Distortion of the SED of High-z Luminous Infrared Galaxies by Strong Lensing
我们提出了一个模型来估计差分放大率的影响上的SED的高Z ULIRGs。结果表明，在~0.01”的小角尺度上，高温分量与低温分量的比值随源位置的变化可达10倍。这意味着，当从强透镜源导出尘埃特性时，需要对微分放大率进行校正。
1999-09-21 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
Infrared observations of gravitational lensing in Abell 2219 with CIRSI
我们提出了第一次检测的引力耗尽信号在近红外波长，基于深全景图像的集群阿贝尔2219（z=0.22）与剑桥红外巡天仪（CIRSI）在主焦点的4.2米威廉赫歇尔望远镜。相对于光学波段的类似技术，引力损耗的红外研究提供了许多优势，并且可以提供中等红移星系团的可靠总质量。利用Schneider，King & Erben（1999）提出的极大似然技术，我们在3 sigma置信水平上探测到了引力耗损。通过将质量分布建模为奇异等温球，忽略非透镜计数的不确定性，我们发现爱因斯坦半径为13.7 + 3.9/-4.2 arcsec（66%置信限）。这对应于大约800公里/秒的预计速度色散，与强透镜特征的约束一致。对于Navarro，Frenk和White质量模型，观察到的径向依赖性表明最佳拟合的晕标度长度为125/h kpc}。我们调查的不确定性所产生的观测波动的unlensed数计数，并表明，聚类是主要的错误来源。我们扩展了极大似然方法，包括不完整性的影响，并讨论了在近红外波段的透镜进一步系统研究的前景。
2000-06-21 astro-ph
Lens distortion effects on CMB maps
已知弱透镜效应会在CMB温度图中引入非线性耦合。在暴胀情形下，主CMB各向异性将形成一个二维高斯映射，由局部温度曲率矩阵定义的椭圆率概率分布函数具有非常特殊的形状。我表明，透镜改变显着的PDF的形状，诱导多余的细长结构。精确的函数形式计算的场点和温度极值。这些分析结果证实了10 × 10平方度地图的数值实验。这些数值结果允许调查平滑的影响，并估计宇宙方差。对于普朗克任务的最佳分辨率和天空覆盖范围，这里给出的统计指标的信噪比约为3至6，这取决于宇宙学模型。因此，边缘检测应该是可能的。
1998-02-18 astro-ph
Discriminating weak lensing from intrinsic spin correlations using the curl-gradient decomposition
由星系形状的椭圆度定义的畸变场可以唯一地分解为梯度分量和旋度分量。如果观测到的椭率是由弱引力透镜引起的，那么畸变场是无旋的。在这里，我们表明，相比之下，从内在的自旋排列所产生的扭曲场是不卷曲自由。这提供了一个强大的判别透镜和内在的贡献观察到的椭圆相关性。我们还展示了如何这些贡献可以解开统计的椭圆度相关性或计算本地的椭圆度场的圆积分。这使得一个明确的检测固有的星系排列的数据。当畸变主要由透镜效应控制时，如发生在高红移时，分解为理解噪声和系统误差的性质提供了一个有价值的工具。这些技术同样可以很好地应用于微波背景的极化，在那里它可以被用来从那些由重力波或缺陷产生的无卷曲标量扰动分离。
2000-12-15 astro-ph
Weak Lensing by Large Scale Structure in Open, Flat, and Closed Universes
弱透镜效应是遥远天体（如高红移星系）的图像在畸变较小的极限处被引力场扭曲（偏振）。由大尺度结构引起的引力势涨落导致高红移星系图像的相关畸变。这些扭曲可以用目前的大型望远镜和仪器观测到。在Friedmann-Robertson-Walker（FRW）度规下，计算了任意$Ω_0$和零宇宙学常数$Λ$的由大尺度结构引起的弱透镜斑图。对于一个给定的宇宙学模型，指定的$Ω_0$和密度涨落的功率谱，我计算了一个简单的封闭形式的任意红移源分布的偏振场的统计性质。结果表明，对于低红移的源，偏振振幅与$Ω_0$成正比，而在高红移时，偏振度量为$Ω(z)$的值，其中$z$是特征源红移.此外，极化场的统计是密度涨落功率谱的直接度量。
1995-03-02 astro-ph
Non-Linear Cluster Lens Reconstruction
本文发展了一种利用背景星系的可观测畸变重建一般非线性星系团透镜的方法。畸变测量剪切$γ$和表面密度$κ$的组合$γ/(1-κ)$。由此，我们得到了$\log (1 - κ)$的梯度的表达式。这允许将$1 - κ$重构为任意常数乘数。最近的工作强调了失真和$γ/(1-κ)$之间关系的模糊性。在这里，我们表明，函数关系只取决于奇偶性的图像，所以如果一个数据延伸到大半径，如果关键线可以在视觉上识别（作为线沿失真发散），这种模糊性是解决。此外，我们表明，对于一个通用的2维镜头，它是可能的本地确定的奇偶性从失真。实际上在由轮廓$κ= 1$界定的每个区域中可以取不同值的任意乘数可以通过要求平均表面过量在大半径处消失并且$κ$的梯度在$κ= 1$上应该是连续的来确定。我们将展示如何实现这些想法，以重建表面密度，如果必要的话，不使用的奇偶校验的确定是不安全的区域中的数据，我们展示了如何可以测量的质量包含在一个光圈内，再次，如果必要的话，不使用数据的光圈内。
1994-08-29 astro-ph
Detection of weak gravitational lensing distortions of distant galaxies by cosmic dark matter at large scales
宇宙中的大多数物质都不发光，只能通过引力效应直接观察。一种叫做弱引力透镜的新兴技术利用背景星系来揭示前景暗物质在大尺度上的分布。来自非常遥远星系的光通过许多干涉的高密度物质传播到我们这里，这些高密度物质在引力作用下扭曲了它们的表观形状。因此，这些遥远星系的椭圆率模式编码了关于宇宙大尺度结构的信息，但由于系统误差，测量这种效应的尝试一直没有定论。我们使用145，000个背景星系首次探测到这种"宇宙剪切“，以揭示暗物质在三条不同视线中的角尺度上的分布。观察到的这种效应的角度依赖性是一致的，由两个领先的宇宙学模型预测，这些模型提供了新的和独立的支持。
2000-05-05 astro-ph
Gravitational lens magnification by Abell 1689: Distortion of the background galaxy luminosity function
引力透镜放大了透镜后面星系的光度。我们利用这种效应来约束集群Abell 1689的总质量，通过比较背景星系的透镜光度与未失真场的光度函数。由于星系被假定为光度空间的随机抽样，该方法不受聚类噪声的限制。我们使用光度红移信息来估计星系的距离和内禀光度。知道背景人口的红移分布，使我们能够解除透镜分析常见的质量/背景简并。本文利用Calar Alto 3.5米望远镜12小时内观测的9个滤光片，测定了Abell 1689场中1000个星系的红移。使用一个完整的151个背景星系的样本，我们测量的集群质量分布。我们发现0.25 h ^（-1）Mpc内部的总投影质量为（0.48 +/-0.16）* 10^（15）h^（-1）太阳质量，其中我们的误差预算包括测光红移测定的不确定性，偏移校准和有限采样的不确定性。这一结果与计数法和剪切法的结果吻合得很好，为确定团簇质量提供了一种新的独立方法。
2000-11-01 astro-ph
H_0 from gravitational lenses: recent results
"费马势“的0阶、1阶和2阶导数给出了引力透镜的三个D：延迟、偏转和扭曲。对双重和四重成像类星体的这些延迟、偏转和扭曲的观测给出了哈勃常数H_0的估计。对H_0的不确定性的最大贡献来自于难以约束透镜势的中心集中程度。幸运的是，天文学家在过去的四分之一世纪里花了大量的精力来解决这个问题。如果z=0.5的星系与邻近星系相似，则H_0的系统不确定度小于10%。预期的晶状体间散射为20%。从三个特别好的约束系统的结果报告。
2000-09-04 astro-ph
Anisotropic Magnification Distortion of the 3D Galaxy Correlation: II. Fourier and Redshift Space
在本系列的第一篇论文中，我们讨论了放大偏差如何通过增强视线（LOS）方向上观察到的相关性来扭曲3D关联函数，特别是在大尺度上。这种透镜各向异性是独特的，使得有可能分别测量星系-星系，星系-放大率{ \it和}放大率-放大率的相关性。在这里，我们将讨论扩展到功率谱和红移空间。在实际空间中，即使对分离很大，靠近LOS方向的对也不会受到非线性的保护;这是因为非线性波动可以在小的横向分离（即碰撞参量）处通过引力透镜进入。在傅立叶空间中的情况是不同的：通过聚焦于小的波数$k$，正如通常所做的那样，线性度得到保证，因为LOS和横向波数都必须很小。这就是为什么星系相关性的放大畸变在傅立叶空间中显得不那么严重。尽管如此，这种影响是不可忽略的，特别是对于横向傅立叶模，并且应该在解释星系功率谱的精确测量时考虑在内，例如那些专注于重子振荡的测量。由于特殊的运动和Alcock-Paczynski效应，透镜诱导的功率谱各向异性的形状与更广为人知的红移空间各向异性不同。透镜各向异性在傅立叶空间中高度局部化，而红移空间畸变更分散。这意味着人们可以在实际观测中分离放大偏差分量，这意味着有可能在不测量星系形状的情况下进行引力透镜测量。
2008-02-07 astro-ph
The Host Galaxy of the Lensed Quasar Q 0957+561
用哈勃太空望远镜获得的Q0957 +561引力透镜的红外图像显示了z_s=1.41类星体宿主星系的两个大（\sim 5角秒）透镜图像。宿主星系的一部分像类星体一样是双重成像，而其他部分则是四重成像。宿主星系的扭曲提供了对透镜势的全球结构的最好的探测，这对于从测量的时间延迟确定哈勃常数是必不可少的。这些失真与之前发布的镜头模型的预测不一致，这使得这些模型及其对H_0的影响无效。新的模型表明，这种扭曲最终打破了透镜星系形状与包含透镜星系的星系团所产生的潮汐切变之间长期存在的简并性。透镜星系质量分布的形状必须与其光度分布的形状非常相似，并且大多数产生合理的哈勃常数值的模型大致匹配观测到的透镜星系的椭圆率梯度和等照度线扭曲。此外，星团必须是非球形的，并产生相对较小的潮汐切变。尽管透镜模型中仍然存在简并，导致哈勃常数的导出值存在25%的不确定性，但也有很强的前景进行新的观测，以进一步改善约束并减少不确定性。
2000-01-28 astro-ph
Cosmic Strings Lens Phenomenology: General Properties of Distortion Fields
考虑到宇宙弦系统的状态方程和运动方程，我们重新考虑宇宙弦系统引起的引力透镜效应的一般性质。我们明确表明，由字符串引起的偏转模式是等价的一个线性和静态的物质分布。然后，我们严格表明，变形场的收敛部分总是为零，除了在弦世界面和观察者过去的光锥的交叉点，扩展以前的特殊情况下得到的结果。现象学的后果，这一结果对多个图像系统进行了研究。
2000-06-29 astro-ph gr-qc
Dark Energy Constraints from Weak Lensing Cross-Correlation Cosmography
我们提出了一种实现Jain & Taylor的思想的方法，用弱引力透镜来约束宇宙学参数。利用前景星系的测光红移信息，生成前景切片z_ \ell的质量结构模板，并将预测的畸变场与红移z_s处源的实测形状进行互相关。互相关随z_s的变化完全取决于角直径距离的比值。我们提出了一个形式主义这样的分析，利用所有的前景背景红移对，并推导出费舍尔的不确定性的暗能量参数，将导致这样的调查。在对Ω m应用一个实际的先验后，来自SNAP卫星或LSST天文台的观测可以将暗能量状态方程限制为w_0中的0.01 f_sky^{-1/2}和w_a中的0.035 f_sky^{-1/2}。这种方法的优点是功率谱测量是，它是不受残余PSF失真，不受样本方差的限制，并可以使用非线性质量结构来约束宇宙学。然而，信号非常小，相当于透镜畸变的10^3中的几个部分的变化。透镜畸变的校正必须独立于红移到可比较的水平，光度红移必须同样没有偏差。这两项任务都需要在现有技术水平上取得实质性进展，但我们将讨论如何使用内部一致性测试来实现这种准确的校准。消除红移偏差需要10^4-10^5高红移星系的光谱红移。
2003-09-11 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
First Observation of Parallax in a Gravitational Microlensing Event
我们提出了第一次检测视差效应的引力微透镜事件。在引力微透镜事件中，只有从地球上观察到的视差表现为由于地球绕太阳运动而导致的光变曲线的扭曲。如果事件持续时间不少于一年，并且透镜的投影速度不大于地球绕太阳的轨道速度，则可以检测到这种失真。这里呈现的事件持续了220天，清楚地显示了由于地球运动造成的扭曲。我们发现，透镜的投影速度是75+/-5公里/秒，在28+/-4度角的方向增加银河经度，作为预期的一个透镜在银盘。可能性分析得出透镜的距离和质量：D_{lens} = 1.7（+1.1/-0.7）kpc和M = 1.3（+1.3/-0.6）Msun，表明透镜是一个遗迹，如白矮星或中子星。另一种可能性较小的可能性是透镜是一颗主序星。如果是这样的话，我们可以将我们观察到的来自透镜的通量的上限添加到分析中。这将估计值修改为：D_{lens} = 2.8（+1.1/-0.6）kpc，M = 0.6（+0.4/-0.2）Msun。
1995-06-22 astro-ph
Anisotropic Magnification Distortion of the 3D Galaxy Correlation: I. Real Space
众所周知，引力透镜，主要通过放大偏差，修改所观察到的星系/类星体集群。这种讨论主要集中在2D角度相关性上。在这里，在一个配套文件（纸II），我们探讨放大偏差如何扭曲的3D关联函数和功率谱，首先考虑松原。有趣的是：失真是各向异性的。放大偏差优先增强了观察到的相关性的视线（LOS）的方向，特别是在大尺度上。例如，在LOS分离为~100 Mpc/h时，星系与星系之间的内在相关性相当弱，即使在z ~ 0.35的适度红移下，观测到的相关性也可以通过透镜效应增强几倍。机会：这种透镜各向异性是独特的，使得有可能分别测量星系-星系、星系-放大率和放大率-放大率的相关性，而不测量星系的形状。各向异性是区别于众所周知的变形由于特殊的运动，将讨论在文件II。挑战：随着精度的提高，在解释数据时必须考虑星系相关性的放大失真。例如，关联函数中~100 Mpc/h的重子声学振荡标度在LOS方向上移动了~3%，而在N-S方向上移动了~0.6%，这取决于星系偏置、红移和计数斜率。如果忽略哈勃参数和角直径距离的相应变化，可能会严重影响暗能量状态方程的测量。最后，放大失真提供了一个合理的解释，在笔形波束调查中看到的众所周知的过度相关。
2007-06-15 astro-ph
Probing Dark Energy via Weak Gravitational Lensing with the SuperNova Acceleration Probe (SNAP)
SNAP是联合暗能量任务（JDEM）的候选者，该任务旨在使用两种不同的方法对暗能量进行限制。第一种是Ia型SN，在配套的白皮书中进行了讨论。第二种方法是弱引力透镜，它依赖于前景质量结构对背景星系形状的相干扭曲。2米天基天文台所提供的出色的空间分辨率和测光精度对于实现高表面密度的已分辨星系、严格控制望远镜点扩散函数（PSF）的系统误差以及该项目所需的精致红移精度和深度至关重要。这些都是通过消除大气失真和望远镜上的大部分热负荷和重力负荷来实现的。探测暗能量的SN和WL方法是高度互补的，并且这两种方法的误差轮廓在很大程度上是正交的。
2005-07-19 astro-ph
Steps towards Nonlinear Cluster Inversion Through Gravitational Distortions. I. Basic Considerations and Circular Clusters
在前景星系团的光线偏转下，微弱的高红移星系的图像失真可以用来确定星系团的（投影）质量分布。在强烈扭曲的情况下，这会导致成簇的弧，弧的位置和/或其曲率半径产生对由弧描绘出的圆内的总质量的估计。可以在大得多的角间距下观察到的弱畸变可以用于确定质量分布。在弱畸变的情况下，可以进行近似，该近似将观察到的畸变与透镜产生的剪切识别;然而，如果想要探测簇的中心，即，接近可以形成巨型弧的区域。迄今为止开发的方法，其中最先进的是由于凯泽\& Squires，依赖于线性近似，因此不能产生可靠的结果，区域靠近集群的中心。本文的目的是提供一个理论基础，扩展到非线性制度的凯撒\& Squires方法，从而使其更强大，因为非线性扭曲提供了强大的约束质量分布，这与弱扭曲相结合，应产生更可靠的集群反演。我们讨论了可观测图像椭圆度的统计特性，并提供了几种方法来确定由观测星系图像的透镜的局部失真，其中一些依赖于
1994-07-12 astro-ph
Weak Lensing and Cosmology
我们探讨了弱透镜现象对背景宇宙学的依赖性。我们首先概括之间的关系$P_ψ(ω)$，扭曲的角功率谱，和非平坦宇宙学的密度波动的功率谱。然后，我们计算各种说明性模型的$P_ψ$。一个有用的宇宙学假设是$P_ψ$随源红移的增长，这在低物质密度模型中要强得多，特别是在$Λ$主导的模型中。即使是粗略的红移信息（比如来自宽带颜色），也应该有可能约束宇宙学世界模型。$P_ψ(ω)$的振幅对宇宙学也相当敏感，但需要对质量波动进行可靠的外部归一化。如果我们对星系团进行标准化，而$M/L$则被小尺度星系动力学所固定，那么低密度模型预测的失真要大得多。然而，如果我们对大尺度的整体流进行归一化，那么对于红移为$Z_s \sim 1-3$的源，预测的失真对背景宇宙学是相当不敏感的。这里预测的信号可以检测到在一个非常高的水平的意义与光度调查覆盖说10平方度，但稀疏采样是必要的，以避免大的采样方差，我们讨论的因素影响设计的最佳调查。转到弱透镜的集群，我们发现，高透镜红移（$Z_l\simeq1$）的临界密度大大降低在$Λ$模型，但剪切或收敛的比率，以速度色散或X射线温度的集群是只有很弱的依赖于宇宙学。
1996-10-16 astro-ph
Cluster Reconstruction from Combined Strong and Weak Lensing
由多个图像、弧线和统计失真提供的透镜信息都可以用公式表示为对到达时间表面的线性约束，从而对质量分布的线性约束。这减少了从组合的强透镜和弱透镜到标准类型的反演问题的集群透镜重建。此外，如果存在不同红移的源，质量片简并会被破坏。
1999-09-14 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
Mass Distributions of Clusters Using Gravitational Magnification
在丰富的集群的背景下，透镜通常从小的图像失真量化，在弱透镜的限制下产生相对质量分布。在这里，我们表明透镜的放大效应也可以映射到一个集群，导致绝对质量的测定弱限制。此外，给定放大率和畸变测量，质量分布可能在强区域受到约束。讨论了使用光谱和/或光度信息获得放大率的方法，用于固定等照度线内或给定通量限制的物体检测。A1689周围的放大图是根据观测到的背景红星系计数的减少而绘制的。
1995-05-03 astro-ph
Weak lensing goes bananas: What flexion really measures
在弱引力透镜中，由剪切引起的图像畸变测量偏转质量分布的投影潮汐引力场。对于最低阶，剪切与平均图像椭圆率成正比。如果图像尺寸与剪切变化的尺度相比并不小，则会发生高阶失真，称为屈曲。对于普通的弱透镜，可观测的量不是切变，而是由于质量片简并而产生的约化切变。同样，屈曲本身也是不可观察的。相反，高阶图像失真测量减少的屈曲，即，简化剪切的导数。我们推导出相应的透镜方程的减少弯曲和计算之间的关系的源和图像的亮度矩。假设各向同性分布的源方向，估计减少剪切和弯曲，然后用模拟测试。特别是，屈曲的存在会影响降低的剪切力的确定。这些模拟的结果产生了作为剪切和屈曲的函数的估计量的偏差。我们指出并量化的屈曲形式主义的基本限制，在减少屈曲和源大小的产品。如果该乘积增加到高于导出的阈值，则在局部形成源的多个图像，并且形式主义崩溃。最后，我们展示了如何一般（减少）屈曲场可以分解成它的四个组成部分：其中两个是由于剪切场，携带的E-和B-模式一般。另外两个分量不对应于剪切场;它们也可以被分成相应的E-和B-模式。
2007-09-07 astro-ph
Shapelets: II. A Method for Weak Lensing Measurements
弱引力透镜提供了一种独特的方法来直接测量宇宙中的质量分布。由于背景星系的透镜效应引起的畸变很小，因此对弱透镜效应的测量要求很高。在这里，我们提出了一种新的方法来获得可靠的弱剪切测量。它基于Refregier（2001）的Shapelet基函数形式，其中星系图像被分解为几个形状分量，每个分量提供局部剪切的独立估计。该形式提供了点扩散函数的有效建模和反卷积。使用显着的变形下的Shapard属性，我们构造了一个简单的，最小方差估计的剪切。我们描述了我们如何在实践中实现的方法，并使用逼真的模拟图像的方法进行测试。我们发现我们的方法是稳定和可靠的条件类似于地面调查。与早期的方法相比，我们的方法具有准确，线性，数学定义良好和最佳灵敏度的优点，因为它使用了每个星系的完整形状信息。
2001-05-10 astro-ph
A fast direct method of mass reconstruction for gravitational lenses
对观测到的星系扭曲的统计分析经常被用来重建一个介入星系团的质量分布，该星系团是造成引力透镜的原因。在目前的项目中，必须有效地处理数千个源星系的扭曲;为新的重大观测计划设想了更大的数据库和更大规模的调查。在这篇文章中，我们提出了一个有效的质量重建过程，一个直接的方法，解决了变分原理指出，在早期的文件，其中，矩形领域，原来减少了相关的执行时间的一个因素，从100到1000目前使用的最快的方法，从而对于网格数N = 400，在好的工作站上所需的CPU时间可以保持在1秒的量级内。获得的速度也为一些基于模拟观测（解决统计或宇宙学问题）的长期项目开辟了道路，目前，这些项目对于本质上缓慢的重建方法来说实际上是不可行的。
1999-06-07 astro-ph
Weak Lensing Measurements: A Revisited Method and Application to HST Images
引力透镜在背景星系图像中产生的微弱畸变提供了一种直接测量宇宙质量分布的方法。然而，这种技术需要高精度测量的透镜剪切和谨慎的系统效应的校正。Kaiser，Squires，& Broadhurst（1995）提出了一种在存在点扩散函数（PSF）各向异性和摄像机失真的情况下校准椭圆度-剪切关系的方法。我们重温KSB方法，并表明PSF和相机的失真可以使用源的时刻，而不是椭圆校正。我们澄清在这种方法中的一些近似的适用性。我们推导出的修正只涉及星系的时刻的表达式。我们推导出剪切和平均椭圆率之间的显式关系。我们讨论了该方法的不足之处，并通过数值模拟测试其有效性。作为该方法的应用，我们重复Hoekstra等人（1998）对HST WFPC 2相机进行的分析。我们确认在WFPC 2芯片的边缘存在相当大的（10%）PSF椭圆。我们还表明，PSF椭圆率随时间的变化高达2%。我们使用这些测量来校正HST巡天带（“增长带”）中星系的形状。通过考虑对象大小的椭圆度的依赖关系，我们表明，校正后，半径大于0.15弧秒的星系的剩余系统的不确定性，约为0.4%，平均时，在每个芯片。我们讨论了这些结果如何提供了良好的前景，测量弱透镜的大尺度结构与深HST调查。
2000-01-24 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
Asymmetry in Microlensing-Induced Light Curves
我们讨论微透镜引起的光变曲线中的失真，这些光变曲线被认为是由于单点质量透镜引起的。作为畸变的影响因素，我们考虑了两点质量透镜的极限情形--密近双星和行星系统，并将引力势看作是单质点和修正之和。为了定量地估计这种畸变光变曲线的非对称性，我们提出了一种依赖于截断的偏度，并说明了如何用它来判别相似的光变曲线，同时我们还考察了作为畸变的广义相对论效应的标架拖曳，但这种效应与密近双星的光变曲线相吻合。
1999-02-28 astro-ph
LeMoMaF: Lensed Mock Map Facility
我们提出了透镜模拟地图设施（LeMoMaF），一个工具，旨在执行模拟弱透镜测量的数值模拟大块的宇宙。将N体模拟与星系形成的半分析模型相结合，LeMoMaF可以在从紫外到亚毫米的波长范围内创建逼真的星系透镜图像和模拟目录。为了证明这样一个工具的力量，我们计算预测的源透镜聚类效应的收敛统计，并量化的影响，弱透镜对星系计数在两个不同的过滤器。我们发现，源透镜集群效应倾斜的概率密度函数的收敛向低值，强烈依赖于星系的红移分布的强度。另一方面，由于弱透镜效应，星系计数的增强或减少的程度与源透镜聚集效应无关。我们讨论了两点剪切统计的影响，以衡量未来的任务，如SNAP和LSST。源透镜聚集效应会使两点统计量对σ_8的估计产生2%-5%的偏差。我们的结论是，为了量化和隔离的源透镜集群效应，准确的光度红移个别星系是必要的。
2006-11-30 astro-ph
A Lens Mapping Algorithm for Weak Lensing
本文提出了一种从背景星系的可观测畸变中重建引力透镜二维质量分布的算法。从所测量的约化剪切，获得透镜映射，由此导出质量分布。这与直接获得收敛（“kappa”）的其他方法不同。我们表明，这种方法的效果最好的亚临界透镜，但可以应用到一个关键的镜头远离临界线。对于有限域，通常的质量片退化也存在于这种方法中。我们表明，该算法再现质量分布在可接受的范围内时，适用于模拟噪声数据。
2001-09-04 astro-ph
Detecting gravitational lensing cosmic shear from samples of several galaxies using two-dimensional spectral imaging
对大尺度结构产生的弱引力透镜的研究，需要测量由沿视线方向的各向异性光偏转引起的遥远星系形状在百分之几水平上的畸变。为了在特定领域中检测到1-10弧分尺度的信号，需要精确测量1000-10000个星系之间的形状相关性。这种大尺度的平均化是需要的，以适应背景星系的未知的内在形状，即使小心地去除系统的影响。这里讨论一种替代方案。如果有可能精确测量背景星系的详细动力学结构，特别是旋转盘，那么应该有可能直接测量宇宙剪切变形，因为它通常会导致非自洽的旋转曲线。需要窄的谱线和良好的二维空间分辨率。理想的谱线和望远镜分别是CO转动跃迁和阿塔卡马大毫米波阵（ALMA）。
2002-04-12 astro-ph
Galaxy Dark Matter: Galaxy-Galaxy Lensing in the Hubble Deep Field
In this Letter we present calibrated observations of the average mass of galaxies with 22< I < 25 in the Hubble Deep Field. We measure the mean mass profile using the statistical gravitational lens distortion of faint blue background galaxies, based on 2221 foreground-background pairs. The observed weak lensing distortion is calibrated via full 3-D simulations and other HST data on a foreground cluster of known mass. Inside a projected radius of 5 arcsec we find a 3σdetection of shear. Fitting to an isothermal mass distribution, we find a shear of 0.066^{+0.018}_{-0.019} at a radius of 2 \arcs…
1996-08-09 astro-ph
Constraining the Mass Distribution of Cluster Galaxies by Weak Lensing
分析微弱背景星系图像的弱透镜畸变提供了一种手段来约束星系团的质量分布，并可能测试其暗物质晕的程度作为环境密度的函数。在这里，我描述了观测数据的模拟，并提出了一个极大似然方法来推断星系团星系系综的平均属性。
1997-01-17 astro-ph
Galaxy-Galaxy Lensing in the Hubble Deep Field: The Halo Tully-Fisher Relation at Intermediate Redshift
在99.3%的置信水平下，观测到哈勃深场中背景源星系围绕前景透镜星系的切向畸变。我们分析的一个重要元素是使用光度红移来确定透镜星系和源星系的距离以及透镜星系的静止坐标系B带光度。透镜星系晕的圆速度与光度之间符合Tully-Fisher关系，典型的透镜星系在红移z = 0.6时，当q_0 = 0.5时，在M_B =-18.5时的圆速度为210 +/-40 km/s。控制测试，其中镜头和源的位置和源的椭圆度是随机的，证实了上述检测的显着性水平。此外，边缘信号也检测到一个独立的，暗淡的源星系没有光度红移的样本。潜在的系统性影响，如对齐的卫星星系的污染，扭曲的源形状的前景星系，PSF各向异性的光，和贡献的质量分布在星系群的规模被证明是可以忽略不计的。我们的结果与当地的塔利-费舍尔关系的比较表明，中等红移星系比当地的螺旋暗1.0 +/- 0.6 B等在一个固定的圆速度。这与一些光谱学研究的中红移星系的旋转曲线是一致的。这一结果表明，全球光度密度随红移的强烈增加是由星系数密度的演化所主导的。
1998-03-11 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
Mapping the 3-D Dark Matter potential with weak shear
我们研究了Taylor（2002）的三维引力势重建方法在弱引力透镜中的实际应用，以及透镜势的必要重建。这种方法计算的3-D引力势给定的剪切估计和红移的一组星系的知识。我们分析估计的噪音预期重建的引力场，考虑到与有限的调查，光度红移的不确定性，红移空间的扭曲，和多次散射事件的不确定性。为了实现这种方法为未来的数据分析，我们模拟了由于各种质量分布的透镜畸变场。我们创建的星系目录采样这种扭曲在三维空间中，与现实的空间分布和内在的椭圆率为地面和空间为基础的调查。使用由此产生的星系位置和剪切的目录，我们证明，它是可能的透镜和引力势重建与我们的方法。例如，我们证明了一个典型的地面切变测量，红移极限z=1，测光红移误差Δ z=0.05，能够直接测量质量浓度> 10 ^14 M_（\odot）在0.1<z<0.5之间的三维引力势，并且可以统计地测量更低质量极限下的引力势。物体的内禀椭圆率被认为是引力势的一个严重的噪声源，这可以通过维纳滤波或在许多领域统计地检查引力势来克服。我们研究使用的3-D透镜的潜力来衡量质量和位置的集群在3-D，并检测集群背后的集群。
2002-12-11 astro-ph
Using Weak Lensing Dilution to Improve Measurements of the Luminous and Dark Matter in A1689
星系团的E/SO序列定义了一个边界，在这个边界的红边，可以从未被星系团成员污染的背景星系中获得可靠的弱透镜信号。对于更蓝的颜色，背景和集群成员都存在，通过非透镜集群成员的比例减少失真信号。在深斯巴鲁和HST/ACS的A1689图像中，相对于红色背景的透镜信号，蓝色星系的切向畸变迅速向星系团中心下降。我们使用这种稀释效应来推导大半径的团簇光分布和光度函数，其优点是不需要减去远场背景计数。光分布平稳地下降到数据的极限，r<2 Mpc/h，具有恒定的斜率，dlog（L）/dlog（r）=-1.12+-0.06，不像透镜质量分布随着半径连续地变陡，使得M/L峰值在中间半径，~ 100 kpc/h。当考虑到星系团成员的色质量关系时，发现暗物质与恒星物质的物理意义更大的比例有一个更平坦的行为。星系团光度函数的斜率是平坦的，α =-1.05+-0.07，与半径无关，在M_i '<-12时没有微弱的上升。我们确定，非常蓝的物体被集群V1 '<0.2污染的程度可以忽略不计，因为它们的失真轮廓在红色背景之后向中心上升，但偏移量更高~ 20%。这个较大的振幅与暗蓝色星系的较大估计深度一致，z~=2.0，而红色背景的z~=0.85，这是一个与宇宙学参数有关的纯粹几何效应。最后，我们通过结合红色和蓝色背景群体改进了我们早期的质量分布，明确排除了低浓度CDM分布。
2007-02-08 astro-ph
Effects of a deformation of a star on the gravitational lensing
本文用解析的方法研究了形变恒星的引力透镜，并利用四极矩和双极矩建立了引力透镜的模型。讨论了源在主轴上的像的位置。我们提出了明确的表达式，这种引力透镜的透镜方程作为一个单一的真正的十阶代数方程。此外，我们计算焦散线的表达式作为多项式的判别式。另一个简单的参数表示的焦散也提出了一个更易于处理的形式。得到了临界曲线的一个简单表达式，阐明了临界曲线的一个拓扑特征：当且仅当畸变足够大时，临界曲线是单连通的。
2004-10-12 astro-ph
Recent Developments in Weak Lensing
测量遥远星系影像的重力扭曲正迅速成为星系团中暗物质分布的有力探测工具。随着CCD的大马赛克的出现，这些方法应该提供一个复合的总质量的星系晕配置文件，也测量超星系团尺度上的质量波动的功率谱。我们描述了如何HST观测已被用于将剪切的观测测量定量的基础上。通过人工拉伸WFPC 2图像，然后降级以模拟地基观测，现在可以直接校准大气视宁度的影响。类似的实验表明，可以消除大气或望远镜中产生的人为图像各向异性的影响。在对剪切的解释方面也取得了重要的进展：重建技术已经扩展到包括巨型弧等的强扭曲区域，在消除早期重建技术中存在的偏差方面取得了进展，我们描述了“孔径密度测定”的新技术。我们提出了一些新的结果，星系团，并讨论了弱透镜和深光谱之间的密切联系。
1994-11-07 astro-ph
Shrinking II -- The Distortion of the Area Distance-Redshift Relation in Inhomogeneous Isotropic Universes
这篇论文和系列论文中的其他论文挑战了引力透镜对远距离观测影响的标准模型。我们表明，由于透镜效应的累积效应，对应于所观察到的立体角的区域可以与从相应的Friedmann-Lema\^ıtre模型估计的区域完全不同，即使在大角度尺度上取平均。本文集中讨论了球对称但空间不均匀的尘埃宇宙的具体例子，Lemitre-Tolman-Bondi模型，并表明与Friedmann-Lemitre模型的标准解相比，径向透镜效应显著地扭曲了这些精确解中的面积距离-红移和密度-红移关系.因此，即使在全天空平均之后，不均匀性也可能在基于标准FL关系的距离估计中引入显著误差。此外，还提出了一种新的规范选择方法，解决了过去零锥的精确定位问题。
1997-09-01 astro-ph gr-qc
