测光重子声学振荡和弱透镜测量的距离、增长因子和暗能量约束

星系-星系弱透镜效应的精密测光红移定标

Precision photometric redshift calibration for galaxy-galaxy weak lensing

精确的光度红移是精密弱透镜测量的关键要求之一。斯隆数字巡天（SDSS）的大尺寸和存在的大光谱红移样本是通量限制超过其深度，使其成为开发方法的最佳数据源，以正确校准光度红移透镜。在这里，我们专注于星系-星系透镜的光谱透镜红移调查，在SDSS。我们开发的统计数据，量化的透镜校准和加权方案的源红移误差的影响，并显示如何可以使用它们在存在的红移故障和采样方差。然后，我们用来自DEEP 2和zCOSMOS的光谱证明了它们与2838个源星系的使用，评估了几种公共光度红移算法，在两种情况下，包括每个对象的完整p（z），发现透镜校准偏差低至1%（由于两种类型的偏差的偶然消除）或对于有效使用的方法高达20%（尽管这些算法的小的平均photoz偏差）。我们的工作表明，透镜特定的统计必须使用可靠的校准透镜信号，由于（经常非高斯）photoz错误的不对称效应。我们还表明，大尺度结构（LSS）可以强烈影响的photoz校准和其误差估计，由于LSS和photoz误差之间的相关性，并认为，至少需要两个独立的度尺度光谱样本，以抑制其影响。考虑到我们光谱样本的大小，我们可以将星系-星系透镜校准误差降低到远低于当前SDSS统计误差的水平。

根据透镜+动力学和光度测量估算早型星系中的恒星质量

Stellar mass estimates in early-type galaxies from lensing+dynamical and photometric measurements

在本文中，我们比较了两种不同的诊断估计恒星质量的早期型星系，我们建立了自己的可靠性水平。特别是，我们认为，从斯隆透镜ACS（SLACS）调查（z = 0.06-0.33）中选择的15个场椭圆星系的研究样本。我们在这里检查恒星质量值之间的相关性，封闭内的爱因斯坦半径的每个镜头，透镜和恒星动力学相结合的分析和基于多波长光度光谱模板拟合的基础上。透镜+动力学恒星质量是从已发表的SLACS巡天结果中获得的，假设一个两分量密度分布模型和一个来自透镜星系的质光比的基本平面的先验。光度恒星质量的测量是通过拟合观测到的光谱能量分布的星系（从SDSS多波段光度超过354-913 nm）与复合恒星星族模板，假设光跟踪恒星质量。这两种方法是完全独立的。它们依赖于几个不同的假设，因此，原则上，两者都可能存在重大偏差。基于我们的大质量星系的样本，我们发现透镜+动力学和光度质量估计之间的一致性。我们获得了0.94的皮尔逊线性相关系数和1.1+/-0.1的前者和后者的质量测量之间的比值的中值。这表明，这两种方法可以分别产生可靠的早期型星系的恒星质量，并确认测光质量估计是准确的，只要光学/近红外静止框架测光是可用的。

测光红移与引力望远镜

Photometric Redshifts and Gravitational Telescopes

我们回顾了光度红移在引力望远镜中的特殊应用。我们讨论了这种技术在研究远源的微弱布居和星团透镜性质方面的可能应用。光度重置可以用来推导红移分布和高z透镜星系的一个非常微弱的子样本的属性，否则遥不可及。对于透镜星系团的质量分布，在弱透镜分析中，光度重移是衡量质量和表征透镜结构的重要手段。

宇宙层析成像：重子声学振荡和弱透镜

Cosmic tomographies: baryon acoustic oscillations and weak lensing

我们探讨了宇宙的两个层析探测：重子声学振荡（BAO）和弱透镜（WL）之间的互补性。我们发现，光度测量的BAO单独不提供非常严格的约束暗能量状态方程参数，部分原因是我们的不确定的知识的星系偏见。另一方面，WL受到测光红移（photo-z）误差概率分布的不确定性的不利影响。然而，两者的联合分析对这些不确定性更加鲁棒，并导致比单独使用任何一个探测器的结果有显着改善。结合普朗克的CMB测量，提供了各种BAO和WL调查的宇宙学约束的预测。特别是，我们发现，联合分析的BAO和WL功率谱与大型综合巡天望远镜可以收紧的暗能量状态方程（在a = 0.63）和它的变化率的错误，分别为0.016和0.16（边缘超过131个其他参数）。随着超新星和星团计数以及同一星系的高阶统计和剪切数据，人们可以进一步改善约束。

光度红移不均匀性对弱透镜层析成像的影响

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。

弱透镜和重子声学振荡曲率的度规检验

Metric Tests for Curvature from Weak Lensing and Baryon Acoustic Oscillations

我们描述了一个实际的测量宇宙的曲率，它完全依赖于罗伯逊-沃克度规的性质，而不是任何模型的动力学或内容的宇宙。背景星系的引力切变与前景星系质量之间的互相关依赖于观测者、源和透镜所形成的退化三角形上的角直径距离d_A（z_l）、d_A（z_s）和d_A（z_s，z_l）。在平坦的宇宙中，d_A（z_l，z_s）= d_A（z_s）-d_A（z_l），但在弯曲的宇宙中，即使d_A（z）是固定的，附加项$\proptoΩ_k$也会改变透镜观测量。弱透镜数据可用于同时求解d_A和曲率。这种方法对以下因素完全不敏感：状态方程;对光偏转或结构生长的广义相对论公式的修正;或光度红移尺度的偏差。然而，在d_A、$Ω_k$和星系偏置因子之间存在简并，这可以通过使用具有相同成像数据的重子声学振荡测量来打破。雄心勃勃的弱透镜+重子振荡巡天将测量$Ω_k$到$\approx0.04 f_{\rm sky}^{-1/2} (σ_{\ln z}/0.04)^{1/2}$的精度，其中$σ_{\ln z}$是测光红移误差。我们还预测边界曲率和其他参数的背景下，特定的暗能量模型，并比较其他分析的弱透镜互相关方法。我们发现曲率和参数约束是令人惊讶的不敏感的系统剪切校准误差。

三维弱透镜效应

3D weak lensing

我提出了一种分析方法，基于自旋球谐函数和球贝塞尔函数，大规模的弱透镜调查，通过光度红移的源距离信息。我的距离信息可以显着减少宇宙学参数的统计误差，特别是，3D透镜分析提供了良好的前景约束的真空能量状态方程占主导地位的宇宙的能量密度。我表明，压力与能量密度的比率可以被确定为$\sim 1%$或更好的精度。拥有距离信息也为控制系统效应（如星系的内在排列）提供了显著的优势。因此，获得测光红移的情况是令人信服的。的模式的信噪比本征模分析表明，具有最高的信号噪声模式对应相当接近忽略红移的信息，但有显着的额外信息，从一些径向模式。这些模式通常是长波长的，这表明即使测光红移相对不准确，也可以收集到有用的信息。

光学引力透镜实验。OGLE-III数据的最终还原

The Optical Gravitational Lensing Experiment. Final Reductions of the OGLE-III Data

我们描述的方法应用于最后的光度减少和校准的标准系统中收集的图像在第三阶段的光学引力透镜实验调查-OGLE-III。还介绍了天体测量的简化方法。OGLE-III数据构成了一个独特的数据集，涵盖了自2001年以来每个晴朗的夜晚定期监测的麦哲伦云，银河核球和银河盘场，是早期OGLE观测的重要扩展和延续。随着早期的OGLE-II和OGLE-I测光，一些观察到的领域现在有16年的测光覆盖。

超星系团和典型场区的分光光度和弱透镜巡天-- I。光谱红移测量

Spectro-photometric and Weak Lensing Survey of a Supercluster and Typical Field Region -- I. Spectroscopic Redshift Measurements

我们目前的光谱研究的结果~4000星系在一个6.2平方度的领域在宝瓶座超星系团的方向和一个较小的典型领域在鲸鱼座，下降到R<19.5。星系红移是用英澳望远镜上的两度场系统测量的，也是我们对这些区域进行分光光度和弱引力透镜研究的一部分。在巡天的星等极限下，我们能够探测到z~0.4的L_* 星系。我们构建中位数光谱作为各种调查参数的函数，作为样本质量的诊断。我们使用红移数据来识别调查体积内的星系团和星系群。在宝瓶座地区，我们总共发现了48个星系团和星系群，其中26个是以前未知的系统，在鲸鱼座地区，我们发现了14个星系团和星系群，其中12个是新的。我们估计所有这些系统的质心红移和速度色散。在宝瓶座区域，我们看到z=0.08和z=0.11的两个强超星系团的叠加，它们的估计质量和超密度与北冕超星系团相似。

弱引力透镜：减少内禀排列的污染

Weak gravitational lensing: reducing the contamination by intrinsic alignments

星系的内在排列可以在一定程度上模拟由弱引力透镜引起的剪切效应。先前的研究表明，对于红移中值z_m = 0.1的浅层观测，内禀排列主导着透镜效应信号。对于z_m = 1的深部测量，本征对准被认为是透镜信号的重要污染物，阻碍了物质功率谱的高精度测量。在本文中，我们将展示如何距离信息，无论是光谱或光度红移，可以用来降低附近的权重对在一个优化的方式，以减少剪切信号中所产生的固有的对齐的错误。假设保守的大的固有对准，优化的权重将基本上去除所有污染的痕迹。对于斯隆分光星系样本，残余的散粒噪声继续使其不适合弱透镜研究。然而，一个显着的改善稍微深斯隆测光调查发现，从而内在的贡献，在大于1弧分的角度尺度，从约80倍的透镜信号减少到10%的效果。对于更深的勘测，例如具有z_m = 0.6的COMBO-17勘测，优化将误差从小角度尺度下的主要系统误差220%减小到小得多并且主要统计误差仅为预期透镜信号的17%。因此，我们建议，未来的弱透镜调查伴随着收购光度红移，以充分消除未知的内在的弱透镜检测的对准误差。

高红移星系团的弱透镜作用：微弱背景星系群的平均红移

Weak Lensing by High-Redshift Clusters of Galaxies II: Mean Redshift of the Faint Background Galaxy Population

我们利用对6个z>0.5星系团的弱透镜剪切测量，导出了用于测量剪切的背景星系的平均透镜红移。其中五个星系团与X射线质量模型进行了比较，并验证了23<R<26.3，R-I<0.9背景星系群的平均透镜红移与HDF-S的光度红移测量非常一致。六个星系团的透镜强度也作为背景星系的大小的函数进行了分析，并在中等意义上检测到随着幅度的增加剪切增加。剪切强度的变化被认为是由背景星系的平均红移随星等的增加而增加所引起的，并且检测到的变化程度也与HDF-S的测光红移测量结果一致。

光学引力透镜实验。通过因特网访问OGLE测光数据集：OGLE-II BVI地图和I波段数据

The Optical Gravitational Lensing Experiment. Internet Access to the OGLE Photometry Data Set: OGLE-II BVI maps and I-band data

我们提出了在线，交互式界面的OGLE项目（OGLE-II）的第二阶段中获得的整个I波段测光数据集。通过使用MySQL引擎的附加数据库访问原始光度数据库，允许选择满足任何标准集的对象，包括RA/Dec坐标，平均亮度，误差等。查询结果可以在线浏览，光变曲线可以交互式绘制，在OGLE-II期间收集的银河系隆起和麦哲伦云中超过4000万个天体的光度数据总共超过10^10次测量，可以下载。MySQL参数数据库还包括以前发布的OGLE-II目标的光度BVI地图的完整数据集，允许从这些地图中交互式选择对象。

打破双星和行星微透镜扰动之间光度简并的天体测量方法

Astrometric Method to Break the Photometric Degeneracy between Binary-source and Planetary Microlensing Perturbations

太阳系外的行星可以通过微透镜探测到，因为行星可以干扰主透镜产生的平滑透镜光曲线。然而，高迪指出，双星源事件的一个子集可以产生与大部分行星/恒星透镜系统产生的光变曲线非常相似的光变曲线，导致通过微透镜检测到的疑似行星系统样本受到严重污染。在本文中，我们表明，如果一个透镜事件的天文观测，可以明确地打破光度简并之间的双星源和行星透镜扰动。这是可能的，因为当透镜源图像质心的轨迹中的行星引起的扰动使点远离未扰动的椭圆轨迹的开口时，而由双星源伴随点引起的扰动总是朝向开口。因此，使用未来高精度干涉仪进行天体测量微透镜观测对于微透镜行星探测的可靠确认将是重要的。

来自星系-星系透镜和photo-z的约束晕特性

Constraining halo properties from galaxy-galaxy lensing and photo-z

在这里，我们提出的结果，从极大似然分析星系星系弱透镜效应的测量在北欧光学望远镜，在西班牙拉帕尔马12.5'× 12.5'领域。分析采用光度红移，并给出了圆速度与以前的弱透镜工作。

减少和限制本征星系排列对弱透镜测量的污染

Reducing and constraining the intrinsic galaxy alignment contamination to weak lensing measurements

我们提出了一种方法，用于消除污染影响的内在星系排列，在测量宇宙剪切多色弱透镜调查。该方法根据光谱或光度红移，对在三维空间中可能接近的对进行加权。结果是戏剧性的：低红移斯隆测光红移巡天的固有污染可能是透镜信号的80倍，但这几乎可以完全去除，留下10%数量级的随机散粒噪声误差。内在的星系排列，虽然一个恼人的污染物的宇宙剪切研究，是有趣的，在自己的权利，因此，我们提出了一个新的观测约束，其幅度从孔径质量B-模式的红色序列集群调查。小测量的B-模式排除了公布的内在校准模型的数值模拟，假设没有星系团的演变。

z=0.42超星系团MS0302 +17的测光和弱透镜分析

A Photometric and Weak Lensing Analysis of the z=0.42 Supercluster MS0302+17

利用CFHT上UH 8 K CCD镶嵌相机拍摄的深I和V波段图像对z=0.42的超星系团MS 0302 +17进行了弱透镜和光度学研究。我们使用档案ROSAT HRI数据来估计通量，气体质量，并在一种情况下，结合质量的三个主要集群。然后，我们使用我们的CCD数据来确定的光学丰富度和光度的集群和映射出的空间分布的早期类型的星系在超星系团和其他前景和背景结构。我们测量了\simeq 30，000个22 < m_I < 26的暗背景星系的引力切变，发现这与用M/L_B \simeq 250 h追踪质量的早期类型星系的引力切变有很强的相关性。我们对肿块的表面密度进行了二维重建。这些结果恢复了星系的所有主要浓度，表明超星系团的大部分质量与早型星系一样集中在这三个X射线星系团中，并得到了M/L_B \simeq 260 h星系团的平均质光比。测得的质量表面密度与早期星系分布预测的质量表面密度的交叉相关显示，在零滞后处有一个很强的峰值（在\simeq 9-sigma水平上很明显），在距离\gsim 200 h^{-1}$kpc处，早期星系非常精确地跟踪质量。傅立叶空间中的互相关支持了这一结论;我们几乎没有看到M/L或“偏差”随尺度变化的任何证据，并且从λ= 1.5-6 h^{-1}Mpc的最长波长模式中，我们发现M/L \simeq（280 \pm 40）h，与对团簇中心获得的结果非常相似。我们…

利用引力透镜确定星系2237+0305的性质

Determining the properties of galaxy 2237+0305 using gravitational lensing

利用引力透镜、测光和分光观测的约束条件研究了透镜星系2237+0305的质量分布。我们发现，有足够的动力学信息，我们可以约束的发光组件的质光比，并确定磁盘的动力学贡献。此外，未来的观测应该允许我们对暗物质晕的形状及其内部斜率进行限制。

来自CFHTLS弱透镜、SNLS超新星Ia和WMAP5的暗能量约束和与系统学的关联

Dark energy constraints and correlations with systematics from CFHTLS weak lensing, SNLS supernovae Ia and WMAP5

我们结合测量弱引力透镜从CFHTLS-Wide调查，超新星Ia从CFHT SNLS和CMB各向异性从WMAP 5获得宇宙学参数的联合约束，特别是，暗能量方程的状态参数w。我们评估的影响，系统学的数据上的结果，并寻找可能的相关性与宇宙学参数。我们实现了MCMC算法采样的参数空间的平坦CDM模型的暗能量成分的常数w。数据中的系统性被参数化并包括在分析中。我们确定的光度校准SNIa数据的宇宙学结果的影响，通过计算的距离模量的光度零点变化的响应。弱透镜的数据集进行测试异常场到场的变化和系统的形状测量偏置的高z星系。忽略SNLS的光度不确定性会使宇宙学参数产生最多20%的统计误差，仅使用超新星;参数不确定性被低估了10%。弱透镜场-场变化点比N体模拟预测值高5%-15%。在一个简单的模型框架内，我们发现在高红移时透镜信号没有偏差。假设在高红移时系统性地低估了透镜信号，则归一化σ_8增加了8%。结合所有三种探针，我们在68%置信度下获得-0.10 <$1 +w<0.06（在95%置信度下为-0.18 <$1 +w<0.12），包括系统误差。数据中的系统性将误差线增加了35%;最佳拟合值的变化小于0.15 sigma。[摘要]

弱透镜中的系统误差：对SDSS星系-星系弱透镜的应用

Systematic errors in weak lensing: application to SDSS galaxy-galaxy weak lensing

弱透镜正在成为约束宇宙学模型的一种强有力的观测工具，但目前由于对许多系统误差来源的不完全理解而受到限制。这些误差中有许多是倍增性的，并且取决于背景星系的数量。我们展示了如何常用的几何测试，这是相当不敏感的宇宙学，可以被用来作为一个比率测试的系统学在1%的水平上的透镜信号。我们应用这个测试的星系星系透镜分析的斯隆数字巡天（SDSS），这是目前的样本具有最高的弱透镜信号噪声，并具有额外的优势，光谱红移的镜头。这使得人们可以进行有意义的几何测试的星系在不同的平均红移，如较亮的星系，较暗的星系和高红移发光的红色星系，无论有和没有光度红移估计的不同子样本的系统学。我们使用SDSS和DEEP 2和2SLAQ光谱调查之间的重叠对象，以建立精确的测光红移校准，并确定SDSS的红移分布。我们使用这些红移的结果来计算投影的表面密度对比度DeltaSigma约259 609光谱星系在SDSS，通过测量DeltaSigma与不同的源样本，我们建立在10%的水平（1-西格玛）的结果的一致性。我们还使用比率检验来约束剪切校准偏差和SDSS巡天数据中的其他系统学，以确定整体星系-星系弱透镜信号校准不确定性。我们没有发现任何证据的数据的许多子样本之间的不一致。

暗物质分布的三维弱透镜演化

Evolution of the Dark Matter Distribution with 3-D Weak Lensing

利用COMBO-17巡天的弱引力透镜和测光红移数据，我们提出了一种直接探测大尺度结构生长的方法。我们使用深R-波段成像的两个0.25平方度的领域，提供剪切估计超过52000星系，我们结合这些光度红移估计从我们的17波段调查，以获得一个3-D剪切场。我们发现理论模型的演变物质的功率谱和关联函数，并拟合相应的剪切关联函数的数据作为红移的函数。我们在给定最小先验的情况下，在7.7 sigma水平上检测功率的演变，并测量0<z<1的演变速率。我们还适合关联函数，我们的3-D数据作为宇宙学参数σ_8和Ω_λ的函数。我们发现欧米茄_λ和sigma_8的联合约束，证明了精度的提高了2倍以上，可从二维弱透镜相同的区域。

CFHTLS深部星系团的弱透镜巡天

Weak lensing survey of galaxy clusters in the CFHTLS Deep

目的：我们提出了一个弱透镜搜索的星系团在4 deg2的CFHT遗产调查深。这项工作的目的是建立一个大规模选择样本的集群。方法：我们使用深i '波段图像进行弱透镜质量重建，并确定高收敛峰。由于深乌戈尔曝光的可用性，源是从它们的光度红移中选择的。我们还使用透镜层析成像来获得透镜红移的估计。在考虑峰值的原始统计数据后，我们检查它们是否可以与清晰的光学对应物或公布的X射线选择簇相关联。研究结果：在信噪比检测阈值nu = 3.5以上发现的14个峰中，8个是安全检测，估计红移为0.15 <z1 <0.6，速度色散为450 <sigma 1_v <600 km/s。由于背景源的高密度，这种低质量范围是可以达到的。我们还使用源的光度红移来测试源透镜集群对集群检测的污染影响。后者在我们的聚类样本中起着次要作用。我们研究了剪切选择团簇与XMM/LSS X射线团簇在D1场中的相交。[删节]

用百万颗超新星测量重子声学振荡

Measuring Baryon Acoustic Oscillations with Millions of Supernovae

由于Ia型超新星（SNe）在星系中爆炸，原则上它们可以作为与其宿主相同的大尺度结构的示踪剂来测量重子声学振荡（BAO）。为了实现这一点，必须在大部分天空中获得密集的综合SNe采样，这可能只能通过未来的项目（如大型综合巡天望远镜）在光度上实现。SNBAO的优点是SNe比星系有更均匀的光度和更精确的光度红移，但缺点是它们是短暂的，在高红移时很难大量获得。我们发现，一个半天空测光SN调查红移z = 0.8是能够测量的SN空间功率谱中的重子签名。虽然来自SN BAO的暗能量约束较弱，但它们可以显著改善来自相同数据的SN光度距离的结果，并且两者的组合不再对宇宙微波背景先验敏感。

光学引力透镜实验。从OGLE 2001年和2002年观测活动中获得的其他行星和低光度物体凌日

The Optical Gravitational Lensing Experiment. Additional Planetary and Low-Luminosity Object Transits from the OGLE 2001 and 2002 Observational Campaigns

OGLE-III在2001年和2002年旨在探测行星或低光度天体凌日的观测活动期间收集的光度数据，使用Kruszewski和Semeniuk的数据管道进行了小尺度系统效应校正，并再次搜索低振幅凌日。除了先前发现的样本外，还发现了16个新的有小凌日伴星的天体。它们中的大多数是在原始数据中未检测到的小振幅情况。有几个新的天体似乎非常有希望成为含有亚恒星天体的系统的候选者：太阳系外行星或褐矮星。这些包括OGLE-TR-122，OGLE-TR-125，OGLE-TR-130，OGLE-TR-131和其他一些。这些天体特别值得进行光谱跟踪观测，以测量径向速度和确定质量。对于众所周知的测光轨道，只有少数RV测量应允许确认其实际状态。天文学界可从OGLE因特网档案馆获得所介绍天体的所有光度数据。

三种测光方法在Q2237 +0305地基资料上的试验

Three photometric methods tested on ground-based data of Q 2237+0305

爱因斯坦十字Q~2237+0305是1995年10月在西班牙拉帕尔马天文台连续两个晚上在四个波段上观测到的。三个独立的算法已被用来分析数据：自动图像分解技术，CLEAN算法和新的MCS反卷积代码。文中给出了用这三种方法得到的测光和天体测量结果。在四个类星体的图像中没有发现光度变化。比较了三种方法的光度测量结果，发现系统误差和随机误差都对三种方法有影响。当视宁度差于1.0 ″时，来自自动图像分解技术和Clean算法的误差往往很大（0.04-0.1量级），而即使对于视宁度差至1.7 ″的帧，反卷积码仍然给出准确的结果（1 σ误差低于0.04）。在类星体图像中观察到变红，并发现与透镜星系或颜色相关的微透镜的消光兼容。光度精度取决于用于模拟透镜星系的光分布。特别是，使用数值星系模型，如MCS算法所做的那样，使该方法不那么依赖于可见度。使用数值模型的另一个优点是可以模拟星系中最终的非均匀结构。最后，我们提出了一个未来的光度监测爱因斯坦十字架的观测策略。

三维弱透镜分析

Weak lensing analysis in three dimensions

我们提出了一个全面的全天空的弱透镜场和相应的功率谱的三维分析。利用自旋权球谐函数和球Bessel函数的形式，我们将弱透镜剪切和收敛的谐展开系数的两点统计与物质密度扰动的功率谱联系起来，导出了小角极限。鉴于下一代大规模弱透镜巡天将通过光度红移提供关于源的距离信息，这种研究是相关的。这开辟了通过弱透镜精确估计宇宙学参数的可能性，重点是暗能量的状态方程。

星系团对光的会聚涨落--利用微波背景第二声峰的宇宙学检验

The convergence fluctuation of light by clusters of galaxies - a cosmological test using the second acoustic peak of the microwave background

用解析方法计算了在较低（$z \leq 1$）红移处质量团对远源的放大率。这些团块最初被假设为星系群等温球体，其性质是从广泛的调查中推断出来的。平均效应，包括强透镜效应，被束团之间的光束发散完全抵消（更准确地说，平均倒数放大率抵消了逆Dyer-Roeder缩小率）。这个结论实际上与每个团簇内的物质密度函数无关，并且对任意密度的物质和暗能量都是有效的。当测试对CMB，一个相当大的透镜引起的{\it分散}的角大小的主要声学峰的TT功率谱是不一致的WMAP的意见。这种情况是不变的使用NFW配置文件的密度分布的群体。最后，我们的公式适用于一个系综的NFW质量块或等温球的参数的星系{\it集群}。声峰尺寸的分散仍然是不可观测的大，也被排除WMAP。对于星系群，提出了两种可能的方法与数据相协调，都最大限度地利用了我们对星系群性质的知识中的不确定性。然而，在集群的情况下，没有相同的逃逸路线，因为它们的属性已经很好地理解了。在这里，我们得到了一个更有力的结论：这两个被广泛接受的模型都不能很好地描述星系团，或者说标准宇宙学模型中缺少了塑造零曲率空间的重要物理元素。当所有的效应都累积起来的时候，很难理解WMAP怎么会没有发现任何组和簇的透镜效应的证据。

CFHTLS weak-lensing constraints on the neutrino masses

We use measurements of cosmic shear from CFHTLS, combined with WMAP-5 cosmic microwave background anisotropy data, baryonic acoustic oscillations from SDSS and 2dFGRS and supernovae data from SNLS and Gold-set, to constrain the neutrino mass. We obtain a 95% confidence level upper limit of 0.54 eV for the sum of the neutrino masses, and a lower limit of 0.03 eV. The preference for massive neutrinos vanishes when shear-measurement systematics are included in the analysis.

弱透镜功率谱层析成像

Power Spectrum Tomography with Weak Lensing

即将到来的弱透镜调查宽领域将提供机会重建的结构沿视线断层摄影采用光度红移信息的源分布。我们定义功率谱统计，包括红移箱之间的互相关，量化的改进，红移信息可以在宇宙学参数估计，并讨论如何优化红移分仓。我们发现，在绝热冷暗物质类的模型，粗层析成像使用两个或三个红移箱是足够的，以提取大部分的信息，并提高宇宙学参数的测量，确定增长率的结构高达一个数量级。

未来弱透镜测量中的系统误差：自校准的要求和展望

Systematic Errors in Future Weak Lensing Surveys: Requirements and Prospects for Self-Calibration

我们研究了系统误差对计划中的弱透镜测量的影响，并计算了对它们的贡献的要求，使它们不是宇宙学参数误差预算的主要来源。一般类型的错误，我们认为是乘法和加法的剪切测量误差，以及光度红移误差。一般来说，更强大的调查具有更强的系统性要求。例如，对于SNAP类型的测量，切变中的乘法误差需要小于任何给定红移仓中平均切变的1%（fsky/0.025）^{-1/2}，而光度红移仓的质心需要知道得优于0.003（fsky/0.025）^{-1/2}。随着宇宙学参数误差的大约两个因素的退化，未来的调查可以进入一个自我校准制度，其中平均系统偏差是自洽地从调查中确定的，只有高阶矩的系统贡献。有趣的是，一旦功率谱测量与双谱相结合，自校准制度的暗能量w_a的状态方程的变化，只有20-30%的误差退化。

弱透镜重构与功率谱估计：最小方差方法

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。

弱透镜测量中的隔离几何

Isolating Geometry in Weak Lensing Measurements

给定一个前景星系密度场或剪切场，它与背景源星系群的剪切场的互相关以一种特定于透镜效应的方式与源红移成比例。这样的源标度可以被利用来有效地测量作为红移的函数的几何距离，从而限制暗能量属性，而不需要对星系质量/质量功率谱（其形状，幅度或增长）进行任何假设。这样的几何方法可以产生约0.03 - 0.07 f_{sky} ^{-1/2}的测量的暗能量丰度和状态方程，测光红移精度为dz ~ 0.01 - 0.05和调查的中位数红移~ 1。虽然这些约束比传统的弱透镜方法弱，但它们提供了重要的一致性检查，因为几何方法携带较少的理论包袱：不需要假设任何结构形成模型（例如CDM）。几何方法是在整个频谱的方法，获得更小的误差线，通过更严格的假设-我们讨论了一些例子中最保守的一端。我们的几何方法不同于以前的调查沿着类似的路线在三个方面。首先，我们建议使用的源标度对测光红移精度要求不高。第二，标度对星系-剪切和剪切-剪切相关都有效。第三，我们发现以前的研究低估了统计误差与类似的几何方法，其起源进行了讨论。

光学引力透镜实验。寻找行星和低光度物体在银河系盘中的过境。二○ ○一年运动结果-补充资料

The Optical Gravitational Lensing Experiment. Search for Planetary and Low-Luminosity Object Transits in the Galactic Disk. Results of 2001 Campaign - Supplement

利用Kovacs、Zucker和Mazeh提出的新的凌日搜索技术--BLS方法，对2001年季OGLE-III行星/低光度天体凌日活动期间的测光资料进行了再分析。除了在我们最初的论文中提出的所有凌日之外，还发现了另外13个具有低光度伴星的天体。我们在这里提出一个补充，我们原来的目录-光度数据，光变曲线和发现图表的所有13个新的对象。该模型与凌日光变曲线的拟合表明，一些新的天体可能是彗星大小的（R<1.6 R_Jup）。OGLE-TR-56是一个特别有趣的案例。它的凌日深度只有13毫等，持续时间短，周期为1.21190天。模型拟合表明，如果通道位于中心，伴星可能是土星大小。鼓励进行光谱跟踪观测，以便最后将凌日物体分类为行星、褐矮星或晚M型矮星。我们还提供了其他最有希望的行星凌日的最新星历：OGLE-TR-10和OGLE-TR-40基于2002年6月收集的观测。天文学界可从OGLE互联网档案馆获得所有测光数据。

用测光红移测量测量宇宙的重量及其对暗能量预测的影响

Weighing the Universe with Photometric Redshift Surveys and the Impact on Dark Energy Forecasts

宇宙加速的发现唤醒了我们对奥卡姆剃刀的警惕，我们放弃了通常的零平均曲率假设，并询问如何通过计划的调查来确定它。我们还探讨了不确定的平均曲率对预测计划中的暗能量探测器性能的影响。我们发现，弱透镜和光度重子声学振荡数据，结合CMB数据，可以确定的平均曲率足够好，剩余的不确定性不会降低对暗能量的约束。我们还发现，曲率的测定是高度宽容的光度红移误差。

弱引力透镜对宇宙微波背景各向异性的影响：平坦宇宙与开放宇宙

The Effect of Weak Gravitational Lensing on the Cosmic Microwave Background Anisotropy: Flat versus Open Universes

研究了引力透镜效应对平坦开放宇宙中宇宙微波背景各向异性的影响。我们发展了一种计算牛顿和同步共动规范中透镜效应引起的辐射功率谱变化的形式。先前认为可以忽略不计的贡献的CMB辐射功率谱的各向异性项的透镜相关性示出是可观的。然而，考虑到物质功率谱的非线性演化，仅产生基于线性演化的结果的微小差异。对于平坦和开放宇宙的一般结论是，透镜效应稍微平滑了辐射功率谱。对于给定范围的多极子，透镜效应随Ω增大，但对于相同的声学峰值，其随$Ω$减小。当$Ω$值在0.1-1范围内时，透镜效应对$l\leq 2000$辐射功率谱的最大贡献为$\sim$ 5%。