Bayesian Cluster Finder: Clusters in the CFHTLS Archive Research Survey
在当前和未来的巡天中对星系团的探测能够测量质量与光的比率、聚集特性、星系团丰度，从而限制宇宙学参数。提出了一种基于贝叶斯匹配滤波算法的星系团探测新方法。该方法能够通过根据星系亮度、密度和光度红移的滤波器的最大化，结合考虑颜色-星等关系和BCG-红移关系的星系团先验，确定星系团的位置、红移和丰度。我们通过真实的模拟星系目录测试了该算法，发现对于z $<$ 1.2和比$Λ_{CL}>$ 20更丰富的星系团（Abell Richness $\sim$ 0，M $\sim4\times10^{14} M_{\odot}$），检测是100%完整的，纯度为80%。如果我们不包括先验信息，完整性和纯度保持大致相同，这意味着该方法能够检测星系团有和没有一个明确的红色序列。我们将该算法应用于CFHTLS档案研究调查（CARS）数据，使用相同或更深的数据加上似乎是真实的额外集群恢复与先前发布的类似检测。
2011-10-31 astro-ph.CO
Testing gravity on large scales by combining weak lensing with galaxy clustering using CFHTLenS and BOSS CMASS
我们测量的引力透镜，星系集群，红移空间扭曲称为$E_G$的组合。量$E_G$探测度规势的两个部分，并且对星系偏置和$σ_8$不敏感。这些性质使它成为检验$Λ$ CDM、广义相对论及其替代理论的一个有吸引力的统计量。我们将CMASS DR 11与CFHTLenS和最近从RSD分析中测量到的$β$相结合，发现$E_G(z = 0.57) = 0.42 \pm 0.056$，一个13%的测量与使用普朗克2015宇宙学参数的广义相对论$E_G(z = 0.57) = 0.396 \pm 0.011$的预测一致。我们已经为各种观测和理论系统学修正了我们的测量。我们的测量结果与第一次测量$E_G$使用CMB透镜代替星系透镜（普伦等。2015 a），但与包括大尺度在内的最终结果相比，显示出2.8 $σ$张力。这种分析与未来的调查将提供改进的统计误差和更好的控制系统，以测试广义相对论及其替代理论。
2016-12-12 astro-ph.CO
Galaxy cluster searches by photometric redshifts in the CFHTLS
为了扩大公开可用的光学星系团目录，特别是在高红移，我们进行了系统的搜索星系团的CFHTLS。我们使用Le Phare光度红移来检测星系，深场和宽场的星等限制分别为i '= 25和23。然后，我们构建了星系密度图的光度红移箱为0.1的基础上的自适应核技术和检测结构与SExtractor。为了评估我们的星系团探测率的有效性，我们在千禧年模拟中对星系采用了类似的程序。我们测量了候选聚类的关联函数。我们分析了大规模的属性和子结构，应用最小生成树算法，我们的数据和千年模拟。我们已经检测到1200个不同质量的候选簇（最小质量在1.0 10 $^{13}$和5.5 10 $^{13}$之间，平均质量在1.3 10 $^{14}$和12.6 10 $^{14}$ M $_\odot$之间），从而显着增加了已知的高红移簇候选者的数量。我们发现了一个关联函数，这些对象相比，获得高红移集群调查。我们还表明，CFHTLS深调查是能够跟踪到z $\geq$ 1的宇宙大尺度结构。我们的检测结果与其他方法在各种CFHTLS分析中的结果完全一致。我们现在需要精确地测定这些结构的质量来约束宇宙学参数。
2009-10-20 astro-ph.CO
Testing gravity with galaxy-galaxy lensing and redshift-space distortions using CFHT-Stripe 82, CFHTLenS and BOSS CMASS datasets
星系-星系透镜（GGL）和星系团红移空间畸变（RSD）的结合是检验广义相对论预言的一种特殊技术，它打破了结构参数$f$的增长率和线性功率谱$σ_8$的振幅之间的简并性。我们对250平方英尺的土壤进行了GGL和RSD联合分析。度使用CFHTLenS和CFHT-Stripe 82的形状目录，以及来自BOSS CMASS样品的光谱红移。我们调整了一个模型，包括非线性偏置，RSD和Alcock-Paczynski效应。我们发现了$f(z=0.57) =0.95\pm0.23$、$σ_8(z=0.57)=0.55\pm0.07$和$Ω_{\rm m} = 0.31\pm0.08$，与普朗克宇宙学结果2018一致。我们还估计了重力探测器$E_{\rm G} = 0.43\pm0.10$与$Λ$ CDM-GR预测的$E_{\rm G} = 0.40$。该分析表明，RSD有效地将$Ω_{\rm m}$上的GGL不确定度降低了4倍，并将$σ_8$上的GGL不确定度降低了30%。我们使用一个N-体模拟补充CMASS的丰度匹配处方建立一套重叠的透镜和聚类模拟。再加上额外的光谱数据，这有助于我们量化和纠正一些系统误差，如光度红移。我们在天空和宇宙数据库上提供我们的模拟目录。
2019-03-17 astro-ph.CO
Cross-correlation of Planck CMB Lensing and CFHTLenS Galaxy Weak Lensing Maps
我们使用普朗克2013年和2015年的数据和154度^2加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）交叉关联了宇宙微波背景（CMB）透镜和星系弱透镜图。该测量探测了在CMB和CFHTLenS透镜内核的高和低红移峰之间的中间红移~0.9处的大尺度结构。使用这些数据集的噪声特性和标准普朗克2015 LCDM宇宙学参数，我们预测交叉相关的信噪比约为4.6。我们发现，我们的实际测量的噪声水平与此估计一致，但信号的幅度远低于理论预测。我们测量的互相关的最佳拟合幅度是分别使用2013年和2015年普朗克CMB透镜图的$A_{2013}=0.48\pm0.26$和$A_{2015}=0.44\pm0.22$，其中$A=1$对应于基准普朗克2015年LCDM预测。由于测得的振幅较低，检测显著性中等（~2 $σ$），数据与理论预测（~2- $2.5σ$）存在张力。与使用WMAP 9参数的预测相比，张力有所降低，我们发现$A_{2013}=0.56\pm0.30$和$A_{2015}=0.52\pm0.26$。我们考虑了各种系统效应，发现光度红移的不确定性，内在排列的污染，以及普朗克2015 CMB透镜重建中星系团的掩蔽效应能够帮助解决显着水平的张力（每个约10%）。CFHTLenS剪切数据中的总体倍增偏倚也可能发挥作用，可以使用现有数据进行检验。我们关闭预测测量这种互相关使用正在进行的和未…
2015-10-01 astro-ph.CO
CFHTLenS: A Weak Lensing Shear Analysis of the 3D-Matched-Filter Galaxy Clusters
我们提出了集群质量丰富度标度关系校准的弱透镜分析>18000星系团候选人在加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）。使用Milkeraitis等人的3D匹配滤波器聚类发现器检测，这些簇候选者跨越了从小团尺度到$\sim10^{15} M_{\odot}$和红移0.2 $\lesssim z\lesssim$ 0.9的宽范围的质量。叠加剪切测量的总有效性为54 $σ$。我们比较集群质量确定使用弱透镜剪切和放大，发现在个别丰富的箱产生1 $σ$兼容性的测量，但放大率估计偏低。这第一次直接质量比较产生重要的见解，为改善未来的透镜放大工作的系统学处理。此外，我们确认分析表明，集群偏心有一个重要的影响所观察到的3D-MF晕配置文件，我们量化这通过拟合投影集群质心偏移，这通常是$\sim$ 0.4弧分。我们把候选的星系团作为红移的函数，在$z \sim$ 0.9的整个范围内发现了类似的星系团质量和丰富度。我们测量3D-MF质量丰富度标度关系$M_{200} = M_0 (N_{200} / 20)^β$。我们发现一个归一化的$M_0 \sim (2.7^{+0.5}_{-0.4}) \times 10^{13} M_{\odot}$，和一个对数斜率的$β\sim 1.4 \pm 0.1$，这两者都是在1 $σ$协议从放大分析的结果。我们没有发现红移依赖的正常化的证据。CFHTLe…
2014-12-10 astro-ph.CO
The CFHTLS Deep Catalog of Interacting Galaxies I. Merger Rate Evolution to z=1.2
我们提出了在0.2<z<1.2之间的静止坐标系光学星系合并分数，作为恒星质量和光学光度的函数，正如加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产深度巡天（CFHTLS-Deep）所观察到的那样。我们开发了一个新的分类方案，以确定主要的星系星系合并的基础上存在的潮汐尾和桥梁。这些形态特征是最近和正在进行的合并活动的标志。通过对所有星系的视觉分类，直到i_vega<22.2（约27，000个星系）超过2平方度，我们编制了CFHTLS相互作用星系深表，其中有约1600个合并星系。我们发现合并分数在z~0.3处为4.3% +/-0.3%，在z~1处为19.0% +/-2.5%，这意味着合并分数的演变为（1+z）^m，其中m=2.25 +/-0.24。这一结果与在>4sigma置信水平下的温和或非演变（m<1.5）情景不一致。观察到一个温和的趋势，即M>10^10.7 M_sun的大质量星系比M~10^10 M_sun的小质量系统经历更少的合并，这与星系集合体缩小的预期一致。我们的研究结果还表明，相互作用星系的平均SFRs的两倍，发现在非相互作用场星系。我们的结论是：（1）光学星系合并分数确实随红移而变化，（2）合并分数适度地依赖于恒星质量，在z<1时，质量较低的星系合并分数较高，（3）恒星形成在合并的所有阶段都被触发，在后期阶段有较大的增强，与N体模拟一致。
2010-01-15 astro-ph.CO
Using neural networks to estimate redshift distributions. An application to CFHTLenS
我们提出了一种新的方法，使用神经网络（NN）来估计星系样本的红移分布。我们能够使用分类神经网络获得每个星系的概率密度函数（PDF）。该方法适用于58714星系CFHTLenS的光谱红移从深2，VVDS和VIPERS。使用这些数据，我们表明，堆叠的PDF的真正的$N(z)$使用5，4或3光度带的信息给出了一个很好的表示。我们证明了用N（z_（phot））代替N（z_（truth））在几个层析面元的透镜功率谱P_（kappa）上的分数误差<=1。此外，我们研究了当训练样本很少时，这种方法的性能如何，并表明在这种情况下，神经网络在高z时稍微高估了N（z）。最后研究了训练样本不代表完整数据集的情况。本文附带的IPython笔记本可在以下网站获得：https://bitbucket.org/christopher_bonnett/nn_notebook
2013-12-04 astro-ph.CO
Galaxy clustering in the CFHTLS-Wide: the changing relationship between galaxies and haloes since z ~ 1.2
我们提出了一个详细的调查之间的变化关系的星系和暗物质晕，他们居住从z~1.2到今天。我们这样做，通过比较精确的星系聚类测量超过133 deg 2的“宽”组成部分的CFHT遗产调查（CFHTLS）与预测的分析HOD模型，在每个晕中的星系数量只取决于晕质量。从i '_AB < 22.5的~ 3x10^6星系的母星表开始，我们使用~ 10^4光谱红移校准的精确光度红移来创建一系列覆盖0.2 < z < 1.2的类型选择的体积有限的样本。我们的主要结果，在这些样本中的聚类测量的基础上，是一个强大的测定光度晕质量比和它的依赖红移和星系类型。对于完整的样品，这在低红移Mh处达到一个峰值，峰值= 4.5x10^11 h^-1 M_sun，并在更高的红移处向更高的晕质量移动。对于更红的星系，峰值出现在更高的晕质量上，并且在我们调查的整个红移范围内不会显着演化。我们还考虑了偏差的演化，平均晕质量和卫星的分数作为红移和光度的函数。我们观测到的卫星比例在z~1和z~0之间增长了~ 2倍，这证明了星系合并在z<1时~ 10^12 h^-1 M_sun质量晕的星系演化中所起的作用是有限的。定性地说，我们的观测结果与这样一幅图像是一致的，即大质量晕中的红星系在z~1时已经积累了大部分恒星质量，随后直到今天都没有经历什么演化。观察到的移动的峰值位置的整个星系人口是一致的大部分恒星形成活动迁移从高质量的晕在高红移…
2012-04-16 astro-ph.CO
A search for edge-on galaxy lenses in the CFHT Legacy Survey
新一代宽视场光学成像，如加拿大法国夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS），能够发现天空中存在的所有类型的引力透镜。强透镜遗产巡天（SL2S）项目已经开始分别对星系团或星系群的透镜和遥远的大质量椭圆星系周围的爱因斯坦环进行清点。在这里，我们试图通过寻找大规模边缘盘星系产生的透镜事件来扩展这一库存，这仍然是一个记录不多的透镜类。我们在CFHTLS宽视场中实现并测试了一个边缘星系透镜的自动搜索程序，星等为18
2010-05-31 astro-ph.CO
PSZ2LenS. Weak lensing analysis of the Planck clusters in the CFHTLenS and in the RCSLenS
在对Sunyaev Zel'dovich效应的调查中，可能无偏的选择过程可以揭示新的星系团。我们对PSZ 2 LenS样本进行了弱透镜分析，即普朗克任务在透镜巡天CFHTLenS和RCSLenS覆盖的天空部分探测到的PSZ 2星系团。PSZ 2LenS由35个簇组成，它是PSZ 2星表的统计上完整和均匀的子样本。普朗克选择的星系团似乎是宇宙学晕的大质量末端的无偏见的示踪剂。样品的质量浓度关系与Lambda冷暗物质模型的预测非常吻合。在0.1<R<3.2 Mpc/h的径向范围内检测到14 σ显著性的堆叠透镜信号，并且通过数值模拟预测的尖状暗晕模型很好地描述。我们证实了普朗克估计的质量相对于弱透镜质量有b_SZ= 27+-11（stat）+-8（sys）%的偏差。宇宙学子样本的偏差更高，b_SZ= 40+-14+-（stat）+-8（sys）%。
2017-09-04 astro-ph.CO
The WIRCam Deep Survey I: Counts, colours and mass-functions derived from near-infrared imaging in the CFHTLS deep fields
我们提出了一种新的近红外成像调查在四个CFHTLS深领域：WIRCam深调查（WIRDS）。WIRDS包括极深、高质量（FWHM ~0.6”）的J、H和K成像，覆盖2.1 deg^2的总有效面积，达到AB 50%完整性极限~24.5。我们将我们的图像与CFHTLS相结合，在CFHTLS深场中创建一个独特的八波段ugrizJHK测光表;这四个独立的场使我们能够对我们所有测量的宇宙方差的影响进行稳健的估计。我们使用这些目录来估计精确的光度红移，星系类型和恒星质量的独特样本~ 180万个星系。我们的JHK数量计数与以前的研究一致。我们将BzK选择应用到我们的gzK滤波器组中，发现恒星形成BzK选择成功地选择了我们测光表中76%的红移范围为1.4<z<2.5的恒星形成星系。被动BzK选择返回光度星表中标识的被动1.4<z<2.5群体的52%。我们提出的星系恒星质量函数作为红移的函数z=2，目前适合使用双Schechter函数。质量函数的演化与质量有关，log（M）<10.75的星系数量在z<1时仍在演化，但更高质量的星系在z~0.8-1时达到它们现在的数量。这与目前星系演化过程中的缩小相一致。我们比较了我们的结果与GALFORM半解析星系形成模型的预测，发现模拟提供了一个相对成功的拟合所观察到的质量函数在中等质量（即10<log（M）<11）。然而，GALFORM的结果在低质量下低估了质量…
2012-06-27 astro-ph.CO
Constraints and tensions in testing general relativity from Planck and CFHTLenS including intrinsic alignment systematics
我们目前的限制测试广义相对论（GR）在宇宙尺度上使用最近的数据集和评估的影响，星系的内在排列（IA）的CFHTLenS透镜数据对这些限制。我们认为CMB温度数据从普朗克，星系功率谱从WiggleZ，弱透镜层析成像从CFHTLenS，ISW星系交叉相关，和BAO数据从6dF，SDSS DR7，和BOSS DR9。我们使用一个参数化的修改后的重力（MG），在红移和规模，参数化，单调的规模，但在红移中的binned，和一个功能参数化，只在红移中的演变。我们提出的MG参数$Q$和$Σ$的结果。我们采用IA模型与振幅$A_{CFHTLenS}$，包括在参数分析。我们发现，与以前的研究相比，改善了MG参数的约束条件，相应的$40-53\%$增加了品质因数，GR与$95\%$ CL的数据一致。在$A_{CFHTLenS}$上发现的边界对所使用的MG参数化敏感，并且发现$A_{CFHTLenS}$和MG参数之间的相关性为弱到中等。对于所有3 MG参数化$A_{\rm CFHTLenS}$被发现与零一致时，整个透镜样本被使用，然而，当使用优化的早期型星系样本的显着非零$A_{\rm CFHTLenS}$被发现GR和第三MG参数化。我们发现，在以前的研究中观察到的紧张局势持续存在，有迹象表明，CMB数据和透镜数据更喜欢不同的值MG参数，特别是参数$Σ$。置信度轮廓和概率分布的分析表明，双峰发现如下的$…
2015-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
CARS: The CFHTLS-Archive-Research Survey II. Weighing dark matter halos of Lyman-break galaxies at z=3-5
目的：我们测量了来自加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）深场的大量u-（z~3），g-（z~4）和r-（z~5）脱落样本的聚类特性。研究方法：光度红移分布与模拟一起，使我们能够去项目的角度相关测量和估计物理量，如相关长度，晕质量，星系的偏见，和晕占领作为紫外线光度的函数。结果：我们首次在z~5的关联函数中检测到一个显著的单晕项。发现LBG的共动关联长度和晕质量随静止坐标系紫外光度的减小而减小。没有显着的红移演化中发现的任何数量。LBG的典型晕质量是M>~10^{12}h^{-1}M_ \odot，而且晕通常被少于一个星系占据。在脱落样本中清楚地观察到UV光度的聚类分离，但是红移演化不能清楚地从红移分布引入的系统不确定性中解脱出来。我们研究了一系列可能的红移分布，以说明这种选择的效果。光谱学的代表性的子样本，需要高精度的绝对测量高Z晕质量。
2009-03-23 astro-ph.CO
Pre-processing of galaxies in cosmic filaments around AMASCFI clusters in the CFHTLS
星系团和星系群被认为是沿着宇宙细丝的首选方向吸积物质的。然而，这些结构已被证明难以检测，因为它们的对比度低，很少有研究集中在集群坠落区。在这项工作中，我们使用光度红移在0.15<z<0.7的范围内探测到了星系团周围的宇宙细丝。我们在这些结构中描述了星系群的特征，以研究宇宙细丝和星系群对恒星形成淬火的“预处理”的影响。使用AMASCFI加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）T0007集群样本（Sarron等人，2018）进行宇宙细丝探测。在光度红移切片中用DISPERSE算法进行灯丝重建。我们表明，这种重建是可靠的CFHTLS一样的调查在0.15<z<0.7使用模拟星系目录。我们使用LePhare SED拟合算法将我们的星系目录分为两个群体（被动和恒星形成），并使用两个红移箱（0.15<z<=0.4和0.4<z<0.7）。我们发现，AMASCFI集群连接性（即连接到集群的细丝的数量）随着集群质量M200而增加。R200以外的丝状星系被发现更接近于低红移的星系团，无论星系类型如何。暗条中的被动星系比只有在低红移仓中的恒星形成星系更接近星系团。在d~ 5cMpc范围内，星系的被动部分随团心距离的增加而减小.不在我们重建的节点上的星系群/星系团主要在宇宙细丝内发现。这些结果为宇宙细丝的“预处理”提供了线索，这可能是由于较小的星系群。通过将这种方法应用于更大的光度测量，如HSC-…
2019-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The PCA Lens-Finder: application to CFHTLS
我们提出了一个新的搜索银河系尺度强透镜系统的CFHTLS宽的结果。我们的透镜寻找技术涉及预选潜在的透镜星系，对尺寸和大小进行简单的削减。然后，我们对星系图像进行主成分分析，以确保干净地去除光剖面。使用聚类拓扑算法DBSCAN在残差图像中搜索透镜特征。我们发现1098个镜头候选人，我们目视检查，导致109个新镜头候选人的清洁样本。使用现实的图像模拟，我们估计我们的样本的完整性，并表明它是独立的源表面亮度，爱因斯坦环的大小（图像分离）或透镜红移。我们比较我们的样品的性能，以前的镜头搜索CFHTLS。包括本检索，CFHTLS中发现的晶状体总数为678个，相当于每平方度约4个晶状体，低至i=24.8。这相当于在像欧几里得一样宽的测量中总共使用~ 60.000个透镜，但在CFHTLS的分辨率和深度下。
2016-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy shape measurement with convolutional neural networks
我们从训练和评估卷积神经网络（CNN）来预测星系形状，从暗能量调查（DES DR 1）的第一次数据发布的宽视场调查图像中得到我们的结果。我们使用传统的形状测量作为地面实况，从重叠，更深的调查，较少的天空覆盖，加拿大-法国夏威夷望远镜透镜调查（CFHTLenS）。我们证明，CNN预测从单波段DES图像再现的结果CFHTLenS在明亮的幅度和显示更高的相关性与CFHTLenS在较暗的幅度比极大似然模型拟合估计的DES Y1 im 3shape目录。用CNN预测形状参数也非常快，每个星系只需要0.2毫秒，比前向模型拟合提高了4个数量级以上。CNN还可以在使用同一星系的多个图像时准确地预测形状，即使在不同的色带中，也没有额外的计算开销。CNN对微弱的天体也更精确，与DES Y1元校准目录相比，CNN的优势对于蓝色星系比红色星系更明显，DES Y1元校准目录使用riz波段图像拟合单一高斯轮廓。我们证明了在元校准自校准框架内的CNN形状预测产生具有可忽略的乘法偏差的剪切估计，$ m < 10^{-3}$，并且没有显著的PSF泄漏。我们提出的设置适用于当前和下一代弱透镜测量，其中可以在专用的深场中测量更高质量的地面实况形状。
2019-06-03 astro-ph.CO
Constraints on Massive Neutrinos from the CFHTLS Angular Power Spectrum
我们使用的星系角功率谱在$z\sim0.5-1.2$从加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天宽领域（CFHTLS-Wide）分别约束的总中微子质量$\sum{m_ν}$和中微子物种的有效数量$N_{\rm{eff}}$。这项调查最近受益于精确的校准的红移分布，允许新的测量（非线性）物质功率谱在一个独特的范围内的尺度和红移敏感的中微子自由流。我们的分析利用了最近的弱非线性物质功率谱的中微子的影响模型来自精确的N体模拟。我们表明，CFHTLS，结合WMAP 7和哈勃常数的先验提供了一个上限的$\sum{m_ν}<0.29\,$电子伏特和$N_{\rm{eff}} =4.17^{+1.62}_{-1.26}$（2 $\,σ$置信水平）。如果我们忽略可能受非线性影响的较小尺度，则这些约束变为$\sum{m_ν}<0.41\,$ eV和$N_{\rm{eff}} =3.98^{+2.02}_{-1.20}$（2个$\,σ$置信水平）。最后，我们表明，除了其他大尺度结构探针可以进一步改善这些限制，表明高红移大体积调查，如CFHTLS是互补的中微子质量的其他宇宙学探针。
2012-03-22 astro-ph.CO
Recent Arrival of Faint Cluster Galaxies on the Red-sequence: Luminosity Functions from 119 square degrees of CFHTLS
自z ~ 1以来，全球恒星形成率显着下降，原因尚不清楚。红序星系在星系团中占主导地位，代表了恒星形成停止的群体，因此可能是这个问题的关键。在这项工作中，我们选择了127个丰富的星系团在0.17<z<0.36，从119平方度的加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）的光学成像数据，并构建了r '波段红序列光度函数（LF）。我们表明，LF的暗端是非常敏感的红序列星系是如何选择的，和最佳的方式来尽量减少污染的蓝色云是镜像星系的红侧的颜色-星等关系（CMR）。我们的样品的LF有一个显著的中心在Mr ~（-18.5）的突变，表明是两个种群的混合。结合我们的调查和斯隆数字巡天的低红移样本，我们发现LF的暗端没有强烈的演化（或红序矮星系与巨星之比），但从z ~ 0.2到z ~ 0，红序矮星系的相对数量增加了~3倍，这意味着在过去的2.5 Gyr中，星团红色序列的暗端有了显著的积累。
2009-05-20 astro-ph.CO
Next Generation Virgo Cluster Survey. XXI. The weak lensing masses of the CFHTLS and NGVS RedGOLD galaxy clusters and calibration of the optical richness
我们测量了堆叠的弱透镜集群质量的1325个星系团的样本检测的RedGOLD算法在加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查W1和下一代室女星系团调查在$0.2<z<0.5$，在光学丰富度范围$10<λ<70$。经过选择我们最好的丰富子样本（$20<λ<50$），这是最全面的透镜研究的$\sim 100\%$完整的$\sim 90\%$纯光学集群目录在这个红移范围内，共有346个集群在$\sim164~deg^2$。我们测试了三种不同的质量模型，我们最好的模型包括一个基本的晕模型，与纳瓦罗弗伦克和白色的配置文件，并考虑到集群偏心，非弱剪切，两个晕项，贡献的布里渊星系团星系，和后验修正的内在散射的质量丰富度关系的校正条款。利用该模型，我们获得了$\log{M_{\rm 200}/M_{\odot}}=(14.48\pm0.04)+(1.14\pm0.23)\log{(λ/40)}$的质量-丰度关系（统计不确定性）。这一结果与其他已发表的透镜质量丰富度关系是一致的。当比较X射线质量和质量代理，我们发现，平均弱透镜质量$\sim 10\%$高于那些在$2\times10^{13}M_{\rm \odot}<E(z) M^{X}_{\rm 200}<2\times10^{14}M_{\rm \odot}$范围内的X射线，在协议与大多数以前的结果和模拟。我们还给出了透镜质量和X射线质量代理之间的标度关…
2017-11-07 astro-ph.CO
CFHTLenS tomographic weak lensing: Quantifying accurate redshift distributions
加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）包括154平方度的深多色（u* g 'r' i 'z'）测光，具有精确的测光红移和形状测量。我们证明了星系的红移概率分布函数的总和提供了一个准确的表示的星系红移分布占随机和灾难性的错误与最佳拟合光度红移z_p < 1.3的星系。我们利用层析弱引力透镜对大尺度结构进行宇宙学约束。我们使用了两个宽的红移面元（0.5 < z_p <= 0.85和0.85 < z_p <= 1.3），并且测量了角标度在~1-40 arcmin范围内的切变关联函数。我们发现，有问题的红移标度的剪切信号，发现在以前的CFHTLS数据分析，不影响CFHTLenS的数据。对于平坦的Lambda CDM模型和固定的物质密度Omega_m=0.27，我们发现物质功率谱的归一化σ_8 =0.771 \pm 0.041。当结合宇宙微波背景数据（WMAP 7），重子声学振荡数据（BOSS），并事先从HST距离阶梯的哈勃常数，我们发现CFHTLenS提高了完全边缘化的参数估计的精度的平均因子为1.5-2。将我们的结果与上述宇宙学探测相结合，我们发现Omega_m=0.2762 \pm 0.0074和sigma_8=0.802 \pm 0.013。
2012-12-13 astro-ph.CO
The Galaxy--Halo Connection in High-Redshift Universe: Details and Evolution of Stellar-to-Halo Mass Ratios of Lyman Break Galaxies on CFHTLS Deep Fields
我们提出的莱曼break星系（LBG）在$z\sim3$，$4$，$5$使用加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）的最终数据发布的聚类分析结果。CFHTLS深度调查的深视场和宽视场图像使我们能够获得足够精确的两点角相关函数，以应用晕占据分布分析。平均晕质量，计算为$\langle M_{h} \rangle=10^{11.7}-10^{12.8}h^{-1}M_{\odot}$，随着LBG的恒星质量极限而增加。有一个中心星系的阈值晕质量遵循与低$z$结果相同的增加趋势，而在整个恒星质量范围内，有一个卫星星系的阈值晕质量在$z=3-5$比$z=0.5-1.5$显示出更高的值。脱落星系的卫星部分，即使在质量较小的晕，发现急剧下降，从$z=2$到小于$0.04$在$z=3-5$。这些结果表明，卫星星系的形成效率较低的黑暗晕在$z=3-5$，即使是质量较小的卫星与$M_{\star}<10^{10}M_{\odot}$。我们计算恒星晕质量比（SHMR）假设一个主要的星系序列，这被发现提供一致的SHMR与那些来自光谱能量分布拟合方法。观测到的SHMR与基于$1σ$置信区间内的丰度匹配方法的模型预测吻合良好。我们首次从观测上导出了恒星形成效率最高点的晕质量$M_{\rm h}^{\rm pivot}$，它在$3<z<5$处随宇宙时间的增加有一个小的增加趋势。此外，发现$M_{\rm…
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Candidate fossil groups in the CFHTLS: a probabilistic approach
化石星系群（Fossil Group，简称FG）是在25年前被发现的，现在被定义为X射线光度高于$10^{42}\ h_{50}^{-2}$ erg s $^{-1}$的星系群，并且最亮的星系群比其他星系群成员至少亮2个星等。然而，其形成的情景仍然存在争议。我们在这里提出了一个FG的概率分析，从Sarron等人（2018）在CFHTLS调查中检测到的候选群体和集群的大型目录中提取，基于光度红移，以调查它们在宇宙网络中的位置并探测它们的环境。基于光谱和光度红移，我们估计的概率的星系属于一个星系结构，并通过施加的条件，最亮的星系群至少比其他的2个星等，我们计算的概率为一个给定的星系结构是FG。我们分析了这些候选FG的质量分布，并估计了它们与嵌入它们的宇宙网络的细丝和节点的距离。我们发现质量小于$2.4\times 10^{14}$ M $_\odot$的结构是化石群的概率最高。总体而言，PFG $\geq$ 50%的结构位于靠近宇宙网细丝的位置（87%位于距离最近细丝小于1 Mpc的位置）。它们离最近的节点的距离比离最近的细丝的距离大四倍。我们证实，纤维瘤有小肿块，是罕见的。它们似乎居住在宇宙细丝附近，而不是在节点中生存。因此，处于一个恶劣的环境中可能是FG形成的驱动力，附近星系的数量不足以补偿中央星系群的同类相食。
2020-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The power spectrum from the angular distribution of galaxies in the CFHTLS-Wide fields at redshift ~0.7
我们使用CFHT遗产调查中的光学颜色选择样本在红移0.5至1.2的大尺度上测量真实空间星系的功率谱。利用VIMOS公开河外星系红移巡天（VIPERS）初步测量的~14000个光谱红移的红移分布，对角分布进行解投影，直接估算三维功率谱。我们使用的极大似然估计是最佳的高斯随机场给出定义良好的窗口函数和误差估计。这一测量提供了对VIPERS探测的大尺度结构场的初步了解。在k<0.2h/mpc的尺度上，我们测量了类VIPERS样本的星系偏差b_g=1.38 +-0.05（sigma_8=0.8），平均值为0.5<z<1.2。我们进一步研究了三个测光红移切片，在保持其它LCDM参数不变的情况下，对偏置因子进行边缘化，得到了物质密度Omega_m=0.30+-0.06。
2012-02-01 astro-ph.CO
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
CARS: The CFHTLS-Archive-Research Survey III. First detection of cosmic magnification in samples of normal high-z galaxies
弱引力透镜（WL）被认为是宇宙学中最有前途的探测之一。到目前为止，大多数研究都利用WL的剪切效应导致星系形状的相干扭曲。但是WL也引入了相干放大。我们希望在从CFHTLS的深部选择的高红移星系的大样本中检测这种宇宙放大效应。莱曼break星系（LBG）在z=2.5-5，被用作背景样本和交叉相关的photo-z的选择前景透镜星系。LBG在不同的幅度仓的信号进行比较，从WL理论的预测。通过考虑外部LBG光度函数的斜率，估计最佳加权关联函数。这是我们第一次在正常星系的样本中探测到宇宙放大。这些背景源也是迄今为止用于WL测量的最高红移源。交叉关联函数的幅度和角度依赖性与理论预期一致，并且检测到具有高显著性的透镜信号。特别是，我们检测到微弱的LBG和前景星系之间的反相关，这不能造成的红移重叠。（节略）
2009-09-18 astro-ph.CO
Cluster Magnification & the Mass-Richness Relation in CFHTLenS
在加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的一个大样本星系团上测量了引力透镜放大率，其显著性为9.7 sigma。这次巡天覆盖了~154 deg^2，包含了超过18，000个红移为0.2 <= z <= 0.9的候选星团，是使用Milkeraitis等人（2010）的3D匹配滤波器星团探测器探测到的。我们将复合NFW模型拟合到系综中，考虑了星团偏心、源透镜红移重叠以及附近结构（2-晕项），并恢复了星团暗物质晕在~10^13 M_sun到2*10^14 M_sun范围内的质量估计。集群丰富的测量整个样本，我们bin集群根据丰富度和红移。质量-丰度关系式M_200 = M_0（N_200 / 20）^β与测量值相拟合。对于两个不同的簇偏心模型，我们发现归一化和斜率的一致结果，M_0 =（2.3 +/- 0.2）*10^13 M_sun，beta = 1.4 +/- 0.1和M_0 =（2.2 +/- 0.2）*10^13 M_sun，beta = 1.5 +/- 0.1。我们发现，占透镜和源的全部红移分布是重要的，因为任何重叠可以有一个从通量放大推断的质量估计的影响。
2014-02-24 astro-ph.CO
Multicolor Photometry of the Galaxy Cluster A98: Substructures and Star Formation Properties
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）射电天文观测系统对一个X射线表面亮度有两次大增强的星系团A98（z=0.104）进行了光学光度观测。在$58' \times 58'$场中，得到了V ~ 20等范围内所有源的15个中间波段的能量谱分布。在通过色图分离出恒星-星系之后，对星系样本应用光度红移技术进行进一步的成员确定。色-星等关系是对早型星系团的进一步限定。结果，获得了198个暗成员星系的列表。利用新产生的成员星系样本，详细研究了A98 N、A98 S和A98 W的动力学亚结构。另一个独立的星系群A98 X也被发现在A98的主要聚集区以南，它与A98没有引力约束。对74个已被光谱证实的成员星系，研究了环境对恒星形成历史的影响，发现核心区亮星系的恒星形成时间尺度较短，平均恒星年龄较长，星际介质金属丰度较高，这一现象可以用分级宇宙学的观点加以解释。
2009-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the cluster optical galaxy luminosity function in the CFHTLS : breaking the degeneracy between mass and redshift
获得大样本的星系团对宇宙学很重要，因为星系团的计数作为红移和质量的函数可以限制我们宇宙的参数。它们对于理解团簇的形成和演化也是有用的。我们开发了一个改进的AMACFI星系团发现器（现在的AMASCFI），并将其应用于加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）的154 deg 2，获得了一个包含1371个质量M200 > 10^14 Msun，红移z < 0.7的候选星系团的星表。我们从千禧年模拟中推导出AMASCFI的选择函数，并从将我们的候选人与X射线探测相匹配的丰度-质量比例关系中获得集群质量。通过计算早期星系（ETG）和晚期星系（LTG）的i '波段星系光度函数（GLF），研究了这些星系团随质量和红移的演化。这个样品是90%的纯度和70%的完整性，因此我们的结果是代表在这些红移和质量范围内的集群人口。我们发现随着红移的减小，ETG和LTG的微弱粒子数都增加了（在z=0.6处，Schechter斜率α_ETG = -0.65 +/-0.03;在z=0.2处，α_ETG = -0.79 +/-0.02），LTG的亮端也减少了，但ETG的亮端没有减少。我们的大样本使我们能够打破质量和红移之间的简并性，发现红移演化在高质量星系团中更为明显，但对于给定的红移，暗端对质量没有显着的依赖性。这些结果表明，团簇红色序列主要在红移z > 0.7处形成，并且在z < 0.7处，微弱的ET…
2018-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
CFHTLenS: Testing the Laws of Gravity with Tomographic Weak Lensing and Redshift Space Distortions
暗能量可能是宇宙中新的基础物理学的第一个迹象，要么采取物理形式，要么揭示对爱因斯坦引力的修正。弱的引力透镜和星系特有的速度为广义相对论提供了互补的探测，结合起来使我们能够以一种独特的方式测试修正的引力理论。我们进行这样的分析相结合的测量宇宙剪切断层扫描从加拿大-法国夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）与增长的结构从WiggleZ暗能量调查和六度场星系调查（6dFGS），产生最强的现有联合约束的度量的潜力，描述一般的引力理论。对于尺度无关的修改与有效暗能量密度线性演化的度量势，我们发现目前的宇宙学偏差牛顿势和曲率势从广义相对论的预测是（Δ Psi）/Psi = 0.05 \pm 0.25和（Δ Phi）/Phi = -0.05 \pm 0.3分别（68% CL）。
2015-10-07 astro-ph.CO gr-qc
Multicolor Photometry of the Nearby Galaxy Cluster A119
本文介绍了用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）15个中间带系统对邻近星系团Abell 119（z = 0：0442）进行的光学测光。在BATC 58 '* 58'的视场范围内，有368个已知光谱红移的星系，包括238个成员星系（称为样本I）。根据1376个亮度大于iBATC = 19：5的星系的光谱能量分布（SED），应用光度红移技术和早型星系的色-星等关系来筛选暗成员星系。结果，117个暗星系被选为新成员星系。结合样本I，得到了一个包含355个成员星系的放大样本（称为样本II）。两个样品的空间分布和局部速度结构表明，A119是一个动力学复杂的集群，至少有三个突出的子结构，在中心区域在1 Mpc。中心云团的大速度离散表明沿视线方向的合并。在这两个样品中没有发现明显的形态和光度偏析的证据。利用演化合成模型PEGASE，证实了环境对恒星形成性质的影响。低密度区的暗星系具有较长的恒星形成时间尺度、较小的恒星平均年龄和较低的星际介质金属丰度，这与宇宙学的等级背景是一致的。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Extended Photometry for the DEEP2 Galaxy Redshift Survey: A Testbed for Photometric Redshift Experiments
本文介绍了一个新的星表，补充现有的DEEP 2星系红移巡天光度和光谱星表与ugriz测光从其他两个调查;加拿大-法国-夏威夷遗产调查（CFHTLS）和斯隆数字巡天（SDSS）。每一个星表都是通过在天空中的位置进行交叉匹配的，以便为DEEP 2星表中的天体分配乌格利兹测光。我们已经重新校准了CFHTLS测光，其中它与DEEP 2重叠，以提供更均匀的数据集。我们还使用这种改进的光度测定来预测以前只能获得较差测量结果的地区的DEEP 2 BRI光度测定。此外，我们已经包括了改进的天体测量与SDSS，而不是USNO-A2.0的所有DEEP 2对象。总的来说，这个星表包含了大约27，000个天体，它们都有完整的乌格利兹测光和强大的光谱红移测量，其中64%的天体r > 23。通过将DEEP 2星系红移巡天的安全和准确的红移与ugriz测光相结合，我们创建了一个目录，可以用作未来photo-z研究的优秀测试平台，包括LSST和DES等测量算法的测试。
2013-01-31 astro-ph.CO
Two spectroscopically confirmed galaxy structures at z=0.61 and 0.74 in the CFHTLS Deep~3 field
阿达米等人（2010年）在加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（英语：Canada France Hawaii Telescope Legacy Survey）中，根据光度红移侦测到几个z>0.5的候选星团。我们在这里重点介绍其中两个，位于D3字段：D3-6和D3-43。我们已经获得了光谱与双子座/GMOS和测量红移的23和14个星系的两种结构。这些红移与文献中的数据相结合。还进行了动力学和弱透镜分析，以及X射线钱德拉存档数据的研究。星团D3-6是一个由8个光谱确认成员组成的单一结构，平均红移z=0.607，速度色散为423 km/s。它似乎是一个相对较低质量的星团。D3-43-S3有46个光谱确认的成员，平均红移z=0.739。它可以被分解成两个主要的子结构，具有约600和350公里/秒的速度分散。对D3-43-S3通过弱透镜（仅在~3sigma水平上）而不是在X射线中被检测到的事实的解释可能是这两个子结构刚刚开始沿着视线或多或少地合并。我们还表明，D3-6和D3-43-S3具有相似的全球星系光度函数，恒星质量函数和恒星形成率（SFR）分布。唯一的区别是D3-6缺乏暗淡的早期类型星系，与D3-43-S3相比，缺乏极高恒星质量的星系，以及过多的非常高的SFR星系。这项研究显示了基于光度红移的技术的力量，以检测低到中等质量的结构，即使在z~0.75。
2015-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measurement of the halo bias from stacked shear profiles of galaxy clusters
我们提出的观测证据的2-halo项的堆叠剪切剖面的约1200个光学选择的星系团的基础上成像数据和公共剪切目录从CFHTLenS。我们发现晕偏置是对星系团周围物质相关分布的一种度量，它与星系团质量具有振幅和相关性，这与基于LCDM标准宇宙学模型的预言非常吻合.质量浓度关系是平坦的，但高于理论预测。我们还证实了星系团的光学丰度与其质量之间密切的标度关系。
2014-02-19 astro-ph.CO
RingFinder: automated detection of galaxy-scale gravitational lenses in ground-based multi-filter imaging data
我们提出了Ringdom，在多波段成像数据中寻找星系尺度强引力透镜的工具。通过构造，该方法对涉及大规模前景早型星系和微弱背景蓝色源的配置敏感。Ringdom通过两个波段的差分成像检测嵌入在原本平滑的红光分布中的蓝色残留物的存在。该方法是自动化的有效应用到当前和未来的调查，最初是为150度2加拿大法国夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）设计的。我们描述了每一个步骤的Ringdom。然后，我们进行广泛的模拟，以评估完整性和纯度。对于放大倍数mu>4的源，环隙达到42%（分别为1.2%和1.2%）。25%）的完整性和29%（分别）。86%）的纯度。之后）目视检查。在Einstein半径0.8 < REin < 2的特定范围内，环隙的完整性得到了实质性的改善。以及比g = 22.5更亮的透镜图像，其中它可以高达70%。林格氏法不会在源或偏导总体中引入任何显著的偏差。最后，我们提出了最后的目录环CFHTLS星系尺度强透镜候选人。利用哈勃太空望远镜和凯克自适应光学高分辨率成像以及凯克和甚大望远镜光谱学获得的额外信息，用于评估我们分类的有效性，并测量前景和背景物体的红移。从最初的640，000个早期类型星系的样本中，Ringdom返回了2500个候选者，我们通过目视检查进一步减少到330个候选者。我们从候选者的主要样本中确认了33个新的引力透镜，外加16个来自早期版本的Ringdom的系统。第一…
2014-03-05 astro-ph.CO
Evolution of Galaxy Luminosity Function Using Photometric Redshifts
我们研究的影响，使用光度红移研究全球星系光度函数（LF）和不同类型的星系的演化。为此，我们比较使用测光红移从CFHT遗产调查（CFHTLS）D1字段与光谱调查VIMOS VLT深调查（VVDS）包括~4800星系的LF。我们发现，对于z<2，在这次调查所考虑的星等区间内，用光度红移和光谱红移得到的LF显示出显著的一致性。这种良好的协议，使我们能够使用所有四个深场CFHTLS包括~386000星系计算LF的组合字段和直接估计的误差的参数的基础上字段到字段的变化。我们发现，在相同的红移区间内，Schechter的特征绝对星等M* 从z~1.8到z~0.3衰减了~0.7mag，而特征密度φ * 增加了~4倍。我们使用的模板拟合程序提供的星系分类用于计算光度红移和分裂成星系类型的样本。我们发现，这些Schechter参数演变不同的星系类型，这表明它们的演变是几种效应的组合：星系合并，恒星形成淬火和质量组装。所有这些结果都与VVDS，DEEP 2和zCosmos等不同光谱调查所获得的结果相一致，这加强了光度红移可以用于研究星系演化的事实，至少对于迄今为止采用的红移箱。这是非常感兴趣的，因为未来非常大的成像调查包含数亿个星系将允许获得重要的精确测量，以约束LF的演变，并探索这种演变的依赖形态和/或颜色帮助约束星系演化的机制。
2011-05-27 astro-ph.CO
A new life for sterile neutrinos: resolving inconsistencies using hot dark matter
在宇宙学的标准LCDM模型中，最近的普朗克测量显示出与其他观测结果的差异，例如，测量了当前的膨胀率H_0、星系切变功率谱和星系团的计数。我们表明，如果LCDM是由一个热的暗物质组件，这可以被解释为一个不育中微子，数据集可以结合一致。结合普朗克数据、WMAP-9偏振数据、BAO标度测量、HST测量的H_0、普朗克星系团计数和CFHTLens巡天的星系切变数据，得出1 σ时的Delta N_eff = 0.61 pm 0.30和m_s^eff =（0.41 pm 0.13）eV。前者主要是由HST测量的大H_0驱动的，而后者是由集群数据驱动的。CFHTLens星系剪切数据更倾向于Delta N_eff >0和非零质量。两者合计，我们发现线索的存在下，热暗物质组件在3西格玛。一个无菌中微子的反应堆和镓异常的动机出现拒绝在更高的意义和加速器异常无菌中微子被发现在2西格玛紧张。
2013-11-04 astro-ph.CO hep-ph
Multicolor Photometry of the Galaxies in Abell 1775: Substructures, Luminosity Functions, and Star-Formation Properties
利用北京-亚利桑那-台湾-康涅狄格（BATC）多色系统对邻近的星系团Abell 1775进行了15个波段的光学光度观测。获得了5000多个源的光谱能量分布（SED）。由于这个星团也被斯隆数字巡天（SDSS）观测到，因此BATC的SED与SDSS的五波段光度数据相结合。利用组合的SEDs，通过光度红移技术筛选出146个暗星系作为新成员星系。基于成员星系的位置、红移和20波段的SEDs，研究了A1775的动力学子结构和光度函数。先前报道的A1775的双峰结构得到了证实：一个红移较低的贫子团A1775 A位于主星团A1775 B东南约14'处。在考虑新补充的成员星系后，沿着A1775 A和A1775 B的排列方向发现了一个新的子星系团A1775 C。两个子团的不同LF暗端表明A1775 B是一个更动态演化的系统，而A1775 A仍然是动态年轻的。利用STARLIGHT光谱合成程序，研究了成员星系的恒星形成历史.证实了恒星平均年龄与哈勃类型的关系，并探讨了A1775 B星系恒星形成活动的环境效应。
2011-05-17 astro-ph.CO
Measurement of a Cosmographic Distance Ratio with Galaxy and CMB Lensing
我们测量的引力透镜剪切信号周围的暗物质晕托管CMASS星系使用光源在$z\sim 1$（背景星系）和在表面上的最后散射在$z\sim 1100$（宇宙微波背景）。星系切变测量使用CFHTLenS巡天的数据，微波背景切变测量使用{ \it Planck}卫星的数据。这些互相关产生的剪切比提供了一个跨越可能最长宇宙杠杆臂的纯粹几何距离测量，这是因为晕周围的物质分布，包括星系偏置的不确定性和系统误差，如偏心，抵消了薄红移切片中晕的比例。我们在CMASS样品的三个不同的红移切片中测量这个距离比，并将它们结合起来以获得距离比的$17\%$测量，在有效红移为$z=0.53$时的$r=0.390^{+0.070}_{-0.062}$。这与从$r=0.419$的{ \it Planck}最佳拟合$Λ$ CDM宇宙学预测的比率一致。
2017-03-09 astro-ph.CO
Detailed dark matter maps of galaxy cluster substructure and direct comparison to simulations
下一代望远镜拍摄的图像将利用强引力透镜分析，对星系团核心的暗物质分布进行惊人的详细重建。这将为Lambda CDM宇宙学在目前存在紧张局势的星系团尺度上提供一个关键测试。观测到的暗物质分布将直接与模拟中实现的分布进行比较，放弃任何关于光跟踪质量的假设。所需的观测是深度、深度和高分辨率的，最好补充微弱天体的光谱。机载ACS HST能够获得足够质量的图像，但集成时间太长。下一代望远镜有望有效地产生所需的图像。已经开发了一种能够处理预期的大量多个图像的分析方法（见下文）。分析这些详细的质量图可能产生的各种限制是一个正在进行的调查问题。
2009-02-19 astro-ph.CO
Detecting Galaxy Clusters in the DLS and CARS: a Bayesian Cluster Finder
在当前和未来的巡天中对星系团的探测能够测量质量与光的比率、聚集特性或星系团丰度，从而限制宇宙学参数。提出了一种基于贝叶斯匹配滤波算法的星系团探测新方法。该方法能够确定的位置，红移和丰富的星系团通过最大化的过滤器取决于星系的光度，密度和光度红移结合星系团的先验。我们通过真实的模拟星系目录测试了该算法，揭示了对于z <1.2且丰度大于Λ> 25（Abell丰度> 0）的星系团，检测是100%完整的，纯度为80%。我们将该算法应用于CFHTLS档案研究调查（CARS）数据，使用相同的数据加上非常可能真实的额外集群恢复与先前发布的类似检测。我们还将该算法应用于深透镜巡天（DLS），获得了本次巡天中的第一个光选星系样本。该样本是完整的红移0.7，我们检测到超过780个集群候选红移1.2。最后，我们讨论了以前的弱透镜检测在这次调查和光学检测在两个样本之间的差异。
2010-11-15 astro-ph.CO
Dynamical analysis of strong-lensing galaxy groups at intermediate redshift
本文介绍了7个已发现的0.3<z<0.7星系群的VLT光谱观测结果。这些小组是从强透镜遗产调查（SL 2S）中选出的，该调查包括对加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产调查（CFHTLS）中强透镜系统的系统搜索。我们详细介绍了确认的SL 2S组的第一个版本的目标选择，光谱观测和数据处理。对系统的动力学分析表明，它们是引力束缚结构，至少有4个确认的成员，速度分散在300和800 km/s之间。它们的维里质量在10^13到10^14太阳质量之间，因此可以被分类为集团或低质量的星系团。大多数系统是孤立的群体，除了其中两个显示出两个子结构正在合并的证据。我们发现一个很好的协议之间的速度色散估计从星系群的运动学分析和弱透镜测量，并得出结论，重子物质的动力学是一个很好的示踪剂的星系群中的总质量含量。
2012-12-11 astro-ph.CO
The Subaru FMOS Galaxy Redshift Survey (FastSound). I. Overview of the Survey Targeting on H$α$ Emitters at $z \sim 1.4$
FastSound是一项星系红移巡天计划，使用安装在斯巴鲁望远镜上的近红外光纤多目标摄谱仪（FMOS），瞄准$z \sim 1.18$ - $1.54$处的H $α$发射器，灵敏度低至H $α$通量$\sim 2 \times 10^{-16} \ \rm erg \ cm^{-2} s^{-1}$。巡天的主要目标是探测红移空间畸变（RSD），通过测量大尺度结构的增长率来检验广义相对论，并限制修正的引力模型来解释宇宙加速膨胀的起源。目标星系是根据测光红移和H $α$通量估计选择的，这些估计是通过将光谱能量分布（SED）模型拟合到加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）宽目录的五个光学星等来计算的。调查于2012年3月开始，所有观察于2014年7月完成。总之，我们通过以六边形图案平铺CFHTLS Wide的四个字段，实现了覆盖$20.6$ deg $^2$的FMOS的$121$点（每个点具有$30$弧分直径圆形覆盖区）。发射线检测$\sim 4,000$恒星形成星系的自动线检测算法应用到二维光谱图像。这是基于FastSound数据的一系列论文中的第一篇，我们描述了调查设计，目标选择，观测，数据减少和发射线检测的细节。
2015-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Confronting General Relativity with Further Cosmological Data
偏离广义相对论，以解释宇宙加速一般都有时间和尺度依赖的签名在宇宙学数据。我们扩展了我们以前的工作，通过调查模型独立的引力偏差在箱的红移和长度尺度，结合进一步的宇宙学探测，如温度星系和星系星系的互相关，并通过检查偏差之间的相关性。用马尔可夫链蒙特卡罗似然法分析了模型独立参数对当前数据的拟合，结果表明，在低红移时，广义相对论在99%置信水平上偏离了最佳拟合。我们跟踪这两个不同的CFHTLS弱透镜数据集的属性，并证明COSMOS弱透镜数据不显示这样的偏差。即将到来的星系调查数据将大大提高测试时间和尺度相关的引力扩展的能力，我们计算了BigBOSS星系红移调查可能带来的限制。
2010-11-22 astro-ph.CO gr-qc
On the complementarity of galaxy clustering with cosmic shear and flux magnification
在本文中，我们鼓励使用星系团测量光度红移信息，包括从流量放大的贡献，作为宇宙学的探测。我们目前的宇宙学预测时，聚类数据单独使用，当聚类与宇宙剪切分析相结合。我们考虑两种类型的聚类分析：第一，只有红移自相关层析红移箱聚类;第二，使用所有可用的红移箱相关。最后，我们考虑如何推断宇宙学参数可能会有偏见，使用每一个分析时，通量放大被忽略。第三阶段的地面调查，和第四阶段的空间为基础的调查建模与光度红移误差，和值的斜率的光度函数推断CFHTLenS目录。我们发现，结合剪切聚类信息可以改善宇宙学参数的约束，使一个改进的暗能量任务组的品质因数的1.33时，只有红移的自相关性被用于聚类分析，上升到1.52时，在红移的互相关也包括在内。星系-星系透镜效应的加入进一步提高了质量，每种类型的聚类分析的品质因数分别增加了2.82和3.7倍。在一个聚类分析中的流量放大的存在并没有显着影响宇宙学约束的精度时，结合宇宙剪切和星系-星系透镜。然而，如果忽略放大率，推断的宇宙学参数值是有偏差的，某些宇宙学参数的偏差大于统计误差。（节录）
2013-11-15 astro-ph.CO
Group-finding with photometric redshifts: The Photo-z Probability Peaks algorithm
我们提出了一个星系群发现算法，光z概率峰（P3）算法，优化定位小星系群使用光度红移数据通过搜索峰值的信号噪声的局部过密的星系在三维网格。这种方法是一种改进类似的二维匹配滤波器方法，通过使用红移信息减少背景污染，使其能够准确地检测较低丰度的群体。我们提出了我们的算法的测试结果的星系目录从千年模拟。使用最小S/N为3的检测组，0.25 Mpc/h的组孔径尺寸，并假设光度红移精度为sigma_z = 0.05，它达到84%的纯度，并检测~295组/deg。2，平均群体丰富度为8.6个成员。假设光度学红移精度为sigma_z = 0.02，它的纯度为97%，检测到~143个基团/度。2，平均组丰富度为12.5个成员。我们还测试了我们的算法的COSMOS字段和CFHTLS范围内的调查，目前可用的字段上的数据，提出了初步的分析结果。
2010-08-28 astro-ph.CO
RCSLenS: Testing gravitational physics through the cross-correlation of weak lensing and large-scale structure
暗能量的未知性质激发了对大尺度引力物理学的持续宇宙学测试。我们提出了一个新的一致性检查的基础上的相对振幅的非相对论性星系特有的运动，通过测量红移空间失真，和相对论性偏转光由这些相同的星系跟踪星系星系透镜。我们利用最新一代的深度，重叠的成像和光谱数据集，结合红星团序列透镜巡天（RCSLenS），加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS），WiggleZ暗能量巡天和重子振荡光谱巡天（BOSS）。我们用“引力滑移”统计量E_G来量化结果，我们估计在z=0.32时为0.48 +/- 0.10，在z=0.57时为0.30 +/- 0.07，后者构成了这个量已经确定的最高红移。这些测量结果与广义相对论的预言是一致的，对于受宇宙学常数支配的宇宙中的扰动Friedmann-Robertson-Walker度规，在这些相应的红移处E_G = 0.41和0.36。从当前和未来的星系巡天中获得的红移空间畸变和引力透镜数据的结合，将为基本宇宙学提供越来越严格的检验。
2015-12-11 astro-ph.CO
Abell 370 revisited: refurbished Hubble imaging of the first strong lensing cluster
我们提出了一个强大的透镜分析的星系团阿贝尔370（z=0.375）的基础上获得的早期释放观测（ERO）的一部分，随后哈勃服务任务#4的最新的ARMACS图像。早在1987年，Abell 370中的巨大引力弧（z=0.725）是第一批证据之一，表明大质量星系团的密度足以充当强引力透镜。新的观测结果详细揭示了它的盘状形态，我们表明它可以被解释为一个复杂的五像结构，总放大倍数为32+/-4。此外，高分辨率的射电望远镜信息使我们能够识别10个多重成像的背景星系。对于z=2的源红移，我们得到了平均爱因斯坦半径RE=39+/-2”，对应于质量M（<RE）= 2.82+/-0.15 1 e ~（14）Msol和M（<250 kpc）=3.8+/-0.2 1 e ~（14）Msol，与Subaru弱透镜测量结果吻合得很好。典型的质量模型误差小于5%，与之前的透镜分析相比，改进了3倍。Abell 370质量分布被证实是双峰的，暗物质、X射线气体和恒星质量之间的偏移很小。将这些信息与速度分布相结合，揭示了阿贝尔370可能是两个质量相等的星团沿着视线合并，解释了有效产生强透镜效应所需的非常高的质量密度。这些新的观察结果强调了多图像识别的重要性，这是确定准确质量模型的关键。非常大的爱因斯坦半径使Abell 370成为通过中央区域的强放大来寻找高红移星系的最佳星系团之一。
2009-11-29 astro-ph.CO
Distant galaxy clusters in a deep XMM-Newton field within the CFTHLS D4
XMM-牛顿遥远星系团计划（XDCP）的目标是确定一个定义明确的X射线选择的星系团样本，其红移z>0.8。我们提出了一个目录的扩展源在一个最深的~250千秒XMM-牛顿领域的目标LBQS 2215-175覆盖CFHTLS深场四。集群识别是基于，除其他外，深成像与ESO VLT和CFHT遗产调查。通过VLT/FORS 2多目标光谱学进行了候选簇的确认。CFHTLS D4的测光红移被用来确认X射线团簇选择方法的有效性。调查灵敏度计算与广泛的模拟。在S（0.5-2.0 keV）~ 2.5e-15 erg/s的通量极限下，我们在~0.13平方度的区域内实现了高于50%的完整性水平。我们发现六个星系团以上的限制与光学同行，其中5个是新的光谱发现。两个新发现的X射线发光的星系团的z>1.0，另外两个z=0.41，一个z=0.34。对于最遥远的X射线选定的集群在这一领域在z=1.45，我们发现额外的（活动）成员星系从X射线和光谱数据。此外，我们发现的大尺度结构在中等红移z=0.41和z=0.34的证据。在档案XMM-Newton数据中寻找遥远的集群，导致在一个领域中检测到六个集群，使XMM-Newton成为集群调查的杰出工具。其中三个星团的z>1，这强调了小而深的调查对宇宙学的宝贵贡献。Beta模型是对簇表面亮度的适当描述，以执行簇检测模拟，从而计算X射线选择函数。所构建的logN-logS倾向…
2013-01-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multicolour-metallicity Relations from Globular Clusters in NGC 4486 (M87)
本文对521个球状星团（GC）候选者进行了双子座格里兹测光，观测视场为5.5 × 5.5弧分，中心位于巨大椭圆星系NGC 4486中心以南3.8弧分和以西0.9弧分。所有这些对象以前出版的（C-T1）测光。我们还提出了新的（C-T1）测光的338个球状体，在1.7弧分的银河中心半径，其中（g-z）的颜色在测光系统所采用的室女星系团调查的高级相机的调查哈勃太空望远镜。这些光度数据被用来定义一个自我一致的网格（避免多项式拟合）和初步校准的两个化学丰度尺度。由此产生的色度-化学丰度关系用于测试GC化学丰度分布。这是通过对可以根据Cgriz带定义的十个GC颜色直方图进行建模来实现的。我们的结果表明，GC观察到的颜色直方图的最佳拟合与真正的双峰化学丰度分布NGC（Z）一致。另一方面，每个（蓝色和红色）GC亚群遵循不同的颜色-颜色关系。
2013-02-13 astro-ph.CO
Selecting background galaxies in weak-lensing analysis of galaxy clusters
本文提出了一种新的方法来选择微弱的背景星系，用于通过弱透镜效应来计算星系团的质量。该方法是基于同时分析的剪切信号，这应该是一致的前景，unlensed星系，和星系的颜色：光度数据从宇宙演化调查训练的颜色选择。为了验证这种方法，我们测试它对一组国家的最先进的模拟星系团在不同的红移[ $0.23-0.45$ ]和质量[ $0.5-1.55\times10^{15}M_\odot$ ]范围内的图像模拟，模仿中深的成像观测（例如SUBARU，LBT）。我们的方法在污染方面的性能unlensed源是一个选择的基础上光度红移，但需要一个良好的光谱覆盖范围，因此更观测要求。我们的方法模拟的应用程序给出了估计和真实质量的$\sim 0.98 \pm 0.09$之间的平均比率。作为进一步的测试，我们最后将我们的方法应用于实际数据，并将我们的结果与文献中的其他弱透镜质量估计进行比较：为此，我们选择了集群Abell 2219（$z=0.228$），其中多波段（BVRi）数据是公开的。
2016-03-17 astro-ph.CO
Star-galaxy separation strategies for WISE-2MASS all-sky infrared galaxy catalogs
我们结合测光信息的WISE和2 MASS全天空红外数据库，并演示了如何产生干净和完整的星系目录，为未来的分析。在WISE测光中加入2 MASS颜色可以大大提高恒星-星系分离的效率，但代价是损失了一小部分星系。我们发现W1<15.2 mag内的WISE对象中有93%具有2 MASS匹配，并且一类监督机器学习算法，支持向量机（SVM），是我们的WISE数据集中对象的有效分类器。我们从SDSS PhotoObj表中构建了一个已知恒星-星系分离的训练集，并从GAMA光谱调查中确定了我们样本的红移分布。通过改变输入到我们算法中的光度参数的组合，我们表明W1 - J是一种简单有效的恒星-星系分离器，能够产生与多维SVM分类相媲美的结果。我们提出了我们的恒星星系分离方法的详细描述，并表征我们的工具的鲁棒性方面的污染，完整性和准确性。我们探讨了全天空WISE-2 MASS星系图的系统学，例如来自月亮辉光的污染。我们发现，通过额外的J<16.5等通量限制，全天空星系图的均匀性得到改善。我们在本文中提出的全天空星系目录覆盖21,200平方英尺。度的尘埃区掩盖，并估计有1.2%的恒星污染和70.1%的完整性与$z_{med}= 0.14$的240万个星系。具有良好控制的恒星污染的WISE-2 MASS星系图将有助于空间统计分析，包括与其他宇宙学随机场的交叉相关，如宇宙微波背景。同样的技术也产生了一个统计…
2015-01-12 astro-ph.CO
Stellar-to-halo mass relation of cluster galaxies
在等级形成模型中，星系团是由较小的星系团或孤立的星系吸积而形成的。在星系团的中心，吸积星系的性质发生变化。特别是，观测和数值模拟都表明它的暗物质晕被宿主的潮汐力剥离。我们使用星系-星系弱透镜来测量卫星星系的暗物质晕的平均质量作为到宿主中心的投影距离的函数，对于不同的恒星质量箱。假设银河系中的恒星成分较少受到潮汐剥离的干扰，恒星质量可以被用来作为坠落质量的代理。我们研究恒星晕质量关系的卫星作为集群中心距离的函数来测量潮汐剥离。我们使用DES科学验证档案，CFHTLenS和CFHT条纹82（CS 82）调查的剪切目录，我们从redMapPer星团目录中选择卫星。对于位于星系团外围的星系，我们发现恒星晕质量关系与\citet{moster2013}对中心星系的理论预期吻合得很好。在星系团的中心，我们发现，这种关系被转移到较小的晕质量为一个给定的恒星质量。我们将这一发现解释为高密度环境中暗物质晕潮汐剥离的进一步证据。
2017-09-07 astro-ph.CO
A new method to assign galaxy cluster membership using photometric redshifts
我们介绍了一种新的有效的策略来分配集团和集群成员概率$P_{mem}$星系光度红移信息。大的动力学范围内的晕质量和宇宙时间被认为是。该方法考虑了星系团和场星系的星等分布以及星系团中星系的径向分布，采用非参数形式主义，并依赖于贝叶斯推理来考虑光度红移的不确定性。我们成功地测试了方法对1,208星系团的红移$z=0.05-2.58$和质量$10^{13.29-14.80}~M_\odot$从宽视场模拟星系模拟目录开发的欧几里得任务。中等纯度$(55^{+17}_{-15})\%$和完整性$(95^{+5}_{-10})\%$的星系亮度超过0.25 $L_\ast$内的每个模拟晕的$r_{200}$和统计光度红移精度$σ((z_s-z_p)/(1+z_s))=0.03$。平均值$p=56\%$和$c=93\%$的不确定度低于百分比。需要精确的测光红移（$σ((z_s-z_p)/(1+z_s))\lesssim0.05$）和对星团红移和中心坐标的可靠估计。该方法适用于获得准确的丰富度估计。真实丰度（$N_{\rm true}$）与估计丰度（$λ=\sum P_{mem}$）之间的统计比较产生平均无偏结果$Log(λ/N_{\rm true})=-0.0051\pm0.15$。对于大质量的晕$\gtrsim10^{14.5}~M_\odot$，$λ$和晕质量之间的对数差的平均值的分散度为0.…
2016-10-05 astro-ph.CO
