冷暗物质的引力透镜作为探针Subhalos

文摘

在冷暗物质的场景中,暗物质晕组装等级从较小的子单元。有些单元中断在合并过程中,而另一些暂时subhalos的形式生存。这张照片的一个长期存在的问题是subhalos预测模拟的数量超过发光矮星系的数量大附近的星系像银河系。因此许多subhalos必须保持黑暗或非常微弱。如果冷暗物质subhalos一样普遍预测,引力透镜效应可能在原则上是一个很有潜力的途径检测。在这篇文章中,我们描述的许多方面由subhalos透镜可以体现,并总结当前努力的结果限制冷暗物质的性质subhalos使用这种效果。

1。作品简介:Subhalos和卫星星系

冷暗物质(CDM)模型是基于假设的一个重要部分(约23%1])的宇宙的能量是由nonbaryonic粒子,通过重力主要交互和与非相对论速度已经因为结构形成最早的时代。这个场景非常成功在解释宇宙大尺度结构的形成(星系、星系群和星系团),其预测其结构尺度尚未根据观察证实在任何令人信服的方式。相反,当前CDM的至少有两个特性模拟,似乎在与经验数据冲突:高密度的存在尖点中心的暗物质晕,和丰富的频谱在每个子结构的光环。然而,没有这些问题的严重性共识CDM的范式。

大规模的CDM晕组装等级从较小的光环。随着这些单元分为潜在的更大的光环,他们受到潮汐剥离光滑的材料,最终吞下他们的光环的暗物质的组成部分。由于这是一个过程,可能需要数十亿年才能完成,许多这些小晕暂时生存的形式subhalos(也称为光环子结构或subclumps)在更大的光环。根据目前的模拟,大约10%的维里乳白色Way-sized CDM光环的质量应该subhalos的形式在当前的时代2,3]。天真的,有人可能认为矮星系形成在这些低质量晕在合并之前,这将导致大量的卫星星系的CDM光环内各大星系。这张照片的一个长期存在的问题是subhalos预测模拟的数量大大超过数量的矮星系附近的大型星系银河系和仙女座(4,5]。这被称为“失踪的卫星问题。”类似的缺乏矮星系的数量相比,黑暗在group-sized暗物质晕晕预测也很明显(6]。虽然大多数研究集中在差异subhalos和观察到的卫星星系的数量,人口领域的差异仍然存在。从某种意义上说,失踪的卫星是一个更普遍的问题的一个方面不匹配之间的低质量的暗物质的质量函数和矮星系的光度函数7]。

许多失踪的卫星问题可能的解决方案已经提出的文学。这可以分为三个不同的类别,这取决于他们建议回答这个问题“subhalos存在在CDM模拟预测的数字?”

(我)没有。在第一类,我们找到暗物质的属性的修改,减少低质量的数字晕和subhalos,包括温暖的暗物质(8),自动调节暗物质(9),模糊暗物质(10),和暗物质superWIMPs[的形式11),但也通货膨胀模型,在原始生产所需的截止密度涨落谱(12]。(2)是的。在这里,我们发现过程抑制在低质量恒星形成晕(13- - - - - -17)和观测偏差,将由此产生的“暗星系”(7,18]当前的调查19- - - - - -23]。而这些机制可以解决失踪的卫星问题最初定义,这种类型的解决方案意味着一个巨大的人口质量CDM subhalos(托管非常微弱的恒星数量或根本没有)仍然应该等待发现。(3)是的,但不是在我们的社区。最后的可能性是大halo-to-halo散射subhalo质量分数可能离开银河系和仙女座坐在里面CDM晕异常几个subhalos比作宇宙平均(24,25]。这将意味着大量的CDM subhalos(光明或黑暗)应该等待发现附近的更遥远的星系。

引力透镜效应可能发挥重要作用的追求,以确定哪些这些不同的解决方案是正确的。如果subhalos确实存在,透镜原则上可以用来检测甚至那些太微弱观察通过其他手段。如果subhalos并不存在,缺乏subhalo-induced透镜效应应该能够告诉我们。本文的目的是解释如何实现这个,指出一些潜在的缺陷。材料将被描述在一个层面理解甚至对博士生开始,关注大局,而不是计算透镜的细节。

节2,我们审查的性质CDM subhalo人口,所推断当前体模拟。部分3概述了四个预期影响透镜的CDM subhalos-flux比率异常,天体测量的影响,小型图像扭曲和延时效果然后详细介绍部分4- - - - - -7。一些开放式的问题和前景进行了讨论8。

2。冷暗物质Subhalos的属性

体模拟表明,在具有普遍性subhalos CDM光环遵循质量函数的类型:

与(2,26),虽然不可忽视的halo-to-halo分散在大质量()[2,25]。目前模拟整个星系大小的暗物质晕可以解决与群众subhalos下来,但质量函数可能会延长一直到截止在功率谱密度波动,这是详细的属性设定的CDM粒子。对于许多类型的弱作用大质量粒子(如中性伴子)截止的谎言(27- - - - - -32),但其他CDM的候选人可能会显著改变这一截断质量。作为一个例子,就可以允许存在的光环与大众一样低(33]),而很少晕下面群众预计在兆电子伏的情况下大规模暗物质(34]。中包含的整体质量解决subhalos(例如,)在一个星系大小CDM光环相当于subhalo质量分数和推断的质量函数(1)向更低的质量不提高通过多2]。

自subhalos更容易扰乱了中部地区的父母光环,subhalo人口集中集中往往是小于光滑CDM组件。subhalos内部的空间分布,半径的光环的密度低于临界密度的200倍宇宙,可以被描述为(35]

在哪里和表示subhalos的数量在一个特定的半径。应该注意的是,这一结果是基于CDM-only模拟,,subhalos内重子的存在可能使他们更耐潮中断,从而增加他们的数量密度在父母晕的内部区域(36]。一些cluster-mass晕的模拟表明,subhalos可能的空间分布的函数subhalo质量,在某种意义上,大质量subhalos会避免中部地区超过低质量的(37,38),但这还没有得到证实的最新模拟星系大小晕(2,39]。

虽然术语subhalo通常用来表示块位于维里半径(或者,或者,)大CDM的光环,还有大量的低质量块坐落在这个极限(39,40]。这些以前被善意subhalos,和其他人一定会风险在维里半径在不久的将来。这样的对象可以通过投影出现接近行视线穿过大星系的中心,因此可能在某些透镜重要情况。

subhalos的内部结构仍是一个争论不休的问题。低质量光环被更大规模的累积和成为subhalos,重大质量损失发生时,从他们的外部区域优先。的形状外subhalo密度轮廓的一部分可能会因此被剥离而严重影响内部档案留下或多或少的完好无损。在许多透镜研究,CDM subhalos被认为是单一的等温球(SIS)甚至点质量。等simplicity-the透镜性能的主要对象是众所周知的,但无论是观测、理论、模拟支持这种类型的模型subhalos预测的清洁发展机制(见[41引用)。

一个姐姐有一个密度轮廓,

在哪里视线速度色散。这个模型已经被证明是成功的巨大星系负责强透镜(见部分3所示。1弧秒尺度(上)42,43]。SIS密度轮廓有一个陡峭的坡内(与),这对于大规模的星系被认为是由于发光重子驻留在自己内心的地区。这个重子的组件大大有助于整体质量密度中心及其形成宇宙时间尺度也可能导致CDM光环本身的合同,从而趋陡密度轮廓的内坡(44- - - - - -47]。

低质量CDM晕从未形成许多明星不太可能密度资料这陡峭的。相反,他们应该像光环密度资料来源于CDM-only模拟。NFW密度轮廓(48),内部的斜率,许多年来一直担任CDM晕的标准密度轮廓,并给出的

在哪里characteristic-scale半径的光环和吗有关宇宙的密度时崩溃。需要修改的这个公式一旦晕成为subhalos潮了。试图量化这种质量损失的影响在他们的密度轮廓已经由Hayashi et al。49)和Kazantzidis et al。50]。

争议依然存在,然而,NFW概要文件是否给了CDM的最好表示晕(,因此,subhalos剥离之前)。根据最近的高分辨率模拟,有些人主张略陡边坡内部(;参见[51])与重大halo-to-halo变化,而其他倾向于一种更浅坡内(2,52- - - - - -54]。内部密度资料一样陡峭的SIS模型(3),然而,一致排除。虽然subhalos的内部结构可能在某些透镜相对不重要的情况下,它可以在其他的环境中是至关重要的55]。对透镜的确切斜率测试敏感的内部密度轮廓subhalos [41],subhalo-to-subhalo分散在这个数量也可能是非常重要的。

3所示。通过冷暗物质Subhalos引力透镜

大部分的方法旨在通过引力透镜聚焦检测探针CDM subhalos subhalos以外的本地组(通常在红移- - - - - -)。而subhalos坐在银河系暗物质晕内也会产生透镜,这些影响很难检测和独立于其他现象。有人建议,CDM subhalos银河系周围可以通过重力探测时间延迟他们对毫秒脉冲星(56,57),但时间尺度和概率等事件表明,这是唯一可行的非常低质量的subhalo质量函数()。在下面,我们将因此聚焦透镜的情况下subhalos在宇宙学距离有关。

3.1。强和弱透镜

引力透镜效应可以分为两个政权,强和弱透镜,这取决于图像扭曲产生的水平。强大的透镜可以发生在表面质量密度沿给定的视线超过某一临界值(redshift-dependent),与高的放大,多个映像,弧和环镜平面上。在实践中,强大的透镜往往发生在观察者的视线来源是非常接近一个星系或星系团的中心,因为它是只有达到足够高的表面质量密度。弱透镜发生在亚临界区域表面质量密度在实践时,镜头离的远视力和产生小的放大和轻微的扭曲形象。两种情况示意图见图1。

一般来说,弱透镜是非常常见的在宇宙中(在某种程度上,每一个光源影响)但不显眼的,只能检测到统计通过研究大量有透镜的光源。强大的透镜效应,另一方面,罕见但戏剧性的,很容易被发现在单独的来源。所有出版策略检测CDM subhalos(在失踪的卫星的质量范围相关问题)通过透镜属于强透镜类别。

3.2。Macrolensing和Millilensing

强透镜可以进一步分成子目录,根据典型的角分离产生的多个图像:macrolensing (角秒),millilensing (角秒)、微透镜(角秒),nanolensing (角秒),等等。当大型星系()负责透镜,图像分离通常落在macrolensing范围,而个人太阳质量恒星给图像分色的透镜政权。因为所有对象解决多个图像由于引力透镜的图像分色角秒,强烈的透镜通常是macrolensing的同义词。透镜的矮星系质量的对象(),像CDM subhalos与失踪的卫星相关问题,据估计产生millilensing,虽然具体的图像分离取决于这些物体的内部结构。在本文中,我们将为简单起见使用术语millilensing所有透镜效应与矮星系质量subhalos,无论是否产生多个图像。mesolensing一词有时也用来表示这种类型的透镜(角尺度介于微透镜和macrolensing),但由于这个词也有另一种意义的引力透镜效应文献[58),我们将避免在这里。

3.3。合适的光源

原则上,任何遥远的光源可能会影响到subhalos沿着视线。情况示意图见图2(一个)。随机的视线转向光源以外的地方卷经过无数星系大小的维里半径内CDM晕(59),并可能因此沿着视线相交subhalos任何地方。然而,触及subhalo的概率是很小在这种情况下,这种类型的视线也可能通过低质量场晕(即。的祖细胞subhalos) [60- - - - - -63年]。因此很难区分产生的透镜效应这两种镜片。而低质量的领域光环人口本身可能是非常有趣的,透镜的对象通常被认为是一个不受欢迎的“背景”当试图解决失踪的卫星问题目前定义的。也可能很难区分复杂的内在来源结构和外在扭曲由于透镜(subhalos或低质量场晕)。

相反,试图限制清洁发展机制的主要目标使用透镜到目前为止subhalo人口来源已经已知macrolensed(见图2 (b)),这实际上意味着观察用成像类星体或星系有透镜的弧或爱因斯坦环。通过这样做,一个预选视线,知道有一个巨大的暗物质晕(据说subhalos)位于视线。是否看到几个不同的点状图像或长弧方法爱因斯坦环的形式,主要取决于源大小:点状源(类星体的光,但也潜在的超新星,伽马射线,和他们的余辉)给不同的图像而扩展来源(星系)产生弧和环(见图3)。产生的强大的放大macrolens(大前景星系加上暗晕)行为来提高透镜subhalo和通常的概率增加二次透镜的可观察到的后果。在多个图像的情况下,millilensing subhalos而且可以区别内在源特性,因为任何结构内在应该印在所有macroimages来源,而millilensing影响将是独一无二的每个图像。瞬态光源像超新星或伽马射线原则上也可以用于这个奋进号,但没有macrolensed迄今为止,这种类型的来源被发现。

透镜通过subhalos可以产生可观测的影响,我们在以下部分中描述:通量比异常,星象的影响,在macroimages小规模结构,时滞的影响。接下来,我们将关注subhalos质量范围从球状星团矮星系(),因为目前的预测表明,subhalos低质量可能很难检测通过透镜效应。

4所示。通量率异常

很早就注意到,简单的光滑模型的星系镜头通常适合macrolensed系统的图像位置,而放大的macroimages更难以解释64年]。看到这是如何工作的,一些简单的透镜理论是必需的。

特定关系预计申请macroimages接近彼此的放大和关键路线。形式上,关键线路的曲线在透镜平面放大趋于无穷。如果临界曲线映射到源平面,一组苛性曲线。源平面中的这些单独的区域产生不同数量的图像(见图4)。焦散曲线的平滑部分被称为折叠,同时点两个折叠满足被称为尖点。的背景源接近一个折叠(见图4(一))或一个尖端(图4 (b))腐蚀性的光滑的镜头,两个,分别三个关闭图像会产生关键线附近的透镜平面。如果源放置在焦散的中心,macroimages将形成一个交叉配置(图4 (c))。

所有macroimages可以而且被描述为具有积极的平价(这意味着图像具有相同的方向作为源)或负面平价(一维图像镜像翻转相对于源)。当考虑到图像平价和分配-放大-平价图片,放大的之和接近图像的方法应该零(65年- - - - - -67年]。以下应该申请通量比的关系褶皱的配置:

当关闭图像之间的分离(A和B在图4(一))是渐近小68年]。在这里,代表了一个特定的放大图像。的尖端配置(图4 (b)),相应的关系

然而,大多数观察透镜系统违反这些关系。这是解释为小规模的证据在透镜结构近似图像分色的规模之间的密切的图像。的放大个人macroimages由于subhalos millilensing的确会导致的值和不同于零相当独立于其他的形式的镜头69年- - - - - -76年]。

一个值得关注的问题,这张照片是semianalytical结构形成模型和高分辨率清洁发展机制模拟似乎是无法观察到的通量率异常繁殖,由于表面质量密度在子结构低于要求45,77年- - - - - -80年]。

4.1。并发症:传播效果和微透镜

几种不同的观察讨论了磁异常的原因,如传播影响吸收,散射或闪烁的星际介质透镜(81年和微透镜的透镜星系的星星82年]。因为有消息,像类星体,可以表现出内在的通量变化在不同的时间尺度上,流量比率也难以解释如果macroimages之间的时间延迟(见部分7)不是众所周知的。

传播效果的相关性可以被补充观测通量测试比率在不同波长,因为通量损失等机制应该不同波长的函数。微透镜的恒星可以使用长期监测检查,这种类型的透镜是瞬态和预期引入外在变化的几个月。Millilensing通过光环子结构可以另一方面被视为静止(70年]。扩展来源(如类星体在中红外和无线波段)也应该受到透镜远比小点状源(类星体在光学和x射线波长)。尽管人们常常认为无线电观测类星体实际上是microlensing-free,应该谨慎一些,因为大量的短期透镜变化是可能的特殊情况的相对论电台面向飞机接近的视线。这一现象被发现在至少一个用成像系统(83年]。

中红外成像镜头是有吸引力的,因为这种波长的通量应摆脱macroimages灭绝的差异,除了被明星远离透镜由于扩展源的大小。这样的观察可以因此被用来测试的一些替代通量比异常原因。最近的研究使用这种技术来检查几个macrolensed类星体通量比已知的异常光学(84年- - - - - -87年]。这些系统的中红外通量约一半的比率可以安装顺利透镜模型,这意味着只有剩下的一半的这些异常是由于millilensing子结构。

还有其他观测特征,主张子结构的原因(至少部分)通量比异常。负平价图像(所谓的鞍形图像,例如,中间的图片(B)三重态图4 (b))通常比光滑的透镜模型所预测的微弱。这是从millilensing预计,随着放大扰动引起的子结构透镜可以依靠图像平价(75年,76年,82年,88年]。相比之下,这种异常不能归咎于传播影响因为这些统计应影响所有类型的图片类似的,不管他们的平价。透镜是否由于发光或暗子结构,然而,一个不同的问题。

4.2。发光的子结构

发光的子结构已确定在许多透镜系统的异常与已知的通量的比例。包括子结构透镜模型往往会大大提高适合观测。这样的一个例子四类星体的透镜系统是高量辐射特性星云B2045 + 265 (89年]这展品最极端的异常流量比率之一。最近这个系统的深度成像显示的一个卫星星系的存在被认为导致通量比异常(90年]。将近一半的镜头发现宇宙透镜在全天调查(类)也显示明亮的卫星星系几kpc的主要透镜星系(80年]。

最近,已经有研究结合模拟的结果和semianalytical调查如果发光矮星系的星系形成模型可以解释通的频率比率异常观察(91年,92年]。他们发现明亮的卫星的分数group-sized晕大致符合观测数据在两个孩子的一个因素,而星系大小晕似乎太低的结果解释发光的频率内卫星观测系统。这些发光的矮星系的透镜效应也有些不清楚,因为大多数卫星发现内在的地区更大的星系预计将“孤儿”星系的暗物质晕。进一步研究这个问题,气体的高分辨率模拟涉及现实的治疗过程是必需的。可能的解释预期之间的差异,观察到明亮的卫星的一部分包括矮星系沿着视线误认为是其他镜头扰乱(62年]。发光子结构而且可能更有效率的生产流量比率异常,因为他们可能会由于重子密度比黑暗子结构冷却和冷凝92年]。

投影效果也具有潜在的重要通量比异常引起的完全黑暗子结构的期待大量的视线结构。尽管这些结构效果低于子结构在诱导放大透镜星系内扰动,视距团的整体效果(可能是重要的60,62年,63年,93年]。

5。天体测量的影响

在macrolensed系统中,光环子结构的存在可能会扰乱角变位引起的透镜星系的位置,从而macroimages在可观测的水平,所谓的天体测量扰动(见图5)。

这种方法检测subhalos的优势是相对影响传播效果(吸收、散射或闪烁的星际介质),可能污染通量比测量。天体测量扰动是一个陡峭的函数以来subhalo质量比通量比扰动,它中间是敏感和大质量子结构,因此探测不同部分的subhalo质量函数(55,94年]。恒星微透镜的解释产生额外的变化可能引起的位置macroimages [95年),但这样的变化将是短暂的,主要影响点状源。

然而,总体规模和概率subhalo-induced天体测量扰动将很小。麦特卡尔夫和Madau70年]利用透镜模拟随机实现子结构的图像和附近地区发现它将子结构与质量 非常密切地与图像改变图像的位置移动了几十毫弧秒。这样一个对齐CDM模型中是罕见的。因此,他们建议使用有透镜的飞机无线电波长的类星体的观测,因此消息将覆盖更多领域透镜平面。这将增加的概率大subhalo附近,但仍允许明显扭曲由于薄的喷气机。麦特卡尔夫(96年)进一步研究这种技术,用它来显示透镜系统B1152 + 199可能会包含一个子结构的质量。

进一步对天体测量扰动的观测证据小规模结构被发现的详细图像结构B2016 + 112 (97年,98年和B0123 + 43799年]。在后一种系统,至少的子结构为了繁殖需要观察到的图像的位置。

CDM场景预测,有更多低质量subhalos比大质量(见(1原则上)及其总结效应可能很大的扰动。相反,自perturbers定位在两侧macrolens产生相等但相反的扰动,大量的子结构的净效应可能抵消,确保罕见的大规模子结构主导的位置扰动图像。陈等人。94年)研究通过造型的影响广泛的subhalo质量,发现所有残余分布有非常大的扰动峰值(10毫弧秒)。由于仿真模型预测非常很少或根本没有子结构内部区域的镜头,perturbers必须位于更远。因此,它也推断出那个位置扰动在任何镜头配置不同的图像可能强烈相关。虽然这些结果表明,罕见的大规模团可能会导致更大的扰动比丰富的小团,图像的天体测量扰动相当甚至在没有这样大规模的子结构模型。另一方面,这些扰动至少部分退化模型参数的光环。

自天体测量扰动将表现在(子)milliarcsecond水平,高空间分辨率观测需要,到目前为止主要是通过甚长基线干涉测量(VLBI)类星体的观测高量辐射特性星云。

然而,最近的研究表明,扰动的影响子结构也应该从更大尺度上检测(0.1角秒),在更短的波长扩展爱因斯坦环和galaxy-galaxy透镜产生的弧。Peirani et al。One hundred.]使用扰乱性的方法,镜头从玩具模型分布以及宇宙模拟来预测可能的子结构的签名。他们表明,当一个子结构位置附近的关键线路,不仅星象也形态效应,也就是说,违反的形象,会发生大约10倍,应该更容易探测。

其他研究表明使用非参数源和透镜潜在重建探头高度放大的镜头潜力的小扰动爱因斯坦环和弧(例如,101年,102年])。Vegetti和库普曼斯(103年已经使用一个适应性网格方法和显示子结构位于或接近爱因斯坦环,扰动与质量分别可以重建。这种技术可能会被用来约束子结构质量分数及其质量函数斜率,一旦一个大样本的高分辨率镜头可用(104年]。

的下一代望远镜的例子中,大口径综合巡天望远镜(口径),联合暗能量任务(JDEM),詹姆斯韦伯太空望远镜(JWST)和阿塔卡玛大型毫米波阵列(ALMA)——的数量显著增加macrolensed来源预计这将允许使用天体测量扰动的探针subhalo人口。

6。小型结构Macroimages

当黑暗中的对象矮星系质量范围向遥远的类星体视线相交,image-splitting或失真毫弧秒的特征尺度上可能发生(105年,106年]。如前所述,类星体目前只可以探索在这么小的尺度上利用VLBI技术在无线电波段,但未来的望远镜和仪器可能允许类似的角分辨率光学和x射线波长(41]。

利用VLBI、威尔金森等人。107年)没有检测报告millilensing 300 compact-radio来源和实施的上限质点的宇宙密度(即对象。非常紧凑的对象,就像黑洞)的范围内。然而,这并不subhalo转换成任何强烈限制人口,自CDM晕和subhalos不那么密集的黑洞。纠正,这将减少预期的图像分色millilens给定的质量和产量的透镜的概率远低于假设分析。而且没有使用的来源macrolensed-this会很难区分subhalos和低质量场晕的罪魁祸首,即使任何迹象millilensing被发现(见图2(一个))。

subhalo可以对影响的内部结构的一个macroimages multiply-imaged类星体(图2 (b)示意图见图6。小点状源(例如,一个类星体观察光学波长),macroimage可以分成几个不同的图像用小角分离(图6(一))。更大的来源(例如,类星体在无线电波长)可能表现出小型图像扭曲(图6 (b))。即使类星体可能显示复杂内在结构与高空间分辨率成像时,这种影响至少在原则上可以分开millilensing印的特性,从内在结构将在所有macroimages复制,而每个macroimage millilensing效应是独一无二的。这些小规模的区别macroimages形态的变化,和讨论的星象影响部分5以来,在某些情况下变得有些武断的图像失真可能改变图像的质心和改变它的整体外观(例如,通过引入新的小规模图片)。macrolensed飞机的失真是例如通常被称为一个星象的影响. .

Yonehara et al。108年)认为,所有macrolensed光学的一个重要部分类星体可能出现二次图像分割在由于CDM subhalos milliarcsecond尺度。井上和千叶109年,110年)探索类似的场景的扩展图像预期macrolensed类星体长波长和得出结论,小规模macroimage扭曲产生的CDM subhalos可能检测到即将到来的无线电设施如阿尔玛或VLBI空间天文台项目2 (VSOP-2)。

探索的价值通过小规模CDM subhalos macroimages结构是,通量比异常的情况相反,没有混乱的风险由于透镜通过恒星或星际介质中传播的影响。球状星团可能会产生类似的效果(111年),所以可能会发光的矮星系(即。,the subset of CDM subhalos that happen to have experienced substantial star formation), but subhalos are expected to outnumber both of these populations, at least in most mass intervals. Instead, the main problem with this approach seems to be that CDM subhalos may not be sufficiently dense to produce multiple images on scales that can be resolved by current technology. Most studies of these effects have assumed that CDM subhalos can be treated as SIS lenses, resulting in a gross overprediction of the image separations compared to more realistic subhalo models [41]。macrolensed类星体的角分辨率可以探测另一方面可能会在未来几年大幅增加,原则上达成毫弧秒的VSOP-2任务(计划于2013年发射)。

7所示。时间延迟的影响

macrolensed光源的图像(见图3(一个))受到不同的时间延迟,这成为检测当源展览内在颞可变性可观测的时间尺度。这些时间延迟源于不同的相对时间延迟的组合(时钟运行慢深陷引力场,也称为夏皮罗时间延迟)和光子的路径长度的差异在macroimages(由于几何偏差)。由于类星体nontransient和已知亮度在不同时间尺度的小时以上,他们非常方便观察目标运动旨在衡量这样的时间延迟。在当前时间,大约20 macrolensed类星体测量时间延迟(典型的延误天;看到Oguri [112年最近的一次编译])。这种类型的时间延迟经常被用来限制哈勃常数和密度轮廓macrolens(即。,the overall gravitational potential of the lens galaxy and its associated dark halo) but can also potentially be used to probe the CDM subhalos of the lens galaxy.

如图所示,Keeton和工程113年],subhalos macrolens内的出现会扰乱光滑透镜模型和预测的时间延迟也可能违反图像的预计到达时间排序。这样的违规将信号的存在subhalos的方式,与光学通量比异常的情况不同,不能模仿尘埃灭绝或微透镜的恒星。时间延迟扰动由于subhalos通常是一天的一小部分。通过把观察到的时间延迟的不确定性这一水平,强约束CDM subhalo种群可能是派生的。一次的时间顺序逆转可能归因于subhalos已经确定在macrolensed类星体RX j1131 - 1231 (113年,114年]。

如果subhalos本身产生小规模的图像分裂(节中描述6),短时间滞后的光脉冲之间独立的小规模的图像将被引入。这印记echo-like签名在整个天体的光变曲线与短期可变性(比如伽马射线和x射线类星体),即使小规模图像不能空间解决。这些反射对应光信号传输通过小规模的图像比领导形象,长时间延误和山峰的通量率是由不同的放大的图像。伽马暴的光曲线被用来寻找这样的光反射的间隔秒,导致上限()质点黑暗中的对象范围(115年]甚至少数候选人检测重复耀斑由于millilensing [116年]。然而,就像在搜索空间millilensing效果的情况下,威尔金森等人。107年),目前的调查这种CDM subhalos几乎没有影响,因为概率subhalo millilensing太低不macrolensed当目标对象。Yonehara et al。108年)而不是建议监测macrolensed类星体,预测,CDM subhalos可能产生光反射隔开秒,这可能在x射线检测,快速内在耀斑曾被观察到。这个透镜情况示意图见图7。

8。开放式问题和未来的前景

认为,透镜原则上可以用来探测CDM subhalo人口但迄今为止没有导致任何强有力的约束。大多数研究都集中在通量比异常,但现在许多研究表明subhalos本身无法解释这种现象(63年,78年- - - - - -80年,93年]。如果正确的话,这将限制这个诊断的有效性,因为一些其他的机制也必须影响通量的比率。幸运的是,限制从其他技术,如天体测量扰动,小规模图像扭曲,和时间延迟扰动可能是指日可待。

根据观察,研究未来强大的引力透镜是光明的。在2009年,大约200 macrolensed系统已发现星系作为主要的镜头。计划观测设施,例如平方公里阵列(SKA)和低频阵列射电天文学(LOFAR)在无线电波长和JDEM和口径光学有权数量级的提高这个数字在未来十年117年]。可以研究这些系统的空间分辨率也可能变得更好,接近在光学和毫弧秒毫弧秒在无线电wavelenghts [41]。

在造型方面,仍有许多问题需要妥善解决之前强大的存在和属性约束CDM subhalos可以从这些数据中提取。

8.1。输入需要从Subhalo模拟

最大的星系大小晕体模拟现在能够解决与群众的CDM subhalos下来,但仍有许多方面的subhalo人口仍缺乏量化和透镜签名可能产生重大影响。

(我)是什么halo-to-halo散射在subhalo质量函数和如何发展与红移?(2)subhalos的密度资料是什么?他们如何发展与subhalo质量和subhalo位置在父母的光环?有多大区别subhalo subhalo吗?(3)的空间分布是什么subhalos subhalo质量的函数在父晕吗?维里半径外的对应分布是什么?(iv)重子如何影响subhalos的属性?重子推动的生存subhalos主机的内部区域内晕吗?

透镜效应中讨论部分4- - - - - -7对密度敏感subhalos概要文件和质量函数,虽然在不同程度上(55]。试图量化不同密度的影响透镜上的配置文件签名了(41,79年,92年,94年,113年),但所使用的模型仍然远离现实,其中的很多活跃在这一领域仍然坚持SIS概要文件为简单起见。

8.2。其他小型结构的作用

CDM subhalos不是唯一对象沿着视线高红移光源能够生产millilensing效果。许多大型星系包围球状星团的质量的范围内。虽然众多通常低于CDM subhalos同样的质量范围,他们集中在一个较小的体积(恒星晕)和有更多的集中集中密度资料,从而可能使他们更有效率的镜头。我们也希望一个公平份额的发光的矮星系内的黑暗光环大星系。这些小矮人很可能代表CDM的子集subhalos里面重子崩溃,形成恒星,但如果是这样的话,这意味着他们可能密度资料集中集中明显多于他们黑暗的兄弟姐妹。球状星团的角色和明亮的卫星星系研究的通量率异常(71年,92年),其影响在许多其他的透镜的情况下前面几节中讨论尚未解决。低质量晕沿着视线也会影响这些透镜签名,有时明显所以62年,63年]。

除了矮星系和球状星团,当然有其他惊喜躲在黑暗星系晕。中间质量()在非常早期的宇宙黑洞形成或星族III恒星的残骸可能生活在光环地区(118年- - - - - -120年)和可能产生millilensing效应(121年]。如果吸积到这样的对象是有效的,这样的黑洞已经发生的预测x射线性质很强的限制他们的贡献暗物质((122年]),但更广义动力学(123年- - - - - -125年和透镜115年,126年)限制其他类型的黑暗中的对象星团质量范围()否则,而弱()。透镜观察最初旨在限制CDM subhalo人口也可能因此导致全新类型的光环子结构的检测。望远镜达到更好的敏感性和高角分辨率未来十年,我们肯定能期待一个令人兴奋的新时代暗物质晕的研究。

确认

第一作者承认瑞典研究理事会的支持。作者感谢罗伯特·卡明的仔细阅读手稿和两个匿名裁判洞察力的评论。

引用

1. e .小松j . Dunkley m . r . Nolta et al .,”五年威尔金森微波各向异性探测器观察:宇宙的解释,“《天体物理学杂志》上,补充系列,卷180,不。2、330 - 376年,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
2. 诉图像,展示出j . Wang m . Vogelsberger et al .,“水瓶座项目:subhaloes星系晕圈,“皇家天文学会月刊,卷391,不。4、1685 - 1711年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
3. m . Zemp j . Diemand库仑m . et al .,“暗物质光环的粒状,”皇家天文学会月刊,卷394,不。2、641 - 659年,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
4. a . Klypin a . v . Kravtsov o . Valenzuela f·普拉达,“失踪的卫星星系在哪里?”《天体物理学杂志》上,卷522,不。1,第92 - 82页,1999。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
5. b·摩尔s Ghigna f . Governato et al .,“暗物质子结构在银河晕,”《天体物理学杂志》上,卷524,不。1,L19-L22, 1999页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
6. r·b·塔利r·s·萨默维尔n . Trentham和m·a·w·Verheijen”克服了星系和黑晕,“《天体物理学杂志》上,卷569,不。2、573 - 581年,2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
7. l .佛得角s p .哦,r·希门尼斯”丰富的暗星系,”皇家天文学会月刊,卷336,不。2、541 - 549年,2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
8. p波德、j.p. Ostriker和n .图罗克”光环在温暖的暗物质模型,形成“《天体物理学杂志》上,卷556,不。1,第107 - 93页,2001。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
9. d . n . Spergel p . j .斯坦哈特,“自动调节冷暗物质观测证据,”物理评论快报,卷84,不。17日,第3763 - 3760页,2000年。视图:谷歌学术搜索
10. w·胡、r . Barkana和a . Gruzinov”模糊冷暗物质:超轻粒子的波动性,”物理评论快报,卷85,不。6,1158 - 1161年,2000页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
11. j·a·r·Cembranos j·l·冯a·拉贾和f .高山,“质量Superweakly相互作用粒子小规模结构问题的解决办法,”物理评论快报,卷95,不。18篇文章ID 181301 4页,2005。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
12. m . Kamionkowski和a . r . Liddle”光环矮星系的缺乏:有权力在短尺度上吗?”物理评论快报,卷84,不。20日,第4528 - 4525页,2000年。视图:谷歌学术搜索
13. j·s·布洛克,a . v . Kravtsov和d·h·温伯格“游离和丰富的银河卫星,”《天体物理学杂志》上,卷539,不。2、517 - 521年,2000页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
14. r·s·萨默维尔市,“光致电离能压制解决子结构危机?”《天体物理学杂志》上,卷572,不。1,L23-L26, 2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
15. a·j·本森,c . s . Frenk, c·g·莱西c·m·鲍格和美国科尔,”光致电离在星系形成的影响。二世。卫星星系在当地组织。”皇家天文学会月刊,卷333,不。1,第190 - 177页,2002。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
16. a . v . Kravtsov o . y . Gnedin, a . a . Klypin“银河的动荡生活小矮人和失踪的卫星问题,“《天体物理学杂志》上,卷609,不。2、482 - 497年,2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
17. b·摩尔j . Diemand p . Madau m . Zemp和j . Stadel“球状星团,卫星星系和恒星光环从早期暗物质山峰,“皇家天文学会月刊,卷368,不。2、563 - 570年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
18. n . Trentham o·穆勒,大肠Ramirez-Ruiz”完全暗星系:他们的存在、属性和策略寻找他们,”皇家天文学会月刊,卷322,不。3、658 - 668年,2001页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
19. j·d·西蒙和m .格哈”,忽略银河系的卫星的运动学:解决失踪的卫星问题,“《天体物理学杂志》上,卷670,不。1,第331 - 313页,2007。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
20. e . j . Tollerud j·s·布洛克,l . e . Strigari b·威尔曼,“数以百计的银河系的卫星吗?光度偏差在卫星光度函数”,《天体物理学杂志》上,卷688,不。1,第289 - 277页,2008。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
21. s·m·沃尔什、b·威尔曼和h . Jerjen“隐形侠:检测算法跟踪银河系的卫星,“天文杂志,卷137,不。1,第469 - 450页,2009。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
22. s e . Koposov j . Yoo H.-W。里克斯·d·h·温伯格,A . v . Maccio和j . Miralda-Escude”的定量解释观察到银河系的卫星星系,”天文杂志,卷696,不。2、2179 - 2194年,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
23. a . v . Maccio x Kang f . Fontanot r·s·萨默维尔美国e . Koposov p .摩纳哥,“光度函数和径向分布LCDM宇宙银河系的卫星,“http://arxiv.org/abs/0903.4681。视图:谷歌学术搜索
24. t .西山贵子、t . Fukushige和j .牧野,“环境影响subhalo abundance-a失踪的矮的问题,解决方案”日本天文学会的出版物,60卷,不。4,L13-L18, 2008页。视图:谷歌学术搜索
25. t .西山贵子、t . Fukushige和j .牧野,“黑暗物质晕subhalo丰度的变化,“《天体物理学杂志》上,卷696,不。2、2115 - 2125年,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
26. l高,s·d·m·白,a·詹金斯f . Stoehr诉图像,展示出“subhalo的数量$\mathrm{\Lambda }$CDM黑暗光环。”皇家天文学会月刊,卷355,不。3、819 - 834年,2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
27. a . m .绿色、s·霍夫曼和d·j·施瓦兹的“第一个懦弱的晕,”宇宙论与天体粒子物理学杂志》上第三条,卷。8日,2005年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
28. 答:罗卜和m . Zaldarriaga”冷暗物质的小规模功率谱。”物理评论D,卷71,不。10篇文章ID 103520 7页,2005。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
29. j . Diemand b·摩尔,j . Stadel”尤迪说暗物质光环作为第一个结构在宇宙早期,“自然,卷433,不。7024年,第391 - 389页,2005年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
30. 美国普罗富莫、k . Sigurdson和m . Kamionkowski“protohalos最小的是什么质量的?”物理评论快报,卷97,不。第三条ID 031301, 2006。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
31. 诉Berezinsky、诉多库恰耶夫和y Eroshenko,残留的暗物质团,“物理评论D,卷77,不。2008年8篇文章ID 083519。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
32. t . Bringmann“粒子模型和暗物质的小规模的结构,“新物理学杂志,11卷,不。10篇文章ID 105027 18页,2009年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
33. c·j·霍根和m·j·里斯”Axion miniclusters。”B物理快报,卷205,不。2 - 3、228 - 230年,1988页。视图:谷歌学术搜索
34. d . Hooper m . Kaplinghat l . e . Strigari Zurek和k . m .“兆电子伏暗物质和小规模的结构,”物理评论D,卷76,不。2007年10篇文章ID 103515。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
35. p . Madau j . Diemand和m .库仑”暗物质subhalos矮银河系的卫星,“《天体物理学杂志》上,卷679,不。2、1260 - 1271年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
36. d·h·温伯格,s . Colombi r·戴夫和n . Katz,“重子动力学、暗物质子结构和星系,”《天体物理学杂志》上,卷678,不。1,6-21,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
37. s . Ghigna b·摩尔f . Governato g .湖,t·奎因和j . Stadel”密度概要文件和子结构的暗物质晕:收敛结果分辨率超高数值,“《天体物理学杂志》上,卷544,不。2、616 - 628年,2000页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
38. g .德卢西亚·g·考夫曼,诉图像et al .,展示出“冷暗物质光环子结构,”皇家天文学会月刊,卷348,不。1,第344 - 333页,2004。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
39. 公元鲁上校,j·f·纳瓦罗,诉图像,展示出a·詹金斯c . s . Frenk和a·希勒米“子结构晕的非正统的轨道,”《天体物理学杂志》上,卷692,不。1,第941 - 931页,2009。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
40. j . Diemand m .库仑,p . Madau”星系的暗物质晕的形成和演化及其子结构,”《天体物理学杂志》上,卷667,不。2、859 - 877年,2007页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
41. e . Zackrisson t . Riehm o·穆勒,k . Wiik p·鲁米,“强烈subhalos透镜的矮星系的质量范围。即图像分离。”《天体物理学杂志》上,卷684,不。2、804 - 810年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
42. d . Rusin c . s . Kochanek和c r . Keeton“自相似模型早型透镜星系的质量档案,“《天体物理学杂志》上,卷595,不。1,29-42,2003页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
43. Treu l . v . e .库普曼斯t . a . s .博尔顿,s .节和洛杉矶工程,”斯隆镜头ACS调查。三世。结构和早型星系的形成和演化$z\approx$1,“《天体物理学杂志》上,卷649,不。2、599 - 615年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
44. o . y . Gnedin a . v . Kravtsov a . a . Klypin和d Nagai,”回应的暗物质晕凝结的重子:宇宙模拟和改进绝热收缩模型,”《天体物理学杂志》上,卷616,不。1,第16 - 26页,2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
45. a . v . Maccio b·摩尔j . Stadel和j . Diemand径向分布和强劲的透镜统计使用高分辨率的卫星星系和子结构$\mathrm{\Lambda }$CDM流体的模拟。”皇家天文学会月刊,卷366,不。4、1529 - 1538年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
46. m . Gustafsson m·费尔贝恩和j . Sommer-Larsen“重子的摁星系的暗物质晕、”物理评论D,卷74,不。12篇文章ID 123522 2006。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
47. m . Kampakoglou“收缩的改进模型在缩合反应的重子暗物质光环,“皇家天文学会月刊,卷369,不。4、1988 - 1994年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
48. j·f·纳瓦罗、c . s . Frenk和s·d·m·白,“冷暗物质晕的结构,”《天体物理学杂志》上,卷462,不。2、563 - 575年,1996页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
49. e . Hayashi j·f·纳瓦罗,j·e·泰勒,j . Stadel和t·奎因”子结构的构造演化,“《天体物理学杂志》上,卷584,不。2、541 - 558年,2003页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
50. s . Kazantzidis l . Mayer c . Mastropietro j . Diemand j . Stadel和b·摩尔,“冷暗物质的密度资料子结构:对失踪的卫星”问题,“《天体物理学杂志》上,卷608,不。2、663 - 679年,2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
51. j . Diemand m .库仑p Madau et al .,”在当地暗物质团和流分布,“自然,卷454,不。7205年,第738 - 735页,2008年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
52. j·f·纳瓦罗,大肠Hayashi, c . et al .,”的内部结构$\mathrm{吗?}$CDM的光环。三世。普遍性和渐近山坡上。”皇家天文学会月刊,卷349,不。3、1039 - 1051年,2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
53. j . Stadel d·波特,b .摩尔et al .,“量化GHALO-a数十亿粒子模拟的黑暗之心银河晕,”皇家天文学会月刊,卷398,不。1,L21-L25, 2008页。视图:谷歌学术搜索
54. j·f·纳瓦罗,a·鲁上校诉图像et al .,展示出”的多样性和相似性模拟冷暗物质晕”http://arxiv.org/abs/0810.1522。视图:谷歌学术搜索
55. 洛杉矶工程,k . Abazajian a本森et al .,“强引力透镜探测暗物质的粒子性质,“Astro2010:天文学和天体物理学十年调查,科学白皮书,没有。214年,http://arxiv.org/abs/0902.3219。视图:谷歌学术搜索
56. e·r·西格尔·m·p·Hertzberg, j . n .炒“探测暗物质子结构与脉冲星计时,”皇家天文学会月刊,卷382,不。2、879 - 885年,2007页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
57. e·r·西格尔:“毫秒脉冲星可以告诉我们关于星系的物质,”http://arxiv.org/abs/0801.3458。视图:谷歌学术搜索
58. r·迪斯蒂法诺,”Mesolensing:高概率透镜没有大光学深度。”《天体物理学杂志》上,卷684,不。1,46-58,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
59. 大肠Zackrisson和t . Riehm高红移微透镜和暗物质的空间分布形式的男子气概,“天文学和天体物理学,卷475,不。2、453 - 465年,2007页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
60. a . v . j . Chen Kravtsov, c . r . Keeton”透镜光学深度子结构和孤立的暗物质晕”《天体物理学杂志》上,卷592,不。1,24-31,2003页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
61. r·b·麦特卡尔夫”测试$\mathrm{\Lambda }$清洁发展机制与引力透镜效应限制小型结构。”《天体物理学杂志》上,卷622,不。1,第80 - 72页,2005。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
62. r·b·梅特卡夫“星系结构的引力有透镜的类星体的重要性,”《天体物理学杂志》上,卷629,不。2、673 - 679年,2005页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
63. m·米兰达和a . v . Maccio”约束温暖暗物质使用通联引力透镜效应,”皇家天文学会月刊,卷382,不。3、1225 - 1232年,2007页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
64. c . s . Kochanek透镜星系结构的含义,“《天体物理学杂志》上,卷373,不。2、354 - 368年,1991页。视图:谷歌学术搜索
65. 毛,“引力透镜由一个明星+外部剪切,”《天体物理学杂志》上,卷389,不。1,第67 - 63页,1992。视图:谷歌学术搜索
66. p . Schneider和a . Weiss“尖点附近的引力透镜方程”天文学和天体物理学,卷260,不。1 - 2,1-13,1992页。视图:谷歌学术搜索
67. a . f . Zakharov“尖点附近的引力透镜放大的图像”天文学和天体物理学,卷293,不。1、1 - 4,1995页。视图:谷歌学术搜索
68. r·布兰德福德和r·纳拉,”费马原理、焦散线和引力透镜的分类图片,”《天体物理学杂志》上卷,310年,第582 - 568页,1986年。视图:谷歌学术搜索
69. 毛s和p .施耐德,“子结构在透镜星系的证据?”皇家天文学会月刊,卷295,不。3、587 - 594年,1998页。视图:谷歌学术搜索
70. r·b·梅特卡夫和p . Madau复合引力透镜效应的探测暗物质在星系晕子结构,”《天体物理学杂志》上,卷563,不。1,9-20,2001页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
71. m .千叶“探测暗物质子结构透镜星系中,”《天体物理学杂志》上,卷565,不。1,17-23,2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
72. n .中间人和c . s . Kochanek“冷暗物质子结构的直接检测,”《天体物理学杂志》上,卷572,不。1、男性,2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
73. r·b·h·赵,“流量比率的调查黑暗子结构quadruple-image引力透镜,”《天体物理学杂志》上,卷567,不。1,L5-L8, 2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
74. c . r . Keeton b·s·高迪和a·o·培特”识别镜头与小规模的结构。即尖端镜头。”《天体物理学杂志》上,卷598,不。1,第161 - 138页,2003。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
75. c . s . Kochanek和n .中间人”测试子结构的引力透镜,”《天体物理学杂志》上,卷610,不。1,第79 - 69页,2004。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
76. m . Bradač·施耐德·m·隆巴迪m·斯坦梅茨l . v . e .库普曼斯和j·f·纳瓦罗子结构在引力透镜的签名$\mathrm{\Lambda }$CDM宇宙模型”,天文学和天体物理学,卷423,不。3、797 - 809年,2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
77. a . r . Zentner和j·s·布洛克”光环子结构和功率谱,”《天体物理学杂志》上,卷598,不。1,49 - 72年,2003页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
78. Amara, r·b·t·j·考克斯和j.p. Ostriker”与子结构模拟强引力透镜效应”,皇家天文学会月刊,卷367,不。4、1367 - 1378年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
79. a . v . Maccio m·米兰达,“低质量的影响子结构处于透镜关系,“皇家天文学会月刊,卷368,不。2、599 - 608年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
80. d·d·徐毛,j .王et al。”暗物质子结构对引力透镜效应的影响:水瓶座模拟的结果,“皇家天文学会月刊,卷398,不。3、1235 - 1253年,2009页。视图:谷歌学术搜索
81. r·米塔尔r . Porcas, o . Wucknitz”免费吸收的引力透镜JVAS B0218 + 357,”天文学和天体物理学,卷465,不。2、405 - 415年,2007页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
82. p . l . Schechter和j . Wambsganss类星体透镜高倍镜下和暗物质的作用:增强的波动和抑制鞍点,”《天体物理学杂志》上,卷580,不。2、685 - 695年,2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
83. l . v . e .库普曼斯和a·g·德Bruyn”透镜multiply-imaged紧凑的无线电来源:证据契约光环对象B的盘状星系$\mathrm{1600年}+\mathrm{434年}$”,天文学和天体物理学,卷358,不。3、793 - 811年,2000页。视图:谷歌学术搜索
84. m .千叶t . Minezaki n . Kashikawa h . Kataza k . t .井上,“斯巴鲁的中红外成像镜头PG 4倍$\mathrm{1115年}+\mathrm{080年}$和$\text{B}\mathrm{1422年}+\mathrm{231年}$:限制子结构透镜”,《天体物理学杂志》上,卷627,不。1,53 - 61年,2005页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
85. h . Sugai a·卡瓦依a Shimono et al .,“积分场光谱学的四倍地有透镜的类星体1 rx j1131 - 1231:新镜头子结构,”《天体物理学杂志》上,卷660,不。2、1016 - 1022年,2007页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
86. t . Minezaki m .千叶n . Kashikawa k . t .井上和h . Kataza”,斯巴鲁的中红外成像镜头4倍。二世。揭幕透镜的结构$\text{毫克}\mathrm{0414年}+\mathrm{0534年}$和$\text{问}\mathrm{2237年}+\mathrm{030年}$”,《天体物理学杂志》上,卷697,不。1,第618 - 610页,2009。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
87. c·l·麦克劳德,c . s . Kochanek和e·阿戈尔“检测同伴使用中红外透镜星系引力的通量率有透镜的类星体H$\mathrm{1413年}+\mathrm{117年}$”,《天体物理学杂志》上,卷699,不。2、1578 - 1583年,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
88. j·陈,“平价依赖强有力的透镜系统探测暗物质的子结构,”天文学和天体物理学,卷498,不。1,49-60,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
89. c·d·Fassnacht r·d·布兰德福德j·g·科恩et al .,”B$\mathrm{2045年}+\mathrm{265年}$从类:一个新的4个成像引力透镜。”天文杂志,卷117,不。2、658 - 670年,1999页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
90. j·p·麦基恩,l . v . e .库普曼斯c·e·弗莱克et al .,“高分辨率成像的异常流量比引力透镜系统B类$\mathrm{2045年}+\mathrm{265年}$:黑暗或明亮的卫星吗?”皇家天文学会月刊,卷378,不。1,第118 - 109页,2007。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
91. s e·布莱恩,毛s, s t·凯,“明亮的卫星星系引力透镜,”皇家天文学会月刊,卷391,不。2、959 - 966年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
92. e . m . Shin n·w·埃文斯,“卫星星系引力透镜通量的影响比率,“皇家天文学会月刊,卷385,不。4、2107 - 2116年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
93. 毛,y, j . p . Ostriker和j·韦勒,“异常流量比率在引力透镜:支持或反对冷暗物质?”《天体物理学杂志》上,卷604,不。1,L5-L8, 2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
94. e . j . Chen Rozo:中间人,j·e·泰勒,“天体测量扰动在子结构透镜,”《天体物理学杂志》上,卷659,不。1、52 - 68年,2007页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
95. l·l·r·威廉姆斯和p·萨哈有透镜的qso以上不当运动”,天文杂志,第110卷,第1471页,1995年。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
96. r·b·梅特卡夫“纯暗物质的检测对象用弯曲用成像射电喷流,”《天体物理学杂志》上,卷580,不。2、696 - 704年,2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
97. l . v . e .库普曼斯·m·a·加勒特·r·d·布兰德福德c·r·劳伦斯,a . r . Patnaik, r . w . Porcas。”$\mathrm{2016年}+\mathrm{112年}$:一个重力有透镜的II型类星体”,皇家天文学会月刊,卷334,不。1,39-47,2002页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
98. a, j·p·麦基恩,s, r·w·Porcas l . v . e .库普曼斯·m·a·加勒特,“引力透镜系统的发光子结构的作用毫克$\mathrm{2016年}+\mathrm{112年}$”,皇家天文学会月刊,卷394,不。1,第190 - 174页,2009。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
99. a·d·比格斯i w·a·布朗:j·杰克逊et al .,“广播、光学和红外观测的B类$\mathrm{0128年}+\mathrm{437年}$”,皇家天文学会月刊,卷350,不。3、949 - 961年,2004页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
100. s . Peirani c . Alard c . Pichon r . Gavazzi和d .《“透镜模型与子结构数值调查使用扰乱性的方法,”皇家天文学会月刊,卷390,不。3、945 - 957年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
101. r·布兰德福德g . Surpi, t . Kundić“建模星系镜头,”引力透镜:最新进展和未来的目标g . Tereasa,布雷纳德,c . s . Kochanek Eds。卷,237ASP会议论文集p。65年,太平洋的天文学会,2001年。视图:谷歌学术搜索
102. l . v . e .库普曼斯,”冷暗物质的引力成像子结构,”皇家天文学会月刊,卷363,不。4、1136 - 1144年,2005页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
103. Vegetti和l . v . e .库普曼斯,”贝叶斯强引力透镜模型自适应网格:目标检测质量子结构星系中,“皇家天文学会月刊,卷392,不。3、945 - 963年,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
104. Vegetti和l . v . e .库普曼斯”,统计质量从强大的引力透镜底座:量化质量分数和质量函数,“皇家天文学会月刊。在出版社。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
105. a . Kassiola i科夫那,r·d·布兰德福德”界限星际紧凑的对象从观察紧凑的广播消息,“《天体物理学杂志》上,卷381,不。1,6-13,1991页。视图:谷歌学术搜索
106. j . Wambsganss和b . Paczyński直接引力透镜效应测试${10}^6{米}_{\odot }$黑洞在星系晕。”《天体物理学杂志》上,卷397,不。1,L1-L4, 1992页。视图:谷歌学术搜索
107. p . n .威尔金森d·r·Henstock i w·a·布朗et al .,“限制宇宙学的超大质量紧凑的对象从搜索多个成像在紧凑型无线电来源,”物理评论快报,卷86,不。4、584 - 587年,2001页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
108. a . Yonehara m . Umemura h·苏萨,“类星体mesolensing-direct探针在星系子结构,”日本天文学会的出版物,55卷,不。6,1059 - 1078年,2003页。视图:谷歌学术搜索
109. k . t .井上和m .千叶CDM子结构在亚毫米波段的三维映射。”《天体物理学杂志》上,卷633,不。1,23-28,2005页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
110. k . t .井上和m .千叶子结构透镜扩展源效应”,《天体物理学杂志》上,卷634,不。1,第89 - 77页,2005。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
111. 余。诉Baryshev和玉。l . Ezova“引力mesolensing国王对象和quasar-galaxy关联,”天文学的报告第41卷。。4、436 - 446年,1997页。视图:谷歌学术搜索
112. m . Oguri“引力透镜时间延迟:统计评估透镜模型依赖性和全球哈勃常数的影响,“《天体物理学杂志》上,卷660,不。1、1 - 15,2007页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
113. c . r . Keeton和洛杉矶工程”,一个新的通道探测暗物质在星系子结构:引力透镜时间延迟,”《天体物理学杂志》上,卷699,不。2、1720 - 1731年,2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
114. n·d·摩根,c . s . Kochanek e·e·法尔科和戴x,“延时测量的四透镜RX j1131 - 1231”http://arxiv.org/abs/astro-ph/0605321。视图:谷歌学术搜索
115. r . j . Nemiroff g . f . Marani j·p·诺里斯和j·t·邦内尔,“限制宇宙学的超大质量从millilensing紧凑的对象搜索在伽马射线数据”物理评论快报,卷86,不。4、580 - 583年,2001页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
116. o . s . Ougolnikov“搜索可能mesolensing宇宙伽马暴。二世。双重和三重爆发BATSE目录”,宇宙的研究第41卷。。2、141 - 146年,2003页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
117. l . v . e .库普曼斯m .钻、m . Barnabe et al .,“强引力透镜探测重力,暗物质和超大质量黑洞,“Astro2010:天文学和天体物理学十年的调查,科学的白皮书,没有。159年,http://arxiv.org/abs/0902.3186。视图:谷歌学术搜索
118. r·p·范德Marel“中等质量的黑洞在宇宙中:回顾形成理论和观测条件的限制,”共同进化的黑洞和星系l . c . Ho, Ed。p . 37,剑桥大学出版社,伦敦,英国,2004年。视图:谷歌学术搜索
119. h .赵和j .丝绸”暗minihalos中等质量的黑洞,”物理评论快报,卷95,不。1、文章ID 011301、4页,2005。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
120. t .川口,m .川崎t .高山,m .山口和j·Yokoyama”形成中等质量黑洞的太初黑洞暴胀宇宙学与运行光谱指数,”皇家天文学会月刊,卷388,不。3、1426 - 1432年,2008页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
121. k . t .井上和m .千叶”直接映射的大规模在银河系外的黑晕,紧凑的对象”《天体物理学杂志》上,卷591,不。2,L83-L86, 2003页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
122. m . Mapelli a·费拉拉和n意图,“限制星系中等质量的黑洞,”皇家天文学会月刊,卷368,不。3、1340 - 1350年,2006页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
123. b·j·卡尔和m . Sakellariadou”动态约束暗物质在紧凑的对象,“《天体物理学杂志》上,卷516,不。1,第220 - 195页,1999。视图:谷歌学术搜索
124. j . Yoo j . Chaname和a·古尔德,“大男子主义时代的终结:限制暗物质光环从恒星晕宽二进制文件,”《天体物理学杂志》上,卷601,不。1,第318 - 311页,2004。视图:谷歌学术搜索
125. d·p·奎因·m·威尔金森,m·j·欧文·j·马歇尔,a·科赫和诉Belokurov”报道死亡的男子气概的时代,“皇家天文学会月刊,卷396,不。1,L11-L15, 2009页。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索
126. r·b·梅特卡夫和j .丝绸“新限制宏观紧凑的对象作为暗物质候选者Ia型超新星的引力透镜效应”物理评论快报,卷98,不。7篇文章ID 071302 2007。视图:出版商的网站|谷歌学术搜索

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