A Method for Weak Lensing Flexion Analysis by the HOLICs Moment Approach
我们发展了一种测量暗背景星系的高阶弱透镜畸变的方法，即弱引力弯曲，通过充分扩展Kaiser，Squires和Broadhurst方法，以包括由Okura，Umetsu和Futamase引入的高阶透镜图像特征（HOLICs）。我们考虑明确的权重函数在计算的噪声形状的时刻和高阶PSF各向异性的影响，以及各向同性PSF涂抹。我们的HOLIC形式主义允许在存在非圆形各向异性PSF的情况下从实际观测数据中精确测量屈曲。我们测试我们的方法使用模拟观测的模拟星系图像和实际的，基于地面的斯巴鲁观测的大质量星系团A1689（$z=0.183$）。从自旋1第一屈曲的高精度测量中，我们获得了A1689中心区域的高分辨率质量图。重建的质量图显示了在集群的中心$4'\times 4'$区域的双峰特征。主要的，明显的峰值与最明亮的星系团和中央星系团成员有关，而次要的质量峰值与明亮星系的局部集中有关。A1689的精细的高分辨率质量图展示了广义弱透镜分析技术的力量，用于定量和准确测量弱引力透镜信号。
2008-02-20 astro-ph
The dynamical state of RX J1347.5-1145 from a combined strong lensing and X-ray analysis
我们对RX J1347.5-1145进行了X射线和强透镜相结合的分析，RX J1347.5-1145是X射线波长下最明亮的星系团之一。我们表明，强透镜单独的证据，根据已公布的VLT和新的HST数据，强烈主张有利于一个复杂的结构。该分析考虑了弧的位置、形状和方向，并在图像平面中彻底完成。团簇内部区域很好地拟合了双峰质量分布，总投影质量为$M_{tot} = (9.9 \pm 0.3)\times 10^{14} M_\odot/h$，半径为$360 \mathrm{kpc}/h$（$1.5'$）。这种复杂的结构可能是最近一次重大合并的标志，X射线数据进一步支持了这一点。根据钱德拉的深层观测，星团的温度图显示了位于第一个主要组成部分和东南部发射X射线的子星团之间的热锋。这张图还揭示了星团最内部区域的冷气体细丝，很可能是由冷核心区域内的cD运动引起的冷却尾流。两个暗物质子团在天空平面上的合并场景与我们的透镜和X射线分析一致，并且可以解释先前基于维里定理的质量估计的差异。
2008-01-09 astro-ph
Measuring the Galaxy-Galaxy-Mass Three-point Correlation Function with Weak Gravitational Lensing
讨论了星系-星系-质量三点关联函数，并给出了如何用弱引力透镜测量它。该方法需要选择大量的前景透镜星系对，并通过平均背景源星系的椭圆率来构造相对于其轴的平均切变图。一个平均质量图可以从这个剪切图中重建出来，这将代表星系对周围的平均质量分布。我们展示了这个质量图是如何与投影的星系-星系-质量三点关联函数相关的。使用一个大的N体暗物质模拟填充星系使用晕占领分布（HOD）的偏见处方，我们计算这些关联函数，质量图和剪切图。由此产生的质量图是明显的双峰，跟踪星系中心和保持各向异性的尺度远大于星系分离。在较大的尺度上，切变近似于切向于对的中心，但振幅的方位角变化很小。我们估计的信噪比的重建质量地图的调查类似的深度斯隆数字巡天（SDSS），并得出结论，星系星系质量三点函数应可测量与目前的SDSS弱透镜数据。对这三点函数的测量，以及星系-星系透镜效应和星系自关联函数的测量，将为星系偏差模型提供新的约束。在紧密成对的星系周围的各向异性剪切剖面是冷暗物质模型的预测，并且可能难以与没有暗物质的其他引力理论相协调。
2005-03-13 astro-ph
Galaxy Galaxy Lensing as a Probe of Galaxy Dark Matter Halos
引力透镜现已成为测量宇宙中各种尺度结构质量分布的常用工具。在这里，我们专注于星系尺度的暗物质晕的星系-星系透镜技术的研究：观察遥远的背景星系的形状，已被前景星系的透镜使我们能够映射前景星系的质量分布。与星系的固有椭圆率分布相比，透镜效应是很小的，因此需要一种统计方法来获得对平均透镜群的一些约束。这种方法的一个优点是，它提供了一个探测星系晕的引力势到非常大的半径，在那里很少有经典的方法是可行的，因为动力学和流体动力学示踪剂的潜力不能在这个半径找到。我们将首先回顾迄今为止所获得的星系-星系透镜效应的探测结果。接下来，我们将提出一个极大似然分析模拟数据，我们进行评估的准确性和鲁棒性的约束，可以得到星系晕属性。然后，我们将应用这种方法来研究位于z~0.2的大质量星系团透镜中的星系的性质。这项工作的主要结果是发现团星系的暗物质晕显着更紧凑相比，暗物质晕周围的场星系的光度相等，在协议与早期的星系星系透镜的研究和理论预期，特别是与潮汐剥离的情况。因此，我们提供了一个强有力的确认潮汐截断从一个均匀的样本的星系团。此外，这是第一次利用星系-星系透镜技术从地面数据成功探测星系团。
2006-06-19 astro-ph
Cosmological constraints from the X-ray gas mass fraction in relaxed lensing clusters observed with Chandra
我们提出了精确的测量X射线气体质量分数的样品的发光，相对轻松的星系团观察到的钱德拉天文台，独立确认的质量结果是可从引力透镜研究。利用Navarro，Frenk & White（1997）的模型参数化总质量分布（发光物质加上暗物质），我们证明了在半径r_2500处，星系团中X射线气体的质量分数渐近于一个近似恒定的值，在此半径处，星系团的平均内部密度是宇宙在红移处的临界密度的2500倍。结合Chandra关于X射线气体质量分数及其表观红移依赖关系的结果，以及最近对宇宙中重子物质平均密度的测量和哈勃常数的测量，我们得到了宇宙平均总物质密度的严格约束，Ω_m = 0.30^{+0.04}-0.03}，并测量了一个正的宇宙学常数. Omega_Lambda = 0.95^{+0.48}_{-0.72}。我们的研究结果与最近的独立研究结果吻合得很好，这些研究结果是基于对宇宙微波背景辐射各向异性、遥远超新星的性质以及星系的大尺度分布的分析。
2002-05-01 astro-ph
Constraining the Cosmological Parameters using Strong Lensing
我们研究了利用强透镜团簇来约束宇宙学参数Omega_m和Omega_lambda的可能性。已知红移的多像系统的存在允许，对于给定的（Omega_m，Omega_lambda）宇宙学，从透镜模型推导出的总质量的绝对校准。最近哈勃太空望远镜（HST）对星系团的观测揭示了大量的多重图像，这些图像被预测为处于不同的红移。如果有可能用光谱测量许多多个图像的红移，那么原则上可以通过角直径距离的比率来约束（Omega_m，Omega_lambda），而不依赖于任何外部假设。对于HST观测到的规则/弛豫星系团，3个多重图像系统，每个系统具有不同的光谱红移，我们通过分析计算表明，可以预期以下不确定性：对于两个最流行的世界模型，Omega_m=0.30 +/- 0.11，Omega_lambda=0.70 +/- 0.23或Omega_m=1.00 +/- 0.17，Omega_lambda=0.00 +/- 0.48。模拟数据的数值试验证实了这些良好的约束，即使在更现实的集群潜力的情况下，如双峰集群，或当包括星系扰动。为了研究该方法对不同质量分布的敏感性，我们还在模拟中使用了解析的"伪椭圆“Navarro，Frenk & White分布。如果观察到3个以上的多个具有光谱红移的图像，或者通过结合来自不同簇的结果，这些约束可以得到改善。最后对利用引力透镜测定宇宙学参数的前景进行了展望。
2002-05-22 astro-ph
Empirical constraints on alternative gravity theories from gravitational lensing
如果假设没有暗物质，那么在最大尺度上，一定会有另一种引力理论取代广义相对论。动力学测量可以用来研究这种理论的性质，但只有在有可见物质的情况下。引力透镜可能是一种更强大的探测器，因为它可以用来测量远离偏转器的偏转，并且对于足够大的分离，允许它被视为质点。局部群中的微透镜还没有提供任何有趣的限制，因为只有靠近偏转器形成的图像才被明显放大，但是多个光变曲线的叠加和宇宙尺度上的微透镜观测可能能够区分GR和非暗物质理论。星系-星系透镜效应可能是一种更强大的引力探测器，斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据在这里被用来限制星系的偏转定律为A（R）propto R^（0.1 +/- 0.1），碰撞参量在50 kpc < R < 1 Mpc的范围内。这些结果与平坦旋转曲线的观测一起意味着，在任何引力理论中，光子必须经历（接近）两倍于以光速运动的大质量粒子的偏转（至少在这些物理尺度上）。完整的SDSS数据集还将对透镜信号的不对称性和偏转定律随星系类型的变化敏感。检测到这两种效应中的任何一种都将代表一个独立的确认，即星系是暗物质主导的;相反，剪切信号的方位角对称性将排除大多数结构形成模拟所预测的典型椭圆形晕。
2001-06-06 astro-ph
Truncation of galaxy dark matter halos in high density environments
我们的目标是限制暗物质晕居住在高密度环境中的属性，例如在大质量星系团中的情况。我们使用星系-星系透镜技术，利用极大似然方法来约束透镜的参数。它已被证明，这样的技术提供了强大的约束的参数，表征星系晕，以及这些晕的光圈质量。在这个分析中，我们只使用弱剪切数据，不包括强透镜约束。本文介绍了在z~0.2的大质量X射线发光星系团的均匀样本中星系-星系透镜效应的研究结果。用CFH 12 k仪器在三个带中观察到这些。我们发现这些星系团中的暗物质晕是紧凑的相比，在这个红移的孤立场星系的同等亮度的推断：半质量半径被发现小于50千秒差距，平均总质量的顺序为0.2 10^{12} M_太阳。这是在良好的协议与以前的星系星系透镜的结果和数值模拟，特别是与潮汐剥离的情况。因此，我们提供了一个强有力的确认潮汐截断从一个均匀的样本的星系团。此外，这是第一次利用星系-星系透镜技术从地面数据成功探测星系团。
2006-10-16 astro-ph
Non-parametric Reconstruction of Cluster Mass Distribution from Strong Lensing: Modelling Abell 370
本文描述了一种新的非参数方法，用于重建具有强透镜效应的星系团的质量分布，即，从背景星系的多幅图像中。观测到的位置和红移的图像被认为是刚性约束，并通过透镜（光线跟踪）方程，他们提供给我们的线性约束方程。这些约束将质量分布限制在某个允许的区域内，然后通过线性规划来找到。在这个允许的区域内，我们详细研究了具有最小质量-光变化的质量分布;还有一些其他的，例如最平滑的质量分布。该方法适用于广泛研究的集群阿贝尔370，其中主机一个巨大的发光弧和其他几个多重成像的背景星系。我们的质量图受到观测到的位置和红移（光谱或模型推断由以前的作者）的巨型弧和多个图像系统。从\a 370获得的重建图显示了详细的质量分布，其子结构与光分布完全不同。该方法预测的双峰性质的集群和投影的质量分布确实是拉长沿轴定义的两个占主导地位的CD星系。但质量分布的峰值似乎偏离了cd的中心。我们还提出了一个估计的集群的中心区域的总质量。这与先前的质量测定结果非常一致。中心区域的总质量为M=（2.0-2.7）10^14 Msun/h50，取决于所选的解。
1998-01-14 astro-ph
An S-shaped arc in the galaxy cluster RXJ0054.0-2823
星系团RX J0054.0-2823的中心在z = 0.292处是一个动态活跃区域，其中包括一个由三个星系组成的相互作用系统，周围环绕着一个大的星系团内光晕。我们在这里报告发现的S形特征的总长度为11角秒在这个集群的中心区域，并讨论其物理性质。我们通过对星系团中心部分的质量建模来检验引力透镜假设。我们非常自然地再现了这个S形特征的位置和形式，作为红移在0.5和1.0之间的引力透镜背景物体。我们的结论是，透镜性质是这个S形弧的非常可能的解释;最终的证据将是光谱学的确认，通过测量这个细长特征的高红移，表面亮度V~ 24 mag/arcsec 2。
2006-09-29 astro-ph
Discovery of a New Quadruple Lens HST 1411+5211
引力透镜是探测星系质量分布的重要工具。在这封信中，我们报告了在星系团CL 140933 +5226的WFPC 2存档图像中发现的新的四透镜HST 1411+5211。如果星系是星团的成员，那么它的红移是$z=0.46$。源的图像在WFC中出现未解析，这意味着源是类星体。我们把透镜模拟成单个星系和一个星系加一个星团。后一种模型产生了与图像位置的良好拟合，以及星系和星团的合理参数，使HST 1411+5211很可能是引力透镜。源红移的确定和透镜红移的确认将使我们能够对透镜星系的质量分布施加强有力的约束。
1998-06-19 astro-ph
Probing the Slope of Cluster Mass Profile with Gravitational Einstein Rings: Application to Abell 1689
围绕大质量星系形成的引力“环”的强透镜模型对附近质量凝聚产生的外部剪切和会聚的幅度很敏感。在目前的广域观测中，现在可以发现大量的环，通常每平方度10个引力环。我们建议系统地研究星系团周围的引力环，以探测强透镜区以外的星系团质量分布。对于星系团与多弧系统，我们发现，在不同的距离从集群中心的环可以改善模型，通过约束集群质量分布的斜率。我们概述了简单的数值模拟方法的原理，并将其应用到最近发现的3个环Abell~1689。特别是，3个环的透镜建模证实，集群是双峰的，并有利于在集群半径$\sim 300 \kpc$的质量分布比等温更陡的斜率。这些结果进行了比较与以前的透镜建模Abell~1689，包括弱透镜分析。由于Abell~1689中复杂的质量分布所带来的困难，我们认为环方法将更好地实现在更简单和松弛的集群。
2008-01-10 astro-ph
ULAS J234311.93-005034.0: A gravitational lens system selected from UKIDSS and SDSS
我们报告一个新的引力透镜系统的发现。这个天体ULAS J234311.93-005034.0是第一个使用新的UKIRT红外深空巡天（UKIDSS）和斯隆数字巡天（SDSS）选中的天体。ULAS J234311.93-005034.0系统包含一个红移为0.788的类星体，它是双重成像的，间距为1.4”。这两个类星体的图像具有相同的红移和相似的光谱，尽管不是完全相同。这个透镜星系是通过从凯克望远镜拍摄的R波段图像中减去点扩散函数而探测到的。透镜星系也可以通过减去A和B图像的光谱来检测，因为更多的星系光可能存在于后者中。没有从星系中确定红移，尽管它的光谱形状表明红移约为0.3。该天体的透镜状态是安全的，因为两个具有相同红移的天体与一个透镜星系一起被识别出来。我们的成像表明，透镜是在一个集群环境中发现的，其中候选的弧形结构，需要确认，在附近可见。由于UKIDSS的深度及其总体良好的视觉条件，UKIDSS调查中的镜片的进一步发现可能是该计划的一部分。
2008-03-31 astro-ph
ISAAC/VLT observations of a lensed galaxy at z=10.0
我们报告的第一个可能的光谱确认z 10.0星系从我们正在进行的搜索遥远的星系与ISAAC/VLT。z >~ 7的星系候选者是从引力透镜星团核心的超深JHK图像中选出的，这些图像也可以获得深光学成像，包括HST数据。这里报告的物体，在阿贝尔1835之后发现，在J波段检测到一条微弱的发射线，当被确定为Ly-a时，z=10.0，与光度红移测定非常一致。由于我们讨论的各种原因，红移z < 7是非常不可能的。该物体位于对应于z=9至11的临界线上。放大系数μ的范围从25到100。对于这个物体，我们估计SFR（Ly-a）（0.8-2.2）Msun/yr和SFR（UV）（47-75）Msun/yr，两者都没有对透镜进行校正。陡峭的紫外线斜率表明这是一个年轻的天体，尘埃消光可以忽略不计。SED与年轻的低金属丰度恒星星族模型拟合（采用mu=25），得到透镜校正后的恒星质量为M*~8.e+6 Msun，光度为2.e+10 Lsun，对应的暗物质晕质量通常为M_tot>~ 5.e+8 Msun。总的来说，我们的观测表明，在良好的条件下，利用地面8- 10米级望远镜，利用强引力透镜直接观测接近"黑暗时代“的星系是可行的。
2004-03-01 astro-ph
Discovery of a Strongly Lensed Galaxy at z=3.9 behind a z=0.83 Galaxy Cluster
我们报告的发现和光谱确认的三个引力透镜图像的星系在z=3.9的背景下，一个遥远的，丰富的星系团在z=0.83，在观测的基础上与模糊对象相机和摄谱仪（FOCAS）的斯巴鲁望远镜。我们构建了一个简单的透镜模型的集群质量分布的基础上Jee等人。的弱透镜质量估计从深，高分辨率的图像由先进相机的调查（ACS）的哈勃太空望远镜。透镜模型可以同时考虑所观察到的图像配置和位于接近临界曲线的较近对的通量比。这三个图像的奇偶性也符合透镜效应假说。由于该星系由于放大率的红移而显得明亮（i '_{AB} \sim 23.7），因此它是一个很好的高红移目标，我们可以在多波长成像和光谱学的基础上对它进行广泛而详细的研究。
2005-09-30 astro-ph
Observing z>7 sources with the GTC
我们提出了从我们的试点超深近红外调查与ISAAC/VLT，旨在检测z>7源使用透镜集群作为自然引力望远镜的第一个结果。PopIII和极端贫金属恒星爆发的演化合成模型已被用于推导这些高z星系的预期观测特性，例如预期的星等和颜色，主发射线的线通量，这些模型使我们能够根据宽带近红外测光结合传统的Lyman drop方法定义相当稳健的选择标准，以发现z~ 7-10星系。out技术。透镜团簇核心的放大提高了搜索效率和随后的光谱跟踪。用于识别源的方法和获得的第一个结果，特别是第一次光谱确认的z=10的候选人。未来的近红外多目标设施，如EMIR/GTC和KMOS/VLT-2，以及后来的JWST，将大大提高研究效率。
2004-04-06 astro-ph
The Top Ten List of Gravitational Lens Candidates from the HST Medium Deep Survey
在HST中深巡天（MDS）的WFPC 2图像和原始观测档案中，共发现了10个引力透镜的候选者。这些候选透镜是独特的HST发现，即它们是在透镜化物体和透镜化源图像之间具有亚弧秒间隔的微弱系统。它们中的大多数是难以进行地面光谱确认或测量透镜和源红移的物体。七个是“强透镜”候选者，似乎有多个图像的来源。其中三个例子是源星系的单一图像被显著扭曲成弧形。Ratnatunga等人在1995年（ApJL，453，L5）中报道了前两个四重透镜候选者。我们报道了随后的八个候选者，并基于奇异等温势的假设用简单的模型描述了它们。一些候选者的简单模型的残差表明，一旦它们被证实是透镜，可能需要一个更复杂的模型来解释观测的全部结构细节。我们还讨论了有效的调查区域，这是搜索这些候选镜头对象。
1999-02-06 astro-ph
Where is the matter in the Merging Cluster Abell 2218?
基于HST ACS数据，提出了Abell 2218星系团的参数强透镜模型.我们约束的透镜模型使用8个以前已知的多重成像系统，其中7个光谱确认红移。此外，我们提出了五个候选的多重成像系统，并估计他们的红移使用我们的质量模型。模型参数在源平面中通过如在公开可用的软件Lensool中实现的baidu蒙特卡罗马尔可夫链来优化。我们发现rms=0。“12表示源平面中源的散射，其转换为rms=1。在图像平面中的预测图像位置和测量图像位置之间的“49”。我们发现，Abell 2218的投影质量分布是双峰的，这是支持的光分布的分析。我们还发现了速度空间中两种结构的证据，它们之间的距离约为1000 km/s，对应于两个大尺度的暗物质团块。我们发现，仅利用与星系团有关的暗物质晕不能很好地再现透镜效应的限制，而需要暗物质在大尺度晕中平滑地分布。在100”处，封闭的投影质量是3.8e14太阳质量。在该半径处，大尺度晕贡献了约85%的质量。我们发现，该模型是不是很敏感的微弱的星系大小的晕，除非他们本地扰动一个给定的多重成像系统。因此，暗星系大小的子结构可以可靠地约束，只有当它局部扰动的系统之一。在附录中，我们给出了一个自包含的描述，我们使用的参数配置文件，双伪等温椭圆质量分布（dPIE）。该分布是具有核半径和尺度半径的双组分伪等温质量分布（PIEMD）。（节录）
2007-10-30 astro-ph
The Velocity Dispersion of MS1054-03: A Massive Galaxy Cluster at High Redshift
本文介绍了对高红移、大质量、X射线发光的星系团MS 1054 - 03的动力学研究结果。我们通过在现有的12个星团成员的基础上增加20个星团成员来显著增加已确认的星团成员的数量;使用已确认的成员，我们估计了MS 1054 - 03的红移、速度色散和质量。我们发现z=0.8329 +/- 0.0017，sigma = 1170 +/- 150 km/s，中心质量约为1.9 +/- 0.5 x 10^{15} h^{-1} M_{odot}（在R=1 h^{-1} Mpc; H_0 = 100 h km s^{-1} Mpc^{-1}，q_0=0.5范围内）。MS 1054 - 03是少数几个已知的高红移（z>0.5）星系团之一，也有X射线和弱透镜观测（Donahue et al. 1998; Luppino & Kaiser 1997）;我们发现我们的动态质量与两项研究的质量估计一致。MS 1054 - 03被确认为z~0.8的大质量星系团，这与一个开放的（Omega_M~0.3）或平坦的、以λ为主的（Omega_M+ Omega_{Lambda} =1）宇宙相一致。此外，我们比较了MS 1054 - 03的速度色散和X射线温度的低和中等红移的星系团的样本，以测试在sigma - T_x关系的演化，我们没有发现在这种关系的演化到z~0.8的证据。
1999-02-25 astro-ph
