A simultaneous maximum likelihood approach for galaxy-galaxy lensing and cluster lens reconstruction
在以前的论文中，我们研究了通过弱透镜约束星系团质量分布的方法。我们的结论是，一个全面的方法应该治疗的透镜效应的个别星系团星系和那些产生的一般集群组件同时进行。为此，我们现在开发一个非参数的极大似然集群重建算法，可以隐含地考虑到集群星系的存在。该方法包括一个类似熵的正则化处方，并直接使用的椭圆度作为观测值，而不是依赖于一个平均的椭圆度场的个别源星系的图像。用参数化模型描述了团星系的质量分布。对于每一组星系参数的集群重建算法允许确定的最佳代表性的全球基础集群组件是一致的存在下的集群星系和观察到的图像椭圆的背景星系。模拟测试产生了令人信服的和强大的结果。我们将该方法应用于星系团Cl 0939 +4713的WFPC 2图像，并获得了明亮的椭圆星系团星系透镜效应的检测。我们认为这一应用是对我们技术的一次成功测试。然而，我们分析的图像尺寸很小，还不能得出关于星系团星系质量分布的强有力的结论。
1998-05-05 astro-ph
Biased Dark Energy Constraints from Neglecting Reduced Shear in Weak Lensing Surveys
大尺度结构对遥远星系的弱引力透镜效应有望成为暗能量的有力探测器。通过测量大量背景星系的椭圆率，可以测量被称为“宇宙剪切”的微妙引力扭曲，并用于限制暗能量参数。然而，观测到的星系椭圆度不是由剪切引起的，而是由减少的剪切引起的，这也解释了图像的轻微放大。对于目前的弱透镜观测来说，这种区别可以忽略不计，但随着我们提高测量和理解小角度宇宙剪切模的能力，它将变得更加重要。我计算的剪切和约化剪切的功率谱和交叉谱的上下文中的差异，发现差异可能高达10%的最小可访问的角度尺度。我估计这种差异将如何偏置暗能量参数从两个弱透镜方法：弱透镜层析成像和剪切比方法称为偏移线性缩放。对于弱透镜层析成像，忽略减少剪切的影响将导致暗能量工作组考虑的未来调查测量暗能量参数，这些参数的偏差与其误差条相当。我主张在这样的调查中适当地考虑折减剪力，并为此提供了一个半解析公式。由于减缩剪力交叉谱不遵循偏置线性比例关系，剪力比法同样有偏，但显著性较小。
2008-12-03 astro-ph
Constraining $(Ω,Λ)$ from weak lensing in clusters: the triplet method
提出了一种新的几何方法，利用星系团中的弱引力透镜效应来约束宇宙学参数Ω和λ。在每个背景星系上，星系团通过角距离比D_{LS} / D_{OS}诱导出一个会聚项和一个剪切项，它们依赖于星系团的投影势和宇宙学参数（Ω，λ）。为了解开这三个量的影响，我们比较了位于透镜平面相同位置但具有不同色红移的每个三重星系的椭圆率的相对值。同时知道椭圆度和测光红移，可以建立一个不依赖于透镜势的（Omega，Lambda）的纯几何估计，并对每个统计噪声源进行了计算和比较。我们还分析了系统学，模拟导致了令人鼓舞的约束的曲率的宇宙，并可以区分一个开放的从一个平坦的宇宙。该测试还可以提供对Lambda的约束。通过使用20个VLT夜晚观测100个星团，我们可以在Ω+Λ=1时达到Lambda_{-0.2} ^{+0.3}，或者在Λ=0时达到Omega_{-0.25} ^{+0.3}。该方法甚至更好地适用于NGST上的大型程序。
1998-12-21 astro-ph
Detection of large scale intrinsic ellipticity-density correlation from the Sloan Digital Sky Survey and implications for weak lensing surveys
由大尺度结构引起的弱透镜剪切功率谱是一种新兴的精确宇宙学工具，特别是用于测量低红移下暗能量对结构生长的影响。系统误差的一个潜在来源是邻近星系的椭圆度的内在对齐（II相关性），它可以模仿由于透镜的相关性。Hirata and Seljak（2004）指出的一个相关的可能性是星系的内禀椭圆率与导致引力透镜剪切的密度场之间的相关性（GI相关性）。我们提出的限制，使用265 908光谱星系的SDSS的II和GI的相关性，并使用星系作为示踪剂的GI分析的情况下的质量。SDSS中红移的可用性使我们能够选择小径向间距的星系，这既减少了内在对准测量中的噪声，又抑制了星系-星系透镜效应（否则会淹没GI相关性）。虽然我们没有发现II相关性的检测，但我们的结果与最近使用SuperCOSMOS调查发现的检测结果在统计上是一致的。相比之下，我们有一个清晰的检测GI相关性的星系比L*，持续到最大尺度探测（60 Mpc/h）和理论模型预测的符号。这种相关性可能会导致现有的透镜调查在z~1低估波动的线性幅度高达20%，这取决于所使用的源样本，而在z~0.5的调查，低估可能达到30%。（节录）
2006-03-27 astro-ph
Weak gravitational lensing in the standard Cold Dark Matter model, using an algorithm for three-dimensional shear
我们调查的影响，弱引力透镜在标准的冷暗物质宇宙学，使用一种算法，该算法评估的剪切在三维空间。该算法具有可变软化的颗粒的优点，我们的方法允许适当的角直径的距离被应用到每个三维模拟框内的每个评估位置。我们研究了距离-红移关系中切变的重要性，发现它是很小的。我们还建立了明确定义的值的平滑参数的关系，发现它的值至少是0.88在所有的红移在我们的模拟。从我们的结果中，通过将模拟框连接回源红移4，我们能够观察到结构的形成，根据计算的剪切，并注意到剪切的主要贡献来自非常广泛的红移范围。我们给出了放大率、源椭圆率和会聚度的概率分布，并描述了一系列源红移下这些量之间的关系。我们发现了一个广泛的放大率和椭圆率;对于红移为4的源，97{1/2}%的所有视线显示放大率高达1.3，椭圆率高达0.195。有明显的证据表明，放大率是不是线性的收敛，如可能预期的弱透镜，但包含的贡献，从高阶项的收敛和剪切。
1999-01-12 astro-ph
Simulating Weak Lensing by Clusters and Large-Scale Structure
本文介绍了从模拟的有噪声的弱透镜数据中估计宇宙学参数的一些结果。通过N体模拟的射线追踪的数值模拟已经被用于生成由于大尺度结构的透镜效应而引起的剪切和会聚图。噪声由于有限数量的星系的内在椭圆率被添加。在这篇文章中，我们提出了我们的主要结果估计的功率谱和密度参数欧米茄弱透镜数据几度大小的字段。我们还表明，有显着的形态差异，在弱透镜星系团的地图中形成的模型与不同的欧米茄值。
1999-01-21 astro-ph
On Combining Lensing Shear Information from Multiple Filters
我们考虑在测量透镜剪切从成像数据在多个过滤器的可能的增益。星系的形状在不同的滤波器之间可能会有很大的不同，因此同一个星系会提供多个剪切样本。在另一个极端，如果星系的形状在不同的滤波器中是相同的，人们可以将它们结合起来，以提高信噪比，从而增加微弱的高红移星系的有效数密度。我们使用GOODS数据集来测试这些情况下，通过计算协方差矩阵的星系椭圆度在四个视觉过滤器（B，V，i，z）。我们发现，星系的形状是高度相关的，并估计通过结合它们的形状在星系数密度的增益。
2007-11-28 astro-ph
First detection of galaxy-galaxy-galaxy lensing in RCS. A new tool for studying the matter environment of galaxy pairs
弱的引力透镜效应，即引力潮汐场对星系图像的微小相干畸变，可以用来研究物质与星系分布之间的关系。在这种情况下，弱透镜迄今为止只被用于考虑一个二阶关联函数，它将物质密度和星系数密度作为分离的函数。我们实现了两个新的，三阶关联函数，最近在文献中提出的，并将其应用到红色序列集群调查。我们证明，它是可能的，即使已经存在的数据，使三阶透镜相关性的显着测量。我们开发了一个优化的计算机代码的关联函数。为了测试其可靠性，进行了一组测试。将关联函数转换为孔径统计，这允许对数据中的剩余系统性进行容易的测试。为了进一步验证我们的测量的鲁棒性，当随机化源椭圆度时，信号消失。最后，将透镜效应信号与基于晕圈模型的粗略预测进行比较。在大约1角分到11角分的角尺度上，发现两个透镜位置和一个源椭圆率之间存在显著的三阶相关，我们讨论了这种关联函数作为研究星系对平均物质环境的一种新工具。将两个源椭圆度和一个透镜位置相关联，产生了在4弧分的尺度上不太显著但仍然可检测的信号。这两个信号大致都在支持其宇宙学起源的理论所预期的范围内。[删节]
2008-01-08 astro-ph
Gravitational Lensing of Supernovae Type Ia by Pseudo Elliptic NFW Haloes
本文讨论了质量晕中物质分布的椭圆性对超新星观测的影响。利用伪椭圆Navarro-Frenk-White（NFW）质量模型计算了Ia型超新星强透镜效应引入的增益因子和观测率。我们调查如何以及在何种程度上的质量分布的偏转晕的椭圆率可以影响调查宇宙学上遥远的超新星。我们使用红移为$z_{d}=0.2$、$z_{d}=0.5$和$z_{d}=1.0$的$1.0 \times 10^{12} h^{-1} M_{\odot}$和$1.0 \times 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$的晕质量，椭圆度高达$ε=0.2$。
2006-08-07 astro-ph
The effects of ellipticity and substructure on estimates of cluster density profiles based on lensing and kinematics
我们解决的问题，如何以及星系团的密度分布可以确定强透镜和速度色散数据相结合。我们使用宇宙学的暗物质模拟集群来测试方法的可靠性，产生模拟目录的切向和径向引力弧和模拟径向速度色散分布的集群最明亮的中央星系。模拟集群的密度分布密切遵循NFW的形式，但我们发现，恢复值的内斜率被系统低估，约0.4的平均值，如果假设透镜是轴对称的。然而，如果考虑到的椭圆度和取向的等值线的集群透镜潜在的，那么内斜率可以恢复相当准确的一个显着的子集的集群，其中心表面密度分布出现最规则的。这些具有椭圆率在0.15-0.4范围内的透镜势。进一步的模拟沿着许多随机的视线投射一个集群表明，即使对于较低的椭圆度，中心斜率被$\sim 10-35%$低估。这些模拟紧密地模仿了过去的观察（参见例如Sand等人，2004年），这表明，现有的估计中心斜坡可能偏向于低值。对于其余的集群，其中的透镜势强烈扰动的积极合并或子结构，正确的测定的内部斜率需要一个更准确的模型的镜头。当晕配置文件是由一个广义NFW配置文件建模，我们发现，推断的尺度半径和特征密度，不像内斜率，一般约束不佳，因为这两个参数之间有很强的退化。
2007-07-18 astro-ph
An optimal filter for the detection of galaxy clusters through weak lensing
我们构建了一个线性滤波器，用于检测弱透镜数据中的暗物质晕。该滤波器假定晕剪切模式的平均径向轮廓，并通过噪声功率谱来修改该形状。为了将暗物质晕与大尺度结构透镜效应引起的伪峰分离，我们将噪声建模为由大尺度结构引起的弱透镜效应和来自随机星系位置和内禀椭圆率的泊松噪声组成。针对噪声的最佳滤波要求最佳滤波器尺度小于典型晕圈尺寸。虽然一个完美的分离杂散大尺度结构峰的晕是严格不可能的，我们使用数值模拟来证明，我们的过滤器产生更灵敏，可靠和稳定的结果比常规使用的孔径质量统计。
2004-12-22 astro-ph
Gravitational Lensing and Cluster of Galaxies
多重图像，巨大的弧，爱因斯坦十字，折叠，尖点，唇，焦散线，临界线，源，映射，时间延迟，弧，弱剪切，放大偏差，耗尽，椭圆，偏振，涂抹，收敛，内核，质量重建，子结构，暗晕，自然望远镜，放大，遥远的星系，最微弱的源......这是在星系团中使用引力透镜时最喜欢使用的术语的非详尽列表。在这里，我将介绍作为现代观测宇宙学有用工具的星系团透镜。我将总结我们在强和弱区域中的团簇质量分布方面所学到的知识，以及我们将在团簇物理方面获得的信息。我将强调使用星团透镜作为探测遥远宇宙的天然望远镜的好处。
2000-09-25 astro-ph
A New Algorithm for Computing Statistics of Weak Lensing by Large-Scale Structure
我们描述了一个有效的算法来计算弱透镜统计的大尺度结构的基础上平铺一套独立的粒子网格N体模拟望远镜的分辨率沿视线。这种效率使我们不仅可以预测的平均性能的透镜观测，如功率谱，偏度和峰度的收敛，而且其采样误差为有限的视野，这本身是至关重要的宇宙学意义的评估意见。我们发现，nongaussianity的分布大大增加的偏度和峰度在几个到几十个弧分制度的采样误差，而那些功率谱只是略有增加，甚至到波数的散粒噪声从星系的固有椭圆率将可能占主导地位的错误。
2000-02-18 astro-ph
The noise of cluster mass reconstructions from a source redshift distribution
星系团表面质量密度的无参数重建是弱引力透镜的主要应用之一。从背景星系图像的可观测椭圆率出发，估算了质量分布的潮汐引力场（切变），并构造了相应的表面质量密度。由此产生的质量图的噪声在这里进行了研究，概括了以前的工作，其中主要包括由于固有的星系椭圆的噪声。然而，如果透镜非常弱，这将主导噪声预算，对于靠近集群中心的中强透镜机制，其他噪声源变得重要，甚至占主导地位。特别是，散粒噪声，由于泊松分布的星系图像，并增加散粒噪声，由于星系的角位置和红移的相关性，可以产生显着更大的噪声水平比，从内在的椭圆度。我们估计的贡献，从这些各种影响的两个广泛使用的平滑操作，表明其中之一，有效地消除了泊松和相关噪声的星系的角位置。噪声源，由于星系的红移的传播仍然存在于优化的估计，并在许多情况下显示是相关的。我们展示了如何（甚至近似）红移信息可以有利地用于减少质量图中的噪声。各种噪声项对相关参数（透镜红移，强度，平滑长度，背景星系的红移分布）的依赖性进行了明确的计算和简单的估计。
2001-11-20 astro-ph
Designing Weak Lensing Surveys: A Generalised Eigenmode Analysis
研究了各种二阶弱透镜统计量的估计，如剪切关联函数xi_ \pm和孔径质量色散<M_ap^2>，它们可以直接由弱透镜剪切映射构造.我们比较这些估计可以用来约束宇宙学参数的效率。为此，我们介绍了弱透镜调查的Karhunen-Loeve（KL）本征模分析技术。这些工具被证明是非常有效的诊断优化调查策略。这些工具的有用性，以研究角面元的效果，深度和宽度的调查和噪声的贡献，由于内在的椭圆度和源星系的数量密度上的宇宙学参数的估计被证明。从独立分析的各种参数和联合估计的结果进行了比较。我们还研究了各种宇宙学和调查参数之间的简并如何影响与这些参数相关的本征模。
2005-11-17 astro-ph
Cluster Ellipticities as a Cosmological Probe
利用大尺度宇宙学模拟研究了星系团的椭圆率对宇宙学参数的依赖性。对于具有不同平均密度$Ω_m$和质量涨落幅度$σ_{8,0}$的LCDM模型，我们确定了红移为1的星系团椭圆率。所有模型的平均椭圆率随红移单调增加。$σ_{8,0}$的值越大，即，团簇形成时间越早，椭圆率越低。对于高质量团簇，在$0.2 \leq Ω_m \leq 0.5$范围内，椭圆率对$Ω_m$的依赖性相对较弱。平均椭圆率$\bar{e}(z)$随着星系团红移$z$的波动幅度线性减小，几乎与$Ω_m$无关;平均而言，较老的星系团更松弛，因此椭圆度更小。椭圆率的平均值的分布近似为高斯分布，允许一个简单的表征椭圆率随宇宙学参数的函数红移的演化。在$z=0$中，高质量团簇的平均椭圆率由$\bar{e}(z=0) = 0.248-0.069 σ_{8,0} + 0.013 Ω_{m,0}$近似。这种关系开辟了一种可能性，即与未来的观测大集群样本相比，平均集群椭圆率及其演变可以作为一个新的，独立的工具来约束宇宙学参数，特别是质量波动的幅度，$σ_{8,0}$。
2005-11-28 astro-ph
Weak Lensing by High-Redshift Clusters of Galaxies - I: Cluster Mass Reconstruction
本文给出了六个高红移（z > 0.5）X射线选择星系团的弱透镜巡天结果。我们用凯克望远镜获得了每个星团的超深R波段图像，并测量了每个星团的弱透镜信号。从背景星系的椭圆率，我们创建每个集群的表面质量密度的二维地图。我们发现，在质量重建中看到的子结构通常同意与子结构的集群星系分布和X射线图像的集群。我们还测量了透镜信号的一维径向轮廓，并将其与等温球体和“通用”CDM轮廓拟合。我们发现，更大的质量集群是不太紧凑，不适合等温球的质量较小的集群，可能表明他们仍然在崩溃的过程中。
2000-01-20 astro-ph
Unveiling dark halos in lensing galaxies
我们提出了一个空间分辨比较的恒星质量和总质量的表面分布的9个早期类型的星系。这些星系是斯隆透镜ACS巡天（或SLACS; Bolton et al. 2006）的一个子集。通过探索再现透镜图像的像素化质量模型来获得总质量分布。恒星质量分布是由适合透镜星系光度学的星族综合模型导出的。还计算了非线性-主要是模型退化。恒星可以解释内部区域的所有质量。事实上，萨尔彼得IMF在内部区域提供了太多的恒星质量，因此似乎被排除在外。暗物质在半光半径处变得重要，并在更大的半径处变得越来越占主导地位。恒星和黑暗的成分是紧密对齐的，但实际的椭圆度是不相关的。最后，我们试图直观地总结的结果，渲染的密度，恒星与黑暗的比例，和不确定性作为假彩色地图。
2007-10-16 astro-ph
Implication of Omega_m through the Morphological Analysis of Weak Lensing Fields
我们应用二维等高线图的形态学描述，即所谓的Minkowski泛函（面积分数、周长和欧拉特征），对由射线追踪模拟产生的剪切图重建的大尺度结构的收敛场$κ(\bmθ)$进行描述。结构形成的微扰理论已经表明，在弱非线性区域中关于阈值的Minkowski泛函上的非高斯特征是由$κ$的三个偏斜度参数引起的，这三个偏斜度参数对物质的密度参数$Ω_{\rm m}$敏感。我们表明，在没有噪声，由于源星系的内禀椭圆率，微扰理论的结果可以恢复，$Ω_{\rm m}$测定的准确性提高了$\sim 20%$使用的Minkowski泛函相比，传统的方法使用的直接测量的偏度。
2001-04-02 astro-ph
Reconstruction of Cluster Masses using Particle Based Lensing I: Application to Weak Lensing
提出了一种新的引力透镜技术-粒子透镜（PBL）技术，用于星系团的质量重建。传统上，大多数方法都采用有限反演或网格化，将观测到的透镜星系椭圆率转化为对星系团表面质量密度的估计。我们从不同的角度来处理这个问题，在光滑粒子流体动力学的多尺度分析的成功的动机。在PBL中，我们把每个透镜星系作为一个粒子，然后重建的潜力，通过平滑的本地内核与可变的平滑尺度。通过这种方式，我们可以调整重建以在整个过程中产生恒定的信噪比，并最大限度地利用高信息密度的区域。PBL被设计成包括所有透镜观测量，包括来自强透镜的多个图像位置和通量，以及包括剪切和弯曲的弱透镜信号。然而，在本文中，我们描述了一个剪切重建，并将该方法应用于几个测试用例，包括模拟透镜集群，以及研究良好的“子弹头”（1 E0657 -56）。在前一种情况下，我们表明，PBL能够更好地识别尖点和子结构比基于网格的重建，在后一种情况下，我们表明，PBL是能够识别子结构的子弹集群，甚至没有利用强大的透镜测量。我们还公开了我们的代码。
2008-06-13 astro-ph
Principal Component Analysis of Weak Lensing Surveys
我们研究退化之间的宇宙学参数和测量误差从宇宙剪切调查使用主成分分析的Fisher矩阵。我们模拟现实的调查拓扑结构与非均匀的天空覆盖，并量化调查的几何形状，深度和噪声的影响，从内在的星系椭圆的参数误差。这种分析使我们能够优化测量几何。利用剪切两点关联函数和孔径质量色散，我们研究了由Omega_m，Omega_Lambda，sigma_8，形状参数Gamma，光谱指数n_s以及源星系分布参数组成的多维参数空间中的各种简并方向。如果只有三个参数是从弱透镜数据，一个单一的主成分是占主导地位的，并包含所有信息的主要参数退化和他们的错误。Fisher矩阵的主导主成分的方差显示了具有小宇宙方差的调查策略的最小值，并测量了高达几度的剪切相关性[删节]。
2006-03-01 astro-ph
A measurement of weak lensing by large scale structure in RCS fields
本文分析了红序列星系团巡天（RCS）~24平方度的R_C波段成像数据，测量了1 ~ 30弧分尺度上星系椭圆度之间的超额相关。我们使用了来自两个不同望远镜的数据：约16.4平方度的CFHT数据和约7.6平方度的CTIO 4米数据，分布在13个相距甚远的斑块上。第一次可以直接比较使用不同仪器测量的透镜信号，这为弱透镜分析本身提供了重要的测试。从这两台望远镜得到的测量结果很吻合。对于透镜分析，我们使用的星系的极限星等为R_C=24，其红移分布是已知的相对较好。这使我们能够限制一些宇宙学参数。对于目前比较受欢迎的$Λ$ CDM模型$(Ω_m=0.3, Ω_Λ=0.7, Γ=0.21)$，我们得到了$σ_8=0.81^{+0.14}_{-0.19}$（95%置信度），与Van Waerbeke等人（2001）使用较暗星系（因此是高红移星系）的结果一致。这两个非常不同的弱透镜研究之间的良好协议表明，弱透镜是一个有用的工具，在观测宇宙学。
2002-02-14 astro-ph
Cosmic shear as a tool for precision cosmology: minimising intrinsic galaxy alignment-lensing interference
宇宙剪切导致了观测到的星系椭圆率的相关性，这种效应被用来限制宇宙学参数，并探索宇宙中暗物质和暗能量的演化。然而，一个可能的系统污染的透镜信号是内在的星系排列，与几个兆位差距的相关长度。Hirata & Seljak（2004）最近证明，对于某些固有失真模型，在固有信号和透镜信号之间也可能存在互相关，这可能主导固有信号，并将透镜功率谱抑制百分之几十。与纯粹的内在信号不同，这个新的术语不能通过忽略或降低物理上接近的星系对来解释。扩展的关联函数层析成像方法的国王和施耐德（2003年），我们说明了如何影响的内在和互相关可以显着减少，在调查的背景下与光度红移信息。对于~100平方英尺的地基宇宙剪切测量，度的光度红移，即使在系统的污染物的存在下，在这里考虑的水平，宇宙模型退化的欧米茄_m-sigma_8平面可以区分以及超过3-sigma水平。
2005-06-19 astro-ph
Weak Lensing of the CMB: Extraction of Lensing Information from the Trispectrum
本文讨论了由于大尺度结构的介入而产生的弱引力透镜效应引起的CMB温度和偏振各向异性的四点关联函数，即傅里叶空间中的三谱。我们讨论的平方温度功率谱作为一个探针，这三谱，更重要的是，作为一种观测方法来提取的功率谱的偏转角与弱引力透镜效应的CMB。我们通过计算非高斯噪声的贡献，超出了先前讨论的主导高斯噪声，从CMB数据的三谱和相关的弱透镜重建扩展以前的讨论。非高斯噪声贡献由透镜效应本身以及由透镜效应与CMB中的其他前景二次各向异性（诸如Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应）之间的相关性产生。当SZ效应从温度图中删除使用其光谱依赖性，我们发现这些额外的非高斯噪声的贡献是一个数量级低于占主导地位的高斯噪声。如果去除由于温度平方功率谱的主导高斯部分引起的噪声偏置，则这些附加的非高斯贡献为透镜重构提供了限制噪声水平。温度平方功率谱允许透镜偏转的高信噪比提取和由于暴胀引力波导致的卷曲（或B模式）偏振与由于透镜梯度（或E模式）偏振的无混淆分离。小角度尺度的温度和偏振各向异性测量提供了一种新的方法，弱透镜的研究，补充的方法的基础上星系椭圆。
2002-04-03 astro-ph
Detection of shear due to weak lensing by large-scale structure
我们提出了一个相干剪切信号在一个领域中包含z=1.2的无线电源PKS 1508 -05的证据。由于在靶向该场之前没有已知的干预质量浓度，我们将该信号解释为由于大尺度结构的弱透镜效应。这一结果是对Fort等人（1996）在三个高红移类星体/射电源场中的观测结果进行重新分析的结果。几个测试的信号的鲁棒性进行：细分的领域和测试使用模拟数据与随机的椭圆度方向;使用像素到像素的自相关函数的方法来测量剪切;使用关联函数的星系椭圆度与自举响应估计误差，并找到典型的角分离，占主导地位的信号。我们发现，PKS 1508 -05的字段包含一个强大的剪切信号，是相干的2'2'字段。使用上述测试，在高显著性水平（99.6%）下检测到信号。在1'尺度上的剪切振幅约为3%，这与大尺度结构的弱透镜效应的理论预期一致。
1997-05-16 astro-ph
Theory and Statistics of Weak Lensing from Large-Scale Mass Inhomogeneities
宇宙中大尺度质量不均匀性引起的弱透镜效应导致了观测到的遥远源椭圆率的相关性。我们首先回顾这些相关性所需的谐波分析和统计，并讨论预测信号的计算。我们考虑椭圆率关联函数，均方椭圆率，椭圆率功率谱，和一个全球最大似然分析，以隔离弱透镜信号的数据。估计的灵敏度调查的一个给定的区域，表面密度，和平均内在源椭圆率。然后，我们将我们的结果应用到第一次无线电源调查。我们预测的均方根椭圆率约为0.011在$1^\circ \times 1^\circ$像素和0.018在$20' \times 20'$像素，如果功率谱被归一化为$σ_8 Ω^{0.53} = 0.6$，所示的集群丰度。在某些模型中，如果将功率谱归一化为COBE各向异性，则信号明显更大。从第一红移分布的不精确知识的预测的不确定性是约25%的均方根椭圆。我们表明，第一应该能够作出统计上显着的检测集群丰度归一化功率谱的弱透镜信号。
1997-12-02 astro-ph
Entropy-regularized Maximum-Likelihood cluster mass reconstruction
本文提出了一种从背景星系图像畸变中重建星系团二维质量图的新方法。与大多数以前的方法，直接将局部平均图像椭圆度质量地图（直接方法），我们的熵正则化极大似然方法是一个逆的方法。虽然计算上有点昂贵，但我们的方法允许在透镜信号足够强的集群的那些部分中具有高空间分辨率。此外，它允许直接合并附加约束，例如放大信息或强透镜特征。使用合成数据，我们比较我们的新方法直接的方法，确实发现了实质性的改善，特别是在质量峰的重建。与以前发表的逆方法的主要区别进行了讨论。
1998-03-04 astro-ph
Lensing from the Light-Traces-Mass Map of MS1224+20
MS 1224 +20星系团是一个高光度X射线源，z=0.325。为了比较透镜质量和维里质量，我们在一个$7\arcm\times9\arcm$场中完成了一个均匀的、高精度的红移测量，获得了75个红移。30个星系团的速度色散为$775$ \kms，投影谐波半径为0.32 \hmpc。维里质量为$2.1\times 10^{14} h^{-1} \msun$。修正没有红移的暗淡星系团，并允许星系光度函数适度演化，得到当前纪元的质光比$M/L_V(0)=255h \msun/\lsun$。同一字段包含一个具有$σ_v\simeq 500$ \kms的$z=0.225$群集和一个具有$σ_v\simeq 400$ \kms的$z=0.412$组。星系团的引力场导致了图像的椭圆度，这些椭圆度是从光迹质量密度分布计算出来的，并与Fahlman \et（1994）观测到的平均切向畸变进行了比较。在1.5和3维里半径之间，观察到的透镜畸变比光迹质量模型和维里M/L预测的强$4\pm2$倍。
1994-02-14 astro-ph
The Effects of Multiple Weak Deflections in Galaxy-Galaxy Lensing
使用哈勃深场（北）和侧翼场研究在相对深的成像数据（z_lens ~ 0.6，z_source ~ 1.2）中沿视线的多次弱透镜偏转的发生。光线追迹模拟的星系星系透镜在HDF-North表明，适当的包含多个弱偏转是重要的一个正确的预测的净剪切大多数来源，并为一个给定的源红移的多个弱偏转的数量在很大程度上是不敏感的宇宙学。当然，多个弱偏转对弱透镜信号的幅度的影响是所采用的晕参数的强函数。然而，与晕圈参数无关，在超过50%的源获得γ< 0.01的净切变的情况下，离源最近的透镜（在天空上的投影中）不是最强的透镜。此外，多个弱偏转导致透镜中心附近的切向剪切大于源星系仅被最近透镜化时发生的切向剪切。此外，多个弱偏转引起相关的图像椭圆，并占相当数量的总宇宙剪切信号在小角度尺度上的Lambda CDM和开放CDM模型。
2004-09-15 astro-ph
Intrinsic alignments of galaxies and their effects on weak lensing detections of mass concentrations
在本文中，我们研究背景星系的内在排列对质量浓度的弱透镜探测的影响。具体来说，我们分析了透镜收敛映射中固有椭圆性导致的假峰的数量计数。包括源星系的排列，收敛$κ$-图中来自内禀椭圆星系的全部噪声方差可以写成$σ^2_0=σ^2_{0ran}+σ^2_{0corr}$，其中$σ^2_{0ran}$是随机取向的源星系贡献的噪声，$σ^2_{0corr}$表示来自内禀排列的附加噪声。然而，在观测上很难测量$σ^2_{0corr}$，并且在弱透镜观测中通常只能估计$σ^2_{0ran}$。因此，观测信噪比通常是相对于$σ_{0ran}$来定义的，本文将其表示为$ν_{ran}$。则根据$σ_0$的真实信噪比$ν$为$ν=ν_{ran}/(1+σ^2_{0corr}/σ^2_{0ran})^{1/2}$。给定$ν_{ran}$上的检测阈值，$σ^2_{0corr}/σ^2_{0ran}$的较大值导致$ν$上的较低阈值，并因此导致较大的假峰的预期数量。使用$σ^2_{0corr}/σ^2_{0ran}\sim 10%$时，使用$ν_{ran}\ge 3.5$时的平均假峰数几乎是不考虑比对时的两倍，而对于$ν_{ran}\ge 5$，假峰数是三倍。结果，弱透镜簇检测的效率显著降低。（节录）
2007-06-27 astro-ph
Efficiency of weak lensing surveys to probe cosmological models
我们应用质量重建技术模拟了不同宇宙学尺度的大尺度结构引力畸变图，从2.5“到10度尺度。投影质量的重建使用非参数最小二乘法后，由于星系的固有椭圆率的噪声已被添加。剪切的星系是使用完整的透镜方程，没有任何假设，如弱透镜近似，或其他线性化。结果表明，在重建的地图的噪声作为一个完美的不相关的泊松噪声，在大尺度上没有传播。测量的功率谱和收敛的前四个时刻可以针对该噪声源精确地校正。对每个模型使用60个实现，我们表明，在红移z_s=1时，典型剪切背景布居为30 gal/arcmin ^2的5 × 5度弱透镜巡天能够探测功率谱的振幅，精度只有几个相干分量。这样的调查将导致开放（Ω =0.3）和平坦（Ω =1）模型之间的6 sigma分离。这种分离被证明是强大的对不同的假设的归一化或形状的功率谱，并不需要非常深的调查。的观测策略的最佳测量的功率谱和收敛的时刻进行了讨论。
1998-11-12 astro-ph
Searching for massive clusters in weak lensing surveys
我们探讨了弱透镜巡天定位大质量星系团的能力。我们使用这两个分析模型的暗物质晕和模拟弱透镜调查产生的一个大的宇宙学N体模拟。分析模型描述了弱透镜晕的平均属性，并预测了数量计数，使我们能够计算一个有效的调查选择函数。我们测试的模型预测的峰值数计数弱透镜质量映射对模拟数值数据，并发现，由于固有的星系椭圆度的噪声会导致系统的影响，增加峰值计数。我们开发了一个修正方案的系统性影响的实证方式，并表明，校正后，模型预测吻合得很好的模拟数据。模拟数据也被用来检验弱透镜晕搜索的完整性和效率，充分考虑噪声和大尺度结构的投影效应。我们表明，S/N=4-5的检测阈值给出了完整性和效率之间的最佳平衡。我们的结果表明，对于星系数密度为ng=30/arcmin ^2、平均红移z=1的弱透镜巡天，当探测阈值S/N=4时，10平方度区域内的平均峰数为N_peak=62。污染率为42%，因此，平均而言，62个峰中的36个（至少）是来自真实晕的信号。因此，弱透镜巡天提供了一种相当有效的方法来寻找大规模的星系团。
2004-02-02 astro-ph
Intrinsic and Extrinsic Galaxy Alignment
我们与分析模型表明，假设的目标源，通常是在寻找弱引力透镜由于大规模的质量不均匀性（"场透镜“）的不相关的内在椭圆是没有根据的。如果星系图像的方向是由角动量或它所形成的晕的形状决定的，那么图像应该优先与垂直于视线的潮汐引力场的分量对齐。潮汐场中的长程相关将导致长程椭圆度-椭圆度相关，这种相关模拟了弱引力透镜引起的切变相关。我们计算的椭圆度，椭圆度的相关性预计如果晕的形状确定所观察到的星系形状，我们讨论的不确定性（这仍然是相当大的）在预测的幅度这种相关性。由角动量引起的椭圆度-椭圆度关联应较小。我们考虑几种方法来区分弱透镜（外在）和内在的相关性，包括使用红移信息。椭圆率潮汐场的相关性也意味着星系团附近的星系图像的对齐的存在。虽然内在的对齐可能会使场透镜结果的解释复杂化，但它本质上是有趣的，因为它可能揭示星系形成以及结构形成。
2000-10-02 astro-ph
Separating cosmic shear from intrinsic galaxy alignments: correlation function tomography
在过去的几年中，宇宙剪切的安全检测已经获得，表现在所观察到的星系椭圆率的相关性。宇宙学参数已经受到限制，例如物质功率谱σ_8的归一化。一个可能的系统污染的透镜相关信号产生的内在星系排列，这仍然是约束不足。与透镜效应不同，内禀关联只适用于物理距离较小的星系，关联长度为几个Mpc。我们提出了一种新的方法，利用这一属性，并隔离透镜和星系的椭圆度关联函数使用不同的红移切片之间的测量的内在组件。所观察到的信号近似由一组模板函数，使任何内在的对齐的幅度或相关长度没有强有力的假设。我们还表明，近退化之间的物质密度参数Omega_m和sigma_8可以解除使用关联函数层析成像，即使在存在的内在对齐信号。
2002-11-06 astro-ph
The lens parallax method: determining redshifts of faint blue galaxies through gravitational lensing
我们提出了一种新的技术，我们称之为透镜视差法，同时确定的红移分布的暗蓝色星系和星系团的前景质量分布。该方法基于引力透镜，利用了以下几点：（1）透镜引起的背景星系畸变的幅度随红移而增大;（2）星系表面亮度随红移而急剧减小。因此，由于透镜效应而导致的星系图像的失真预计与表面亮度呈负相关，使我们能够获得与星系的相对距离作为表面亮度的函数。如果测量最亮星系的红移，那么相对距离尺度可以转换为星系平均红移作为表面亮度的函数。此外，通过比较透镜星系的角尺寸与空控制领域的类似星系，它是可能的，以打破所谓的质量片退化固有的集群质量重建技术，这是纯粹基于图像椭圆。这允许明确地确定透镜簇的表面密度。我们描述了一个迭代算法的基础上，这些想法和目前的数值模拟表明，所提出的技术是可行的样本~ 10丰富的集团在中等红移~ 0.3-0.4和相同数量的控制字段。数值试验表明，该方法可以在z ~ 1-1.7范围内，以dz ~ 0.1-0.2的精度测定星系的红移，并以约5%的精度测定透镜星系团的质量。
1995-04-24 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
Weak Gravitational Lensing
本文综述了弱引力透镜的理论和应用。在总结Friedmann-Lemaitre宇宙学模型的基础上，我们给出了任意时空中的引力透镜和光传播的形式。我们讨论如何弱透镜效应可以测量。然后应用该方法重建星系团质量分布、大尺度物质分布引起的引力透镜效应、弱透镜效应引起的类星体-星系关联、星系对星系的透镜效应以及宇宙微波背景的弱透镜效应。内容包括：介绍-宇宙学背景-引力光偏转-弱引力透镜原理-星系团的弱透镜-弱宇宙透镜-类星体放大偏差和大尺度结构-星系-星系透镜-弱引力透镜对微波背景辐射的影响-总结和展望
1999-12-23 astro-ph
Dark energy constraints from lensing-detected galaxy clusters
我们研究了弱透镜巡天探测星系团和约束宇宙学参数，特别是暗能量状态方程的能力。弱透镜星系团测量的噪声主要有两个来源：来自星系内禀椭圆率的“形状噪声”和大尺度投影噪声。我们产生了一个过滤器的剪切场，优化了形状噪声为主的剪切测量的信号噪声比。我们对这个投影质量可观测量的Fisher矩阵分析利用了这个质量函数的形状，并考虑了泊松方差、样本方差、形状噪声和投影质量噪声，以及剪切信号到质量的转换依赖于宇宙学的事实。Fisher分析适用于标称15，000平方度的地基勘测和1000平方度的天基勘测。假设S/N=5的检测阈值，我们发现两个实验检测到约20，000个簇，并且当与CMB数据（对于平坦宇宙）结合时，w 0和wa的1-sigma约束分别为约0.07和约0.2。只有在z<=0.1时，投影噪声才超过形状噪声，并且对导出的暗能量约束几乎没有影响。样本方差对两项调查均无显著影响。最后，我们注意到，所有这些结果都对我们施加的噪声水平和检测阈值非常敏感。如果我们将地面和空间调查作为独立的实验结合起来，并添加相应的Fisher矩阵，它们可以得到显着改善。
2006-05-31 astro-ph
Weak Gravitational Lensing
这篇评论构成了萨斯费引力透镜高级课程的弱透镜部分。介绍了弱透镜的基本应用和结果。内容包括：（1）导言（2）弱引力透镜的原理（3）观测问题和挑战（4）星系团：导言和强透镜（5）从弱透镜重建质量（6）LSS的宇宙剪切透镜（7）大尺度结构透镜：结果（8）星系的质量和与星系有关的质量（9）宇宙切变中的其他问题（10）结束语。
2005-09-09 astro-ph
Diagnosing space telescope misalignment and jitter using stellar images
望远镜的点扩散函数（PSF）的准确知识是必不可少的弱引力透镜的测量，持有宇宙学约束的巨大希望。对于太空望远镜，由于望远镜结构中的热漂移和/或由于航天器指向的抖动（地面望远镜有额外的变化来源），PSF可能会随时间变化。我们描述和模拟的过程中使用的恒星在每次曝光的图像，以确定的错位和抖动参数，并重建PSF在任何一点，在该曝光的视野。模拟使用SNAP（http：//www.example.com）望远镜的设计。snap.lbl.gov典型曝光中的恒星图像数据确定次级反射镜的位置，其精确度与$20 {\rm nm}$相同。PSF椭圆度和大小是弱透镜效应的感兴趣的量，在每次曝光中分别确定为$4.0 \times 10^{-4}$和$2.2 \times 10^{-4}$精度，足以满足弱透镜效应的要求。我们表明，对于空间望远镜的情况下，PSF估计误差的规模与从所有可用的恒星在曝光中收集的光子总数的平方根成反比。
2008-09-17 astro-ph
Aperture Multipole Moments from Weak Gravitational Lensing
引力透镜在（圆形）孔径内的投影质量可以从测量的环内剪切导出，该剪切是由偏转质量分布的潮汐场引起的。在这里，我们表明，也多极的二维质量分布可以来自环中的剪切。我们推导出几个表达式，这些质量多极矩的剪切，这允许在选择径向权重函数的大的灵活性。相反，确定多极矩从弱透镜质量重建，这种方法允许量化的信噪比的多极矩直接从观察到的星系椭圆，从而估计多极检测的意义。因此，可以选择径向权重函数，以便在给定假设的径向质量分布的情况下优化检测的重要性。应用我们的公式数值模拟团簇表明，四极矩的现实团簇模型可以检测到高信噪比S/N，在约85%的模拟团簇场S/N >~ 3。我们还表明，一个圆形的环内的剪切决定多极矩的内部和外部的环。这是相关的集群的中心区域是太亮，让背景星系的剪切观察，或延伸到CCD之外。我们还推广的孔径质量方程的情况下，“径向”的权重函数是恒定的任意形状的曲线，不一定是自相似的。
1996-07-23 astro-ph
Strong and weak lensing by galaxy clusters
我提出了一个概述的强和弱引力透镜的星系团。在简要介绍了引力透镜的基本原理之后，我讨论了引力透镜对星系团质量分布的影响及其与宇宙学的关系。
2002-07-01 astro-ph
Hubble Space Telescope weak lensing study of the z=0.83 cluster MS 1054-03
我们测量了MS 1054-03的弱引力透镜信号，MS 1054-03是一个丰富的X射线发光星系团，红移z=0.83，使用双色镶嵌深WFPC 2图像。在这些观测中获得的PSF的大小和高的背景星系的数密度的小的校正结果在一个准确的和良好的校准测量的透镜引起的失真。透镜信号的强度取决于背景星系的红移分布。我们使用了来自北部和南部哈勃深场的光度红移分布，将透镜信号与质量联系起来。预测的信号的变化作为表观源的大小和颜色的函数与观察到的透镜信号一致。我们在半径为1兆秒差距的孔径内确定了一个质量为（1.2+-0.2 x10 ^15兆太阳）的物体。在等温质量分布的假设下，相应的速度频散为1311^{+83}-89} km/s。对于质光比，我们发现269+-37 Msun/Lsun。质量和质光比的误差包括源星系的随机内禀椭圆率的贡献，但不包括由于红移分布的不确定性而引起的（系统）误差。然而，MS 1054-03的质量和质光比的估计值与其他估计值吻合良好，表明质量校准效果良好。投影质量表面密度的重建显示出复杂的质量分布，与光分布一致。结果表明MS 1054-03是一个年轻的体系。弛豫的时间尺度估计至少为1 Gyr。对星系团周围的切向剪切进行平均，得到L型星系的速度色散为203 ± 33 km/s。
1999-10-27 astro-ph
Strong and weak lensing united I: the combined strong and weak lensing cluster mass reconstruction method
弱引力透镜被认为是研究星系团质量及其分布的最有力的工具之一。然而，质量片简并变换限制了它的成功。我们提出了一种新的方法，集群质量重建相结合的弱和强的透镜信息在共同的尺度上，因此，可以打破质量片简并。我们将弱透镜形式主义扩展到集群的内部，并将其与多个图像系统的约束相结合。我们证明了该方法的可行性与模拟，找到一个很好的协议之间的输入和重建质量也在爱因斯坦半径范围内和以外的尺度。使用一个单一的多重图像系统和光度红移信息的背景源用于弱和强透镜分析，我们发现，我们能够有效地打破质量片简并，从而消除集群质量估计的主要限制之一。我们的结论是，高分辨率（如HST）成像数据的方法可以更准确地重建集群群众和他们的配置文件比目前现有的透镜技术。
2005-04-08 astro-ph
Simulating weak lensing by large scale structure
我们通过N体模拟，利用光线追迹建立了光的弱引力透镜的大尺度结构模型。特别注意数值收敛的方法。我们研究了多平面光线跟踪算法中的一些关键近似。我们的模拟剪切和收敛图用于探讨如何以及标准假设弱透镜举行，特别是在透镜信号的大峰值附近。
2003-03-25 astro-ph
Combined reconstruction of weak and strong lensing data with WSLAP
我们描述了一种方法来估计质量分布的引力透镜和源的位置，从组合的强和弱透镜数据。该算法以统一的方式结合弱透镜数据和强透镜数据，产生在弱透镜状态和强透镜状态下都有效的解决方案。我们研究了结果如何依赖于弱和强透镜数据的相对权重和选择的基础上代表的质量分布。我们发现，结合弱和强的透镜信息有两个主要的优点：它消除了需要先验和/或正则化方案的内在大小的背景星系（这一假设是需要在以前的强透镜算法），它纠正的偏见，在恢复的质量在外部区域的强透镜数据是不太敏感。该代码被实现到一个名为WSTOM（弱强透镜分析包）的软件包中，该软件包可在http://darwin.cfa.harvard.edu/SLAP/上公开获得
2005-09-05 astro-ph
Observational signatures of the weak lensing magnification of supernovae
由于光线在视线方向上会受到密度波动的影响而发生偏转，因此在使用Ia型超新星（SNe Ia）作为宇宙学距离指标时，弱透镜效应是不可避免的系统不确定性。我们得到预期的弱透镜签名的超新星Ia通过卷积的本征分布在超新星Ia峰值光度与放大率分布的点源。我们分析了目前的超新星Ia的数据，并发现微弱的透镜效应的边缘证据。由于观测到的Ia型超新星数量较少，因此统计数据不佳。未来的观测数据将允许明确检测超新星Ia的弱透镜效应。观测签名弱透镜的超新星Ia，我们已经推导出提供有用的模板，未来的数据可以进行比较。
2005-03-14 astro-ph
Imaging the 3-D cosmological mass distribution with weak gravitational lensing
我展示了如何弱引力透镜可以用来图像的三维质量分布在宇宙中。透镜方程的逆关系，在每个源的完整的3-D牛顿的潜力，有关的透镜电位的评估，推导出。我认为正常模式的透镜问题，并澄清使用小角度近似方程。最后，我认为使用这种方法来估计从一个现实的星系透镜调查的3-D物质分布的前景。
2001-11-30 astro-ph
Weak Gravitational Lensing by the Nearby Cluster Abell 3667
我们提出了两个弱透镜重建附近的（$z_{cl}=0.055$）合并集群阿贝尔3667，根据观测采取$\sim 1$一年，在不同的看到条件。这是迄今为止最低红移的星团，具有弱透镜质量重建。两个质量图中特征的再现性表明，弱透镜研究低红移星系团是可行的。这些数据构成了对19个低红移（$z< 0.1$）南方星团进行X射线光度选择性弱透镜巡天的第一批结果。
2000-10-10 astro-ph
Weak Weak Lensing: How Accurately Can Small Shears be Measured?
现在，百分之一的微弱透镜信号正在积极寻找（宇宙切变，星系-星系透镜，星团中的大半径......）重要的是研究如何精确地确定弱剪切。存在许多系统性影响，需要加以理解。我表明，凯泽等人。技术可以留下残留的系统误差在百分比水平（通过不完善的PSF各向异性校正），并提出了一种替代技术，能够恢复剪切的一个因素，10弱。
2000-07-25 astro-ph
A New Method for measuring Weak Gravitational Lensing Shear using Higher Order Spin-2 HOLICs
我们研究了在弱透镜分析中使用引力透镜图像高阶矩的可能性。为此，我们采用了我们开发的HOLIC（高阶透镜特性）的自旋2分量。我们测试弱透镜分析自旋2 HOLIC使用实际的，地面斯巴鲁观测的大规模星系团A1689（z=0.183）。事实证明，自旋2 HOLIC的顺序高达8是足够适用于弱透镜分析校正PSF各向异性以及各向同性PSF拖尾后。
2009-04-14 astro-ph
The Effects of Weak Gravitational Lensing on Determinations of the Cosmology from Type Ia Supernovæ
在具有减速参数的宇宙学基础上，$q_0=-0.51^{+0.03}_{-0.24},$可以被解释为具有基于弱引力透镜效应的$q_0=-0.55,$。
2001-09-04 astro-ph
Weak Gravitational Lensing: Current Status and Future Prospects
在这篇评论中，我将描述已取得的进展，在确定质量的星系团使用“弱透镜”，以及如何在未来应用这种技术来确定暗物质分布在超星系团尺度和星系晕的规模。
1995-09-05 astro-ph
A compilation of weak gravitational lensing studies of clusters of galaxies
我们提出了一个列表的集群，有他们的暗物质含量测量使用弱引力透镜。该列表由139个星团组成，在64个不同的出版物中报道了弱透镜测量。详细介绍了样品的选择标准和一些基本性质，如红移分布。该清单的电子版可排序，可链接到关于各专题组和出版物的公共数据库信息，网址为http://folk.uio.no/hdahle/WLclusters.html。
2007-01-21 astro-ph
