是4/3的斜率由标准薄盘理论预测。虽然单个类星体的斜率上的误差条很大，但大样本量为整体结果提供了权重。我们的结果提出了严重的困难，一个标准的薄吸积盘作为类星体的紫外/光辐射的主要来源。
2011-02-24 astro-ph.CO
Primordial black hole detection through diffractive microlensing
最近对引力波的观测激发了对原初黑洞存在的研究。我们提出了利用月球下的PBH作为透镜观测远距离类星体在红外到亚毫米波段的引力微透镜效应。在比得上透镜史瓦西半径（即$R_{\rm sch}\simeq λ$）的较长波长上进行观测的优点是可以探测到引力微透镜的波动光学特征。观测类星体微透镜光变曲线的衍射图样，可以打破透镜参数之间的简并性，直接确定透镜的质量以及透镜与观测者的距离。在假设暗物质全部由月下PBH组成的情况下，我们估算了波动光学光学厚度，并计算了每个类星体每年发生$\sim 0.1$到$\sim 0.3$事件的比率。此外，我们还提出了一个长期的调查类星体的节奏几乎一个小时到几天，解决光变曲线的波动光学功能，发现PBH和确定的暗物质的月球PBH以及它们的质量函数的分数。
2018-04-20 astro-ph.CO
Measuring Microlensing using Spectra of Multiply Lensed Quasars
我们报告的引力透镜类星体的光谱观测程序与多个图像。我们试图建立微透镜是否发生在每个类星体图像只使用单历元的观测。我们计算图像对中发射线的核心的通量比，以设定无微透镜的基线。连续通量比相对于该基线的偏移产生免于消光的微透镜放大率，因为消光同等地影响连续谱和谱线。当我们发现色微透镜时，我们试图限制类星体吸积盘的大小。SDSSJ 1004 +4112和HE 1104 -1805分别示出了振幅为$0.2< |Δm| < 0.6$和$0.2< |Δm| < 0.4$ mag的彩色微透镜。用尺寸为$r_s\propto λ^p$的高斯源（$I\propto \exp(-R^2/2r_s^2)$）模拟吸积盘，并使用放大图来模拟微透镜，我们发现SDSS 1004 +4112有$r_s(λ3363)=7\pm3 light-days (18.1\pm7.8 \times 10^{15} cm$）和$p=1.1\pm 0.4$，HE 1104 -1805有$r_s(λ3363)=6\pm2 light-days (15.5\pm5.2 \times 10^{15} cm$）和$p=0.7\pm0.1$。对于SDSSJ 1029 +2623，我们发现$\sim 0.4$ mag在连续通量比中具有很强的色度，这可能是由微透镜效应引起的，尽管并非所有可用的数据都符合这一解释。对于Q 0957 +561，我们…
2012-06-07 astro-ph.CO
Microlensing in H1413+117 : disentangling line profile emission and absorption in a broad absorption line quasar
在对引力透镜宽吸收线（BAL）类星体H1413+117的四个分量进行了16年光谱观测的基础上，分析了观测到的天鹅座P型谱线剖面的光谱差异，并利用微透镜效应获得了BAL剖面形成的新线索。我们证实，在组分D中观察到的光谱差异可以归因于持续至少十年的微透镜效应。我们表明，微透镜放大图像D中的连续光源，使发射线区域基本上不受影响。我们解释的差异中看到的成分D的吸收曲线作为一个发射线叠加到一个几乎黑色的吸收曲线的结果。我们还发现，连续谱源和一部分宽发射线区域可能在组分C中被缩小，而组分A和B不受微透镜的影响。我们表明，在组件D中的连续源的微透镜有一个色依赖兼容的标准沙库拉-Sunyaev吸积盘的热连续辐射。使用简单的分解方法将受微透镜影响且来自紧凑区域的线轮廓部分与不受该效应影响且来自较大区域的部分分开，我们将真实吸收线轮廓与真实发射线轮廓分开。提取的发射线轮廓出现双峰，这表明发射被强吸收体遮蔽，速度比全吸收轮廓窄，并且自身发射很少。我们认为，H1413+117周围的外流是由一个高速极流和一个密度较大，速度较低的磁盘看到近边缘。
2010-06-10 astro-ph.CO
A partially occulting MACHO-microlensing event in the Twin Quasar Q0957+561
在几个透镜模型中分析了双类星体Q0957+561 A，B（Colley和Schild 2003）中的双峰类星体微透镜事件。在最真实的模型中，透镜可以分辨出图像B中椭圆形的类星体吸积盘明亮的内缘，它与吸积盘相交两次。这个镜头重0.5个地球质量，位于银河系内部，距离3千秒差距。在通过过程中，它部分掩盖了源，这使得它可以描述为一个原始的气体云的1.4太阳半径和17 K的温度，根据引力流体力学理论。这些天体对麦哲伦云和银河系中心的透镜效应也会导致掩星下降。
2016-12-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Microlensing Evidence for Super-Eddington Disc Accretion in Quasars
透镜星系中恒星星族的微透镜效应为强透镜类星体中吸积盘结构的空间解析提供了重要的机会。这种方法估计的吸积盘尺寸平均要比标准的沙库拉-苏尼亚耶夫吸积盘模型的预测大。通过分析微透镜变化的观测数据，我们可以认为，有一部分透镜类星体（主要是小质量天体）在超爱丁顿区吸积。超爱丁顿吸积导致形成光学厚的信封散射辐射形成的光盘。这使得表观圆盘尺寸更大，并且实际上与波长无关。在我们的模型框架内，当放大校正的通量和半径都可用时，有可能对质量吸积率和黑洞质量进行自洽估计。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Time Delay and Accretion Disk Size Measurements in the Lensed Quasar SBS 0909+532 from Multiwavelength Microlensing Analysis
我们提出了三个完整的赛季和两个半赛季的引力透镜类星体SBS 0909+532从美国海军天文台的SDSS r-波段测光，以及两个赛季的SDSS g-波段和r-波段监测从利物浦机器人望远镜。利用蒙特卡罗模拟同时测量系统的时间延迟和模型的r-波段微透镜的变化，我们确认和显着细化系统的时间延迟的精度为Δ t_{AB} = 50^{+2}_{-4}天，其中所述的不确定性表示正式的1σ置信区间的界限。在时间延迟测量和由单个星系组成的透镜之间可能存在冲突。虽然基于哈勃太空望远镜天体测量和相对紧凑的恒星分布的模型可以重现观测到的延迟，但模型中的暗物质比我们通常预期的要少。我们还对r和g波段的微透镜变化进行了联合分析，以限制类星体在这些波长下的连续源的大小，分别获得log[（r_{s,r} /cm）[cos{i}/0.5]^{1/2}] = 15.3 \pm 0.3和log[（r_{s,g} /cm）[cos{i}/0.5]^{1/2}] = 14.8 \pm 0.9。我们目前的结果并没有正式约束的吸积盘的温度分布，但与标准薄盘理论的预期是一致的。
2013-07-11 astro-ph.CO
Microlensing evidence for super-Eddington disk accretion in quasars
透镜星系的恒星星族的引力微透镜效应为空间分辨强透镜类星体中的吸积盘结构提供了重要的机会。有些物体（如爱因斯坦的十字架）与标准吸积盘模型的预测相当一致。在其他情况下，发射区域的大小大于标准薄盘理论预测的，并且实际上与波长无关。这可以解释为光学厚散射包层的观测表现，可能与流出的超艾丁顿吸积有关。
2012-10-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Microlensing as a possible probe of event-horizon structure in quasars
在被星系透镜化的类星体中，点状图像有时会显示出尖锐且不相关的亮度变化（微透镜效应）。这些亮度变化与类星体最里面的区域通过透镜星系中恒星产生的复杂焦散图案有关。在本文中，我们研究的普遍性质的光学焦散是否可以使提取的形状信息的中央引擎的类星体。我们提出了一个玩具模型，一个新月形的源穿过一个折叠焦散。黑洞在吸积盘上的轮廓往往会产生近似新月形的源。当一个新月形的光源穿过一个折叠焦散时，产生的光变曲线与圆形光度分布或高斯光源的情况明显不同。只要有足够好的监测数据，除了一个简并度外，新月体的参数是可以恢复的。
2016-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
New evidence for a cosmological distribution of stellar mass primordial black holes
在本文中，我们表明，要解释观测到的振幅分布在一个大样本的类星体光变曲线，一个显着的贡献，微透镜是必需的。这意味着存在着一个宇宙分布人口的恒星质量致密体构成了大部分的暗物质。我们的分析是基于超过1000个类星体的样本的光变曲线，在26年的时间内进行光度监测。从类星体吸积盘太大而不能被恒星质量体微透镜化的发光类星体中导出类星体光度的内在变化，然后构造具有相同统计性质的整个样品的合成光变曲线。然后，我们运行微透镜模拟每个类星体收敛在紧凑的机构适当的类星体红移假设$Λ$ CDM宇宙学。然后将合成的光变曲线叠加在放大图案上以包含微透镜效应。然后可以将得到的振幅分布与观测结果进行比较，得到非常接近的匹配。这个过程不涉及优化参数或拟合数据，因为所有的输入，如透镜质量和类星体盘的大小来自文献中的独立观测。的文件的总体结论是，占类星体光变曲线振幅的分布，它是必要的，包括微透镜效应的宇宙学分布人口的恒星质量的紧凑机构，最合理地确定为恒星质量的原始黑洞。
2022-04-19 astro-ph.CO
The Impact of the Mass Spectrum of Lenses in Quasar Microlensing Studies. Constraints on a Mixed Population of Primordial Black Holes and Stars
我们表明，类星体微透镜放大率统计引起的人口的点微透镜分布根据质谱可以很好地近似由一个单一的质量，“单色”，人口。当空间分辨率（物理上由源的大小定义）与爱因斯坦半径相比很小时，单色粒子群的质量与质谱的几何平均值相匹配。否则，最佳拟合质量可能更大。考虑到退化的几何平均值，在原始黑洞和恒星混合分布的假设下解释类星体微透镜观测，使得存在大量的中等质量黑洞（$\sim$ 100 $M_\odot$）不太可能，但在2- $σ$置信区间内，存在大量（占总质量的$\gtrsim 40\%$）亚恒星黑洞（$\sim$ 0.01 $M_\odot$）。
2020-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Single-epoch and Differential Astrometric Microlensing of Quasars
提出以类星体大尺度发射区光心为参考的单历元天体测量微透镜方法，并结合模拟与79个透镜图像评估质量阈值及多历元差分方案。
2024-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Constraints on the Abundance of PBHs from X-ray Quasar Microlensing Observations: Substellar to Planetary Mass Range
本研究利用X射线类星体微引力透镜观测约束透镜星系中低质量黑洞丰度，发现亚恒星质量黑洞贡献可忽略，并给出其对暗物质占比的新上限。
2023-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new parameter space study of cosmological microlensing
宇宙引力微透镜是研究类星体内部结构，特别是吸积盘和中心超大质量黑洞结构的有效手段。到目前为止，大多数宇宙学微透镜研究都集中在大约90个目前已知的透镜类星体中的单个物体上。然而，目前和计划中的全天空调查预计将发现数千个新的透镜系统。使用图形处理单元（GPU）加速的射线拍摄代码，我们已经在微透镜感兴趣的收敛（κ）和剪切（γ）参数空间上均匀地生成了2550个放大率映射。我们研究的效果随机实现的微透镜的位置上的地图属性，如放大概率分布（MPD）。它示出，对于大多数的参数空间的一个单一的地图是代表的平均行为。所有的模拟都是在理论天体物理研究GPU超级计算机（gSTAR）上进行的。
2013-06-17 astro-ph.CO
Mid-infrared microlensing of accretion disc and dusty torus in quasars: effects on flux ratio anomalies
在中红外（MIR）范围内观测到的多重成像类星体和活动星系核通常被认为不受其透镜星系中恒星产生的微透镜的影响。在本文中，我们研究了这一假设的有效域。事实上，这一前提忽视了在和平号范围内吸积盘的微透镜，也没有说明我们对尘埃环面的认识最近取得的进展。为了模拟微透镜效应，我们首先建立了一个由吸积盘和一个更大的环状环面组成的类星体的简化图像。模拟类星体，然后微透镜使用反向射线拍摄代码。我们模拟了不同透镜图像类型和投影在透镜中的紧凑物体的分数的微透镜的波长和尺寸依赖性。这使我们能够导出放大概率作为波长的函数，以及计算微透镜引起的透镜图像的光谱能量分布的变形。我们发现，微透镜的变化大到0.1马格是非常常见的11微米（双帧）。主要的信号来自吸积盘的微透镜效应，即使来自吸积盘的流量小到总流量的5%，微透镜效应也可能是显著的。我们还表明，Lbol <~ 10^45 erg/s的源的环面预计将明显的微透镜。因此，微透镜效应可以用来研究活动星系核的近红外内部结构。最后，我们调查微透镜在中红外线是否可以改变所谓的Rcusp关系，链接的透镜图像三重流时产生的源位于接近一个尖点宏焦。这种关系通常被用来识别透镜星系中的大质量（暗物质）子结构。我们发现，从Rcusp的显着偏差可能是预期的，这意味着微透镜可以解释部分的通量比问题。
2013-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Detection of colour variations from gravitational microlensing observations in the quadruple quasar HE0435-1223: Implications for the accretion disk
通过对四重类星体HE0435-1223的引力微透镜监测观测，分析其色光变曲线，结合模拟推断吸积盘性质，得出与标准薄盘理论一致的大小比，确定半光半径及焦散线穿越频率。
2025-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Initial Mass Function of Lens Galaxies from Quasar Microlensing
提出了一种基于类星体微透镜观测研究星系初始质量函数的新方法。我们利用24个透镜类星体的微透镜放大率的测量值来估计透镜星系中恒星星族的平均质量，而不需要对IMF的形状进行任何先验假设。恒星的估计平均质量为$\langle M \rangle =0.16^{+0.05}_{-0.08} M_\odot$（置信水平为68%）。我们使用这个平均质量把约束到两个重要的参数表征的透镜星系IMF：低质量的斜率，$α_2$，和低质量的截止，$M_{low}$。结合这些约束条件和基于透镜效应、恒星动力学和吸收光谱特征分析的先验信息，我们计算了参数$M_{low}$和$α_2$的后验概率分布。我们估计值的低质量端斜率的国际货币基金组织$\langle α_2\rangle=-2.6\pm 0.9$（重于银河系）和低质量截止$\langle M_{low}\rangle=0.13\pm0.07$。这些结果与以前对这些参数的研究一致，并且对不同合适的先验的选择保持稳定。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
GERLUMPH Data Release 2: 2.5 billion simulated microlensing light curves
在即将到来的天气学全天巡天天文学时代，预计将发现和定期监测数千个新的多重成像类星体。来自引力透镜类星体图像的光变曲线进一步受到微透镜效应叠加变化的影响。为了将微透镜效应与光变曲线的固有可变性分开，必须精确测量多个图像之间的时间延迟。由此产生的微透镜光变曲线可以被分析，以揭示有关背景源的信息，例如类星体吸积盘的大小。在本文中，我们提出了最广泛的和连贯的收集模拟微透镜光变曲线，我们已经产生了$>2.5$十亿光变曲线使用GERLUMPH高分辨率微透镜放大率地图。我们的模拟可用于：训练算法来测量透镜类星体的时间延迟，规划未来的监测活动，并研究整个参数空间的光变曲线特性。我们的数据向社区开放，并通过http://gerlumph.swin.edu.au上的在线eResearch工具进行补充。
2015-03-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Water Maser in MG 0414+0534: The Influence of Gravitational Microlensing
水脉泽已经在几个高红移的活动星系核中被观测到，包括引力透镜类星体MG 0414+0534。这个类星体被透镜化为四幅图像，在其中两幅图像中探测到了水脉泽。脉泽发射线的加宽和速度偏移与类星体喷流中的脉泽群一致。如果脉泽群是微透镜的，我们可以通过观察它随时间的微透镜行为来探测它的结构和大小。我们提出了一个高分辨率的数值分析结果的微透镜的微波激射器在MG 0414+0534，使用几个物理动机的微波激射器模型，涵盖了一系列的大小和排放轮廓。产生、显示和分析了微透镜脉泽的时变光谱，并比较了不同模型的行为。在MG 0414+0534中观察到的脉泽线与其他类星体喷流中的脉泽点一致，前提是子结构被缩小或目前在噪声中丢失;否则平滑扩展的脉泽模型也是产生观察到的光谱的候选者。利用谱变率的测量，我们发现，如果脉泽具有~ 0.002pc的小的子结构，那么在20年内，可以观测到脉泽谱线的通量变化为0.12 mag，速度质心变化为2.0km/s。对于本研究中的最小脉泽模型，放大率> 35的可能性为22%，这对寻找其他透镜脉泽具有重要意义。
2010-12-31 astro-ph.CO
COSMOGRAIL XIX: Time delays in 18 strongly lensed quasars from 15 years of optical monitoring
我们提出了15年的监测透镜类星体的结果，这是在莱昂哈德欧拉1.2米瑞士望远镜进行的COSMOGRAIL计划。首次给出了23个透镜系统的十年光变曲线。我们补充我们的数据集与其他监测数据在文献中测量的时间延迟在18个系统，其中9个达到相对精度优于15%，至少一个时间延迟。为了实现这一目标，我们开发了一个自动化版本的曲线移动工具箱PyCS，以确保在存在微透镜的情况下对时间延迟的鲁棒估计，同时考虑到由于微透镜的不完美表示而导致的误差。我们还重新分析了先前公布的RX J1131 $-$ 1231和HE 0435 $-$ 1223的时间延迟，分别增加了六个和两个新的监测季节，并确认了先前的时间延迟测量。当时间延迟测量是可能的，我们校正了透镜图像的光变曲线从它们的时间延迟，并提出了差异曲线，以突出包含在数据中的微透镜信号。这是迄今为止最大的长达10年的透镜监测数据样本，这是有用的测量$H_0$和类星体吸积盘的大小与微透镜以及研究类星体的变化。
2020-08-25 astro-ph.CO
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
On the detection of caustic crossing events associated with dark matter in the form of primordial black holes
本文研究恒星质量原始黑洞构成暗物质的微透镜焦散穿越特征，通过模拟与观测光变曲线对比，发现观测结果支持该暗物质模型，难以用吸积盘内在变化解释。
2025-05-26 astro-ph.CO
Hubble Constant from LSST Strong lens time delays with microlensing systematics
强透镜时间延迟在宇宙学研究中有着广泛的应用，特别是在$H_0$的推导中。即将到来的LSST将提供透镜类星体光变曲线的数百个良好测量的时间延迟。然而，由于有限活动星系核吸积盘的倾斜和相干温度涨落的微分放大，恒星的微透镜效应会导致发射区$\sim days$的光交叉时标上的实际时间延迟发生变化。我们首先研究这将如何改变在LSST时代的$H_0$的不确定性，假设微透镜的时间延迟可以很好地估计。我们分别采用1/3、1和3天作为微透镜的典型时延不确定度。$H_0$的相对不确定度将由无微透镜影响的相对不确定度$0.45\%$分别扩大为$0.47\%$、$0.51\%$、$0.76\%$。然后，由于对类星体模型和微透镜模式缺乏了解，我们还测试了如果在分析中忽略这种影响，结果的可靠性。$H_0$的偏差分别为$0.12\%$、$0.22\%$和$0.70\%$，这表明1天是稳健$H_0$估计的截止日期。
2018-12-09 astro-ph.CO
Microlensing-Based Estimate of the Mass Fraction in Compact Objects in Lens
我们估计的质量，是由引力透镜星系中的紧凑的对象的分数。这项研究是基于微透镜测量（从文献中获得）的样本的29个类星体的图像对通过20个透镜星系。我们从发射线通量的比率确定两个图像之间的无微透镜放大率的基线。相对于该基线，两个图像的连续体之间的比率给出微透镜放大率的差异。观察到的微透镜事件的直方图峰值接近于无放大率，并且集中在0.6量级以下，尽管也存在两个高放大率的事件$Δm \sim 1.5$。我们研究的可能性的微透镜测量使用的频率分布从模拟微透镜放大率地图的质量分数在紧凑的对象，$α$的不同值。接近于$Δm \sim 0$的微透镜测量的浓度只能通过对应于非常低的$α$值（10%或更低）的模拟来解释。极大似然检验产生$α=0.05_{-0.03}^{+0.09}$（90%置信区间）的类星体连续源的内在大小$r_{s_0}\sim 2.6 \cdot 10^{15} \rm cm$。关于目前关于银河系/LMC和M31微透镜研究的争议，我们的工作支持了一个非常低的内容在银河系/LMC（大质量致密晕天体）的假设。
2009-10-19 astro-ph.CO
The signature of primordial black holes in the dark matter halos of galaxies
本文的目的是调查的索赔，在引力透镜类星体系统的透镜星系中的恒星总是可以解释观察到的类星体图像的微透镜。一个小样本的引力透镜类星体系统被选中的地方，类星体的图像似乎躺在边缘的恒星分布的透镜星系。与大多数类星体系统一样，所有单个类星体的图像都被观察到是微透镜的。透镜星系在类星体图像位置的表面亮度是从HST帧测量的，并转换为恒星表面质量密度。从类星体系统的透镜模型中获得了像点处光滑分布的暗物质的表面密度，并将其应用于恒星表面质量密度，从而给出了微透镜的光学深度。然后，这被用来评估透镜星系中的恒星可能对观察到的微透镜现象负责的概率。这些结果得到了类星体图像周围恒星场的微透镜模拟以及透镜模型中的会聚和剪切值的支持。总的来说，所有观测到的微透镜现象都是由恒星引起的概率约为0.0003。由表面亮度测量、质光比和暗物质晕的贡献引起的误差对这一结果没有显著影响。有人认为，最可能的微透镜候选者是原始的黑洞，无论是在透镜星系的暗物质晕，或更普遍地分布在视线的类星体。
2020-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Kerr Strong Gravity on Quasar X-ray Microlensing
最近的类星体微透镜观测限制了X射线发射区域的大小，使其在中心超大质量黑洞的10个引力半径之内。因此，透镜类星体发射的X射线首先被黑洞强烈透镜化，然后才被前景星系和恒星场透镜化。我们提出了一个方案，结合克尔黑洞的初始强透镜与标准的线性微透镜介入恒星。我们发现，X射线微透镜光变曲线纳入克尔强引力可以显着不同于标准曲线。光变曲线中的涨落幅度可以通过引入克尔强引力而增加或减少约0.65-0.75等。较大的倾斜角在微透镜光变曲线中给出较大的振幅波动。因此，目前的X射线微透镜观测可能低估或高估了X射线发射区域的大小。我们使用基于幅度波动幅度的简单度量来估计这种偏差。X射线发射区的半光半径可被低估高达~50%或高估高达~ 20%。在我们调查过的大多数情况下都发现了低估。唯一的例外是大自旋，径向平坦的发射轮廓的磁盘，并观察几乎面对，在高估被发现。因此，更准确的微透镜尺寸约束，应包括克尔透镜获得。包括克尔强引力后，焦散渡越时间可能相差数月。同时监测引力透镜类星体的X射线和光学波段与密集采样的X射线光变曲线可能会揭示这一特点。我们的结论是，它应该是可能的，以约束重要的参数，如倾角和黑洞自旋结合克尔和微透镜效应。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Microlensing of the broad line region in 17 lensed quasars
当强透镜类星体的图像被微透镜化时，由于相应发射区域的大小不同，其光谱的不同分量预计会被差分放大。预计将在连续谱中观察到色度变化，而发射线应根据它们所起源的区域的大小、几何形状和运动学而变形。到目前为止，仅在少数系统中报告了发射线的微透镜。本文研究了17个透镜类星体的成对像光谱的微透镜变形。该样品由13对以前未发表的光谱和4对来自文献的光谱组成。我们的分析是基于光谱分解技术，使我们能够独立的类星体发射线的详细建模的磁通量的微透镜部分隔离。使用这种技术，我们检测到85%的系统中的连续微透镜。其中，80%显示出宽发射线的微透镜效应。聚焦于我们光谱中最常见的谱线（CIII和MgII），我们检测到蓝色或红色机翼的微透镜，或者具有相同振幅的两个机翼的微透镜。这一观察结果意味着宽线区域一般不是球对称的。此外，频繁检测的蓝色和红色翅膀的微透镜独立，但不同时具有不同的幅度，不支持现有的微透镜模拟的双锥流出。我们的分析还提供了透镜图像之间的内在通量比和影响连续体的微透镜的大小。这两个量是特别相关的确定的物质在星系中的clusific形式的分数和检测的暗物质子结构通过识别的流量比异常。
2012-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Structure of the Accretion Disk in the Lensed Quasar Q2237+0305 from Multi-Epoch and Multi-Wavelength Narrow Band Photometry
我们提出的大小和对数斜率的透镜类星体Q2237+0305的磁盘温度分布的估计，独立的组件的速度。这些估计是基于北欧光学望远镜的六个时期的多波长窄带图像。对于每对透镜图像和每个光度带，我们使用预先存在的中红外光度测定来确定微透镜振幅和色度，以定义无微透镜放大的基线。结合微透镜数据（6历元$\times$ 5窄带$\times$ 6图像对）与基于微透镜放大图的模拟的统计比较给出了$R_{1/2}=8.5^{+7.5}_{-4.0}\sqrt{ \langle M \rangle/0.3\, M_\odot}$光天的半光半径的贝叶斯估计，以及对数温度分布$T\propto R^{ -1/p}$的指数的$p=0.95\pm0.33$。这一估计与最近的研究结果吻合得很好。其他基于对单个微透镜事件研究的工作预测了较小的尺寸，但可能会因专注于高放大率事件而产生统计偏差。
2016-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Test of relativistic gravity using microlensing of relativistically broadened lines in gravitationally lensed quasars
我们表明，在强透镜类星体中观测相对论性加宽的发射线（例如X射线中的Fe K α线）的微透镜效应的时间依赖性，可以提供超大质量黑洞视界附近圆形轨道的天体力学数据。该信息可以从放大线的红/蓝边缘的演化的观察中提取，所述红/蓝边缘刚好在微透镜焦散线穿过最内侧稳定圆形轨道的周期之前和之后。这种演化的函数形式对吸积黑洞和微透镜焦散网络系统的许多天体物理参数不敏感（与全谱线的演化相反）。测量红/蓝边缘的时间演化可以精确测量引力红移和圆形轨道速度的径向依赖性，直到最里面的稳定圆形轨道。这些测量可以用来区分广义相对论和相对论引力的替代模型，其中光子和大质量物体绕引力中心的动力学不同于史瓦西或克尔时空中的测地线。
2015-06-28 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
A joint microlensing analysis of lensing mass and accretion disc models
多重成像类星体的微透镜效应是研究类星体结构的一个独特途径，可以深入到吸积盘和中心黑洞的大小。透镜类星体的近距离图像之间的通量比可以用来限制吸积盘的大小和温度分布。任何微透镜模型的起点是透镜的宏模型，其提供多个图像的位置处的会聚和剪切值。在这里，我提出了一种新的方法，独立于镜头的宏模型的微透镜建模。该技术被应用到MG 0414+0534的图像A1和A2的接近对，对于一组相对于波长具有大的变化的通量比。推断的吸积盘的大小和温度分布测量，以及在图像的位置处的平滑物质分数，在大范围的宏模型变化下是相当鲁棒的。使用纯粹的微透镜数据（通量比）来约束宏模型的情况下也提出。这是该技术在基准系统和一组通量比上的第一次应用;该方法很容易适用于此类对象的集合，并且可以扩展到光变曲线和/或成像数据。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a milliparsec-separation Supermassive Binary Black Hole with quasar microlensing
我们报告了引力透镜类星体QJ 0158 - 4325的15年光学光变曲线的周期性振荡。在2003年至2010年期间，类星体的微弱透镜图像经历了高放大率微透镜事件，信号得到增强。我们测量$P_{o}=172.6\pm0.9$天的周期。我们探索四种情况来解释周期性的起源：1-高放大率微透镜事件是由于透镜星系中的双星，2-QJ 0158 - 4325包含一个大质量的双黑洞系统，处于合并前的最后动力学阶段，3-类星体吸积盘包含围绕黑洞的开普勒运动的明亮不均匀性，（4）吸积盘处于进动状态。在这四种情况下，只有一个超大质量的双黑洞可以解释这两个短的观测周期和信号的振幅，通过振荡的吸积盘朝向和远离高放大率区域的微透镜焦散。短的测量周期意味着轨道的半长轴是$\sim10^{-3}$ pc，合并的时间尺度是$t_{coal}\sim1000$年，假设轨道的衰变完全由引力波的发射提供动力。观测到一个如此接近合并的系统的可能性表明，要么是超大质量黑洞双星的数量比预测的要多得多，要么更有可能是其他机制显著增加了合并的时间尺度。二元黑洞假说的三个检验包括：i）在任一图像中的任何未来微透镜事件期间光度监测中的振荡的重现，ii）多普勒频移的光谱检测（最高0.01 $c$），以及iii）通过脉冲星定时阵列实验探测引力波，例如SKA，其将具有探测$\sim$ 100纳赫兹发射的灵敏度。
2022-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
MiNDSTEp differential photometry of the gravitationally lensed quasars WFI2033-4723 and HE0047-1756: Microlensing and a new time delay
本文介绍了引力透镜类星体WFI 2033 -4723和HE 0047 -1756的V和R测光。这些数据是由MiNDSTEp与ESO La Silla天文台的1.54米丹麦望远镜合作于2008年至2012年拍摄的。差分光度法已经进行了使用图像减法的方法，在HOTPAnTS包中实现，另外使用GALFIT类星体光度法。类星体WFI 2033 -4723在活动期间在V和R中显示出0.5等的亮度变化。类星体HE 0047 -1756的两个透镜状部分在五年内变化了0.2-0.3等。我们提供，第一次，估计的时间延迟的组件B相对于A的$Δt= 7.6\pm1.8$天，这个对象。我们还发现证据的长期演变的组件A和B之间的幅度差异在两个过滤器，我们解释为由于一个长时间的微透镜事件。最后，我们发现类星体WFI 2033 -4723和HE 0047 -1756在变亮时都变得更蓝，这与以前的研究一致。
2016-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
A GPU-Enabled, High-Resolution Cosmological Microlensing Parameter Survey
在天气测量的时代，已知的引力透镜类星体的数量将增加一个数量级以上。这些新发现将使单类星体研究转向统计样本的调查，为测试类星体吸积盘和宽发射线区域（BELR）结构的理论模型提供了新的机会。作为为新透镜系统的涌入做准备的一个关键步骤，需要对微透镜会聚-剪切参数空间进行大规模探索，这需要计算O（10^5）高分辨率放大率图。基于已知的透镜类星体的属性，并从吸积盘/BELR建模的期望，我们确定的收敛剪切参数空间，地图大小，光滑的物质分数，和像素分辨率，应该覆盖的区域。我们描述了如何计算耗时的任务，生产~290000放大率的地图，具有足够的分辨率（10000^2像素/地图）探测尺度从吸积盘的内边缘的BELR可以实现在~400天的100 teraflop/s的高性能计算设施，其中的处理性能是实现与图形处理单元。我们通过研究透镜类星体Q2237+0305中透镜宏观模型对吸积盘约束的影响来说明参数调查的用例。我们发现，虽然所有的限制是一致的，在其目前的误差条，更密集的微透镜模型往往预测较浅的吸积盘径向温度分布。通过像这里描述的这样的大参数调查，可以充分探索微透镜测量的系统性。
2011-11-23 astro-ph.CO astro-ph.IM
Quasar Accretion Disks Are Strongly Inhomogeneous
活动星系核（AGN）在一个吸积盘中产生辐射，在一定的光波长范围内，其振幅随时间随机变化，变化幅度为10-20 rms。由于吸积盘不太可能相干地变化，局部波动可能明显大于全局均方根变化。本文研究了类星体吸积盘的玩具模型，它由若干个区域n组成，这些区域的温度以σ_T的dex振幅独立地变化。在100-1000个半径为2的独立波动带中具有大波动（σ_T=0.35-0.50）的模型可以解释由微透镜事件推断的薄吸积盘尺寸与光学光度之间的观测差异，同时与观测到的光学变率相匹配。对于相同的σ_T范围，不均匀的圆盘光谱提供了对HST类星体复合体的极好拟合，而无需调用全局康普顿散射大气来解释观测到的高水平紫外辐射。模拟微透镜光曲线的爱因斯坦十字架从我们的时变玩具模型是很好的适合使用时间稳定的幂律温度盘，并产生放大光曲线，是符合当前的微透镜观测。由于不均匀的，随时间变化的磁盘结构的偏差应发生在光变曲线的1%以上的水平，在未来的微透镜观测与毫磁灵敏度检测。
2010-12-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulating quasar microlensing light curves: High magnification events
本研究针对类星体微引力透镜中的高放大率事件开展模拟估算，分析了地面望远镜可观测的透镜类星体系统的事件发生率、鞍点像与极小像的事件概率差异及振幅特征，为下一代巡天项目的相关观测提供了定量参考。
2025-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imprints of the quasar structure in time-delay light curves: Microlensing-aided reverberation mapping
由于大面积光度测量的出现，使用宽波段光度数据而不是光谱来测量活动星系核宽线区大小的可能性引起了人们的极大兴趣。在这里，我们描述了一种新的方法，使用时间延迟透镜类星体的一个或几个图像的影响，由于在透镜星系的恒星微透镜。由于微透镜效应与宽谱线区域相比减少（或增加）了连续谱的通量，因此它改变了这两个发射分量之间的对比度。我们表明，这种效果可以用来有效地解开这两个地区的内在变化，提供了机会，执行混响映射的基础上单波段光度数据。基于使用类星体变异性的阻尼随机游走模型生成的模拟光变曲线，我们表明，只要在监测过程中独立获得一个光谱，就可以使用这种方法实现宽线区域尺寸的测量。该方法是光度混响映射的补充，也可以扩展到多波段数据。因为上述效应在透镜图像对之间的差异光曲线中产生与时滞连续可变性相关的可变性图案，所以它可能在透镜图像对之间的时间延迟的测量中产生系统误差。简单的模拟表明，时间延迟测量技术，使用足够灵活的模型的外在变化不受这种影响，并产生准确的时间延迟。
2014-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the dark matter radial profile in lens galaxies and the size of X-ray emitting region in quasars with microlensing
我们使用X射线和光学微透镜测量研究透镜星系中的暗物质密度分布的形状和（软）X射线发射区的大小。我们表明，单历元X射线微透镜是敏感的源的大小。我们的结果与以前的估计很好地吻合，表明X射线发射区的大小与黑洞质量大致呈线性关系，半光半径为$R_{1/2}\simeq(24\pm14) r_g$，其中$r_g=GM_{BH}/c^2$。这相当于一个大小为$\log(R_{1/2}/cm)=15.6^{+0.3}_{-0.3}$或$\sim$ 1光日的黑洞质量为$M_{BH}=10^9 M_\sun$。我们同时估计了恒星局部表面质量密度的分数，发现恒星质量分数是在平均半径为$\sim 1.9 R_{e}$的$α=0.20\pm0.05$，其中$R_e$是透镜的有效半径。这个恒星质量分数对X射线源的大小不敏感，并且与我们早期基于光学数据的结果非常一致。通过结合X射线和光学微透镜数据，我们可以将这个较大的样品分为两个径向箱。我们发现，在恒星的形式的表面质量密度是$α=0.31\pm0.15$和$α=0.13\pm0.05$在$(1.3\pm0.3) R_{e}$和$(2.3\pm0.3) R_{e}$，分别与预期和一些以前的结果很好地吻合。
2015-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for two spatially separated UV continuum emitting regions in the Cloverleaf broad absorption line quasar
测试标准的沙库拉-苏尼亚耶夫吸积模型是一项具有挑战性的任务，因为发生吸积的类星体中心区域无法用望远镜分辨。引力透镜类星体中的微透镜分析是可以检验这一模型的少数技术之一，它可以用来测量吸积盘的大小和温度分布。我们目前的光谱观测的引力透镜宽吸收线类星体H1413+117，揭示部分微透镜的连续辐射，似乎起源于两个分离的区域：微透镜区，对应于紧凑的吸积盘;和非微透镜区，更广泛的，并有助于至少30%的总紫外连续通量。因为这个扩展的连续谱被宽吸收线云遮蔽，所以它与宿主星系无关，而是与中央引擎附近散射的光有关。我们测量的振幅的微透镜的紧凑的连续在休息帧波长范围1000-7000毫微米。根据贝叶斯方案，我们面对我们的测量微透镜模拟的吸积盘的温度变化为$T \propto R^{-1/ν}$。我们发现最可能的源半光半径为$R_{1/2} = 0.61 \times 10^{16}\,$ cm（即，0.002\，pc），$μ$ m，最可能指数为$ν=0.4$。我们的数据不排除标准椎间盘（$ν=4/3$）模型，并且在与我们的测量相关的95%置信区间内发现。我们证明，对于H1413+117，除了光盘发射的扩展连续的存在只有一个小的影响，推断光盘参数，是不太可能解决的微透镜源的大小和标准光盘大小之间的张力，如以前在文献中报道的。
2015-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
