The Cluster Mass Function from Weak Gravitational Lensing
我们提出的第一个测量的质量函数的星系团的基础上直接来自观测弱引力透镜的集群质量。为了研究基于X射线的目标簇选择所导致的样本不完整程度，我们使用了50个具有弱透镜质量测量的簇的样本，以凭经验确定透镜质量和X射线光度之间的关系以及关于该关系的散射。我们使用一个完整的，体积有限的子样本的35个X射线发光星系团在0.15<z<0.3，以限制丰度的非常大的（M >~ 10^15/h M_sun）的星系团。由此，我们约束sigma_8（Omega_m/0.3）^{0.37} = 0.67^{+0.04}_{-0.05}（68%置信限），与来自3年WMAP CMB测量和基于X射线观测的星团丰度估计的约束很好地一致，但略低于来自随机场中"宇宙剪切“弱透镜测量的约束。
2006-08-23 astro-ph
Strong lensing statistics and the power spectrum normalisation
我们使用半解析模型的星系团人口和其强大的透镜效应，探讨如何在天空中的大引力弧的预期丰度取决于$σ_8$。我们的模型考虑到所有的影响，已被证明会影响强大的集群透镜显着，特别是集群的不对称性，子结构，合并，并在中心密度浓度的变化。我们发现，长而薄的弧的光学深度增加了约一个数量级时，$σ_8$从0.7增加到0.9，由于建设性的几种效果的组合。具有高$σ_8$的模型在产生中等和高红移的电弧方面也有几个数量级的效率。最后，我们使用现实的源数计数，定量预测弧的总数比几个星等限制在R和I波段。我们确认，虽然$σ_8\sim0.9$可能接近已知的丰富的弧，甚至$σ_8\sim0.8$下跌短的几乎一个数量级在再现已知的计数。我们的结论是，如果$σ_8\sim0.8$被证实，我们将无法理解的强透镜效应的星系团人口，特别是丰富的弧高红移集群。我们认为，早期的暗能量或非高斯密度波动可能表明这个问题的一个出路。
2008-05-12 astro-ph
Constraining dark energy from the abundance of weak gravitational lenses
我们研究了利用观测到的大量弱引力透镜来约束暗能量的状态方程参数w的前景。在这里，我们解决了与暗能量，澄清了文献中发现的一些含糊之处，球坍缩模型，并提供拟合公式的Virialization和线性理论的坍缩密度。然后，我们计算预测的弱透镜丰度随w的变化。我们发现，弱透镜的红移分布和数目在w和Ω_0中是高度简并的。如果我们固定Ω_0，则w=-2/3的计数比\LambdaCDM模型的计数小2倍。然而，如果我们允许Ω_0随w变化，使得COBE测量的物质功率谱的振幅与从X射线团簇丰度获得的振幅相匹配，则对于-1 < w <-0.4，预测的透镜丰度的减少小于25%。我们发现，一个更有前途的方法来限制暗能量--一个在很大程度上不受Ω_0 - w简并以及观测噪声的不确定性--是比较相对丰富的维里化的X射线透镜集群与非维里化的，X射线欠发光，透镜晕的丰度。对于15弧分的孔径大小，非维里化与维里化透镜的预测比率大于40%，并且在w=-1和w=-0.6之间变化20%。总的来说，如果所有其他弱透镜参数都是固定的，那么巡天必须覆盖大于40度^[2]的范围，这样才能通过计数来区分\LambdaCDM宇宙学和w=-0.9到3σ的模型。然而，考虑到透镜参数的不确定性，非维里化的透镜分数提供了对w最稳健的约束，需要50度^2的天空覆盖范围才能区分w=-1和w=-0.6到3σ。
2002-10-07 astro-ph
Theory and Statistics of Weak Lensing from Large-Scale Mass Inhomogeneities
宇宙中大尺度质量不均匀性引起的弱透镜效应导致了观测到的遥远源椭圆率的相关性。我们首先回顾这些相关性所需的谐波分析和统计，并讨论预测信号的计算。我们考虑椭圆率关联函数，均方椭圆率，椭圆率功率谱，和一个全球最大似然分析，以隔离弱透镜信号的数据。估计的灵敏度调查的一个给定的区域，表面密度，和平均内在源椭圆率。然后，我们将我们的结果应用到第一次无线电源调查。我们预测的均方根椭圆率约为0.011在$1^\circ \times 1^\circ$像素和0.018在$20' \times 20'$像素，如果功率谱被归一化为$σ_8 Ω^{0.53} = 0.6$，所示的集群丰度。在某些模型中，如果将功率谱归一化为COBE各向异性，则信号明显更大。从第一红移分布的不精确知识的预测的不确定性是约25%的均方根椭圆。我们表明，第一应该能够作出统计上显着的检测集群丰度归一化功率谱的弱透镜信号。
1997-12-02 astro-ph
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
Dark Matter Substructure in Lensing Galaxies
设置有用的限制丰度的小规模暗物质晕（subhalos）在星系尺度上，我们已经进行了中红外成像和积分场光谱的样品四透镜系统显示异常的流量比。这些使用斯巴鲁的观测已经成功地区分了由subhalos的微透镜和恒星的微透镜。报道了我们对暗物质子结构的透镜分析的现状。
2008-04-02 astro-ph
Constraining Cosmology with High Convergence Regions in Weak Lensing Surveys
我们建议使用一个简单的可观察的，分数面积的“热点”在弱引力透镜质量图，这是检测具有高的意义，以确定背景宇宙学参数。由于这些高收敛区域与宇宙的物理非线性结构直接相关，因此它们主要从密度涨落的非线性区域获得宇宙学信息。我们表明，在未来的宇宙微波背景各向异性测量相结合，这种方法可以把约束宇宙学参数，这些参数是从红移分布的星系团丰度。本文提出的统计量的主要优点是，投影效应，通常的不确定性的主要来源时，确定的存在和质量的星系团，在这里作为一个信息源。
2008-09-24 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
Physical properties of two low-luminosity z ~ 1.9 galaxies behind the lensing cluster AC 114
我们提出了两个引力透镜z ~ 1.9星系，A2和S2，位于星系团AC 114后面的VLT/ISAAC近红外光谱。由于大的放大倍数，我们已经成功地检测到恒星形成星系的休息帧光发射线1至2个级别比以前的研究莱曼break星系（LBG）在z ~ 3。从哈光度，我们估计的恒星形成率（SFR），这是7至15倍，高于推断的紫外连续通量在1500昂没有尘埃消光校正。S2和A2在O/H和N/O丰度比方面的行为非常不同，并且它们在z ~ 3处也不同于典型的LBG。S2是一个低金属量的天体（Z ~ 0.03 Zsun），具有低的N/O比，类似于附近最贫金属的HII星系。相比之下，A2是一个高金属丰度星系（Z ~ 1.3 Zsun），具有高N/O丰度比，类似于大多数富含金属的星暴核星系。由发射线宽度得到的维里质量分别为S2和A2的0.5 x 10^10 Msun和2.4 x 10^10 Msun。由于引力放大，S2的谱线轮廓在空间上是可分辨的，导致速度梯度为+- 240 km/s，在1 kpc半径内的动力学质量约为1.3 x 10^10 Msun。结合这些新的数据与z ~ 3的LBG样本，我们得出结论，这三个星系表现出不同的物理性质的SFR，丰度和质光比，和红化。因此，不同光度的高红移星系可能有相当不同的恒星形成历史。
2002-10-24 astro-ph
Characterizing the Cluster Lens Population
我们提出了一个详细的调查CDM晕的属性，使他们有效的强引力透镜。强透镜截面的878集群从N体模拟测量射线跟踪通过13,594个独特的投影。我们测量浓度，轴比，方向，和每个集群的子结构的量，并比较每个数量的集群人口作为一个整体的透镜加权分布。透镜星系团的浓度平均比宇宙中典型的星系团大34%。尽管存在这种偏差，但最近几个小组测量到的异常高的浓度（c >14）似乎与我们模拟中的浓度分布不一致，我们预测< 2%的透镜团簇应该具有如此高的浓度。透镜截面与亚结构数量之间没有相关性。我们介绍了几种类型的简化的暗物质晕，并使用它们来隔离CDM集群的哪些属性使它们成为有效的透镜。晕子结构在小半径上的投影和团簇的大尺度质量分布对截面没有显著影响。巨弧的丰度主要取决于平均密度在10，000以内的质量分布。多透镜平面射线追踪算法表明，大尺度结构的投影使巨弧丰度增加了<7%的适度量。我们重新审视了在RCS观测中高红移星系团背后是否有多余的巨弧的问题，发现高红移（z > 0.6）透镜的数量与LCDM很好地吻合，尽管我们的模拟预测了比观测到的更多的低红移（z < 0.6）透镜。（节略）
2005-06-08 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
QSO-galaxy correlations due to weak lensing in arbitrary Friedmann-Lemaitre cosmologies
计算了背景类星体与前景星系之间由大尺度结构的弱透镜效应引起的角互相关联函数。结果给出任意弗里德曼-勒梅特宇宙学。包括密度扰动的非线性增长。在Einstein-de Sitter宇宙中，非线性增长使关联振幅增加了一个数量级，而在较低的Omega_0下，非线性增长使关联振幅增加了更多。关联振幅对宇宙学参数的依赖性强烈依赖于功率谱的归一化。类星体-星系交叉关联函数对（1-10）Mpc/h尺度上的密度结构最为敏感，在这个尺度上，功率谱对观测到的星系团丰度的归一化似乎最为合适。在这种情况下，当Omega_0在0.3和1之间变化时，相关强度的变化小于<~ 2的因子，与Omega_Lambda的值完全无关。当Omega_0 <~ 0.3时，关联强度随Omega_0的减小而增大，并与哈勃常数h近似成线性关系。
1997-06-25 astro-ph
Chandra Analysis and Mass Estimation of the Lensing Cluster of Galaxies CL0024+17
本文对Z=0.395的透镜星系团CL 0024 +17的Chandra X射线观测结果进行了详细的分析。我们发现，径向温度分布是一致的等温到~600 kpc和平均X射线温度为4.47（+0.83，-0.54）keV。X射线表面亮度轮廓由以具有50 kpc的小核心的中央明亮椭圆星系为中心的扩展发射和更扩展的发射的总和表示，更扩展的发射可以由核心半径约为210 kpc的球形β模型很好地描述。假设X射线发射气体处于流体静力平衡，我们估计了弧半径内的X射线质量，发现它比强透镜质量小2- 3倍。我们首次在星团的X射线光谱中探测到一条强红移的铁K线，并发现金属丰度为0.76（+0.37，-0.31）太阳。
2003-10-08 astro-ph
Cosmic microwave background constraints on dark energy dynamics: analysis beyond the power spectrum
本文研究了在初始总强度各向异性宇宙微波背景（CMB）上弱透镜效应引起的非高斯信号的分布。我们的研究重点是三点统计利用谐波分析的基础上的CMB双谱。通过考虑三个多极子作为独立变量，我们揭示了一个复杂的结构的峰和谷所确定的原始声振荡通过透镜机制的重新投影。我们研究了该系统的膨胀率的依赖关系，在该时代的弱透镜功率注入是相关的，探测的暗能量状态方程在红移对应的等价物或更高（$w_\infty$）。我们评估的双谱观察到的CMB约束的暗能量动力学的能力的影响。我们通过改变暗能量丰度，本状态方程$w_0$和$w_\infty$进行极大似然分析。我们表明，投影简并影响一个纯功率谱分析的总强度被打破，如果考虑到双谱。对于普朗克实验，假设标称性能，没有前景或系统学，并固定除了$w_0$，$w_\infty$和暗能量丰度之外的所有参数，仅从CMB数据可以实现$w_0$和$w_\infty$的百分比和百分之十的精度测量。这些结果表明，即将到来的CMB探测器的弱透镜信号的检测可能是相关的，以了解宇宙加速开始时的暗能量动力学。
2005-05-18 astro-ph
High Shear Regions in Weak Lensing Surveys Determine Cosmology
我们建议使用一个简单的可观察的，分数面积的“热点”在弱透镜质量图，检测具有高的意义，以确定背景宇宙学参数。由于这些高剪切区域与宇宙的物理非线性结构直接相关，它们主要从密度波动的非线性区域获得宇宙学信息。我们表明，在未来的宇宙微波背景（CMB）各向异性测量相结合，这种方法可以放置约束宇宙学参数，这些参数是从红移分布的星系团丰度。特别地，将来自类似LSST调查的这种简单剪切统计的信息添加到来自类似普朗克实验的CMB各向异性信息，改善了对暗能量参数（能量密度和状态方程）的约束，并且使物质功率谱的归一化超过十倍。本文提出的统计量的主要优点是，投影效应，通常的不确定性的主要来源时，确定的存在和质量的星系团，在这里作为一个信息源。
2008-09-24 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
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。
2003-12-14 astro-ph
Systematic bias in the estimate of cluster mass and the fluctuation amplitude from cluster abundance statistics
我们重新估计的质量波动幅度，sigma_8，从观测的X射线团丰度。特别是，我们研究的效果，从X-射线光谱，M_{vir, spec}，和相应的光环，M_{vir}的真实维里质量估计的集群维里质量之间的系统差异。Mazzotta等人（2004）最近指出α_M = M_{vir, spec} / M_{vir}系统地低于1的可能性。我们结合最新的X射线团簇样品和改进的理论模型进行统计分析，发现对于0.5 \le α_M \le 1，σ_8 \sim 0.76 +/- 0.01 + 0.50（1-α_M），其中引用的误差仅为统计误差。因此，当α_M \sim = 0.7时，仅由星系团丰度计算的σ_8值与其它宇宙学数据，包括宇宙微波背景、星系功率谱和弱透镜数据，符合得更好。目前的研究还说明了在将真实星团映射到底层暗晕时可能的系统效应的重要性，这改变了对星团丰度统计数据的解释。
2006-02-01 astro-ph
