Projection effects in the strong lensing study of subhaloes
冷暗物质（CDM）假说的定义特征是存在大量的低质量晕，这些晕太小而无法形成可见的星系。其他关于暗物质性质的假说，如暖暗物质（WDM），预测这种低质量晕的数量要少得多。强透镜系统提供了通过它们在透镜图像中引起的扭曲来检测小质量晕的可能性。在这里，我们表明，主要的贡献，图像失真来自沿视线的光晕，而不是subhaloes在镜头通常已假定到目前为止。这些干扰者增强了CDM和WDM模型预测之间的差异。我们推导出总扰动质量函数，包括subhaloes和interlopers，并表明，测量约20强透镜系统的检测限$M_{\rm low}=10^7 h^{-1} M_{\odot}$将区分（在3西格玛）CDM和WDM模型组成的7千电子伏的无菌中微子，如那些需要解释最近检测到的3.5千电子伏的X射线发射线从星系和星系团的中心。
2016-12-19 astro-ph.CO
Primordial Non-Gaussianity and the Statistics of Weak Lensing and other Projected Density Fields
弱透镜观测量（如剪切和收敛）的估计通常具有非线性校正，这在原则上使弱透镜功率谱对原始非高斯性敏感。在本文中，我们定量评估这些贡献弱透镜自相关和互相关功率谱，并表明，它们强烈抑制投影效应。这是中心极限定理的结果，当投影达到密度场的几个相关长度L_P~55 [Mpc/h]时，中心极限定理抑制了对高斯性的偏离。此外，对投影双谱有贡献的典型尺度通常小于对投影功率谱有贡献的尺度。这两种效应都不是透镜效应所特有的，因此会影响非线性示踪剂的统计（例如，任何投影密度场的峰值）。因此，三维密度场的有偏示踪剂的聚类一般比从投影密度场构造的可观测量对非高斯性更敏感。
2011-04-07 astro-ph.CO
Statistical connection of peak counts to power spectrum and moments in weak lensing field
弱透镜场局部极大值的数密度，称为弱透镜峰计数，可以作为宇宙学探针。然而，它的相关宇宙学信息仍然不清楚。通过1000次光线追迹模拟，研究了弱透镜场中峰值计数与其它统计量之间的关系。我们构造了一个从透镜场$\cal K$到一个新的高斯场$y$的局部变换，称为局部高斯化变换。我们用数值模拟的方法对变换进行了校准，使得$\cal K$的一点分布和功率谱可以从单个高斯场$y$和$\cal K$之间的单调关系中再现出来.因此，在局域高斯变换下，两点聚类的正确信息和弱透镜场中的任意阶矩都应保持不变。然后，我们研究如果本地高斯变换可以预测弱透镜峰计数模拟。局部高斯化变换不足以解释在没有形状噪声的情况下的弱透镜峰计数。通过局部高斯化变换的预测在宽范围的峰高上低估了具有$\sim20-30\%$水平的模拟峰计数。在形状噪声存在的情况下，局域高斯变换可以以$\sim10\%$的精度预测弱透镜峰计数。我们的分析表明，功率谱及其时刻以外的宇宙学信息将是必要的预测弱透镜峰计数与一个水平的精度，这是一个预期的统计不确定性，在即将到来的宽视场星系调查。
2016-11-28 astro-ph.CO
An Estimator for Lensing Potential from Galaxy Number Counts
我们推导出一个估计的透镜潜在的星系数计数，其中包含一个线性和二次项。我们表明，这种估计有一个更大的信噪比比相应的估计强度映射。这是由于已经以线性阶存在的数计数角功率谱中的附加透镜项。我们估计的信噪比为未来的光度测量。特别是在高红移$z\gtrsim 1.5$处，信噪比可以变为30阶。因此，测光测量中的计数将是测量层析透镜光谱的一种很好的手段。
2022-03-22 astro-ph.CO
Forecasting the constraints on optical selection bias and projection effects of galaxy cluster lensing with multiwavelength data
针对光学选星系团引力透镜信号因投影效应偏高的问题，研究结合光学测光与气体性质的模拟数据，证明1300平方度的多波段重叠巡天可将引力透镜偏差约束到5%精度，且能消除该偏差，助力星系团宇宙学研究。
2023-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optimal capture of non-Gaussianity in weak lensing surveys: power spectrum, bispectrum and halo counts
我们比较了弱透镜选择星系团计数和弱透镜双谱在捕获非高斯特征的暗物质分布的效率。我们使用晕模型来计算弱透镜功率谱，双谱和预期数量的检测到的集群，并推导出一个大的，低系统的弱透镜调查的宇宙学参数的约束，通过专注于$Ω_m$-$σ_8$平面和暗能量状态方程。我们将功率谱分成数据的已解决部分和未解决部分，已解决部分被定义为检测到的簇，未解决部分被定义为场的其余部分。我们考虑四种类型的集群计数，考虑到不同的信息量：信噪比峰值计数;作为集群质量的函数的计数;作为集群红移的函数的计数;以及作为集群质量和红移的函数的计数。我们表明，当结合功率谱，这四种计数提供了类似的约束，从而允许一个执行最直接的计数，信噪比峰值计数，并得到百分比水平的宇宙学参数的约束。我们表明，弱透镜双谱给出的约束条件与功率谱给出的约束条件相当，并捕获非高斯特征以及簇计数，其与功率谱的组合给出的宇宙学参数的误差类似于，如果不是稍微小于，当功率谱与簇计数相结合时获得的误差。最后，我们注意到，为了达到其潜力，弱透镜双谱必须使用所有三角形配置计算，因为等边三角形单独不提供有用的信息。
2010-02-12 astro-ph.CO
Cosmological constraints from Subaru weak lensing cluster counts
我们目前的结果弱透镜集群计数从11平方度SuprimeCam数据。虽然面积比以前处理弱透镜峰值统计的工作小得多，但可用于弱透镜分析的星系的数量密度大约是那些的两倍。较高的星系数密度降低了弱透镜质量图中的噪声，从而增加了由于大质量星系团而导致的透镜信号峰值的信噪比。这使得我们能够通过采用高阈值S/N来构造弱透镜选择聚类样本，使得由于假信号引起的污染率很小。我们发现6个峰的S/N>5。对于所有的峰值，以前确定的星系团是在1弧分的分离匹配，表现出良好的对应关系的峰值和星系团之间。我们使用模拟弱透镜数据评估统计误差，并且发现在9.0平方°的有效区域中Npeak=6+/-3.1。我们比较了测量的弱透镜团簇计数与基于晕模型的理论模型预测，并将约束放置在Omega_m-sigma_8平面上，发现这与当前标准的LCDM模型一致。结果表明，弱透镜团数对σ_8-c_0平面具有唯一的约束，其中c_0是暗物质晕质量-浓度关系的归一化。最后，我们讨论了正在进行的/未来的宽视场光学星系调查的前景。
2015-03-06 astro-ph.CO
Constraining neutrino mass with tomographic weak lensing peak counts
大质量宇宙中微子通过抑制小尺度上的微扰而改变了结构的形成历史。来自星系巡天的弱透镜数据探测了结构演化，从而可以用来约束三个活跃中微子的总质量。然而，许多信息是在小尺度上的动态是非线性的。因此，传统的方法与二阶统计量无法完全提取的信息在透镜领域。在本文中，我们研究的中微子质量总和的限制，使用透镜峰计数，统计捕获非高斯信息超过二阶。我们使用来自宇宙学大质量中微子模拟（MassiveNuS）的射线跟踪弱透镜模拟，并应用LSST类噪声。我们讨论了红移层析成像，多极截止$\ell_{\rm max}$的功率谱，平滑规模的峰值计数，和不同高度的峰值的约束的影响。我们发现，结合峰值计数与传统的透镜功率谱可以改善约束中微子质量和，$Ω_m$，和$A_s$，分别为39%，32%和60%，从功率谱单独。
2018-10-03 astro-ph.CO
Precision calculations of the cosmic shear power spectrum projection
我们计算了剪切和会聚的球面天空弱透镜功率谱。我们讨论各种近似，如平面天空，和第一和第二阶林伯方程的投影。我们发现，采用这些近似的影响是可以忽略不计的约束宇宙学参数从目前的弱透镜调查。这是使用加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的数据证明的。我们发现，普朗克宇宙微波背景（CMB）温度各向异性的结果不能减轻报告的张力。对于未来的大规模调查，前所未有的精度，我们表明，球面二阶林伯近似将提供足够的精度。在这种情况下，宇宙剪切功率谱被证明是在百分之一以下的水平上与l > 3的完全投影相一致，相应的误差比所有l的宇宙方差低一个数量级。当计算两点剪切关联函数时，我们表明，与全球面变换相比，平天快速汉克尔变换的误差小于2%。本着可重复研究的精神，我们所有近似的数值实现和完整的投影都可以在http://www.cosmostat.org/software/nicaea的nicaea软件包中公开获得。
2018-03-20 astro-ph.CO
Effects of Strong Gravitational Lensing on Millimeter-Wave Galaxy Number Counts
我们使用光线追迹模拟和两个非透镜源的计数模型研究了强透镜效应对毫米源的观测计数的影响。我们采用的最大可达到的放大倍数取决于物理尺寸的来源，也占透镜晕椭圆率的影响的定量治疗。我们计算了包含强透镜效应的毫米星系的预测数和红移分布，并与南极望远镜（SPT）最近的源计数测量结果进行了比较。这些预测有很大的不确定性，特别是透镜星系的质量分布细节和有限的源范围，但SPT观测与预测吻合得很好。预测SPT探测到的源主要由z>2的强透镜星系组成。这些源的典型放大率强烈地依赖于假定的非透镜源计数和观测源的通量。
2011-04-18 astro-ph.CO
The effect of selection -- a tale of cluster mass measurement bias induced by correlation and projection
暗能量调查使用星系团进行的宇宙学分析最近发现了一个以前未知的选择效应影响弱透镜质量估计的问题。在这封信中，我们使用的插图TNG模拟表明，选择星系计数诱导选择效应，因为投影和不同的观测之间的相关性。我们计算弱透镜一样的投影质量估计的暗物质晕，并检查其投影subhalo计数。在二维投影空间中，被测量为比真实质量更大的晕具有更高的次晕计数。因此，沿着视线的投影会创建与集群质量测量偏差相关的集群可观测量，当通过该相关可观测量选择集群时，这反过来又会创建质量测量偏差。我们证明了使用可观测质量测量相关性在前向模型中预测的偏差。
2022-01-06 astro-ph.CO
Measuring the lensing potential with tomographic galaxy number counts
我们调查如何透镜潜力可以测量断层扫描与未来的星系调查，使用它们的数量计数。这样的测量是标准$Λ$ CDM框架的独立测试，并且可以用于辨别重力的修改理论。我们进行Fisher矩阵预测的基础上星系角红移功率谱，假设规格与未来的光度欧几里德像调查和光谱SKA像调查。对于欧几里德的调查，我们推导出一个拟合公式的放大偏差。我们的分析表明，不同的红移箱之间的互相关是非常敏感的透镜势，这样的调查可以测量在相同的精度水平的其他标准$Λ$ CDM宇宙学参数的透镜势的振幅。
2015-10-26 astro-ph.CO
Gravitational lensing effects on sub-millimetre galaxy counts
研究了引力透镜对亚毫米星系计数的影响。我们探讨了由于晕密度分布，椭圆率和宇宙学参数（功率谱归一化$σ_8$）的放大截面的影响。结果表明，在引力透镜中，椭圆率对放大截面的影响并不强烈，而晕径向分布对放大截面的影响很大。由于星系的重子冷却效应比星系团更强，星系晕更集中。在此基础上，提出了一种新的双晕布居模型，其中星系被模拟为奇异的等温球轮廓，星系团被模拟为Navarro，Frenk和White（NFW）轮廓。我们发现两者之间的过渡质量对透镜几率有适度的影响。宇宙学参数$σ_8$改变了晕的丰度，因此影响了我们的结果。与其他方法相比，该模型更简单，更符合实际。前人工作的结论证实了引力透镜是亮端计数过剩的一个自然解释。
2013-01-03 astro-ph.CO
Dark Energy Survey Year 1 Results: Methodology and Projections for Joint Analysis of Galaxy Clustering, Galaxy Lensing, and CMB Lensing Two-point Functions
光学成像巡天测量星系密度和天空中由引力透镜引起的剪切场。最近，暗能量调查（DES）合作使用联合拟合这些可观测量之间的两点相关性，对宇宙学进行严格约束（DES合作等。2017）。在这项工作中，我们开发的方法来扩展DES的第一年联合探测器分析，包括互相关的光学调查观测与引力透镜的宇宙微波背景（CMB）测量的南极望远镜（SPT）和普朗克。使用模拟分析，我们展示了如何得到的一组五个两点函数增加了宇宙学约束星系透镜剪切校准的系统误差的鲁棒性。此外，我们表明，污染的SPT+普朗克CMB透镜地图的热Sunyaev-Zel 'dovich效应是一个潜在的大来源的系统误差的两点函数分析，但表明，它可以减少到可接受的水平，在我们的分析中，通过掩蔽星系团和施加角尺度削减的两点函数。这里开发的方法将被应用到数据的分析从DES，SPT和普朗克在一个同伴的工作。
2018-10-04 astro-ph.CO
Weak Lensing Minima and Peaks: Cosmological Constraints and the Impact of Baryons
我们提出了一种新的统计量来提取弱透镜数据中的宇宙学信息：透镜极小值。我们还研究了重子对峰值和最小计数的宇宙学约束的影响。利用\texttt{MassiveNuS}模拟，我们发现透镜极小值对非高斯宇宙学信息敏感，并且与透镜功率谱和峰值计数互补。对于LSST的调查，我们获得$95\%$可信区间的组合透镜的最小值和峰值，显着强于单独从功率谱，由$44\%$，$11\%$，和$63\%$的中微子质量总和$\sum m_ν$，物质密度$Ω_m$，波动幅度$A_s$，分别。我们利用流体力学模拟\texttt{BAHAMAS}和\texttt{Osato15}研究重子过程对透镜极小值和峰值的影响。我们发现，忽略重子效应将导致强（$\approx 4 σ$）的偏见，从峰值计数的推论，但可以忽略不计（$\approx 0.5 σ$）的最小计数，这表明透镜最小是一个潜在的更强大的工具对重子效应。最后，我们证明，在原则上可以减轻偏见，而不会显着降低宇宙学约束，当我们模型和边缘化重子效应。
2019-10-09 astro-ph.CO
The effects of lensing by local structures on the dipole of radio source counts
我们在均匀和各向同性宇宙中的特殊运动在宇宙微波背景（CMB）温度场中留下了偶极子的印记，同样地，在天空中河外射电源的分布中也留下了偶极子的印记。每一种效应都被测量过，但是每一种测量都给出了我们在宇宙中运动速度的不同结果：无线电偶极子测量发现我们的运动速度大约是宇宙微波背景辐射的三倍。在这里，我们展示了以前不受约束的透镜偶极子的影响，从而必然的本地结构（需要大角度透镜尺度）将扭曲的无线电源的分布在天空中。我们发现，包括这些影响并没有减少CMB和射电源偶极子测量之间的紧张关系，但是如果没有它们的列入未来的河外星系数计数可能会导致我们的特殊运动的不正确的推论。此外，我们可以在$2 σ$水平上将透镜偶极子的尺寸约束为$κ< 3 \cdot 10^{-2}$。
2021-12-13 astro-ph.CO
A new model to predict weak-lensing peak counts I. Comparison with $N$-body Simulations
弱透镜峰计数已被证明是宇宙学的一个强大工具。它提供了非高斯信息的大尺度结构，补充二阶统计。我们提出了一种新的灵活的方法来预测弱透镜峰计数，它可以适应现实的情况下，如一个真正的源分布，内在的星系排列，掩模效应，照片$z$错误的调查等新的模型也适用于应用层析成像技术和非线性滤波器。一个概率的方法来模型峰值计数。首先，我们从质量函数中采样晕。其次，我们给他们分配NFW配置文件。第三，我们将这些光环随机放置在视野中。与$N$体运行相比，创建这些“快速模拟”需要更少的计算时间。然后，我们通过这些快速模拟框执行射线跟踪，并从弱透镜映射中选择峰来预测峰数计数。计算是通过我们的\textsc{Camelus}算法实现的，我们在http://www.cosmostat.org/software/camelus/上提供该算法。我们将我们的结果与$N$体模拟进行比较，以验证我们的模型。我们发现，我们的方法是在良好的协议与充分的$N$体运行。我们表明，透镜信号占主导地位的形状噪声和泊松噪声的峰值与SNR之间的4和6。此外，来自相同SNR范围的计数对$Ω_\mathrm{m}$和$σ_8$敏感。我们展示了我们的模型如何区分这两个参数的各种组合。总之，我们提供了一个强大的工具来研究弱透镜峰。我们的正演模型的潜力是它的高度灵活性，使现实的调查条件下的峰值计数的使用是可行的。
2015-03-20 astro-ph.CO
CMB Lensing Beyond the Power Spectrum: Cosmological Constraints from the One-Point PDF and Peak Counts
目前正在进行的和不久的将来进行的宇宙微波背景第三和第四阶段调查预计将提供前所未有的精确宇宙微波背景数据，这些调查将产生有效分辨率接近几弧分的重构宇宙微波背景透镜图。小尺度的CMB透镜涨落在晚期密度场的非线性结构中有不可忽略的贡献。传统的两点统计（如功率谱）并不能完全表征这些波动。在这里，我们使用$N$体射线跟踪模拟CMB透镜映射检查两个高阶统计：透镜收敛一点概率分布函数（PDF）和峰值计数。我们表明，这些统计数据包含了两点函数没有捕获的重要信息，并为正在进行的第三阶段先进阿塔卡马宇宙学望远镜（AdvACT）实验提供了具体的预测。仅考虑基于温度的重建估计器，我们用AdvACT预测了这些统计量的9个$σ$（PDF）和6个$σ$（峰值）检测。我们的仿真流水线充分考虑了透镜重构噪声的非高斯性，这是重要的，不能忽视。与单独使用功率谱相比，结合功率谱、PDF和AdvACT的峰值计数将使$Ω_m$ - $σ_8$平面中的宇宙学约束收紧$\approx 30\%$。
2016-11-01 astro-ph.CO
A distortion of very--high--redshift galaxy number counts by gravitational lensing
观测到的高红移星系候选者的计数已经被用来建立一个统计描述的恒星形成活动在红移z >~ 7，当星系再电离宇宙。标准模型预测，引力透镜的高发生率可能会扭曲这些最早星系的流量和数量的测量。据估计，这种情况发生的原始概率约为0.5%，但由于观测偏差，可能会更大。在这里，我们报告说，引力透镜很可能占主导地位的观测性质的星系的红移z >~ 12，当仪器的极限星等预计将比星系样本的特征星等。数量计数可以修改一个数量级，大多数星系是多重成像系统的一部分，距离z ~ 2处较亮的前景星系不到1弧秒。这种由透镜引起的高红移星系和前景星系的关联，可能已经在z ~ 10.6的候选星系样本中观察到了。未来的巡天观测需要考虑高红移星系样本中显著的引力透镜偏差。
2011-01-12 astro-ph.CO
Weak lensing power spectrum reconstruction by counting galaxies.-- I: the ABS method
本文提出了一种从观测星系数密度分布中星系数密度的内在涨落中盲分离宇宙放大率的解析方法。ABS方法利用信号（宇宙放大率）和污染（星系内禀聚类）对星系流量的不同依赖性，将两者分开。它直接作用于测量的跨星系角功率谱之间的不同通量箱。它确定/重建的透镜功率谱分析，没有假设星系的内在集群和宇宙学。它在无限多个星系的极限下是无偏的。在现实中，透镜重建精度取决于调查配置，星系的偏见，和其他复杂性，由于有限数量的星系和由此产生的散粒噪声波动的跨星系功率谱。我们估计其性能（系统和统计误差）在各种情况下。我们发现，第四阶段的暗能量调查，如SKA和LSST是能够重建的透镜功率谱在$z\simeq 1$和$\ell\la 5000$准确。这种透镜重建只需要计数星系，因此与相同调查的宇宙剪切测量高度互补。
2017-08-21 astro-ph.CO
Joint analysis of cluster number counts and weak lensing power spectrum to correct for the super-sample covariance
在有限的测量体积上，一个相干的过密度或欠密度对比会导致观测到的晕数向上或向下波动。晕圈数的这种波动在非线性、小尺度上的弱透镜功率谱的观测振幅中增加了一个显着的协变散射，即所谓的超样本方差或晕圈样本方差。在本文中，我们表明，通过测量集群的数量计数和功率谱在同一个调查区域，我们可以减轻这种信息的损失，并显着提高科学回报，从即将到来的调查。首先，使用晕模型的方法，我们推导出晕数计数和弱透镜功率谱之间的互相关，考虑到超样本协方差效应，这很好地匹配从1000个实现的Lambda主导的冷暗物质模型测量的分布。然后，我们表明，增加观测到的M> 10^14 Ms/h的质量晕的计数可以显着提高弱透镜功率谱的信息含量，几乎恢复高斯信息高达lmax~1000，如果已知的质量晕的平均质量分布，这可以从堆叠透镜估计。当与M > 3或1 x 10^14 Ms/h的晕圈数计数相结合时，在lmax~1000 - 2000范围内，改进可达1.4或2倍，与单独的功率谱测量相比，相当于大2或4倍的调查体积。
2014-04-18 astro-ph.CO
Forward analytical model for the optical selection bias on galaxy cluster lensing profiles
Università di Trieste（的里雅斯特大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU - Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Southern Methodist University（南方卫理公会大学）；Harvard University（哈佛大学）；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）；University of Chicago（芝加哥大学）
本文提出一个前向分析模型，用于量化光学选择偏差对星系团密度剖面的影响，通过参数化光学集群偏差并验证模型在模拟样本中的有效性。
2026-04-07 astro-ph.CO
Quantifying systematics from the shear inversion on weak-lensing peak counts
弱透镜峰计数提供了一种直接的方式来约束宇宙学的链接局部最大值的透镜信号的质量函数。最近对数据的应用已经很多，而且富有成效。然而，随着数据质量达到前所未有的水平，理解和处理系统学的重要性也在增加。系统学的来源之一是会聚-剪切反转。这种效应，不可避免地进行收敛场从观察，通常被忽略的理论峰值模型。因此，它可能对宇宙学结果产生影响。在本文中，我们研究了忽略（错误建模）反演的偏差。我们的测试显示了一个很小但不可忽略的偏差。这种偏差的宇宙学依赖性似乎与参数Sigma_8有关。当这种偏差传播到参数估计时，我们发现涉及暗能量状态方程的约束轮廓可以相差2-sigma。这样的影响可能会更大，为未来的高精度调查，我们认为，反演应正确建模的理论峰值模型。
2018-02-19 astro-ph.CO
Calibrating Cluster Number Counts with CMB lensing
宇宙微波背景辐射第四阶段的实验将使引力透镜势的不确定性比目前的测量减少一个数量级，并将产生一个包含$\sim10^{5}$天体的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）星团目录，比目前可用的高两个数量级。在本文中，我们建议结合这两个可观的，并表明，它是可能的校准的质量的完整的阶段-4集群目录内部由于高信号噪声测量的CMB透镜收敛场。我们发现，CMB第4阶段的实验将限制流体静力学偏差参数，以子百分之精度。我们还显示了一个非参数的$Y-M$的关系，可用于研究其质量和红移的演变的限制。最后，我们提出了一个联合的可能性热SZ（tSZ）的流量和质量测量，并表明，它可能会导致$\sim5σ$检测的正常层次（$\sum m_ν=60 \textrm{meV}$）的中微子质量的总和的下限，一旦结合原始CMB和CMB透镜功率谱的测量。
2016-09-13 astro-ph.CO
Weak lensing power spectrum reconstruction by counting galaxies.-- II: Improving the ABS method with the shift parameter
在本系列的论文I（Yang et al. 2017，ApJ）中，我们提出了一种盲分离的分析方法（{ \bf ABS}），用于提取星系数分布中的宇宙放大信号并重建弱透镜功率谱。在这里，我们报告一个新版本的ABS方法，具有显着提高的性能。该版本的特征在于移位参数$\mathcal{S}$，其中$\mathcal{S}=0$的特殊情况对应于原始ABS方法。我们已经测试了这个新版本，与以前的版本相比，并确认其在所有调查情况下的最高性能。因此，它取代了以前的版本。本文提出的概念研究证明，它可以使调查，如LSST和SKA重建透镜功率谱在$z\simeq 1$与$1\%$的准确性。我们将用更真实的模拟来验证它在真实数据中的适用性。
2018-07-02 astro-ph.CO
Elliptical Weighted HOLICs for Weak Lensing Shear Measurement part3:Random Count Noise Effect for Image's Moments in Weak Lensing Analysis
这是第三篇用椭圆权函数（E-HOLIC）改进弱透镜分析中的系统误差的论文。在以前的论文中，我们已经成功地避免了错误，这取决于椭圆的背景图像。本文研究了背景图像的信噪比对系统误差的影响。我们发现，误差的来源是随机计数噪声，它来自泊松噪声的天空计数。随机计数噪声产生额外的矩和质心偏移误差，并且这些一阶在平均中被取消，但二阶没有被取消。推导了在测量图像矩和椭圆率时修正这些影响的公式，并用模拟图像验证了其有效性。我们发现，系统误差变得小于1%的物体与$S/N>3$的测量椭圆率。
2012-08-17 astro-ph.CO astro-ph.IM
A new model to predict weak-lensing peak counts II. Parameter constraint strategies
峰值计数已被证明是提取弱透镜信号的非高斯部分的优秀工具。最近，我们发展了一个快速随机正演模型来预测弱透镜峰计数。我们的模型是能够重建的基本分布的观察分析。在这项工作中，我们探索和比较各种策略的约束参数使用我们的模型，重点是物质密度$Ω_\mathrm{m}$和密度波动幅度$σ_8$。首先，我们研究协方差宇宙学依赖（CDC）的影响。其次，我们使用Copula似然进行分析，这种技术与高斯似然相比假设较弱。第三，直接的，非分析参数估计使用的分布的全部信息。第四，我们得到的约束条件与近似贝叶斯计算（ABC），一个有效的，强大的，和似然自由的算法的基础上接受拒绝抽样。我们发现，忽略CDC效应放大参数轮廓的22%，和协方差变化copula似然是一个很好的近似真实的可能性。直接技术工作良好，尽管嘈杂的轮廓。关于ABC，迭代过程快速收敛到后验分布，与我们其他分析的结果非常一致。作业成本法的时间成本降低了两个数量级。我们的弱透镜峰值计数模型的随机性使我们能够使用各种技术，接近真实的潜在概率分布的观测，而不做简化的假设。我们的工作可以推广到其他观测值，其中正向模拟提供了底层分布的样本。
2015-11-12 astro-ph.CO
An Estimator for the lensing potential from galaxy number counts
我们推导出一个估计的透镜潜在的星系数计数，其中包含一个线性和二次项。我们表明，这种估计有一个更大的信噪比比相应的估计强度映射。我们表明，这是由于额外的透镜项的数量计数角功率谱，这是目前已经在线性顺序。我们估计的信噪比为未来的光度测量。我们发现，特别是在高红移，$z\gtrsim 1.5$，信噪比可以成为30阶。因此，我们主张，在光度测量计数是一个很好的手段来测量层析透镜光谱。
2022-01-11 astro-ph.CO gr-qc
Galaxy cluster number counts with individual lensing mass estimates: forecasts for Euclid
逐渐地，$Λ$ CDM模型开始受到观测数据的挑战。即将进行的宇宙学调查将使探测到的星系团的数量增加几个数量级。因此，很快，星系团将为宇宙学提供巨大的限制，并加深我们对结构形成的理解。然而，需要一个可靠的框架来分析未来的欧几里德目录。我们建立了一个集群的可能性的基础上，个人的群众和预测Euclid性能在这个框架内。我们使用一个匹配滤波器弱透镜质量估计和模型的特性与一组模拟。我们使用旗舰N体模拟来模拟一个类欧几里得样本的预期团簇质量分布，并测试我们的统计框架，我们证明了在这个匹配过滤框架内联合校准可观测质量关系是可能的。
2022-08-24 astro-ph.CO
Cosmology Constraints from the Weak Lensing Peak Counts and the Power Spectrum in CFHTLenS
透镜峰被认为是一种有用的统计量，它包含了来自非高斯性的宇宙学信息，这些信息是传统的两点统计量（如功率谱或两点关联函数）无法获得的。在这里，我们研究弱透镜峰计数的宇宙学参数的约束，使用154度$^2$ CFHTLenS调查的公开数据。我们利用一套新的射线跟踪N体模拟网格上的91个宇宙学模型，涵盖了广泛的范围内的三个参数$Ω_m$，$σ_8$，和$w$，并复制银河系的天空位置，红移，和形状噪声的CFHTLenS观测。然后，我们建立了一个仿真器，内插功率谱和峰值计数到$\leq 5\%$的精度，并计算三维参数空间（$Ω_m$，$σ_8$，$w$）的可能性从两个可观的。我们发现，从峰值计数的约束是可比的功率谱，并有点紧时，不同的平滑尺度相结合。在没有外部数据的情况下，这两个观测值都不能约束$w$。当功率谱和峰值计数被组合时，与单独使用功率谱相比，（$Ω_m$，$σ_8$）平面中的误差“香蕉”的面积减小了$\approx2$的因子。对于一个平坦的$Λ$冷暗物质模型，结合这两种统计量，我们得到了约束$σ_8(Ω_m/0.27)^{0.63}=0.85\substack{+0.03 \\ -0.03}$。
2015-10-01 astro-ph.CO
Lensing Noise in mm-wave Galaxy Cluster Surveys
本文研究了星系团对尘埃恒星形成星系（DSFG）背景和宇宙微波背景（CMB）的引力透镜效应，并探讨了其对基于Sunyaev-Zel'dovich（SZ）的星系团巡天的影响。在星系团的位置，引力透镜改变了DSFG和CMB背景通量的概率分布。我们发现，在单频150 GHz调查的情况下，DSFG的透镜效应导致检测到的簇数计数略有增加（~10%）（由于DSFG背景的方差增加约50%，因此增加了爱丁顿偏倚），以及一个罕见的（发生在2%的集群）“填充”的SZ集群信号明亮的强透镜背景源。在空间匹配的单频滤波器中，CMB的透镜效应导致大质量星系团位置处的CMB功率降低约55%，从而导致检测到的星系团数量计数的净减少。我们发现，DSFG功率的增加和CMB功率的减少，由于在集群位置的透镜在很大程度上取消，这样的集群数量计数的净效应，目前SZ调查是次主导泊松误差。
2012-10-23 astro-ph.CO
Constraining neutrino masses with weak-lensing multiscale peak counts
大质量中微子影响宇宙的背景演化以及结构的生长。能够模拟这种效应并限制它们的质量之和是现代宇宙学的关键挑战之一。弱透镜宇宙学约束也将很快达到更高水平的精度与下一代的调查，如LSST，WFIRST和欧几里得。我们使用的MassiveNus模拟得到的中微子质量$M_ν$，现今的总物质密度$Ω_{\rm m}$，和原始的功率谱归一化$A_{\rm s}$在层析设置的总和的约束。我们测量的透镜功率谱作为二阶统计随着峰值计数作为高阶统计从模拟产生的透镜收敛图。我们调查宇宙学参数的多尺度滤波方法的影响，采用星（小波）滤波器和级联的高斯滤波器。在这两种情况下，峰值计数在参数集[ $M_ν$，$Ω_{\rm m}$，$A_{\rm s}$ ]上的性能分别优于63 $\%$，40 $\%$和72 $\%$（当使用星形滤波器时）和70 $\%$，40 $\%$和77 $\%$（当使用多尺度高斯时）。更重要的是，我们表明，当使用多尺度的方法，加入功率谱和峰值不添加任何相关的信息，只考虑单独的峰值。虽然这两种多尺度滤波器的行为相似，但我们发现，使用星型滤波器，数据协方差矩阵中的大部分信息都编码在对角元素中;这在反转矩阵时是一个优势，可以加快数值实现。
2021-01-05 astro-ph.CO
A Generalized Method for Measuring Weak Lensing Magnification With Weighted Number Counts
我们提出了一个广义的最优加权估计弱透镜放大信号的推导，包括误差的计算。有了这个估计，我们提出了一个本地的方法，最佳估计从弱引力透镜放大的局部效应，使用在空间的任意区域的计数的比较，预期未放大的计数。我们表明，当使用等效透镜和源样本，这种估计是简单的最优加权关联函数估计在过去的工作中使用，反之亦然，但这种方法的好处是，它可以计算的误差与显着更少的计算时间，它可以处理重叠的透镜和源样本，它可以很容易地扩展到质量映射。我们提出了一个验证的原理测试，这种方法的数据从CFHTLenS，表明其计算的放大信号与预测模型拟合剪切数据。最后，我们研究如何放大数据可以用来补充剪切数据，在确定最适合的模型质量配置文件的星系暗物质晕。我们发现，在大于z ~ 0.6的红移，包括放大率往往可以显着改善的质量配置文件的组件，涉及到星系的局部环境相对于剪切单独的约束，并在高红移，低，中等质量的箱子，它可以有一个更高的信噪比比剪切信号。
2015-11-19 astro-ph.CO
Mapping dark matter on the celestial sphere with weak gravitational lensing
综合物质分布的会聚图是弱引力透镜测量的一个关键科学成果。迄今为止，已经使用天球的平面近似来执行恢复收敛图。然而，随着暗能量实验所覆盖的天空面积的增加，如欧几里得，大型综合巡天望远镜（LSST）和宽视场红外巡天望远镜（WFIRST），这种假设将不再有效。我们恢复收敛领域的天球使用扩展的凯撒-斯奎尔斯估计的球形设置。通过仿真，我们研究了平面近似引入的误差。此外，我们研究如何最好地恢复收敛地图的平面设置，考虑各种不同的投影和定义的本地旋转时，需要投影自旋场，如宇宙剪切。对于未来巡天的典型天空覆盖范围，投影效应引入的误差可以达到百分之几十，在某些情况下超过50%。球极投影是最有效的平面投影，它是保角的，因此保持了局部角度。在任何情况下，这些错误可以完全避免恢复收敛领域直接在天球。我们应用球形凯撒-斯奎尔斯质量映射方法提出的公共暗能量调查（DES）的科学验证数据直接恢复收敛地图上的天球。
2021-07-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
UNIONS: The impact of systematic errors on weak-lensing peak counts
UNIONS是一个正在进行的北方天空深测光多波段调查。作为UNIONS的一部分，CFIS提供了r波段数据，我们使用这些数据来研究弱透镜峰计数，以进行宇宙学推断。我们评估弱透镜峰计数的系统效应及其对UNIONS调查宇宙学参数的影响。特别是，我们目前的本地校准，亚校准剪切偏置，重子反馈，源星系红移估计，内在的调整，和集群成员稀释的结果。对于每个不确定性和系统效应，我们描述了我们的缓解方案和宇宙学参数约束的影响。我们得到的宇宙学参数的MCMC使用CFIS数据和MassiveNuS N体模拟作为一个模型的峰值计数统计的约束。取决于校准（局部与全局，以及包含残余乘法剪切偏差），平均物质密度参数$Ω_m$可以移位到$-0.024$（$-0.5σ$）。我们还看到，包括重子修正可以使$Ω_m$相对于仅DM模拟移动$+0.027$（$+0.5 σ$）。通过信噪比削减减少固有排列和簇成员稀释的影响可导致$Ω_m$中$+0.027$（$+0.5 σ$）的偏移。最后，在平均红移不确定度为$Δ\bar{z} = 0.03$的情况下，我们看到$Ω_m$（$+0.001$对应于$+0.02 σ$）的位移并不显著。本文首次用UNIONS弱透镜数据和峰值计数研究了系统效应的影响。$Ω_m$的值受影响最大，根据每个分类系统的选择，可以向上移动到与$0.5σ$对应的$\sim 0.03$。我们希望约束在未来（更大）的数…
2023-03-22 astro-ph.CO
Improving cosmological constraints from galaxy cluster number counts with CMB-cluster-lensing data: Results from the SPT-SZ survey and forecasts for the future
我们显示了宇宙学约束的改善，从星系团调查的补充CMB集群透镜数据。我们探讨了从3.1 $σ$探测星系团宇宙微波背景（CMB）引力透镜的质量信息添加到Sunyaev-Zel 'dovich（SZ）选择的星系团样本从2500度$^2$ SPT-SZ调查和有针对性的光学和X射线后续数据的宇宙学意义。在$Λ$ CDM模式中，集团样本与普朗克功率谱测量的组合更倾向于$σ_8 \left(Ω_m/0.3 \right)^{0.5} = 0.831 \pm 0.020$。添加集群数据将该数量的不确定性降低了1.4倍，无论是否包括3.1 $σ$ CMB集群透镜测量，该不确定性都不变。然后，我们预测的CMB集群透镜测量与未来的集群目录的影响。将CMB-集群透镜测量添加到正在进行的SPT-3G调查的SZ集群目录中，预计将改善对暗能量状态方程$w$的预期约束，将其提高到$σ(w) = 0.19$的1.3倍。我们发现最大的改进，从CMB集群透镜测量是$σ_8$，其中添加CMB集群透镜数据的集群数量计数减少了预期的不确定性$σ_8$的因子分别为2.4和3.6的SPT-3G和CMB-S4。
2021-11-15 astro-ph.CO
Weak Lensing by Photometric Density Ridges
University of Gdansk（格但斯克大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究通过改进算法检测光度密度脊的弱透镜效应，并探讨其对宇宙学参数的依赖性。
2026-03-05 astro-ph.CO
The Impact of Magnification and Size Bias on Weak Lensing Power Spectrum and Peak Statistics
弱透镜功率谱是探测宇宙学参数的有力工具。此外，透镜峰计数包含超出功率谱的宇宙学信息。这两个统计数据都可能受到在高放大率的天空中优先选择源星系的影响，以及这些区域中源星系表面密度的稀释。如果不加以考虑，这些偏差会给宇宙学测量带来系统误差。在这里，我们量化这些系统误差，使用收敛图从一套光线跟踪N体模拟。在正在进行的和计划进行的主要弱透镜观测的截止星等m处，累积计数s = dlog[n（>m）]/dlog（m）的对数斜率在0.1 < s < 0.5的范围内。在s = 0.2时，预期在LSST的I波段中，Omega_m、w和sigma_8的推断值被许多sigma偏置（其中sigma表示边缘化误差），因此需要仔细建模偏置。我们还发现，当使用功率谱和峰值计数时，参数在（Omega_m，w，sigma_8）参数空间中的偏置不同。特别地，从功率谱导出的w比从峰值计数导出的w受影响更小，而对于[sigma_8 Omega_m^gamma]的最佳约束组合（其中来自功率谱的gamma=0.62，来自峰值计数的gamma = 0.48），情况正好相反。这表明功率谱和峰值计数的组合可以帮助减轻放大率和尺寸偏差的影响。
2013-10-28 astro-ph.CO
The Accuracy of Weak Lensing Simulations
我们调查弱透镜模拟的准确性，通过比较五个独立开发的透镜模拟代码运行在相同的输入$N$体模拟的结果。我们的比较集中在透镜收敛图产生的代码，特别是在相应的PDF，功率谱和峰值计数。我们发现，在尺度$\ell \approx 4000$上，透镜码的收敛功率谱与$\lesssim 2\%$一致.对于透镜峰计数，对于具有信噪比$\lesssim 6$的峰，一致性优于PDMATHBMP。本文还讨论了玻恩近似、视线离散、粒子噪声和光顺等引起的系统误差。测试的透镜代码以明显不同的方式处理这些影响，但它们仍然显示出令人满意的一致性。因此，我们的研究结果表明，系统误差，由于现有的透镜代码的操作应该是小的。此外，它们对透镜模拟的收敛功率谱的影响可以预测其数值细节，然后可以作为验证测试。
2020-06-17 astro-ph.CO
The Lensing Counter Narrative: An Effective Description of Small-Scale Clustering in Weak Lensing Power Spectra
Brookhaven National Laboratory（布鲁克海文国家实验室）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）
本文提出一种新方法，通过受有效场论启发的透镜反项（LCT）分离大尺度和小尺度对宇宙 shear 的贡献。该方法在不使用硬尺度切割的情况下，提高了对宇宙学信号的约束能力，实验结果表明在不考虑 baryon 反馈时，约束能力可提高 5 倍。
2026-09-01 astro-ph.CO
Cosmology with weak-lensing peak counts
弱引力透镜（WL）会导致星系图像的扭曲，并在大尺度上探测大质量结构，使我们能够了解宇宙的晚期演化。从WL中提取宇宙学信息的一种方法是使用峰值统计。峰是大质量晕的示踪物，因此可以探测质量函数。它们保留了非高斯信息，并且已经被证明是约束宇宙学的一个有前途的工具。在这项工作中，我们开发了一个新的模型来预测WL峰值计数。该模型基于晕圈采样生成快速模拟，并从导出的透镜映射中选择峰值。这种方法有三个主要优点。首先，该模型非常快：只需几秒钟即可执行实现。其次，包括现实条件是直截了当的。第三，由于其随机性，该模型提供了完整的分布信息。我们表明，我们的模型符合N体模拟。然后，我们研究了宇宙学相关的协方差对约束条件的影响，并探索了不同的参数推断方法。一个特别的重点放在近似贝叶斯计算（ABC），接受拒绝采样，而不需要估计的可能性。我们表明，ABC是能够产生强大的约束，大大降低了时间成本。研究了几种滤波技术，以提高多尺度信息的提取。最后，新模型被应用到CFHTLenS，KiDS DR 1/2和DES SV数据集。我们的初步结果同意普朗克约束假设的Lambda CDM模型。总体而言，本论文锻造了一个创新的工具，为未来的WL调查。该手稿对WL峰值计数进行了简要回顾。
2016-12-13 astro-ph.CO
Effects of large-scale structure on the accuracy of weak lensing mass measurements
弱引力透镜已成为确定星系团质量的重要方法。星系的固有形状是不确定性的主要来源，但对于可以实现的精度还有其他限制。在本文中，我们重新审视了一个通常被忽视的不确定性来源：沿视线的结构。使用从千年模拟的结果，我们确认的有效性分析计算表明，这种随机预测是特别重要的集群密度分布的研究。一般来说，大尺度结构对总误差预算的贡献与统计误差相当。我们发现，质量测量的精度可以提高只有轻微的大尺度结构使用现成的数据建模。
2010-11-04 astro-ph.CO
Measuring lensing ratios with future cosmological surveys
CMB透镜/星系计数和星系切变/星系计数交叉相关之间的比率结合了来自不同宇宙学探测器的信息，以推断较少依赖于天体物理学不确定性的宇宙学测量，并可以限制宇宙的几何形状。我们讨论了未来的前景，如前所述，这种透镜比的测量，即与使用的Limber和平坦的天空近似和忽略所有的影响，从观察过去的光锥星系调查。然后，我们将展示如何在这个估计的宇宙学信息的影响，由Limber近似和列入红移空间畸变（RSD）和放大透镜贡献的星系数计数。我们发现放大率透镜贡献引起了透镜比的多极依赖性，结合后$Planck$ CMB调查和类似欧几里得实验，我们证明这种依赖性在统计学显着水平上是可以检测到的。我们提出了一个改进的估计，考虑到这种角度尺度的依赖。使用这种扩展的形式主义，我们提出了即将到来的和未来的宇宙学调查的预测，我们在何种程度上的透镜比信息可以改善宇宙学参数的CMB约束。我们得到，对于允许中微子质量、空间曲率和暗能量状态方程变化的扩展宇宙学模型，$Planck$对这些参数和$H_0$的约束可以通过包含单个透镜比的$\sim 40\%$和加入9个透镜比的联合测量和类欧几里德巡天的$\sim 60-70\%$来减少.我们还发现，忽略放大透镜效应的贡献会导致在组合分析中导出的宇宙学参数出现偏差。
2020-06-02 astro-ph.CO
A new model to predict weak-lensing peak counts III. Filtering technique comparisons
这是一系列论文中的第三篇，这些论文开发了一个新的灵活的模型来预测弱透镜（WL）峰计数，这已被证明是一个非常有价值的非高斯宇宙学探测器。在本文中，我们比较了宇宙学信息提取WL峰计数使用不同的过滤技术的星系剪切数据，包括线性滤波与高斯和两个补偿滤波器（星小波和光圈质量），和非线性滤波方法MRLens。我们提出了改进我们的模型，占现实的调查条件，这是掩模，剪切收敛变换，和非恒定噪声。我们创建模拟峰值计数从我们的随机模型，从中我们得到的约束的物质密度$Ω_\mathrm{m}$，功率谱归一化$σ_8$，和暗能量参数$w_0$。我们使用两种方法进行参数推断：copula似然和近似贝叶斯计算（ABC）。我们测量了$Ω_\mathrm{m}$ - $σ_8$简并方向上的轮廓宽度和品质因数，以比较不同滤波技术的参数约束。我们发现，星滤波优于高斯内核，包括峰值计数从不同的平滑尺度有助于解除参数退化。使用补偿滤波器的不同平滑尺度的峰值计数显示出非常小的互相关性，因此添加来自不同尺度的信息可以大大增强可用信息。与使用包含多尺度信息的单个地图中的组合峰值直方图相比，从不同尺度分别测量峰值计数会产生更严格的约束。我们的研究结果表明，一个补偿滤波器函数的计数分别从不同的平滑尺度产生最严格的约束宇宙学参数从WL峰。
2016-09-30 astro-ph.CO
Submillimetre Source Counts in the Fields of High-Redshift Galaxy Clusters
本文利用亚毫米波段普通辐射热计阵列（SCUBA）在850和450 μ m波段对7个高z星系团（0.64<z<1.0）进行了亚毫米波段观测。目标，类似的丰富度和红移，是从红色序列集群调查（RCS）中选择的。我们使用这个样本来调查明显过剩的亚毫米源计数在集群领域的方向相比，空白领域。样本由三个星系团组成，它们由于强引力透镜而呈现出多个光学弧，而对照组由四个没有明显强透镜的星系团组成。与对照组相比，透镜星系团内的亚毫米发光星系（SMG）的数量密度暂时超过2.7 σ。在无线电，中红外，光学和X射线波长的辅助观测允许识别许多SMG的对应物。利用光度红移，我们得出结论，透镜场中至少有三个星系的红移与星系团一致，并暗示红外光度约为10^12 Lsol。因此，SMG集群成员的存在可能会增加透镜集群场中的源计数，这可能是这些集群的动力学状态的影响。然而，我们发现，从计数分析中去除潜在的聚类成员并不能完全消除聚类样本之间的差异。我们还研究了背景SMG和低Z光学星系之间可能发生的透镜效应，但需要进一步的观测才能得出结论。虽然两个集群样本之间的过量计数尚未明确占，这些结果值得谨慎解释亚毫米级源计数集群字段和点源污染的Sunyaev-Zel'dovich调查。[摘要]
2011-09-23 astro-ph.CO
Why weak lensing cluster shapes are insensitive to self-interacting dark matter
我们研究了从弱引力透镜推断的星系团的形状是否可以用来检验暗物质的性质。我们分析模拟弱透镜数据，从两个不同的暗物质模型（CDM和SIDM）运行的宇宙学模拟中提取的引力透镜。我们拟合椭圆形NFW配置文件的模拟集群的剪切场。尽管CDM和SIDM之间的3D形状的分布有很大的差异，我们发现，弱透镜推断的集群形状的分布几乎是不可区分的。我们将这种信息丢失归因于两个原因。首先，弱透镜测量投影质量分布的形状，而不是基本的3D形状，投影效果会消除一些差异。其次，弱透镜效应对星系团的投影形状最敏感，在接近维里半径（~ 1.5 Mpc）的尺度上，而SIDM形状与内晕中的CDM最不相同。我们介绍了一个模型的质量分布的星系团的质量分布的椭圆率可以随距离的集群的中心。虽然这种质量分布并不能使弱透镜数据区分CDM和SIDM与集群形状（在小半径的椭圆率是弱透镜约束不良），它可能是有用的，当建模结合集群的强和弱引力透镜。
2022-10-24 astro-ph.CO
Weak Lensing Reconstruction by Counting DECaLS Galaxies
本文利用 DECaLS DR9 星系的宇宙放大效应，通过多星等过密图线性加权重建弱透镜会聚图，并以约10σ的剪切互相关验证信号。
2024-12-04 astro-ph.CO
The Flat Sky Approximation to Galaxy Number Counts
我们推导和测试的角功率谱的星系数计数在平坦的天空极限的近似。标准密度和红移空间失真（RSD）的条款在所得的近似是不同的林伯近似，提供了一个准确的结果，多极低至$\ell\simeq10$，其中相应的林伯近似是完全不准确的。在相同的红移下，$z<3$的密度和RSD（标准）项的准确度约为0.2%，$z=5$为0.5%，甚至到$\ell<50$。在不相等的红移，如果我们考虑总的功率谱，精度优于5%，只有非常小的红移差异，$δ<δ_0 (\simeq 3.6\times10^{-4}(1+z)^{2.14})$的标准项是很好的近似，或足够大的红移差异$δ>δ_1 (\simeq 0.33(r(z)H(z))/(z+1))$的透镜项占主导地位。纯透镜和透镜密度互相关项的平天表达式等价于林伯近似。对于任意的红移差，林伯近似达到0.5%的精度（高于纯透镜的$\ell\simeq 40$和密度透镜的$\ell\simeq 80$）。除了非常精确之外，平天近似在计算上简单得多，因此对于用MCMC方法进行数据分析和预报非常有用。这对于即将到来的星系调查将特别重要，这些调查将测量星系数量计数的功率谱。
2021-01-17 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from Weak Lensing Peaks: Can Halo Models Accurately Predict Peak Counts?
为了从下一代大型高精度弱透镜（WL）巡天（例如Euclid，Roman，LSST）中提取完整的宇宙学信息，需要利用高阶统计量来探测大尺度结构（LSS）的小尺度非线性区域。WL峰值计数，追踪宇宙网中的超密度，是一个有前途的和简单的统计约束宇宙学参数。WL峰的物理起源以前被链接到沿视线的暗物质晕，这种峰晕连接已被用于开发各种半解析晕为基础的模型，用于预测峰值计数。在这里，我们研究了WL峰值的起源和基于光晕的WL峰值计数模型的有效性，使用一套光线跟踪N体模拟。我们比较WL峰值收敛地图从完整的模拟到那些在地图中创建的粒子与晕-后者扮演的角色，一个“完美的”晕模型。我们发现，虽然光环的贡献是能够复制峰计数定性好，光环并不能解释所有WL峰。晕特别低估了负峰，这与沿视线的大规模欠密区域的局部密度过高有关。此外，对于大于$\geq$ 100 deg $^{2}$的测量，忽略非光晕对峰计数的贡献会导致参数（$Ω_{\rm m}$、$σ_{8}$）出现显著偏差。我们的结论是，宇宙网络的其他元素，外部和远离暗物质晕，需要纳入WL峰的模型，以推断无偏见的宇宙学约束。
2022-02-28 astro-ph.CO
AMICO galaxy clusters in KiDS-DR3: cosmological constraints from counts and stacked weak-lensing
利用AMICO KiDS-DR 3星表，对星系团的丰度和叠加弱透镜轮廓进行了宇宙学分析。该样品由3652个星系团组成，具有内在丰富度$λ^*\geq20$，有效面积为377度$^2$，在红移范围$z\in[0.1,\,0.6]$。我们通过模拟量化了样品的纯度和完整性。的统计分析已进行了同时建模的共动数密度的星系团和本征丰度和集群质量之间的比例关系，通过堆叠弱透镜轮廓建模评估。在似然性中考虑了超巡天模式引起的物质背景密度的起伏。假设一个平坦的$Λ$ CDM模型，我们约束$Ω_{\rm m}$，$σ_8$，$S_8 \equiv σ_8(Ω_{\rm m}/0.3)^{0.5}$，和质量丰富度标度关系的参数。获得了$Ω_{\rm m}=0.24^{+0.03}_{-0.04}$、$σ_8=0.86^{+0.07}_{-0.07}$、$S_8=0.78^{+0.04}_{-0.04}$。对$S_8$的约束在1 $σ$以内与WMAP和Planck的结果一致。此外，我们得到的集群质量标度关系的限制与以前的弱透镜只分析。
2021-12-22 astro-ph.CO
Weak lensing of bright standard sirens: prospects for $σ_8$
Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；Keemilise ja bioloogilise füüsika instituut（化学与生物物理研究所）
利用弱透镜效应分析明亮标准 sirens 可测量影响宇宙结构但不影响平均光度距离-红移关系的宇宙学参数，包括σ_8、哈勃常数和物质丰度。
2026-03-17 astro-ph.CO
Density split statistics: joint model of counts and lensing in cells
我们提出了密度分裂统计，一个框架，研究透镜和计数的细胞作为前景星系密度的函数，从而提供了一个大规模的测量2点和3点的统计。我们的方法扩展了我们早期的工作槽透镜，并总结如下：给定前景（低红移）人口的星系，我们把天空分成子区域的大小相等，但不同的星系密度。然后，我们分别在每个子区域中测量均匀间隔点周围的透镜效应，以及细胞计数统计（CiC）。透镜信号跟踪固定星系密度区域周围的物质密度对比。通过CiC测量，这可以与固定物质密度区域周围的密度分布相关。总之，这些测量构成了对宇宙学、密度场的偏斜度以及星系和物质之间的联系的有力探测。在本文中，我们将展示如何从基本成分建模的密度分裂透镜信号和CiC：一个非线性的功率谱，聚类层次系数从扰动理论和参数模型的星系偏差和散粒噪声。使用N体模拟，我们证明了这个模型是足够准确的宇宙学分析的暗能量调查的第1年的数据。
2021-07-30 astro-ph.CO
Extreme value statistics of weak lensing shear peak counts
弱引力透镜图峰值的统计是目前和未来观测中约束宇宙学参数的一种很有前途的方法。在这里，我们调查它的权力时，使用一般的极值统计，这是非常敏感的指数尾晕质量函数。为此，我们使用分析方法来量化由星系团、大尺度结构和观测噪声引起的弱透镜峰的数量。这样做，我们进一步改进了该方法在由非线性结构主导的高信噪比的制度，通过考虑这些计数嵌入到周围的剪切所造成的大尺度结构。我们推导出的极值和顺序统计的过密度（正峰值）和欠密度（负峰值），并提供了一个优化的标准，以分裂成子字段的宽场调查，以抽样的极值分布，使预期的对象，造成最大的信号主要是由于星系团。我们发现我们的模型预测与射线跟踪$N$体模拟良好的协议。对于一个欧几里德的调查，我们发现$σ_8$和$Ω_\text{m}$与$\sim 10^{-3}$的相对不确定性的严格约束。相反，状态方程参数$w_0$只能用$10\%$能级来约束，即使我们包括红移信息，也无法得到$w_\text{a}$。
2015-11-12 astro-ph.CO
Weak Lensing Measurement of the Mass--Richness Relation of SDSS redMaPPer Clusters
我们执行测量的质量丰富度关系的redMapPer星系团目录使用弱透镜数据从斯隆数字巡天。我们已经仔细地表征了广泛的系统不确定性，包括剪切校准误差，照片- $z$偏差，成员星系稀释，源遮蔽，放大偏差，不正确的假设有关集群质量配置文件，集群中心，晕三轴，和投影效应。我们还比较了两个独立产生的剪切和光度红移目录的透镜信号的测量，以表征透镜信号本身的系统误差。使用来自$0.1\le z\le 0.33$的5，570个集群的样本，我们的幂律质量与\ $λ$关系为$\log_{10}[M_{200m}/h^{-1}\ M_{\odot}]$ = $14.344 \pm 0.021$（统计）$\pm 0.023$（系统），丰度$λ=40$，7%校准不确定度，幂律指数为$1.33^{+0.09}_{-0.10}$（$1σ$）。详细的系统学表征，在这项工作中，使其最终的弱透镜质量校准SDSS redMapPer集群在这个时候。
2017-04-03 astro-ph.CO
