低红移EIS团簇IV的多目标光谱研究。z~0.3-0.4时匹配滤波器结果的可靠性

在CMB地图上使用匹配滤波器检测点源的一些好理由

Some Good Reasons to Use Matched Filters for the Detection of Point Sources in CMB Maps

在这份草案中，我们评论的匹配滤波器，尺度自适应滤波器和墨西哥帽小波，最近出现在文献中的点源检测的背景下，在宇宙微波背景地图的性能有关的结果。特别是，我们表明，与所声称的相反，使用的匹配滤波器似乎仍然是最可靠和有效的方法来从背景中分离点源，即使使用检测标准，不同于经典的$nσ$阈值规则，考虑到不仅在对应于候选源的信号中的峰值的高度，但也是他们的曲率。

Poissonian噪声环境下信源检测的匹配滤波器

Matched Filters for Source Detection in the Poissonian Noise Regime

描述了一种估计最佳核的过程，用于通过泊松噪声中的信号的卷积进行检测。该技术被应用于XMM-牛顿数据中的X射线点源的检测，并且显示出在1XMM目录的创建中使用的滑动框方法的检测灵敏度提高了高达60%。

Sersiclets - A Matched Filter Extension of Shapelets for Weak Lensing Studies

The precision study of dark matter using weak lensing by large scale structure is strongly constrained by the accuracy with which one can measure galaxy shapes. Several methods have been devised but none have demonstrated the ability to reach the level of precision required by future weak lensing surveys. In this Letter we explore new avenues to the existing Shapelets approach, combining a priori knowledge of the galaxy profile with the power of orthogonal basis function decomposition. This Letter discusses the new issues raised by this matched filter approach and proposes promising alternativ…

Transdet：一种基于匹配滤波器的过境检测算法--应用于模拟COROT光变曲线

Transdet: a matched-filter based algorithm for transit detection - application to simulated COROT light curves

我们提出了一个基于匹配滤波器的过境检测算法及其应用于模拟COROT光变曲线。该算法源于Bordé，Rouan & Léger（2003）的工作。我们描述了不同的步骤，我们打算采取区分行星和恒星的同伴使用三个测光波段COROT提供的。这些步骤包括寻找二次凌日、寻找椭球变率和研究凌日色度。我们还讨论了这种方法的性能在COROT系外行星联盟内组织的盲测的背景下。

APM/匹配过滤器群集目录

The APM/Matched-Filter Cluster Catalog

通过对APM星系巡天的330万个星系样本应用匹配滤波算法，构造了南银帽5800度$^2$区域的邻近星系团星表。我已经初步检测到4000多个集群的候选人估计红移小于0.2和丰富类似的ACO集群。一般来说，我们的星表中最近的候选星团和已经测量过红移的ACO星团之间有很好的对应关系。虽然ACO星表在z>0.08时变得不完整，但我们的星团星表的完整性极限达到z=0.15。

天文数据库中的聚类检测：自适应匹配滤波算法及实现

Cluster Detection in Astronomical Databases: the Adaptive Matched Filter Algorithm and Implementation

星系团是宇宙中质量最大的天体，绘制它们的位置是一个重要的天文学问题。本文介绍了一种算法（基于统计信号处理方法），软件架构（基于混合分层方法）和并行化计划（基于客户端/服务器模型），在大型天文数据库中寻找星系团。这里提出的自适应匹配滤波器（AMF）算法识别集群通过找到集群似然图中的峰值，集群似然图通过卷积星系调查与基于集群模型和背景模型的滤波器生成。该方法已被证明是成功的识别集群在真实和模拟数据。该实现是灵活的，容易在工作站网络上并行执行。

一种客观的自动聚类分析方法--对匹配滤波法的改进

An Objective and Automatic Cluster Finder: An Improvement of the Matched-Filter Method

我们描述了一个客观的和自动化的方法来检测星系团的光学成像数据。这种方法是Postman等人（1996年）首创的所谓“匹配滤波器”技术的一种变体。同时利用星系的位置和视星等，这种方法不仅可以找到星系团候选者，而且还可以估计它们的红移和丰度。我们用大量的蒙特卡罗模拟研究了星团位置、红移和丰富度估计中的误差。无论是红移或丰富度的真实值和估计值之间没有系统的差异。该方法的伪探测率约小于仅利用星系面密度的常规方法的10%。在北银河系极点的集群调查执行，以验证该方法的性能特点与实际数据。两个已知的真正的集群被成功地检测到。我们期望这些基于“匹配滤波器”技术的方法能成为编制大的、均匀的光选星系团星表的必要工具。

高红移星系团的新光谱确认

New spectroscopic confirmations of high-redshift galaxy clusters

我们提出了新的光谱数据领域的五个高红移（z>=0.6）候选星系团，来自EIS集群候选目录。在VLT上使用FORS 1共获得了327个光谱，其中266个是具有安全红移的星系。在本文中，我们使用这些数据确认存在的超密度在红移空间中的近似相同的位置匹配滤波器检测的投影分布的星系从EIS I波段成像调查。光谱红移，与这些overdensities，是一致的，但在一般情况下，略低于匹配滤波器技术预测的。结合这里介绍的系统和之前分析的系统，我们已经在光谱上确认了红移范围为0.6<z<1.3的总共9个超密度，为更详细的研究提供了重要的第一步，为建立光学选择的高红移样品提供了重要的第一步，补充了基于少数可用X射线选择系统的研究。

关于色球和过渡区动力学与Hinode SOT和EIS的联系

On connecting the dynamics of the chromosphere and transition region with Hinode SOT and EIS

我们使用协调的日出SOT/EIS观测，包括高分辨率磁图，色球和TR成像和TR/日冕光谱在第一次测试中，研究如何驱动的TR的动态的高度动态的光球磁场和无处不在的色球波。初步分析表明，这些联系是相当微妙的，需要结合技术，包括磁场外推，频率过滤的时间序列和比较合成色球和TR图像从先进的三维数值模拟。作为第一个结果，我们发现的磁通量出现的签名，以及3和5兆赫波功率以上的地区增强光球磁场在色球，过渡区和日冕发射。

用于多换能器谐振GW天线的匹配滤波器

Matched filter for multi-transducers resonant GW antennas

分析了球面谐振GW探测器数据输出的两种匹配滤波器。为了对实际球体的数据进行滤波，提出了一种策略，首先使用全向在线滤波器，该滤波器应该选择具有激励的周期图，其次通过对这样选择的周期图执行方向滤波，找到波到达时间、方向和极化。我们指出，由于在理想的6个换能器TIGA球中发生的分析简化不适用于真实球，因此使用5个换能器配置可能是更方便的选择。

一种自动聚类算法：自适应匹配滤波器

An Automated Cluster Finder: the Adaptive Matched Filter

我们描述了一种自动化的方法，用于检测星系团的成像和红移星系调查。自适应匹配滤波器（AMF）方法利用星系的位置，星等，以及光度或光谱红移来寻找星系团，并确定它们的红移和丰富度。AMF可以应用于大多数类型的星系巡天：从二维（2D）成像巡天，到具有任何精度（2.5D）的光度红移的多波段成像巡天，再到三维（3D）红移巡天。AMF也可以用于宇宙学N体模拟中的团簇选择。AMF通过在星系团和场星系分布模型的基础上将星系巡天与滤波器卷积生成的星系团似然图中找到峰值来识别星系团。在对模拟的2D和2.5D数据进行测试时，星等限制为r' ~ 23.5，检测到的星团的红移精度为Δ z ~ 0.02，丰富度为~10%，z < 0.5。在更高的红移下探测星系团是可能的。在本文中，我们提出了AMF背后的理论和描述的合成星系目录的测试结果。

自适应匹配滤波光学寻迹算法及其仿真比较

Optical Cluster-Finding with An Adaptive Matched-Filter Technique: Algorithm and Comparison with Simulations

我们提出了一种改进的自适应匹配滤波算法，旨在确定星系团在宽视场成像调查，如斯隆数字巡天。集群发现技术是完全自适应的成像调查与光谱覆盖范围，测光红移，没有红移的信息，以及任何组合，这些在一个调查。它在多波段成像测量中具有高效率，其中光度红移可以用很好理解的误差分布来估计。在真实的模拟SDSS星表上对算法的测试表明，对于质量大于1.0*10^{14} h^{-1} M_solar且红移达到z=0.45的星系团，检测到的样本完整度约为85%，纯度超过90%。用极大似然方法估算的星系团红移的误差在整个红移范围内都很小（一般小于0.01），光度红移误差与Sloan巡天观测中发现的结果相似。在对应于Delta=200的星系过密度的球形半径内，我们发现导出的星系团丰富度Lambda_{200}是其维里质量M_{200}的大致线性指标，这很好地恢复了输入模拟的总光度和星系团质量之间的关系。

CFHTLS中的星系团。第一个匹配滤波器候选目录的深场

Galaxy clusters in the CFHTLS. First matched filter candidate catalogue of the Deep fields

我们应用匹配滤波器集群检测算法的加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）的深1，深2，深3和深4领域的i波段数据，共覆盖4平方度。为了测试所实施的程序，我们进行模拟评估的噪声峰值的频率，以及估计的恢复效率。我们估计，z~0.7的目录基本上是完整的丰富度类R>~1的集群。恢复的红移一般被高估dz=0.1，σ_dz~0.1的分散，除了在红移z>~1的估计的红移被系统地低估。所构建的聚类候选目录包含162个检测，有效面积为3.112平方度，对应于每平方度约52.1的密度。候选者的红移估计中值为z=0.6。估计的噪声频率为每平方度16.9 ± 5.4次检测。通过目视检查，我们发现系统显示出清晰的颜色相似的星系集中。这些系统的密度约为每平方度20个。

SZ聚类调查中的星表提取：匹配滤波方法

Catalog Extraction in SZ Cluster Surveys: a matched filter approach

本文提出了一种基于匹配多频滤波器的从Sunyaev-Zel'dovich（SZ）巡天中提取星系团星表的方法。我们评估其性能的完整性，污染率和光度恢复三种代表性类型的SZ调查：高分辨率单频无线电调查（AMI），高分辨率地基多波段调查（SPT），普朗克全天调查。这些调查不是纯粹的流量限制，他们松散的完整性显着之前，他们的点源检测阈值。对于设定为S/N=5（S/N=3）的检测阈值，污染保持相对较低，<5%（小于30%）。我们确定光度恢复目录的不确定性的一个重要来源：从多波段调查恢复通量的色散大于从流体动力学模拟预测的Y-M关系中的固有散射，而在单频调查中的光度测量与主要宇宙微波背景各向异性的混淆严重受损。后一种效应意味着其他波段的后续观测（例如，90千兆赫，X射线）的单频调查将需要。团簇形态会导致恢复的Y-M关系中的偏差，但对散射的影响很小，偏差将在关系的校准过程中被去除。点源混淆只会略微降低多波段调查的完整性;单频调查的完整性可能会因无线电点源混淆而显著降低，但这仍然是高度不确定的，因为我们不知道相关通量水平下的无线电计数。

模拟HI涨落对匹配滤波器搜索红移21 cm图中电离泡的影响

Simulating the impact of HI fluctuations on matched filter search for ionized bubbles in redshifted 21 cm maps

扩展了Datta，Bharadwaj和Choudhury（2007）的形式主义，使用匹配滤波技术在红移21 cm图中检测电离气泡，我们使用不同的模拟来分析气泡外的HI波动对气泡可检测性的影响。在前三种模拟中，我们试图探测的是一个位于中心的同动半径为Rb的球形气泡，气泡外的中性氢（HI）跟踪了底层的暗物质分布。我们考虑了三种不同的再电离可能方案，即，(i)在视场（FoV）中存在单个气泡（SB），并且氢中性部分在该气泡外部是恒定的（ii）在FoV中具有许多小电离气泡的斑片状再电离（PR 1）和（iii）具有相同半径$R_b$的许多球形电离气泡（PR 2）。第四类模拟使用基于电离区半数字模型的更真实的地图。我们发现，无论积分时间有多大，对于SB和PR1两种情况，波动的IGM都分别将GMRT和MWA的气泡检测限制在R_b<= 6 Mpc和R_b<= 12 Mpc。分析预测很好地解释了这些结果。由于HI波动导致的大的不确定性限制了中性分数x_HI<0.6的PR2场景中的气泡检测。匹配滤波器技术即使在目标电离气泡由于周围气泡和非均匀复合（SM）而为非球形时也能很好地工作。我们发现，确定的大小和位置的气泡是不受限制的HI波动在SB和PR 1的情况下，但限制的仪器的角分辨率，这可以更精确地为更大的气泡（删节）。

探测宇宙微波背景图中点源的一种新的多频技术

A novel multi-frequency technique for the detection of point sources in Cosmic Microwave Background maps

在这项工作中，我们解决的问题，同时多频探测河外点源的宇宙微波背景的地图。我们采用一种新的线性滤波技术，所谓的“匹配矩阵滤波器”，它采用了完整的空间信息，包括通道之间的互相关，而不作任何先验假设的频谱行为的来源。由于滤波图的最佳组合，实现了背景的大幅减少。我们详细描述了新技术，我们将其应用到现实的全天普朗克模拟在30，44，70和100 GHz的无线电源的检测/估计。然后，我们比较了结果的可靠性，完整性和通量精度的点源目录的单频方法的基础上，标准匹配滤波器。新滤波器在30、44和70 GHz的所有这些指标上都优于标准匹配滤波器，而在100 GHz，两种滤波器具有相似的性能。我们发现一个显着的增量为一个固定的可靠性水平的真实检测的数量。特别是，为了达到95%的可靠性，我们几乎将30、44和70 GHz的检测数量增加了一倍。

在CMB分析中实现傅立叶匹配滤波器。应用于ISW研究

Implementation of a Fourier Matched Filter in CMB Analyses. Application to ISW Studies

目的：在多极空间中实现匹配滤波器（MF）互相关算法，并将其与标准的角互功率谱（ACPS）方法进行比较。将这两种方法应用于集成Sachs Wolfe（ISW）-大尺度结构（LSS）交叉相关场景，并研究天空遮罩如何影响信号出现的多极范围及其与理论预测的比较。方法：MF需要求逆的多极协方差矩阵，如果$f_{sky} \lt 1$一般是非对角和奇异的。我们使用SVD方法，专注于那些携带大部分信息的模式。在ISW-LSS蒙特卡罗模拟中，我们比较了MF和ACPS，注意到有限的天空覆盖对互相关结果的影响。结果如下：在定义MF的线性数据模型内，对于较小的$f_{sky}$值和尺度相关（非泊松）噪声场，MF比ACPS表现得相对更好。在ISW研究的背景下，这两种方法是可比的，虽然MF执行更严格的面具下稍微更敏感。初步的研究预测，大多数ISW-LSS互相关S/N比应该在非常大的尺度中找到（在$l\lt 10$为50%的S/N，在$l\lt 40-50$为90%），这是由蒙特卡罗模拟证实。当考虑$l\in [2,l_{max}]$时，我们的互相关统计的统计显著性达到其最大值，其中观察到$f_{sky}$的所有值的$l_{max} \in[5,40]$，尽管激进掩模在傅立叶空间中引入了平滑和功率混叠。ISW-LSS互相关的这种$l$限制应该能够安全地区分在较小角度尺度下产生的其他次级效应。

从ESO成像巡天得到的团簇的光谱学确认

Spectroscopic confirmation of clusters from the ESO imaging survey

我们测量了67个星系的红移，在该领域的6个星团候选人从ESO成像调查（EIS）。在EIS斑块C和D中，从估计平均红移在0.5和0.7之间的那些中选择簇候选者。这些观测是在3.6米ESO望远镜上用EFOSC 2进行的。在六个候选星系团场中，我们在红移空间中识别出19个可能的2到7个星系的集合。为了确定这19个集合中的哪一个可能对应于真正的致密系统，我们将我们的计数与给定光度函数的星系均匀分布的预期计数进行比较。为了考虑到大尺度结构的影响，我们用加法红移巡天的随机抽样对光度函数计算的概率进行了调制。我们发现六个候选EIS簇中有四个可能对应于红移空间中的真实系统（> 95%置信水平）。其中两个系统的平均红移与匹配滤波算法给出的红移估计一致。另外两个系统的红移明显较低。我们正在进行的研究项目，旨在定义高红移光学选择集群样本的背景下，我们讨论了我们的结果的影响。

用匹配滤波算法测光中天法对CM天龙座系统周围地球大小的内行星的观测极限

Observational Limits on Terrestrial-Sized Inner Planets Around the CM Draconis System Using the Photometric Transit Method with a Matched-Filter Algorithm

对食双星天龙CM的光变曲线进行了分析，发现存在大小大于等于2.5地球半径（Re）、周期小于等于60天、共面轨道的行星凌日。大约有4亿个模型光变曲线，代表了从7到60天周期的行星凌日，已经与这些数据相匹配/相关。这个过程我们称之为“过境检测算法”或TDA。由此产生的“过境统计”的每一个行星的候选人允许量化的检测概率，和误报率。我们目前的CM Dra光变曲线覆盖1014小时，26，043个独立点，光度精度在0.2%到0.7%之间。比3Re大得多的行星将构成“超噪声”探测，在60天或更短的时间内，它们将以90%的概率被探测到。较小行星的“亚噪声”探测受到更多限制。例如，2.5 Re周期小于等于10天的行星被探测到的概率为80%。通过我们TDA分析中出现的九颗顶级行星候选者来说明预测观测的必要性。它们是1994-1998年观测季节凌日统计数字最高的候选行星，并预测了它们在1999年观测季节的凌日。在1999年进行观测测试的七个候选者中，除了一个需要进一步观测确认之外，其他都被排除了。我们的结论是，测光过境方法是一种可行的方式来寻找相对较小的，内太阳系外行星与中等大小的望远镜使用CCD测光匹配过滤器分析。