Weak Lensing from Space I: Instrumentation and Survey Strategy
为了充分利用通过弱引力透镜观测暗物质的技术，需要一个宽视场的天基成像望远镜。这是三部分系列中的第一篇论文，概述了这样一个任务的调查战略和相关工具参数。作为硬件设计的一个具体例子，我们考虑建议的超新星/加速探测器（SNAP）。使用SNAP工程模型，我们量化的主要贡献，这台望远镜的点扩散函数（PSF）。这些PSF贡献与任何类似的宽视场空间望远镜有关。我们进一步表明，SNAP或类似望远镜的PSF将小于当前的地基PSF，并且随着时间的推移比哈勃太空望远镜的PSF更各向同性和稳定。我们概述了两种不同的制度的调查策略-"宽“300平方度的调查和"深”15平方度的调查，将完成各种弱透镜的目标，包括统计研究和暗物质映射。
2004-03-11 astro-ph
Shear Recovery Accuracy in Weak Lensing Analysis with Elliptical Gauss-Laguerre Method
我们实现了Bernstein & Jarvis（2002）提出的椭圆高斯-拉盖尔（EGL）星系形状测量方法，并量化了弱透镜分析中的剪切恢复精度。该方法使用去卷积拟合方案来去除点扩散函数（PSF）的影响。该测试模拟了>10^7个噪声星系图像与各向异性PSF卷积，并试图恢复输入剪切。这些测试被设计成不受形状噪声、选择偏差和拥挤的影响。剪切恢复中的系统误差分为两类，校准（乘性）和加性，后者由PSF各向异性引起。在信噪比> 50时，反卷积方法测量星系形状和输入切变的乘法精度约为1%，并抑制> 99%的PSF各向异性。这些系统误差在最坏的条件下增加到~ 4%，S/N ~ 20时分辨率很差。EGL弱透镜分析具有迄今为止最好的精度，足以用于下一代弱透镜调查。
2006-07-04 astro-ph
A New Method for measuring Weak Gravitational Lensing Shear using Higher Order Spin-2 HOLICs
我们研究了在弱透镜分析中使用引力透镜图像高阶矩的可能性。为此，我们采用了我们开发的HOLIC（高阶透镜特性）的自旋2分量。我们测试弱透镜分析自旋2 HOLIC使用实际的，地面斯巴鲁观测的大规模星系团A1689（z=0.183）。事实证明，自旋2 HOLIC的顺序高达8是足够适用于弱透镜分析校正PSF各向异性以及各向同性PSF拖尾后。
2009-04-14 astro-ph
A New Shear Estimator for Weak Lensing Observations
我们提出了一个新的剪切估计弱透镜观测，适当地占一个现实的点扩散函数（PSF）的影响。微弱星系的图像受到引力剪切，然后用仪器和/或大气PSF涂抹。我们构建了一个“有限分辨率剪切算子”，当应用于观察到的图像具有相同的效果作为一个引力剪切涂抹前应用。该算子允许基本上校准任何剪切估计器。然后，我们专门加权二阶矩剪切估计的情况下。我们计算了剪切极化率，它给出了一个单独的星系的偏振引力剪切的响应。然后，我们计算的人口的星系的响应，从而构建一个最佳的加权方案相结合的剪切估计从各种形状，亮度和大小的星系。我们定义了一个品质因数-每单位立体角的逆剪切方差-它表征了剪切测量的图像数据的质量。用模拟图像数据对新方法进行了测试。我们讨论了各向异性的PSF的校正，并提出了一种新的技术，涉及测量的形状从图像已卷积与再圆化PSF。我们提请注意迄今为止被忽视的噪声相关的偏见，并显示如何可以分析和纠正。这里的分析大量借鉴了真正的PSF的属性，我们包括作为附录的一个简短的评论，突出弱透镜相关的方面。
1999-04-01 astro-ph
The Stability of the Point Spread Function of the Advanced Camera for Surveys on the Hubble Space Telescope and Implications for Weak Gravitational Lensing
利用2平方度COSMOS巡天观测数据，研究了HST ACS宽视场相机（WFC）点扩散函数（PSF）的时空稳定性。我们表明，随机混淆的PSF必然发生在“毛毛雨”。如果输出像素比例等于输入像素比例0.05“，则这种混叠最大。我们表明，通过选择高斯毛毛雨内核和将输出像素大小设置为0.03“，可以显着减少PSF变化的来源。我们表明，PSF是暂时不稳定的，最有可能是由于热波动的望远镜的焦点。我们发现，这种热漂移在COSMOS图像的主要表现是一个整体缓慢的周期性焦点变化。使用TinyTim的修改版本，我们在ACS WFC CCD的30 x30网格中创建未失真的恒星。这些PSF模型是为-10微米到+5微米范围内的望远镜焦点值创建的，因此跨越了望远镜焦点值的允许范围。然后，我们使用每个COSMOS领域中大约10颗测量良好的恒星来为每个领域选择最适合的焦点值。TinyTim模型的恒星，然后用于执行PSF校正弱透镜允许系统，由于错误建模的PSF将大大减少。我们已经使用我们修改后的TinyTim版本为天文社区提供了PSF建模软件。我们展示了电荷转移效率（CTE）退化的影响，它使物体在读出方向上变形，模仿弱透镜信号。我们推导出一个参数校正的CTE的COSMOS字段中的对象的形状作为一个函数的观测日期，在ACS WFC字段中的位置，和对象通量的影响。
2007-02-06 astro-ph
Shapes and Shears, Stars and Smears: Optimal Measurements for Weak Lensing
我们提出的理论和分析基础的最佳技术来测量弱引力剪切星系的图像。我们首先描述了剪切和椭圆的几何空间，然后使用这种几何解释来分析图像。这种分析的步骤包括：测量图像上的物体形状，结合不同图像上给定星系的测量结果，从星系形状的集合中估计潜在的剪切，并补偿图像失真的系统效应，PSF不对称的偏差，以及“稀释”信号。这些方法最大限度地减少了椭圆度测量噪声，提供可计算的剪切不确定性估计，并允许去除系统污染的PSF效应，以任意精度。星系图像和PSF被分解成一个正交的二维高斯函数族，使得PSF校正和形状测量相对简单和计算效率高。我们还讨论了弱透镜测量中噪声引起的偏差的来源，并为这些和以前确定的偏差提供了解决方案。
2001-11-21 astro-ph
Cosmological weak lensing with the HST GEMS survey
我们提出了我们的宇宙剪切分析的GEMS，有史以来最大的宽视场调查的哈勃太空望远镜。GEMS由高级巡天照相机（ACS）拍摄，在钱德拉深场南部覆盖795平方弧分。我们在每平方角分约60个分辨星系的高分辨率F606 W GEMS数据中探测到了由大尺度结构引起的弱透镜效应。我们测量两点剪切关联函数，礼帽剪切方差和剪切功率谱，对每个统计量进行E/B模式分解。我们表明，我们不受系统误差的限制，并使用我们的结果放置联合约束的物质密度参数Ω_m和物质功率谱的幅度σ_8。我们发现sigma_8（Omega_m/0.3）^{0.65}=0.68 +/- 0.13，其中1 sigma误差包括我们对调查的中值红移和抽样方差的不确定性。消除图像和点扩散函数（PSF）失真是所有弱透镜分析的关键。因此，我们包括一个彻底的讨论ACS PSF失真和各向异性的程度，我们直接从GEMS数据。连续成像超过20天，GEMS数据还允许我们调查PSF随时间的不稳定性。我们发现，即使在相对较短的GEMS观测周期，ACS PSF椭圆率的变化在百分之几的水平，我们占了半时间依赖的PSF模型。通过一系列的诊断测试表明，我们的校正的时间和空间变异性的PSF是成功的。
2005-06-07 astro-ph
Improving the speckle noise attenuation of simultaneous spectral differential imaging with a focal plane holographic diffuser
直接的系外行星探测受到中心恒星点扩散函数（PSF）中斑点噪声的限制。这种噪声可以通过使用多通道相机（MCC）减去在相邻窄光谱带中同时获得的PSF图像来减少，但仅限于MCC中的差分光学像差所施加的限制。为了缓解这个问题，我们建议在MCC的焦平面处引入全息漫射器，以将PSF图像转换成非相干照明场景，然后用MCC重新成像。重新成像相当于场景与相机的每个光谱通道的PSF的卷积。MCC中的光学像差仅影响每个通道的卷积核，而不是全局的PSF，从而产生更好的相关图像。我们报告的实验室测量与双通道原型（1.575微米和1.625微米），以验证这种方法。散斑噪声抑制因子达到12-14，比没有全息漫射器的情况下获得的噪声抑制因子提高约5倍。对三个代表性目标样本的真实系外行星种群的模拟表明，在实验室中实现的斑点噪声衰减的增加将使8米望远镜上当前自适应光学系统可以探测到的行星数量大约增加一倍。
2007-04-03 astro-ph
Diagnosing space telescope misalignment and jitter using stellar images
望远镜的点扩散函数（PSF）的准确知识是必不可少的弱引力透镜的测量，持有宇宙学约束的巨大希望。对于太空望远镜，由于望远镜结构中的热漂移和/或由于航天器指向的抖动（地面望远镜有额外的变化来源），PSF可能会随时间变化。我们描述和模拟的过程中使用的恒星在每次曝光的图像，以确定的错位和抖动参数，并重建PSF在任何一点，在该曝光的视野。模拟使用SNAP（http：//www.example.com）望远镜的设计。snap.lbl.gov典型曝光中的恒星图像数据确定次级反射镜的位置，其精确度与$20 {\rm nm}$相同。PSF椭圆度和大小是弱透镜效应的感兴趣的量，在每次曝光中分别确定为$4.0 \times 10^{-4}$和$2.2 \times 10^{-4}$精度，足以满足弱透镜效应的要求。我们表明，对于空间望远镜的情况下，PSF估计误差的规模与从所有可用的恒星在曝光中收集的光子总数的平方根成反比。
2008-09-17 astro-ph
Frame covariance of CMBR lensing in the exact 1+3 covariant radiation hierarchy
本文研究CMB温度各向异性中$O(\ell)$运动学耦合的弱非线性效应，指出其为透镜和像差的多极形式，并纠正早期关于Rees-Sciama印记的错误结论。
2026-10-23 astro-ph gr-qc
A Method for Weak Lensing Observations
我们发展并测试了一种测量微弱背景星系的引力透镜畸变的方法。我们首先描述我们如何定位的星系和测量2分量的“偏振”或椭圆率统计$e_α$的期望值应该是成比例的引力剪切$γ_α$。然后，我们表明，一个各向异性的仪器psf扰动的极化由$δe_α= P^s_{αβ} p_β$，其中$p_α$是一个措施的psf各向异性和$P^s_{αβ}$是“线性化涂抹极化张量”。通过估计每个天体的$P^s_{αβ}$，我们可以从前景恒星中确定$p_α$，并对星系进行校正$-P^s_{αβ}p_β$。我们测试这个过程中使用深高分辨率的图像从HST的各向异性psf涂抹，然后有噪声添加到模拟地面观测。我们发现这个程序非常有效。类似的分析产生线性剪切极化率张量$P^γ_{αβ}$，它描述了对重力剪切的响应。这校准了偏振-剪切关系，但仅适用于分辨率很好的星系。为了根据经验校准较小星系的视宁度，我们人工拉伸HST图像以模拟透镜效应，然后像以前一样降低它们。这些实验提供了在现实条件下对该方法的严格和精确的测试。结果表明，该方法可以消除仪器psf各向异性的影响，并能有效地定量测量重力切变。
1994-11-01 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
A Method for Weak Lensing Flexion Analysis by the HOLICs Moment Approach
我们发展了一种测量暗背景星系的高阶弱透镜畸变的方法，即弱引力弯曲，通过充分扩展Kaiser，Squires和Broadhurst方法，以包括由Okura，Umetsu和Futamase引入的高阶透镜图像特征（HOLICs）。我们考虑明确的权重函数在计算的噪声形状的时刻和高阶PSF各向异性的影响，以及各向同性PSF涂抹。我们的HOLIC形式主义允许在存在非圆形各向异性PSF的情况下从实际观测数据中精确测量屈曲。我们测试我们的方法使用模拟观测的模拟星系图像和实际的，基于地面的斯巴鲁观测的大质量星系团A1689（$z=0.183$）。从自旋1第一屈曲的高精度测量中，我们获得了A1689中心区域的高分辨率质量图。重建的质量图显示了在集群的中心$4'\times 4'$区域的双峰特征。主要的，明显的峰值与最明亮的星系团和中央星系团成员有关，而次要的质量峰值与明亮星系的局部集中有关。A1689的精细的高分辨率质量图展示了广义弱透镜分析技术的力量，用于定量和准确测量弱引力透镜信号。
2008-02-20 astro-ph
Weak Lensing Analysis of the z~0.8 cluster CL 0152-1357 with the Advanced Camera for Surveys
利用HST/ACS观测数据对X射线发光星系团CL 0152-1357在z~0.84处的弱透镜效应进行了分析。ACS无与伦比的分辨率和灵敏度使我们能够测量微弱畸变的微弱背景星系，其数量密度达到~175 arcmin^-2。ACS的PSF具有复杂的形状，其也在整个领域中变化。我们构建了一个PSF模型ACS从广泛的调查47 Tuc星在一个适度拥挤的区域。我们表明，该模型PSF很好地描述了PSF的变化模式时，在集群观察的椭圆度轻微调整。源星系的高数密度和通过基于矩的反卷积精确去除PSF效应使我们能够非常详细地恢复星系团的暗物质分布。将质量图与钱德拉观测的X射线形态直接比较，发现X射线辐射追踪到的两个团内介质峰落后于相应的暗物质团，表明正在进行合并。团簇的质量分布可用NFW分布来描述，其尺度半径r_s =309 ± 45 kpc，浓度参数c=3.7 ± 0.5。从透镜分析的质量估计是一致的，从X射线和Sunyaev-Zeldovich分析。预测的速度色散也与VLT观测的光谱测量结果吻合得很好。在WMAP宇宙学中，1 Mpc内的总投影质量和质光比分别估计为4.92 ± 0.44 × 10^14太阳质量和95 ± 8太阳质量/太阳光度。
2004-09-13 astro-ph
On aberration in gravitational lensing
已知偏转器和观察者之间的相对平移运动影响引力透镜。在本文中，得到了一个透镜方程来描述这种影响的实际透镜可观测量。结果可以很容易地用光线的像差来解释。径向和横向运动与相对论速度被认为是。首先考虑光子在透镜的静止坐标系史瓦西时空中的测地线运动，然后考虑在移动观察者坐标系中的光线探测，从而导出透镜方程。由于横向运动，图像在观察者的天球中发生位移和失真，而沿着视线的径向速度导致透镜质量的有效重新缩放。爱因斯坦环被扭曲成椭圆，而源平面中的焦散仍然是点状的。无论是零横向运动还是线性速度级，临界曲线仍是一个半径相对于静态情况作了（1+z_d）倍修正的圆，z_d是偏转器的相对论多普勒频移。从观测的角度来看，地球的轨道运动可能会导致对银河系中心超大质量黑洞的微弧秒量级的透镜效应的潜在可观测修正。在宇宙学尺度上，星系团的切向速度在弱透镜区会导致背景星系像的典型弯曲，但未来的测量似乎太具有挑战性。
2008-09-23 astro-ph gr-qc
Optimal Galaxy Shape Measurements for Weak Lensing Applications Using the Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys
我们提出了三个历元多波段（$V_{606}$，$i_{775}$，$z_{850}$）测量星系的形状使用"极shapelet“或拉盖尔展开方法与哈勃太空望远镜（$HST$）高级相机的调查（ACS）的数据，获得的一部分{ \it大天文台起源深调查}（GOODS）。我们利用的独特功能的货物/ACS字段来测试这种相对较新的方法的星系形状测量弱透镜分析的可靠性和量化的影响的ACS点扩散函数（PSF）的$HST$ /ACS数据。我们估计了ACS的尖锐PSF对形状测量的偏差。我们表明，由于星系星系透镜切向剪切的偏差可以安全地忽略，只要使用良好的解决方案的星系，而它将是可比的信号水平（1- 3%）的宇宙剪切测量。这些结果对利用$HST$ /ACS数据进行弱透镜测量的计划和分析具有普遍意义。
2003-09-11 astro-ph
Exoplanet detection with simultaneous spectral differential imaging: effects of out-of-pupil-plane optical aberrations
成像附近恒星周围的微弱同伴（系外行星和褐矮星）目前受到斑点噪声的限制。为了有效地衰减这种噪声，可以使用称为同步光谱差分成像（SSDI）的技术。该技术包括同时采集视场中几个相邻窄带的图像，并将这些图像组合以抑制散斑。模拟预测，SSDI可以实现，与三个波长的采集，斑点噪声衰减几千。这些模拟通常使用Fraunhofer近似来执行，即考虑所有像差都位于光瞳平面中。我们已经进行了波前传播模拟，以评估出瞳面像差如何影响SSDI散斑噪声衰减性能。Talbot形式主义是用来给一个物理的洞察力的问题，结果证实使用适当的波前传播算法。我们将表明，近焦平面像差可以显着降低SSDI散斑噪声衰减性能在几个λ/D分离。它还表明，Talbot效应正确地预测PSF色度。将讨论大气折射差效应和日冕仪的使用。
2006-06-30 astro-ph
Weak Weak Lensing: How Accurately Can Small Shears be Measured?
现在，百分之一的微弱透镜信号正在积极寻找（宇宙切变，星系-星系透镜，星团中的大半径......）重要的是研究如何精确地确定弱剪切。存在许多系统性影响，需要加以理解。我表明，凯泽等人。技术可以留下残留的系统误差在百分比水平（通过不完善的PSF各向异性校正），并提出了一种替代技术，能够恢复剪切的一个因素，10弱。
2000-07-25 astro-ph
The effect of imperfect corrections of PSF anisotropy on cosmic shear measurements
当前对大尺度结构引起的弱透镜信号的测量提供了对一系列宇宙学参数的有用约束。然而，这种技术的最终成功取决于人们可以校正点扩散函数（PSF）的效果的精度。在本文中，我们研究的PSF各向异性校正的准确性，使用大量的恒星的领域的图像。椭圆度关联函数的残差进行了研究，量化的PSF各向异性的不完善的修正宇宙剪切研究的效果。这些缺陷发生在芯片尺度上，因此系统信号随着角尺度的增加而迅速减小。将信号分离为"E“（无卷曲）和" B”（卷曲）分量有助于识别残留系统学的存在，但一般来说，"B“模式的振幅与”E“模式的振幅不同。对多星场的研究有助于找到PSF各向异性变化的适当描述，从而有助于显着提高宇宙剪切信号测量的精度。我们表明，用这种方法是可行的，未来的宇宙剪切研究的准确性是有限的统计噪声所引入的固有形状的来源。特别是，在大于~10弧分的尺度上精确测量宇宙切变信号的前景是极好的。
2003-06-04 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
Deconvolution with Shapelets
我们试图找到一个基于shapelet的方案，从PSF的星系图像去卷积，导致无偏剪切测量。基于Shapelet空间中卷积的解析公式，在点扩展函数完全已知的假设下，我们构造了一个恢复未卷积Shapelet系数的过程。使用特定的模拟，我们测试这种方法，并将其与其他已公布的方法进行比较。我们发现，卷积shapelet空间导致一个shapelet模型的顺序$n_{max}^h = n_{max}^g + n_{max}^f$与$n_{max}^f$和$n_{max}^g$是最大的订单的内在星系和PSF模型，分别。因此，去卷积是将一定数量的卷积系数映射到通常较少数量的去卷积系数上的变换。通过从数据中推断后一个数字，我们构造了这种变换的最大似然解，并获得了无偏剪切估计与显着的降噪量相比，建立的方法。这一发现是特别有效的复杂PSF模型和低$S/N$图像，这使得我们的方法适用于典型的弱透镜条件。
2008-06-25 astro-ph
Modelling and Correcting the Time-Dependent ACS PSF
精确测量哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天照相机（ACS）拍摄的图像中微弱物体形状的能力取决于对点扩散函数（PSF）的详细了解。我们表明，热波动导致的PSF的ACS宽视场相机（WFC）随时间变化。我们描述了一个修改后的版本的TinyTim PSF建模软件，以创建人工网格的恒星在整个ACS的视野范围内的望远镜焦点值。这些模型与真实ACS图像中的恒星非常相似。在一张实像中使用~10颗明亮的恒星，我们已经能够测量出HST在曝光时的表观焦点。TinyTim可用于在ACS视场上的任何位置对PSF进行建模。这就不需要在不同的焦点值下拍摄密集恒星场的图像，或者在少数观测到的恒星之间进行插值。我们发现，我们的TinyTim模型和真实数据之间的残余差异可能是由于电荷转移效率（CTE）退化的影响。此外，我们讨论了随机噪声，被添加到点源的形状时，失真被删除，我们提出的Multidrizzle参数是最佳的弱透镜科学。具体来说，我们发现，减少Multidrizzle输出像素规模和选择高斯内核显着稳定图像组合后得到的PSF，同时仍然消除宇宙射线/坏像素，并纠正在ACS中的大的几何失真。我们讨论了未来的计划，其中包括更详细的研究CTE退化对物体形状的影响，并将我们的TinyTim模型发布到天文学界。
2006-03-02 astro-ph
