Shear Nulling after PSF Gaussianisation: moment-based weak lensing measurements with subpercent noise bias
目前用于宇宙学的光学成像调查覆盖了大面积的天空。为了利用弱透镜测量的这些调查的统计功率，需要具有百分之几系统误差的形状测量方法。我们介绍了一种新的弱透镜剪切测量算法，剪切归零后PSF高斯化（SNAPG），旨在避免影响大多数其他方法的噪声偏差。SNAPG对已经与使点扩散函数（PSF）呈现圆形高斯的内核卷积的图像进行操作，并使用源的加权二阶矩。这种二阶矩的剪切的预视星系图像的响应可以预测分析，使我们能够构建一个剪切归零计划，发现剪切参数，观察到的星系是一致的一个未剪切，各向同性取向的人口来源。这个零剪切的倒数就是引力透镜剪切的估计。我们确定的不确定性的估计中心的每个星系的噪声偏差的来源，并将质心协方差的近似估计到该计划。我们测试的方法在大量的模拟星系日益复杂的套件，并发现它是能够剪切测量乘法偏差低于0.5%。
2017-01-18 astro-ph.CO
Elliptical Weighted HOLICs for Weak Lensing Shear Measurement. part1:Definitions and isotropic PSF correction
我们发展了一种新的方法，通过采用椭圆权函数测量背景星系图像来估计引力切变。在这样做时，我们引入了一个新的概念“零平面”，这是一个假想的源平面的形状的所有源是完美的圆形，并把固有剪切作为一个假想的透镜畸变的结果。这使得观测剪切、本征剪切和透镜畸变之间的关系更简单，从而更容易进行高阶计算。椭圆权函数使我们能够更精确地测量背景星系形状的多个力矩，通过对图像的明亮部分进行更高的加权，并且减少了KSB方法中由于权函数扩展不足而导致的系统误差。E-HOLICs方法中的点扩散函数（PSF）校正比KSB方法中的PSF校正复杂。本文详细研究了各向同性点扩展函数的校正问题。通过采用透镜畸变作为权函数的椭圆率，我们能够表明E-HOLICs方法中的剪切估计减少到求解畸变绝对大小的多项式。我们使用STEP2仿真比较了我们的方法和KSB之间的系统误差。它被证实，KSB方法高估了输入剪切与大椭圆度的图像，和E-HOLIC正确估计输入剪切，即使这样的图像。各向异性点扩展函数的校正和实际数据的分析将在以后的论文中介绍。
2010-10-04 astro-ph.CO
Elliptical Weighted HOLICs for Weak Lensing Shear Measurement part2:PSF correction and application to Abell 370
我们在前一篇论文中发展了一种新的方法（E-HOLICs），通过采用椭圆权函数测量背景星系图像来估计引力切变。继上一篇论文中计算各向同性点扩散函数（PSF）校正，我们考虑在本文中的各向异性PSF校正，以适用于实际数据的E-HOLIC。作为一个例子，E-HOLICs被应用到斯巴鲁数据的大规模和紧凑的星系团A370，并能够检测到双峰在集群的中心区域与强透镜的分析一致。利用STEP II仿真研究了E-HOLIC的系统误差。特别地，我们考虑了背景星系的信噪比“S/N”的依赖关系。虽然E-HOLIC确实改善了由于第1部分中所示的椭圆率依赖性引起的系统误差，但是由于S/N依赖性引起的系统误差仍然存在，即当使用具有低S/N对象的背景星系时，E-HOLIC低估了剪切。我们讨论了一个可能的改善的S/N依赖。
2011-07-29 astro-ph.CO
Galaxy-Point Spread Function correlations as a probe of weak-lensing systematics with UNIONS data
本文提出用解析表达式估计τ统计量协方差矩阵的快速方法，用于评估弱引力透镜中PSF引起的系统误差，并在UNIONS数据上验证其与模拟和刀切法结果相当且计算更快。
2024-12-19 astro-ph.CO
The chromatic Point Spread Function of weak lensing measurement in Chinese Space Station survey Telescope
本文研究了中国空间站巡天望远镜弱引力透镜测量中PSF色散导致的颜色偏差和颜色梯度偏差，基于模拟PSF估算发现两者通常低于0.1%，仅在小尺寸星系分析时需注意颜色梯度偏差。
2023-05-06 astro-ph.CO
Point-Spread Function errors for weak lensing - density cross-correlations. Application to UNIONS
本文提出量化 PSF 乘性与加性系统误差的分析框架，并利用 UNIONS 和 DES 弱透镜数据评估其对星系—星系透镜、晕质量及 AGN 黑洞—晕质量关系的影响。
2024-05-06 astro-ph.CO
Impact of Point Spread Function Higher Moments Error on Weak Gravitational Lensing II: A Comprehensive Study
本文系统研究了 PSF 第 3 至 6 阶矩建模误差对弱引力透镜宇宙学参数推断的影响，发现其对 LSST Y10 可造成约 0.1σ 的乘性偏差及与 1σ 相当的加性偏差，并指出未来需降低 PSF 高阶矩误差。
2023-04-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
Evaluating the effect of stellar multiplicity on the PSF of space-based weak lensing surveys
用于弱透镜巡天的下一代天基望远镜将需要精确的点扩散函数测定。以前可忽略的影响在PSF的重建中可能变得重要，部分原因是由于改进的空间分辨率。在本文中，我们表明，未解决的多星系统可以影响的椭圆率和大小的PSF，这种效果是不取消，即使在重建过程中使用许多恒星。我们估计错误的PSF重建由于恒星样本中的双星分析和图像模拟不同的PSF和恒星星族。模拟支持我们的分析发现，错误的PSF的大小是一个函数的多星分布和的PSF的大小的内在价值，即，如果所有的恒星是单一的。类似地，每个复椭圆率分量（e1，e2）的修改取决于多个恒星的分布和内在的复椭圆率。使用图像模拟，我们还表明，PSF形状的预测误差是一个理论极限，只有当大量的恒星（高达数千）一起使用，以建立在任何所需的空间位置的PSF可以达到。对于较少数量的恒星，PSF重建更差。最后，我们计算了不同恒星星等的双星效应，并表明亮星比暗星更能改变PSF的大小和椭圆率。这可能会影响PSF校准策略的设计和相关校准字段的选择。
2015-12-04 astro-ph.CO astro-ph.IM
Optimal PSF modeling for weak lensing: complexity and sparsity
利用复杂性和稀疏性的概念，研究了点扩散函数（PSF）拟合误差对宇宙剪切测量的影响。复杂性，介绍了在以前的文件中，特点的PSF的自由度的数量。例如，用低复杂度的模型拟合底层PSF将导致模型参数上的小的统计误差，然而这些参数可能遭受大的偏差。或者，用大量参数拟合将倾向于以统计误差为代价来减少偏差。我们通过研究PSF模型的均方误差来执行散射和偏差的优化。我们还描述了模型的稀疏性，它描述了如何有效地模型是能够代表底层PSF使用有限数量的自由参数。我们提出的一般情况下，并说明它的一个现实的例子PSF与shapelet基集。导出了PSF模型的复杂性与稀疏性、恒星的信噪比和宇宙学参数的系统误差之间的关系。在保持系统学低于统计不确定性的约束下，这导致校准PSF所需的恒星数量与稀疏度之间的关系。我们讨论了我们的研究结果对当前和未来的宇宙剪切调查的影响。在典型的情况下，偏差可以表示为幂律的复杂性，我们表明，目前的弱透镜调查可以校准的PSF与几颗星，而未来的调查将需要硬约束的稀疏性，以校准的PSF与50颗星。
2009-04-25 astro-ph.CO astro-ph.IM
An Implementation of Bayesian Lensing Shear Measurement
Bernstein和Armstrong（2014）开发的贝叶斯引力剪切估计算法可能用于克服乘性噪声偏差，并使用非常低的信噪比（S/N）星系图像恢复剪切。在这项工作中，作者证实了该方法在简化的演示中几乎是无偏的，但没有对具有真实像素噪声的图像进行测试。在这里，我提出了一个完整的实现拟合模型的星系图像，包括一个点扩散函数（PSF）和像素化的影响。我使用模拟星系图像测试了该实现，模拟星系图像被建模为n=1（指数）和n=4（De Vaucouleurs）的Sersic轮廓，与PSF和平坦像素响应函数卷积。我对PSF使用了一个圆形高斯模型，以避免潜在的PSF拟合错误。我模拟星系平均观察，后PSF半高全宽等于约1.2倍的PSF，对数正态散射。我还画出了对数正态分布的通量。我进行了独立的模拟，每个模拟都调整了像素噪声，以产生不同的平均S/N，范围从10-1000。我对所有图像都进行了恒定的剪切。我将模拟图像拟合到具有真实Sersic指数的模型中，以避免建模偏差。在所有情况下，我恢复了输入剪切，分数误差小于2 x 10^{-3}。在这些受控条件下，并且在没有其他乘法误差的情况下，这种实现对于当前调查是足够无偏的，并且接近计划调查的要求。
2014-12-12 astro-ph.CO
Atmospheric PSF Interpolation for Weak Lensing in Short Exposure Imaging Data
大型综合巡天望远镜（LSST）的一个主要科学目标是测量从弱透镜到极高精度的宇宙剪切信号。然而，一个困难在于，在所提出的短曝光时间（$\simeq$ 15秒）的情况下，除了光学误差之外，点扩散函数（PSF）形状的空间变化还可能受大气支配。虽然光学误差主要导致PSF在类似于或大于单个CCD传感器的角度尺度上变化，但大气在很宽的角度尺度上产生随机结构。因此，通过对野外稀疏采样的恒星进行插值来推断多尺度、复杂的大气PSF模式成为一个挑战。在本文中，我们提出了一种新的方法，PSFent，用于插值的PSF形状参数，重建底层的形状参数映射与多尺度最大熵算法的基础上。我们使用LSST光子模拟器的图像演示了我们的方法相对于5阶多项式拟合（代表当前标准）和简单的矩形波滤波器平滑技术的性能。量化，PSFent预测更准确的PSF模型在所有的情况下和剩余的PSF误差是空间相关性较低。与多项式拟合相比，PSF插值的这种改进导致剪切功率谱中的系统误差在小于$\sim13'$的尺度上降低3.5倍。我们估计，与PSFent和恒星密度大于$\simeq1/{\rm arcmin}^{2}$，虚假的剪切相关PSF插值，结合完整的10年数据集从LSST后，低于相应的统计不确定性的宇宙剪切功率谱，即使在保守的情况下。
2012-11-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
A General Framework for Removing Point Spread Function Additive Systematics in Cosmological Weak Lensing Analysis
该研究提出一个通用框架，用于探测和建模PSF高阶矩引起的加性剪切系统误差，发现四阶矩泄漏是主要污染源，需同时建模二阶和四阶矩以纠正HSC Y3宇宙剪切分析中的参数偏差。
2023-11-16 astro-ph.CO
Constraining cosmology using galaxy position angle-only cosmic shear
我们调查宇宙学参数推断从现实的模拟弱透镜图像数据，只使用星系的位置角，而不是全椭圆信息。我们表明，输入剪切场可以准确地重建源星系位置角的统计数据，从这些剪切场，我们可以成功地恢复功率谱和推断输入宇宙学。本文建立在以前的工作角度只有弱透镜估计的方法来处理变量和各向异性PSF卷积和可变剪切场。以前的工作采用了加权方案来降低与PSF对齐的源对剪切估计的贡献。这项工作消除了通过将它们与由$90^{\circ}$旋转的PSF图像进行卷积来降低源权重的需要。假设我们有可靠的PSF图像，我们证明了这成功地消除了PSF卷积引起的旋转。我们发现，我们可以准确地恢复输入剪切信号从一个模拟的第三阶段弱透镜数据集，只使用的位置角内的整体比例因子，和比例因子可以确定使用宇宙学独立的模拟与噪声，星系，和PSF属性相匹配的观察到的数据集。然后，我们证明，我们可以约束宇宙学参数，使用角度剪切估计与约束力相比，使用当前最先进的形状测量技术，提供完整的椭圆度信息。
2019-10-29 astro-ph.CO
Chromatic CCD effects on weak lensing measurements for LSST
波长相关的点扩散函数（PSF）违反了当前星系形状测量算法中的隐含假设，该算法将从恒星（具有恒星光谱能量分布（SED））测量的PSF从星系图像（具有星系SED）去卷积。由于硅的吸收长度取决于波长，因此CCD是PSF色度的潜在来源。在这里，我们开发了两个玩具模型，以估计从大型综合巡天望远镜的宇宙剪切调查CCD中的色效应的灵敏度。然后，我们将这些玩具模型与来自LSST光子模拟器PhoSim的PSF色度模拟估计进行比较。我们发现，即使传感器的贡献PSF色度是次主导大气的贡献，他们仍然可以显着偏置宇宙剪切的结果，如果左不校正，特别是在红色的滤波器频带和对象是离轴的视野。
2015-05-26 astro-ph.CO astro-ph.IM
Multi-CCD Point Spread Function Modelling
星系成像巡天观测到大量受仪器点扩散函数影响的物体。弱透镜任务，特别是旨在测量星系的形状，和PSF效应是系统误差的一个重要来源，必须妥善处理。这就要求在建模以及估计的PSF在星系位置的高精度。有时被称为非参数PSF估计，本文的目标是估计的PSF在星系的位置，从一组嘈杂的恒星图像观测分布在焦平面。为了实现这一点，我们需要我们的模型首先精确地捕获视场（FoV）上的PSF场变化，然后在选定的位置恢复PSF。本文提出了一种新的方法，创造MCCD（多CCD点扩散函数建模），创建，同时，在整个仪器的焦平面的点扩散函数场模型。这允许通过使用两个互补的模型来捕获全局以及局部PSF特征，这两个互补的模型执行不同的空间约束。大多数现有的非参数模型建立一个模型，每个电荷耦合器件（CCD），这可能会导致在捕捉全球椭圆模式的困难。我们首先在一个真实的模拟数据集上测试我们的方法，并将其与两种最先进的PSF建模方法（PSFEx和RCA）进行比较。我们优于他们两个与我们提出的方法。然后，我们将我们的方法与PSFEx的CFIS（加拿大法国成像调查），使用CFHT（加拿大-法国-夏威夷望远镜）的真实数据进行对比。我们表明，我们的PSF模型的噪声较小，并实现了22%的增益像素均方根误差（RMSE）相对于PSFEx。我们提出，并分享代码，一个新的PSF建模算法，模型的PSF场的所有焦平面上是足够成熟，以处理真实的数据。
2020-11-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Reconstruction of Complex-Valued Fractional Brownian Motion Fields Based on Compressive Sampling and Its Application to PSF Interpolation in Weak Lensing Survey
提出了一种基于压缩采样（CS）的复值分数布朗运动（CV-fBm）场重构新方法。fBm信号/场的傅里叶系数幅值的衰减特性表明fBm是可压缩的。因此，少量样本将足以使基于CS的方法重构全场。仿真、随机采样和重构CV-fBm场的结果表明了该方法的有效性。性能评估表明，该方法优于boxcar滤波和薄板方法。实验还发现，重建性能与fBm的Hurst参数和样本数有关，这与CS重建理论是一致的。与其他fBM或分形插值方法相比，所提出的基于CS的方法在重建过程中不需要分形参数的知识;固有的稀疏性刚好足够CS进行重建。本文还讨论了该方法在弱引力透镜测量中的潜在应用，特别是在湍流场引起的非光滑点扩散函数（PSF）分布的插值中。
2013-11-01 astro-ph.CO cs.CV
Analytic PSF Correction for Gravitational Flexion Studies
给定一个星系图像，我们不能简单地测量它的弯曲度。图像的自旋一和三形状属性，通常与F和G弯曲有关，实际上是星系内在形状和望远镜PSF的复杂函数，除了透镜属性。剪切也是如此。在这项工作中，我们创建了一个完整的分析映射从明显测量的星系弯曲到引力弯曲（1）创建简单的模型透镜星系和PSF的扭曲主要是由大气拖尾和光学像差，（2）卷积两个模型，（3）比较前和后卷积弯曲的形状变化的最终图像。为了完整起见，我们对剪切也做同样的处理。正如所料，望远镜散光，彗差，三叶草可以破坏测量的剪切，F-弯曲，和G-弯曲，特别是对小星系。我们还发现，PSF的大小稀释的屈曲信号比剪切信号更快。此外，剪切，弯曲和不对称像差之间的混合可以在透镜测量中产生附加的偏移，这些偏移随星系大小和星系椭圆率和弯曲值而变化。但并非一切都失去了;通过测量模式，我们可以纠正它们。
2014-05-23 astro-ph.CO
Deep Learning for Strong Lensing Search: Tests of the Convolutional Neural Networks and New Candidates from KiDS DR3
卷积神经网络已经成功地应用于寻找强透镜系统，从而从大型调查中发现了新的候选者。另一方面，系统的研究，他们的鲁棒性仍然缺乏。在本文中，我们首先构建了一个神经网络，并将其应用到$r$波段图像的发光红星系（LRGs）的千度巡天（KiDS）数据发布3搜索强透镜系统。我们构建了两组训练样本，一组完全来自模拟，另一组使用来自KiDS观测的LRG戳作为前景镜头图像。在前一个训练样本中，我们发现了48个经过人工检测的高概率候选者，其中27个是新识别的。使用后一个训练集，也发现了上述48个候选者中的约67%，并且还识别出11个新的强透镜候选者。然后，我们进行测试的鲁棒性的网络性能相对于PSF的变化。当测试样本的PSF在训练样本的中值PSF的0.4到2倍的范围内时，我们发现我们的网络表现得相当稳定，并且退化很小。我们还研究了训练集的数量如何影响我们的网络性能，从10万到80万不等。输出结果相当稳定，表明在所考虑的范围内，我们的网络性能对卷大小不是很敏感。
2020-07-01 astro-ph.CO
Towards Precision LSST Weak-Lensing Measurement - I: Impacts of Atmospheric Turbulence and Optical Aberration
LSST项目的弱透镜科学需要仔细建模并将仪器伪影与内在透镜信号分离。所有地基望远镜系统学的主要来源是由大气湍流和光学像差调制的PSF的空间相关性。在本文中，我们提出了一个完整的FOV模拟的LSST图像建模的大气和望远镜的光学与最新的数据的望远镜规格和环境。为了模拟大气湍流的影响，我们用现场测量的参数生成了六层相位屏。对于光学，我们结合光线跟踪工具ZEMAX和我们的模拟焦平面数据，以引入逼真的像差和焦平面高度波动。虽然LSST的这种预期的平坦度偏差与其他现有相机相比很小，但LSST光学器件的快速f比使得这种焦平面平坦度变化和由此产生的跨CCD边界的PSF不连续性在我们去除系统中是重大挑战。我们解决这个复杂性，通过执行PCA CCD的CCD，并使用传统的多项式插值的基函数。我们证明，在宇宙学上感兴趣的尺度上，这种点扩散函数修正方案将剩余点扩散函数椭圆率相关降低到10^-7以下。从零测试使用HST/UDF星系图像没有输入剪切，我们验证了星系椭圆度关联函数的振幅，PSF校正后，是一致的散粒噪声设置的有限数量的对象。因此，我们的结论是，目前的光学设计和规范的焦平面组件的准确性是足够的，使弱透镜科学与LSST所需的PSF系统的控制。
2011-03-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
A fast empirical method for galaxy shape measurements in weak lensing surveys
本文介绍了一种简单而快速的方法来校正星系的椭圆度测量的仪器和大气点扩散函数（PSF）的失真，鉴于弱透镜剪切测量。该方法根据测量的形状参数对星系和相关的PSF进行分类，并通过查询由监督学习建立的大型查找表（LUT）来校正测量的星系椭圆。我们已经将这种新方法应用于GREAT 10图像分析挑战，并在本文中提出了一种改进的解决方案，该解决方案获得了Q = 104的竞争性品质因数，无需任何剪切功率谱去噪或训练。特别令人感兴趣的是该方法的效率，在普通CPU上每个星系的处理时间低于3毫秒。
2012-07-30 astro-ph.CO
Near-IR Weak-Lensing (NIRWL) Measurements in the CANDELS Fields I: Point-Spread Function Modeling and Systematics
该研究处理 CANDELS HST/WFC3-IR F160W 近红外弱透镜数据，改进天体测量并量化欠采样、亮星效应等系统误差，用 PCA 建立时空变化 PSF 模型。
2024-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Point spread function modelling for astronomical telescopes: a review focused on weak gravitational lensing studies
CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理与宇宙学研究所）；University College London (UCL)（伦敦大学学院）；Mullard Space Science Laboratory（穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics（天体物理研究所）
本文综述了天文望远镜点扩散函数建模的光学背景、物理来源、参数化与非参数化方法及验证指标，重点服务于Euclid和LSST等弱引力透镜巡天需求。
2023-09-22 astro-ph.CO astro-ph.IM cs.CV
Weak-lensing shear estimates with general adaptive moments, and studies of bias by pixellation, PSF distortions, and noise
在弱引力透镜中，星系图像中亮度轮廓的加权四极矩是估算引力切变的常用方法。我们采用一般自适应矩（GLAM）研究剪切偏置的根本原因，并为实际定义的图像椭圆度。GLAM椭圆率对于任何选择的权重配置文件都具有有用的属性：加权椭圆率与椭圆图像的等照度线相同，并且在没有噪声和像素化的情况下，它始终是减少剪切的无偏估计。我们表明，矩为基础的技术，自适应或不加权，是类似于基于模型的方法，在这个意义上，它们可以被看作是不完美的椭圆形轮廓的图像拟合。由于拟合中的残差，基于矩的椭圆度估计在从观测图像推断时容易出现拟合不足的偏差。该估计基本上主要受到像素化的限制，像素化破坏了原始预视图像上的信息。我们给出了一个优化的估计的预见GLAM椭圆度和量化的无噪声图像的偏见。为了处理像素噪声，我们考虑贝叶斯方法，其中如果我们不适当地考虑我们对拟合残差的无知，则GLAM椭圆率的后验可能与真实椭圆率不一致。这种欠拟合偏差是S/N无关的，但是随着前视亮度分布和后视图像上的像素噪声的相关性或异质性而变化。此外，当从具有内在属性（尺寸、形心位置、内在形状）分布的源样本中推断恒定椭圆率或更相关的恒定剪切力时，如果使用不正确的先验知识，则会出现额外的、现在依赖于噪声的偏向低S/N。固有属性。我们讨论了这种先验偏差的起源。
2017-05-18 astro-ph.CO
A weak lensing analysis of the PLCK G100.2-30.4 cluster
我们提出了一个质量估计的普朗克发现的集群PLCK G100.2-30.4，来自一个弱透镜分析深斯巴鲁griz图像。我们利用多波段成像数据对背景星系进行了仔细的选择，并对深r波段图像进行了弱透镜分析。形状测量是基于KSB算法，我们采用PSFex软件来模拟整个领域的点扩散函数（PSF），并在形状测量中对此进行校正。通过大量的图像模拟验证了弱透镜分析。我们比较得到的弱透镜质量分布和总质量估计，从我们的重新分析XMM-牛顿观测，来自流体静力平衡的假设下获得的。总积分质量分布非常一致，在其共同的径向范围内在1 $σ$内一致。一个质量$M_{500} \sim 7 \times 10^{14} M_\odot$来自我们的弱透镜分析的集群。将该值与我们对XMM-牛顿数据的再分析所得值进行比较，我们得到的偏差因子为（1-b）= 0.8 $\pm$ 0.1。这在1 $σ$内与普朗克合作组织XXIV使用新获得的弱透镜重构质量校准偏置因子获得的（1-b）值是一致的。
2015-05-13 astro-ph.CO
Weak gravitational lensing with DEIMOS
我们介绍了一种新的方法弱透镜测量，这是基于数学上精确的反卷积的时刻的视亮度分布的星系从望远镜的PSF。没有对星系或PSF的形状做出任何假设。卷积（去卷积）方程仅对于未加权矩是精确的，而在实践中，需要将紧凑的权重函数应用于噪声图像，以确保矩测量产生显著的结果。我们采用高斯权重函数，其质心和椭圆率迭代调整，以匹配相应的数量的源。然后，通过考虑同一源的高阶加权矩，可以校正由权重函数的应用引起的矩的变化。由于反卷积方程的形式，即使是一个不完整的加权校正导致一个很好的剪切估计，如果星系和PSF测量的权重函数相同的大小。我们证明了这种新方法的准确性和能力的背景下，弱引力透镜测量与一组专门的测试，并显示其竞争力的表现上的GREAT 08挑战数据。该方法的完整C++实现可向作者索取。
2012-04-23 astro-ph.CO astro-ph.IM
ShapePipe: a new shape measurement pipeline and weak-lensing application to UNIONS/CFIS data
UNIONS是一项持续的合作，将提供迄今为止最大的四个光学波段的北方天空深度光度测量。作为这项合作的一部分，CFIS正在获取$r$波段的数据，其平均视宁度为0.65角秒，完整的星等为24.5，因此是弱透镜研究的理想选择。我们进行了第一次弱透镜分析CFIS $r$波段数据在一个地区跨越1700度的天空$^2$。我们创建了一个具有4000万个星系的测量形状的目录，对应于每平方弧分6.8个星系的有效密度，并展示了低水平的系统偏差。这项工作作为进一步的宇宙学研究的基础，使用完整的联合调查4800度$^2$完成后。在这里，我们提出了Shapepipe，一个新开发的弱透镜管道。这条管道使用了最先进的方法，如Ngmix，用于精确的星系形状测量。使用元校准进行剪切校准。我们对点扩散函数（PSF）和星系形状进行了广泛的验证测试。此外，我们创建逼真的图像模拟，以验证估计的剪切。我们量化的PSF模型的准确性，并表明系统的水平是低的PSF残差测量。它们对剪切两点关联函数的影响与<100弧分的角尺度上的宇宙学贡献相比是次主导的。加性剪切偏差低于5 x $10^{-4}$，残留乘性剪切偏差至多为$10^{-3}$，如在图像模拟上测量的。使用COSEBI，我们表明，有没有显着的B-模式存在于二阶剪切统计。我们目前的收敛图，并看到明确的相关性的E-模式与已知的集群位置。我们测量了普朗克集团周围的堆叠切向剪切剖面的…
2022-04-10 astro-ph.CO
The Impact of Light Polarization Effects on Weak Lensing Systematics
一小部分从边缘盘星系观测到的光是偏振的，这是由于两种物理效应：与磁场对齐的尘埃颗粒的选择性消光，以及各向异性星光场的散射。由于光学系统中反射和折射表面的反射和透射系数取决于入射光线的偏振，这种光学偏振产生了（a）有利于具有特定取向的星系的选择偏差和（b）偏振相关的PSF。在这项工作中，我们建立玩具模型，以获得第一次估计的偏振对PSF形状的影响和选择偏置的影响，由于偏振效应对剪切测量中使用的椭圆度的测量。特别是，我们有兴趣确定这种影响是否对WFIRST有意义。我们表明，系统的不确定性的椭圆度分量是$8\times 10^{-5}$和$1.1 \times 10^{-4}$由于选择偏差和PSF的错误分别。与对WFIRST PSF椭圆率（每个组件的$4.7\times 10^{-4}$）知识的总体要求相比，这两个系统不确定度都足够接近WFIRST公差水平，因此需要对WFIRST的偏振效应进行更详细的研究或对偏振敏感仪器提出更严格的要求。
2021-01-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Bayesian Galaxy Shape Measurement for Weak Lensing Surveys - III. Application to the Canada-France-Hawaii Telescope Lensing Survey
本文介绍了一种基于似然性的测量深星系巡天中弱引力透镜剪切的方法，并应用于加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）透镜巡天（CFHTLenS）。CFHTLenS包括来自CFHT Legacy Survey的154平方度的多色光学数据，对于信噪比大于约10的星系，在i'波段进行透镜测量，深度i'（AB）<24.7。该方法是基于早期论文中描述的透镜拟合算法，但在这里，我们描述了一个完整的分析管道，考虑到真正的调查的属性。该方法创建基于像素的模型的变化点扩散函数（PSF）在个别图像曝光。它适合PSF卷积的两个组件（磁盘加凸起）模型，以测量每个星系的椭圆率，与bavelet边缘化模型滋扰参数的星系位置，大小，亮度和凸起分数。该方法允许多个抖动图像曝光的最佳联合测量，同时考虑到成像失真和多个测量的对准。讨论了噪声偏差对星系椭圆率似然分布的影响。已经创建了两组反映CFHTLenS所观察到的特性的图像模拟，以建立该方法的准确性并推导出噪声偏差影响的经验校正。
2012-10-30 astro-ph.CO
Seeing in the dark -- I. Multi-epoch alchemy
由于和谐宇宙学的大部分能量密度都是不可见的，因此大尺度结构的弱透镜效应是一种非常宝贵的宇宙学工具。在未来十年，几个大型地面成像调查将试图测量这种影响，但对大气湍流和望远镜光学系统引入的虚假透镜信号的可靠控制仍然是一个具有挑战性的问题。我们解决这一挑战的演示，点扩散函数（PSF）的影响，在目前的地面调查测量星系的形状可以纠正与现有的分析技术。在这项工作中，我们共同添加现有的斯隆数字巡天成像的赤道条纹，以建立一个数据集的统计能力来测量宇宙剪切，同时使用舍入核方法来抵消各向异性PSF的影响。我们建立了一个星系目录的组合成像，它的光度特性，并表明，在这个目录的PSF校正后的虚假剪切剩余相比，预期的宇宙剪切信号可以忽略不计。我们确定了一个新的来源的系统误差剪切自相关性所产生的选择偏差掩蔽。最后，我们讨论的情况下，这种方法预计将是有用的，即将到来的地面调查，透镜作为科学目标之一，并确定系统误差，可以降低其功效。
2011-11-29 astro-ph.CO
TDCOSMO. IX. Systematic comparison between lens modelling software programs: time delay prediction for WGD 2038-4008
最近的哈勃张力凸显了测量哈勃常数的替代方法（例如延时宇宙学）的重要性。在我们接受新物理学作为这种紧张的根源之前，彻底调查并排除所有测量方法中的系统性偏差是至关重要的。在这项研究中，我们进行了检查的透镜建模过程中的系统偏差的时间延迟宇宙学比较独立和盲目的时间延迟预测的系统WGD 2038-4008从两个团队使用两个不同的软件程序：GLEE和LENSTRONOMY。两个团队预测的时间延迟结合了偏转器的恒星运动学和视线结构的外部会聚。来自两个团队的非盲时间延迟预测在$1.2σ$内一致，这意味着一旦测量了时间延迟，推断的哈勃常数也将相互一致。然而，有一个$\sim$ 4 $σ$之间的幂律模型的斜率和外部剪切，这是一个显着的差异，在透镜模型的水平之前，恒星运动学和外部会聚。我们确定重建的点扩散函数（PSF）的差异是这种差异的来源。当两个团队使用相同的重建PSF时，我们取得了很好的一致性，在$\sim$ 0.6 $σ$内，表明来源重建算法和研究者选择的潜在系统学得到了很好的控制。我们建议未来的研究根据需要对PSF进行超采样，并对PSF重建的多个算法或实现进行边缘化，以减轻与PSF相关的系统性。未来的研究将测量系统WGD 2038-4008的时间延迟，并根据我们的质量模型推断哈勃常数。
2022-09-21 astro-ph.CO
Lensing in the Blue III: Weak Lensing Shape Catalogs of 30 Merging Galaxy Clusters
Northeastern University（东北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；New York University（纽约大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Durham University（杜伦大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
本文利用SuperBIT望远镜对30个合并星系团进行弱引力透镜观测，通过元校准算法校正星系形状，评估了透镜信号的重建效果，并通过模拟图像分析了成像系统的乘法剪切偏差。
2026-11-06 astro-ph.CO astro-ph.IM
Cosmic Shear Systematics: Software-Hardware Balance
宇宙剪切测量依赖于我们测量和校正观测的点扩散函数（PSF）的能力。该PSF使用场中的恒星来测量，其在场中的随机点处给出噪声测量。使用维纳滤波，我们展示了如何在这个PSF校正过程中的错误传播到剪切功率谱误差。这使我们能够测试未来的天基任务，如Euclid或JDEM，从而使我们能够对PSF可变性设定明确的工程规范。对于地面调查，PSF的变化是由环境主导的，我们简要地讨论了我们的方法也可以用来研究缓解技术的潜力，如在不同的曝光相关的星系形状。为了说明我们的方法，我们表明，对于统计有限的欧几里德类调查，具有幂律斜率为-3的初始预校正PSF椭圆率功率谱在l =1000处的振幅必须小于2 x 10^{-13}。这是1500倍小于典型的透镜信号在这个规模。我们还发现，在这个尺度下的PSF大小（\dR^2）的功率谱必须低于2 × 10^{-12}。公共代码可作为iCosmo的一部分在http://www.icosmo.org
2009-05-19 astro-ph.CO
Making the leap I: Modelling the reconstructed lensing convergence PDF from cosmic shear with survey masks and systematics
本文基于大偏差理论框架，展示了在DES第三次数据发布的真实掩模下精确建模重建Kaiser-Squires收敛场PDF的方法，并将弱透镜系统误差及高阶修正纳入建模，为实际数据分析奠定基础。
2024-01-12 astro-ph.CO
KiDS-1000 catalogue: Weak gravitational lensing shear measurements
我们目前弱透镜剪切目录从第四次数据发布的千度调查，KiDS-1000，跨越1006平方度的深和高分辨率成像。我们的星系“黄金样本”具有良好校准的光度红移分布，由2 100万个星系组成，有效数密度为每平方角分$6.17$星系。我们量化的空间，时间和通量相关的点扩散函数（PSF）模型的准确性，验证该模型符合我们的要求，诱导小于$0.1σ$变化推断宇宙剪切约束的聚类宇宙学参数$S_8 = σ_8\sqrt{Ω_{\rm m}/0.3}$。通过一系列的两点零点测试，我们验证了剪切估计，没有发现显着的非透镜B模式的数据失真的证据。PSF残差在最高的红移箱中被检测到，源自对象选择和/或权重偏差。然而，振幅被证明是足够低的，在我们的严格要求。利用剪切比零检验，我们验证了明亮红星系周围星系-星系透镜信号的红移标度。我们的结论是，联合KiDS-1000剪切和光度红移校准是足够强大的组合探头引力透镜和光谱聚类分析。
2020-12-08 astro-ph.CO
CFHTLenS: Improving the quality of photometric redshifts with precision photometry
在这里，我们提出了各种方法来测量准确的颜色和光度红移（photo-z的）从宽场成像数据的结果。我们使用来自加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）的数据，这些数据已经由CFHT透镜巡天（CFHTLenS）团队重新处理，以便进行一些弱引力透镜研究。重点讨论了由于五个波段的点扩散函数不同而引起的光Z系统效应的校正。不同的方式来纠正这些影响进行了讨论，并由此产生的照片-Z的精度进行量化比较照片-Z的大光谱红移（光谱-Z）数据集。带间PSF的仔细均匀化导致photo-z的整体精度增加。增益是特别明显的，在较暗的星等，星系较小，通量测量受PSF效应的影响更大。我们还研究了可能的重新校准光度零点（ZPs）的帮助下，与已知的spec-z的星系。我们发现，如果PSF的影响被适当地考虑，重新校准的ZPs变得不那么重要，这表明以前的这种重新校准在文献中描述的事实上可能主要是校正PSF的影响，而不是校正真正的ZPs的不准确性。这一发现对未来的调查，如KiDS，DES，LSST，或欧几里得的影响是混合的。一方面，使用spec-z的ZP重新校准可能不像以前认为的那样准确。另一方面，仔细的PSF均匀化可能提供一种出路，并产生准确，均匀的光度测定，而不需要全光谱覆盖。这是描述CFHTLenS技术方面的系列文章中的第一篇。（节略）
2011-12-30 astro-ph.CO
Hopfield Neural Network deconvolution for weak lensing measurement
弱引力透镜有可能对暗能量的状态方程施加严格的约束。然而，只有当剪切测量方法能够达到所需的精度水平时，这才是可能的。提出了一种测量星系椭圆率的新方法。该方法利用总点扩散函数（PSF）对数据进行直接反褶积。我们采用线性代数形式主义，表示的PSF作为一个Toeplitz矩阵。这允许我们通过应用Hopfield神经网络迭代方案来求解卷积方程。在反卷积图像的星系的椭圆率，然后测量使用二阶矩的图像的自相关函数。据我们所知，这是第一次使用全图像反卷积来测量弱透镜剪切。我们将我们的方法应用于GREAT 10挑战中提出的模拟弱透镜数据，并获得Q=87的品质因数。该结果是在反卷积之前对数据应用图像去噪之后获得的。剪切功率谱的加性和乘性偏差分别为+0.000009和+0.0357。
2014-11-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Interpolating point spread function anisotropy
计划中的宽场弱透镜测量预计将把剪切场的统计误差减少到前所未有的水平。相比之下，像那些由与点扩散函数（PSF）的卷积引起的系统误差将不会受益于该缩放效应，并且将需要非常精确的建模和校正。虽然已经设计了许多方法来执行PSF校正本身，但到目前为止，PSF形状及其在仪器视场中的空间变化的建模引起的关注要少得多。然而，这一步是至关重要的，因为PSF只在恒星位置上是已知的，而校正必须在天空中的任何位置上进行。因此，可靠的插值方案是强制性的，并且流行的方法是使用低阶二元多项式。在本文中，我们评估其他四个经典的空间插值方法的基础上样条（B样条），反距离加权（IDW），径向基函数（RBF）和普通克里格（OK）。在2010年引力透镜精度测试（GREAT 10）模拟数据的Star挑战部分上对这些方法进行了测试，并与经典的多项式拟合（Polyfit）进行了比较。我们还测试了我们所有的插值方法，独立于PSF的建模方式，通过插值GREAT 10星场本身（即，PSF参数在起始位置处是精确已知的）。在这种情况下，我们发现RBF是明显的赢家，紧随其后的是其他本地方法，IDW和OK。整体方法，Polyfit和B样条，在很大程度上落后，特别是在（地面）湍流PSF的领域。在非湍流PSF的字段中，所有插值器达到PSF系统$σ_{sys}^2$的方差优于未来天基调查预期的$1\times10^{-7}$上限，局部插值器的性能…
2012-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of camera optical alignments on weak lensing measures for the Dark Energy Survey
望远镜点扩散函数（PSF）的质量是实现宇宙弱透镜观测的潜力，以约束暗能量和测试广义相对论的关键。在本文中，我们使用定量的弱引力透镜的措施，告知透镜光学对准的精度，具体参考暗能量调查（DES）。我们计算光学点图，并计算剪切和弯曲的PSF作为焦平面上的位置的函数。对于完美的光学对准，我们验证了DES光学设计的高质量，发现焦平面边缘附近对弱透镜剪切的最大PSF贡献为0.04。然而，如果透镜仅在其最大指定公差内刚好对准，则这可以增加大约三倍。我们依次计算E和B模式剪切和弯曲方差作为每个透镜的偏心或倾斜的函数。我们发现倾斜精度比偏心精度重要几倍，这取决于所考虑的镜头。最后，我们通过从每个参数的合理值范围中进行采样，考虑多个镜头同时偏心和倾斜的复合效应。我们发现，复合效应的危害可能是单独考虑任何一个镜头时的两倍。此外，这种组合效应改变了关于哪个镜头对准确对准最重要的结论。对于DES，前两个镜头的倾斜度是最重要的。
2012-06-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
Weak gravitational lensing with CO galaxies
光学弱透镜巡天已经成为精确宇宙学的有力工具，但仍然受到系统效应的影响，如果不小心消除，可能会严重影响宇宙学参数的估计。我们讨论了在无线电/微波频率进行互补弱透镜调查的可能性，使用检测的CO发射星系与解决连续图像从ngVLA。这种方法具有完全不同的光学弱透镜剪切测量系统的不确定性（例如在混合，PSF和红移的不确定性），并可以提供额外的信息，以帮助解开内在的宇宙学剪切信号的对齐。因此，光学和CO星系透镜调查的综合分析将为Euclid，LSST和WFIRST的高灵敏度未来调查提供极其严格的验证，明确拒绝由于残余系统效应而产生的偏差。ngVLA的透镜调查也将提供有价值的光谱（运动学）和偏振信息，可用于开发新的宇宙学分析，这是目前不可能在光学。
2018-06-21 astro-ph.CO
A demonstration of position angle-only weak lensing shear estimators on the GREAT3 simulations
我们开发并应用Whittaker等人的位置角剪切估计器。（2014）到真实的星系图像。这是通过在GREAT 3挑战的模拟上演示该方法来完成的（Mandelbaum等人，2014 b），其中包括各向异性PSF的贡献。我们使用三种不同的方法测量星系的位置角-积分光法，表面亮度的四极矩，并使用基于模型的椭圆测量IM 3SHAPE提供。采用加权方案来解决在各向异性PSF存在下出现的位置角测量中的偏差。由于位置角的测量误差以及测量误差与真实位置角之间的相关性，对剪切估计的偏差进行了校正，以使用模拟星系图像和迭代过程。使用作为挑战的一部分提供的深场图像来估计模拟的属性。本文提出了一种方法，将深场的星系通量和半光半径分布与感兴趣场中的相应分布相匹配。我们恢复角度只有剪切估计的性能接近目前完善的模型和力矩为基础的方法，所有三个角度测量技术。发现所有三种方法的Q值为Q~400。该代码可在http://www.jb.man.ac.uk/~mbrown/angle_only_shear/上免费获得。
2015-05-29 astro-ph.CO
Image Analysis for Cosmology: Results from the GREAT10 Galaxy Challenge
在本文中，我们提出的结果，从弱透镜形状测量引力透镜精度测试2010年（GREAT 10）银河挑战。这标志着弱透镜形状测量分析中采用的审查水平的数量级阶跃变化。我们提供了测试的每种方法的描述，并包括超过24个模拟分支的10个评估指标。GREAT 10是第一个包含可变场的形状测量挑战;剪切场和点扩散函数（PSF）以逼真的方式在图像中变化。可变场能够实现恒定剪切模拟无法获得的各种度量，包括形状测量不准确性的影响的直接测量，以及PSF尺寸和椭圆率对剪切功率谱的影响。为了评估宇宙剪切的形状测量偏差的影响，我们提出了一个一般的伪Cl形式主义，传播空间变化的系统在宇宙剪切通过功率谱估计。我们还展示了如何一点估计偏差可以从变剪切模拟提取。GREAT 10 Galaxy Challenge收到了95份提交的作品，并看到形状测量方法实现的准确性提高了3倍。最好的方法可以实现低于百分比的平均偏差。我们发现一个强烈的依赖性，作为一个函数的信号噪声的准确性，和迹象表明一个弱的依赖星系的类型和大小。最雄心勃勃的宇宙剪切实验的一些要求是满足以上的信噪比为20。这些结果有一个警告，模拟的PSF是一个地基PSF。我们的结果是当前形状测量方法的准确性的快照，并且是可以继续改进的基准。这为更好地理解形状测量方法的优势和局限性提供了基础。
2013-02-25 astro-ph.CO
The First Weak-lensing Analysis with the James Webb Space Telescope: SMACS J0723.3-7327
本文基于JWST NIRCam早期数据对星系团SMACS J0723.3-7327开展首次弱透镜分析，通过PSF建模、背景星系选择和剪切拟合重建质量分布并估计质量，提出其接近首次近心点且存在候选射电遗迹。
2023-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improving parametric mass modelling of lensing clusters through a perturbative approach
我们提出了一种新的方法来模拟质量分布的星系团，结合参数化和自由形式的方法来重建集群核心强透镜约束。它的目的是结合这两种方法的优点，通过保持参数组件的鲁棒性与增加的灵活性，由于B样条函数的自由曲面。我们证明了这种新方法的能力，模拟集群赫拉，这已被用来评估透镜代码的分析前沿领域集群。该方法导致更好地再现的约束，通过一个因素$\sim3-4$上的多个图像位置的均方根误差的改进，当相比，仅参数的方法。由此产生的模型显示出更好的精度在收敛场的振幅的重建，同时保存高保真度的其他透镜观测已经很好地再现。我们通过在Lensool软件中实现该方法来公开提供该方法。
2021-08-08 astro-ph.CO
Impact of Atmospheric Chromatic Effects on Weak Lensing Measurements
目前和未来的成像调查将测量宇宙剪切与统计精度，需要更深入地了解潜在的系统偏差，在星系形状测量比迄今为止已经实现。我们使用分析和计算技术来研究两个大气色效应的地面调查，如暗能量调查和大型综合巡天望远镜（LSST）的形状测量的影响：（i）大气差分色折射和（ii）波长依赖的看到。我们调查的影响，使用的点扩散函数（PSF）与恒星测量，以确定具有不同的光谱能量分布比恒星的星系的形状。我们发现，这两个色效应导致显着的偏差，在星系形状测量当前和未来的调查，如果不加以纠正。使用模拟的星系图像，我们发现一种形式的彩色“模型偏差”时出现的拟合星系图像与模型，已卷积与恒星，而不是银河系，点扩散函数。我们表明，这两种形式的大气色偏差可以预测（和校正）与极小模型偏差应用一组有序的扰动PSF级校正的基础上，机器学习技术应用于六波段测光。目录级校正不能解决模型偏差。我们的结论是，从当前和未来的地基成像调查弱透镜实现最终的精度需要详细了解的PSF从大气中的波长依赖性，并从其他来源，如光学和传感器。该分析的源代码可在https://github.com/DarkEnergyScienceCollaboration/chroma上获得。
2015-05-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
A new weak lensing shear analysis method using ellipticity defined by 0th order moments
本文提出了一种新的方法，即用零阶矩定义的椭圆率（零椭圆率）来分析弱引力透镜剪切。尽管使用这种方法计算的椭圆率与由二阶矩定义的通常椭圆率之间存在强相关性，但是这里计算的椭圆率具有更高的信噪比，因为它被加权到图像的中心区域。这些结果被斯巴鲁望远镜的Abell 1689数据所证实。在剪切分析中，我们采用重涂人工像椭圆度（ERA）方法对点扩散函数（PSF）进行修正，并通过简单的模拟验证了这种0阶椭圆度的精度，得到了与四极矩椭圆度相同的精度。因此，我们可以预期使用0剪切的弱透镜分析将与统计误差成比例地改进。
2015-02-23 astro-ph.CO
Subaru weak-lensing measurement of a z = 0.81 cluster discovered by the Atacama Cosmology Telescope Survey
我们对ACT-CL J0022.2-0036进行了斯巴鲁弱透镜测量，ACT-CL J0022.2-0036是阿塔卡玛宇宙望远镜在赤道区268度巡天中发现的最明亮、高红移（z=0.81）的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）星系团之一。对于使用i波段图像的弱透镜分析，我们使用模型拟合（Gauss-Laguerre shapelet）方法来测量星系图像的形状，其中我们同时拟合不同曝光的星系图像，以获得最佳拟合椭圆度，同时考虑到每次曝光中的不同PSF。通过在世界坐标系中进行模型拟合，我们还考虑了天体测量畸变对星系图像的影响。为了选择z=0.81的星系团后面的背景星系，我们使用来自多通带Br 'i' z 'Y的共同添加图像的每个星系的光度红移（photo-z）估计，PSF匹配/均匀化。在进行背景星系选择的照相-Z切割后，我们检测到了切向弱透镜畸变信号，总的信噪比约为3.7。用Navarro-Frenk-White模型拟合得到团簇质量为M_200 \bar ρ_m = [7.5^+3.2_-2.8（stat.）^+ 1.3_-0.6（系统）] x 10^14 M_ \odot /h。弱透镜导出的质量与先前基于SZ观测的质量估计一致，具有流体静力平衡和维里定理的假设，以及在测量误差范围内，SZ信号与来自弱透镜、X射线和速度色散的质量之间的标度关系。我们还发现，在z=0.81处ACT-C…
2012-09-20 astro-ph.CO
Analytical Galaxy Profiles for Photometric and Lensing Analysis
本文引入了一类解析函数族x^ν K_ν（x），其中K_ν是第三类不完全Bessel函数.这类函数可以描述星系的密度分布、投影和积分光分布以及引力势。对于适当的参数选择，这些功能准确地近似Sersic函数的指数范围内，是很好的适合星系光剖面。加上一个与星系核心半径相对应的额外参数，这些函数可以将像M87这样的星系的半径拟合到100，000倍。与Sersic轮廓不同，这些函数具有简单的解析二维和三维傅立叶变换，因此它们很容易与空间变化的点扩散函数卷积，并且非常适合于光度和透镜分析。我们使用这些功能来估计看到的透镜测量的影响，并表明，高S/N测量，即使当PSF大于星系有效半径，应该能够恢复准确的估计透镜失真的加权光在外部等照度线的影响较小看到。
2010-07-19 astro-ph.CO
Dark Energy Survey Year 6 Results: Point-spread Function Modeling
本研究基于暗能量巡天第6年数据，通过改进PIFF软件的恒星样本纯度、颜色依赖建模和四阶矩诊断提升PSF建模精度，首次纳入g波段用于弱引力透镜分析，为下一代巡天项目奠定基础。
2025-03-19 astro-ph.CO astro-ph.IM
Bayesian hierarchical modelling of weak lensing - the golden goal
为了从弱透镜剪切数据中完成正确的贝叶斯推断，需要对数据进行完整的统计描述。这样做的自然框架是贝叶斯层次模型，它将推理链划分为组件步骤。从层析箱中的剪切估计目录开始，我们建立了一个模型，该模型允许我们同时从底层层析剪切场和相关功率谱（E模式，B模式和E-B，用于自动和交叉功率谱）进行采样。该程序很容易处理掩蔽数据和内在的对齐。利用Gibbs抽样和信使场，我们用模拟数据表明，可以有效地对大（超过67000）维参数空间进行抽样，并且可以得到参数的全联合后验概率密度函数。该方法正确地恢复了基本的剪切场和所有的功率谱，包括在远低于散粒噪声的水平。
2016-02-17 astro-ph.CO
Game of cones: A nulling strategy for modelling lensing convergence in cones with large deviation theory
宇宙收敛场的分布是使用大偏差原理建模的，其中所有非高斯贡献都是从第一原理计算的。过去的光锥的几何形状占通过构建总的弱透镜信号从薄磁盘切片中的物质密度的贡献。这个模型的预测成功地测试了数值模拟与射线追踪，并发现是准确的，在至少百分之五的尾巴在红移1和10弧分的开口角，甚至更是如此，随着源红移和开口角。一个精确的解析近似理论也提供了实际的实施。与球形细胞中宇宙密度的三维情况相比，沿着视线混合物理尺度的透镜内核倾向于减少这种理论方法的有效性域。这种效果被证明是可以避免的，如果一个调零程序，以实现本地化的透镜线的视线积分在层析分析。因此，对于0.5和1.5之间的源红移和10弧分的开口角，尾部的精度在百分之一以内。未来弱透镜调查，如欧几里得和形状噪声的具体问题的应用进行了讨论。
2020-01-18 astro-ph.CO
Measuring a Charge-Coupled Device Point Spread Function: Euclid Visible Instrument CCD273-84 PSF Performance
在本文中，我们提出了一个背照式的发展欧几里德可见光仪器（VIS）电荷耦合器件（CCD）的测试，以测量固有的CCD点扩散函数（PSF）的特性，使用一种新的建模技术。我们对光斑投影系统和CCD 273 -84点扩散函数进行了联合建模。我们使用贝叶斯后验概率密度函数拟合模型，同时对所有可用数据进行采样。生成模型拟合示出，使用模拟数据，允许良好的参数估计，即使当这些数据没有很好地采样。利用现有的点光源数据，我们计算了CCD 273 -84点光源随波长和光强的变化.发现CCD PSF核尺寸随着强度的增加和波长的减小而增加。
2015-01-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
Multi-scale cluster lens mass mapping I. Strong Lensing modelling
我们提出了一种新的技术来完善星系团质量分布的建模使用引力透镜。这个想法是结合“参数”和“非参数”方法的优势，以提高拟合的质量。我们开发了一个多尺度模型，允许更清晰的对比度，在密度较高的区域，约束的数量通常较高。我们的模型包括（i）一个多尺度网格的径向基函数与物理动机的配置文件和（ii）一个列表的星系尺度的潜力在该位置的星系团成员星系。不同大小的电位的这种布置允许以最少数量的参数达到模型的高分辨率。我们将我们的模型应用到研究良好的集群阿贝尔1689。我们估计我们的质量重建贝叶斯MCMC采样器。对于选定的多个图像的子集，我们设法减半预测和观察到的图像位置之间的误差相比，以前的研究。这要归功于多尺度模型在星系团和星系尺度之间的中间尺度上的灵活性。为本文开发的软件是公共lenstool包的一部分，可以在www.oamp.fr/cosmology/lenstool上找到。
2009-02-21 astro-ph.CO
Full Lensing Analysis of Abell 1703: Comparison of Independent Lens-Modelling Techniques
用两种不同的强透镜技术对弛豫星系团Abell 1703的内部质量分布进行了分析。我们的参数化方法具有再现多组多个图像所需的精度，基于质量近似跟踪光的假设。我们测试这个假设与一个完全非参数，自适应网格方法，没有知识的星系分布。由于成员星系必须包括在设计用于搜索透镜图像的模型中，因此在精细尺度上可以看到方法之间的差异，但在较大尺度上，暗物质的一般分布非常一致，具有非常相似的径向质量分布。我们从深多色斯巴鲁成像中添加未稀释的弱透镜测量，以获得完全独立于模型的质量分布，直至维里半径及更远。在弱透镜和强透镜之间的重叠区域中发现一致性，并且完整的质量分布由浓度参数$c_{\rm vir}\simeq 7.15\pm0.5$（和$M_{vir}\simeq 1.22\pm0.15 \times 10^{15}M_{\odot}/h$）的NFW模型很好地描述。Abell 1703位于标准$c$ -$M$关系之上，该关系是为标准$Λ$ CDM模型预测的，类似于具有精确确定的基于透镜的轮廓的其他大质量弛豫星系团。
2010-09-06 astro-ph.CO
Galaxy-Galaxy Weak Lensing Measurements from SDSS: I. Image Processing and Lensing signals
作为斯隆数字巡天数据发布7（SDSS DR 7）的星系-星系透镜研究系列中的第一篇论文，我们提出了我们的图像处理流水线，该流水线校正了主要由点扩散函数（PSF）引入的系统学。利用该流水线对SDSS DR 7成像数据进行了$r$波段的处理，生成了包含各星系形状信息的背景星系表。基于我们自己的形状测量的星系图像从SDSS DR 7，我们提取的星系星系（GG）透镜信号周围的前景分光星系在不同的光度和恒星质量。总体信号与SDSS DR 4中\citet{Mandelbaum2005, Mandelbaum2006}获得的信号一致。本文的结果具有较高的信噪比，这是由于比SDSS DR 4更大的调查区域，证实了更多的发光/质量星系具有更强的GG透镜信号。我们还将前景星系分为红/蓝和恒星形成/淬火子样本，并分别测量了它们的GG透镜信号。我们发现，在一个特定的恒星质量/光度，红色/淬火星系有相对较强的GG透镜信号比他们的同行，特别是在大半径。这些GG透镜信号可以用来探测星系晕质量关系及其在晕占据或条件光度函数框架中的环境依赖性。
2016-07-19 astro-ph.CO
