Using Weak Lensing to find Halo Masses
由于弱引力透镜的强度与视线上的质量成正比，因此有可能使用透镜数据来找到单个暗物质簇的质量。不幸的是，沿着视线的其他物质对透镜场的影响是巨大的。我们调查在何种程度上，我们可以纠正这些投影效应，如果我们有更多的信息，最大规模的光环沿视线从深光学数据。我们的结论是，除非我们知道晕的质量和位置下降到一个非常低的质量，我们只能纠正视线投影的一小部分，这使得它很难得到准确的质量估计个别晕从透镜数据。
2004-12-17 astro-ph
Combining weak and strong lensing in cluster potential reconstruction
本文提出了一种结合弱、强引力透镜数据恢复星系团二维引力势的方法。在临界曲线的近似位置，改进了弱透镜势的第一次估计。该方法可以完全线性化，不依赖于多个图像的存在和识别。我们使用模拟表明，它恢复的表面质量密度分布和分布非常准确，即使关键曲线只有部分已知，如果他们的位置是现实的不确定性。我们进一步描述了如何在不同的红移弧可以组合，以及如何从弱透镜偏差可以包括在内。
2006-09-12 astro-ph
Strong Lensing Reconstruction
我们提出了一个一般的线性算法来测量表面质量密度1-κ从可观察到的约化剪切g=γ/（1-κ）在强透镜制度。我们表明，在一般情况下，所观察到的极化场可以分解为“电”和“磁”的组件，有独立的和冗余的解决方案，但完美的正交噪声特性。通过组合这些解决方案，可以将信噪比增加\sqrt{2}。该解决方案允许在实空间和傅立叶空间（使用任意平滑窗口）中对信号和噪声进行动态优化。边界条件除了对信噪比有影响外，对重建没有影响。许多现有的重建技术被恢复为这个框架的特殊情况。磁性解决方案具有在单个步骤中产生重建的全局和局部奇偶性的额外好处。
2000-03-27 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
Improving the accuracy of mass reconstructions from weak lensing: from the shear map to the mass distribution
在本文中，我们提供了一个统计分析的无参数的方法，经常用于弱透镜质量重建。据发现，一个适当的评估，在这样的非本地分析所涉及的错误，需要研究相关的两点关联函数。在计算了约化剪切的两点关联函数后，我们确定了推断的质量分布和其他相关量（如总质量）的预期误差，并推导出误差功率谱。这使我们能够针对反演过程中使用的内核优化重建方法。特别是，我们发现，无卷曲内核必然会导致更准确的质量重建。我们的分析结果澄清了Seitz & Schneider（1996）的论点和数值模拟。
1998-03-13 astro-ph
Weak Lensing Mass Reconstruction using Wavelets
本文提出了一种重建弱透镜质量图的新方法。它使用的多尺度熵的概念，这是基于小波，和错误发现率，使我们能够在小波空间中获得强大的检测水平。我们表明，这种新的恢复方法优于目前用于弱剪切质量重建的几种标准技术。该方法也可用于分离剪切场中的E和B模式，从而检验剩余系统效应的存在。我们专注于大盲宇宙剪切调查，并说明我们的结果使用模拟剪切图来自N-Body Lambda-CDM模拟与相应的地面和空间观测的噪声。
2006-02-03 astro-ph
Lensing Reconstruction using redshifted 21cm Fluctuations
我们调查的第二代测量的红移21厘米辐射的再电离（EOR）之前和期间的时代重建沿视线的物质密度波动的潜力。为此，我们推广的二次方法开发的宇宙微波背景（CMB）到21厘米的波动。我们表明，三维信号可以分解成有限数量的视线傅立叶模式，有助于透镜重建。我们的形式主义适当地考虑到沿视线的相关性，并使用信号的二次组合中包含的所有信息。与CMB相比，21 cm波动具有相对尺度不变的非透镜功率谱的缺点，这抑制了透镜效应。透镜效应的微小性通过使用来自观测到的红移范围的信息来补偿。我们估计了测量这种效应所需的实验规模。利用一平方公里的收集面积和3km的最大基线，可以在L=1000处实现低于CMB二次估计器约束的一个数量级的透镜重建噪声水平，并且在一个场上的一个观测季节内将偏转场映射到小于十分之一度（L> 2000）。统计透镜功率谱探测将有可能达到角分以下的尺度，即使目前设想的实验所覆盖的天空有限。人们应该能够通过使用这种方法来改善对宇宙学参数的约束。随着更大的收集面积或更长的观察时间，人们可以探测角分尺度的透镜势，从而个别集群。我们解决的影响，前景可能有21厘米波动的透镜重建。
2006-09-06 astro-ph
A Statistical Comparison of Cluster Mass Estimates from Optical/X-ray Observations and Gravitational Lensing
我们提出了一个统计比较的三种不同的集群质量的估计，即从光学星系的速度色散获得的动力学质量，X射线质量测量的温度下的X射线发射气体等温流体静力平衡的假设，和引力透镜质量来自背景星系图像的强/弱扭曲。利用文献中29个透镜星系团的样本，我们证明了动力学质量与引力透镜质量是一致的，而X射线方法系统地低估了星系团质量，与其他方法相比，低估了2-3倍。这些结果意味着星系确实跟踪其星系团的引力势，并且星系团中的暗物质粒子和星系的速度之间没有偏差。X射线团簇质量的差异可能是由于X射线气体分布和动力学演化模型的简化造成的。
1997-01-25 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
Caustic and Weak Lensing Estimators of Galaxy Cluster Masses
在维里平衡不成立的星系团外围区域，只有两种方法可以估算质量分布：弱引力透镜和红移空间焦散线的识别。第一次，我们将这两种方法应用到三个集群：A2390，MS 1358和Cl 0024。这两个措施是在非常好的协议~2 Mpc/h的集群中心。这一结果表明，焦散技术是弱透镜的一个有价值的补充。由于星系团内每（Mpc/h）^2有几十个红移，焦散方法适用于任何z<~0.5的情况。
2005-06-23 astro-ph
Maximum-Entropy Reconstruction of the Distribution of Mass in Cluster MS1054-03 from Weak Lensing Data
对星系团的弱引力透镜研究提供了X射线数据的补充信息;测量的信号仅取决于星系团的投影质量，与动力学假设无关。在这里，我们应用最大熵方法算法来重建高红移星系团MS 1054 -03的两组切变数据的二维密度分布，由Clowe et al（2000）和Hoekstra et al（2000）提供。
2001-06-01 astro-ph
Improving the accuracy of mass reconstructions from weak lensing: local shear measurements
可以使用不同的选项，以便在弱透镜的背景下测量来自观测的剪切。在这里，我们介绍了新的方法，其中的各向同性假设的源星系的分布是直接对所观察到的四极矩。与有限数量的源星系和它们的椭圆率分布的误差的定量分析提供，适用于即使当剪切不弱。基于源星系真实样本的蒙特卡罗模拟表明，我们的方法一般比Kaiser和Squires（1993）的标准方法的误差小约30%。
1997-10-29 astro-ph
Probing the Relation Between X-ray-Derived and Weak-Lensing-Derived Masses for Shear-Selected Galaxy Clusters: I. A781
我们比较了四个星系团的X射线和弱透镜质量，这些星系团是深透镜调查中排名第一的剪切选择星系团系统。该系统与A781有关，其弱透镜观测来自基特峰的Mayall 4米望远镜，X射线观测来自钱德拉和XMM-牛顿。为了忠实地比较质量，我们对每种方法采用相同的物质密度分布，我们选择它作为NFW分布。由于无论是X射线，也没有弱透镜的数据是足够深，以及约束NFW规模半径和中心密度，我们估计的规模半径使用拟合函数的浓度来自宇宙流体动力学模拟和X射线估计的质量假设等温。对于X射线和弱透镜轮廓，我们保持这个尺度半径是共同的，并且适合于中心密度，其与质量成线性比例。我们发现，这些集群中的三个，有协议之间的X射线和弱透镜NFW中心密度，从而群众。对于另一个团簇，其X射线中心密度比弱透镜的高2 σ。X射线图像表明，这个星团可能正在与一个较小的星团合并。这项工作作为一个额外的步骤，了解可能的偏见，X射线和弱透镜集群质量估计方法。这样的理解是至关重要的努力，以限制宇宙学使用X射线或弱透镜集群调查，以跟踪在宇宙时间的结构的增长。
2008-06-20 astro-ph
CFHTLS weak-lensing constraints on the neutrino masses
我们利用CFHTLS的宇宙剪切测量，结合WMAP-5的宇宙微波背景各向异性数据，SDSS和2dFGRS的重子声学振荡以及SNLS和Gold-set的超新星数据，来约束中微子质量。我们得到一个95%的置信水平上限为0.54 eV的中微子质量的总和，和0.03 eV的下限。当剪切测量系统被包括在分析中时，对大质量中微子的偏好就消失了。
2009-08-04 astro-ph
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
A Multi-Resolution Weak Lensing Mass Reconstruction Method
出于与常用的直接重建技术生产质量地图遇到的局限性，我们已经开发了一种多分辨率的最大似然重建方法，用于生产二维质量地图使用弱引力透镜数据。为了利用所有的剪切信息，我们采用了一个迭代反演方法与适当选择的正则化系数，它适合在每个星系的位置偏转潜力。通过在观测场的不同部分产生具有多种分辨率的质量图，我们可以通过提高失真较高的区域或背景星系密度过大的区域的分辨率来实现可比的信噪比水平。此外，我们能够更好地研究大质量星系团的子结构，其分辨率在观测场的其余部分是无法达到的。我们将我们的方法应用于模拟数据和深透镜调查获得的四平方度场。
2008-04-10 astro-ph
Mass-sheet degeneracy: Fundamental limit on the cluster mass reconstruction from statistical (weak) lensing
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，弱透镜质量重建受到所谓的质量片简并的困扰-簇的表面质量密度κ只能通过简并变换κ \to κ' = λκ+（1 -λ）来确定，其中λ是任意常数。如果没有进一步的假设，这种转换从根本上限制了星系团质量测定的准确性。本文描述了一种利用背景星系的畸变和红移信息来打破弱透镜质量图中质量片简并的方法，并通过两个简单的玩具模型来说明这一点。与过去提出的其他技术相比，它不依赖于对簇势的任何假设;它可以很容易地应用于非参数质量重建，并且不需要对边界条件进行任何假设。此外，它没有利用弱约束信息（如放大效应中使用的源数量计数）。我们的模拟表明，我们能够有效地打破超临界透镜的质量片简并，但对于亚临界透镜的质量片简并是很难被打破，即使在理想条件下。
2004-05-18 astro-ph
Non-parametric Reconstruction of Abell 2218 from Combined Weak and Strong Lensing
我们采用一种新的非参数技术来重建，与不确定性，投影质量分布的内部区域的阿贝尔2218，使用组合的强和弱的透镜约束从多图像系统和arclet已知的红移。重建的质量图大致类似于以前的，不太详细的参数模型，但当详细检查时，显示了几个子结构，不一定与光相关，但强烈需要的透镜数据。特别是，最高的质量峰与主光峰的距离约为30 kpc/h50，不同星系团方向上的投影质量与光之比至少相差10倍。在与X射线发射气体模型的质量估计值比较时，我们发现X射线模型低估了封闭的质量分布，至少是2.5倍;如果我们假设质量跟踪光到透镜约束允许的程度，这种差异会变得更糟。
1998-06-17 astro-ph
Reconstruction of the One-point Distribution of Convergence from Weak Lensing by Large-scale Structure
弱透镜测量开始提供宇宙中物质分布的统计图，这些图越来越精确，并与宇宙微波背景图相辅相成。概率分布（PDF）提供了一个强有力的工具来检验收敛场中的非高斯特征，并区分不同的宇宙学模型。在这封信中，我们提出了一个新的PDF空间维纳滤波器的方法来重建的概率密度函数的收敛从噪声收敛场。我们发现，CFHT遗留调查的参数，平均PDF的收敛在一个3度的字段可以重建约10%的不确定性，即使逐点PDF是噪声为主。
2005-08-27 astro-ph
Cluster mass estimates from weak lensing
基于弱透镜的集群透镜重建技术的可靠性进行了研究，在其再现的总集群质量作为一个函数的距离集群中心的准确性。为此，将各种重建算法应用于使用60个数值建模簇的样本创建的合成透镜数据，并将质量重建与已知的偏转器质量进行比较。结果可以总结如下：（1）重建算法，需要在整个实际平面上扩展的积分产生不可靠的结果，因为它们会引起边界效应，难以控制;质量高估更有可能和更实质性的在这种情况下比低估。(2)重建技术，避免这些边界效应产生可靠的下限集群质量。这样的界限的紧密性取决于字段的大小，可以综合扩展，以大大改善结果。对于数值集群模型的样本，最好的下限，实现了综合领域的扩展与非线性，有限场重建相结合，从100%下降到80%的真实集群质量从集群中心的角距离为2.5 '。质量下限的80%误差线为+/-10%至15%。
1994-12-15 astro-ph
CMB Lensing Reconstruction on the Full Sky
暗物质对微波背景辐射的引力透镜效应主要来自于投射引力势的大角度波动，因此为研究大尺度下暗区的物理提供了一个独特的机会。如果调查的范围超过天空的百分之一，则需要采用将天空曲率纳入其中的技术。我们为这些研究奠定了基础，推导出全天空的最小方差二次估计的透镜潜在的CMB温度和偏振场。我们还提出了一个一般的技术来构建这些估计，谐波空间卷积取代真实的空间产品，这是适当的全天空极限和平坦的天空近似。这也扩展了以前的治疗，包括涉及温度-偏振互相关的估计，并应是有用的下一代实验中，大多数来自偏振的额外信息来自这个通道，由于灵敏度的限制。
2003-03-04 astro-ph
Gravitational lensing potential reconstruction in quadruply imaged systems
本文发展了一种重建四重成像引力透镜系统透镜势的半解析方法.假设潜在的属于一个广泛的类的方形非椭圆模型，我们展示了它是如何可能写下来的方程组，可以数值求解，以恢复直接从图像位置和使用物理约束的潜在参数。我们还描述了一个代码开发搜索解决方案的系统以前发现和测试它的模拟情况下。最后，我们将此方法应用于四透镜PG 1115 +080，由测量的时间延迟也得到了哈勃常数的估计值H_0 = 56 - 11 ^{+17} km/s/Mpc。
2001-11-04 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 Lensing Reconstruction and Power Spectrum Estimation: Minimum Variance Methods
大尺度结构使背景星系的图像发生畸变，这使得人们可以直接测量宇宙中暗物质的投影分布，并确定其功率谱。在这里，我们解决如何从观察中提取这些信息的问题。我们推导出投影密度重建及其功率谱的最小方差估计，并将其应用于模拟数据集，表明它们与理论最小方差期望值有很好的一致性。同样的估计器也可以应用于集群重建，它仍然是一个有用的重建技术，虽然它不再是最佳的每一个应用程序。该方法可以推广到包括非线性集群重建和光度信息的红移背景星系的分析。我们还讨论了如何从弱透镜数据直接获得三维功率谱的问题。我们推导出一个最小方差二次估计，它最大限度地提高了3-D功率谱的似然函数，可以直接从测量或从2-D功率谱计算。估计器正确地传播误差并提供估计的完整相关矩阵。它可以推广到红移分布依赖于星系光度特性的情况，这使得人们可以测量三维功率谱及其时间演化。
1997-11-20 astro-ph
Gravitational Potential Reconstruction from Peculiar Velocity and Weak Lensing Measurements
本文提出了一种分析方法，通过测量每个M > M_th的星系团在立体角θ^2和红移范围z_min < z < z_max内的径向特征速度，快速预测引力势重建的精度。这些径向速度可以通过测量动力学和热Sunyaev-Zeldovich效应来确定。对于0.2 < z < 0.4的浅层测量，与SDSS测光测量相一致，每测定~8个星团速度，就可以重建一个重力位模（长度尺度> 60 Mpc）。更深的勘测要求每个S/N > 1模式测量更多的簇。由于我们没有观测到不在星系团中的大部分质量，准确性受到“采样不足噪声”的限制。确定引力势将允许详细研究星系与其周围大尺度密度场之间的关系，并在非常大的尺度上测试引力不稳定性范式。通过大尺度结构观测弱透镜效应提供了补充信息，因为透镜效应对不影响速度的切向模式敏感。
2002-07-18 astro-ph
Comparison of weak lensing masses and X-ray properties of galaxy clusters
我们目前的测量质量的20个X射线发光星系团在中间的红移，确定从一个弱透镜分析深档案R波段数据使用加拿大-法国-夏威夷望远镜。与以前的工作相比，我们的分析考虑了一些通常被忽略的影响，但可能导致小偏差或错误的误差估计。我们得到的质量基本上是模型独立的，并发现他们同意与测量的星系团的速度色散和X射线研究的结果。假设透镜质量与X射线温度M_2500 T^α之间存在幂律关系，我们发现最佳拟合斜率α =1.34^{+0.30}_{-0.28}。该斜率与自相似簇模型和仅基于X射线数据的研究一致。对于一个温度为kT= 5 keV的星系团，我们得到的质量为M_{2500} =（1.4+-0.2）\times 10^{14}h^{-1}Msun，这与最近钱德拉和XMM的研究结果完全一致。
2007-05-02 astro-ph
Determining Gravitational Masses of Galaxy Clusters With (1)Virial Equilibrium And (2)Arc-like Images
由引力透镜导出的质量反映了包含在透镜系统中的总质量，与具体物质的含量和状态无关。本文比较了四个中等红闪星系团的流体静力平衡动力学质量与背景星系弧形图象的引力质量。结果表明，在星系团中心周围$\sim0.3$ Mpc $h_{50}^{-1}$半径范围内，维里分析低估了星系团的总质量（来自透镜效应），低估系数为$3\sim6$，这表明星系团可能不是弛豫的维里化系统。由透镜效应得到的星系团总质量的增加导致星系团的重子分数的减少，这为解决宇宙学中的“$Ω_0$不对称之谜”提供了线索。
1994-06-13 astro-ph
Weak lensing mass reconstructions of the ESO Distant Cluster Survey
本文对ESO遥远星系团巡天中的20个高红移星系团进行了弱透镜质量重建。弱透镜分析进行深，3色光学图像与VLT/FORS 2，使用复合星系目录与单独的形状估计在每个通带测量。我们发现，EDisCS样本主要是由集群，是在当前的X射线选择的样本在类似的红移质量小于软管，但所有的字段可能包含大规模的集群，而不是低质量的叠加群。我们发现，7的20个字段有额外的质量结构，这是不相关的集群，这可能会影响弱透镜质量的测定。我们比较了其余13个星系团的质量测量与光度测量使用光度红移选择的星系团星系，并找到证据的依赖性的集群质量-光比与红移。最后，我们确定的剪切测量的字段作为曝光时间和看到的函数的噪声水平，并证明，未来的地基调查计划进行深光学成像用于弱透镜测量必须实现点扩散函数小于0.6”半高宽的中位数。
2005-11-28 astro-ph
Weak Gravitational Lensing by a Sample of X-Ray Luminous Clusters of Galaxies -- II. Comparison with Virial Masses
本文给出了从39个星系团中选取的5个中等红移（z~0.3）的X射线富光星系团的动力学速度色散和质量估计。速度色散是由威廉·赫歇尔望远镜的LDSS摄谱仪测量的9到20个红移确定的，维里半径是由夏威夷大学2.24米望远镜上的UH 8 K镶嵌CCD相机成像确定的。包括从文献中获得的速度色散的集群，我们有12个集群在我们的引力透镜样本的速度色散估计。对于这个样本，我们比较了动态速度色散估计与我们的估计速度色散的引力透镜拟合奇异等温球轮廓所观察到的切向弱透镜畸变作为半径的函数。在所有，但两个集群，我们发现一个很好的协议的基础上光谱和弱透镜的速度色散估计。
2002-08-01 astro-ph
Precision of diffuse 21-cm lensing
我们研究的精确度限制弱透镜地图的暗物质使用扩散21厘米辐射从预再电离时代使用模拟。我们改进以前的“最佳”二次透镜估计，而不是使用偏转角的剪切和收敛。我们发现，非高斯性提供了一个限制弱透镜重建的准确性，即使仪器噪声降低到零。最好的重建结果是等效的高斯源与有效的独立单元的边长2.0/h Mpc。使用z=10-20的源全图，这种极限灵敏度允许以大于1到l < 6000的信噪比（S/N）映射暗物质，这比用于大面积弱透镜映射的任何其他提出的技术都要好。
2007-10-06 astro-ph
MEASURING GALAXY MASSES USING GALAXY-GALAXY GRAVITATIONAL LENSING
我们报告了一个显着的检测弱，切向失真的宇宙学遥远的，暗淡的星系由于引力透镜的前景星系的图像。本文测量了3202对$23< r \le 24$星等的源星系和$20\le r\le 23$星等的透镜星系的平均像偏振为$<p>=0.011\pm 0.006$。透镜源分离$\lo 90''$的信号仍然很强，与准等温星系晕延伸到大半径（$\go 100h^{-1}$ kpc）一致。因此，我们的观测提供了与单个星系相关的大尺度暗晕的弱引力透镜的第一个证据。观测到的偏振也是一致的信号预期的基础上的模拟纳入测量的本地星系和适度的外推观测到的红移分布的暗淡星系的性质。从模拟中，我们得到了最佳拟合的晕圆速度$V\sim 220$公里/秒和特征径向范围的$s \go 100h^{-1}$ kpc。我们的最佳拟合晕参数意味着典型的质量为半径为$100h^{-1}$ kpc的透镜星系的顺序为$1.0^{+1.1}_{-0.7}\times 10^{12}h^{-1} M_\odot$，在很好的协议与最近的动力学估计的本地螺旋星系的质量。这是特别令人鼓舞的，因为透镜效应和动态质量估计依赖于不同的假设。引力透镜信号的污染人口潮汐扭曲的卫星星系可以排除与合理的信心。证实和改进这种测量的前景似乎很好，特别是使用深层HST档案数据。
1995-03-17 astro-ph
Cluster deprojection with joint lensing, X-ray, and Sunyaev-Zeldovich data
基于Richardson-Lucy（RL）算法，提出了一种新的簇反投影算法，该算法从给定的投影中恢复出非负的理论分布.为了优化我们的重建，我们结合X射线和Sunyaev-Zeldovich（SZ）数据与引力透镜地图。这三种数据类型的组合限制了丰富星系团的结构。为了验证我们的新方法，我们应用该算法的气体动力学集群模拟。示出了使用透镜势的重建。
1999-09-09 astro-ph
Weak lensing mass reconstruction of the interacting cluster 1E0657-558: Direct evidence for the existence of dark matter
我们提出了一个弱的相互作用集群1 E0657 -558的透镜质量重建中，我们检测到的主集群和一个子集群。子星系团被确定为一个较小的星系团，它刚刚经历了主星系团的初始下降和通过，并且以前已经在光学调查和X射线研究中被确定。X射线气体在穿过星系的过程中通过冲压压力剥离而与星系分离。探测到的质量峰位于X射线峰和星系浓度之间，尽管在质量重建的误差范围内，该位置与星系质心一致。我们发现，主集群的质量峰值是在良好的空间协议与星系团星系和偏移的X射线晕在3.4西格玛的意义，并确定这两个组件的质光比是一致的松弛集群。观测到的透镜质量峰与主要可见质量组分（X射线气体）峰的偏移直接证明了该星系团中暗物质的存在和主导地位。这个暗物质存在的证明即使在修正牛顿引力（MOND）的假设下也是成立的;从观测到的引力切变与可见光的比值和质量峰-X射线气体偏移，MOND体系中的暗物质组分的总质量至少等于系统的重子质量。
2003-12-10 astro-ph
CMB-Cluster Lensing
星系团是强大的宇宙学探测器，特别是如果它们的质量可以确定的话。确定质量的一种可能性是研究小角度尺度上的宇宙微波背景（CMB），并观察由于大质量星系团的透镜效应而导致的纯梯度的偏差。我表明，忽略污染，这种技术有能力非常准确地确定集群质量，与Seljak和Zaldarriaga（1999）的估计一致。然而，CMB固有的小尺度结构显著降低了这种功率。由此产生的质量约束是无用的，除非对浓度参数c施加先验。即使对c有一个适度的先验，一个雄心勃勃的CMB实验（0.5'分辨率和每像素1 microK）也可以确定高红移（z>0.5）星系团的质量，准确率约为30%。
2004-02-12 astro-ph
Calibration of the Mass-Temperature Relation for Clusters of Galaxies Using Weak Gravitational Lensing
目前从X射线发光星系团丰度中测定功率谱归一化σ_8的主要不确定性来自于质量-温度关系的校准。我们利用我们对迄今为止最大的具有透镜质量的星系团样本中的30个星系团的弱透镜质量测定，结合文献中的X射线温度数据，在8 keV的温度下校准了该关系的归一化，M_{500c,8 keV} =（8.7 +/- 1.6）h^{-1} 10^{14} M_sun。这种归一化与先前基于较小集群样本的基于透镜的结果一致，并且与来自数值模拟的一些预测一致，但高于基于X射线衍生集群质量的大多数归一化。假设理论上预期的质量-温度关系的斜率α =3/2，我们推导出空间平坦的Lambda CDM宇宙的σ_8 = 0.88 +/-0.09，Ω_m = 0.3。引力透镜质量的主要系统误差来自于在引力透镜测量的视场之外外推星系团质量，以及来自于星系团/背景星系的分离，每个星系的散射率为20%。考虑到这一点，在质量-温度关系中仍然存在显著的固有散射，表明这种关系可能不是很紧密，至少在高质量端。此外，我们发现动态松弛的集群比非松弛集群热75 +/-40%。
2007-05-25 astro-ph
Gravitational Shear, Flexion and Strong Lensing in Abell 1689
我们提出了一个引力透镜分析的星系团阿贝尔1689，结合测量的弱剪切，弯曲，和强透镜诱导的背景星系。这是第一次使用shapelet技术重建该集群中的质量分布，也是第一次使用集群成员作为透镜测量屈曲信号。仅从弱剪切测量，我们产生了一个非参数质量重建，这表明显着的子结构对应的星系团内的星系。此外，我们的星系-星系弯曲信号表明，星系团星系可以很好地拟合一个奇异的等温球模型与$σ_v = 295\pm 40 km/s $的特征速度色散。我们确定了一个主要的，独特的暗物质团，从中央集群成员偏移40 $h^{-1}$千秒差距，这是不明显的剪切测量。这种二次团块存在于单独使用屈曲数据的参数质量重建中，并且其存在被建议在使用强透镜和弱透镜的组合的集群的非参数重建中。如在先前的研究中发现的，通过结合弱和强透镜数据获得的质量分布显示出比仅从弱透镜数据获得的质量分布陡峭得多的分布。
2007-06-07 astro-ph
Shape Reconstruction and Weak Lensing Measurement with Interferometers: A Shapelet Approach
提出了一种新的干涉仪图像重建和弱透镜测量方法。基于Refregier（2001）提出的Shapelet形式主义，将目标图像分解为正交Hermite基函数。一组光源的shapelet系数同时拟合在uv平面上，即干涉仪观测到的天空亮度分布的傅立叶变换。由此产生的卡方拟合在其参数上是线性的，因此可以通过简单的矩阵乘法有效地执行。我们展示了如何在我们的方法可以很容易地和完全校正的带宽拖尾，时间平均和阵列的非共面性的复杂影响。最佳图像重建、叠加、天体测量和测光都可以使用导出系数的加权和来实现。作为一个例子，我们考虑的观测条件的第一次无线电调查（贝克尔等人，1995年;怀特等人，1997年）。我们发现，我们的方法准确地恢复模拟图像的形状，即使是稀疏的紫外线采样的快照调查。使用第一点之一，我们发现我们的方法比较以及与CLEAN，干涉成像的常用方法。我们的方法具有的优点是线性的拟合参数，同时拟合所有的源，并提供完整的协方差矩阵的系数，这使我们能够量化的错误和图像形状的串扰。因此，它非常适合于需要高精度的定量形状测量。特别是，我们展示了如何将我们的方法与Refregier & Bacon（2001）的结果相结合，以提供干涉数据中弱透镜效应的精确测量。
2002-02-02 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
Constraints on Neutrino Masses from Weak Lensing
通过探测大尺度结构对总物质成团强度的抑制作用，发现遥远星系图像的弱透镜畸变对中微子质量很敏感。我们使用最新的测量WL的相关性，CFHTLS数据，探讨中微子质量的约束。我们发现，虽然WL数据本身不能放置一个严格的限制中微子质量由于参数简并，约束可以显着改善时，结合其他宇宙学探测，WMAP 5年（WMAP 5）的数据和距离测量的Ia型超新星（SNe）和重子声学振荡（BAO）。假设中微子质量为有限质量的平坦LCDM模型，对于WL+WMAP5、WMAP5+SNe+BAO和WL+WMAP5 + SNe+BAO，中微子质量之和的上限分别为m_tot = 1.1、0.76和0.54 eV（95%CL）。在推导这些约束时，我们的分析包括WL关联函数的非高斯协方差，以适当地考虑不同角度之间的显著相关性。
2009-01-30 astro-ph hep-ph
Measuring neutrino masses and dark energy with weak lensing tomography
对遥远星系弱引力透镜的观测将是未来宇宙学研究的重点之一。我们研究了这样的调查约束中微子质量和状态方程参数的暗能量的能力，侧重于如何断层信息可以提高这些参数的灵敏度。我们还提供了一个详细的讨论弱透镜调查相关的系统效应，以及由于这些影响可能退化的灵敏度宇宙学参数。对于未来的探测，如大型天气巡天望远镜调查，我们发现，当结合从普朗克卫星的宇宙微波背景数据，对中微子质量的灵敏度σ（总和m_nu）< 0.05 eV可以达到。这一结果是强大的对运行的标量光谱指数，时间依赖性的暗能量状态方程，和/或相对论自由度的数量的变化。
2006-06-28 astro-ph hep-ph
Gravitational lensing by point masses on regular grid points
结果表明，利用Weierstrass函数可以解析地研究无限延伸规则晶格中点质量的引力透镜。特别地，我们画出了正多边形-正方形、等边三角形、正六边形-网格排列的透镜的临界曲线和焦散网络。从这一点，正奇偶校验图像的平均数作为平均光学深度的函数导出，并比较的情况下，无限扩展的领域的随机分布的透镜。我们发现，在晶格排列的对称性的高度导致一个显着的偏向，对取消剪切所造成的相邻透镜在一个给定的透镜位置和透镜的行为，是定性不同的随机星场。我们还讨论了一些可能的连接到更现实的透镜场景。
2007-01-31 astro-ph math-ph math.MP
Using the cluster mass function from weak lensing to constrain neutrino masses
我们讨论了宇宙学上界的变化$M_ν$，中微子质量的总和，包括在分析中的数据集的选择，指出了一些奇怪的不容易看到当所有的数据集相结合。例如，应用不同先验的效果会有很大的不同，这取决于我们是使用2dFGRS还是SDSS星系巡天的功率谱。中微子的保守质量极限为$M_ν< 1.43$ eV（95% C. L.）利用WMAP的3年观测资料和弱引力透镜测量的星团质量函数得到了WMAP的质量函数。这个极限的优点是没有对发光物质相对于暗物质的偏置做出任何假设，并且在这个意义上（并且仅在这个意义上）是无偏置的。
2007-04-10 astro-ph hep-ph
Weak Gravitational Lensing of the CMB
弱引力透镜对宇宙微波背景（CMB）有几个重要的影响：它改变了CMB的功率谱，诱导非高斯性，并产生一个B模式偏振信号，这是一个重要的来源混淆的信号从原始的引力波。透镜信号也可以用来帮助约束宇宙学参数和透镜质量分布。我们回顾了这些影响的起源和计算。主题包括：广义相对论中的透镜效应、透镜效应势、透镜效应温度和偏振功率谱、约束暴胀的含义、非高斯结构、透镜效应势的重建、去透镜效应、天空曲率修正、模拟、宇宙学参数估计、星系团质量重建和移动透镜/偶极透镜效应。
2006-03-09 astro-ph gr-qc hep-ph
