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
Do angular momentum induced ellipticity correlations contaminate weak lensing measurements?
星系角动量矢量的排列可以在它们的投影方向上引起大尺度的相关性。这种排列是由平滑变化的剪切场对邻近原星系施加的潮汐力矩引起的。弱的引力透镜也能引起椭圆率相关，因为相邻星系的图像会被干涉的质量分布所相干地扭曲。比较这两个来源的形状相关性，它被发现，对于目前的弱透镜调查的中值红移为1，内在的信号是一个污染物的数量级的1-10%的测量信号。然而，对于较浅的调查，内在的相关性占主导地位的透镜信号。由透镜效应引起的畸变是无卷曲的，而由固有排列引起的畸变则不是。这种差异可以用来解开这两个来源的椭圆相关性。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。
2001-01-22 astro-ph
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
Weak Gravitational Lensing by Voids
我们认为，在大尺度物质分布的欠密度（空洞）检测弱引力透镜的前景。我们推导出了球形空洞的放大率和畸变率的基本表达式。背景源的聚集和宇宙方差是原则上限制空洞透镜探测的主要因素。我们的结论是，只有半径大于$\sim 100$ \hm的空隙具有大于1的透镜信噪比。
1998-11-29 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
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
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
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
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
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
Numerical Methods in Gravitational Lensing
引力透镜中的大多数问题需要数值解。最常见的问题类型是（1）找到单个源的多个图像，并根据它们的性质（如放大或失真）对图像进行分类;（2）通过大型宇宙学模拟传播光线;（3）从潮汐场重建质量分布。本讲座介绍解决这些问题的方法。重点放在使用自适应网格方法寻找图像，空间分辨率和可靠性的问题，弱透镜的大尺度结构的统计，和方法的问题有关的剪切反演技术。
2003-04-09 astro-ph
Numerical Simulations of Weak Lensing Measurements
弱的引力透镜会导致背景星系的图像失真，从而提供了一个直接测量宇宙质量波动的方法。由于透镜效应对背景星系图像造成的失真只有百分之几，因此可靠的测量需要非常精确的星系形状估计和系统效应的仔细处理。在这里，我们提出了一个研究的剪切测量方法，使用人工图像的详细模拟。这些图像是使用从HST Groth带绘制的星系系综的实现产生的。我们认为现实的观测效果，包括大气看到，PSF各向异性和像素化，纳入的方式来重现实际观测与威廉赫歇尔望远镜。通过对模拟图像施加人工剪切，我们测试了Kaiser，Squires和Broadhurst（1995，KSB）提出的剪切测量方法。总的来说，我们发现KSB方法是可靠的，但有几个附带条件。为了指导未来的弱透镜调查，我们研究了如何看到大小，曝光时间和像素化影响剪切的灵敏度。此外，我们还研究了相邻星系重叠等照度线的影响，发现这种影响会在小尺度上产生虚假的透镜信号。我们讨论的前景，使用KSB方法为未来，更敏感，调查。这种数值模拟是目前和未来弱透镜调查分析的必要组成部分。
2000-07-03 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
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
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
The use of light polarization for weak-lensing inversions
对弱引力透镜星系的积分光学偏振的测量可以对透镜模型提供相当大的限制。所述方法依赖于光偏振方向的取向不受弱引力透镜影响的事实。成像星系的半长轴和综合光学偏振方向之间的夹角，因此通知由引力透镜产生的失真之一。虽然这种方法依赖于对暗淡星系的偏振测量，但大型望远镜和改进的技术应该在不久的将来使这种测量成为可能。
1998-09-28 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
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
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
Weak Gravitational Lensing and its Cosmological Applications
弱引力透镜是对宇宙黑暗面的独特探索：它提供了一种直接的方法来绘制星系、星系团和宇宙尺度上的暗物质分布。此外，对透镜效应引起的遥远星系形状畸变的测量是对暗能量的有力探测。在这篇评论中，我们将介绍如何透镜测量和解释。我们讨论了各种可能阻碍进展的系统性影响，以及如何克服这些影响。我们回顾了最近在星系、星系团和宇宙切变的弱透镜效应方面的一些结果，并讨论了计划巡天中暗能量测量的前景。
2008-05-02 astro-ph
Tracing Matter with Weak Lensing Surveys
引力弱透镜映射了所有尺度下（暗）物质的位置。透镜诱导的畸变场跟踪重力场，可以用来重建星系、星系群、星系团或大尺度结构中的质量分布。从这些重建中，人们原则上可以恢复物质的位置，它的性质以及它如何与光和重子耦合。在下文中，我们将回顾弱透镜分析的现状，并讨论有关宇宙中物质性质的最新结果。
2001-11-05 astro-ph
Lensing magnification effects on the cosmic shear statistics
引力透镜效应导致了一群前景大尺度结构和观测到的背景遥远星系的数量密度之间的相关性，这是通量放大和透镜效应区域畸变的结果。这种相关性在宇宙剪切统计的理论预测的计算中没有考虑到，但可能会导致宇宙剪切测量中的系统误差。我们使用半解析方法研究它对宇宙剪切统计的影响。我们发现透镜放大率对宇宙剪切方差没有实际影响。通过对源星系红移分布可能形状的探讨，我们发现对会聚偏度影响的相对幅度最大为3%
2001-05-28 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
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
Cosmic Strings and Weak Gravitational Lensing
我们研究了“摆动”宇宙弦背景中光的偏转，并探讨了利用弱引力透镜探测宇宙弦的可能性。对于没有小尺度结构的直弦，没有信号。在弦的小尺度结构导致当地的引力吸引力对字符串的情况下，有一个小的信号，即优先的椭圆形扭曲的形状的背景星系在相应的方向上的字符串到天空中的投影。通过采用椭圆轴分布统计量，可以在统计上将该信号与由黑洞的线性分布产生的信号区分开。
2007-10-10 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
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
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
Gravitational lensing model degeneracies: Is steepness all-important?
在引力透镜中，较陡的质量分布通常产生较长的时间延迟但较小的放大率，而不必改变图像位置或不同图像之间的放大率。这是众所周知的。然而，在本文中，我们发现，即使陡度是固定的，时间延迟仍然可以有显着的模型依赖性，我们属性的形状建模退化。这一结论来自35个星系透镜模型的数值实验。我们认为，不同的和扭曲的椭圆，探索像素化的镜头模型，但到目前为止，参数模型的功能，有一个重要的影响时间延迟。
2006-08-24 astro-ph
Effect of Correlated Noise on Source Shape Parameters and Weak Lensing Measurements
天文图像中源形状参数的测量通常是在假设噪声不相关的条件下进行的。然而，由于各种观测效应，空间噪声相关性在实践中存在，并且可以影响源形状参数。这种效应对于弱引力透镜的测量特别重要，因为所寻求的图像失真通常仅为1%的量级。我们计算相关噪声对二维高斯拟合的影响。噪声特性由噪声自相关函数（ACF）自然量化，这在实践中很容易测量。我们计算的平均值，方差和协方差的源参数，以及相邻源的形状之间的相关性产生的偏差。我们发现，这些偏差是二阶的反信噪比的源，因此可以忽略，如果明亮的恒星被用来监测系统的失真。无线电干涉测量特别容易受到这种影响，因为其图像构建中涉及的傅立叶反演产生的长距离像素相关性。作为一个具体的应用，我们考虑了FIRST射电巡天对大尺度结构弱透镜效应的研究。我们测量了FIRST共加场的噪声ACF，并计算了由噪声引起的椭圆度关联函数。与CDM模型中预期的弱透镜信号相比，噪声相关效应在小角度尺度上很重要，但对于大于约1弧分的源分离可以忽略不计。我们还讨论了噪声相关性如何影响弱透镜研究与光学调查。
1998-03-24 astro-ph
Observing high redshift galaxy clusters through lensing of the Ostriker-Vishniac effect
在本文中，我们研究了在高分辨率和高灵敏度的CMB实验中检测透镜信号的可能性。在低于1弧分的尺度下，CMB背景在簇中由Sunyaev-Zel'dovich效应主导，在其他地方由Ostriker-Vishniac效应扭曲主导。假设可以去除簇中的Sunyaev-Zel'dovich分量，我们专注于Ostriker-Vishniac效应，并研究其检测的可能性，同时特别注意污染物，如仪器噪声和点源。在为这个特定的透镜信号设计了一个最佳滤波器之后，我们探索了不同情况下的信噪比，实验的分辨率、灵敏度和点源的污染水平都不同。我们的研究结果表明，下一代实验应该能够通过Ostriker-Vishniac背景的透镜效应进行新的和令人兴奋的科学研究。
2007-04-24 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限制星系团的平均质量分布，并可能测试其暗物质晕的程度作为其环境密度的函数。可观测到的图像失真是一个全球性的集群质量分布的影响和由于个别星系团的扰动之间的相互作用的结果。从用常规方法重建的星系团质量分布出发，我们应用极大似然方法来推断星系团系综的平均性质。从模拟发现，这种方法是可靠的，只要星系，包括他们的暗物质晕只贡献了一小部分的系统的总质量。如果它们的晕被扩展，星系包含相当大的质量分数。在这种情况下，我们的方法仍然适用于在外部区域的集群，在那里的表面质量密度是低的，但产生偏差的估计参数描述的质量分布的星系团星系在集群的中心部分。在这种情况下，将有必要采取更复杂的战略，同时模拟星系团和潜在的全球质量分布。我们的结论是星系团中的星系透镜提供了一个独特的手段来探测星系团星系暗晕的存在和范围。
1997-07-03 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
The Dark Matter, Gas and Galaxy Distributions in Abell 2218: A Weak Gravitational Lensing and X-ray Analysis
本文报道了利用背景星系的弱引力畸变探测Abell 2218星系团中的暗物质。我们发现一个非常显着的，相干检测的背景星系的图像中的失真。推断的2D质量分布具有与光学和X射线质心一致的峰值。质量分布的集群光，X射线发射和暗物质是相似的，预计总质量，气体和轻表面密度是一致的$r^{-1}$配置文件在距离$r > 180^{\prime\prime}$从集群cD星系。利用弱透镜技术，在半径为0.4~ hPDMATHABMP Mpc的基准孔径内，我们确定了A2218中$(3.9 \pm 0.7) \times 10^{14}$ ~ hPDMATHABMP ~ MPDMATHABMQ的总质量的下限.关联的团簇质光比为$(440 \pm 80)$ ~h~ $M_\odot/L_{\odot B}$。用弱透镜方法估算的质量与流体静力平衡假设下由X射线数据推断的质量是一致的，并导出了400~ hPDMATHABMP kpc时气体与总质量比为$M_{gas}/M_{tot} = (0.04 \pm 0.02)$ h $^{-3/2}$的上限.
1995-07-04 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
Spin induced galaxy alignments and their implications for weak lensing measurements
星系取向的大尺度相关性可以由它们的角动量矢量的排列引起。这些排列是由平滑变化的剪切场对邻近原星系施加的潮汐力矩引起的。我们使用Zel'dovich近似的星系形状的一个现实的分布，计算这种椭圆相关性的预测幅度。弱的引力透镜也可以引起椭圆相关，因为邻近星系的图像将被扭曲的相干。通过比较这两种引起形状关联的效应，我们发现，对于当前的弱透镜巡天，当z_m = 1时，内禀信号只占测量信号的1%~ 10%。然而，对于z_m < 0.3的较浅测量，内在相关性在透镜信号上占主导地位。由透镜效应引起的畸变是无卷曲的，而由固有排列引起的畸变则不是。这种差异可以用来解开这两个来源的椭圆相关性。
2000-09-04 astro-ph
The Surprisingly Steep Mass Profile of Abell 1689, from a Lensing Analysis of Subaru Images
Subaru对A1689（z=0.183）的观测，通过结合放大偏差和畸变测量，得到了整个星团的精确的、与模型无关的质量分布，r<2 Mpc/h。随着半径的增加，投影质量分布迅速变陡，在r~1.0 Mpc/h时下降到零，远低于预期的维里半径。我们的配置文件准确地匹配到内部配置文件，r<200 kpc/h，来自深HST/ACS图像。ACS和Subaru的组合信息与NFW曲线很好地拟合，其维里质量为（1.93 \pm 0.20）10^15 M_sun，浓度高得惊人，c_vir=13.7^{+1.4}_{-1.1}，显著大于理论预期（c_vir~4），对应于相对陡峭的总体曲线。用一个2D对数斜率为-3和核心半径θ_c~1.7'（r_c~210 kpc/h）的陡峭幂律模型可以获得稍好的拟合，而等温剖面则被强烈拒绝。这些结果是基于一个可靠的样本的背景星系选择是红比集群E/S 0序列。通过包含微弱的蓝色星系群，发现了一个小得多的失真信号，表明蓝色星系团成员在r~400 kpc/h时显着稀释了真实信号。这种污染可能会影响到迄今为止大多数弱透镜效应的结果。
2004-12-08 astro-ph
Lensing signals in the Hubble Ultra-Deep Field using all 2nd order shape deformations
HST超深场的长曝光时间加上使用经验推导的位置相关PSF，使我们能够测量心形线/位移失真映射系数以及改进六极映射系数。我们证实，弯曲的背景星系聚集在相同的角度尺度上发现在HST深场北。新的心形线/位移映射系数与六极和四极系数的乘积强相关。人们会期望看到这样的相关性，从适合背景星系的四极矩和六极矩。偏离这种相关性的事件预计将出现由于透镜的地图系数的变化，并使用此标准选择的几个星系子集确实是成团的。
2006-07-02 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
Weak Gravitational Lensing by Large-Scale Structure
弱引力透镜为直接绘制宇宙中暗物质的分布和测量宇宙学参数提供了一种独特的方法。这种宇宙剪切技术的基础是，当光子穿过大尺度结构时，透镜效应会在背景星系的形状中引起微弱的扭曲。这项技术现在被广泛用于测量星系团的质量分布，最近在天空的随机区域被发现。本文综述了宇宙剪切的理论和观测现状。我们描述了弱透镜效应的原理和在有利的宇宙学模型中对剪切统计的预言。接下来，我们将回顾目前的宇宙剪切测量，并展示它们如何约束宇宙学参数。然后，我们描述了即将到来的和未来的宇宙剪切调查提供的前景，以及必须满足的承诺，宇宙剪切充分实现的技术挑战。
2003-07-10 astro-ph
Constraining Omega using weak gravitational lensing by clusters
星系团的形态反映了它们形成的时代，因此取决于平均宇宙密度Ω的值。最近的研究表明，暗物质在星系团中的分布可以通过分析由星系团势中的弱引力透镜引起的背景星系形状的微小扭曲来绘制。我们构建了新的统计数据来量化集群的形态，这些集群对质量重建过程中的限制不敏感。通过模拟弱引力透镜在人工集群中生长的集群的形成在三个不同的宇宙学的数值模拟，我们得到的四极统计分布，测量全球偏离球对称的集群。这些分布对Omega_0的值非常敏感，因此，对少量簇的透镜观测应该足以对Omega_{0}施加广泛的约束，并且当然可以区分0.2和1的极值。
1996-01-22 astro-ph
Kinematic effect in gravitational lensing by clusters of galaxies
引力透镜为研究物质结构提供了一种有效的工具，而与偏转系统的动力学或流体静力学平衡性质无关。但是，这取决于运动状态。事实上，质量分布的平移运动或相干旋转都可以影响透镜性质。在这里，光偏转的星系团在运动中被认为是。即使星系团的引力透镜质量测量被认为是非常可靠的估计，运动学效应也应该被考虑。相对于哈勃流的一个典型的特殊运动带来了小于0.3%的系统误差，与星团的质量无关。另一方面，自旋的影响随着总质量的增加而增加。对于质量约为10^{15} M_{sun}的星系团，重磁项的影响在强透镜估计中< 0.04%，在弱透镜分析中< 0.5%。总的运动学效应对质量估计的影响<1%，这在目前的统计研究中可以忽略不计。在弱透镜机制中，旋转在切向剪切畸变中留下典型的角调制印记。这将允许在原则上的重力磁场的检测和直接测量的角速度的集群，但所需的背景源密度远远超出了目前的技术能力。
2007-06-18 astro-ph
Sterile Neutrino as Dark Matter candidate from CMB alone
由引力透镜引起的CMB温度和偏振图的畸变，可以用高角分辨率和灵敏度观测到，可以用来约束仅由CMB数据得到的无菌中微子质量m_s。利用CMB弱透镜提取，在95% CL下，我们预测了Planck和Inflation Probe的m_s>1.75 keV和4.97 keV。
2007-01-12 astro-ph
Weak Lensing On the Celestial Sphere
本文详细描述了宇宙中大尺度不均匀性引起的引力透镜效应所引起的星系像在整个天空中的畸变模式。我们提出了一个张量球谐形式来描述这种模式，给出了许多有用的公式。这是适用于密度不均匀性，在那里我们计算的剪切模式的角功率谱，以及由于有限的星系采样和宇宙方差的噪声特性。我们发现，一个可检测的水平的剪切是目前非常接近的星系，$z\simlt0.2$。对于这样一个浅的样品，大部分最大的信噪比来自非常大的角标度$θ\simgt10^\circ$，尽管它是以$\simlt10^{-3}$水平的非常小的剪切的形式。
1996-09-22 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
Using Quadruple Lenses to probe the Structure of the Lensing Galaxy
我们在这里表明，四重透镜可以是有用的实验室，以探测潜在的透镜星系是否是纯粹的椭圆形或是否存在额外的扭曲在偏转平面。对于这个测试，我们只需要知道四透镜系统的相对图像位置和透镜星系的（相对）光中心位置。此外，我们引入新的方法，很容易让我们确定的位置（相对于图像位置的旋转角）的透镜星系的主轴。在适当的时候，我们也可以确定这四个图像的奇偶性。我们将这些方法应用于目前已知的8个四重透镜，发现在MG 0414+0534，CLASS 1608+656和HST 12531-2914的情况下，用任何椭圆势都不可能容纳相对像位置和星系位置，而其他5种情况可以用简单的椭圆势很好地描述。该方法将对$χ^2$拟合和四透镜星系模型的重建产生重要影响。
1996-08-29 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
Cosmology with Weak Lensing Surveys
弱引力透镜巡天测量的是远距离光源图像的畸变，这种畸变是由于视线上引力势的波动引起的光线偏转造成的。由于它们探测的是中等红移的非线性物质功率谱本身，因此这种巡天与星系巡天（跟踪恒星光）和宇宙微波背景观测（探测高红移的线性区域）是互补的。正在进行的CMB实验，如WMAP和未来的普朗克卫星任务，将以前所未有的精度测量标准宇宙学参数。然后，注意力的焦点将转移到理解暗物质和真空能量的性质：最近的几项研究表明，透镜是约束暗能量状态方程的最佳方法。在未来5年期间，正在进行的和未来的弱透镜调查，如联合暗能量任务（JDEM，例如SNAP）或大口径天气调查望远镜（LSST）将在推进我们对宇宙的理解方面发挥重要作用。在这篇评论文章中，我们描述了弱透镜调查的各个方面，以及它们如何帮助我们理解我们的宇宙。
2005-09-27 astro-ph
Shear calibration biases in weak lensing surveys
我们调查的偏见之间的转换所观察到的图像形状剪切变形在当前的弱透镜分析方法。这样的总体校准偏差不能通过标准测试（例如E/B分解或用恒星校准）来检测。我们发现，非高斯的点扩散函数具有显着的效果，并可能导致高达15%的误差波动的线性幅度sigma_8取决于分析方法。这可以解释最近在弱透镜振幅测定中看到的一些差异。使用椭圆拉盖尔展开方法，我们开发了一个重新高斯化的方法，减少了误差的校准误差的1%的顺序，即使是分辨率差的星系。我们还讨论了一种新型的剪切选择偏置，它会导致信号低估约8%。预计它会随着红移而缩放，如果没有适当校正，则会在生长因子提取中引起错误。如果弱透镜要成为宇宙学的高精度探测器，理解和纠正这种效应是至关重要的。
2003-04-04 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
Lensing effect on polarization in microwave background: extracting convergence power spectrum
物质沿视线的不均匀性使起源于红移$z \sim 1100$的最后一个散射表面的宇宙微波背景（CMB）光子偏转。这些畸变改变了CMB偏振的模式。我们确定特定的组合斯托克斯$Q$和$U$参数，对应于自旋0，$\pm 2$变量，并可用于重建投影的物质密度。我们计算作为探测器灵敏度和角分辨率的函数的预期信噪比。利用普朗克卫星，探测将在几个$σ$级别。要在更宽的尺度范围内测量投影的暗物质功率谱，需要几倍更高的探测器灵敏度，这可以提供对投影物质功率谱的独立确认，如从其他方法测量的那样。
1999-12-23 astro-ph
The Bianchi identity and weak gravitational lensing
我们认为Bianchi恒等式是弱引力透镜产生的像的形状畸变的场方程。利用Newman和Penrose [1962]的自旋系数形式，我们证明了Weyl和Ricci曲率张量的某些复分量与弱引力透镜中的基本观测量直接相关。在弱引力场的情况下，我们证明了Bianchi恒等式提供了一个场方程的Ricci张量假设一个已知的外尔张量。从Bianchi恒等式出发，导出了Miralda-Escude [1996]提出的弱引力透镜的积分方程，从而使Bianchi恒等式成为弱引力透镜的第一性原理方程.这个方程是集成在一个轴对称透镜的重要情况下，并明确表明在一个点透镜和SIS模型的情况下。
2005-06-24 astro-ph gr-qc
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
Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
暗物质的焦散具有特定的密度分布，因此具有可精确计算的引力透镜特性。我们提出了一种形式主义，简化了相关的计算，并将其应用到四个具体的情况下。在前三种情况下，视线与光滑的焦散曲面相切。曲面在切点处的曲率为正、负或零。在第四种情况下，视线经过尖点附近。对于每一个，我们推导出图像和源平面之间的映射。在某些情况下，点源具有多个图像，并且在图像合并时经历无限放大。不幸的是，对于真实星系晕模型中预期的暗物质焦散，目前还无法实现解析多幅图像所需的角分辨率。一种更有希望的方法旨在观察由暗物质焦散线在扩展源（如射电喷流）图像中引起的扭曲。
2003-01-20 astro-ph gr-qc hep-ph
