The magnification of SN 1997ff, the farthest known Supernova
SN 1997 ff的红移约为1.7，是迄今为止发现的最遥远的Ia型超新星。这个SN接近几个明亮的星系，z=0.6-0.9，我们考虑这些物体对SN 1997 ff等的透镜效应。我们用Tully-Fisher和Faber-Jackson关系估计了它们的速度色散，并应用多平面透镜形式主义计算了SN 1997 ff放大了0.34 ± 0.12 mag.由于前景星系的空间结构，来自单个透镜的剪切部分抵消了，并且在宿主星系上引起的总畸变比具有相同放大率的单个透镜产生的畸变小得多。经过透镜效应修正后，SN 1997 ff的距离修正为m-M=45.5等，这改善了与低红移超新星Ia的Omega_M=0.35，Omega_Lambda = 0.65宇宙学模型的一致性，但在~3 sigma置信水平下与均匀灰尘模型或简单演化模型不一致。
2002-08-09 astro-ph
Comparison of Cluster Lensing Profiles with Lambda CDM Predictions
我们推导出镜头畸变和放大率与斯巴鲁观察到的四个著名的集群。每个星系团都很好地拟合了冷暗物质（CDM）主导的晕预测的一般形式，具有良好的一致性之间的独立失真和放大测量。与λ CDM模型预测的相对较浅的分布相比，推断的质量浓度水平令人惊讶地高，8< c_{vir} <15（< c_{vir} >= 10.4 \pm 0.9），c_{vir} =5.1 \pm 1.1（< M_{vir} >=1.25 \times 10^{15} M_{\odot} /h）。这代表了一个4sigma差异，并包括相对温和的影响投影偏差和轮廓演变来自N体模拟，这对彼此几乎没有残余影响。在基于CDM的宇宙学的背景下，这种差异意味着星系团的坍缩（z \geq 1）比预测的（z<0.5）更早，当宇宙相应地更致密时。
2008-08-18 astro-ph
Gravitational `Convergence' and Cluster Masses
双色测光的集群A1689揭示了一个“相对放大偏差”透镜蓝色和红色背景星系之间，所产生的依赖于暗淡的星系计数斜率的颜色。远场的颜色分布偏向蓝色，使我们能够测量星系团的放大率，并理解大弧的臭名昭著的蓝色。我们表明，放大率的信息可以与通常的图像失真测量相结合，以隔离的局部“收敛”的透镜组件，从而推导出投影质量。这是通过一个简单的局部关系的收敛性和可观的，它可以适用于一般的表面集群。在弱透镜极限下，会聚减少到仅依赖于放大率，因此在星系团的外围，物质的表面密度直接从背景星系的表面密度获得。因此，有用的透镜工作需要颜色信息，但不一定是好的视觉。有趣的是，收敛在高红移时变化缓慢，饱和程度取决于视界距离，允许有用的模型独立测量全局几何。
1995-12-01 astro-ph
Note on Redshift Distortion in Fourier Space
我们探讨了N体模拟傅立叶分析中红移失真的特征。暗物质密度涨落的傅里叶模的相位通常会因视线方向的特殊运动而发生偏移，这种偏移是随机的，并且在零偏移处具有与峰值对称的概率分布函数（PDF），而精确的形状取决于波矢，除非在非常大的尺度上，线性微扰理论认为相位是不变的。相移的分析激发了我们对红移空间双谱的唯象模型。与仿真结果的比较表明，我们的玩具模型是非常成功的建模大规模的等边和等腰三角形的双谱。在第二部分中，我们比较了功率谱和双谱在径向畸变和平行面畸变下的变化，以检验平行面近似。我们证实了Scoccimarro（2000）的结果，即功率谱的差异在10%的水平，在约化的双谱中，这种差异小到几个单位。然而，在垂直于视线kz =0的平面上，径向近似和平行平面近似的功率谱差别可达10%以上，在很小的尺度上差别更大。这种差异对于双谱，尤其是对于那些倾斜三角形的配置是突出的。小尺度径向畸变下的非高斯信号比平面平行近似下的非高斯信号有系统性的向下偏置，其幅度与样品对观测者的张开角有关。这一观察结果对使用k_z=0平面上测量的功率谱和双谱作为真实空间统计量估计的做法提出了警告。
2006-06-15 astro-ph
Gravitational Lens Magnification and the Mass of Abell 1689
我们提出了第一个应用透镜放大率来测量绝对质量的星系团;阿贝尔1689。一个星系团的绝对质量可以通过星系团势对背景星系群的引力透镜放大来测量。由于星系聚集和散粒噪声，以及在强透镜区将放大率与质量联系起来的额外不确定性，透镜信号会因数量计数的变化而变得复杂。聚类和散粒噪声可以使用极大似然方法来处理。然后可以使用局部近似来从放大率估计质量。另外，如果透镜是轴对称的，我们表明，放大方程可以解决非局部的表面质量密度和切向剪切。在本文中，我们提出了第一个总质量分布的地图，在阿贝尔1689年，从赤字的透镜红星系背后的集群测量。虽然噪音更大，但这些复制了使用背景星系的剪切变形制作的质量图的主要特征，但具有正确的归一化，最终打破了困扰基于剪切的透镜方法的“片状质量”简并性。我们得到了内4'星系团的质量分布（0.48Mpc/h）。这些图显示出在半径为2.4'（0.28Mpc/h）处具有接近等温表面质量密度κ=（0.5+/-0.1）（θ/1'）^{-1}的轮廓，随后突然下降到噪声。我们发现0.24 h^{-1}$Mpc内部的投影质量为M（<0.24 Mpc/h）=（0.50+/- 0.09）\times 10^{15} Msol/h。我们比较我们的结果与质量估计从X射线温度和视线速度色散，以及弱剪切和透镜弧，并发现所有的阿贝尔1698是在公平的协议。
1998-01-15 astro-ph
Gravitational Lensing by Power-Law Mass Distributions: A Fast and Exact Series Approach
我们提出了一个分析公式的引力透镜使用熟悉的三轴幂律质量分布，其中的三维质量密度由$ρ(X,Y,Z) = ρ_0 [1 + (\frac{X}{a})^2 + (\frac{Y}{b})^2 + (\frac{Z}{c})^2]^{-ν/2}$。偏转角和放大系数以傅里叶级数的形式解析得到。给出了偏转角和放大系数的精确表达式。本文给出的偏转角和放大系数的计算公式，将有助于对观测透镜系统的数值研究。我们的结果在爱因斯坦十字架上的应用可以在Chae、Turnshek和Khersonsky（1998）中找到。我们的系列方法可以被视为一种用户友好和有效的方法来计算透镜性质，优于更传统的方法，例如，数值积分，多极展开。
1998-08-31 astro-ph
Fourier Analysis of Redshift Space Distortions and the Determination of Omega
星系奇特的运动速度扭曲了星系团在红移空间中的分布，使红移空间功率谱具有各向异性。在线性区域，这种扭曲的强度只取决于比率$β\equiv f(Ω)/b \approx Ω^{0.6}/b$，其中$Ω$是宇宙学密度参数，$b$是偏置参数。基于红移空间功率谱的谐波矩，我们导出了$β$的线性理论估计。使用N-体模拟，我们研究的影响，非线性引力集群的功率谱各向异性和我们的$β$估计。非线性效应对于波长$λ\sim 50$ Mpc/h或更大可能很重要;在大多数情况下，它们降低功率谱的四极矩，从而将$β$的估计值降低到真实值以下。在足够大的红移巡天中，非线性效应的比例可以允许分别测定$Ω$和$b$。我们描述了一种实用的技术，用于测量星系红移调查的功率谱的各向异性，我们测试的模拟目录从N体模拟技术。我们的方法的初步应用，1.2 Jy IRAS星系巡天产量$β_{est} \sim 0.3-0.4 $在波长$λ\sim 30-40$兆秒差距/小时。在这些尺度下，非线性效应仍然很重要，因此$β$的估计值可能低于真实值。
1993-08-04 astro-ph
Fast and Accurate Fourier Series Solutions to Gravitational Lensing by A General Family of Two Power-Law Mass Distributions
本文给出了一类三维尖点二次幂律椭球质量分布的偏转和放大的傅里叶级数解。尖点两个幂律椭球质量分布的特点是由内部和外部的幂律径向指数和一个中断（或过渡）半径。该模型家族包括模拟Jaffe，Hernquist和$η$模型的质量模型和来自数值模拟的暗物质晕轮廓。尖点两个幂律质量分布的傅里叶级数解相对简单，并且即使对于所选择的小分数计算误差（例如$10^{-5}$）也允许非常快速的计算。这些结果将是特别有用的研究透镜系统，提供了一些准确的透镜约束和大量的透镜的系统分析。子程序采用这些结果的两个幂律模型和结果的Chae，Khersonsky，和Turnshek的广义单幂律质量模型是公开的。
2001-12-10 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
Complete Treatment of Galaxy Two-Point Statistics: Gravitational Lensing Effects and Redshift-Space Distortions
我们提出了一个计算非均匀宇宙中的引力透镜效应和红移空间畸变的相干理论框架，并研究了它们对星系两点统计的影响。采用线性化的FRW度规，我们分别导出了引力透镜和广义Sachs-Wolfe效应，其中包括弱透镜畸变、放大和时滞效应，以及红移-空间畸变、Sachs-Wolfe效应和积分Sachs-Wolfe效应。基于这个框架，我们首先计算它们对观测到的源波动的影响，将它们分离为两个物理上不同的起源：涉及体积变化的体积效应，并且总是存在于星系两点统计中，以及取决于源种群的内在属性的源效应。然后，我们确定了几个条款，被忽略的标准方法，我们计算观察到的星系两点统计，系综平均的所有组合的内源波动和额外的贡献，从引力透镜和广义萨克斯-沃尔夫效应。这种对星系两点统计的统一处理阐明了引力透镜和广义Sachs-Wolfe效应与度规扰动和物质涨落的关系。对于不久的将来的暗能量调查，我们计算额外的贡献所观察到的星系两点统计，并分析其对各向异性结构的影响。星系两点统计的彻底理论建模不仅对于分析即将到来的暗能量调查的精确测量是必要的，而且还为理解潜在的物理机制提供了进一步的区分能力。
2009-01-07 astro-ph
Redshift-space Distortions of the Power Spectrum of Cosmological Objects on a Light Cone : Explicit Formulations and Theoretical Implications
我们研究了线性和宇宙学红移空间畸变对光锥上宇宙学物体的功率谱的影响。我们从对应于傅立叶分析的第一原理出发，以严格的方式发展了密度扰动线性理论中功率谱的理论公式。导出了适当考虑红移空间畸变效应的近似公式，并对公式的有效性进行了检验。将我们的公式应用于与SDSS测量大致匹配的星系和类星体样本，我们将展示红移空间扭曲如何定量地扭曲光锥上的功率谱。
1999-11-29 astro-ph
Measuring the Cosmic Shear in Fourier Space
我们建议利用星系表面亮度场的空间导数来测量弱宇宙剪切。测量应在傅立叶空间中进行，其中点扩散函数（PSF）可通过乘法变换为所需形式，并且可容易地测量空间导数。这种方法在数学上定义得很好，与星系的形态和PSF的形式无关，并且涉及简单的图像处理过程。此外，与高分辨率的星系图像，这种方法允许一个探测星系子结构的形状失真，这可能提供更多的独立剪切测量比整个星系的椭圆。我们使用计算机生成的模拟星系图像证明了这种方法的效率。
2008-01-24 astro-ph
Combining Lens Distortion and Depletion to Map the Mass Distribution of A1689
[摘要]我们推导出一个投影的二维质量地图的研究星系团A1689的基础上熵正则化的最大似然组合的镜头放大率和变形的红色背景星系深斯巴鲁图像。已知的强透镜效应信息也很容易被合并到这种方法中，表示为具有接近临界值的平均表面密度的中心像素。我们还利用失真测量来局部地降低固有聚类噪声的权重，否则会干扰耗尽信号。投影的质量分布随半径的增加而不断变陡，并与NFW模型很好地拟合，但有一个令人惊讶的大浓度c_vir=13.4^{+5.3}_{-3.3}，与预测的c_vir ~ 5值相差甚远，对应于测得的维里质量M_vir=（2.1 \pm 0.2）\times 10^15 M_{\odot}，对定义LCDM模型的标准假设提出了挑战。我们检查我们的结果的一致性与标准的弱透镜估计，并通过比较从强透镜获得的内部质量配置文件。这里测试的所有重建都意味着维里质量在范围内，M_vir=（1.5-2.1）\times 10 ^15 M_{\odot}，并且组合的ACS和Subaru-2D质量重建产生了对浓度参数的严格约束，c_vir=12.7 \pm 1（stat.）\pm 2.8（系统性）（c_200 ~ 10），改善了我们早期1D分析的统计准确性。重要的是，我们的最佳拟合轮廓正确地再现了45 arcsec（z_s=1）的观测爱因斯坦半径，与其他弱透镜工作相比，报告较低的浓度轮廓，低估了观测到的爱因斯坦半径。
2008-04-25 astro-ph
Projected Three-Point Correlation Functions and Galaxy Bias
三点关联函数（3 PCF）现在可以在大星系红移巡天中测量，但在三维空间中，由于红移空间畸变的存在，其解释变得复杂。我研究了投影的3 PCF，其中通过对红移维度进行积分来消除这些失真，就像两点关联函数通常所做的那样。从实空间、三维双谱投影的3 PCF的计算通过在傅立叶分量中展开两个量而大大简化，类似于Szapudi（2004）在多极分量中展开三维量。在弱非线性状态下，双谱可以很好地由前几个傅立叶分量表示。在弱非线性区域，物质与星系的约化3 PCF之间存在着一种众所周知的关系，如果能测量实空间三维星系的关联函数（两点和三点），就可以利用这种关系推断星系的偏置因子。我表明，相同的关系保持为减少{ \it投影} 3 PCF，如果这些被正确定义。这些结果应有助于确定星系的偏见从大红移调查消除复杂的红移空间扭曲。
2004-09-06 astro-ph
Steps towards nonlinear cluster inversion through gravitational distortions: III. Including a redshift distribution of the sources
在以前的一系列论文中，我们考虑了从透镜暗背景星系的图像重建星系团的表面质量密度。我们表明，重建的表面质量密度不是唯一确定的，但存在一个全球不变的变换，使透镜星系的图像的形状不变。正因为如此，只有下限的总质量的集群可以得出，如果没有进一步的信息，除了图像的椭圆度。在这些论文中，我们使用了一个简化的假设，即所有的源都有相同的红移。在本文中，我们考虑了暗星系的红移分布，特别是，这些星系中的一些可以位于前面的集群或可以是集群成员。我们展示了如何质量分布的星系团可以从这些微弱的星系的图像，如果这些星系的红移分布是已知的。我们证明，对于非临界星系团的重建，我们需要更少的信息的红移分布的星系，即，我们只需要知道分布的两三个时刻。我们表明，在整个数据场的平均质量密度仍然是一个自由变量，即，仍然存在所得到的质量密度场的全局不变性变换。对于非临界团簇，我们可以显式地导出变换，它类似于以前导出的单红移源的情况。我们讨论了几个理论上的想法，以打破质量简并，考虑的那些，我们发现，只有放大效应的星系图像的数密度可以成功地用于实践中。
1996-01-15 astro-ph
Spherical Redshift Distortions
奇特的速度引起星系在红移空间中的视向位移，扭曲了星系团在径向和横向方向上的模式。在大尺度上，扭曲的幅度产生了无量纲线性增长率$β\approx Ω^{0.6}/b$的量度，其中$Ω$是宇宙学密度，$b$是线性偏置因子。为了在广角红移巡天中最大限度地利用数据，并获得最大的精度，需要正确处理畸变的球面特征，而不是简单的平面平行近似。在线性区域，红移空间的关联函数由作用于真实关联函数的球面畸变算符来描述。这里指出，存在一个算子，它本质上是相对于对分离的对数导数，它既与球面畸变算子交换，又同时定义了分离的特征尺度。关联函数可以展开为该算子的本征函数，这些本征函数是失真算子的本征函数。观察到的本征函数的振幅的比率以独立于关联函数的形状的方式产生线性增长率$β$的测量。更一般地，相对于深度$r$的对数导数$\partial/\partial\ln r$，连同角动量算符的平方$L^2$和分量$L_z$，形成作用于密度的球面畸变算符的交换算符的完整集合。这套完整的算子的本征函数是关于观察者的球面波，径向部分位于对数实空间或傅立叶空间。
1997-10-02 astro-ph
Weak Lensing as a Probe of Dark Matter
遥远星系的弱引力透镜可以探测所有尺度上前景引力结构的总投影质量分布，并已成功地用于绘制富中等红移星系团的投影质量分布。本文回顾了透镜分析的一般概念。我们专注于可观测（形状和通量）和物理量（质量，红移）之间的关系，并讨论了一些观测问题和最近的发展数据分析出现的更好的测量透镜签名（失真和放大）在非常大的尺度。
1996-06-17 astro-ph
Measuring the three-dimensional shear from simulation data, with applications to weak gravitational lensing
我们发展了一种新的三维算法，基于标准的P $^3$ M方法，计算由于弱引力透镜的偏转。我们比较了这种方法的结果与二维平面的方法，并严格概述的条件下，这两种方法是等价的。我们的新算法使用快速傅立叶变换卷积方法的速度，并具有可变的软化功能，以提供一个逼真的解释的大尺度结构的模拟。的输出值的代码进行了比较，从埃瓦尔德求和方法，我们详细描述和开发。通过傅里叶卷积中高频滤波的最佳选择，当仅使用单个粒子时，最大误差约为7%，均方根误差小于2%。对于典型的$N$ -身体模拟中使用的粒子集合，均方根误差通常为0.3%。我们描述了如何使用算法的输出来生成放大率分布，大尺度结构震源椭圆性、剪切性和会聚性
1998-10-05 astro-ph
Modelling the redshift-space distortion of galaxy clustering
我们使用一组大的、高分辨率的宇宙学N体模拟来研究星系团在10- 200 h ^{-1} Mpc量级上的红移空间畸变。目前正在进行的星系红移巡天，一旦完成，将使我们能够测量两点关联函数中的四极畸变，或其傅里叶变换，功率谱，P（k，μ），达到高精度。在这些尺度上，我们通常会发现一个正的四极，正如预期的相干infall到过密区域和流出欠密区域，但失真是实质上弱于纯线性理论预测。我们评估两个模型，可被视为线性理论的改进，Zel'dovich近似和色散模型，其中的非线性速度所产生的形成维里化的群体和集群被视为随机扰动的线性理论预测的速度。我们发现，既没有提供足够的物理描述的聚类模式。如果用来模拟尺度为10<λ<200 h^{-1}Mpc的红移空间畸变，β的估计值（β=f（Ω_0）/b，其中f（Ω_0）~ Ω_0^{0.6}，b是星系偏置参数）可能有百分之十或更大的系统误差。我们讨论如何避免这样的系统性，i）发展一个更完整的模型的红移失真和ii）直接使用的星系目录产生的非线性N体模拟。
1997-07-16 astro-ph
Probing the Cluster Mass Distribution using Subaru Weak Lensing Data
我们提出的结果从弱透镜分析的星系团A1689（z=0.183）的基础上深宽视场成像数据与Suprime-Cam的斯巴鲁望远镜。用最大熵方法直接重建了A1689的投影质量分布，得到的质量分布明显地集中在cD星系周围，星系团中的质量和光在形状和方向上也有相似的分布。从二维重建的方位角平均质量分布与斯巴鲁一维分析的弱透镜数据的早期结果吻合得很好，支持集群的投影质量分布的准圆对称的假设。
2007-09-16 astro-ph
An Inversion Method for Measuring Beta in Large Redshift Surveys
本文提出了一种精确确定β = Omega_m^{0.6}/b值的方法，其中b是星系偏置参数。与其他现有的技术，侧重于估计这个量通过测量红移空间星系-星系关联函数或功率谱的失真，这种方法通过重建真实的空间密度场，并确定β值，结果在一个对称的信号，消除了失真。为了消除失真，该方法修改由Beta参数化的调查数据的傅立叶平面波展开的振幅。这种方法不依赖于小角/平行面近似，可以充分利用大红移观测数据。它已经使用四种不同宇宙学的模拟进行了测试，并将Beta值返回到+/- 0.031，比现有技术提高了两倍。
2002-04-29 astro-ph
Estimating Omega from Galaxy Redshifts: Linear Flow Distortions and Nonlinear Clustering
我们提出了一种方法来确定宇宙质量密度Ω红移空间扭曲引起的大规模流动中存在的非线性聚类。红移空间中的非线性结构，如上帝的手指，可以污染线性流的畸变，其尺度高达小尺度成对速度色散σ_v的几倍。用高分辨率数值数据进行的测试表明，该模型对跨线尺度及以上的质量和偏差星系晕都是可靠的。在此模型的基础上，我们提出了线性增长参数beta = Omega^0.6/b的估计量，其中b度量偏差，该估计量来源于经过调整以消除非线性聚类失真的采样函数。该措施进行了测试的数值数据，并发现恢复的真实值β在~ 10%。对IRAS 1.2Jy星系的分析得出，在1，000 km/s的尺度下，β = 0.8+0.4/-0.3，这接近于考虑到散粒噪声和有限的观测体积的最佳值。这一测量结果与从实空间和红移空间信息中得到的β的动力学估计是一致的。这里提出的方法的重要性是，非线性聚类效应被删除，使线性相关各向异性测量尺度接近translinear政权。我们讨论了即将到来的光学红移调查，其中的色散是一个以上的因素，两个以上的IRAS数据分析的影响。
1997-01-22 astro-ph
