Intrinsic correlation of halo ellipticity and its implications for large-scale weak lensing surveys
我们使用大量最先进的宇宙学N体模拟[512^3粒子]来研究晕的内禀椭圆率关联函数。通过不同分辨率的模拟，我们发现当晕圈的成员数超过160时，椭圆度相关收敛。对于成员较少的晕，相关性被低估了，当晕只有20个粒子时，低估相当于2倍。校正分辨率的影响后，我们表明，在较大的盒子（L=300 mpc）中的晕的椭圆相关性同意非常好，在较小的盒子（L=100 mpc）。结合不同模拟箱的结果，我们给出了晕质量中椭圆度关联函数c_{11}（r）和投影关联函数Sigma_{11}（r_p）和Sigma_{22}（r_p）在三个数量级上的精确拟合公式。后两个功能是有用的预测的贡献的内在相关深透镜调查。通过对星系的红移分布和星系质量的合理假设，我们发现内禀椭圆率相关不仅对浅巡天而且对深巡天都有重要的贡献。我们的研究结果表明，以前的类似研究大大低估了他们有限的模拟分辨率的贡献。
2002-07-25 astro-ph
Intrinsic and Extrinsic Galaxy Alignment
我们与分析模型表明，假设的目标源，通常是在寻找弱引力透镜由于大规模的质量不均匀性（"场透镜“）的不相关的内在椭圆是没有根据的。如果星系图像的方向是由角动量或它所形成的晕的形状决定的，那么图像应该优先与垂直于视线的潮汐引力场的分量对齐。潮汐场中的长程相关将导致长程椭圆度-椭圆度相关，这种相关模拟了弱引力透镜引起的切变相关。我们计算的椭圆度，椭圆度的相关性预计如果晕的形状确定所观察到的星系形状，我们讨论的不确定性（这仍然是相当大的）在预测的幅度这种相关性。由角动量引起的椭圆度-椭圆度关联应较小。我们考虑几种方法来区分弱透镜（外在）和内在的相关性，包括使用红移信息。椭圆率潮汐场的相关性也意味着星系团附近的星系图像的对齐的存在。虽然内在的对齐可能会使场透镜结果的解释复杂化，但它本质上是有趣的，因为它可能揭示星系形成以及结构形成。
2000-10-02 astro-ph
The removal of shear-ellipticity correlations from the cosmic shear signal via nulling techniques
为了使宇宙切变成为一种高精度的天文工具，必须消除系统对其信号的影响，其中最重要的影响之一是引力切变与源星系内禀椭圆率之间的相关性。由于目前的模型的内在对齐的粗糙，我们已经开发了一个独立的模型，纯粹的几何方法来消除剪切椭圆相关。我们消除的贡献层析宇宙剪切信号，可能会受到污染的剪切椭圆相关性，利用这些相关性的特征依赖红移。通过引入一个适当选择的权重函数的透镜效应的效率，零信号源于一定的距离，新的二阶措施的宇宙剪切，自由的内在对齐，可以构建。这种归零技术和随后退化的宇宙学参数的约束所引起的信息的损失被量化的可能性分析。关于最优权函数的构造，所有考虑的方法之间取得了良好的一致性。对于分为20个红移箱的调查，我们发现，可信区域的面积增加了20%至约50%的应用程序后，归零，这取决于宇宙学参数考虑。我们证明，由于优化的权重函数，几乎所有的信息都包含在一个小的子集的新的二阶措施。在保守假设下，使用比20个小得多的红移仓进行置零会大大降低参数约束，强调需要详细的红移信息。
2008-10-21 astro-ph
The Gravitational Shear--Intrinsic Ellipticity Correlation Functions of Luminous Red Galaxies in Observation and in the $Λ$CDM Model
本文研究了是否可以用Okumura等人最近提出的失准角分布函数来模拟亮红星系（LRGs）的引力切变-内禀椭圆率（GI）关联函数。这证实了Hirata等人使用DR 4数据的结果。通过比较模拟和观测中的GI关联函数，我们发现如果未对准遵循具有零均值和典型未对准角$σ_θ=34.9^{+1.9}_{-2.1}$度的高斯分布，则GI关联可以在当前$Λ$ CDM模型中建模。我们还发现了轴比和LRG的内在排列之间的相关性。这种影响应考虑在理论建模的GI和内在的椭圆率-椭圆率相关性弱透镜调查。
2009-03-04 astro-ph
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 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
Discriminating weak lensing from intrinsic spin correlations using the curl-gradient decomposition
由星系形状的椭圆度定义的畸变场可以唯一地分解为梯度分量和旋度分量。如果观测到的椭率是由弱引力透镜引起的，那么畸变场是无旋的。在这里，我们表明，相比之下，从内在的自旋排列所产生的扭曲场是不卷曲自由。这提供了一个强大的判别透镜和内在的贡献观察到的椭圆相关性。我们还展示了如何这些贡献可以解开统计的椭圆度相关性或计算本地的椭圆度场的圆积分。这使得一个明确的检测固有的星系排列的数据。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。这些技术同样可以很好地应用于微波背景的极化，在那里它可以被用来从那些由重力波或缺陷产生的无卷曲标量扰动分离。
2000-12-15 astro-ph
Cosmological Model Predictions for Weak Lensing: Linear and Nonlinear Regimes
大尺度结构的弱透镜效应导致遥远星系图像中的相关椭圆。两点相关性由沿视线方向的物质功率谱确定。我们使用功率谱的完全非线性演化来计算预测的椭圆相关。我们给出了角标度θ \simeq 1 '-3度的二阶矩的不同测量结果和功率谱的替代归一化，以探索约束宇宙学参数的最佳策略。将观测到的星系团丰度归一化，在15'半径范围内椭圆率的均方根振幅为\simeq 0.01 z_s^{0.6}，几乎与宇宙学模型无关，z_s是背景星系的中值红移。功率谱演变中的非线性效应显著增强了θ< 10'时的椭圆率--在1'时，均方根椭圆率为\simeq 0.05，几乎是线性预测的两倍。这种增强意味着椭圆率的信噪比仅随着2 '<θ< 2度的角度而微弱地增加，这与线性理论的预期不同，线性理论的预期是椭圆率的信噪比在度标度上强烈地达到峰值。由于非线性效应，宇宙学参数的标度也会发生变化。通过测量小（非线性）和大（线性）角标度上的相关性，可以独立地约束不同的宇宙学参数，得到功率谱振幅和物质密度Ω m的模型无关估计。非线性效应也改变了椭圆率的概率分布。使用二阶微扰理论，我们发现，在大多数的范围内的利益有显着偏离正态分布。
1997-03-25 astro-ph
Detection of large scale intrinsic ellipticity-density correlation from the Sloan Digital Sky Survey and implications for weak lensing surveys
由大尺度结构引起的弱透镜剪切功率谱是一种新兴的精确宇宙学工具，特别是用于测量低红移下暗能量对结构生长的影响。系统误差的一个潜在来源是邻近星系的椭圆度的内在对齐（II相关性），它可以模仿由于透镜的相关性。Hirata and Seljak（2004）指出的一个相关的可能性是星系的内禀椭圆率与导致引力透镜剪切的密度场之间的相关性（GI相关性）。我们提出的限制，使用265 908光谱星系的SDSS的II和GI的相关性，并使用星系作为示踪剂的GI分析的情况下的质量。SDSS中红移的可用性使我们能够选择小径向间距的星系，这既减少了内在对准测量中的噪声，又抑制了星系-星系透镜效应（否则会淹没GI相关性）。虽然我们没有发现II相关性的检测，但我们的结果与最近使用SuperCOSMOS调查发现的检测结果在统计上是一致的。相比之下，我们有一个清晰的检测GI相关性的星系比L*，持续到最大尺度探测（60 Mpc/h）和理论模型预测的符号。这种相关性可能会导致现有的透镜调查在z~1低估波动的线性幅度高达20%，这取决于所使用的源样本，而在z~0.5的调查，低估可能达到30%。（节录）
2006-03-27 astro-ph
Properties of Ellipticity Correlation with Atmospheric Structure from Gemini South
宇宙剪切对于精确独立测量$Ω\rm_m$（宇宙相对于临界密度的质量密度）有着巨大的希望。信号预计会很弱，因此彻底了解系统效应至关重要。一个重要的系统效应是大气：大气引入的切变功率大于预期的信号。目前已经存在从大气成分中提取宇宙切变的算法，尽管还缺乏一种衡量它们是否成功应用于一系列视宁度条件的方法。为了深入了解大气切变，获得了双子座南成像与地面条件和卫星风数据。我们发现，在良好的视宁度条件下，点扩散函数（PSF）相关性的持续性远远超出了高纬度恒星典型的分离程度。在这些条件下，基于简单PSF插值的椭圆率残差可以减少到散粒噪声引起的椭圆率底的几个因子之内。我们还发现椭圆度残差与风向高度相关。最后，我们使用一个更复杂的程序来纠正恒星的形状，并从恒星生成剪切统计。在我们的数据集中的所有视宁度条件下，剩余相关都位于目标信号电平之下。为了更好地观察，我们发现大气湍流引起的系统误差在幅度上与当前透镜测量相关的角度尺度上的统计误差（形状噪声）相当。
2007-01-06 astro-ph
Arc sensitivity to cluster ellipticity, asymmetries and substructures
我们研究了椭圆率、不对称性和亚结构分别如何影响星系团产生强透镜事件（引力弧）的能力，以及它们如何影响引力弧的形态和通量。这对于那些旨在从统计透镜中限制宇宙学参数，或通过引力弧确定星系团内部结构的研究是重要的。我们这样做，通过创建二维逐渐平滑，不同的椭圆形和非对称版本的一些数值模型。平均而言，我们发现椭圆率，非对称性和子结构的贡献总额的强透镜截面，分别约40%，10%和30%。然而，我们的分析表明，子结构发挥更重要的作用，在不太椭圆形和不对称的集群，即使位于距集群中心很大的距离（~ 1 Mpc/h）。相反，它们的效果在高度不对称的镜片中不太重要。单个弧的形态、位置和通量受团簇中子结构的存在的强烈影响。去除空间尺度<~ 50 kpc/h的子结构，大致对应于质量尺度<~5 × 10^{10}M_ \odot /h，改变了模拟中使用的~35%的源的图像多重性，并导致~40%的弧长大于5“的位置偏移大于5”。我们的结论是，任何一个星团透镜模型都不能忽略椭率、不对称性和子结构的影响。另一方面，引力弧对偏离规则、光滑和对称质量分布的高度敏感性表明，强引力透镜可能是测量星系团子结构和不对称性水平的有力工具。
2006-08-16 astro-ph
Gravitational Lensing of Supernovae Type Ia by Pseudo Elliptic NFW Haloes
本文讨论了质量晕中物质分布的椭圆性对超新星观测的影响。利用伪椭圆Navarro-Frenk-White（NFW）质量模型计算了Ia型超新星强透镜效应引入的增益因子和观测率。我们调查如何以及在何种程度上的质量分布的偏转晕的椭圆率可以影响调查宇宙学上遥远的超新星。我们使用红移为$z_{d}=0.2$、$z_{d}=0.5$和$z_{d}=1.0$的$1.0 \times 10^{12} h^{-1} M_{\odot}$和$1.0 \times 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$的晕质量，椭圆度高达$ε=0.2$。
2006-08-07 astro-ph
Ellipticity of dark matter halos with galaxy-galaxy weak lensing
本文介绍了利用SDSS观测数据对星系-星系弱透镜效应探测暗物质晕椭圆率的尝试结果。我们使用2，020，256个亮度大于r=19的星系（分为颜色和光度子样本）作为透镜和31，697，869个源星系。我们搜索并确定几个信号污染物，如果不删除导致一个虚假的检测。这些包括导致透镜和源椭圆度的轻微虚假对准的系统剪切、固有对准（由于物理关联的透镜源对源样本的污染）和各向异性放大率偏差。我们开发的方法，使我们能够消除这些污染物的信号。我们将分析分为蓝色（螺旋）和红色（椭圆）星系。假设高斯误差与以前的工作一样，并采用幂律分布，在20-300 kpc/h的条件下，我们得到了红星系的f_h=e_h/e_g=0.1+/-0.06，蓝星系的f_h =-0.8+/-0.4。包含更真实的非高斯误差分布和NFW密度分布（它预测了尺度半径以上尺度的剪切椭圆率要小得多），得出椭圆星系为0.60+/-0.38，螺旋星系为-1.4+1.7-2.0。虽然在这两种情况下都没有具体的对齐检测，但在最亮的椭圆透镜样本中有一个正对齐的数据建议。我们的结果似乎与Hoekstra等人（2004）先前报道的检测结果略有不一致，但需要更多的数据和进一步的测试来澄清这种差异是真实的还是所使用的透镜星系样本和分析方法差异的结果。
2006-05-10 astro-ph
Shear and Ellipticity in Gravitational Lenses
Galerkin模型为奇异的等温椭球轴比分布类似于所观察到的轴比分布的E和S 0星系的统计上一致的观察到的两个图像和四个图像的镜头和推断的椭圆度的个别镜头的数量。然而，没有四个图像透镜是很好地拟合的模型（典型的$χ^2/N_{dof} \sim 20$），模型的轴比可以显着不同于所观察到的透镜星系，模型和星系的主轴可能会略有错位。我们发现，具有第二个独立的外部剪切轴的模型可以很好地拟合数据（典型的$χ^2/N_{dof} \sim 1$），而向径向质量分布添加相同数量的额外参数不会产生如此显著的拟合改善。一个独立的剪切轴可以由发光星系和它的暗物质晕之间的错位产生，或者由与主透镜相关或沿着视线的星系和星系团的外部剪切扰动产生。我们估计，外部剪切扰动有两个图像和四个图像的镜头的预期数量没有显着的影响，但它们可以在个别镜头模型的重要扰动。然而，产生良好拟合所需的外部剪切的幅度大于我们对典型外部剪切扰动的估计（10-15%的剪切而不是1-3%的剪切），这表明额外角结构的起源在大多数情况下必须是主透镜星系的内在原因。
1996-10-21 astro-ph
Characterizing the Shapes of Galaxy Clusters Using Moments of the Gravitational Lensing Shear
我们探讨了利用弱透镜剪切的切向分量来表征星系团的椭圆率。我们介绍了一个椭圆估计，并量化其性质的孤立集群LCDM N体模拟。我们比较的N-体的结果，从光滑的分析模型的结果。模拟观测的估计量的预期分布，我们展示了这种分布是如何影响污染物，如噪声，视线投影，和用于确定三轴晕的方向的中央星系的错位。我们研究的径向配置文件的估计，并讨论权衡的观察策略，以确定集群的形状。
2005-11-07 astro-ph
Properties of galaxy dark matter halos from weak lensing
本文介绍了基于红序列星系团巡天（RCS）$R_C$波段45.5度$^2$的星系弱透镜效应的研究结果。我们提出了星系暗物质晕扁平化的第一个弱透镜探测。我们使用一个简单的模型，其中晕的椭圆率是$f$乘以观察到的透镜椭圆率。我们发现$f=0.77^{+0.18}_{-0.21}$的最佳拟合值，这表明暗物质晕比光分布更圆。事实上，我们检测到一个显着的扁平意味着晕是很好地与光分布对齐。给定透镜的平均椭圆率，这意味着$<e_{\rm halo} >=0.33^{+0.07}_{-0.09}$的晕椭圆率，与CDM的数值模拟结果相当一致。这一结果为暗物质的存在提供了强有力的支持，因为各向同性透镜信号被排除在99.5%的置信度之外。我们还使用极大似然分析研究了晶状体周围的平均质量分布。我们考虑两种模式的晕质量配置文件：截断等温球（TIS）和NFW配置文件。我们采用观测动机的透镜光度和速度色散和晕的程度之间的标度关系。最佳拟合NFW模型产生质量$M_{200}=(8.4\pm0.7\pm0.4)\times 10^{11} h^{-1} M_\odot$和尺度半径$r_s=16.2^{+3.6}_{-2.9} h^{-1}$ kpc。这个尺度半径的值与数值模拟对这种质量的晕的预测非常一致。
2004-01-13 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
Effect of Hot Baryons on the Weak-Lensing Shear Power Spectrum
研究了团内介质对弱透镜剪切功率谱的影响。使用晕模型，我们发现，相比暗物质的情况下，重子压力导致抑制的剪切PS的几个百分点或更多的顺序为$l \gtrsim 1000$。冷却/冷却重子和星系际介质可以进一步改变剪切PS。因此，未来对高多极子弱透镜数据的解释必须考虑重子的影响。
2004-11-19 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
Biased Dark Energy Constraints from Neglecting Reduced Shear in Weak Lensing Surveys
大尺度结构对遥远星系的弱引力透镜效应有望成为暗能量的有力探测器。通过测量大量背景星系的椭圆率，可以测量被称为“宇宙剪切”的微妙引力扭曲，并用于限制暗能量参数。然而，观测到的星系椭圆度不是由剪切引起的，而是由减少的剪切引起的，这也解释了图像的轻微放大。对于目前的弱透镜观测来说，这种区别可以忽略不计，但随着我们提高测量和理解小角度宇宙剪切模的能力，它将变得更加重要。我计算的剪切和约化剪切的功率谱和交叉谱的上下文中的差异，发现差异可能高达10%的最小可访问的角度尺度。我估计这种差异将如何偏置暗能量参数从两个弱透镜方法：弱透镜层析成像和剪切比方法称为偏移线性缩放。对于弱透镜层析成像，忽略减少剪切的影响将导致暗能量工作组考虑的未来调查测量暗能量参数，这些参数的偏差与其误差条相当。我主张在这样的调查中适当地考虑折减剪力，并为此提供了一个半解析公式。由于减缩剪力交叉谱不遵循偏置线性比例关系，剪力比法同样有偏，但显著性较小。
2008-12-03 astro-ph
Prospects for weak lensing/cosmic shear with VLTs
介绍和讨论了星系团弱透镜分析和宇宙剪切巡天的现状。我们专注于非常大的望远镜对现在和未来的调查的影响，并比较它们与HST或宽视场4米望远镜的潜力。
2002-10-03 astro-ph
Statistics of Dark Matter Halos from Gravitational Lensing
我们提出了一种新的方法来测量暗物质晕的质量函数，并通过弱引力透镜来区分具有不同Ω值的模型。我们测量模拟透镜调查的峰值分布，并表明由于暗物质晕的透镜信号可以检测到很宽的峰高范围。即使当信噪比远低于单个晕的检测极限时，投影晕统计数据也可以被限制为跨越星系到星系团晕的晕质量。峰值统计的使用依赖于由于源星系的固有椭圆度的噪声的分析模型。噪声模型已被证明可以准确地描述各种输入椭圆度分布的模拟数据。我们发现，所测量的峰值分布有明显的引力透镜的签名，其非高斯形状可以用来区分不同的欧米茄值的模型。峰值统计的使用与场统计的测量（例如椭圆度关联函数）互补，并且可能不受相同的系统误差的影响。
1999-12-18 astro-ph
The galaxy-galaxy lensing contribution to the cosmic shear two point function
我们注意到，非球形星系晕的星系-星系透镜效应在背景星系的切变和前景星系的椭圆率之间产生了净反相关。如果不考虑这种反相关效应，层析宇宙剪切两点函数将被污染。我们比较了星系-星系透镜效应对宇宙剪切两点关联函数变化的贡献大小，这是由于暗能量状态方程w的变化为1%。我们发现它们在NFW星系轮廓的尺度<~5 arcmin上是可比的，而在SIE轮廓的尺度更大。然而，星系-星系透镜信号具有特征性的空间和红移模式，应该可以将其去除。
2007-05-01 astro-ph
The Galaxy Octopole Moment as a Probe of Weak Lensing Shear Fields
本文引入星系中光分布的八极矩作为弱透镜剪切场的一种探测。虽然传统的椭圆率估计的本地剪切来自四极矩是有限的背景星系的固有椭圆率分布的宽度，在固有八极分布的分散预计要小得多，这意味着从这个高阶矩的信号最终是有限的测量噪声，而不是由固有的散射。我们提出了计算的八极矩，并表明，目前的观察是在该政权的八极估计将很快能够有助于整体精度的估计当地剪切场。因此，从未来的数据集，如高级相机的调查和下一代太空望远镜的这种估计的前景是非常有希望的。
2001-07-10 astro-ph
Weak weak lensing: correcting weak shear measurements accurately for PSF anisotropy
我们发展了一种新的弱透镜分析方法，利用该方法可以精确地校正小星系图像中的点扩散函数（PSF）效应。而不是依赖于检测到的图像的加权二阶矩，我们可以在剪切的百分比水平上留下残差，我们直接拟合（堆叠或单个）星系图像作为PSF卷积，剪切圆形源。我们通过模拟表明，这种技术是能够恢复剪切远低于百分比水平的各种PSF的形状，其噪声特性是类似于现有的方法。
1999-04-29 astro-ph
Redshift and Shear Calibration: Impact on Cosmic Shear Studies and Survey Design
对大尺度结构弱透镜的宇宙学解释需要了解源星系的红移分布。目前的透镜巡天通常使用外部红移样本进行校准，与透镜巡天相比，这些样本覆盖的天空面积要小得多，因此会受到样本方差的影响。一些未来的透镜巡天预计将以同样的方式进行校准，特别是较暗的星系群，其中整个颜色覆盖范围，因此测光红移估计，可能具有挑战性。使用N体模拟，我们研究了这个样本方差对宇宙剪切分析的影响，并表明，一阶近似，它的行为就像剪切校准误差1+/-π。因此，使用哈勃深场作为红移校准测量可能是当前透镜测量的一个问题。我们讨论了红移分布抽样误差和切变定标误差对未来透镜巡天设计的影响，发现面积为Theta平方度和极限星等为m_lim}的透镜巡天，具有最小切变和红移定标精度要求，其表达式为θ = ε_0 10^{beta（m_lim-24.5）} / sqrt（Theta/ 200）。超过这一限度，透镜调查将无法充分发挥其潜力。利用哈勃超深空观测的星系数，我们分别得到（epsilon_0，beta）=（0.015，-0.18）和（epsilon_0，beta）=（0.011，-0.23）。没有或有限的红移信息和/或剪切校准精度差的透镜巡天将失去其在亚度角尺度上分析宇宙剪切信号的潜力，因此完整的测光红移覆盖应该是未来透镜巡天的首要任务。
2006-06-26 astro-ph
Ray-tracing through the Millennium Simulation: Born corrections and lens-lens coupling in cosmic shear and galaxy-galaxy lensing
我们研究了宇宙剪切和弱星系-星系透镜效应的各种近似的准确性，并研究了玻恩修正和透镜-透镜耦合的影响。我们通过千禧年模拟使用射线追踪来计算各种宇宙剪切和星系-星系-透镜统计。我们将光线追踪的结果与半分析预测进行了比较。我们发现：（i）只要使用实际物质功率谱作为输入，线性近似就能很好地拟合宇宙剪切功率谱。然而，普通的拟合公式严重低估了宇宙剪切功率谱。晕模型提供了一个更好的拟合宇宙剪切功率谱，但仍然有明显的偏差。(ii)由玻恩修正和透镜-透镜耦合引起的宇宙剪切B模至少比宇宙剪切E模小三个数量级。线性近似的半解析扩展预测B模式的正确数量级。然而，与射线追踪结果相比，半解析预测在小尺度上可能相差两倍，并且也显示出不同的尺度依赖性。(iii)由于忽略了放大率偏差，线性近似可能低估或高估星系-星系-透镜剪切信号几个百分点，这可能导致剪切和观测到的透镜数密度之间的相关性。我们得出结论：（i）目前的半分析模型需要改进，以便达到未来弱透镜调查所预期的统计准确度。(ii)由线性近似修正引起的剪切B模对未来的宇宙剪切测量并不重要。(iii)放大率偏差对于星系-星系-透镜巡天可能很重要。
2009-03-10 astro-ph
The complex theory of gravitational lensing: Beltrami equation and cluster lensing
我们引入了一个新的复杂的形式主义来描述星系团中的弧场，并推导出适当的反演技术来找到相关的透镜星系团的质量分布。应用复杂的形式主义的透镜背景源的统计表明，平均的轴比的局部透镜各向同性分布的椭圆源是{ \em不}的影响，由本征椭圆分布，如果集群是在该区域的亚临界。
1994-08-18 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
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
Weak lensing ellipticities in a strong lensing regime
从遥远星系的平均椭圆率测量微弱的引力透镜剪切信号已成为常规。然而，椭圆率和剪切之间的转换假定了透镜势的局部线性（即剪切的空间导数很小），而这个条件在天空中一些最有趣的区域并不满足。我们延长推导的透镜方程，包括高阶项，并评估水平的偏见，假设一阶弱透镜理论在一个相对较强的剪切制度。我们发现，即使在最坏的情况下，一个完全线性的分析是准确的1%以外的爱因斯坦半径的1.07倍的镜头，通过推导出一个解析函数，可用于估计任何一阶分析的适用性。这种效应太小，无法解释子弹状星团质量的弱透镜和强透镜估计之间的差异，并且在可预见的未来不应该影响星团调查。事实上，这意味着可以使用圆弧来测量比通常所理解的更靠近簇芯的剪切。然而，在未来的透镜调查所要求的精度水平，这种偏见应该被考虑在测量的内斜率的集群质量分布和小规模的质量功率谱。这两个都是决定重子物质和暗物质之间关系的核心。
2009-01-05 astro-ph
Potential sources of contamination to weak lensing measurements: constraints from N-body simulations
通过数值模拟，我们研究了遥远星系的弱引力切变和前景星系的方向之间的预期相关性。这种剪切椭圆率相关可以模拟宇宙学弱透镜信号，并且可能是未来高精度弱透镜巡天宇宙学的限制性物理系统效应。我们发现，如果不校正，剪切椭圆率相关性可以贡献高达10%的弱透镜信号的尺度高达20弧分，透镜调查的中值深度z=1。最大质量的前景星系预计会引起最大的相关性，这一结果也出现在斯隆数字巡天中。我们发现，效应的红移依赖性与前景的透镜效率成正比，这提供了去除高精度的前景，尽管具有一些模型依赖性。污染的特征在于弱负B模式，其可用作系统误差的诊断。我们还提供了更准确的预测的第二个潜在的误差源，附近星系的内在排列。然而，这种污染源不太重要，因为它可以很容易地通过距离信息去除。
2006-06-16 astro-ph
Statistics of Extreme Gravitational Lensing Events. II.The Small Shear Case
我们考虑一个天体物理系统的人口来源和人口的镜头。对于每一对源和透镜，在透镜后面存在薄的轴上管状体积，其中来自源的辐射通量由于引力透镜而大大增加。任何物体（如尘埃颗粒）通过这样一个薄的管将经历强烈的辐射爆发，即，极端引力透镜事件（EGLE）。我们研究的情况下，剪切是较大的或可比的有限源大小的EGLE的物理和统计。我们发现，剪切的存在下，只有一个小的EGLE统计的影响。
1996-07-16 astro-ph
Weak Lensing, Shear and the Cosmic Virial Theorem in a Model with a Scale-Dependent Gravitational Coupling
有人认为，在模型中的引力耦合是尺度相关的，预测弱引力透镜和剪切基本上是类似的来自广义相对论。这与最近对MS 1224、CL 2218和A1689系统的观测结果是一致的，这些系统的目的是从这些方法中推断出暗物质的存在。然而，它表明，当基于宇宙维里定理的分析是相当不同的情况。
1997-04-11 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
On Combining Lensing Shear Information from Multiple Filters
我们考虑在测量透镜剪切从成像数据在多个过滤器的可能的增益。星系的形状在不同的滤波器之间可能会有很大的不同，因此同一个星系会提供多个剪切样本。在另一个极端，如果星系的形状在不同的滤波器中是相同的，人们可以将它们结合起来，以提高信噪比，从而增加微弱的高红移星系的有效数密度。我们使用GOODS数据集来测试这些情况下，通过计算协方差矩阵的星系椭圆度在四个视觉过滤器（B，V，i，z）。我们发现，星系的形状是高度相关的，并估计通过结合它们的形状在星系数密度的增益。
2007-11-28 astro-ph
Statistics of Extreme Gravitational Lensing Events. I.The Zero Shear Case
对于给定的源和透镜对，在透镜后面存在薄的轴上管状体积，其中来自源的辐射通量由于引力透镜而大大增加。任何物体（如尘埃颗粒）通过这样一个薄的管将经历强烈的辐射爆发，即，极端引力透镜事件（EGLE）。我们研究的情况下，有限的源尺寸比剪切更重要的EGLE的物理和统计。几个可能的重大天体物理效应之一进行了研究与说明性的计算。
1996-06-10 astro-ph
Multipole Formulae for Gravitational Lensing Shear and Flexion
用于会聚、势、剪切和屈曲的引力透镜方程在极坐标中是简单的，并且一旦剪切旋量和屈曲旋量旋转到"切向“基础上，就在多极展开下分离。我们用它来调查是否有用的孔径质量剪切公式推广到所有的多极和弯曲。我们重新推导了Schneider和Bartelmann的结果，即半径R处的剪切多极子m完全由R处的质量多极子加上R内部和外部的质量多极子的特定矩Q^m_in和Q^m_out决定。m>=0的多极子与Q_out无关。与m <0的多极子不同，m<0的多极子与Q_in无关。这些内部和外部质量矩可以通过平面的互补部分上的剪切（和/或屈曲）数据来确定，这对晶状体建模具有实际意义。我们发现，E/B分离的容易性在孔径矩中{ \em not}推广到m！0：内矩是从透镜观测可获得的{仅\em}非局部E/B判别式。我们也没有发现实际的本地E/B判别超出了ESTA，虽然他们可能存在。我们还表明，使用弱透镜的数据来约束附近的强透镜系统的恒定剪切项是不切实际的，没有强有力的事先约束相邻的质量分布。
2008-07-11 astro-ph
The Variation of Galaxy Morphological Type with the Shear of Environment
最近的N体模拟表明，星系晕的聚集历史依赖于大尺度环境的密度。这意味着星系的年龄和核球的大小等性质也可能随着周围大尺度结构的变化而变化，这些结构的特征是潮汐切变和密度。利用Tully星表中15，882个高分辨率的邻近星系样本和2 MRS重建的真实空间潮汐场，研究了星系形态类型与星系所处大尺度环境切变的关系.我们首先计算Tully星系所在区域的大尺度无量纲超密度（d）和大尺度椭圆率（e），并根据Tully星系的形态类型对它们进行分类，然后创建d值相似但e值范围不同的子样本。我们计算了每个子样本的平均椭圆率<e>，发现了一个<e>随星系形态类型变化的信号：对于0.5<=d<=1.0的情况，发现椭圆星系优先位于椭圆率低的区域。对于-0.3<=d<=0.1的情况，最新类型的螺线被发现优先位于具有高椭圆度的区域。当-0.3<=d<=0.1时，在3 sigma水平上拒绝了原假设，即椭圆星系和最新类型螺旋星系所在区域的平均椭圆度与所有类型的全球平均椭圆度相同。然而，在高过密/欠密区域没有发现星系切变相关的信号。观察到的趋势表明，星系晕的形成时代可能不仅是晕质量和大尺度密度的函数，而且是大尺度剪切的函数。
2008-07-28 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
Improving the accuracy of mass reconstructions from weak lensing: local shear measurements
可以使用不同的选项，以便在弱透镜的背景下测量来自观测的剪切。在这里，我们介绍了新的方法，其中的各向同性假设的源星系的分布是直接对所观察到的四极矩。与有限数量的源星系和它们的椭圆率分布的误差的定量分析提供，适用于即使当剪切不弱。基于源星系真实样本的蒙特卡罗模拟表明，我们的方法一般比Kaiser和Squires（1993）的标准方法的误差小约30%。
1997-10-29 astro-ph
Spurious Shear from the Atmosphere in Ground-Based Weak Lensing Observations
弱透镜观测有可能比宇宙微波背景（CMB）观测在约束宇宙学参数方面更强大。然而，弱透镜观测的实际限制尚不清楚。大多数关于弱透镜约束宇宙学的理论研究都假设，在小尺度上，唯一的限制是散粒噪声散粒噪声，而在大尺度上则是宇宙方差。对于未来的大型勘测，散粒噪声将如此之低，以至于其他系统误差将可能占主导地位。在这里，我们研究了一个潜在的源添加剂系统误差的地基观测：由大气引起的寄生功率。我们表明，这一限制将不会是一个重要的因素，即使在未来的大规模调查，如LSST。
2005-08-31 astro-ph
Gravitational Shear, Flexion and Strong Lensing in Abell 1689
我们提出了一个引力透镜分析的星系团阿贝尔1689，结合测量的弱剪切，弯曲，和强透镜诱导的背景星系。这是第一次使用shapelet技术重建该集群中的质量分布，也是第一次使用集群成员作为透镜测量屈曲信号。仅从弱剪切测量，我们产生了一个非参数质量重建，这表明显着的子结构对应的星系团内的星系。此外，我们的星系-星系弯曲信号表明，星系团星系可以很好地拟合一个奇异的等温球模型与$σ_v = 295\pm 40 km/s $的特征速度色散。我们确定了一个主要的，独特的暗物质团，从中央集群成员偏移40 $h^{-1}$千秒差距，这是不明显的剪切测量。这种二次团块存在于单独使用屈曲数据的参数质量重建中，并且其存在被建议在使用强透镜和弱透镜的组合的集群的非参数重建中。如在先前的研究中发现的，通过结合弱和强透镜数据获得的质量分布显示出比仅从弱透镜数据获得的质量分布陡峭得多的分布。
2007-06-07 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 Dark Energy by Combining Cluster Counts and Shear-Shear Correlations in a Weak Lensing Survey
我们研究了一个大的未来弱透镜调查约束暗能量属性的潜力，通过使用探测到的星系团的数量计数（主要对小尺度上的密度波动敏感）和断层剪切相关性（仅限于大尺度）。我们采用Fisher矩阵形式，假设宇宙是平坦的，用w（a）=w_0+w_a（1-a）来描述暗能量的状态方程，预测了观测值和观测值组合的统计误差。我们表明，这两个观测值之间的协方差是小的，并认为，因此，它们可以被视为独立的约束。我们发现，当把数和切变相关（角尺度l < 1000）结合起来时，LSST（Large Synoptic Survey Telescope）类巡天观测在（Omega_DE，w_0，w_a）上的统计误差可以达到（0.003，0.03，0.1）。这些值比单独使用任何一个观测值都要好2-25倍。这个结果也比结合星系团的数量和它们的功率谱得到的结果好两倍。
2006-12-07 astro-ph
Cosmic Shear from Scalar-Induced Gravitational Waves
由前景密度扰动引起的弱引力透镜在背景图像的剪切中产生梯度模式。相反，宇宙学的张量扰动会引起与像旋转相关的非零旋度模式。本文研究了由暴胀产生的原初引力波和由观测到的原初密度涨落谱产生的二阶引力波的透镜特征。我们推导了星系透镜巡天在红移1 ~ 3时的旋度模和宇宙微波背景（CMB）在红移1100时的旋度模。我们发现，旋度模式角功率谱与次级张量模式的星系透镜调查占主导地位的主要引力波从通货膨胀产生的相应信号。然而，这两个张量的贡献剪切旋度模式频谱低于即将到来的星系和CMB透镜调查的预计噪声水平，因此不太可能被检测到。
2008-03-10 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
Detection of shear due to weak lensing by large-scale structure
我们提出了一个相干剪切信号在一个领域中包含z=1.2的无线电源PKS 1508 -05的证据。由于在靶向该场之前没有已知的干预质量浓度，我们将该信号解释为由于大尺度结构的弱透镜效应。这一结果是对Fort等人（1996）在三个高红移类星体/射电源场中的观测结果进行重新分析的结果。几个测试的信号的鲁棒性进行：细分的领域和测试使用模拟数据与随机的椭圆度方向;使用像素到像素的自相关函数的方法来测量剪切;使用关联函数的星系椭圆度与自举响应估计误差，并找到典型的角分离，占主导地位的信号。我们发现，PKS 1508 -05的字段包含一个强大的剪切信号，是相干的2'2'字段。使用上述测试，在高显著性水平（99.6%）下检测到信号。在1'尺度上的剪切振幅约为3%，这与大尺度结构的弱透镜效应的理论预期一致。
1997-05-16 astro-ph
Power Spectra for Galaxy Shape Correlations
最近有人认为，观测到的星系椭圆率可能至少部分取决于星系形成时的原始潮汐引力场。因此，潮汐场的长程相关性可能导致相距甚远的星系的椭圆度-椭圆度相关性。我目前的角功率谱的内在星系形状的相关性，使用一个新的模型有关椭圆角动量的计算结果。我表明，对于低红移星系调查，该模型预测，内在的相关性将主导弱透镜引起的相关性，与以前的理论工作和观测结果吻合得很好。该模型还产生了“E模式”的相关性增强了3.5倍以上的“B模式”在小尺度上，使其更难解开弱透镜的内在相关性。
2002-09-06 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
Galaxy-galaxy-galaxy lensing: Third-order correlations between the galaxy and mass distributions in the Universe
星系-星系透镜（Galaxy-galaxy lensing，GGL）测量星系和宇宙质量之间的2点互相关。在这项工作中，我们试图通过考虑星系和质量之间的三阶相关性来概括这种效应：星系-星系-星系透镜效应。宇宙剪切场中的三阶相关最近在VIRMOS-DESCART和CTIO巡天中得到了报道。这些数据也应该是测量星系-星系-星系透镜效应的理想数据。事实上，这些高阶关联的影响可能已经在最近的星系-星系透镜效应研究中被发现。在本文中，我们奠定了基本关系的三阶互相关和他们的投影，并介绍了一组新的尺度相关的三阶偏置参数。我们定义了三个新的观测值：两个星系-剪切-剪切关联函数$G_{\pm}$和一个星系-星系-剪切相关函数${\cal G}$。我们将这些与各种预计的交叉双谱，并给出实用的估计其测量。我们注意到，观测到的信号，这些brackers只是过剩的剪切相关测量前景星系（$G_{\pm}$）和平均切向剪切周围的前景星系对（$\cal G$）。最后，我们推导出三阶孔径质量统计的表达式的交叉双谱和实空间关联函数。（节录）
2005-02-25 astro-ph
Theoretical Estimates of Intrinsic Galaxy Alignment
最近有人认为，观测到的星系椭圆率可能至少部分取决于星系形成时的原始潮汐引力场。因此，潮汐场的长程相关性可能导致相距甚远的星系的椭圆度-椭圆度相关性。我们提出了一个新的模型，椭圆率角动量，可以计算在线性理论。我们用这个模型来计算星系形状相关的角功率谱。我们表明，对于低红移星系调查，我们的模型预测，内在的相关性将主导弱透镜引起的相关性，与以前的理论工作和观测结果吻合良好。我们发现，我们的模型产生的“E-模式”的相关性增强了3.5倍的B-模式在小尺度上，使其更难解开的内在相关性从弱引力透镜引起的。
2002-06-06 astro-ph
Lensing by Groups of Galaxies
大部分已知的星系透镜系统需要一个外部剪切分量来解释观测到的图像几何形状。在大多数情况下，这种切变可以归因于附近的星系群。我们讨论了星系群的暗物质质量分布如何影响强透镜源的外部剪切，并计算了各种质量分布的星系群的预期弱透镜信号。
1999-09-18 astro-ph
