The cosmology dependence of weak lensing cluster counts
我们提出的主要结果的数值研究弱透镜集团计数。我们研究了投影密度峰值质量函数的宇宙学标度。我们的主要结论是，投影峰和三维质量函数的尺度与宇宙学在一个惊人的密切的方式。这意味着，尽管弱透镜星系团丰度是从二维场导出的，但它可以用来约束宇宙学，就像其他类型的巡天探测到的三维质量函数一样。
2009-06-30 astro-ph
Galaxy Mass and Luminosity Scaling Laws Determined by Weak Gravitational Lensing
我们提出了新的测量标度律的星系光度的振幅和形状的暗物质晕。斯隆数字巡天的早期成像和光谱数据被用来对各类透镜天体周围的表面质量密度对比度Δ Sigma+进行弱透镜测量。表面质量密度对比度作为半径的函数，是星系质量关联函数（GMCF）的量度。因为光谱红移对所有透镜天体都是可用的，所以质量和距离尺度受到很好的约束。在约31，000枚镜片周围测得的GMCF很好地符合幂律形式：Δ Sigma_+ =（2.5+0.7-0.6）（R/1 Mpc）^{-0.8+-0.2} h M_sun pc^-2。我们比较这个GMCF星系光度，类型和环境，并发现它与所有三个强烈的变化。我们通过比较拟合到内部260 h^-1 kpc（M_260）的归一化值与星系光度来量化这些变化。虽然M_260与最蓝波段u '的光度没有很强的相关性，但M_260与较红波段（g'，r '，i'和z '）的光度之间存在简单的线性关系。我们测试的普遍性，这些质量光标度的独立测量螺旋和椭圆星系，并在各种环境中的星系。我们发现这些测定在红带中具有显著的一致性，特别是i'和z'。这种在大范围系统中的一致性表明，测量的尺度代表了一个很好的宇宙平均值，并且星系的综合恒星形成历史与它们形成的暗物质环境密切相关。
2001-08-01 astro-ph
Intrinsic galaxy alignments from the 2SLAQ and SDSS surveys: luminosity and redshift scalings and implications for weak lensing surveys
内在剪切和密度场之间的相关性在大尺度上，一个潜在的重要污染物的宇宙剪切调查，已被稳健地检测到在低红移与明亮的星系在SDSS数据。在这里，我们提出了一个更详细的表征这种效果，这可能会导致反相关之间的引力透镜剪切和内禀椭圆率（GI相关）。这次测量使用了来自SDSS光谱样本的36278个发光红星系（LRGs），其中0.15<z<0.35，由红移和光度分裂; 7758个LRGs来自2SLAQ巡天，0.4<z<0.8;以及来自以前相关工作的各种其他SDSS样本。在SDSS LRG样本中，我们发现所有星系子样本的效果>3sigma检测;对于2SLAQ样本，我们发现明亮子样本的2sigma检测，而较暗子样本没有检测。拟合公式提供的GI相关与光度，横向分离和红移的标度。我们估计在未来的宇宙剪切调查的基础上的GI相关星系属性的拟合依赖性的sigma_8测量的污染。我们发现污染的功率谱范围从-1.5%（乐观）到-33%（悲观）的玩具宇宙剪切调查使用所有星系的深度R=24使用尺度l~500。这对应于Δ sigma_8=-0.004（乐观）、-0.02（中心）或-0.10（悲观）的sigma_8偏倚。我们提供了一个处方，包括宇宙学参数估计代码中的这个错误。主要的不确定性是在处理L<=L* 蓝星系。这些星系的潮汐排列的特征，特别是在宇宙剪切相关的红移，应该是一个高度优先的宇宙剪切社区。（节录）
2007-10-28 astro-ph
Prospects and pitfalls of gravitational lensing in large supernova surveys
为了研究超新星的引力透镜效应在大型巡天中的作用，我们利用两次大型超新星巡天的观测数据模拟了引力透镜放大对单个超新星的作用。为了估计由于前景中的物质的放大率，我们模拟星系目录，并使用多透镜平面算法计算沿单个视线的放大率。星系的暗物质晕被建模为引力透镜使用奇异等温球或Navarro-Frenk-White配置文件。由Faber-Jackson和Tully-Fisher关系提供的光度和质量之间的标度律被用来估计晕的质量。虽然我们的模拟表明，SDSSII超新星调查是轻微的引力透镜的影响，我们发现，该影响将是可测量的SNLS调查，探测更高的红移。我们的模拟表明，在SNLS数据中，测量哈勃图残差和计算出的透镜放大率之间的显著（3西格玛）相关性的概率为~95%。此外，有了这些数据，应该有可能将透镜星系晕质量的归一化限制在1 sigma和2 sigma置信水平，精度分别为~30%和~60%。
2008-06-09 astro-ph
Shear and magnification angular power spectra and higher-order moments from weak gravitational lensing
我们提出了新的结果的引力透镜剪切和放大功率谱的数值模拟的一个平坦的宇宙学与宇宙学常数。这些结果是相当有趣的，因为剪切和放大率都是可观测的。我们发现，在收敛的功率谱的行为如预期的那样，但放大率开发的散粒噪声频谱由于离散的，大规模的集群和症状的适度透镜超出弱透镜制度的影响。我们发现，这种行为可以抑制“裁剪”的最大投影集群。我们的研究结果进行了比较，从晕模型启发的功能适合的物质场的非线性演化的预测，并显示出良好的协议。我们还研究了收敛场的高阶矩，发现了一个新的与红移的标度关系。特别是，统计$S_3$被发现变化为$z_s^{-2.00\pm 0.08}$（其中$z_s$是源红移）的宇宙学研究，这使得不同的中位数红移在不同的观测调查特别简单的应用。
2003-06-06 astro-ph
Mining Weak Lensing Surveys
我们提出了一个调查的宇宙学应用的下一代弱透镜调查，特别注意的星系，$N_{gal} ~$ 10 $^{5}$的数量所提出的计算挑战。我们专注于最佳的方法，没有像素化，并推导出一个多网格$P^3M$算法，在$O(N_{gal} \log N_{gal})$时间执行相关的计算。我们通过研究弱透镜测量的三个应用-收敛图重建、聚类检测以及$E$和$B$功率谱估计来测试该算法，使用来自N体模拟的真实1 deg^{2}模拟。地图重建是能够重建大规模的特点，没有伪影。由于视线污染和噪声，仅使用弱透镜检测簇是困难的，如果期望样品的低污染，则具有低完整性。收敛场的功率谱分析是更有前途的，我们能够重建收敛谱，没有损失的信息下降到最小的尺度。这里使用的数值方法可以应用于具有相同$O(N\log N)$标度的其他数据集，并且可以推广到球体。
2002-10-21 astro-ph
Self calibration of gravitational shear-galaxy intrinsic ellipticity correlation in weak lensing surveys
星系内禀排列是对精确测量宇宙剪切力的一个严峻挑战。我们提出了自校准的诱导引力剪切星系内禀椭圆相关（GI相关，\citealt{Hirata04b}）在弱透镜调查光度红移测量。(1)本文提出了一种从同一红移面元中的星系椭圆度-密度测量值中提取星系内禀椭圆度-密度互相关的方法。(2)我们还找到了一个通用的缩放关系，将提取的I-g相关转换为所需的GI相关。我们在简化的条件下进行概念研究，并证明其能够显着减少GI污染。我们讨论了各种复杂性对自校准技术的两个关键成分的影响，即提取I-g相关性的方法和I-g与GI相关性之间的标度关系。我们希望他们都不可能完全无效的建议自校准技术。
2010-07-14 astro-ph astro-ph.CO
Scaling relations and mass calibration of the X-ray luminous galaxy clusters at z~0.2: XMM-Newton observations
基于XMM-牛顿观测，给出了12个红移约为0.2的X射线发光星系团的通量限制形态无偏样本的X射线性质和标度关系。标度的径向轮廓的特点是由自相似的行为在半径以外的集群核心（>0.2 r500）的温度，表面亮度，熵，气体质量和总质量。星团核心贡献了高达70%的热X射线光度。X射线标度关系及其散射对冷核的存在很敏感。利用校正后的团簇中心区域的X射线亮度和不包括团簇中心区域的温度测量值，对冷核团簇和非冷核团簇的归一化结果均优于10%，与团簇的形态无关。将该样品与附近和更远的样品进行比较，未观察到X射线比例关系的演变。在目前的观测条件下，星系团的温度和光度可以作为可靠的质量指示器，质量分散度在20%以内。质量差异仍然存在于X射线和透镜之间，并且由于所讨论的可能原因，导致使用透镜质量的比例关系中的散射（例如，对于亮度-质量关系，约40%）比使用X射线质量（<20%）更大。
2007-03-28 astro-ph
From Galaxy-Galaxy Lensing to Cosmological Parameters
星系-星系透镜测量的是透镜星系样本周围的平均超额面密度DS（r）。我们开发了一种方法，结合DS（r）与星系关联函数xi_gg（r）来约束Omega_m和sigma_8，超越线性偏差模型，以达到当前和未来测量所需的精度水平。我们采用晕占据分布（HOD）的框架，我们测试它的适用性，这个问题通过检查随机选择的暗物质粒子从相同的光环的SPH模拟的光环中替换卫星星系的影响。当r<1 Mpc/h时，暗物质和卫星星系径向轮廓的差异对DS（r）的影响约为10%。然而，如果径向轮廓匹配，在DS（r）中，0.1<r<15 Mpc/h时，卫星星系周围单个次晕的剩余影响和固定晕质量下HOD的环境依赖性<5%。我们开发了一个解析近似DS（r），采用晕排斥和规模依赖的晕偏见，我们证明了它的准确性与测试对一套人口N体模拟。我们利用解析模型研究了当给定的宇宙学模型的HOD参数通过匹配xi_gg（r）被确定后，DS（r）和星系-物质关联函数xi_gm（r）对Omega_m和sigma_8的依赖性。线性偏差预测在r>2 Mpc/h时是准确的，但在较小尺度上在30-50%水平时失败。DS（r）~ Omega_m^a（r）sigma_8 ^b（r）的标度在r>10 Mpc/h时接近线性偏差期望a=b=1，但在较小r时a（r）和b（r）在0.8至1.6之间变化。我们计算了两个SDSS星系样本的基准DS（r）和标度指数a（r…
2006-07-11 astro-ph
Intrinsic/Extrinsic Density-Ellipticity Correlations and Galaxy-Galaxy Lensing
本文研究星系密度-椭率关联中内禀与外禀贡献，指出非高斯潮汐场使内禀贡献非零，并估计其对SDSS等星系-星系透镜测量的污染约为10%-30%。
2002-05-30 astro-ph
Sources of contamination to weak lensing tomography: redshift-dependent shear measurement bias
现有的从星系的天文图像估计引力切变的方法引入了系统误差，这会影响弱透镜宇宙学约束的准确性。我们研究了KSB形状测量偏差对层析两点弱透镜剪切统计的宇宙学解释的影响。我们使用一组现实的图像模拟产生的STEP合作，以获得形状测量偏差作为红移的函数。我们定义了有偏两点弱透镜统计量，并对两个基准调查进行了似然分析。我们提出了一个推导的协方差矩阵的层析成像在真实空间和拟合公式来校准它的非高斯性。我们发现在红移约为1时，有偏孔径质量色散减小了约20%，并且随红移的变化具有较浅的标度。如果在数据分析中忽略此效应，则会使sigma_8和w_0估计值产生几个百分点的偏差。当在一系列实际形状测量偏差上边缘化时，层析成像的功率显著降低。对于CFHTLS-Wide-like调查，[Omega_m，sigma_8]置信区域被退化因子2，而对于KIDS-like调查，因子为3.5。我们的结果是严格有效的KSB方法，但他们证明了需要边缘化的红移依赖的形状测量偏差在所有未来的宇宙学分析。
2008-12-10 astro-ph
The X-ray virial relations for relaxed lensing clusters observed with Chandra
我们研究的关系连接质量，X射线温度和辐射热光度的样品的发光，相对轻松的星系团观察到的钱德拉天文台，独立确认的质量结果可从引力透镜研究。在半径对应于一个固定的过密度三角洲= 2500相对于临界密度在红移的集群，所观察到的温度分布，缩放的单位T_2500和r_2500，表现出一个近似的普遍形式上升r~0.3 r_2500，然后保持近似恒定的r_2500。我们获得了质量-温度和温度-光度关系的最佳拟合斜率，分别与简单标度参数（即M_2500 \propto T_2500^{3/2}和L_2500 \propto T_2500^{2}）的预测一致。我们证实了存在一个系统的偏移量~ 40%的观测和预测的质量-温度关系的SCDM和LambdaCDM宇宙学的归一化之间。
2001-10-29 astro-ph
Mass distribution in the most X-ray-luminous galaxy cluster RX J1347.5-1145 studied with XMM-Newton
本文分析了X射线最亮的星系团RX J1347.5-1145（z=0.451）的XMM-牛顿观测结果。我们提出了一个详细的总和气体质量的测定大的距离（~1.7 Mpc），研究集群的标度特性，并探讨活动星系核加热在集群冷核心的作用。通过空间分辨光谱，我们得到的密度，温度，熵，和冷却时间分布的集群内介质。我们在流体静力平衡的假设下计算了团簇的总质量分布。如果被干扰的东南部地区的集群被排除在分析之外，我们的结果的形状，归一化，密度，温度，熵，和冷却时间配置文件的标度特性是完全一致的放松，凉爽的核心集群。我们比较我们的总和气体质量的估计与以前的X射线，透镜，动力学，和SZ的研究。我们发现与其他X射线的结果，动力学质量测量，弱透镜质量和SZ的结果很好的协议。我们证实了一个因素之间的差异~2强透镜和X射线质量测定，并发现我们的总质量估计和通过强和弱透镜的组合重建的质量之间的总不匹配。我们探索了RX J1347.5-1145核心的沸腾加热情景，并发现支持活动星系核流出和热传导能够猝灭辐射冷却的观点。
2007-06-20 astro-ph
Weak lensing measurements of dark matter halos of galaxies from COMBO-17
我们提出了一个测量的质量估计暗物质晕星系周围的COMBO-17调查使用弱引力透镜。COMBO-17对这类研究特别有用，因为它涵盖了17个光学滤波器中的观测，从中可以得出具有$R<24$的天体的精确光度红移和光谱分类。这使我们能够选择透镜和源星系从他们的红移，从而避免任何不确定性的估计源红移分布。我们研究星系透镜在红移$z_\mathrm{d}=0.2-0.7$通过拟合归一化的奇异等温球（SIS）或Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件的整个透镜样本，然后我们考虑晕周围的蓝色和红色的子样本分别。我们还限制了光环质量与光的缩放。对于NFW模型，我们分别得到了$L_\star=10^{10}h^{-2}L_{\sun}$中蓝星系和红星系的位力质量$M_\mathrm{vir}^*=3.9^{+3.3}_{-2.4}\times 10^{11}h^{-1}M_{\sun}$（1- $σ$）和$M_\mathrm{vir}^*=7.1^{+7.1}_{-3.8}\times 10^{11}h^{-1}M_{\sun}$.推导出的质量与光的比例关系表明，质量与光的比例可能会随着亮度的增加而减少蓝色星系，但增加与亮度的红色星系。然而，蓝色和红色星系之间的这些差异只是轻微的，两个子样本在所有光度下都具有相同的质光比。最后，我们比较了我们的结果从红色序列集群调查（RCS）和斯隆数…
2004-12-23 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
Constraints on the velocity profiles of galaxies from strong lensing statistics and semi-analytical modelling of galaxy formation
Semi-analytical models of galaxy formation can be used to predict the evolution of the number density of early-type galaxies as a function of the circular velocity at the virial radius, v_{c,vir} . Gravitational lensing probability and separation distribution on the other hand are sensitive to the velocity dispersion (or circular velocity) at about the effective radius. We adopt the singular isothermal ellipsoid (SIE) lens model to estimate the velocity dispersion at the effective radius. We use radio lenses from the Cosmic Lens All-Sky Survey and the PMN-NVSS Extragalactic Lens Survey to stud…
2006-11-21 astro-ph
Cosmic Statistics through Weak Lenses
最近的许多研究表明，尺度参数，如所谓的层次{ \em anomaly}，是非常有用的理解弱引力透镜的统计特性。这在小角度尺度（即高分辨率）上尤其如此，在这种情况下，通常的物质聚类微扰计算不再适用。我们建立在这些研究，以制定一个完整的图片弱透镜在小平滑角。特别是，我们研究了全概率分布函数，偏置和其他多点统计的“热点”的收敛场引起的弱透镜，并将这些相关的统计过密区域的基础质量分布。我们已经知道，弱透镜可以限制宇宙的背景几何形状，但我们进一步表明，它也可以提供有关坍缩物体的统计数据和无碰撞聚类的物理学的有价值的信息。我们的研究结果是特别重要的未来的观测，至少在最初，集中在小的平滑角。
2000-03-23 astro-ph
Lensing by galaxies in CNOC2 fields
我们用威廉·赫歇尔望远镜观测到了两个大约30角分乘23角分的空白视场。该领域已被研究的hocC 2调查的一部分，光谱红移可用于1125星系在这两个领域。我们对大尺度结构引起的透镜效应信号进行了测量，发现测量结果与目前的测量结果一致，更加精确。我们研究了三个重叠样本的透镜的星系-星系透镜信号，并在所有情况下检测到显著的信号。L* 星系的速度色散的估计同意各种样本。用奇异等温球模型对星系系综平均切向畸变进行最佳拟合，得到星系的速度色散σ *=130^{+15}-17} km/s，与其他研究结果一致。我们使用一个极大似然分析，其中一个参数化的质量模型进行比较的数据，研究星系暗物质晕的程度。利用现有的数据，我们发现在一个截断的等温球模型中，所有星系具有相同的质光比，σ_*=111 \pm 12 km/s（68.3%置信度）。截断参数的取值不受严格限制，我们得到s_*=260^{+124}_{-73} h^{-1} kpc（68.3%置信度）。星系-星系透镜效应分析使我们能够估计场的平均质光比，它可以用来估计Ω_m。然而，目前的结果很大程度上取决于s的假设标度关系。
2002-11-28 astro-ph
Stacking weak lensing signals of SZ clusters to constrain cluster physics
我们展示了如何通过叠加Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应发现的多个集群的弱透镜信号来限制集群物理。对于一个覆盖约200平方米的调查。°的在SZ和弱透镜观测中，对于z~0.5的星系团，质量与SZ光度关系的斜率和振幅都可以测量，误差很小。这可以用来限制团簇物理，例如反馈的性质。例如，我们可以区分一个预热的模型与一个吸积率降低到5 σ以上的模型。如果我们使用中心康普顿参数y_0，则在ICM中区分不同非引力过程的能力变得更强，这可以允许区分具有预热，SN反馈和AGN反馈的模型，例如，超过5 σ。测量作为红移函数的这些标度关系使得可以直接观察，星系团中热气的演化用这种方法可以校准质量-LSZ关系，并可以量化它的不确定性，从而导致一个更强大的确定宇宙学参数的星系团调查。以这种方式从天空的一个小区域校准的质量-L_SZ关系可以用来确定从非常大的SZ只有调查的SZ集群的质量，是很好的补充文献中提出的其他技术。
2006-01-12 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
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
Effect of Photometric Redshift Uncertainties on Weak Lensing Tomography
我们进行了系统的分析光度红移的不确定性对弱透镜层析成像的影响。我们描述的光z分布的偏差和高斯散射，允许在红移dz = 0.1的间隔之间任意变化，而仅仅存在的偏差和散射并没有实质上降低暗能量的信息，在这两个参数的不确定性。对于下一代基准巡天，需要知道每个间隔的红移优于约0.003-0.01，以便导致暗能量参数误差增加小于1.5倍。当允许暗能量状态方程中的红移变化时，更严格的要求对应于更大的暗能量参数空间，需要从源星系分布中公平地采样光谱红移的10^4-10^5个星系才能达到这个水平的校准。如果样本由多种星系类型组成，则需要为每种类型提供公平的样本。这些要求增加了更雄心勃勃的调查严格性，我们量化这种缩放与方便的拟合公式。没有一个方面的光度分仓选择的星系，如他们的平均值或中位数就足够了，这表明暗能量参数的测定是敏感的形状和性质的离群点的照片z红移分布。
2005-08-12 astro-ph
Spheroids scaling relations over cosmic time
我报告最近测量的两个尺度关系的球体在遥远的宇宙：基本面，透镜速度色散和恒星速度色散之间的关系。两个标度关系的联合分析表明，质量最大（大于10^11.5太阳质量）的球状体无论从恒星形成还是内部结构来看，都与z~1以来没有演化相一致。此外，它们的总质量密度分布平均可以用等温球来描述，没有红移演化的证据。在较小的质量下，图像似乎有很大的不同，因为有大量的近期恒星形成的证据（自z~1以来形成的恒星质量的20-40%），以及在较小质量下暗物质含量减少的暗示。为了验证这些趋势，需要一个更大的透镜样本，扩展到速度色散低于200 km/s，红移大于0.5。
2006-11-02 astro-ph
Optimal Surveys for Weak Lensing Tomography
弱透镜巡天通过测量局域宇宙的质量分布，提供了对暗能量的有力探测。为此目的，正在计划进行一些地面和空间调查。在这里，我们研究的最佳策略，这些未来的调查使用联合约束的状态方程参数wn及其演变wa作为一个因素的优点，考虑功率谱层析成像。为此目的，我们首先考虑一个“理想”的调查，这是广泛和深入，并免除系统。我们发现，这样的调查有很大的潜力，暗能量的研究，达到一个西格玛的精度分别为1%和10%的两个参数。然后，我们通过降低这个理想的调查研究各种限制的相对影响。特别是，我们认为天空覆盖，调查深度，形状测量系统，光度红移系统和非线性功率谱预测的不确定性的影响。我们发现，对于一个给定的观察时间，它总是有利的选择一个广泛的，而不是一个深的调查几何。我们还发现，功率谱层析成像的暗能量约束是强大的光度红移误差和灾难性的故障，如果光谱校准样本的10^4-10^5星系。这些系统的影响是很小的限制相比，来自潜在的不确定性，在功率谱，由于剪切测量和理论误差。为了帮助规划未来的调查，我们总结了我们的结果与全面的尺度关系，避免了需要完整的Fisher矩阵计算。
2007-08-15 astro-ph
