Strong lensing, cosmology and lensing halos
随着未来宇宙学巡天的广泛和深入，将发现大量的引力透镜多重成像系统，除了多重成像的星系和类星体外，源还将包括超新星和伽马射线暴等瞬态事件，在这种情况下，非常精确的时间延迟测量是可能的。此外，将观察到大量的系统，在单个透镜后面有几个透镜源。在本文中，我们审查和比较不同的可能性，利用未来的强透镜数据探测透镜物质分布，并确定哈勃参数和宇宙的物质密度。具体来说，我们调查的可能性，打破众所周知的退化之间的暗物质晕配置文件和哈勃参数使用观测到的通量比。我们还研究了如何强大的透镜可以提供有用的约束的物质密度的宇宙独立的通量比和其他宇宙学探测。
2006-01-12 astro-ph
Gravitational Lensing by CDM Halos: Singular versus Nonsingular Profiles
宇宙晕的引力透镜特性取决于每个晕内的质量分布。描述的晕作为非奇异的，截断的等温球，一个特定的解决方案的等温莱恩-埃姆登方程（适当修改为λ非零），已被证明是一个有用的近似的晕形成从现实的初始条件在CDM宇宙。非奇异TIS模型再现了CDM晕的N体结果的许多定量特征，除了在最中心，CDM N体晕显示密度分布随rho ~ r^（-α）变化，α>1，而不是一个小的扁平核。CDM N体模拟的这些尖状晕预测与矮和LSB盘星系根据其旋转曲线和星团根据强透镜测量的内部质量分布观测之间可能存在的差异导致了对其他诊断的搜索。在这方面，TIS晕透镜的描述将是有用的，作为一个自洽的模型CDM晕在适当的宇宙学背景下，非奇异的，但在其他方面与CDM N体的结果一致。我们在这里得到的基本透镜性质的个人TIS晕。为了比较，我们还考虑了三个奇异的配置文件：Navarro-Frenk-White密度配置文件，奇异的等温球，和史瓦西透镜。对于所有的配置文件，我们计算的临界曲线和焦散线，图像分离，放大率和亮度比，剪切，时间延迟，和潮汐半径内的平均剪切。这为研究TIS和其他透镜在宇宙结构形成理论背景下的透镜效应的统计特性提供了工具。
2003-06-01 astro-ph
Effects of the complex mass distribution of dark matter halos on weak lensing cluster surveys
引力透镜效应是由沿视线的所有质量分布引起的光线偏转引起的。然后，预计弱透镜集群调查可以为我们提供真正的大规模选择集群样本。通过数值模拟，我们分析了透镜会聚$κ$图中的峰与暗物质晕之间的对应关系。特别是，我们强调$κ$的峰值之间的差异预期从暗物质晕建模为一个孤立的和球形的，表现出一对一的对应关系，在给定的红移晕质量，和相关的$κ$峰模拟。对于具有相同预期$κ$的晕，它们在$κ$图中的相应峰值信号呈现宽的分散。在$θ_G=1\hbox{arcmin}$的角平滑尺度下，我们的研究表明，对于相对较大的团簇，单个团簇的复杂质量分布是分散的主要原因。不相关结构的投射效应不起显著作用。暗物质晕的三轴性对色散有很大的贡献，尤其是在高$κ$侧的尾区。因此，透镜选择的集群并不是真正的质量选择。（节略）
2005-08-24 astro-ph
Gravitational Lensing by Burkert Halos
我们研究了具有Burkert轮廓的暗物质晕的引力透镜特性。我们推导了透镜方程的解析表达式，并用它来计算强透镜的放大率、碰撞参量和图像分离。对于螺旋星系旋转曲线数据提供最佳拟合的标度关系，Burkert晕不会产生强透镜，即使这种标度关系延伸到质量的星系团。一个简单的模型，一个指数恒星盘叠加在一个伯克特轮廓晕的测试表明，强透镜是不可能的，没有额外的质量集中在星系中心（如隆起）。在星系尺度上，大多数强透镜都是椭圆星系，这一事实表明，要产生像分裂，需要一个强的重子中心浓度。这个解决方案对于星系团不太有吸引力，即使在很小的半径上，星系团也通常被认为是暗物质主导的。这些结果有三个可能的含义：（1）暗晕可能有各种各样的内部轮廓（2）从星系尺度到星系团尺度，暗物质晕可能不遵循单一的标度关系和/或（3）图像的分裂（即使是星系团）通常可能是由于重子物质在晕中的中心浓度，而不是暗物质。
2003-04-16 astro-ph
Halo Concentrations and Weak-Lensing Number Counts in Dark Energy Cosmologies
本文研究了状态方程为p=w ρ，常数w >= -1的暗能量组分对冷暗物质（CDM）晕形成的影响。我们发现两个主要的影响：首先，随着w的增加，晕形成得更早，其次，为了保持与大尺度宇宙微波背景（CMB）各向异性的相容性，暗物质功率谱的幅度减小。这些影响相互抵消。使用配方来自数值模拟，我们表明，晕预计将高达50%以上的集中在CDM模型的精髓相比，λ-CDM模型，最大的增加达到w ~-0.6。当w较大时，功率谱的幅值迅速减小，使期望的晕浓度下降。通过弱引力透镜进行的晕探测对晕的浓度具有很高的灵敏度。我们发现，弱透镜晕计数与孔径质量技术可以增加约2倍，作为w从-1增加到-0.6，提供了一种新的方法来约束的性质的暗能量。
2002-06-28 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
A Statistical Study of Weak Lensing by Triaxial Dark Matter Halos: Consequences for Parameter Estimation
测量星系团尺度上的质量分布是对Lambda CDM模型的一个至关重要的测试，它提供了对暗物质性质的限制。最近的工作调查的质量分布的个别星系团使用引力透镜照亮了潜在的不一致的结构形成模型的预测之间的关系晕质量浓度和这些关系，在大规模的集群测量。然而，这样的分析通常只采用简单的球形晕模型与典型的NFW斜率，而在模拟中形成的晕显示出一系列更复杂的功能。在这里，我们调查的影响，这种预期偏离典型的NFW晕配置文件的质量和参数估计使用弱引力透镜大规模集群规模。最重要的偏差是晕的三轴度，因为即使用弱透镜数据也不可能完全解析晕的三维结构，因为透镜的灵敏度只对投影质量敏感。光环沿视线的显著伸长可导致质量和浓度分别被高估50%和2倍，而透视缩短则有相反的效果。此外，在某些方向上的三轴晕是更好的透镜比他们的球形同行相同的质量，表明集群选择的研究，因为明显的透镜很可能是从高三轴度的晕形状分布。虽然单凭三轴性的影响可能不足以完全解释某些星系团的高浓度，但它们在缓解观测与冷暗物质范式预测之间的紧张关系方面有很大的帮助。（节录）
2007-05-23 astro-ph
Weak Lensing by Large-Scale Structure: A Dark Matter Halo Approach
弱引力透镜观测探测密度涨落的频谱和演化以及支配它们的宇宙学参数，但目前仅限于小场，并受到选择偏差的影响。我们展示了如何从大尺度结构的预期信号产生的贡献和个人之间的相关性晕。我们确定的收敛功率谱作为一个函数的最大晕质量，因此提供的手段来解释调查的结果，缺乏高质量的晕，无论是通过选择标准或小字段。由于来自稀有大质量晕的散粒噪声是造成10“以下样本方差的主要原因，我们的方法应该有助于我们从小场中提取宇宙学信息的能力。
2000-03-14 astro-ph
Nonsingular density profiles of dark matter halos and Strong gravitational lensing
我们使用强引力透镜的统计来研究是否支持具有平坦密度核的质量分布。计算了由非奇异截断等温球（NTIS）模拟的图像分离大于一定值（范围从零到十角秒）的晕透镜化的概率。NTIS是Shapiro，Iliev & Raga提出的一个分析模型，用于研究维里化物体的坍缩后平衡结构。这个轮廓有一个软核，与从观测到的旋转曲线推断出的以暗物质为主的矮星系的质量轮廓相当匹配。它也同意以及与NFW（Navarro-Frenk-White）的配置文件在所有半径以外的几个NTIS核心半径。不幸的是，与奇异透镜晕（NFW和SIS+NFW）和强透镜观测的结果相比，NTIS晕透镜的概率太低了。由于这一结果是有效的任何其他非奇异的密度分布（具有大的核心半径），我们得出结论，非奇异的密度分布（具有大的核心半径）的CDM晕排除强引力透镜的统计。
2005-06-28 astro-ph
Strong lensing by cluster-sized haloes in dark-energy cosmologies
我们研究了数值模拟的星系团在不同的暗能量宇宙学中产生强引力透镜事件的效率，并与“标准”的$Λ$ CDM和OCDM模型进行了比较。我们的主要结果是：（1）具有大长宽比的引力弧的预期丰度取决于晕形成时期的暗能量状态方程;（2）如先前的研究所发现的，星系团的强透镜截面对合并等动力学过程非常敏感，但其影响对不同的宇宙学是不同的，在晕不太集中的模型中更强。正如预期的那样，透镜光学深度的最大差异发生在中等和高红移。
2004-05-04 astro-ph
Unveiling Palomar 2: The Most Obscure Globular Cluster in the Outer Halo
我们提出了第一个颜色星等的帕洛玛2，一个遥远的和严重模糊的球状星团附近的银河系的反中心的研究。我们的（V，V-I）色星等图（CMD），在CFHT的UH 8 K相机获得的，达到V（lim）= 24，清楚地显示了集群的主要序列，虽然与大量的整体前景吸收和差分红化。CMD的形态显示了一个人口稠密的红色水平分支，与蓝色的延伸较稀疏，类似于NGC 1261，1851或6229，金属丰度接近[Fe/H] = -1.3 $. From an average of several indicators, we estimate the foreground reddening at E(B-V) = 1.24 +- 0.07 and obtain a true distance modulus (m-M)_0 = 17.1 +- 0.3$，距离银河系中心约34 kpc。我们使用明亮恒星的星数来测量星团的核心半径，半质量半径和中心浓度。它的积分亮度为M_V =-7.9，这使得它比外晕中的大多数其他星团更明亮，质量更大。
1997-07-03 astro-ph
Gravitational Lensing by Dark Matter Halos with Non-universal Density Profiles
引力透镜的统计数据可以为我们提供一个非常强大的探测宇宙中物质质量分布的工具。通过将预测的强透镜几率与观测结果进行比较，我们可以测试暗物质晕的质量分布，特别是内部密度的斜率。在这封信中，不同于以前的工作，直接模拟的密度分布的暗物质晕半解析，我们概括的密度分布的暗物质晕从高分辨率N体模拟的广义Navarro-Frenk-White（GNFW）模型的斜率，$α$，约-1.5，-1.3和-1.1星系，集团和集群，分别。这种方法是一种独立的检验晕质量密度剖面斜率的方法。我们提出了使用这些GNFW配置文件在不同的空间平坦的宇宙学模型与宇宙学常数$Λ$的三个种群的透镜概率的计算。结果表明，复合模型的密度分布不匹配以及与观测到的透镜概率来自Jodrell银行VLA天体测量数据结合宇宙透镜全天巡天数据。与以前的工作透镜概率，我们的研究结果表明，一个奇异的等温球质量模型小于约$10^{13}h^{-1}M_{\sun}$可以预测强透镜概率是一致的小分裂角的观察。
2004-01-06 astro-ph
Lensing Optical Depth for Substructure and Isolated Dark Matter Halos
多重成像的类星体透镜可以通过透镜图像中的异常通量比来约束星系大小的暗物质晕中的子结构质量分数。然而，通量比可以受到透镜晕中的子结构和沿着透镜源的整个视线的孤立的小质量晕的影响。虽然透镜星系附近的暗物质团块的透镜效应比其他地方更有效，但沿着视线的所有物体的累积效应可能是显著的。在这里，我们估计潜在的贡献孤立团块的子结构透镜信号使用一个简单的模型，宇宙学模拟的动机。我们发现，孤立的团块的总透镜光学深度的贡献范围从百分之几到百分之几十，这取决于假设和透镜的特定配置。因此，虽然孤立团块对透镜效应信号的贡献并不占主导地位，但在详细分析子结构透镜效应时，它不应被忽略。对于目前受欢迎的Lambda-CDM模型，计算出的透镜总光学深度很高，tau ~ 0.2-20，因此可以自然地解释观察到的透镜中异常通量比的高频率。然而，预测是高度敏感的子结构晕的空间分布在最里面的区域的透镜晕，这仍然是非常不确定的。因此，在这一点上，子结构群体的属性约束或精确的宇宙学约束，如温暖的暗物质粒子的质量，即使不是不可能的，也是很难推导出来的。
2003-04-01 astro-ph
Galaxy-galaxy Lensing: Dissipationless Simulations Versus the Halo Model
星系-星系透镜效应是研究星系与暗物质晕之间关系的有力工具，但其理论解释需要仔细模拟各种贡献，如来自中心星系和卫星星系的贡献。为此，已经开发了基于晕模型的唯象方法，允许快速探索模型的参数空间。在本文中，我们调查的能力的晕模型提取信息的g-g弱透镜信号的高分辨率无耗散模拟，解决subhalos的比较。我们发现，晕模型可靠地确定参数，如主机晕质量的中央星系，星系的卫星，其径向分布内较大的晕的分数。如果在中央星系主晕质量分布中存在显著的散射，那么该分布的平均质量和中值质量可以彼此显著不同，并且晕模型质量的确定位于两者之间。这一结果表明，在分析数据时，应选择具有狭窄的中央星系晕质量分布的星系子样本，例如基于恒星质量的子样本，以便对结果进行更简单的解释。
2005-09-23 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
Combining Weak Lensing Tomography with Halo Clustering to Probe Dark Energy
限制暗能量性质的两种方法是弱透镜层析成像和团簇计数。利用晕簇的性质，可以减少团簇质量校准中的不确定性。然而，在一个单一的调查，弱透镜和晕集群探测相同的密度波动。我们探讨的问题是，这些信息是否可以被使用两次-一次在弱透镜，然后再次在晕聚类校准集群质量-或合并的暗能量约束是否弱于单个约束的总和。对于像暗能量巡天（DES）这样的巡天，我们发现在高红移时源星系的宇宙剪切确实与低红移时的晕簇高度相关。令人惊讶的是，这种相关性并没有降低类似DES的调查的宇宙学约束，事实上，约束略有改善，因为相关性本身作为额外的可观测量。这大大简化了对类似DES的调查的分析：当弱透镜和晕簇被视为独立的实验时，组合的暗能量约束（包括簇计数）即使不是稍微保守，也是准确的。我们的发现反映了高田和布里德的研究结果，他们研究了宇宙切变和星系团计数之间的相关性。
2007-08-03 astro-ph
Biases in the Gravitational Lens Population Induced by Halo and Galaxy Triaxiality
三轴晕的透镜化截面取决于晕的主轴与其视线之间的相对取向。因此，随机取向晕的透镜子样本一般不是随机取向的。使用等温质量模型的透镜星系和他们的主机晕，我们表明，透镜子样本的晕，产生双优先沿视线对齐，而晕，产生四边形往往是沿其中轴线投影。这些优先取向的结果在不同的四，双打，和随机星系的投影椭圆率分布。我们表明，必须发现约300个透镜系统，以检测这种效果在95%的置信水平。我们还调查的重要性，晕的形状预测的四倍比，发现后者依赖于相当敏感的分布的短长轴比，但几乎是独立的晕的形状。最后，我们估计了透镜星系的优先取向对其投影子结构质量分数的影响，并发现观测到的子结构分布和晕质量分布之间的对齐导致可以忽略不计的偏差。
2007-10-09 astro-ph
Multiple Weak Deflections and the Detection of Flattened Halos with Galaxy-Galaxy Lensing
我们调查的发生多个弱偏转的深层数据集，用于检测星系星系透镜。利用HDF（North）中已知红移和静止坐标系蓝光度的星系，我们证明了当z_s > 1时，给定源星系被两个或多个前景星系透镜化的概率超过50%，并且对于这些星系，单独的偏转产生γ> 0.005。在获得透镜星系的最佳拟合晕参数时，忽略多重偏转会导致对晕质量内部半径为100 kpc/h的高估2倍。我们还表明，多个弱偏转产生系统的影响，这可能会阻碍观测工作使用弱透镜约束场星系晕的投影形状。对于一个星系星等在19 < I < 23范围内的数据集，多重偏转导致大多数前景-背景星系对的透镜后图像形状之间存在很强的相关性。在数据分析期间施加简单的红移切割足以将透镜和源的最终图像之间的相关性降低到可以通过直接平均来检测弱透镜信号中的预期各向异性的程度。我们的结论是，以前的理论计算弱透镜由于扁平晕大大低估了规模的观测数据集，这将需要检测这种效果。[删节]
2002-05-17 astro-ph
Simulation of a Combined SZE and Weak Lensing Cluster Survey for AMiBA Experiment
本文模拟了即将进行的AMiBA实验中的干涉Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）和光学弱透镜观测，旨在寻找高红移星系团。在模拟星图的基础上，我们导出了一次AMiBA SZE巡天和一次弱透镜跟踪巡天的理论晕数和选定晕样的红移分布。通过利用弱透镜晕的条件计数与微弱的SZE检测，我们表明，一个组合的SZE和弱透镜调查可以获得一个额外的微弱晕样本在给定的假阳性率，这不能单独从任何一个调查。
2005-10-02 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
Properties of galaxy dark matter halos from weak lensing
本文介绍了基于红序列星系团巡天（RCS）$R_C$波段45.5度$^2$的星系弱透镜效应的研究结果。我们提出了星系暗物质晕扁平化的第一个弱透镜探测。我们使用一个简单的模型，其中晕的椭圆率是$f$乘以观察到的透镜椭圆率。我们发现$f=0.77^{+0.18}_{-0.21}$的最佳拟合值，这表明暗物质晕比光分布更圆。事实上，我们检测到一个显着的扁平意味着晕是很好地与光分布对齐。给定透镜的平均椭圆率，这意味着$<e_{\rm halo} >=0.33^{+0.07}_{-0.09}$的晕椭圆率，与CDM的数值模拟结果相当一致。这一结果为暗物质的存在提供了强有力的支持，因为各向同性透镜信号被排除在99.5%的置信度之外。我们还使用极大似然分析研究了晶状体周围的平均质量分布。我们考虑两种模式的晕质量配置文件：截断等温球（TIS）和NFW配置文件。我们采用观测动机的透镜光度和速度色散和晕的程度之间的标度关系。最佳拟合NFW模型产生质量$M_{200}=(8.4\pm0.7\pm0.4)\times 10^{11} h^{-1} M_\odot$和尺度半径$r_s=16.2^{+3.6}_{-2.9} h^{-1}$ kpc。这个尺度半径的值与数值模拟对这种质量的晕的预测非常一致。
2004-01-13 astro-ph
Weak Lensing Determination of the Mass in Galaxy Halos
我们观测到了45万个背景星系（20<R<23）与790个前景星系（R<18）之间的弱引力透镜畸变。这是已知红移的场星系首次检测到弱透镜，因此使我们能够以绝对物理单位（模H_0）重建典型场星系晕的剪切剖面，并研究晕质量对星系亮度的依赖关系。这也是第一个校准误差可以忽略不计的星系-星系透镜研究。在投影半径为200 \hkpc的范围内，剪切剖面与L* 星系圆速度为164+-20 km/s的等温剖面一致，与该光度下典型的盘旋转一致。这个晕质量标准化，结合Fischer等人（2000）从透镜分析SDSS数据中得出的晕轮廓，将L* 星系晕质量的下限定为（2.7+-0.6）x 10^{12}h^{-1}太阳质量，与卫星星系研究结果非常一致。已知LCRS星系的光度函数，并假设星系的$M\propto L^β$，我们确定260 \hkpc以内的正常星系质量对宇宙密度的贡献为$Ω=0.16\pm0.03$（对于$β=1$）或$Ω=0.24\pm0.06$（对于$β=0.5$）.这些透镜数据表明，$0.6<β<2.4$（95% CL）仅与通常的$β\approx0.5$ Faber-Jackson或Tully-Fisher标度略微一致。这是迄今为止对宇宙物质含量的最完整的直接清单。
2000-10-03 astro-ph
Breaking the Disk/Halo Degeneracy with Gravitational Lensing
在我们对盘状星系的理解中，盘状星系的简并度和暗物质对星系旋转曲线的贡献仍然是一个重要的不确定性。本文讨论了利用螺旋星系的引力透镜来打破这种简并性的一种新方法，并以螺旋透镜B1600+434为例进行了应用。结合图像和镜头测光约束允许模型B1600+434要么一个近乎单一的暗物质晕，或一个相当大的核心晕。一个最大的磁盘模型排除了高置信度。进一步的信息，如这个星系的圆速度，将有助于打破简并。未来对螺旋星系透镜的研究将能够确定盘、球和晕对星系内部质量的相对贡献。
1999-11-04 astro-ph
Lensing Constraints on the Cores of Massive Dark Matter Halos
宽分离（6“<θ <15”）引力透镜的统计数据限制了暗物质晕核心在群和星系团质量尺度上的质量。对于具有中心尖点$ρ\propto r^{-alpha}$（1.0 <= alpha <= 1.9）的晕模型族，在大型宇宙透镜全天巡天中缺乏宽分离透镜，产生了包含在维里半径约4%内的晕质量分数的上限，f_{core} < 0.023（95%置信水平，LCDM）。这一极限为冷暗物质范式提供了一个重要的测试。虽然从数值模拟得出的晕轮廓似乎与这个上限一致，但目前正在进行的较大调查，如2dF和SDSS，应该可以检测到宽分离透镜，从而提供大量暗物质晕中核心质量分数的测量。
2001-01-10 astro-ph
On the Intrinsic Bias in detecting Caustic Crossings between Galactic Halo and Self-lensing Events in the Magellanic Clouds
在本文中，我们研究了在探测星系晕和麦哲伦云自透镜事件之间的焦散渡时的固有偏差。为此，我们确定的物理二进制分离，$\ell$，和总的二元透镜质量，$M$的参数空间中的最佳的焦散线交叉检测的区域，并发现两个群体的事件的最佳区域是彼此相似的。特别是，如果银河系晕是由平均质量为$<M>\sim 0.5 M_\odot$的透镜组成，那么星系晕事件的最佳双星分离范围$3.5 AU\lesssim \ell\lesssim 14 AU$与由总质量为$M\sim 1 M_\odot$的双星透镜引起的麦哲伦云自透镜事件的最佳双星分离范围相匹配;正好在麦哲伦云中最可能的恒星透镜群的质量范围内。因此，我们的计算意味着，如果二进制分数和分布的二进制分离的两个人口的透镜是没有显着不同的彼此，有没有强烈的检测偏差对星系晕苛性交叉事件。
1999-05-12 astro-ph
Statistics of dark matter haloes expected from weak lensing surveys
暗高红移星系影像的扭曲可以用来探测其间的质量分布。这种弱的引力透镜效应最近被用来研究几个中红移和高红移星系团的（投影）质量分布。此外，弱透镜效应可以用来检测宇宙中的（暗）物质浓度，仅基于它们的质量特性。因此，它是可行的，以获得一个质量选定的样本的“集群”，从而探测其质量-光比的全部范围。我们研究了预期的数密度，这样的晕，可以检测到在正在进行的和未来的深宽场成像调查，使用的数密度的晕的Press-Schechter理论预测，并模拟其质量分布的“通用”密度分布纳瓦罗，弗伦克和怀特发现。我们发现，在所有的宇宙学模型考虑，与信噪比大于5的晕数密度超过10每平方度。随着计划中的对$\sim 25 deg^2$的MEGACAM成像巡天，将很容易区分最常讨论的宇宙学参数集。
1998-06-04 astro-ph
Lensing by galaxy halos in clusters of galaxies
星系团外部区域的弱切变图已成功地用于绘制距星系团中心大半径处的质量分布。到目前为止，所采用的典型的平滑长度排除了系统的研究银河尺度的子结构上测得的弱透镜信号的影响。在本文中，我们提出了两种方法来推断周围的明亮的星系团星系的暗晕的可能存在和程度，通过量化的“本地”弱透镜引起的。建议的方法是：直接径向平均的剪切场附近的明亮的集群成员和最大似然法提取基准参数表征星系晕。我们证明了使用模拟，这些观察到的局部弱剪切效应的星系团内的星系尺度可以用来统计约束的平均质光比，基准参数，如晕的大小，速度色散，因此质量的星系团星系。我们比较了这两种方法，并调查其相对的缺点和优点的应用程序的HST集群数据的可行性的背景下，我们发现，前景是有希望的检测堆叠至少20 WFPC2深集群字段。
1997-04-24 astro-ph
Schechter vs. Schechter: Sub-Arcsecond Gravitational Lensing and Inner Halo Profiles
亚弧秒透镜统计敏感地依赖于低质量物体的内部质量轮廓和Schechter光度函数和Press-Schechter质量函数的弱端斜率。通过要求亮度和质量函数对低于1“的图像分离分布给出一致的预测，我们表明质量低于10^12 M_sun的暗物质晕不可能具有单一类型的轮廓，无论是奇异等温球（SIS）还是较浅的”普适“暗物质轮廓。相反，如果我们允许一部分给定质量的晕在SIS轮廓下发光，而其余的晕在内部对数斜率小于-1.5的情况下变暗，以补偿质量函数与亮度函数相比更陡峭的暗端斜率，则可以获得一致的结果。我们量化SIS分数必须如何迅速减少晕质量的下降，从而提供了一个统计措施的有效性反馈过程中的重子含量低质量晕。
2003-01-08 astro-ph
Weak lensing constraints on galaxy halos
由于4米级望远镜上的大型全景相机的出现，弱引力透镜已经成为研究星系周围暗物质晕性质的重要工具。在过去的几年里，这一领域的研究发展迅速，在这些诉讼中，我们提出了一些结果的基础上的红色序列集群调查，从而突出了什么可以实现与当前的数据集。我们目前的维里质量作为光度和暗物质晕的程度的函数的测量结果。正在进行或计划进行更大规模的调查，这将导致测量准确性的显著提高。但是，对未来结果的解释将越来越依赖于与数值模拟的比较，从而提供对星系形成模型的直接检验。
2005-10-19 astro-ph
Lensing of 21cm Absorption "Halos" of $z\sim$20-30 First Galaxies
在$z\sim 30$的第一个星系周围扩展的21厘米吸收区（被称为"21厘米吸收晕“）可能是射电观测可访问的第一个独特结构。虽然能够探测和分辨它们的射电阵列必须有$\sim 200$ km $^2$的总收集面积，但考虑到这种探测对理解再电离过程和宇宙学的巨大影响，这种射电调查将是非常有利可图的。作为一个例子，我们指出了一个潜在的有用的副产品，这样的调查。解析的21厘米吸收“晕”，可能接近球形，可以作为（几乎）理想的源来测量{ \it宇宙剪切}和映射物质分布到$z\sim 30$。我们调查预期的透镜信号，并考虑各种噪声的剪切测量的贡献。我们发现，S/N $\sim 1$可以实现个人的“晕”。考虑到天空中数百万个21厘米的吸收"晕“，总的S/N将与$z\sim 1$的$\sim$ $10^9$星系的传统剪切测量相当。
2007-06-08 astro-ph
Gravitational Lensing by NFW Halos
我们调查的引力透镜性质的暗物质晕Navarro，Frenk和White（NFW）的密度分布，并推导出一个解析表达式的径向依赖的剪切，$γ(x)$，由于这些对象。此外，我们推导出一个表达式的平均剪切内部到一个给定的半径，$\barγ(x)$，并使用此来量化系统误差，将出现在弱透镜质量估计的情况下，质量估计是基于一个先验的假设，即潜在的是一个奇异的等温球时，事实上，潜在的是一个NFW型对象。在$10^{11} \Msun \ls M_{200} \ls 10^{15} \Msun$之间的质量尺度上，等温球势的假设导致对晕质量的高估，并且高估的质量的量随着NFW浓度参数的值线性增加。对于星系大小的晕，质量（$\sim 60%$）可能会出现相当大的高估，但对于富星系团，高估的质量很小。质量系统误差的程度取决于所采用的宇宙学，对于给定的晕质量真实值，COBE标准化的标准CDM模型产生最大的系统误差。
1999-08-19 astro-ph
A New Look at Massive Clusters: weak lensing constraints on the triaxial dark matter halos of Abell 1689, Abell 1835, & Abell 2204
测量星系团尺度上的三维质量分布是LCDM模型的一个关键测试，它提供了对暗物质性质的限制。最近的工作调查的质量分布的个别星系团（如阿贝尔1689）使用弱和强引力透镜揭示了潜在的不一致的预测结构形成模型相关的晕质量浓度和这些关系，在大规模的集群测量。然而，这种分析采用简单的球形晕模型，而越来越多的工作表明，三轴三维晕结构是常见的和重要的参数估计。我们最近引入了一种马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来拟合全三轴模型，以弱透镜数据，提供参数和误差估计，完全结合了自然界中存在的真实形状不确定性。在本文中，我们将该方法应用到弱透镜数据获得的ESO/MPG宽视场成像仪的星系团A1689，A1835，和A2204，根据贝叶斯先验的范围从理论和独立的X射线和强透镜观测。对于Abell 1689，使用简单的强透镜先验，我们发现边缘化的平均参数值M_200 =（0.83 +- 0.16）x10^15 M_solar/h和C=12.2 +- 6.7，这与LCDM中预测的质量浓度关系略有一致。伴随着我们的三轴参数估计的大误差轮廓更准确地代表了我们对星系团透镜结构的有限知识的真实程度，并明确了结合来自其他理论，透镜（强，弯曲）或其他观测（X射线，SZ，动态）数据的许多约束的重要性，以自信地测量集群质量配置文件。（节录）
2008-12-03 astro-ph
Halo masses for optically-selected and for radio-loud AGN from clustering and galaxy-galaxy lensing
我们计算两点关联函数，并测量剪切信号，由于星系星系透镜的80,000光学识别和5,700射电大声AGN从数据发布4（DR 4）的斯隆数字巡天。晕占据模型被用来估计晕质量和卫星分数为这两种类型的活动星系核。大的样本量使我们能够根据其宿主星系的恒星质量来分离AGN。我们研究了在固定的M* 下，光学和射电活动星系核的晕质量与母体的晕质量的差异。从聚类和从透镜效应推导出的晕质量令人满意地一致。射电活动星系核比光学活动星系核存在于质量更大的晕中：在我们的样本中，它们的平均晕质量分别为1.6 x 10^{13}和8 x 10^{11} M_{sun} /h。光学AGN遵循相同的恒星质量和晕质量之间的关系，选择星系不考虑核属性，但射电响亮AGN偏离这个关系显着。射电噪声活动星系核的暗物质晕大约是相同恒星质量的控制星系的两倍。这种增强与射电光度无关，即使我们的分析仅限于场星系，它也会持续存在。星系的大尺度气体环境显然在产生可观测到的无线电辐射方面起着至关重要的作用。暗物质晕的质量，我们得到的活动星系核在我们的两个样本是在最近的模型，其中来自无线电活动星系核的反馈成为占主导地位的气体冷却准静态的晕。
2008-10-24 astro-ph
Testing the reliability of weak lensing cluster detections
我们研究了三种不同的线性滤波器应用于弱透镜数据的暗物质晕检测的可靠性。我们利用多透镜平面近似下的光线追迹方法，通过一个大宇宙学模拟，构造了由红移0到2之间的大尺度结构实现的宇宙透镜。我们应用上面提到的滤波器来检测弱透镜信号中的峰值，并将它们与模拟中存在的暗物质晕的真实种群进行比较。我们确认了为抑制大尺度结构的污染而优化的过滤器的稳定性和性能。它可以可靠地探测质量超过几倍1 e13 Msun/h的暗物质晕，而虚假探测的分数低于~ 10%。对于红移为2的源，质量大于7 e13 Msun/h的晕有50%被探测到，在2 e14 Msun/h时达到完整。
2007-10-04 astro-ph
Cross-Correlation Lensing: Determining Galaxy and Cluster Mass Profiles from Statistical Weak Lensing Measurements
我们提出了一种新的非参数方法来确定平均三维密度和质量分布从周围的星系或星系团堆叠样品的弱透镜测量，即从测量的星系剪切或集群剪切关联函数。由于关联函数在统计上是各向同性的，这种方法避免了一些问题，例如大尺度结构沿视线的投影或晕圈非球面性，这些问题使从单个物体的弱透镜测量推断质量的尝试变得复杂。我们证明了这种方法在测量晕轮廓，星系质量和集群质量交叉关联函数，和集群维里质量的效用。我们测试了这种方法的N体模拟，并表明它正确，准确地恢复晕的三维密度和质量分布。我们没有发现任何证据的问题，由于在模拟中的质量片退化。互相关透镜提供了一种强大的方法来校准质量与可观测关系，用于大型调查中星系团质量函数的测量。它也可以用于大规模测量和消除晕偏差，从而提供直接测量Omega_m * sigma_8。
2005-07-20 astro-ph
The M31 microlensing event WeCAPP-GL1/Point-AGAPE-S3: evidence for a MACHO component in the dark halo of M31?
我们重新分析了M31微透镜事件WeCAPP-GL 1/Point-AGAPE-S3，考虑到恒星不是点状而是扩展的。我们表明，有限大小的恒星可以显着改变自透镜事件率和（不太显着）也晕透镜事件率，如果事件是明亮的WeCAPP-GL 1。最亮事件的亮度主要取决于源的大小和通量，以及源和透镜的距离分布，因此可以用作晕透镜事件和自透镜事件之间的灵敏度，只要源星的恒星星族混合是已知的。使用一个现实的模型的三维光分布，恒星星族和灭绝的M31，我们表明，像WeCAPP-GL 1的事件是非常不可能引起的自透镜。在整个WeCAPP场中（$17.2'\times 17.2'$以凸起为中心），我们预计每49年只有一次自透镜事件，其近似参数为WeCAPP-GL 1（时间尺度1- 3 d，$R$通量过剩<19.0 mag）。如果我们假设M31和银河系中只有20%的暗晕是由1个太阳质量的MACHO组成的，那么像WeCAPP-GL 1这样的事件每10年就会发生一次。此外，如果使用WeCAPP-GL 1的位置，FWHM时间尺度，通量过剩和颜色，自透镜的可能性甚至比MACHO的透镜小13倍，如果MACHO贡献总晕质量的20%，并且质量在0.1到4个太阳质量的范围内。我们还证明：（i）事件的亮度分布一般是一个很好的自我和晕透镜之间的时间尺度分布是一个很好的时间尺度分布，如果质量大于0.5太阳质量。未来对M31的调查，如…
2008-05-01 astro-ph
Properties of galaxy dark matter halos from weak lensing
本文介绍了利用弱引力透镜研究星系平均质量分布的结果。我们使用来自红色序列星系团巡天（RCS）的45.5度^2的R_C波段成像数据，定义了一个1.2个\times 10^5透镜的样本，其中19.5<R_C<21，以及一个1.5个\times 10^6背景星系的样本，其中21.5<R<24。我们约束的$B$带光度和晕的质量和尺寸之间的幂律标度关系，并发现，结果是在很好的协议与观测到的光度线宽关系。在假设光度不随红移而变化的情况下，最佳拟合的NFW模型得到了一个基准光度为\lumstar的星系的质量M_{200} =（8.8 \pm 0.7）\times 10^{11} h^{-1} Msun，标度半径rs =16.7^{+3.7}-3.0} h^{-1} kpc。后一个结果是在很好的协议，从数值模拟的预测晕这种质量。我们还观察到透镜周围的透镜信号的显著各向异性，这意味着光晕是平坦的并且与光分布对齐。我们发现平均投影晕椭圆率< e_{\rm halo} >=0.20^{+0.04}-{-0.05}，与CDM的数值模拟结果相当一致。另一种引力理论（没有暗物质）预测了各向同性的透镜信号，这是排除99.5%的置信度。因此，我们的结果为暗物质的存在提供了强有力的支持。
2003-10-27 astro-ph
Regularized orbit models unveiling the stellar structure and dark matter halo of the Coma elliptical NGC 4807
这是致力于揭示后发座星系团中扁平早期星系样本的质量结构和轨道内容的一系列论文中的第二篇。我们的轨道库重建内部恒星运动和质量组成的一个典型的椭圆样本的能力进行了研究，通过蒙特卡罗模拟的各向同性转子模型。模拟允许确定轨道叠加中所需的最佳正则化量。它表明，在现实的观测条件下，并与适当的正则化内部速度矩可以重建到约15%的精度，可以实现相同的精度为圆周速度和暗物质分数。相比之下，晕的展平保持不受约束。正则轨道叠加适用于我们的样本中的第一个星系，NGC 4807，恒星运动学观测扩展到3 Reff。这个星系似乎是暗物质在2 Reff之外占主导地位。对数暗物质潜力是一致的数据，以及NFW的配置文件，模仿对数电位在观测采样的径向范围。在这两种情况下，推导出的恒星质量-光比与独立获得的质量-光比恒星星族分析一致。在运动学上，NGC 4807的特征是在r>0.5 Reff之外具有轻度径向各向异性，朝向中心变得各向同性。我们的轨道模型暗示，在星系的外部，要么有一个明显的恒星组成部分，要么有弱的三轴性。
2005-04-21 astro-ph
Halo mass - concentration relation from weak lensing
我们进行了统计弱透镜分析的暗物质轮廓周围的示踪剂的晕质量从星系团大小的晕。在这项分析中，我们使用了170，640个分离成椭圆星系和螺旋星系的孤立的~L* 星系，38，236个由孤立的光谱发光红星系（LRGs）跟踪的星系群和13，823个来自斯隆数字巡天（SDSS）的MaxBCG星系团，涵盖了广泛的丰富度。这三个样本一起可以确定暗物质晕的密度分布，其质量超过三个数量级，从10^{12} M_{sun}到10^{15} M_{sun}。由此产生的透镜信号与中心区域外尺度上的NFW或Einasto轮廓一致。我们发现NFW浓度参数c_{200b}随晕质量的增加而减小，从星系晕的10左右减小到星系团晕的4。假设它对晕质量的依赖关系为c_{200b} = c_0 [M/（10^{14} M_{sun} /h）]^β，我们发现c_0=4.6 +/- 0.7（z=0.22），β=0.13 +/- 0.07，与Einasto剖面的结果非常相似。斜率（β）与理论预测一致，而振幅比这个质量和红移的预测低大约两个标准差，但我们注意到文献中公布的值相差10-20%，为了进行适当的比较，我们的分析应该在模拟中重复。我们讨论了我们的研究结果的影响的重子效应的剪切功率谱：由于这些预计将增加晕浓度，事实上，我们没有看到高浓度的维里半径的20%以上的尺度上的证据表明，重子效应仅限于小尺度，并不是一个显着的不确定性来源…
2008-07-07 astro-ph
Can the Steep Mass Profile of A1689 Be Explained by a Triaxial Dark Halo?
从最近详细的透镜观测中得出的A1689的陡峭质量分布与标准CDM模型预测的低浓度晕不容易协调。然而，晕圈三轴性可能会导致假设球对称质量分布而导出的轮廓约束出现偏差，因为透镜效应仅与投影质量分布有关。一定程度的晕三轴性是CDM结构形成所固有的，这是由暗物质的无碰撞性质引起的。在这里，我们将基于CDM的三轴晕模型预测与基于ACS/HST和Subaru数据的A1689的精确透镜测量进行了比较，范围为10 kpc <r<2 Mpc。模型透镜剖面覆盖晕质量和形状的内在传播，并在与数据比较时投影到所有倾角。我们表明，模型参数只有弱约束和强烈退化，主要是因为缺乏信息沿视线。特别是，随着三轴度的增加，浓度参数的限制变得不那么严格。然而，通过比较所获得的约束与预期的概率分布的轴比和浓度参数从数值模拟计算，我们发现，约6%的集群大小的光环在CDM模型可以匹配A1689透镜观测在2西格玛水平，对应的情况下，晕的主轴对准视线。因此，晕三轴性可以减少理论和观测之间的明显差异。这一假设需要进一步探讨其他集群的统计透镜效应的研究，以及通过使用X射线，运动学和SZ效应观测得到的补充三维信息。
2005-07-14 astro-ph
Galaxy halo masses and satellite fractions from galaxy-galaxy lensing in the SDSS: stellar mass, luminosity, morphology, and environment dependencies
The relationship between galaxies and dark matter can be characterized by the halo mass of the central galaxy and the fraction of galaxies that are satellites. Here we present observational constraints from the SDSS on these quantities as a function of r-band luminosity and stellar mass using galaxy-galaxy weak lensing, with a total of 351,507 lenses. We use stellar masses derived from spectroscopy and virial halo masses derived from weak gravitational lensing to determine the efficiency with which baryons in the halo of the central galaxy have been converted into stars. We find that an L* gal…
2006-05-01 astro-ph
Gravitational Lensing By Spiral Galaxies
我们研究螺旋星系的引力透镜，使用现实的模型组成的晕，盘，和凸起组件相结合，以产生一个平坦的旋转曲线。适当的动力学模型的归一化是至关重要的，因为磁盘需要更少的质量比球形晕产生相同的旋转曲线-一个面对Mestel磁盘有一个透镜截面只有41%的大作为一个奇异的等温球具有相同的旋转曲线。截面对倾角很敏感，并且由边缘星系主导，这产生了具有未观察到的2像几何形状的透镜和较少数量的标准5像透镜。除非磁盘是不合理的质量，磁盘+晕模型平均倾斜预测\lesssim 10%以上的镜头比纯晕模型。最后，具有指数盘和中心凸起的模型对凸起的性质敏感。特别是，一个指数盘模型归一化到我们的银河系不能产生多个图像没有一个凸起，包括一个凸起减少了边缘星系的净扁平。透镜性质依赖于晕、盘和球的质量和形状，这意味着螺旋星系透镜的样本将对星系结构提供有用的约束。
1997-05-23 astro-ph
Intrinsic correlation of halo ellipticity and its implications for large-scale weak lensing surveys
我们使用大量最先进的宇宙学N体模拟[512^3粒子]来研究晕的内禀椭圆率关联函数。通过不同分辨率的模拟，我们发现当晕圈的成员数超过160时，椭圆度相关收敛。对于成员较少的晕，相关性被低估了，当晕只有20个粒子时，低估相当于2倍。校正分辨率的影响后，我们表明，在较大的盒子（L=300 mpc）中的晕的椭圆相关性同意非常好，在较小的盒子（L=100 mpc）。结合不同模拟箱的结果，我们给出了晕质量中椭圆度关联函数c_{11}（r）和投影关联函数Sigma_{11}（r_p）和Sigma_{22}（r_p）在三个数量级上的精确拟合公式。后两个功能是有用的预测的贡献的内在相关深透镜调查。通过对星系的红移分布和星系质量的合理假设，我们发现内禀椭圆率相关不仅对浅巡天而且对深巡天都有重要的贡献。我们的研究结果表明，以前的类似研究大大低估了他们有限的模拟分辨率的贡献。
2002-07-25 astro-ph
Semi-Analytical Models for Lensing by Dark Halos: I. Splitting Angles
我们使用半解析方法分析了各种冷暗物质（CDM）宇宙学中暗晕对类星体的引力透镜效应，以确定图像分离的预测概率对暗晕和宇宙学输入假设的敏感性。假定暗晕的质量函数由Press-Schechter函数给出。暗晕的质量密度分布可以是奇异等温球（SIS）、Navarro-Frenk-White（NFW）分布或广义NFW分布。宇宙学包括：爱因斯坦-德西特模型（SCDM）、开放模型（OCDM）和平坦Λ模型（LCDM）。正如预期的那样，我们发现透镜几率对暗晕的质量密度分布极其敏感，而对宇宙中的平均质量密度和原始波动的振幅则不那么敏感。NFW光晕在产生多个图像方面比SIS光晕效率低得多。然而，这些模型都不能完全解释目前的观察：SIS模型预测太多的大分裂透镜，而NFW模型预测太少的小分裂透镜。这表明宇宙中至少有两个晕群。如果我们选择从SIS到NFW过渡的质量为~ 10^{13}太阳质量，那么SIS和NFW晕的组合可以合理地再现当前的观测结果。此外，CDM模型在小尺度上有一种倾向，即质量集中度太大;看来，针对CDM的其他明显困难提出的解决方案也会在这里有所帮助，一个例子是温暖的暗物质（WDM）变体，它被证明产生比相应的CDM模型少一个数量级的大分裂透镜。
2001-06-07 astro-ph
A simple analysis of halo density profiles using gravitational lensing time delays
引力透镜的时间延迟依赖于哈勃常数和透镜星系的密度分布。这允许人们对透镜进行建模并估计哈勃常数，或者使用来自其他研究的哈勃常数的先验知识并研究优选的密度分布是什么。一些研究需要致密的暗物质晕（恒定的M/L比），以使引力透镜与HST/WMAP的哈勃常数值（分别为72 +/- 8 km/s /Mpc和72 +/- 5 km/s /Mpc）相一致。这与X射线、恒星动力学和弱透镜效应研究直接矛盾，这些研究都指向扩展晕和等温密度分布。在这项工作中，我们研究了一个最新的样本13透镜星系产生的数据集，包括21个时间延迟。我们选择的系统中有一个单一的主透镜星系（例如，排除系统正在进行合并）。使用基于幂律密度分布（rho \propto r^-n）的分析模型进行分析，其中等温分布是一种特殊情况（n = 2）。当用哈勃常数的先验进行建模时，这产生平均轮廓的n = 2.11+/-0.12（3 σ）的值，这仅与3 σ内的等温性一致。请注意，这是我们计算中的正式错误，不包括样本选择或晶状体建模简化的影响。我们的结论是，时间延迟是一个有用的探头的密度分布，特别是作为一个功能的环境中的镜头驻留，当结合之前的哈勃常数。
2006-09-11 astro-ph
The Masses and Shapes of Dark Matter Halos from Galaxy-Galaxy Lensing in the CFHTLS
我们提出的第一个星系星系弱透镜的结果使用早期的数据从加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）。这些结果基于~22 sq.°的的i数据。从这些数据中，我们估计了一个红移为0.3的L* 星系的平均速度色散为137 +- 11 km/s，维里质量M_{200}为1.1 +- 0.2 \times 10^{12} h^{-1} Msun，静止坐标系R波段质光比为173 +- 34 h Msun/Lsun。我们还详细研究了各种可能的系统误差来源。此外，我们将镜头样本分成两个子样本，除以视星等，从而得到平均红移。从这些早期的数据中，我们没有发现星系暗物质晕质光比从0.45到0.27的红移有显著的演化。最后，我们测试非球形星系暗物质晕。我们的研究结果有利于暗物质晕的椭圆率约为0.3，在2西格玛水平时，平均在所有星系。如果前景透镜星系的样本选择有利于椭圆星系，平均晕椭圆率和这一结果的意义增加。
2007-07-11 astro-ph
QSO-Galaxy Association and Gravitational Lensing
前景星系中致密天体对引力光的弯曲所产生的放大作用可以影响背景类星体的视数密度及其在星系晕场中的分布。本文研究了质点透镜效应和奇异等温透镜效应引起的星系晕场中类星体数目的增加，并将星系晕中致密暗天体的微透镜效应应用于NGC 3628。NGC 3628是一个被广泛研究的近边Sbc奇特星系，其中类星体被证明集中在星系周围，密度远高于背景。我们表明，如果目前对类星体光度函数的理解是正确的，这样的集中不可能是由引力透镜。
2005-03-11 astro-ph
Compound gravitational lensing as a probe of dark matter substructure within galaxy halos
我们展示了如何在高红移处观测多重成像类星体，并将其用作探测更大质量透镜晕维里化范围内的暗物质团块（质量约为10^9太阳质量的暗晕）。通过对冷暗物质（CDM）宇宙演化中星系形成的数值模拟，预测了大量这样的卫星。星系晕内的小尺度结构会影响图像的通量比，而不会明显改变它们的位置。我们使用数值模拟来量化的暗物质子结构的放大率的分布上的效果，并发现一个典型的图像对的放大率将偏离一个光滑的透镜势预测的值显着，如果在爱因斯坦半径附近，只有百分之几的透镜表面密度包含在subhalos。连续源的角大小决定了可以产生可探测效应的子团质量的范围：为了避免与透镜星系中恒星引起的引力微透镜相混淆，背景源必须大于类星体的光学连续发射区域。我们还发现，子结构将导致扭曲的图像在毫角秒尺度和偏见的类星体放大率的分布-两个其他可能的检测方法。
2001-08-13 astro-ph
A Detection of Dark Matter Halo Ellipticity using Galaxy Cluster Lensing in SDSS
利用引力透镜测量了斯隆数字巡天（SDSS）中孤立星系团的椭圆率。我们将星系团堆叠起来，旋转使由星系团成员星系的位置决定的椭圆长轴对齐。我们排除了来自中心0.5 h ^-1 Mpc的信号，以避免堆积排列和团簇成员污染的问题。我们拟合了一个椭圆形的NFW剖面，发现暗物质的轴比为f = b/a = 0.48 + 0.14 - 0.09（1 σ），并在99.6%的置信度下排除了f = 1，从而排除了球形晕。我们发现星团星系分布的椭圆率与等于暗物质椭圆率是一致的。如果我们在任一方向上将隔离标准改变50%，结果是相似的。
2009-03-30 astro-ph
Constraints on Field Galaxy Halos from Weak Lensing and Satellite Dynamics
在这里，我总结了限制的暗物质晕的场星系，已获得从最近的调查（一）弱星系星系透镜和（ii）在轨道上的卫星星系的动力学大宿主星系的性质。这两种技术在其本质上都是统计的（即，需要大量的星系样本来获得“信号”），但是由于它们具有固有的不同选择偏差和系统误差，它们彼此非常互补。在过去几年中，弱透镜和卫星动力学的研究结果揭示了一个非常一致的关于亮场星系（L > L*）的暗物质晕的图像。晕扩展到大的物理半径（> 150 kpc/h），在天空中的投影是平坦的，早型星系和晚型星系的势阱深度有明显的差异，晕的速度色散分布在大的投影半径处减小。所有这些都有望在寒冷的暗物质宇宙中成立，虽然这两种技术都不能解决CDM和观测星系之间可能存在的小尺度冲突，但在> 50 kpc/h的尺度上，两种技术都产生了相互一致的结果，并与CDM的预测一致。
2004-11-09 astro-ph
Weak Gravitational Lensing Bispectrum
弱引力透镜观测探测了密度涨落的频谱和演化以及支配它们的宇宙学参数。大尺度结构的非线性演化产生了一种非高斯信号，这种信号在星系切变数据中是可以观察到的。我们研究的收敛，特别是双谱的三点统计，使用暗物质晕的方法，它描述了密度场之间的相关性和内暗物质晕。我们的方法使我们能够研究的质量分布在观测领域的影响，特别是在观测领域中缺乏罕见的大规模晕（集群）引起的偏见。我们表明，收敛偏度主要是由于稀有和大质量的暗物质晕，只有当质量M > 10 ^15 M_ \sun的晕存在时，偏度才收敛到其平均值。这种计算方法原则上可用于校正这种偏差，以及搜索与两点和三点相关性相关的更稳健的统计数据。
2000-04-11 astro-ph
Imaging of SDSS z>6 quasar fields: gravitational lensing, companion galaxies and the host dark matter halos
我们对三个6.2<z<6.5的类星体场在i'和z'滤波器中进行了深光学成像观测。这些数据被用来寻找前景星系的引力透镜类星体和遥远的星系与类星体的物理联系。在三个类星体中，有两个的视线距离前景星系不到5角秒。然而，这些星系的微弱表明它们的质量相当低，并且只能提供较弱的放大倍率（μ <1.1）。没有令人信服的星系物理上与类星体被发现和i '带辍学的数量是一致的，发现在随机场。我们认为预期的暗物质晕质量的主机这些类星体的假设下，黑洞质量和暗物质晕质量之间的相关性存在。我们表明，在这个红移的晕质量函数的高质量尾部的陡峭度，结合现实的散射量在这种相关性，导致预期的晕质量大大低于以前认为的。这一分析可以解释为什么这里没有发现伴星系，以及最近公布的其中一个类星体的低动力学质量。
2005-03-08 astro-ph
POINT-AGAPE Pixel Lensing Survey of M31 : Evidence for a MACHO contribution to Galactic Halos
POINT-AGAPE合作正在进行一项对M31引力微透镜的研究，以揭示银河系和M31晕中MACHO（大质量天体物理致密晕天体）形式的银河系暗物质。对3年的观测资料进行了高阈值分析，得到了6个亮的、短持续时间的微透镜事件，并对它们进行了模拟观测和分析。观察到的信号比单独自透镜效应的预期信号大得多，我们得出结论，在95%的置信水平下，如果它们的平均质量在0.5-1 M $_\odot$的范围内，那么在M31方向上至少有20%的晕质量必须是MACHO的形式。对于质量为$\sim 0.01$ M $_\odot$的MACHO，该下限降至8%。此外，我们讨论了一个可能的二元微透镜候选者与焦散交叉。它的位置，距离M31的中心约32'，支持我们的结论，我们正在检测M31方向上的一个M2 O信号。
2005-11-18 astro-ph
Prospects for the Lensing of Supernovae
对高红移Ia型超新星（SNe）的观测将使我们能够探测星系晕的结构和暗物质的组成。在此简要讨论了这一领域的未来前景。首先回顾了SN观测区分由宏观致密物体组成的暗物质和由微观粒子组成的暗物质的能力。然后介绍了一种探测星系晕和星系团晕结构的新方法。这种方法利用前景星系光和超新星亮度之间的相关性，大大减少了可能的系统误差。该技术可能是特别有用的测量暗物质晕的大小，其中星系-星系透镜是不是很适合的测量，和星系晕的子结构的水平，一个有问题的预测冷暗物质模型。为了估计宇宙学参数，人们已经提出了在z ~ 1处观测数百个SNe的要求。
2000-07-20 astro-ph
