Gravitational Lensing by Dark Matter Halos with Non-universal Density Profiles
引力透镜的统计数据可以为我们提供一个非常强大的探测宇宙中物质质量分布的工具。通过将预测的强透镜几率与观测结果进行比较，我们可以测试暗物质晕的质量分布，特别是内部密度的斜率。在这封信中，不同于以前的工作，直接模拟的密度分布的暗物质晕半解析，我们概括的密度分布的暗物质晕从高分辨率N体模拟的广义Navarro-Frenk-White（GNFW）模型的斜率，$α$，约-1.5，-1.3和-1.1星系，集团和集群，分别。这种方法是一种独立的检验晕质量密度剖面斜率的方法。我们提出了使用这些GNFW配置文件在不同的空间平坦的宇宙学模型与宇宙学常数$Λ$的三个种群的透镜概率的计算。结果表明，复合模型的密度分布不匹配以及与观测到的透镜概率来自Jodrell银行VLA天体测量数据结合宇宙透镜全天巡天数据。与以前的工作透镜概率，我们的研究结果表明，一个奇异的等温球质量模型小于约$10^{13}h^{-1}M_{\sun}$可以预测强透镜概率是一致的小分裂角的观察。
2004-01-06 astro-ph
Mass Profiles of Clusters at Large Radii from Weak Gravitational Lensing
我们提出了弱透镜质量重建的三个星系团的数据上采取的ESO宽视场成像仪。我们在1' < r < 17'（~0.1 h^-1 Mpc < r < 2 h^-1 Mpc）的范围内，在所有三个簇中都检测到了透镜信号。我们测量每个聚类的最佳拟合SIS和NFW配置文件，并显示在三个聚类中的两个中，NFW配置文件优于SIS，具有边缘显著性（~95%）。
2001-09-17 astro-ph
Weak-Lensing Halo Numbers and Dark-Matter Profiles
积分措施弱引力透镜的暗物质晕，像光圈质量，是敏感的晕质量密度分布依赖于不同的物理性质。对于等温配置文件，孔径质量和维里质量之间的关系是陡峭的比具有普遍NFW配置文件的晕。因此，光圈质量探测的晕质量范围是更广泛的NFW比等温晕。我们使用最近的修改，在清洁发展机制模型中的Press-Schechter质量函数归一化的本地丰富的集群，预测的光环样品的属性，预计将访问与孔径质量技术。如果晕具有NFW剖面，则每平方度应检测到~10个晕，如果它们具有等温剖面，则它们的数量密度低大约一个数量级。这些结果只非常轻微地依赖于宇宙学背景模型。我们的结论是一个显着的弱透镜信号的晕计数是一个强大的不同的暗物质配置文件之间的差异。
2001-03-28 astro-ph
The Density Profile of Massive Galaxy Clusters from Weak Lensing
我们使用测量的弱引力剪切周围的大质量星系团在z = 0.3的样本，以约束其平均径向密度分布。我们的结果与数值模拟中CDM晕的密度分布一致，但与自相互作用暗物质的简单模型不一致。与最近的一些研究不同，我们没有探测重子质量分量在动力学上变得重要的尺度，因此我们的结果应该直接与CDM N体模拟相比较。
2003-10-20 astro-ph
Lens Model Degeneracy and Cosmological Tests by Strong Gravitational Lensing
我们估计透镜观测量的透镜模型（等温球/Navarro-Frenk-White轮廓）参数和宇宙学参数的参数的敏感性。我们发现，观测值主要依赖于透镜模型参数，而宇宙学参数的依赖是次要的（特别是对暗能量参数）。我们证明了透镜模型的退化推导出的投影质量密度分布和圆周速度分布。我们还确定了CL 0024+1654的平均质量曲线与Navarro-Frenk-White曲线拟合问题的可能来源。
2002-09-22 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
Constraints on the Inner Mass Profiles of Lensing Galaxies from Missing Odd Images
大多数引力透镜系统由两个或四个可观测的图像组成。由于没有可探测到的奇异图像，我们可以对透镜星系内部质量分布的幂律斜率设定一个下限。使用六个双像射电透镜系统的样本，并假设质量分布内部几kpc的奇异幂律面密度（Sigma正比于r^{-beta}），我们发现数据与剖面斜率β < 0.80一致的概率小于10%。此外，单个质量建模得出B 0739 +366的β> 0.85，B1030+074的β> 0.91。将中心黑洞建模为额外的点质量，将这些系统中的约束分别改变为β> 0.84和β> 0.83。因此，透镜星系的内部质量分布并不比等温的浅多少。
2001-03-07 astro-ph
Galaxy density profiles and shapes -- I. simulation pipeline for lensing by realistic galaxy models
在当前和未来的广泛和深入的测光调查中，强引力透镜的研究，以及在增加红移的恒星运动学（积分场）光谱学的研究，有望提供有价值的限制星系密度分布和形状。然而，这两种方法都受到各种选择和建模偏差的影响，我们的目标是以一致的方式进行调查。在这个系列的第一篇论文中，我们开发了一个灵活而有效的管道来模拟真实星系模型的透镜效应。这些星系模型有独立的恒星和暗物质成分，每一个都有一系列的密度分布和形状，代表早期类型的中心星系，没有来自其他附近星系的显着贡献。我们使用傅立叶方法来计算任意表面密度分布的星系的透镜性质，和蒙特卡罗方法来计算透镜统计，如点源透镜截面。演示各种放大率偏置模式，让我们检查不同的调查限制在图像分辨率和通量。我们严格测试的系统误差和基本假设的灵敏度的数值方法。我们还确定了必须采样，以恢复准确的取向平均透镜量的视角的最小数量。我们发现，对于一系列的非等温恒星和暗物质密度分布的典型椭圆星系，组合的密度分布和相应的透镜性质是令人惊讶的接近等温周围的爱因斯坦半径。相反的含义是，从强透镜和/或恒星运动学的约束，这确实是一致的等温模型附近的爱因斯坦半径，不能平凡地外推到更小和更大的半径。
2009-06-18 astro-ph
How well can we determine cluster mass profiles from weak lensing?
弱引力透镜为研究大半径星系团的质量分布提供了一种直接的方法。不幸的是，沿着视线的大尺度结构也对透镜效应信号有贡献，并因此影响测量。我们量化的影响，遥远的不相关的大尺度结构推断的质量分布的集群从弱透镜测量。我们认为NFW配置文件，并发现，大尺度结构是一个主要的来源，不确定性的大多数实际情况下，当一个模型，与质量M_200和浓度参数c作为自由参数，是适合的观察。我们发现，最好的限制，发现在中间红移（z~0.3）的集群。对于z=0.3的簇，当测量到10-15弧分的透镜信号时获得最佳结果。与忽略大尺度结构的贡献时所期望的相反，在较大半径处的测量并不能提高可以确定轮廓的精度。M_200和浓度参数c的真实不确定度比远距离大尺度结构不包括在误差预算中时大~2倍。
2002-08-19 astro-ph
Biases in the Gravitational Lens Population Induced by Halo and Galaxy Triaxiality
三轴晕的透镜化截面取决于晕的主轴与其视线之间的相对取向。因此，随机取向晕的透镜子样本一般不是随机取向的。使用等温质量模型的透镜星系和他们的主机晕，我们表明，透镜子样本的晕，产生双优先沿视线对齐，而晕，产生四边形往往是沿其中轴线投影。这些优先取向的结果在不同的四，双打，和随机星系的投影椭圆率分布。我们表明，必须发现约300个透镜系统，以检测这种效果在95%的置信水平。我们还调查的重要性，晕的形状预测的四倍比，发现后者依赖于相当敏感的分布的短长轴比，但几乎是独立的晕的形状。最后，我们估计了透镜星系的优先取向对其投影子结构质量分数的影响，并发现观测到的子结构分布和晕质量分布之间的对齐导致可以忽略不计的偏差。
2007-10-09 astro-ph
On the Mass Profile of Galaxy Cluster CL 0024+1654 Inferred from Strong Lensing
在宇宙中两个极端的维里化天体（矮星系和星系团）中，暗物质主导的晕核中观测到平坦的密度分布，对当前涉及冷暗物质（CDM）的结构形成的标准理论提出了严重的挑战。相比之下，N体模拟晕形成在后者表明密度分布是奇异的，并急剧上升的中心。星系团尺度上的平坦密度核心由引力透镜观测显示，最显著的是由哈勃太空望远镜对CL 0024+1654的强透镜测量。最近对这个星团的重新分析表明，数据并不需要一个均匀密度的核心，从而消除了观测和CDM理论预测之间的一个重要冲突。然而，我们在这里表明，奇异的质量配置文件，分析报告为一致的透镜测量CL 0024+1654意味着速度色散这是远远高于测量值为这个集群。
2000-07-15 astro-ph
A simple analysis of halo density profiles using gravitational lensing time delays
引力透镜的时间延迟依赖于哈勃常数和透镜星系的密度分布。这允许人们对透镜进行建模并估计哈勃常数，或者使用来自其他研究的哈勃常数的先验知识并研究优选的密度分布是什么。一些研究需要致密的暗物质晕（恒定的M/L比），以使引力透镜与HST/WMAP的哈勃常数值（分别为72 +/- 8 km/s /Mpc和72 +/- 5 km/s /Mpc）相一致。这与X射线、恒星动力学和弱透镜效应研究直接矛盾，这些研究都指向扩展晕和等温密度分布。在这项工作中，我们研究了一个最新的样本13透镜星系产生的数据集，包括21个时间延迟。我们选择的系统中有一个单一的主透镜星系（例如，排除系统正在进行合并）。使用基于幂律密度分布（rho \propto r^-n）的分析模型进行分析，其中等温分布是一种特殊情况（n = 2）。当用哈勃常数的先验进行建模时，这产生平均轮廓的n = 2.11+/-0.12（3 σ）的值，这仅与3 σ内的等温性一致。请注意，这是我们计算中的正式错误，不包括样本选择或晶状体建模简化的影响。我们的结论是，时间延迟是一个有用的探头的密度分布，特别是作为一个功能的环境中的镜头驻留，当结合之前的哈勃常数。
2006-09-11 astro-ph
Cluster Mass Profile from Lensing
本文提出了一种新的方法，利用背景星系对星系团的引力透镜效应，非参数化地重建星系团的投影质量分布。我们的技术的美妙之处在于，它结合了来自多重成像（强透镜）和剪切（弱透镜）的信息，作为对投影质量分布的线性约束。此外，我们的技术克服了非线性方法的所有缺点。该方法被应用于第一集群透镜A370和集群透镜A2218，集群透镜A2218在多个图像和弧（let）s方面异常丰富。这两起案件的重建地图显示了前所未有的详细程度。
1997-10-27 astro-ph
Gravitational Lensing by CDM Halos: Singular versus Nonsingular Profiles
宇宙晕的引力透镜特性取决于每个晕内的质量分布。描述的晕作为非奇异的，截断的等温球，一个特定的解决方案的等温莱恩-埃姆登方程（适当修改为λ非零），已被证明是一个有用的近似的晕形成从现实的初始条件在CDM宇宙。非奇异TIS模型再现了CDM晕的N体结果的许多定量特征，除了在最中心，CDM N体晕显示密度分布随rho ~ r^（-α）变化，α>1，而不是一个小的扁平核。CDM N体模拟的这些尖状晕预测与矮和LSB盘星系根据其旋转曲线和星团根据强透镜测量的内部质量分布观测之间可能存在的差异导致了对其他诊断的搜索。在这方面，TIS晕透镜的描述将是有用的，作为一个自洽的模型CDM晕在适当的宇宙学背景下，非奇异的，但在其他方面与CDM N体的结果一致。我们在这里得到的基本透镜性质的个人TIS晕。为了比较，我们还考虑了三个奇异的配置文件：Navarro-Frenk-White密度配置文件，奇异的等温球，和史瓦西透镜。对于所有的配置文件，我们计算的临界曲线和焦散线，图像分离，放大率和亮度比，剪切，时间延迟，和潮汐半径内的平均剪切。这为研究TIS和其他透镜在宇宙结构形成理论背景下的透镜效应的统计特性提供了工具。
2003-06-01 astro-ph
Constraining Galaxy Mass Profiles with Strong Gravitational Lensing
测量引力透镜源的图像之间的时间延迟可以导致哈勃常数（$H_o$）的确定，但只有当透镜质量分布是很好地理解。无法充分约束星系质量模型的结果在派生的$H_o$大的不确定性，并严重阻碍了宇宙学的应用，否则优雅的方法。与此同时，透镜必须与新技术竞争，这些新技术有可能在本世纪中叶将哈勃常数测量到百分之几以内。在这封信中，我们重新评估了强引力透镜在精密宇宙学时代的作用，并提出了一系列的蒙特卡罗模拟，证明了星系质量分布对哈勃常数测定的影响。虽然大多数引力透镜系统不太可能对宇宙学距离尺度的精确研究做出重大贡献，但预测的时间延迟对星系质量分布的强烈依赖表明，最有用和最有趣的结果可能是通过反向运行传统的透镜问题来获得的-即，将测量的时间延迟与$H_o$的约束值相结合来研究星系质量分布。
2000-04-18 astro-ph
Radial density profiles of time-delay lensing galaxies
本文给出了10个类星体强透镜星系的非参数径向质量分布。其中五个星系的轮廓接近$ρ(r)\propto r^{-2}$，而其余的更接近r^{-1}，与NFW轮廓一致。前者都是相对孤立的早期类型，并以恒星光为主。后者--尽管建模代码不知道这一点--要么在星系团中，要么具有非常高的质光比，这表明暗物质占主导地位的透镜（一个实际上是一对合并的星系）。相同的模型给出了$H_0^{-1} = 15.2_{-1.7}^{+2.5}\Gyr$（$H_0 = 64_{-9}^{+8} \legacy$），与先前的测定一致。当测试从宇宙流体动力学模拟的模拟透镜，我们的建模管道恢复H_0和$ρ(r)$估计的不确定性。我们的结果与最近的一些主张相反，这些主张认为透镜时间延迟意味着低的H_0或比r^{-2}陡得多的星系轮廓。我们诊断这些索赔是由于一个无效的建模近似：从幂律配置文件的小偏差有一个小的影响透镜的时间延迟。事实上，正如我们使用微扰理论和数值计算从星系形成模拟，一阶扰动的等温透镜可以产生零阶的时间延迟的变化。
2007-07-31 astro-ph
Cluster mass profiles from weak lensing: shear vs. magnification information
一个巨大的前景星系团透镜改变了暗淡背景星系群的形状（剪切效应）和数量密度（放大效应）。在本文中，我们研究如何剪切，放大率和组合信息可以用来约束集群的质量配置文件中的弱透镜制度。我们开发了极大似然技术来对每种方法进行定量预测。我们的分析结果进行了检查对蒙特卡罗模拟。在一般情况下，我们发现剪切法优于放大法。然而，如果放大信息具有精确的外部校准，则放大信息补充剪切信息。对于放大方法，我们讨论了背景星系计数的随机和系统不确定性的影响。
1999-07-12 astro-ph
Constraints on the Inner Cluster Mass Profile and the Power Spectrum Normalization from Strong Lensing Statistics
强引力透镜是研究透镜的内在性质和宇宙学参数的一个有用的工具。然而，大量的模型参数和小样本的观察透镜系统，使得它很难获得有用的约束超过几个参数从透镜统计。在这里，我们研究如何最近的WMAP测量有助于提高约束功率的统计从无线电透镜调查JVAS/CLASS。我们发现，在CLASS中没有θ> 3“透镜，在68%（95%）CL处，星团大小的晕的内部密度分布ρ \propto r^{-β}的β <1.25（1.60）的上限。此外，有利的功率谱归一化是σ_8>= 0.7（95%CL）。我们讨论了两种可能性更强的未来约束：积极检测至少一个大的分离系统，和下一代无线电调查，如LOFAR。
2003-12-18 astro-ph
Two strong-lensing clusters confront universal dark-matter profiles
在星系团SSDS J1004+411和ACO 1689中，最近观测到大量多重成像背景天体。我们使用这些数据来映射这些集群内部区域的投影质量分布。源红移跨越很大的范围，这消除了困扰几乎所有透镜工作的简并性。因此，尽管先前的假设非常弱，但质量图受到很好的约束。ACO 1689镜头如此多的对象，我们可以负担得起映射它两次使用不相交的图像集，从而验证我们的内部误差估计。然后，我们对质量图进行反投影（为了这个目的，假设它们是球形的），得到与ρ propto r^{-1}一致的内部轮廓，并且与最近的冷暗物质模拟没有区别。假设重子只做一个很小的差异以外的SIM 10千秒差距的轮廓，这些结果支持预测的一个普遍的内部轮廓的暗物质结构，独立于任何参数化的配置文件。
2006-09-30 astro-ph
X-ray and weak lensing measurements of the mass profile of MS1008.1-1224: Chandra and VLT data
我们分析的钱德拉数据集的星系团MS 1008.1 -1224恢复的引力质量作为半径的函数的估计，并比较这些结果与弱透镜重建的质量分布从深FORS 1-VLT成像。尽管X射线形态在北向受到了明显的干扰，表明星系团并不处于弛豫状态，但我们仍然能够在1 σ的不确定度范围内，在1100 h50^-1 kpc的范围内，在绝对值和形状上匹配这两个质量分布。恢复的X射线质量估计不改变通过使用的方位角平均气体密度和温度分布或在北部部门单独获得的结果，其中的信噪比较高。
2002-12-06 astro-ph
Combining weak and strong cluster lensing: Applications to simulations and MS 2137
目标。虽然弱透镜效应不能解决集群核心和强透镜效应几乎是不敏感的尺度半径以外的密度分布，这两种效应的组合承诺约束星系团的密度分布以及，从而允许测试的CDM期望暗物质晕密度分布。方法.我们开发了一个算法，我们最近提出了这个目的。它恢复了一个透镜潜在的最佳再现观察强和弱透镜效应相结合的集群核心的高分辨率与更大规模的信息从弱透镜。主要的扩展涉及的住宿轻度非线性内迭代，逐步增加的分辨率外迭代，并引入一个合适的正则化项。基本上保持了方法的线性。结果我们证明了该算法的成功与理想化和现实的模拟数据，显示模拟的透镜质量分布和密度分布是很好地再现。然后，我们将其应用到集群MS 2137的弱和强透镜数据，并获得一个参数的解决方案，这是在较早的参数研究的定性协议。
2009-04-22 astro-ph
The effects of ellipticity and substructure on estimates of cluster density profiles based on lensing and kinematics
我们解决的问题，如何以及星系团的密度分布可以确定强透镜和速度色散数据相结合。我们使用宇宙学的暗物质模拟集群来测试方法的可靠性，产生模拟目录的切向和径向引力弧和模拟径向速度色散分布的集群最明亮的中央星系。模拟集群的密度分布密切遵循NFW的形式，但我们发现，恢复值的内斜率被系统低估，约0.4的平均值，如果假设透镜是轴对称的。然而，如果考虑到的椭圆度和取向的等值线的集群透镜潜在的，那么内斜率可以恢复相当准确的一个显着的子集的集群，其中心表面密度分布出现最规则的。这些具有椭圆率在0.15-0.4范围内的透镜势。进一步的模拟沿着许多随机的视线投射一个集群表明，即使对于较低的椭圆度，中心斜率被$\sim 10-35%$低估。这些模拟紧密地模仿了过去的观察（参见例如Sand等人，2004年），这表明，现有的估计中心斜坡可能偏向于低值。对于其余的集群，其中的透镜势强烈扰动的积极合并或子结构，正确的测定的内部斜率需要一个更准确的模型的镜头。当晕配置文件是由一个广义NFW配置文件建模，我们发现，推断的尺度半径和特征密度，不像内斜率，一般约束不佳，因为这两个参数之间有很强的退化。
2007-07-18 astro-ph
Schechter vs. Schechter: Sub-Arcsecond Gravitational Lensing and Inner Halo Profiles
亚弧秒透镜统计敏感地依赖于低质量物体的内部质量轮廓和Schechter光度函数和Press-Schechter质量函数的弱端斜率。通过要求亮度和质量函数对低于1“的图像分离分布给出一致的预测，我们表明质量低于10^12 M_sun的暗物质晕不可能具有单一类型的轮廓，无论是奇异等温球（SIS）还是较浅的”普适“暗物质轮廓。相反，如果我们允许一部分给定质量的晕在SIS轮廓下发光，而其余的晕在内部对数斜率小于-1.5的情况下变暗，以补偿质量函数与亮度函数相比更陡峭的暗端斜率，则可以获得一致的结果。我们量化SIS分数必须如何迅速减少晕质量的下降，从而提供了一个统计措施的有效性反馈过程中的重子含量低质量晕。
2003-01-08 astro-ph
Contradiction between strong lensing statistics and a feedback solution to the cusp/core problem
标准宇宙学在大尺度上取得了许多成功，但在小的星系尺度上面临着一些基本的困难。其中一个困难是尖点/核心问题。暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的旋转曲线的高分辨率观测意味着银河系暗物质晕有一个密度分布与平坦的中央核心，而N体结构形成模拟预测的发散（尖）的密度分布在中心。有人提出，这个问题可以解决恒星反馈驱动湍流气体运动，擦除初始尖点。然而，强引力透镜更倾向于星系晕的尖形密度剖面。在本文中，我们使用最新的高分辨率观测的LSB星系的旋转曲线，以适应作为晕质量的函数的核心大小，并比较由此产生的透镜概率的观测结果，定义良好的组合样本的宇宙透镜全天巡天（CLASS）和Jodrell银行/甚大阵天体测量巡天（JVAS）。基于这种密度分布的透镜效应概率太低，无法与CLASS/JVAS中观察到的透镜效应相匹配。星系中的重子密度很高，主导着透镜统计，这可以调和这种差异，但前提是它们使质量分布变陡，而不是变浅。这对重子对星系中心质量分布的影响提出了矛盾的要求。
2010-11-18 astro-ph
Measuring Sigma8 with Cluster Lensing : Biases from Unrelaxed Clusters
我们利用引力透镜模型和X射线光谱分析的10个X射线发光星系团在z~0.2研究集群的子结构的影响，试图规范化的物质功率谱。我们估计，非松弛集群比松弛集群热30%，导致sigma 8被高估20%，如果集群选择函数没有正确占。这有助于解释不同技术得出的sigma 8的宽范围，sigma 8 ~0.6-1，并为一些差异提供了物理动机的解释。在我们的分析中，我们还确定了两个进一步的系统学：（i）小视场质量测量的集群维里半径的外推和（ii）投影的三维质量包含在数值模拟的二维信息，是从观测。我们将这两种效应的定量估计与我们的模型拟合相结合，根据当前数据估计sigma 8 =0.75+/-0.05（统计）+/-0.15（系统），其中系统误差反映了外推和投影的不确定性。所有这三个系统（子结构，外推和投影）是基本的未来集群为基础的测量sigma 8无论采用的技术。然而，我们认为引力透镜是进行这种研究的首选工具，因为强透镜和弱透镜的结合提供了控制系统学的最直接途径，从而实现了观测和理论之间的无偏比较。
2002-11-09 astro-ph
Mass and Gas Profiles in A1689: Joint X-ray and Lensing Analysis
我们对A1689的高质量HST/ACS和Chandra测量进行了全面的联合分析，从中我们获得了质量，温度，X射线发射和丰度分布。X射线发射是平滑和对称的，并且透镜质量集中在中心，指示松弛的集群。假设流体静力平衡，我们推导出一个三维质量分布，同时同意与透镜和X射线测量。然而，预测与此3D质量分布预测的温度分布超过观察到的温度在所有半径的~30%，一个水平的差异相比，发现其他松弛集群的水平。这一结果可能支持流体动力学模拟的最新建议，即密度更大、更X射线发光的小尺度结构可以使观察到的温度测量值向下偏移大约相同（约30%）的水平。我们确定了在0.1 r_{vir}（其中r_{vir}是维里半径）处的气体熵约为800 keV cm ^2，正如对高温星系团的预期，但在>0.1 r_{vir}处的分布具有指数约为0.8的幂律形式，比理论研究和模拟所提倡的指数约为1.1要浅得多。此外，如果一个恒定的熵“地板”存在，那么它是在内核的一个小区域内，r<0.02 r_{vir}，与以前的大质量星系团的理论研究一致。
2008-01-23 astro-ph
Gravitational Lensing by Galaxy Groups in the Hubble Deep Field
我们研究了哈勃深场中星系的强透镜效应，研究对象是质量从$10^{13}$到$10^{15} \MSun$的前景星系群和星系团。在这个质量范围内，具有Navarro、Frenk和White（1995）轮廓的星系群在产生星系的多重图像方面比单一等温球体的效率低，其系数为$5 \times 10^{- 2}$到$10^{- 3}$。这种差异突出了透镜化截面对中心密度分布的敏感性。尽管如此，无论是哪一种配置文件，我们发现，预期的星系透镜组在哈勃深场的数量最多是$\lesssim 1$，与缺乏明确确定的群透镜系统一致。
2000-09-05 astro-ph
The Normal Cluster Weak Lensing Survey: Mass Profiles and M/L Ratios of Eight Clusters at z=0.2
本文对八个典型的星系团在相同红移（z ~ 0.2）下的质量分布和质光比进行了研究。我们使用弱引力透镜作为探测器，因为它是唯一的，在避免任何假设的动力学状态的集群。为了避免偏向于稀有和壮观的星系团，这些星系团很容易成为透镜工作的目标，我们选择了一个更常见的星系团，它们具有中等的X射线亮度。虽然调查仍在进行中，两个结论正在出现：（1）在一个集群内，质量非常密切地遵循光的角度尺度，我们可以测量，$0.2-2h^{-1}$ Mpc，（2）有一个显着的集群之间的质量与光（M/L）的比例分散，尽管统一的观察，减少，和分析程序。我们还推导出估计的$Ω_{matter}$的基础上外推这些典型的集群的质量属性。最后，我们讨论了发现其他集群在我们的领域通过他们的透镜信号。
2000-09-22 astro-ph
The dark matter density profile of the lensing cluster MS2137-23: a test of the cold dark matter paradigm
本文介绍了利用凯克II望远镜上的中阶梯摄谱仪和成像仪对MS 2137 -23（z=0.313）星系团中的引力弧和最亮星系团（BCG）进行的新的光谱观测。我们发现切向弧和径向弧是由红移几乎相同的源产生的（z= 1.501，1.502）。我们结合测得的恒星速度色散轮廓的BCG与透镜分析，以限制在中央100千秒差距的集群的暗物质和恒星物质的分布。我们的数据表明，暗物质的内部斜率非常平坦，rho_d propto r^-β，在99% CL时β <0.9。在冷暗物质宇宙学模拟中获得的陡峭的内斜率-例如Navarro Frenk & White（β =1）或Moore（1.5）通用暗物质轮廓-在CL优于99%时被排除。由于重子坍缩很可能使暗物质的轮廓从其原始形式变陡，我们的数据提供了在星系团质量尺度上对冷暗物质范例的有力测试。
2002-07-01 astro-ph
Strong lensing constraints on the velocity dispersion and density profile of elliptical galaxies
我们使用强引力透镜的CLASS调查的统计施加约束的速度色散和密度分布的椭圆星系。这种方法不同于许多最近的工作，其中光度函数，速度色散和密度分布通常是{ \it假定}，以约束宇宙学参数。值得注意的是，观测宇宙学已经达到了我们可以考虑用宇宙学来约束天体物理学的地步，而不是反过来。我们使用两个不同的观测值来获得我们的约束条件（总光学深度和透镜事件的角分布）。尽管相对较差的统计和不确定的识别透镜的调查，我们得到有趣的限制椭圆星系的速度色散和密度分布。例如，假设SIS密度分布和边缘化其他相关参数，我们发现168 km/s < sigma_* < 200 km/s（68%CL），158 km/s < sigma_* < 220 km/s（95%CL）。此外，如果我们改为假设广义NFW密度分布并对其他参数进行边缘化，则分布的斜率被约束为1.50 < beta < 2.00（95%CL）。在这些模型中，我们还将浓度参数约束为密度分布斜率的函数。这些结果基本上独立于宇宙学的确切知识。我们简要地讨论了可能的影响，这些限制，让星系光度函数的红移演变，也可能有用的未来探索方向。
2003-05-14 astro-ph
Joint Analysis of Cluster Observations: I. Mass Profile of Abell 478 from Combined X-ray, Sunyaev-Z'eldovich, and Weak Lensing Data
我们提供了一个新的框架，使用同时适合X射线，Sunyaev-Zel'dovich（SZ）和弱透镜数据的集群观测（JACO）的联合分析。我们的方法适合的质量模型，同时所有的数据，提供明确的分离的气体，黑暗，和恒星的组成部分，并-第一次-允许联合约束所有可测量的物理参数。JACO包括对以前的X射线技术的进一步改进，例如对星团终止激波的处理和对BCG恒星质量分布的明确列入。JACO的丰富的星系团阿贝尔478之间的X射线，透镜，和SZ数据的应用显示出良好的协议。我们发现，阿贝尔478是一致的尖暗物质配置文件的内部斜率n=1。考虑到BCG的恒星质量分布，我们可以在99%的置信水平上排除内部暗物质的斜率n>1.1。在大半径下，1/r^3的渐近斜率优于1/r^4的行为。所有的单一幂律暗物质模型都被排除在大于99%的置信水平之外。JACO表明，多波长数据的自洽建模可以提供强大的约束的形状的黑暗的配置文件。
2007-03-14 astro-ph
Cluster Mass Profiles from Weak Lensing II
在Schneider，King & Erben（2000）中，我们开发了似然技术来比较可以使用剪切和放大信息获得的集群质量分布的约束。这项工作考虑了星系团在相当低的红移下的圆对称幂律模型，其中源星系的红移分布可以忽略不计。在这里，这种治疗扩展到包括NFW配置文件是一个很好的描述集群从宇宙学N-体模拟，和NFW集群在较高的红移的各种情况下的知识的红移分布的影响进行检查。由于在现实中，绝大多数集群有椭球形，而不是球形的配置文件，奇异等温椭球（SIE）的影响。我们也简要地考虑子结构对这种可能性分析的影响。在一般情况下，我们发现，剪切信息提供了一个更好的约束下考虑的NFW的配置文件，所以这成为重点是什么以下。区分NFW和幂律分布的能力在很大程度上取决于数据场的大小，以及可以测量椭圆率的星系的数量密度。对于更高的红移NFW配置文件，有非常小的减少（~1.5%）时，光谱红移，而不是光度红移估计，用于透镜分析中使用的星系的参数估计的分散。
2000-12-09 astro-ph
Bayesian analysis of joint strong gravitational lensing and dynamic galactic mass in SLACS: evidence of line-of-sight contamination
我们重新讨论了利用强引力透镜和恒星动力学计算早型星系质量的问题。我们的样本包括斯隆透镜ACS（SLACS）调查中的27个星系。在贝叶斯框架中比较这两种独立方法的质量估计，我们发现了显着的视线质量污染的证据。假设质量分布为幂律分布，最佳拟合密度分布由$ρ\propto r^{-1.69\pm0.05}$给出。我们发现，忽略视线质量污染产生高估的质量归因于透镜星系的透镜方法，这引入了一个偏向于SIS配置文件时，使用联合透镜和动态分析，以确定密度分布的斜率。我们认为，视线污染也可能是重要的其他天体物理和宇宙学的联合透镜和动力学测量的用途。
2007-06-21 astro-ph
Time Delays for the Giant Quadruple Lensed Quasar SDSS J1004+4112: Prospects for Determining the Density Profile of the Lensing Cluster
我们研究了大分离引力透镜类星体SDSS J1004+4112的时间延迟对透镜星系团内部质量分布的依赖关系。采用最内层密度剖面参数化为ρ \propto r^{-α}的质量模型，导出了一系列能拟合观测数据的质量模型，并计算了时间延迟的概率分布函数。我们发现，较大的α具有较长的时间延迟，在概率分布的高端有较长的尾部，以及较大的模型不确定性。时滞的比值与斜率α有一定的关系。其中，图像C和A（或B）之间的时间延迟几乎不依赖于内部斜率，特别是当时间延迟较短时。时间延迟对α的依赖关系可以用线性形式很好地拟合，这反映了质量分布和时间延迟之间众所周知的简并性。我们进行了蒙特卡罗模拟，以说明如何以及内斜率可以从时间延迟的测量约束。我们发现，多个时间延迟的测量结果对内斜率（σ_α \lesssim 0.25）有相当严格的约束，而只有一个时间延迟不能很好地确定内斜率。我们的研究结果表明，时间延迟确实作为一个强大的工具，以确定质量分布，尽管复杂的透镜集群。
2006-01-07 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
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
The Surface Density Profiles and Lensing Characteristics of Hickson's Compact Groups of Galaxies
一种统计方法的发展，以推断典型的密度分布的贫困星系系统，而不诉诸分箱的数据或假设一个给定的中心，每个系统。将该方法应用于Hickson紧群中的一致红移四重态。这些星系群中的分离分布与一个独特的广义修正哈勃表面密度剖面一致，最佳拟合渐近斜率β = 1.4，核心半径Rc = 18 h^{-1} kpc，尽管King剖面（β = 1）也与数据（Rc = 6 h^{-1} kpc）一致。这些分布比以前为这些群体确定的分布更为集中。HCG不太可能充当强引力透镜，但距离5到10倍的类似系统应该会产生不可忽略的巨弧。
1996-10-17 astro-ph
Pseudo Elliptical Lensing Mass Model: Application to the NFW Mass Distribution
我们介绍了一个伪完全解析椭圆投影Navarro，Frenk和White（NFW）的质量分布透镜方程中使用的解析表达式。我们提出了一种形式主义，将椭圆率的透镜电位的表达式，产生一个伪椭圆形的质量分布。该方法可以被实施到任何圆形质量分布，对于该圆形质量分布，投影质量分布Sigma（r）和偏转角分布alpha（r）都具有解析表达式;然而，势不一定需要采取解析形式。我们应用这种新的形式主义的NFW质量分布和研究如何以及这个伪椭圆NFW模型描述了椭圆形的质量分布。我们的结论是，伪椭圆NFW模型是一个很好的描述椭圆质量分布的投影质量分布的椭圆度<~ 0.4，虽然有一个轻微的boxy分布。
2002-07-30 astro-ph
A combined analysis of cluster mass estimates from strong lensing, X-ray measurement and the universal density profile
本文综合分析了由强透镜、X射线测量和普适密度剖面（NFW）估算的星系团中心质量。特别注意的问题是：（1）是否先前声称的强透镜和X射线测量之间的质量差异与冷却/非冷却流的存在有关，（2）尖点NFW密度模型是否能提供一个与强透镜结果一致的星团质量;（3）非零宇宙学常数是否有助于减弱强透镜效应- X-射线质量比我们分析了21个聚类中的26个弧形图像的样本。X射线和NFW星系团的质量是通过假设星系团内气体是等温的，并与星系团的引力势处于流体静力平衡而得到的。这三个质量估计值的统计比较显示，所有事件的质量差异都在2倍以内。我们证实了Allen的结果，即较大的质量差异只在中间冷却，特别是非冷却流团中检测到，从而归因于在中心区域的局部动力学活动的质量差异。我们表明，NFW配置文件产生一致的集群质量与传统的X射线测量，这两个模型之间的任何差异必须发生在更小的半径（例如，在弧形图像）或在大半径。最后，非零的宇宙学常数能够适度地减小m_lens与m_x射线的质量比。
2000-06-09 astro-ph
Parametric Strong Gravitational Lensing Analysis of Abell 1689
利用星系团Abell 1689对32个背景星系的强透镜效应，测量了该星系团中心0.3Mpc/h_70范围内的质量分布。多个图像基于Broadhurst等人2005年的图像，并进行了一些修改。通过Broadhurst等人（2005 b）的弱透镜剪切测量，进一步探索了~2.5 Mpc/h_70的团簇轮廓。为了精确模拟星系团中的小尺度质量结构，用基平面法测量了~200个星系团的质量。星系被模拟为椭圆形截断等温球。星团中的暗物质成分可以用非奇异等温椭球（NSIE）或椭圆形的通用暗物质分布（ENFW）来描述。我们使用两个暗物质晕来模拟星系团中的光滑DM。总质量分布可以用σ =1514 ± 18 km/s，核半径r_c=71 ± 5 kpc/h_70的NSIS分布或C=6.0 ± 0.5，r_（200）=2.82 ± 0.11 Mpc/h_70的NFW分布来描述。这些误差被认为是由于在分配质量的星系组成中的个别星系的错误。推导出的总质量与Broadhurst等人的质量曲线非常一致。还使用弱透镜，我们可以将轮廓进一步限制到r~2.5 Mpc/h_70。NSIS剖面的最佳拟合参数为σ =1499 ± 15 km/s，r_c=66 ± 5 kpc/h_（70）; NFW剖面的最佳拟合参数为C=7.6 ± 0.5，r_（200）=2.55 ± 0.07 Mpc/h_（70）。使用与Broadhurst…
2006-05-19 astro-ph
Comparisons between isothermal and NFW mass profiles for strong-lensing galaxy clusters
虽然星系团的等温和基于NFW的质量模型在强透镜研究中被广泛采用，但它们不能仅仅根据观察到的弧和弧的位置来区分。我们比较了从等温和NFW配置文件中获得的巨型弧预测的放大率，考虑到轴对称和不对称的质量分布。我们发现，电弧放大率可以强烈不同的两种类型的密度分布，即使图像形态是很好地再现。具有NFW密度分布的透镜的放大率通常大于具有奇异或接近奇异的等温密度分布的透镜的放大率，除非后者具有大的芯。不对称性起着重要的作用。我们用两个研究得很好的星系团MS 2137和A~370来说明我们的结果。我们证实了早期的结果表明，等温和NFW质量模型可以很好地再现所观察到的弧，径向弧和其他arclets。虽然MS 2137的质量模型没有很好的约束，但这两种类型的质量模型对A~370产生了截然不同的临界曲线和焦散线。我们发现，NFW质量配置文件是首选的A~370。我们确定了新的arclet候选人在该领域的A~370。透镜模型允许的红移估计与文献中的结果一致。三个新发现的反像被认为来自$z\approx1.1$的一个活跃的、被尘埃笼罩的恒星形成星系。
2008-05-08 astro-ph
The lensing properties of the Sersic model
众所周知，椭圆星系和旋涡星系凸起的表面亮度最适合用Sersic r^{1/n}轮廓来拟合。因此，有趣的是，探索透镜性质的Sersic模型，因为它的广泛的适用性。为了这个目的，我们评估了透镜的潜力，偏转角，图像之间的时间延迟和放大的圆对称透镜，其表面密度由Sersic轮廓描述。我们估计相同的数量也增加了剪切项的偏转潜力，以研究（在最低阶）的影响，从径向对称的偏差或附近的其他透镜的贡献。此外，我们调查的系统误差，由于使用的德Vaucouleurs配置文件，而不是正确的Sersic模型也考虑到存在的暗晕。
2003-11-25 astro-ph
Cross-correlation Weak Lensing of SDSS galaxy Clusters II: Cluster Density Profiles and the Mass--Richness Relation
我们解释和模拟统计弱透镜测量周围的130,000组和星系团在斯隆数字巡天由谢尔顿等人。2007年（论文I）。我们提出了非参数反演的2D剪切剖面的平均3D集群密度和质量配置文件在箱的光学丰富度和集群i-波段光度。我们校正了推断的三维轮廓的系统性影响，包括非线性剪切和事实，即集群晕并不都是精确地集中在他们最明亮的星系。我们还模拟了测量的集群剪切剖面作为最亮的中央星系，集群暗物质晕，和邻近的晕的贡献之和。我们推断了两个数量级以上的星系团平均维里质量与光学丰度和光度之间的关系;在固定丰度或光度下的维里质量的确定精度为13%，包括统计误差和系统误差。我们还限制晕浓度参数和晕偏置作为集群质量的函数，两者都与LCDM模型的预测吻合得很好。这里采用的方法将适用于更深的，广域的光学调查，旨在限制暗能量的性质，如暗能量调查，大型综合巡天望远镜和天基调查。
2007-09-09 astro-ph
Strong Gravitational Lensing Time Delay Statistics and the Density Profile of Dark Halos
由强引力透镜产生的图像之间的差分时间延迟Δt的分布包含了关于透镜物体的质量分布以及宇宙学参数（如H_0）的信息。我们导出了时滞P（Δt）的条件概率分布函数的显式表达式|θ），给定多个图像之间的图像分离θ，以及相关统计。我们考虑由奇异等温球（SIS）近似和Navarro，Frenk，& White（NFW）提出的推广的透镜晕，它在最内层区域具有密度分布ρ \propto r^{-α}。时间延迟分布对这些剖面非常敏感;较陡的内斜率往往会产生较大的时间延迟。例如，假设H_0=70 km/s/Mpc，Λ主导宇宙学，源红移z_S=1.27，θ= 5“的透镜产生的时间延迟Δt[yr]=1.5^{+1.7}-0.9}，0.39^{+0.37}-0.22}，0.15^{+0.11}-0.09}，在α=1.5、α=1.0和α=0.5时，SIS、广义NFW的平均值分别为0.071^{+0.054}-{-0.038}（50%置信区间）。在固定的图像间隔处，时间延迟由两个图像的位置之间的透镜化电位的差确定，这通常发生在不同的碰撞参量处。虽然Δt的值与H_0的倒数成正比，但P（Δt| θ）对其他宇宙学模型参数、源红移、放大偏差等都不敏感|θ）也可用于设计未来大尺度天气变率巡天的观测计划和评估对大型分裂透镜系统可能产生的选择偏差。
2001-12-05 astro-ph
Gravitational lensing of the CMB by galaxy clusters
我们适应胡2001年提出的非线性滤波器检测大尺度结构的CMB透镜恢复表面密度轮廓的星系团从他们的本地化，弱引力透镜效应的CMB字段。将滤波器的带通移到较小的尺度，并将其归一化，以便再现收敛而不是偏转角，我们发现，100个簇的样本的平均密度分布可以从尺度半径内恢复到优于10%，几乎是维里半径。动力学Sunyaev-Zel'dovich效应被证明是一个可以忽略的误差源。我们测试的过滤器，将其应用到模拟使用的阿塔卡玛宇宙望远镜（ACT）的特性的数据，表明它将有可能恢复平均集群配置文件的半径为1'对应ACT的角分辨率以外。
2004-08-03 astro-ph
Gravitational lensing: effects of cosmology and of lens and source profiles
我们提出了详细的计算放大率分布，包括弱和强透镜，使用最近的解决方案的戴尔-罗德（1973）方程的光传播在一个不均匀的宇宙与宇宙学常数和最新的模型不断发展的宇宙学分布的暗物质晕。我们解决特别是一个非零的宇宙学常数，不同的密度配置文件的透镜，和有限大小的透镜源的效果。我们表明，如果暗物质的波动被归一化到本地集群丰度，在存在的宇宙学常数的光学透镜深度{ \em减少}相比，爱因斯坦-德西特宇宙的情况下，因为在相关的质量范围内的晕是不太丰富的一个大的红移间隔。我们还讨论了Navarro，Frenk & White（NFW）和奇异等温球（SIS）透镜密度分布产生的放大概率分布的差异。我们发现，NFW透镜是更有效的中等放大倍率（$2\lsim A\lsim 4$），和更大的放大倍率效率较低。此外，我们定量讨论的最大放大率，$A_{\rm max}$，可以实现的情况下，扩展源（星系）与现实的光度分布，考虑到可能的椭圆率的透镜潜力。最后，我们将我们的结果应用到一类源以下的光度演化典型的类星体形成的统一方案。我们发现在通量密度为$\gta100 $ mJy时，在$850 μ$ m处的透镜源计数可以比未透镜源计数大几个数量级。
2001-01-24 astro-ph
