MOKA: a new tool for Strong Lensing Studies
强引力透镜是探测大质量暗物质晕核内物质分布的有力工具。最近和正在进行的星系团调查（MACS，CFHTLS，SDSS，SGAS，CLASH，LoCuSS）的分析已经解决了星系团中暗物质分布的性质问题。冷暗物质晕的N体模拟一致地发现，晕的特征应该是浓度-质量关系，随晕质量单调下降，并由大量的子结构填充，代表吸积祖晕的核心。验证这些预言对我们理解暗物质很重要。我们提出了MOKA，一个新的算法来模拟集群大小的晕的引力透镜信号。它实现了数值模拟的最新结果，以创建具有独立于数值分辨率的属性的逼真的集群规模的镜头。我们进行了系统的研究强透镜截面作为晕结构的函数。我们发现，强透镜截面最强烈地依赖于浓度和内斜率的密度分布的晕，其次是晕三轴性和存在一个明亮的中央星系的重要性顺序。
2012-01-16 astro-ph.CO
The Correspondence between Convergence Peaks from Weak Lensing and Massive Dark Matter Haloes
在弱透镜作用下，通过星系形状测量构造的会聚峰可以与下划线的暗物质晕联系起来，是宇宙学的一个强有力的探索。然而，收敛峰统计的能力受到星系形状测量中的噪声、信噪比以及大尺度结构沿视线（LOS）投影质量分布贡献的影响。在本文中，我们使用光线追迹模拟在弯曲的天空调查之间的对应关系的会聚峰和暗物质晕在LOS。我们发现，在没有噪声的情况下，对于$z_{\rm s}=1$处的源星系，多个具有$\text{SNR} \geq 3$（信噪比）的$65\%$峰与多个质量大于$10^{13} {\rm M}_{\odot}$的质量晕有关。这些巨大的晕贡献$87.2\%$的高峰（$\text{SNR} \geq 5$）与其余的贡献是来自大规模的结构。另一方面，星系形状测量中的噪声会使峰值分布发生偏斜，特别是对于信噪比较低的峰值。在形状噪声被建模为高斯分布的噪声场中，大约$60\%$的高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是真实峰值，并且对于较低的峰值（$ 3 \leq \text{SNR} < 5$），分数减小到$20\%$。此外，我们发现，高峰值（$\text{SNR} \geq 5$）是由非常巨大的晕大于$10^{14} {\rm M}_{\odot}$。
2018-05-16 astro-ph.CO
Statistical properties of filaments in weak gravitational lensing
我们通过大宇宙学$N$体模拟研究了连接星系团的细丝的弱透镜性质。我们从模拟中选取了4639个质量大于$10^{14}h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕对，并利用光线追迹模拟研究了两个晕之间的暗物质分布。为了对候选细丝进行分类，我们估计收敛曲线并进行曲线拟合。我们发现，晕之间的物质分布可以被分类在一个平面的拟合参数，这使我们能够选择直丝的光线跟踪模拟。我们还调查了这些细丝的统计特性，发现它们与以前的研究是一致的。我们发现晕对的$35\%$具有直丝结构，其$4\%$可以在弱透镜作用下直接在$S/N\geq2$上检测到。此外，我们还研究了暗条边缘晕的统计特性。我们发现，晕是优先延长沿冠状结构，并与增加的灯丝质量质量较小。然而，这些晕性质的直丝质量的依赖性是非常弱的。
2014-03-26 astro-ph.CO
Measuring Line-of-sight Distances to Haloes with Astrometric Lensing B-mode
本文提出利用强透镜系统中多重图像间的相对天体测量位移，通过测量B模和E模来确定暗晕的视线距离比，并利用时间延迟打破质量片简并，从而降低哈勃常数测量的不确定性。
2025-01-23 astro-ph.CO
Shapes and alignments of dark matter haloes and their brightest cluster galaxies in 39 strong lensing clusters
利用哈勃前沿场（HFF）、哈勃星系团透镜与超新星巡天（CLASH）和再电离透镜星系团巡天（RENIONationationationLensingClusterSurvey，RICS）中的39个大质量星系团，研究了45个暗物质（DM）晕及其最亮星系团（BCGs）的形状和排列。我们通过强引力透镜测量DM晕的形状，而BCG形状来自于哈勃太空望远镜图像中的光剖面。我们的测量从大样本的大质量星系团在这里提供了新的限制暗物质和集群天体物理学。我们发现，DM晕平均高度拉长，平均椭圆率为$0.482\pm 0.028$，DM晕和它们的BCG的主轴位置角趋于与排列角的平均值$22.2\pm 3.9$度一致。我们发现，DM晕在我们的样品中平均比它们的BCG更细长，它们的椭圆度的平均差为$0.11\pm 0.03$。相比之下，地平线AGN宇宙流体动力学模拟预测DM晕和它们的中央星系之间的平均相似的椭圆率。虽然观测和模拟之间的这种差异可以很好地解释为它们的晕质量尺度的差异，但其他可能性包括强透镜测量固有的偏差，重子物理学的有限知识，或冷暗物质的限制。
2020-05-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accuracy of the thin-lens approximation in strong lensing by smoothly truncated dark matter haloes
本文研究了利用薄透镜近似的引力透镜效应估算质量的精度，该近似应用于Baltz、Marshall和Oguri最近提出的具有软截断机制的Navarro-Frenk-White质量模型。引力透镜的情况下考虑的是从爱因斯坦环（强透镜）的观察透镜质量的推断。结果表明，薄透镜简化假设引起的质量误差小于0.5%。作为副产品，软截断机制的最佳潮汐半径被发现是至多10倍的质量模型的维里半径。
2011-05-19 astro-ph.CO gr-qc
The imprint of $f(R)$ gravity on weak gravitational lensing I: Connection between observables and large scale structure
我们研究了$f(R)$引力对各种大尺度结构的统计特性的影响，这些结构可以在弱引力透镜测量中进行探测。一组引力透镜在$f(R)$引力的射线追踪模拟，使我们能够探索宇宙学信息（i）堆叠分析弱透镜观测和（ii）重建透镜质量地图的峰值统计。对于Hu \& Sawicki提出的$f(R)$模型，当$f(R)$模型中的附加自由度为$|f_{\rm R0}|\sim10^{-5}$时，在叠加分析中观测到的暗物质晕透镜信号在标准$Λ$ CDM模型和$f(R)$模型之间存在$\simlt10\%$差异.在叠加分析中要研究的各种大尺度结构中，槽，即前景质量晕投影平面中的低密度区域，可能有希望用$|f_{\rm R0}|\sim10^{-5}$约束模型，而空洞周围的叠加分析被发现难以改善$|f_{\rm R0}|$的约束，即使在未来的天空覆盖范围为$\sim1000$平方度的透镜测量中。在峰值统计上，我们确认了局部极大值和暗物质晕沿视线之间的对应关系，无论在我们的模拟中重力的修改。因此，即使在具有$|f_{\rm R0}|\simlt10^{-5}$的$f(R)$模型中，高显著性局部极大值的数目计数也将有助于探测暗物质晕的质量函数。我们还发现，包括当地的最小值在透镜质量地图将有助于改善$f(R)$重力常数下降到$|f_{\rm R0}|=10^{-5}$在正在进行的弱透镜调查。
2016-04-06 astro-ph.CO
Matter in the beam: Weak lensing, substructures and the temperature of dark matter
暖暗物质（WDM）模型为当前的冷暗物质（CDM）宇宙学模型提供了一个有吸引力的替代方案。我们提出了一种新的方法来区分WDM和CDM宇宙学，即使用弱透镜，这提供了一个独特的探针，因为它是敏感的所有“光束中的物质”，而不仅仅是暗物质晕和星系，居住在他们，而且晕之间的扩散材料。我们将CDM团簇的弱透镜图与对应于热产生的$0.5$ ~keV暗物质粒子的WDM模型中的弱透镜图进行了比较。我们的分析清楚地表明，弱透镜放大率，收敛和剪切分布可以用来区分CDM和WDM模型。WDM模型{ \em增加}弱放大率的概率，其差异对于$\gtrsim5σ$是显著的，同时在剪切分布上没有留下显著的印记。在这项工作中分析的WDM集群比CDM的更均匀，和分数减少的材料量晕成比例的放大率的平均增加。这种差异是由于在CDM中被束缚在致密晕中的物质在WDM中以较低的密度平滑地分布在更大的体积上。此外，签名不仅在于概率分布函数，而是在收敛场的全空间分布。
2016-05-27 astro-ph.CO
What does strong gravitational lensing? The mass and redshift distribution of high-magnification lenses
许多遥远的物体只有在被强大的引力透镜高度放大后才能被探测到，或者变得更有科学价值。我们使用EAGLE和BAHAMAS，最近的两个宇宙流体动力学模拟，预测的概率分布透镜质量和透镜红移时，点源高度放大的引力透镜。对于红移为2的光源，我们发现透镜红移的分布很宽，在z=0.6处达到峰值。不同透镜质量的贡献也相当广泛，大多数高放大率的透镜是由于晕质量在10^12和10^14太阳质量之间的透镜。质量较低的光晕是效率低下的透镜，而质量较大的光晕是罕见的。我们发现，一个简单的模型，其中所有的晕都有奇异的等温球密度分布可以近似地再现模拟预测，尽管这样的模型过度预测了质量小于10^12太阳质量的晕对透镜效应的重要性。我们还计算了不同红移的点源被强透镜化的概率。在低红移时，高放大率是极不可能的。每个z=0.5的光源平均产生5 × 10 ^-7的放大倍数大于10的图像;当z =2时，放大倍数增加到约2 × 10 ^-5。我们的研究结果意味着，搜索强透镜光学瞬变，包括光学对应的强透镜引力波，可以优化监测大规模的星系，集团和集群，而不是集中在一个单独的人口的镜头。
2020-06-01 astro-ph.CO
Non-Halo Structures and their Effects on Gravitational Lensing
四倍透镜类星体影像的通量比异常已被用来限制暗物质的性质。假设这些透镜扰动是由暗物质晕引起的，目前有可能将假设的暖暗物质（WDM）粒子的质量限制为$m_χ> 5.2$ keV。然而，扰动只由DM晕引起的假设可能是不正确的，因为其他结构，如细丝和煎饼，存在并构成宇宙中质量的重要部分，范围在5 $\%$ - 50 $\%$之间，取决于暗物质模型。使用新的无碎片模拟1和3 keV WDM宇宙学，我们研究这些“非晕”的结构，并估计其对通量比观测的影响。我们发现，这些结构显示尖锐的密度梯度与短的相关长度，并可以贡献更多的透镜信号比所有的haloes半模质量相结合，从而减少WDM模型之间的差异。我们估计，非晕结构可以是视线通量比异常的主要原因，在非常温暖的，但已经排除，$m_x \sim 1 \rm{keV}$的情况。对于较冷的情况下$m_x \gtrsim 3 \rm{keV}$，我们估计，非晕可以贡献约$5 - 10\%$的总通量比信号。
2022-02-10 astro-ph.CO
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
Testing the Reliability of Fast Methods for Weak Lensing Simulations: WL-MOKA on PINOCCHIO
在充分利用大尺度结构（LSS）的弱透镜效应并由此导出宇宙学参数的过程中，模拟收敛映射的产生是至关重要的。在本文中，我们提出了一个扩展的PINOCCHIO代码产生目录的暗物质晕，使它能够模拟弱透镜的LSS。像WL-MOKA一样，该方法从随机实现宇宙学初始条件开始，创建一个晕目录并将其投影到过去的光锥上，并在晕中绘制假设参数模型的质量密度分布。大规模的模式，不占晕使用线性理论。本文讨论了在用升阶拉格朗日微扰理论对PINOCCHIO中的晕进行位移时，影响收敛功率谱的系统误差，以及它们与网格分辨率的关系。我们的近似方法被证明是非常快的相比，完整的光线跟踪模拟从N体运行，并能够恢复弱透镜信号，在不同的红移，百分之几的准确性。它还允许快速构建弱透镜协方差矩阵，补充PINOCCHIO生成星系团质量函数和星系团协方差的能力，从而为计算不同探测器之间的交叉协方差铺平道路。这项工作推进了这些近似方法作为模拟和分析宇宙学目的的调查数据的工具。
2020-06-04 astro-ph.CO
Analytical properties of Einasto dark matter haloes
最近的高分辨率N-体CDM模拟表明，非奇异的三参数模型，如Einasto配置文件比奇异的两参数模型，如纳瓦罗，弗伦克和怀特，在拟合范围广泛的暗物质晕表现更好。虽然许多基本属性的Einasto配置文件中已经讨论了在以前的研究中，一些分析性能仍然没有调查。特别是，一个一般的分析公式的表面密度，一个重要的数量，定义了一个暗物质晕的透镜性质，仍然缺乏日期。为了这个目的，我们使用了梅林积分变换形式主义，以福克斯H和梅杰G功能，它可以被写为级数展开的Einasto表面密度和相关属性的封闭表达式。这使得任意精度的计算表面密度和透镜性质的现实暗物质晕模型。此外，我们比较了Sérsic和Einasto表面质量密度，发现它们之间的差异，这意味着两种配置文件的透镜特性不同。
2012-02-23 astro-ph.CO
Globular clusters vs dark matter haloes in strong lensing observations
爱因斯坦环或巨弧的图像中的微小扭曲提供了探测质量低于$10^9$ M $_{\odot}$的暗物质晕或亚晕的令人兴奋的前景，其中大多数都太小，无法形成可见的星系。在宇宙演化的冷暗物质模型中，预计存在大量这样的晕;相反，其他模型，如暖暗物质，预测没有晕低于这个数量级，这取决于暖暗物质粒子的性质。因此，试图探测这些小扰动可以区分不同种类的暗物质粒子，甚至完全排除冷暗物质模型。透镜星系中的球状星团也会引起图像的扭曲，原则上，这可能会污染测试。本文研究了室女星系团中六个早型星系中球状星团的总体分布。我们发现质量为$\sim10^6$ M $_{\odot}$的球状星团的数密度与暗物质扰动物（包括透镜中的次晕和沿视线的晕）的数密度相当。我们发现，在球状星团和暗物质晕的质量集中程度非常不同，导致不同的透镜畸变。这些可以用毫角秒分辨率的成像来检测，这种成像可以区分球状星团和暗物质晕信号。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the shapes of galaxy dark matter haloes from weak gravitational lensing
利用第二次红序星系团巡天（RCS 2）中星系周围弱引力透镜信号的各向异性测量，研究了星系暗物质晕的形状。我们确定了三个透镜样本维里半径内的平均剪切各向异性：所有星系19<m_r '<21.5，以及“红”和“蓝”样本，其透镜信号分别由大质量低红移早型和晚型星系主导。为了研究透镜信号的环境依赖性，我们将每个透镜样本分成孤立和聚类部分，并分别进行分析。我们还测量了透镜样品周围物理关联星系分布的方位角依赖性。我们发现，这些卫星优先居住在透镜的主轴附近，并限制透镜的主轴和卫星的平均位置之间的角度<theta>=43.7度+/- 0.3度的“所有”透镜，<theta>=41.7度+/- 0.5度的“红色”透镜<theta>和=42.0度+/- 1.4度的“蓝色”透镜。对于“所有”样本，我们发现星系质量互相关联函数的各向<f-f_45>异性=0.23 +/- 0.12，为平均星系嵌入三轴暗物质晕中并优先与之对齐的观点提供了弱支持。假设椭圆Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓，我们发现暗物质晕的椭圆率与星系的椭圆率之比f_h=e_h/e_g=1.50+1.03-1.01，当透镜的平均椭圆率为0.25时，如果晕与透镜完全对准，则对应于投影晕的椭圆率e_h=0.38+0.26-0.25。对于“全部”样本的孤立星系，平均剪切各向异性增加到<f-f_45>=0.51+0.26-0.25和f…
2012-06-19 astro-ph.CO
Warm Dark Haloes Accretion Histories and their Gravitational Signatures
我们研究团簇在温暖的暗物质（WDM）模型的热产生的暗物质粒子$0.5$千电子伏的质量。我们发现，尽管集群在WDM宇宙学具有类似的密度分布，其冷暗物质（CDM）的同行，内部属性，如数量的子结构，显示出显着的差异。该结果是令人惊讶的，因为簇的质量尺度比结构形成被抑制的质量尺度大{ \em一千倍}。WDM集群通过平滑吸积获得更多的质量，并且包含比CDM兄弟更少的子结构。更高的平滑质量吸积导致物理上更扩展和更低密度的次晕。这些细微的差异可以通过强引力透镜来探测。我们发现，出乎意料的是，WDM集群有{ \em更高}的透镜效率比那些在CDM宇宙学，相反的天真的期望，WDM集群应该是效率较低，由于它们包含的子结构少。尽管密度较低，但较大的WDM子晕更有可能比CDM子晕具有更大的透镜截面。此外，WDM子晕通常位于更大的距离，这径向拉伸了与强引力透镜相关的临界线，导致在$\sim2σ$水平上具有大径向横截面的集群数量过多。尽管单个簇的透镜轮廓随视线而显著变化，但基于$\gtrsim100$簇的样本的径向弧分布可能被证明是WDM存在的关键测试。
2014-06-13 astro-ph.CO
On rates of supernovae strongly lensed by galactic haloes in Millennium Simulation
我们利用N体千禧年模拟的公开结果来创建Ia型透镜超新星和核心塌陷的模拟样本。通过模拟星系-星系透镜效应，我们得出了透镜超新星的速率，发现在红移高于0.5时，大约0.06%的超新星将被透镜效应放大两倍或更多。未来像盖亚或LSST这样的广域观测应该能够在无偏的天空监测中检测到透镜超新星。Gaia（从2013年开始）将检测到至少2例，而LSST（从2018年开始）每年将检测到500多例。未来大量的透镜超新星将允许验证宇宙学模拟的结果。强烈的星系-星系透镜效应提供了一个机会，以达到高红移超新星Ia型和扩大哈勃图样本。
2012-12-05 astro-ph.CO
Galaxy-galaxy strong lens perturbations: line-of-sight haloes versus lens subhaloes
我们重新推导干预线的视线晕相对于透镜subhaloes在星系-星系强透镜观测，这些扰动可以产生可检测的图像波动的数密度。先前的研究已经通过比较它会引起的透镜偏转角和透镜内的次晕引起的偏转角来计算视线小质量暗晕的检测极限。然而，这过于简化了观测结果在次晕和视线晕之间的差异。此外，它没有考虑到一个额外的subhalo和主透镜的不确定属性之间的简并。更符合现实世界的观察分析，我们认为，只有当添加到一个平滑的模型产生了统计上显着的改善重建图像的视线晕检测。我们发现，在以前的文献中，可检测的视线扰动的数密度被高估了多达两个因素。对于典型的透镜几何形状和配置，非常深的成像是敏感的两倍多的视线扰动subhaloes，但中等深度的成像是敏感的视线扰动比subhaloes。
2022-09-26 astro-ph.CO
The Dark Energy Survey : Detection of weak lensing magnification of supernovae and constraints on dark matter haloes
本文通过交叉关联DES-SN5YR超新星距离模数残差与前景星系，首次以6.0σ显著性探测到Ia型超新星的弱引力透镜放大效应，并利用去透镜修正改进宇宙学参数约束，为研究物质非均匀性开辟了新途径。
2024-06-07 astro-ph.CO
Halo concentration strengthens dark matter constraints in galaxy-galaxy strong lensing analyses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在大量低质量晕。在暗物质粒子是暖粒子（WDM）的模型中，这个粒子群是不存在的。原则上，这些选择可以通过观测来区分，因为视线上的晕可以扰动星系-星系的强引力透镜。此外，WDM粒子的质量可以推导出来，因为他们的晕质量函数的截止取决于粒子的质量。我们通过模拟和拟合模拟透镜图像，系统地探索了WDM模型中低质量晕的可探测性。与以前的研究相反，我们发现当光环在镜头后面或前面时，它们更难被检测到。此外，我们发现，扰动效应的晕增加与他们的浓度：可检测的晕是系统的高浓度晕，并占质量浓度关系的散射提高了预期数量的检测多达一个数量级。对于较低的颗粒质量，晕具有较低的浓度，这进一步抑制了可检测晕的数量，超过了仅由较低的晕丰度引起的减少。考虑到这些影响可以使对质量函数截止值的透镜约束比先前认识到的更严格至少一个数量级。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Halo model description of the non-linear dark matter power spectrum at $k \gg 1$ Mpc$^{-1}$
准确了解暗物质的非线性功率谱对于理解宇宙的大尺度结构、暗物质晕的统计及其演化、宇宙学引力透镜等都具有重要意义。我们分析模型的暗物质功率谱和它的交叉功率谱与暗物质晕。我们的模型扩展了晕模型的形式主义，包括现实的子结构人口内的个人暗物质晕和分散的浓度参数在固定的晕质量。我们认为三个处方的质量浓度关系和两个暗物质晕的子结构分布。我们表明，这种扩展的晕模型主要增加了预测的功率在小尺度上，是至关重要的适当建模的宇宙学弱透镜信号，由于低质量晕。我们的扩展形式主义显示了如何晕模型的方法可以提高准确性，因为一个增加的成分，从n体模拟校准的数量。
2010-06-30 astro-ph.CO
Diagnostics of Baryonic Cooling in Lensing Galaxies
结构形成的理论研究发现，暗物质晕的浓度与维里质量成反比。最近，通过对热晕气体的X射线发射的观测，证实了维里质量Mvir > ~ 6 e12 Msun的这种趋势。我们提出了一种替代的方法来解决这个问题，探索浓度的暗物质晕星系尺度上的样本18早期类型的系统。我们的c-Mvir关系与X射线分析一致，向较低的维里质量延伸，覆盖范围从~ 4 e11 Msun到5e 12 Msun。透镜分析与测光数据的结合使我们能够将重子分数限制在几个有效半径内，这与暗物质晕的绝热收缩（AC）处方进行了比较。我们发现，AC的标准方法是非常不受欢迎的，需要额外的机制-如在收缩过程中的质量损失-在晕崩溃后的阶段发挥作用。
2012-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure Lensing: Effects of Galaxies, Globular Clusters & Satellite Streams
冷暗物质（CDM）模型预测的透镜星系中存在丰富的暗物质亚结构，透镜通量比异常经常被观测到并被作为证据。在以前的工作中，我们研究了尖焦散关系的背景类星体的星系尺度的暗物质晕透镜的多个图像，使用一套高分辨率的N体模拟（宝瓶座模拟）。在这项工作中，我们扩展了我们以前的计算，将重子和弥漫的黑暗成分的透镜晕。我们包括在每个透镜模拟：（1）卫星星系人口来自一个半解析模型应用到宝瓶座晕，（2）一个经验的银河球状星团人口和（3）卫星流（弥漫的黑暗成分）在模拟中确定。考虑到这些额外的组件，我们证实了我们早先的结论，即丰富的内在子结构（暗或亮，绑定或扩散）是不足以解释所观察到的频率尖焦散违反类调查。我们的结论是，所观察到的效果可能是少数统计类，或星系际晕沿视线作为额外的源透镜通量异常的结果。另一种可能性是，这种差异标志着清洁发展机制模式的失败。
2010-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
CFHTLenS: Weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale matter haloes and the galaxy-halo misalignment
我们提出了星系尺度物质晕椭圆率和星系晕错位的弱透镜约束。利用加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的数据，我们测量了星系物质晕及其嵌入星系$f_\mathrm{h}$按星系类型分裂的对准投影椭圆率分量的加权平均比。然后，我们将我们的观测结果与千禧年模拟的测量结果进行比较，假设不同的星系晕错位模型。使用千禧年模拟，我们验证了统计估计使用消除污染的宇宙剪切。我们还检测到一个额外的信号在模拟中，我们解释为内在的形状剪切对齐的影响之间的镜头和他们的大尺度结构环境。这些排列很可能导致以前对$f_\mathrm{h}$的一些观测约束偏高。从CFHTLenS我们发现$f_\mathrm{h}=-0.04 \pm 0.25$的早型星系，这是一致的，与当前的模型的星系晕错位预测$f_\mathrm{h}\simeq 0.20$。对于晚型星系，我们从CFHTLenS测量$f_\mathrm{h}=0.69_{-0.36}^{+0.37}$。这可以与产生未对准的晚型模型的$f_\mathrm{h}\simeq 0.02$的模拟结果进行比较。
2015-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
First measurement of the characteristic depletion radius of dark matter haloes from weak lensing
我们使用弱透镜观测，使第一次测量的特征耗尽半径，三个半径的特征区域，物质正在耗尽不断增长的晕之一。镜头取自应用于DESI Legacy Imaging Surveys DR 9的扩展的基于光晕的组/簇查找器产生的光晕目录，而源则通过Fourier_Quad管道从DECaLS DR 8成像数据中提取。我们研究晕质量$12 < \log ( M_{\rm grp} ~[{\rm M_{\odot}}/h] ) \leq 15.3$内的红移$0.2 \leq z \leq 0.3$。维里半径和回溅半径也被测量，并用于测试原来的调查结果的耗尽区。当按质量划分晕时，我们发现我们的大多数测量和CosmicGrowth模拟的预测之间是一致的，除了最低质量的箱。发现特征耗尽半径大致为$2.5$乘以维里半径和$1.7 - 3$乘以回溅半径，与近似普遍的外部密度分布一致，并且发现特征耗尽半径内的平均封闭密度大致为$29$乘以我们样本中宇宙的平均物质密度。当装箱晕的质量和代理晕浓度，我们没有检测到一个显着的变化的耗尽半径与浓度，模拟预测也是敏感的浓度代理的选择。我们还证实，测量的回溅半径随浓度不同的模拟预测。
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards an understanding of third-order galaxy-galaxy lensing
三阶星系-星系透镜（G3 L）是新一代的星系-星系透镜技术，它既可以测量透镜对的过剩剪切，也可以测量透镜对的过剩剪切-剪切相关。很明显，这些统计数据评估了星系位置和投影物质密度之间的三点相关性。对于这些新的统计数据的未来应用，我们的目标是更直观地理解G3 L，以隔离可能可以测量的主要功能。我们构建了一个玩具模型（“孤立透镜模型”; ILM）的星系和相关物质的分布，以确定在一个简化的上下文中的两个G3 L关联函数和传统的星系-星系透镜（GGL）的测量量。ILM假设单透镜星系嵌入在任意的物质晕中，然而，这些物质晕在统计上独立于（“孤立”）任何其他的晕或透镜位置。在ILM中，任何大小的星系团的平均质量与星系数量比都不能改变。光靠GGL和星系团并不能将ILM与任何更复杂的情况区分开来。透镜-透镜-剪切相关器结合二阶统计量使我们能够检测到ILM的偏差。这可以通过本文中定义的差信号来量化。我们证明了与ILM，这个相关拿起星系团内的星系对的多余的物质分布。透镜-剪切-剪切相关器对物质晕之间的变化很敏感。原则上，它可以被设计来限制晕的椭圆度，而不需要发光示踪剂，甚至不需要随机的晕子结构。[删节]
2013-01-08 astro-ph.CO
Gravitational Flexion by Elliptical Dark Matter Haloes
我们提出了椭圆形透镜质量分布预期的引力透镜弯曲方程。这些可以减少到一维的有限积分，从而节省了大量的计算时间比一个完整的二维计算。我们估计限制星系晕椭圆度的一系列潜在的未来调查，发现从两种不同类型的屈曲的约束是可比的，是两个数量级更严格的比那些从剪切。因此，在未来的调查中，星系晕的形状似乎是一个非常有前途的潜在工具。
2009-03-23 astro-ph.CO
CFHTLenS: The relation between galaxy dark matter haloes and baryons from weak gravitational lensing
我们提出了一个研究的暗物质晕质量和宿主星系的重子含量之间的关系，量化通过光度和恒星质量。我们的调查使用154度2的加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）透镜和光度数据，从CFHT遗产调查。我们采用了一个星系星系透镜晕模型，使我们能够约束晕质量和卫星分数。我们的分析仅限于红移在0.2和0.4之间的透镜。我们把晕质量和重子可观测量之间的关系表示为幂律。对于光度-晕质量关系，我们发现红色星系的斜率为1.32+/-0.06，归一化值为1.19+0.06-0.07x10^13 h70^-1 Msun，而蓝色星系的最佳拟合斜率为1.09+0.20-0.13，归一化值为0.18+0.04-0.05x10^13 h70^-1 Msun。同样，我们发现红色星系的恒星质量-晕质量关系的最佳拟合斜率为1.36+0.06-0.07，归一化值为1.43+0.11-0.08x10^13 h70^-1 Msun，而蓝色星系的相应值为0.98+0.08-0.07和0.84+0.20-0.16x10^13 h70^-1 Msun。对于红色透镜体，随光度和恒星质量的增加，卫星体所占的比例趋于减少，当恒星质量为2 × 10^9 h70^-2 Msun时，样本几乎全部为卫星体。对于蓝透镜，无论光度或恒星质量如何，卫星部分通常接近于零。这与晕质量和重子示踪剂之间较浅的关系一起，直接证实了星系-星系透镜效应，…
2013-10-18 astro-ph.CO
Characterising Strong Lensing Galaxy Clusters using the Millennium-XXL and MOKA simulations
本文研究了星系团中的强透镜统计。我们提取暗物质晕从千禧XXL模拟，计算其爱因斯坦半径分布，并找到一个非常好的协议与蒙特卡洛预测与MOKA代码。爱因斯坦半径的分布可以用对数正态分布很好地描述，其中相当一部分最大的系统受到不同投影效应的影响。我们讨论了子结构和三轴性的重要性，在塑造集群大小晕的临界线的大小。然后，我们的模型和解释不同的偏差，占存在一个明亮的中央星系（BCG）和两个不同的恒星质量密度分布。我们提出了弱透镜量和爱因斯坦半径的大小之间的标度关系。最后讨论了Einstein半径分布对宇宙学参数Ω_M-σ_8的敏感性，发现具有较高Ω_M和σ_8的宇宙学具有大样本的强透镜团。爱因斯坦半径分布可能有助于区分普朗克13和WMAP 7宇宙学在3σ。
2016-07-09 astro-ph.CO
Morphology of dark matter haloes beyond triaxiality
晕的形态提供了宇宙学和星系形成模型的信息。我们使用闵可夫斯基泛函（MF）来表征晕的实际形态，只有部分被光滑的密度轮廓所捕获，超越了球形或椭球对称性。我们采用半解析晕NFW和$αβγ$ -配置文件和球形或椭球形的形状，以获得一个清晰的解释MF作为内部和外部的斜率，浓度和球形参数的函数。我们使用相同的模型来模拟$N$体晕的密度分布，表明它们的MF明显不同，对内部子结构敏感。这突出了晕尺度的MF作为有前途的统计数据的好处，以改善暗物质的空间建模，这对未来的透镜，Sunyaev-Zel'dovich和X射线质量图以及基于高精度数据的暗物质检测至关重要。
2022-07-22 astro-ph.CO
Effect of dust in circumgalactic haloes on the cosmic shear power spectrum
弱引力透镜是探测宇宙结构增长和测量宇宙学参数的有力统计工具。然而，如Ménard等人（2010年）的研究所示，环星系晕区域的尘埃使背景源变暗和变红。在弱透镜分析中，这选择了过密区域后面的源;由于过密区域有更多的结构，如果我们不校正环星系尘埃的影响，我们将低估密度扰动$σ_8$的幅度。为了模拟尘埃分布，我们采用晕模型。假设基于Ménard等人（2010）的测量的基准尘埃质量分布，我们计算了与Nancy Grace Roman太空望远镜参考调查类似的调查的系统误差与统计误差的比率$Z$（2000 deg $^2$区域，单过滤器有效源密度30个星系弧分$^{-2}$）。对于中心在$1580$ nm的波段（$H$ -带），我们发现$Z_{H} = 0.37$ .对于以$620$ nm为中心的波段（$r$波段）的类似调查，我们还计算了$Z_{r} = 2.8$。在我们的基准尘埃模型中，由于$Z_{r} > 1$，尘埃的系统效应将是显着的弱透镜图像调查。我们还计算了功率谱振幅$σ_{8}$上的尘埃偏差，发现如果所有其他参数保持不变（预测罗马天文学误差$σ(σ_8)/σ_8$为$9\times 10^{-4}$），则每个波段$Δσ_8/σ_8 = -3.1\times 10^{-4}$（$H$波段）或$-2.2\times 10^{-3}$（$r$波段）都有偏差。
2022-05-06 astro-ph.CO
The shape of dark matter haloes: results from weak lensing in the Ultraviolet Near-Infrared Optical Northern Survey (UNIONS)
本文利用UNIONS巡天的弱引力透镜数据测量SDSS DR7和BOSS亮红星系周围暗物质晕的椭率，发现晕椭率随晕质量增加而增大，与流体动力学模拟预测一致。
2023-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the line-of-sight contribution in substructure lensing
我们研究如何爱因斯坦环和放大弧的小质量的暗物质晕沿视线放置到引力透镜系统的影响。通过比较引力签名的视线晕与透镜星系内的子结构，我们得出一个质量红移关系，使我们能够重新调整检测阈值（即最低可检测质量）的子结构的检测阈值的视线晕在任何红移。然后，我们量化的视线的贡献，可以通过强引力透镜检测到的低质量物体的总数密度。最后，我们评估了不同质量和红移的子结构和视线晕之间的简并性，以提供对当前和未来检测的统计解释，目的是区分CDM和WDM。我们发现，视线晕统计上占主导地位的子结构，由一个量，强烈依赖于源和透镜红移，并选择暗物质模型。对于低透镜和源红移（对于SLACS透镜），子结构约占微扰子总数的30%，但对于高红移系统，子结构不到10%。我们还发现，对于具有足够高的信噪比和角分辨率的数据，双透镜平面配置产生的非线性效应使得人们能够通过观测恢复视线晕红移。在68%的置信水平下，绝对误差精度为0.15。
2018-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interlopers speak out: studying the dark universe using small-scale lensing anisotropies
强透镜系统是小尺度上暗物质分布的有力探测器。在本文中，我们表明，视线之间的源和观察者的晕引起一个明显的各向异性签名的两点函数的有效透镜偏转场。我们特别表明，视线晕和主透镜平面之间的非线性耦合的印记特征四极矩的两点函数，其振幅反映了这种晕内的强透镜场的丰度。我们讨论了如何，通过采取不同的多极矩的比率，这样的可观的质量片变换下可以鲁棒。我们还表明，未来的超大型望远镜有能力检测四极矩由于这种独特的各向异性签名在理想条件下。我们的方法打开了一扇大门，统计上区分视线晕的影响，从主透镜子结构的透镜图像，从而允许一个探测暗物质物理学的一种新的方式。
2022-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong Lensing In The Inner Halo Of Galaxy Clusters
我们提出了一个轴对称的公式来计算在星系团中发现引力弧的概率，引力弧是由它们的大质量暗物质晕引起的，是星系团红移和维里质量的函数。该公式采用伪椭圆近似，包含了星系团暗物质势的椭圆率。的概率计算和比较两个暗物质晕配置文件，纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）和非奇异等温球（NSIS）。我们通过Kolmogorov-Smirnov（KS）检验证明了我们的公式对低红移Abell团簇X射线明亮样本的强透镜统计的影响。这个KS测试允许建立NFW配置文件（$c_Δ$）和NSIS配置文件（\rc）的核心半径的浓度参数的值的限制，这是与最低的集群红移（$z_{\rm cut}$），可以观察到强弧。对于NFW暗物质配置文件，我们推断集群晕的浓度是一致的预测$Λ$ CDM模拟。至于NSIS的暗物质配置文件，我们发现只有上限的集群核心半径，因此不排除一个纯粹的SIS模型。对于替代的质量配置文件，我们的配方提供了通过$z_{\rm cut}$的参数，控制在集群晕的内部区域的质量浓度的约束。我们发现，$z_{\rm cut}$预计位于0.0- 0.2红移，强调需要包括非常低的$z$集群的样品中研究集群的质量配置文件。
2016-06-13 astro-ph.CO
Weighing dark matter haloes with gravitationally lensed supernovae
高红移的Ia型超新星（SNe Ia）很可能被前景星系的暗物质晕引力透镜化。由于超新星Ia在经过光变曲线形状和颜色校正后色散非常小，它们的亮度可以通过引力放大来测量暗物质晕的性质。利用大天文台起源深度巡天（GOODS）对星系和Ia超新星的观测，测量了星系光度与暗物质晕质量之间的关系。我们研究的关系是速度色散和星系光度之间的标度律在B波段。这种关系的最佳拟合值（速度弥散归一化和指数）分别为136 km/s和0.27。我们发现，在95%的置信水平下，速度弥散归一化小于190公里/秒。这种方法提供了一个独立的交叉检查测量星系星系透镜研究的暗物质晕属性。我们的结果与星系-星系透镜效应的结果一致，但有更大的不确定性。Ia型SNe的GOODS样本相对较小（我们包括24个SNe），因此结果取决于单个Ia型SNe。我们已经研究了一些潜在的系统性影响。光变曲线拟合是影响Ia超新星亮度推断的最重要的方法。使用不同的光变曲线拟合程序获得的结果在68.3%的置信水平上存在差异。
2009-10-21 astro-ph.CO
Analytical shear and flexion of Einasto dark matter haloes
N体模拟预测，暗物质晕在星系和星系团尺度上都可以用特定的密度分布来描述。弱引力透镜通过测量它们的一阶和二阶性质，剪切和弯曲，是一个强大的观测工具，调查这些剖面的真实形状。最近，在描述暗物质晕时，三参数密度分布图中的一个是Einasto分布图。我们提出的剪切和Einasto暗物质晕的第一和第二弯曲的精确表达式，使用梅林变换形式主义的福克斯H和梅杰G功能，这是有效的Einasto指数的一般值。由此产生的表达式可以写成级数展开，使我们能够研究这些量的渐近行为。此外，我们比较了剪切和弯曲的Einasto配置文件与不同的质量配置文件，包括奇异等温球，Navarro-Frenk-White配置文件，和Sérsic配置文件。我们调查的浓度和指数依赖性的Einasto配置文件，发现剪切和第二屈曲可以用来确定晕浓度，而Einasto指数的剪切和第一和第二屈曲可以采用。我们还提供了弱透镜性质和其他透镜量的简化表达式的广义超几何函数。
2012-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
CFHTLenS: Co-evolution of galaxies and their dark matter haloes
星系-星系弱透镜效应是对星系周围平均物质分布的直接探测。CFHT遗产巡天的深度和天空覆盖范围比以前的弱透镜研究在更广泛的恒星质量（$10^{8.75}$到$10^{11.3} M_{\odot}$）和红移（$0.2 < z < 0.8$）范围内产生了具有统计意义的星系晕质量测量。在红移$z \sim 0.5$处，恒星与晕的质量比（SHMR）达到最大值$4.0\pm0.2$ %，它是$\sim 10^{12.25} M_{\odot}$处晕质量的函数。我们发现，第一次从弱透镜单独，在SHMR显着的演变的证据：峰值比下降作为宇宙时间的函数，从$4.5 \pm 0.3$百分比在$z \sim 0.7$到$3.4 \pm 0.2$百分比在$z \sim 0.3$，并转移到较低的恒星质量晕。这些演化趋势主要是由红色星系，并符合一个模型，其中恒星质量以上的恒星形成淬火“缩小”与宇宙时间。相比之下，蓝色恒星形成星系的SHMR很好地符合不随时间演化的幂律。这表明，蓝色星系形成恒星的速度与它们的暗物质吸积平衡，它们沿着SHMR轨迹演化。SHMR的红移依赖性可以用来约束宇宙时间内星系人口的演化。
2014-11-10 astro-ph.CO
Constraining dark matter halo properties using lensed SNLS supernovae
本文利用超新星Ia的引力放大率来测量暗物质晕的性质。单个Ia超新星的放大率可以用观测到的前景星系的性质和暗物质晕模型来计算。我们将星系的暗物质晕模型化为具有速度色散和截断半径的截断奇异等温球，并服从光度相关标度律。从超新星遗产巡天（SNLS）的前3年中，在红移范围为0.2 < z < 1的175个超新星Ia的均匀选择的样本被用来约束与前景星系相关的暗物质晕模型。最佳拟合的速度色散标度律与星系-星系透镜测量结果吻合得很好。我们进一步发现，被动星系和恒星形成星系的速度色散的归一化分别与经验的Faber-Jackson和Tully-Fisher关系是一致的。如果我们不对这些关系进行归一化，我们发现在92%的置信水平下，数据更倾向于引力透镜。使用最近的尘埃消光模型，我们推断，这种影响对我们的结果是非常小的。我们还研究了超新星Ia由于引力透镜引起的亮度散射。引力透镜散射近似正比于超新星Ia的红移。我们发现比例常数为B = 0.055 + 0.039 - 0.041 mag（在95%的置信水平下B < 0.12 mag）。如果这个模型是正确的，透镜效应对超新星Ia的内在亮度散射的贡献对于SNLS样本来说是很小的。
2010-02-06 astro-ph.CO
Anisotropic strong lensing as a probe of dark matter self-interactions
本研究利用强透镜中视线晕产生的偶宇称与奇宇称四极矩，区分视线晕和子结构，并探测暗物质自相互作用截面的强度及速度依赖性。
2023-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-similarity of the mass distribution in rich galaxy clusters up z~1 tracked with weak lensing
本文利用 HSC-SSP 巡天弱引力透镜数据，约束了红移 0.2 至 1.0 间富星系团的质量轮廓，发现其质量分布自宇宙 5.7 Gyr 起保持自相似演化，证实了非线性区的暗物质标准增长理论。
2025-03-19 astro-ph.CO
Detecting low-mass haloes with strong gravitational lensing I: the effect of data quality and lensing configuration
本文的目的是量化的最低晕质量，可以检测与星系-星系强引力透镜依赖于观测的质量和所观察到的透镜系统的特性。使用模拟数据，我们测量在透镜平面的每个位置处的最低可检测的NFW质量，以详细的\emph{sensitivity maps}的形式。总之，我们发现：（1）最低可检测质量$M_{\rm low}$随信噪比（SNR）的增加而线性减小，降低噪声时灵敏区增大;（ii）角分辨率的适度增加（0.07”vs 0.09”）和像素比例（0.01”vs 0.04”）在晕圈质量中平均提高了0.25 dex的灵敏度，在最敏感区域周围具有更显著的改善;（iii）对于位于焦散曲线内的明亮和复杂的透镜星系，以及透镜成较大的爱因斯坦环（即$r_{E}\geq1.0"$），对低质量物体的敏感性最大。我们发现，在这项工作中考虑的敏感的模拟图像，我们可以检测到的最小质量在红移的镜头之间的$1.5\times10^{8}$和$3\times10^{9}M_{\odot}$。我们推导出$M_{\rm low}$，信噪比和分辨率之间的解析关系，并讨论了透镜配置和源结构的影响。我们的结果开始填补近似预测和真实数据之间的差距，并证明了计算引力成像精确预测的挑战性。根据我们的研究结果，我们讨论了可能的策略，设计强透镜调查和HST，凯克，ALMA，欧几里得和其他未来的观测前景。
2021-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
On the Constraints of Galaxy Assembly Bias in Velocity Space
如果说暗物质晕中的中心星系的形成可以追溯到其宿主晕的组装历史，那么在固定质量的晕中，中心星系的成团可能表现出对指示其形成历史的性质的依赖性。Lin et al. 2016研究了这样的星系组装偏差效应，中心星系的样本被构造成类似质量的晕，平均晕质量通过星系透镜测量验证，并且从早期和晚期形成的中心星系的投影两点关联函数的分析中没有发现组装偏差的显著证据。在这项工作中，我们扩展的集合偏置效应的调查，从真正的空间到红移（速度）空间，与早期和晚期形成的星系的扩展建设。我们进行晕占据分布建模，以限制星系晕连接，看看是否有任何迹象的影响，组装偏差。我们发现在很大程度上一致的主机晕质量的早期和晚期形成的中央星系，证实了透镜测量。中心速度偏置参数，这是应该说明中央星系和它们的宿主晕之间的相互弛豫，被推断为早期和晚期形成的中央星系之间的重叠。然而，我们发现一个大幅度的早期形成的中央星系的速度偏差（例如，中央星系移动超过50%的主机晕内的暗物质速度色散），这可能是一个信号的组装偏差效应。采用两点关联函数的大样本和其他聚类测量方法以及改进的建模方法将有助于得出结论性结果。
2022-12-15 astro-ph.CO
Tightening weak lensing constraints on the ellipticity of galaxy-scale dark matter haloes
宇宙学模拟预测，星系被嵌入三轴暗物质晕中，在投影中呈现近似椭圆形。弱引力透镜使我们能够限制这些晕的形状，从而测试暗物质的性质。弱透镜效应已经提供了强有力的探测，在星系团和星系团的质量尺度上，晕的扁平化特征，而星系的结果还有些不确定。在这里，我们结合了五个调查（NGVSLENS，KiDS/KV 450，CFHTLENS，CS 82和RCSLENS）的数据，以收紧观测约束星系尺度晕椭圆光度选择的镜头样本。我们约束$f_\rm{h}$，平均比率之间的对齐组件的晕椭圆率和椭圆率的光分布，发现$f_\rm{h}=0.303^{+0.080}_{-0.079}$的红色透镜和$f_\rm{h}=0.217^{+0.160}_{-0.159}$的蓝色透镜时，假设椭圆NFW密度分布和线性缩放晕椭圆率和星系椭圆率。我们的限制红星系构成了目前最重要的（$3.8σ$）系统校正检测的质量尺度的星系晕平坦的签名。我们的结果是在良好的协议与预期的千年模拟，采用相同的分析方案，并纳入模型的星系晕错位。假设这些错位模型和上述分析假设是正确的，我们的测量意味着一个平均暗物质晕椭圆率为研究的红星系样本$\langle|ε_\rm{h}|\rangle=0.174\pm 0.046$，其中$|ε_{h}|=(1-q)/(1+q)$涉及的比例$q=b/a$的短轴和长轴的投影质量分布。基于更大的即将到来的弱透镜数据集的类似测…
2020-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak lensing mass estimates of galaxy groups and the line-of-sight contamination
弱透镜效应是确定星系团质量的重要方法。然而，背景星系形状上的扭曲印记受到视线上所有质量含量的影响。使用COSMOS剪切模拟数据，我们研究了165组的剪切剖面，并调查了相邻组可以增强或抑制来自主晕的剪切信号的水平。我们的模拟数据是基于CFHT和斯巴鲁观测和信息的星系群是从宇宙X射线目录的扩展源。这些群体的预期重力剪切场的计算假设的晕遵循NFW密度分布。我们的结论是，平均而言，检测主晕的信噪比受~15%x \sqrt{ngal/30}的影响，相对于相同晕在天空中孤立时的信噪比。具有投影距离接近（<1 '）的相邻组受影响最大，但是位于较大角距离处的晕也引起可测量的剪切信号，其可以被解释为不相关的大尺度结构。由外部晕引入的单个组的质量过量估计的平均偏差为零，均方根为~6- 72%，取决于所使用的孔径大小。由大尺度结构引入的剪切信号充当外部噪声源。当孔径尺寸为5“时，引入的平均不确定度为σ_{γ_t}^{LSS}~0.006，相当于单分量本征椭圆度值的1.8%。这种大尺度结构噪声误差变得等于固有的椭圆率噪声，如果在一定的孔径内有约3000个星系的测量，一个数字，已经实现了目前的深调查，如COSMOS，因此，不应该被忽略。
2011-11-03 astro-ph.CO
Halo Shapes From Weak Lensing: The Impact of Galaxy--Halo Misalignment
我们分析的影响星系晕错位弱透镜研究的能力，约束暗物质晕的形状，使用千年暗物质N体模拟和不同的半解析星系形成模型，以及更简单的蒙特卡罗测试相结合。由于分布的星系晕排列是不知道的细节，我们测试各种排列模型，连同不同的方法来确定晕的形状。除了对齐，我们研究晕质量和形状，星系的颜色和形态与由此产生的堆叠投影晕形状的相互作用。我们发现，只有在大量的星系和晕短轴平行的情况下，堆叠，投影晕轴比低于0.95。当使用更广泛的错位分布时，例如最近在星系形成的模拟中发现的那些，晕圈椭圆率信号被洗掉，并且将非常难以观测测量。重要的是要注意，由于理论未知数（半解析模型之间的差异，以及对齐模型之间的差异）导致的堆叠晕轴比的分布比任何统计不确定性都要大得多：假设仅仅因为LCDM预测非球面晕，堆叠投影形状将是椭圆形是天真的。事实上，还没有强大的LCDM预测这个程序，任何这样的椭圆晕信号的解释从透镜的物理晕属性方面将是非常困难的。
2011-11-28 astro-ph.CO
Dark Matter and Galactic Collisions, gravitational lensing and the apparatus of wimps under consideration
在过去的一个世纪里，人们对宇宙中的暗物质进行了许多观测，发现了许多星系团令人惊讶的行为，这些行为不符合以前制定的任何理论。然而，光学光谱观测最初被用来测量仙女座星系的旋转速度作为距离的函数，这与引力定律相反。由于空间的膨胀，遥远宇宙中发射的电磁辐射在朝向我们的路径上发生了红移，这可以用来确定天体的距离。
2022-11-07 astro-ph.CO
Dark Matter in Galaxy Clusters: a Parametric Strong Lensing Approach
我们提出了一个参数强透镜分析的三个大规模集群。我们的目标是探索暗物质晕的内部形状，特别是核的存在。我们采用以下工作假设：任何集团/集群规模的暗物质块在建模中引入应与发光的对应物。我们还在分析中采用了一些额外的动机良好的先验，即使这会降低拟合的质量，使用观察到的图像和模型生成的图像之间的RMS进行量化。特别是，为了减轻平滑底层分量和星系尺度扰动之间的简并性，我们使用Bergamini等人（2019）的光谱活动结果，允许固定星系尺度分量的质量。在单峰星系团AS 1063中，相对于非核心质量模型，核心质量模型更受青睐，在多峰星系团MACSJ 0416中也是如此。在单峰集群MACSJ 1206中，我们未能使用参数化方法在所采用的工作假设内再现强透镜约束。然后，我们成功地添加了一个轻微的扰动的形式叠加的B-样条潜力，允许得到一个体面的拟合（RMS=0.5”），最后发现，核心质量模型是有利的。总的来说，我们的分析表明核心集群规模的暗物质晕的证据。这些发现可能有助于解释替代暗物质的情况下，作为自相互作用的暗物质。我们提出了一个工作假设参数强透镜建模的最佳拟合模型的追求将被平衡的追求提出一个物理动机的质量模型，特别是通过施加先验。
2022-06-16 astro-ph.CO
Detecting low-mass haloes with strong gravitational lensing II: constraints on the density profiles of two detected subhaloes
本研究通过四种密度轮廓模型分析两个引力透镜系统中的低质量子晕，发现其内部密度斜率陡峭，NFW轮廓需极高浓度，TNG50模拟的多样性部分缓解了与观测的矛盾，但J0946+1006的恒星含量仍存冲突。
2024-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo mass and weak galaxy-galaxy lensing profiles in rescaled cosmological $N$-body simulations
我们调查的三维密度和弱透镜轮廓暗物质晕预测的宇宙学重新缩放算法$N$体模拟。我们扩展了Angulo & White（2010）和Angulo & Hilbert（2015）的重标度方法，通过使用基于偏移集理论的浓度-质量-红移关系模型来改善其在晕内尺度上的性能。用不同的宇宙学参数进行了数值模拟，验证了该方法的准确性。我们发现，中值密度分布的预测是更准确的比$\sim 5\,\%$的质量为$10^{12.0} - 10^{14.5} h^{-1}\,M_{\odot}$半径$0.05 < r/r_{200\text{m}} < 0.5$的晕，和宇宙学与$Ω_\text{m} \in [0.15,\,0.40]$和$σ_8 \in [0.6,\,1.0]$。对于更大半径的$0.5 < r/r_{200\text{m}} < 5$，由于对宇宙学和回溅半径红移依赖性的不准确建模，精度降低到$\sim20\,\%$。对于当前数据所允许的宇宙学变化，残差减少到$\lesssim2\,\%$，直到维里半径的两倍。我们通过估计模拟星系群样本的平均晕质量来说明该方法的有用性。我们发现，该算法的准确性是足够的当前数据。算法的改进，特别是在重子建模方面，可能需要解释未来的（暗能量任务组第四阶段）实验。
2018-07-03 astro-ph.CO
Observable tests of self-interacting dark matter in galaxy clusters: cosmological simulations with SIDM and baryons
我们将介绍BAHAMAS-SIDM，这是第一个大体积（400/h Mpc）^[3]的宇宙学模拟，包括自相互作用暗物质（SIDM）和重子物理。这些模拟很重要，主要有两个原因：1）它们包括了重子对暗物质分布的影响; 2）重子粒子可以用来制作模拟观测值，可以直接与观测值进行比较。众所周知，小岛屿发展中国家的晕圈在其中心的密度系统地低于清洁发展机制的晕圈，而且更圆。在这里，我们发现，这些变化并没有反映在气体或恒星的分布在星系团，或在他们的X射线光度。然而，引力透镜观测数据可以区分DM模型，我们提出了一个测试菜单，未来的调查可以用来测量SIDM相互作用强度。我们对模拟的星系团进行射线追踪，以产生强透镜图。包括重子增强了在SIDM模拟中不产生临界曲线的集群的透镜强度。将我们模拟的星系团的爱因斯坦半径与CLASH巡天中观测到的半径进行比较，我们发现，在1000 km/s左右的速度下，sigma/m > 1 cm^2/g的SIDM截面可能与观测到的星系团透镜不相容。
2020-06-01 astro-ph.CO
Caustics of $1/r^n$ binary gravitational lenses: from galactic haloes to exotic matter
研究了由引力势按$1/r^n$衰减的两个物体组成的二元引力透镜的焦散拓扑。对于$n<1$，这对应于像奇异等温球那样的幂律尘埃分布。$n>1$状态可以通过一些能量条件的违反来获得，一个著名的例子是埃利斯虫洞。引力透镜提供了一个自然的舞台来区分和识别我们宇宙中的这些奇异物体。我们发现，仍然有三个拓扑焦散在标准史瓦西二元透镜，主要的新颖性来自二次焦散的密切的拓扑结构，这成为巨大的更高的$n$。在用数值方法绘制焦散线后，我们推导出了大量的分析公式，这些公式在所有极限下都有助于对问题的数学进行更深入的了解。我们的研究有助于更好地理解星系团中的星系透镜现象以及复杂系统中奇异物质的独特特征。
2016-03-07 astro-ph.CO gr-qc
