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
Detection of colour variations from gravitational microlensing observations in the quadruple quasar HE0435-1223: Implications for the accretion disk
Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算研究所，天文学中心）
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
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
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
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
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
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
The Microlensing Properties of a Sample of 87 Lensed Quasars
引力微透镜是研究类星体吸积盘物理性质和透镜星系暗物质含量、恒星平均质量等物理性质的有力工具。不幸的是，透镜类星体（$\sim 90$）的数量超过了我们的监测能力。因此，估计它们的微透镜性质对于确定良好的微透镜候选者以及对于未来调查的期望是重要的。在这项工作中，我们估计了87个透镜类星体样本的微透镜性质。爱因斯坦半径穿越时间尺度的中位数是20.6年，而源穿越时间尺度的中位数是7.3个月。一般来说，这意味着在$\sim 10$年的时间尺度上，大约一半的透镜将是静止的，源位于一个广泛的缩小的山谷中，大约一半将是活跃的，源位于焦散脊中。我们还发现，相对于CMB偶极子的透镜系统的位置有一个适度的影响微透镜的时间尺度，并在理论上微透镜可以用来确认偶极子的运动学起源。作为我们研究的一个推论，我们分析了32个透镜类星体的子样本中的吸积速率参数。在固定的黑洞质量下，可以对宽范围的光度进行采样（即，爱丁顿因素），如果它成为可行的监测暗淡的镜头。
2011-06-23 astro-ph.CO
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
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
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
Influence of gravitational microlensing on broad absorption lines of QSOs: The case of the Fe K$α$ line
在这里，我们给出了一个简要的概述引力微透镜对透镜类星体宽吸收谱线的影响的一些调查。特别地，我们考虑了微透镜效应对Fe K $α$宽吸收线的影响，采用吸收区覆盖的吸积盘模型。采用光线打靶法模拟引力微透镜效应，得到了真实的微透镜图案。得到了微透镜效应对谱线的发射和吸收分量都有影响，且影响程度取决于发射和吸收谱线区域的尺寸。在这里，我们给出了详细的分析，由于引力微透镜的发射和吸收线形状的变化。
2009-09-29 astro-ph.CO
Microlensing of Sub-parsec Massive Binary Black Holes in Lensed QSOs: Light Curves and Size-Wavelength Relation
亚秒差距的二元大质量黑洞（BBH）长期以来被认为存在于许多类星体中，但在观测上仍然难以捉摸。在本文中，我们提出了一种新的方法来探测亚秒差距BBH通过微透镜类星体。如果类星体的中心有一个亚秒差距的BBH，则BBH被一个环双星盘所包围，BBH的每一个分量都被一个小的吸积盘所包围，并且在环双星盘和两个小吸积盘之间的次级分量打开了一个间隙。假设这样的BBH结构，我们产生模拟微透镜光变曲线的类星体系统主机BBH与典型的物理参数。研究表明，BBH类星体系统在红外-光学-紫外波段的微透镜光变曲线与相应的单个大质量黑洞类星体系统的微透镜光变曲线有很大的不同，这主要是由于带隙的存在以及BBH（及其相关的小圆盘）围绕质心的旋转.我们利用模拟光变曲线估算了不同波长下发射区的半光半径，发现在由BBH参数（如总质量、质量比、分离度、吸积率等）决定的波长范围内，BBH类星体系统的半光半径与波长的关系比单个MBH类星体系统的半光半径与波长的关系要平坦得多，这种差异主要是由于差距的存在。BBH类星体系统在光变曲线和半光半径-波长关系方面的这种独特特征可用于选择和探测当前和未来的观测将发现的大量透镜类星体中的亚秒差距BBH，这些观测包括全景巡天望远镜和快速反应系统（Pan-STARRS）、大型综合巡天望远镜（LSST）和欧几里德望远镜。
2014-02-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Microlensing Evidence That A Type 1 Quasar Is Viewed Face On
通过对四像引力透镜Q2237+0305 11年OGLE V波段测光的微透镜分析，我们测量到吸积盘的倾角i为cos i > 0.66，置信度为68%。在95%置信度下排除了非常接近（cosi < 0.39）的解决方案。我们测量了吸积盘的V带半径，即温度与监测带光子发射相匹配的半径，R_V = 5.8（+3.8）（-2.3）× 10^15 cm，假设是一个简单的薄盘模型，并包括其倾斜度的不确定性。对于T正比于R^-3/4的薄圆盘温度分布，圆盘的投影辐射面积仍然太大，与观测到的通量不一致。透镜星系的运动方向（特有速度）和盘的取向之间没有很强的相关性。
2010-02-09 astro-ph.CO
Probing the inner structure of distant AGNs with gravitational lensing
微透镜技术是研究远距离活动星系核中连续谱和宽谱线发射区的有力手段。在简要描述了方法和所需数据后，我们介绍了这项技术的最新应用。我们表明，微透镜允许一个测量的温度分布的吸积盘，估计的大小和研究的几何形状的区域发射宽的发射线。
2013-02-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Statistics of Microlensing Caustic Crossings in Q~2237+0305: Peculiar Velocity of the Lens Galaxy and Accretion Disk Size
本文利用透镜系统Q~2237+0305中微透镜效应引起的焦散渡的统计特性研究透镜星系的特有速度。我们计算了一个全面的家庭的恒星质量函数的焦散交叉率，并找到一个依赖的平均焦散交叉数与有效的横向速度和平均质量，$\langle n \rangle \propto {v_{eff} / \sqrt{\langle m \rangle}}$，相当于相同质量的微透镜的情况下的理论预测。我们探索了使用$\sim$ 12年OGLE监测Q 2237+0305的4个图像测量$v_{eff}$的方法的可能性。为了确定$v_{eff}$的下限，我们保守地计算文献中确定的4个高放大倍数事件（加上我们提出的一个额外事件）中每一个的单个焦散线交叉，以获得68\%置信度的$v_{eff} \gtrsim 240\sqrt{\langle m \rangle/0.17M_\odot}\rm\,km\, s^{-1}$。从这个值和4个高放大率事件的平均$FWHM$中，我们得到了源半径（$r_s=FWHM/2.35$）的下限$r_s \gtrsim 1.4 \sqrt{\langle m \rangle/0.17M_\odot}$光日。初步确定的3个额外的焦散交叉事件导致估计$v_{eff}\simeq (493\pm 246)\sqrt{\langle m \rangle/0.17M_\odot}\rm\,km\,…
2014-11-11 astro-ph.CO
Evidence for two spatially separated UV continuum emitting regions in the Cloverleaf broad absorption line quasar
测试标准的沙库拉-苏尼亚耶夫吸积模型是一项具有挑战性的任务，因为发生吸积的类星体中心区域无法用望远镜分辨。引力透镜类星体中的微透镜分析是可以检验这一模型的少数技术之一，它可以用来测量吸积盘的大小和温度分布。我们目前的光谱观测的引力透镜宽吸收线类星体H1413+117，揭示部分微透镜的连续辐射，似乎起源于两个分离的区域：微透镜区，对应于紧凑的吸积盘;和非微透镜区，更广泛的，并有助于至少30%的总紫外连续通量。因为这个扩展的连续谱被宽吸收线云遮蔽，所以它与宿主星系无关，而是与中央引擎附近散射的光有关。我们测量的振幅的微透镜的紧凑的连续在休息帧波长范围1000-7000毫微米。根据贝叶斯方案，我们面对我们的测量微透镜模拟的吸积盘的温度变化为$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
Microlensing of Quasar UV Iron Emission
我们测量了13个引力透镜中的14个类星体图像对之间的UV Fe II和Fe III发射线混合的差分微透镜效应。我们发现，在4种情况下，紫外铁发射强烈微透镜的振幅可比的连续。通过对放大率的统计模拟，我们推断Fe线发射区的典型大小为r ~ 4*sqrt（M/Msun）光日，这与产生紫外连续谱的区域的大小（3 ~ 7光日）相当。这可能表明，紫外Fe II和Fe III发射的显着部分起源于类星体吸积盘。
2013-10-08 astro-ph.CO
Discovery of Energy Dependent X-ray Microlensing in Q2237+0305
本文给出了引力透镜类星体Q2237+0305的Chandra X射线长期观测数据，观测周期为10年，共20个历元。我们可以很容易地检测到微透镜变化之间的图像在全（0.2- 8 keV），软（0.2- 2 keV），和硬（2- 8 keV）带在非常高的信心。我们还首次探测到软、硬X射线波段之间的彩色微透镜差异。硬X射线带的微透镜比软带更强，这表明被认为产生X射线的吸积盘上方的日冕具有不均匀的电子分布，其中更热、更高能的电子占据了黑洞周围更紧凑的区域。硬和软X射线带都比光学（restframe UV）发射更强地微透镜化，表明X射线发射比光学更紧凑，证实了来自其他透镜的微透镜化结果。
2011-06-29 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
Rogue worlds meet the dark side: revealing terrestrial-mass primordial black holes with the Nancy Grace Roman Space Telescope
本文提出利用Nancy Grace Roman太空望远镜观测微透镜事件持续时间的分布特征，以在自由漂浮行星背景中揭示隐藏的地球质量原初黑洞子群体，从而探测暗物质比例并确定现有超短时标微透镜事件的起源。
2023-11-01 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Modeling quasar accretion disc temperature profiles
微透镜观测表明，类星体吸积盘的半光半径大于基于类星体通量或黑洞质量的标准理论预测。Blackburne和他的同事们还发现这些半光半径的波长依赖性非常弱。我们认为光盘的温度分布模型，可能符合这些意见。尼克松和他的同事们提出，旋转黑洞周围的错位吸积盘将在足够小的半径处被破坏，以使透镜-Thirring扭矩克服盘的粘性扭矩。旋进环空中的气体从圆盘上撕裂下来，将径向扩散并与剩余圆盘相交，从而在潜在的大半径处加热圆盘。然而，如果相交的角度超过一度左右，那么高度超音速的碰撞将把气体冲击加热到T~10^7 K的康普顿温度，而具有这种冲击加热区域的圆盘的光谱能量分布（SED）与类星体SED的观测结果不太吻合。撕裂的圆盘在间歇性的弱激波中发生加热，每当交叉角达到十分之一度时就会发生，这与观测结果的冲突较小，但与标准圆盘相比没有明显更大的半光半径。我们还研究了两个唯象的圆盘温度分布模型。我们发现，光盘的温度峰值在相对较大的半径和降低的温度在半径内的尖峰产量提高和可接受的适合微透镜尺寸在大多数情况下。这样的温度分布原则上可能发生在部分由磁压力支撑的次开普勒圆盘中。然而，这样的光盘overpredict从类星体的流量研究与微透镜除了在可以忽略不计的连续辐射半径内的温度尖峰的限制。
2013-08-27 astro-ph.CO
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
Revealing the location and structure of the accretion disk-wind in PDS456
我们提出的证据的快速变化的高速铁K壳层吸收附近（$z=0.184$）类星体PDS 456。从最近在2013年进行的长朱雀观测（$\sim1$ Ms有效持续时间）中，我们发现铁K吸收的等效宽度在观测期间增加了$\sim5$的一个因子，从观测的前100 ks内的$<105$ eV开始增加，直到接近终点的最大深度$\sim500$ eV。$\sim0.25$ c的隐含流出速度与早期（2007年，2011年）朱雀观测所声称的一致。吸收在短至$\sim1$周的时间尺度上变化。我们表明，这种变化可以同样很好地归因于（i）柱密度的增加，可能与clusively时变流出，或（ii）减少电离的平滑均匀流出，这是在光电离平衡与当地的光子场。可变性允许吸收体位置的直接测量，其被限制在黑洞的$r=200-3500$ $\rm{r_{g}}$内。即使在最保守的情况下，流出的动能也是爱丁顿光度的$\gtrsim6\%$，质量流出率超过爱丁顿吸积率的$\sim40\%$。风的动量率是直接相当于爱丁顿动量率，这表明该流可能已被加速连续散射在一集的爱丁顿有限吸积。
2014-02-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Accretion Disk Size Measurement and Time Delays in the Lensed Quasar WFI 2033-4723
我们提出了13个季节的$R$ -波段测光的四倍透镜类星体WFI 2033-4723从1.3米SMARTS望远镜在CTIO和1.2米欧拉瑞士望远镜在拉西拉，其中我们检测微透镜变化的$\sim0.2$ MAGS的时间尺度上的$\sim$ 6年。使用贝叶斯蒙特卡罗技术，我们分析的微透镜信号，以获得该系统的吸积盘的大小的测量$\log (r_s/{\rm cm}) = 15.86^{+0.25}_{-0.27}$在$λ_{rest} = 2481{\rm Å}$，假设一个$60^\circ$倾斜角。我们确认以前测量的BC和AB时间延迟，我们得到一个试探性的测量之间的延迟紧密间隔的A1和A2图像的$Δt_{A1A2} = t_{A1} - t_{A2} = -3.9^{+3.4}_{-2.2}$天。最后，我们更新类星体吸积盘大小-黑洞质量关系，其中我们确认，吸积盘大小预测从简单的薄盘理论是太小了。
2018-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Differential Microlensing Measurements of Quasar Broad Line Kinematics in Q2237+0305
强大的类星体的中央引擎的详细工作仍然是一个谜。这主要是因为，在它们的宇宙学距离上，这些类星体的内部区域在空间上是不可分辨的。混响映射现在开始解开附近低光度类星体中宽发射线区域（BELR）的物理学，但仍然不知道这种气体是否由维里运动，流出或下落主导。由于BELR对连续体变化的响应时间很长，因此对于更遥远、更强大的源来说，挑战更大。我们提出了一种新的技术，用于探测高Z类星体的BELR和吸积盘的运动学性质，使用微分微透镜，并显示如何大量的信息可以通过一个强透镜类星体的单次观测使用积分场光谱。我们将这种技术应用于GMOS IFU对多重成像类星体Q2237+0305的观测，发现在CIII]宽发射线中观察到的微透镜特征有利于加速外流的引力主导动力学。
2010-12-15 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
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
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
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
Image Flux Ratios of Gravitationally Lensed HS 0810+2554 with High Resolution Infrared Imaging
我们报告使用LMIRCam在LBTI的四重成像透镜类星体HS 0810+2554在波长为2.16，3.7和$4.78~μ$ m的半高全宽（FWHM）的空间分辨率分别为$0^{\prime\prime}\!\!.13$，$0^{\prime\prime}\!\!.12$和$0^{\prime\prime}\!\!.15$，与HST光学成像。在类星体的$\rm{z} = 1.5$静止坐标系中，观测到的波长分别对应于0.86、1.48和$1.91~μ$ m。四边形中两个最亮的图像A和B通过$0.187^{\prime\prime}$的分离彼此清晰地分辨。这两幅图像的通量比（A/B）从2.16到$4.78~μ$ m从1.79到1.23。在流量比的趋势是一致的PDMATHAMT米流量源自一个小尺寸的吸积盘的类星体，只经历微透镜。在两个较长的波长上，超过吸积盘贡献的多余通量来自一个没有微透镜效应的较大区域。提出了一个简单的模型，采用乘法因子的图像B由于恒星微透镜$(m)$和子结构millilensing $(M)$。结果严格限制于乘积$m\times M=1.79$。考虑到观察误差，该产品的60\%概率等高线从$m= 2.6$，$M = 0.69$延伸到$m= 1.79$，$M = 1.0$，其中后者仅与微透镜一致。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Efficient Method for Simulating Light Curves of Cosmological Microlensing and Caustic Crossing Events
最近，随着在星系团场中探测到几个焦散线交叉事件，打开了一个在宇宙学距离上观测单个恒星和其他小源的新窗口。预计很快将有更多这样的活动，从专门的运动与\emph{Hubble Space Telescope}和从\emph{James Webb Space Telescope}。这些事件不仅可以告诉我们透镜源本身的信息，例如单个的高红移恒星、星团或吸积盘，而且通过它们的光变曲线，它们还包含了透镜的点质量函数的信息，从而潜在地包含了暗物质的组成。我们在这里提出了一个简单的方法来模拟这种事件的光变曲线，即，当光源扫过由嵌入在透镜临界区域周围的微透镜产生的焦散线网络时，光源的视在幅度的变化。该方法是递归的，因此原则上可以容纳任何合理大小的小源，直到亚太阳尺度。我们比较的方法，我们称之为\emph{Adaptive Boundary Method}，与其他常见的方法，如简单的逆射线拍摄，并证明它是显着更有效和准确的小源和高放大率的制度的利益。该代码的\textsc{python}版本以开源方式公开提供，用于模拟未来事件。
2022-08-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
The Average Size and Temperature Profile of Quasar Accretion Disks
我们利用多波长微透镜测量了8个透镜类星体的10个像对样本，研究了它们的吸积盘结构。通过使用光谱学或窄带光度学，我们已经能够从弱微透镜宽发射线、消光和透镜模型的大尺度宏观放大中的任何不确定性中去除污染。我们确定的极大似然估计的指数的大小与波长缩放（$r_s\propto λ^p$对应的磁盘温度曲线的$T\propto r^{-1/p}$）的$p=0.75^{+0.2}_{-0.2}$，和贝叶斯估计的$p=0.8\pm0.2$，这是显着小于薄盘理论（$p=4/3$）的预测。我们还得到了一个极大似然估计的平均类星体吸积盘的大小$r_s=4.5^{+1.5}_{-1.2} $ lt天的静止帧波长为$λ= 1026~{\mathrm Å}$的微透镜的平均质量为$M=1 M_\sun$，与以前的结果一致，并大于预期的薄盘理论。
2014-01-13 astro-ph.CO
