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
The strongest gravitational lenses: I. The statistical impact of cluster mergers
十多年来，巨大引力弧的高速率和观测到的最大爱因斯坦半径是否与标准宇宙学模型一致一直存在争议。最近的研究表明，合并提供了一个有效的机制，大大提高了个别集群的强透镜效率。基于纯粹的半解析方法，我们调查了集群合并的最大爱因斯坦半径的分布和光学厚度的巨型引力弧的选定集群样本的统计影响。通过分析红移z < 1的典型全天实化星系团，并假设源红移z_s = 2.0，我们发现合并使爱因斯坦半径大于10弧秒（20弧秒）的星系团数量增加了~ 35%（~ 55%）。利用爱因斯坦半径和透镜截面之间的紧密相关性，我们推断，在爱因斯坦半径大于10弧秒（20弧秒）的星系团中，长宽比> 7.5的巨型引力弧的光学深度增加了~ 45%（85%）。我们的研究结果表明，集群合并显着的影响，特别是统计透镜的最强引力透镜的属性。我们的结论是，半解析研究必须不可避免地考虑到这些事件之前，质疑标准的宇宙学模型的基础上观察到的最大爱因斯坦半径和巨大的引力弧的统计。
2012-09-23 astro-ph.CO
The Origin of Weak Lensing Convergence Peaks
弱透镜收敛峰是一个很有前途的工具，探测非线性结构演化在后期，提供额外的宇宙学信息以外的二阶统计。先前的理论和观测研究表明，当峰值计数和二阶统计相结合时，与单独使用后者相比，对$Ω_m$和$σ_8$的宇宙学约束提高了约2倍。我们使用154度$^2$加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天的观测数据研究透镜峰的起源。我们发现，当高峰值（具有高度$κ$ >3.5 $σ_κ$，其中$σ_κ$是r.m.s.低峰（$κ$ <~ $10^{15}M_\odot$）与2-8个较小晕（<~ $10^{13}M_\odot$）的星座有关。此外，形成低峰的晕被发现明显偏离了朝向峰中心的视线（碰撞参量>~它们的维里半径），而与高峰相连的晕的维里半径为~0.25，这暗示低峰更不受重子过程的影响，重子过程的影响仅限于暗物质晕的内部区域。我们的研究结果与Yang等人（2011）的模拟结果非常一致。
2016-11-01 astro-ph.CO
Testing Emergent Gravity with Optical, X-ray, and Weak Lensing Measurements in Massive, Relaxed Galaxy Clusters
我们使用光学和X射线波段的观测结果，利用放松的大质量星系团的物质密度来测试涌现引力的预测。我们改进了以前的工作在这一领域，包括重子质量贡献的最亮的星系团在每个系统中，除了从引力透镜和质量配置文件的X射线发射气体从钱德拉的总质量配置文件。我们使用这些数据的背景下，涌现引力预测的“表观”的暗物质分布从观察到的重子分布，反之亦然。我们发现，虽然在分析中包含最亮的星系团星系改善了与观察的一致性在内部区域的集群（$r \lesssim 10-30$ kpc），在较大的半径（$r \sim 100-200$ kpc）的质量分布和重子质量分数的涌现重力预测与观测的差异高达$\sim2-6$的一个因素，虽然协议改善半径附近$r_{500}$。至少在目前的形式下，“涌现引力”似乎并不能再现所观察到的松弛星系团和冷暗物质模型的特征。
2019-08-01 astro-ph.CO
How Baryonic Processes affect Strong Lensing properties of Simulated Galaxy Clusters
观测到的大量由星系团透镜产生的巨弧和测量到的爱因斯坦半径为LCDM提供了一个紧张的来源。以前对高红移星系团（z>0.5）的宇宙学测试在模拟样本中受到小数量统计的影响，重子物理的实施可能会影响结果。我们分析了一个相当大的星团大小的天体样本的放大模拟，Mvir > 3x10^14 Msun/h，在z=0.25和z=0.5时确定，以获得一致的LCDM宇宙学。我们从仅模拟暗物质开始，然后添加气体流体力学，对重子过程进行不同的处理：非辐射冷却，辐射冷却与恒星形成和超新星爆炸驱动的星系风，最后包括AGN反馈的影响。我们发现，在非辐射模拟中添加气体并没有显着改变强透镜预测，但气体冷却和恒星形成一起显着增加了预期的巨弧的数量和爱因斯坦半径，特别是对于较低的红移集群和较低的源红移。进一步包括AGN反馈降低了预测的强透镜效率，使得透镜概率分布变得更接近于仅包括暗物质的模拟所获得的那些。我们的研究结果表明，重子物理模拟中包含的电弧统计问题，在低的红移，当物理过程包括提供一个现实的描述冷却的中心区域的星系团。[摘要]
2012-08-28 astro-ph.CO
Measuring the mass distribution of voids with stacked weak lensing
我们研究了利用叠加弱透镜测量空洞的暗物质分布的前景。我们从大量的$N$体模拟中选择空隙，并利用完整的光线跟踪模拟来探索它们的透镜信号，包括沿视线的大尺度结构的影响。透镜信号与简单的空隙模型预测进行比较，以推断空隙的三维质量分布。我们发现，堆叠的弱透镜信号被检测到在显着的水平（S/N $\geq5$）为5000度$^2$调查区，为一个广泛的空隙半径高达$\sim50$ Mpc。在大尺度下，来自星系形状噪声的误差对透镜信号的影响很小。还发现，密集的脊周围的空隙有一个很大的影响，弱透镜信号，这表明适当的建模的空隙密度分布，包括周围的脊是必不可少的提取平均总underdens质量的空隙。
2013-03-24 astro-ph.CO
The Canadian Cluster Comparison Project: detailed study of systematics and updated weak lensing masses
通过对更大样本的弱引力透镜分析得到的星系团质量越来越多地被用作重子标度关系比较的参考。在本文中，我们重新分析了作为加拿大集群比较项目的一部分研究的50个集群的样本。我们研究了集群质量的系统误差的主要来源。我们量化我们的形状测量的鲁棒性，并使用广泛的图像模拟经验校准我们的算法。源红移分布的修订使用最新的国家的最先进的光度红移目录，包括新的深近红外观测。尽管如此，我们发现测光红移测定的不确定性是我们质量估计的系统误差的最大来源。我们使用更新的质量来确定b，即普朗克探测到的星团的流体静力学质量的偏差。我们的结果表明1-b=0.76+-0.05（stat）}+-0.06（syst）}，这并不能解决与初级宇宙微波背景测量的张力。
2015-02-06 astro-ph.CO
Constraining the Nature of Dark Matter from Tidal Radii of Cluster Galaxy Subhalos
Yale University（耶鲁大学）
通过分析星系团子晕潮汐半径，研究暗物质本质，区分自相互作用暗物质与冷暗物质。
2025-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Subaru Weak Lensing Measurements of Four Strong Lensing Clusters: Are Lensing Clusters Over-Concentrated?
我们推导出径向质量配置文件的四个强透镜选定的集群，显示突出的巨弧（阿贝尔1703，SDSS J1446+3032，SDSS J1531+3414，和SDSS J2111-0115），通过结合详细的强透镜模型与弱透镜剪切测量深斯巴鲁Suprime-cam图像。弱透镜信号检测在所有四个集群，其红移范围从z=0.28至0.64的高意义。我们表明，添加强透镜信息与已知的弧红移显着提高质量密度分布的约束，相比，从弱透镜单独获得。虽然质量分布与LCDM模型的N体模拟中预测的通用形式很好地拟合，但所有四个簇似乎比理论预测稍微更集中（浓度参数c_vir \sim 8），即使在考虑了透镜选择样品中固有的较高浓度的偏倚之后。我们的研究结果是一致的，与以前的研究，同样检测到的浓度过剩，并增加了集群的总数与相结合的强，弱透镜技术研究到10。结合我们的样本与以前的工作，我们发现，具有较大的爱因斯坦半径的集群更密集。我们还提出了一个详细的透镜星系团A1703的模型，从多个图像家庭的约束，并发现暗物质内部密度轮廓是尖的斜率一致的-1，与预期一致。
2009-04-30 astro-ph.CO
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
Cluster Lensing Mass Inversion (CLUMI+): Combining Dynamics and Weak Lensing around Galaxy Clusters
CLUMI+是一种结合弱透镜、强透镜与动力学数据、不依赖平衡假设的多探针方法，可重建星系团从核心到外围的质量分布，经模拟验证并在A2261上应用，显著提升大半径处精度。
2025-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mapping the cosmic mass distribution with stacked weak gravitational lensing and Doppler lensing
暗物质晕代表物质分布中密度最高的峰。相反，宇宙空洞是宇宙中密度较低的区域。探测宇宙的质量分布需要各种方法，包括微弱的引力透镜，它微妙地改变了遥远源的形状，多普勒透镜，由于特殊的速度而改变了物体的表观尺寸和大小。在这项工作中，我们采用引力和多普勒透镜效应来研究宇宙空洞/晕及其周围的物质分布。我们使用相对论$N$体代码\texttt{gevolution}，产生质量扰动，并开发一个新的光线追迹代码，依赖于设计的射线束方法。我们考虑了三种类型的晕质量和空洞半径，并提取宇宙学信息，通过堆叠周围的空洞/晕弱透镜和多普勒透镜信号。本文的结果表明，结合引力和多普勒透镜效应来映射质量分布的最佳策略应该集中在红移范围$z\approx 0.3-0.4$。本文的建议是，未来的光谱调查应该集中在这些红移，并利用引力和多普勒透镜技术，以提取有关整个宇宙网络，特别是宇宙空洞内部的底层物质分布的信息。这可以为正在进行的或未来的低红移光谱调查提供补充的宇宙学分析。
2021-12-08 astro-ph.CO
A weak lensing study of the Coma cluster
由于观测的限制，基于弱透镜效应的附近星系团中的暗物质测定仍然非常罕见，尽管它们对于独立于其他方法的星系团性质的测定非常重要。我们提出了一个弱透镜的后发座星系团（红移0.024）的基础上在CFHT获得的深层图像的研究。在获得我们领域中星系的光度红移后，基于u（1x 1 deg 2），以及B，V，R和I波段（42'x52'）的深度图像，使我们能够消除前景星系，我们对u图像中进行的形状测量应用弱透镜计算。我们推导出一个地图的质量分布在昏迷，以及径向剪切剖面，在不同半径的质量和浓度参数。我们得到M_200c = 5.1+4.3-2.1 × 10^14 Msun和c_200c=5.0+3.2-2.5，与以前的测量结果很好地吻合。有了深宽视场图像，现在可以用弱透镜技术分析附近的星系团，从而开辟了一个广阔的新研究领域。
2009-04-01 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
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
Reconciling galaxy cluster shapes, measured by theorists vs observers
如果正确校准，星系团的形状可以用来研究许多物理过程：从恒星形成的反馈和淬火，到暗物质的性质。理论家经常使用模拟粒子的惯性矩来测量形状。相反，我们创建模拟（光学，X射线，强透镜和弱透镜）观测的二十二个最大的质量（$\sim10^{14.7}\,M_\odot$）松弛集群在BAHAMAS模拟。我们发现，可观察到的形状的措施是圆。即使将惯性矩投影到2D中并在匹配的半径下进行评估，它们也会高估椭圆率56%（与可观测的强透镜相比）和430%（与可观测的弱透镜相比）。因此，我们提出了匹配的数量和测试他们使用的八个放松星系团从{ \emph哈勃太空望远镜}和{ \emph钱德拉X射线天文台}的观测。我们还向社区发布了HST数据简化和透镜分析软件。在真实的团簇中，所有半径处的椭圆率和取向角都是强相关的。在模拟的星系团中，内部（$<r_{\mathrm{vir}}/20$）区域的椭圆率变得不耦合：例如，中央星系团星系的偏差更大。这可能表明来自活动星系核的反馈的过度有效的实施。未来利用团簇形状作为半径的函数将需要更好地理解核心重子过程。利用任何规模的形状都需要对模拟进行校准，一直延伸到模拟观测。
2020-11-03 astro-ph.CO
Sunyaev Zel'dovich Effect Observations of Strong Lensing Galaxy Clusters: Probing the Over-Concentration Problem
利用Sunyaev Zel 'dovich（SZ）阵列测量了10个强透镜选择星系团的SZ效应。SZA对几弧分空间尺度上的结构敏感，而强透镜质量建模将质量限制在小尺度（通常< 30”）。将两者结合起来提供了关于强透镜团的投影浓度的信息。我们测量的爱因斯坦半径是预期的两倍大，从SZ标度关系推断的质量。蒙特卡罗模拟表明，从预期分布中随机抽取的样本在约3%的时间内具有比观察到的集群更大的中值爱因斯坦半径。在以前的研究中，已经注意到了这种隐含的过度集中，这些研究使用的是较小的透镜群样本。对于这个样本来说，它仍然存在，但需要注意的是，这可能是由于系统效应造成的，例如如果强透镜星系团的气体比例大大低于预期。
2010-11-29 astro-ph.CO
Lensing Measurements of the Mass Distribution in SDSS Voids
我们测量弱透镜的质量分布的空隙从体积有限的样品SDSS发光红镓（LRGs）。我们使用一种算法来找到空隙，该算法旨在通过将调查体积划分为2D切片来最大化透镜信号，然后在LRG的2D分布中找到孔。我们对大约20，000个半径在15-55 Mpc/h之间的空洞进行了堆叠剪切测量，红移在0.16-0.37之间。我们测量了孔隙的特征径向剪切信号，信噪比为7。质量分布对应于空隙半径内的约-0.4的分数欠密度，并且缓慢接近平均密度，表明部分补偿的空隙结构。我们将我们测量的形状和振幅与Krause等人2013年的预测进行比较。星系分布中的空洞已经被广泛地模拟和测量SDSS。我们讨论了如何增加空的质量配置文件可以使星系形成和宇宙学的研究。
2016-12-09 astro-ph.CO
Mapping dark matter and finding filaments: calibration of lensing analysis techniques on simulated data
我们量化的质量映射技术的模拟成像和引力透镜数据的星系团的性能。最佳方法取决于科学目标。我们评估测量集群的径向密度分布，偏离球形，和他们的附属宇宙网。我们发现，直接（KS93）反演剪切测量产生的质量图是无偏的，它们的噪声可以通过过滤与MRLens抑制。前向拟合技术，如Lensool，进一步抑制噪音，但在集群核心偏椭圆率和高估的质量在大半径的成本。有趣的是，目前对细丝的搜索受到弱透镜星系内在形状的噪声限制，而不是视线结构的投影。因此，基于太空或气球的成像调查，解决了高密度的透镜星系，可以很快检测到一个或两个灯丝周围的大多数星系团。
2020-07-28 astro-ph.CO
XMMU J100750.5+125818: A strong lensing cluster at z=1.082
本文报道了X射线发光星系团XMMU J100750.5+125818的19个光谱成员的发现，它具有较强的透镜效应。SED模型的透镜弧的功能，从VLT和LBT成像显示可能的红移~2.7的最突出的透镜背景星系。根据星系团成员的速度色散、X射线光谱参数和最大透镜弧M_SL ~ 2.3 × 10 ^{13} Msun，对不同半径的星系团进行了质量估算，得到了M_200 ~ 1.8 × 10 ^{14} Msun。星系团的投影空间分布似乎是拉长的，最亮的星系偏离了X射线发射的中心，这表明它的结构还没有放松。XMMU J100750.5+125818提供了一个遥远的星系团的内部质量分布与强和弱透镜，光学和X射线光谱学的组合优秀的诊断。
2010-04-01 astro-ph.CO
Resolving the baryon-fraction profile in lensing galaxies
利用恒星星族合成和基于像素的质量重建方法，给出了CfA-Arizona空间望远镜LENS巡天中21个透镜星系的恒星重子分数曲线的径向依赖关系.样本覆盖的恒星质量范围为Ms~2x10^9-3x10^11 Msol（太阳质量），对应的总质量范围为ML~7x10^9-3x10^12 Msol（有效半径），范围从0.25到5 Re。通过研究MS到ML依赖于每个星系中心的径向距离，我们发现对小到中等质量尺度的透镜，在大半径接近相同的值，其封闭的总质量，但表现出非常不同的恒星质量和恒星重子分数。这种现象在最大质量的透镜中会减弱。所有的重子分数剖面表明，暗物质晕超过恒星的内容之间的1.5和2.5 Re。我们发现了恒星重子分数在整个质量范围内稳步下降的证据。我们揭示了基本平面之谜，通过显示ML（<R）到Ms（<R）关系的斜率接近最近基本平面研究在大半径下的质光关系。质量较小的暗物质晕被证明受到恒星物质分布的影响，其分辨率低于10千秒差距。目前正在进行的研究解决重子分数档案将有可能评估的有效性，恒星形成模型以及绝热收缩处方中常用的模拟。[删节]
2011-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Void profile from Planck lensing potential map
我们利用普朗克宇宙微波背景辐射透镜重构分析得到的透镜势图和“公共宇宙虚空目录”测量了堆积虚空透镜势。在该轮廓中，需要四个参数来描述具有不同特征半径$R_V$的空隙的形状。然而，我们已经发现，在通过减去平均背景来减少背景噪声之后，在数据中留下了残余透镜功率。环境移位参数$γ_V$的包含对于获得具有剩余透镜化功率的数据的更好拟合是必要的。我们将空洞分为两个红移仓：cmass 1（$0.45 < z < 0.5$）和cmass 2（$0.5 < z < 0.6$）。对于具有123个空隙的cmass 1样品，我们的最佳拟合参数为$α= 1.989\pm0.149$、$β= 12.61\pm0.56$、$δ_c=-0.697\pm0.025$、$R_S/R_V=1.039\pm0.030$、$γ_v=(-7.034\pm0.150) \times 10^{-2}$;对于具有393个空隙的cmass 2样品，在68% C. L下，我们的最佳拟合参数为$α= 1.956\pm0.165$、$β= 12.91\pm0.60$、$δ_c=-0.673\pm0.027$、$R_S/R_V=1.115\pm0.032$、$γ_v=(-4.512\pm0.114) \times 10^{-2}$。环境参数的增加与斯隆数字巡天空洞位于低密度区域的推测是一致的。
2017-02-03 astro-ph.CO
The Sloan Bright Arcs Survey: Ten Strong Gravitational Lensing Clusters and Evidence of Overconcentration
我们描述了在斯隆数字巡天中发现的十个红移为0.26-0.56的强透镜星系团。我们目前的测量的丰富度，质量和速度分散的集群。我们发现，为了使用Johnston et al.（2007）的质量-丰度关系，该关系是在平均红移为0.25时建立的，有必要将测量的丰度值提高1.47。我们还提出了测量的爱因斯坦半径，质量和速度色散的透镜系统。爱因斯坦半径都相对较小，在5.4-13角秒之间。最后，我们考虑是否有证据表明我们的星团比标准宇宙学预测的更集中。我们发现，我们的集群中有六个没有表现出过度集中的证据，而我们的集群中有四个。我们注意到过度集中和质量之间的相关性，因为显示过度集中证据的四个集群都是较低质量的集群。
2012-11-06 astro-ph.CO
Hubble Space Telescope Combined Strong and Weak Lensing Analysis of the CLASH Sample: Mass and Magnification Models and Systematic Uncertainties
我们提出的结果从一个全面的透镜分析HST数据，完整的CLASH集群样本。我们确定了新的多个图像以前未发现的允许改进或第一个集群内部质量分布和配置文件的约束。我们将这些强透镜约束与HST FOV内的弱透镜形状测量相结合，以共同约束质量分布。分析是在两个不同的共同参数化（一个采用光迹质量的星系和暗物质，而另一个采用分析，椭圆NFW形式的暗物质），以提供一个更好的评估的基础系统-这是最重要的深，集群透镜调查，特别是当研究放大的高红移对象。我们发现，在整个中心FOV中，典型的（中值）相对系统性差异是（无量纲）质量密度$κ$中的$\sim40\%$和放大率$μ$中的$\sim20\%$。我们显示了每个集群的这些差异的地图，以及质量分布，临界曲线和二维集成质量配置文件。对于爱因斯坦半径（$z_{s}=2$），我们发现两个模型之间的$10\%$通常都一致，爱因斯坦质量通常在$\sim15\%$内一致。在较大半径处，两个模型在$r\sim2\arcmin$内的总投影二维积分质量分布相差$\sim30\%$。将两种方法得到的样品表面密度分布叠加在一起，我们得到了$d\log (Σ)/d\log(r)\sim-0.64\pm0.1$的平均斜率，径向范围为[5，350] kpc。最后，我们还描述了两个模型之间的平均放大率，表面密度和剪切差异的行为，作为从中心到半径的函数，以及这些量的最佳拟合值。
2015-01-16 astro-ph.CO
On Combining Galaxy Clustering and Weak Lensing to Unveil Galaxy Biasing via the Halo Model
我们制定的概念，非线性和随机星系偏置的框架内的晕占领统计。利用投影中的两点统计量，我们定义了星系偏置函数b_g（r_p）和星系-暗物质互相关联函数R_{gm}（r_p），其中r_p是投影距离。我们用解析晕模型预测了在0.1 Mpc/h < r_p < 30 Mpc/h范围内，bg和R_{gm}的尺度依赖性如何依赖于晕占据模型中的非线性和随机性。特别是，我们量化的效果，由于中央星系的存在下，卫星星系的径向分布的假设，丰富的晕，和泊松字符的概率有一定数量的卫星星系在一定质量的晕。总的来说，较亮的星系显示出更强的尺度依赖性，并且具有更大的半径。在实空间中，我们发现星系偏差变得与尺度无关，当半径r > 1 - 5 Mpc/h时，R_{gm} = 1，取决于光度。然而，当使用本文中定义的投影量时，星系偏差在更大的半径范围内与尺度有关。这些预测的偏置函数的优点是，它们更容易观测到，它们的尺度依赖性携带了丰富的信息，关于星系偏置的属性。为了从观测上限制晕占据统计的参数，揭示星系偏置的起源，我们提出了偏置函数Gamma_{gm}（r_p）=b_g（r_p）/ R_{gm}（r_p）的使用.这个函数是通过弱引力透镜和星系集群的组合获得的，它可以通过现有的和即将到来的成像和光谱星系调查来测量。
2012-03-12 astro-ph.CO
Cosmology and astrophysics from relaxed galaxy clusters - IV: Robustly calibrating hydrostatic masses with weak lensing
这是研究大质量、动态松弛的星系团的天体物理学和宇宙学的系列论文中的第四篇。在这里，我们使用测量弱引力透镜从称重巨人项目校准钱德拉X射线测量的总质量依赖于假设的流体静力平衡。这种X射线和透镜质量的比较提供了一个测量的组合偏差的X射线流体静力学质量由于天体物理和仪器的来源。假设宇宙学是固定的，并且在从X射线数据确定的特征半径（r_2500）内，我们测量到透镜与X射线的质量比为0.96 +/- 9%（stat）+/- 9%（sys）。我们没有发现这个比例与质量，红移或用于选择样品的形态指标的显着趋势。根据最大规模的，轻松的集群从水力模拟的预测，我们的研究结果不赞成强，百分之十的偏离流体静力学平衡在这些半径。此外，我们发现从c_200 = $3.0_{-1.8}^{+4.4}$的透镜数据测量的样品的平均浓度。在透镜系统学方面预期的短期改进，以及松弛透镜样品的适度扩大，可以很容易地将测量精度提高30- 50%，从而导致在宇宙学约束中采用X射线流体静力学质量估计的类似改进，例如来自星系团气体质量分数的Omega_m。
2015-09-07 astro-ph.CO
New constraints on $σ_8$ from a joint analysis of stacked gravitational lensing and clustering of galaxy clusters
对大巡天中星系团的成团和叠加引力透镜的联合分析可以约束结构的形成和演化以及宇宙学参数。在几维里半径以外的尺度上，晕偏置$b$是线性的，透镜信号主要由星系团周围物质的相关分布决定。讨论了一种基于最小模型的功率谱幅度$σ_8$和$b$的测量方法。我们考虑了一个从斯隆数字巡天中光度测量选择的红移范围为$0.1<z<0.6$的$\sim 120000$星团样本。利用$\sim 70000$团簇子样本的两点函数研究了自相关性;利用加拿大-法国-夏威夷Lensing巡天数据，利用$\sim 1200$团簇子样本的弱透镜信号研究了物质晕相关性。我们获得了$b$的直接测量，其随$Λ$ CDM范例的预测一致的质量而增加。假设是$Ω_\mathrm{M}=0.3$，我们就得到了$σ_8=0.78\pm0.16$。我们使用相同的集群来测量透镜效应和聚类，并且$σ_8$的估计不需要质量丰富度关系，也不需要选择函数的知识，也不需要$b$的建模。通过对偏差的额外理论先验，我们获得了$σ_8=0.75\pm0.08$。
2015-03-17 astro-ph.CO
Gravitational lensing evidence against extended dark matter halos
一般认为星系是嵌在暗物质晕中的，而暗物质晕远远超出了它们的发光物质。这些星系晕的存在主要来自于旋涡星系外围恒星和气体的速度比预期的要大。关于早期类型（椭圆形或透镜状）星系周围的暗物质，我们知道的要少得多。我们利用引力透镜导出了使背景类星体光偏转的早型星系的质量。这提供了对爱因斯坦环内总质量的可靠测量，爱因斯坦环的直径与不同类星体图像的分离相当。我们发现，透镜星系的质光比并不依赖于半径，从银河系内部区域的几个半光半径。此外，它的值不会超过恒星星族模型预测的值的两倍以上，这可以单独用重子暗物质来解释，而不需要任何外来物质。因此，我们的研究结果表明，如果暗物质存在于早型星系中，它的数量不超过发光物质的数量，其密度遵循发光物质的密度，与螺旋星系的旋转曲线所发现的形成鲜明对比。
2013-03-27 astro-ph.CO
The shape of relaxed galaxy clusters and the public release of a HST shape measurement code, pyRRG
我们研究了八个动态松弛的星系团的形状与哈勃太空望远镜和钱德拉X射线天文台观测。利用强、弱引力透镜、布里渊星系团的形状和X射线等照度线，研究了四种不同半径的星系团晕的椭圆率。我们发现，代理探测的内部区域的集群是强烈耦合的BCG形状与预测的形状由强引力透镜和X射线等照度线。相反，我们发现没有这样的形状之间的相关性预测的弱透镜和其他三个探针之间的任何耦合的内部和外部区域是弱的。我们还在本文中公开发布了HST弱透镜形状测量代码pyRRG，可直接从PyPi（https：//pypi.org/project/pyRRG/）获得。这段基于Rhodes et al.（2000）的python3.7代码采用了一个基于随机森林的自动化恒星-星系分类器，并输出了科学上有用的产品，例如适用于质量映射算法Lentool的弱透镜星表。
2019-11-20 astro-ph.CO
A Spectroscopic View of the JWST/GTO Strong Lensing Cluster A1489
我们讨论了一个光谱调查的强透镜集群A1489，其中包括195个集群成员的红移以及188个集群成员的中心速度色散。焦散线技术应用于红移测量给出了动力学参数$M_{200} = (1.25~\pm~0.09) \times 10^{15}~M_\odot$、$r_{200} = 1.97~\pm~{0.05}$ Mpc和$r_{200}$内的星团视线速度色散$1150~\pm~{72}~$ km $~$ s $^{-1}$。这些参数与其他具有较大爱因斯坦半径的强透镜系统的参数非常相似。我们使用光谱学和深测光证明，A1489可能是动态活动的，它的四个BCGs有显着不同的休息帧径向速度。像其他大质量强透镜星系团一样，A1489成员的速度色散函数显示出色散$\geq~250~$ km $~$ s $^{-1}$的过量。中心色散还对未来的透镜模型提供了增强的约束。
2022-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass models of galaxy clusters from a non-parametric weak-lensing reconstruction
本研究利用非参数弱透镜去投影方法分析CLASH星系团，发现其圆周速度在大半径处平坦，且若加入额外正重子成分，星系团可符合星系定义的BTFR和RAR关系。
2025-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Triaxial strong-lensing analysis of the z > 0.5 MACS clusters: the mass-concentration relation
高浓度的几个强透镜集群理论LambdaCDM的预期和测量之间存在着重大的不一致。三轴性和取向偏差可能是这种分歧的根源，因为沿着视线延伸的星系团将具有相对较高的投影质量密度，从而增强了由此产生的透镜效应。对统计样本的分析可以进一步探索这些影响，并减少偏倚。在这项工作中，我们对z > 0.5的12个MACS集群进行了全三轴强透镜分析，这是一个完整的X射线选择样本，并充分考虑了固有的3D形状对其强透镜特性的影响。我们首先构建强透镜质量模型的基础上，每个集群的多个图像，并适合投影椭球Navarro-Frenk-White晕与任意方向的每个质量分布。然后，我们使用贝叶斯统计反演测得的表面质量密度。虽然这个样品的爱因斯坦半径是显着大于预测的LambdaCDM，在这里，我们发现，质量浓度关系是完全符合N体模拟的结果。z > 0.5的MACS簇遭受中等形式的取向偏差，如对于X射线选择的样品可以预期的。由于大多数是非弛豫的，在相对高的红移，高X射线光度和明显的子结构，这些集群可能位于标准的浓度-爱因斯坦半径关系之外。我们的研究结果的重要性的三轴性和适当选择的样品理解星系团的属性，并建议，高Z，不放松的低浓度集群形成一个不同的类突出的强引力透镜。弧红移的确认和弱透镜的数据在外部区域需要进一步完善我们的分析。
2011-10-13 astro-ph.CO
Gravitational lensing of binary systems in wave optics
本文首次详细计算了双星系统引力透镜中的波动光学效应。这个领域在概念上是丰富的，结合了经典引力透镜中产生的焦散奇点和量子（波）干涉效应。新技术使我们能够克服以前的计算障碍。射电天文学的最新发展提供了观测机会，虽然仍然是未来的，但似乎很有希望。
2020-08-03 astro-ph.CO gr-qc
The strongest gravitational lenses: III. The order statistics of the largest Einstein radii
引力透镜的爱因斯坦半径（ER）编码了关于决定性数量的信息，如晕质量，浓度，三轴度和相对于观察者的方向。因此，最大的爱因斯坦半径可能被用来测试LCDM模型的预测。目前，研究集中在单个最大的观察到的ER。我们扩展了这些研究，采用顺序统计，制定排除标准的基础上的n个最大的爱因斯坦半径和应用这些标准的强透镜分析的12个MACS集群在z>0.5。我们得到的顺序统计量的爱因斯坦半径的MC方法，基于过去的光锥上的晕人口的半解析建模。在对顺序统计量进行采样之后，我们将GEV分布拟合到一阶分布，这使我们能够推导出爱因斯坦半径的顺序统计量的解析关系。我们发现12个MACS星系团的爱因斯坦半径与LCDM的预期并不冲突。我们的排除标准表明，为了表现出和谐模型的张力，需要在整个天空中观察到大约20个爱因斯坦半径>30”，10个>35”或5个>42”，范围为0.5<z<1.0。此外，我们发现，随着顺序的增加，具有最大爱因斯坦半径的晕平均沿视线和三轴对齐。一般来说，累积分布函数在高阶时变陡，使它们具有更好的约束能力。（节略）
2014-03-18 astro-ph.CO
The Double Galaxy Cluster Abell 2465 III. X-ray and Weak-lensing Observations
本文报道了对双星系团Abell 2465（z=0.245）的Subaru/Suprime-Cam图像进行的Chandra X射线观测和光学弱透镜测量。将X射线亮度数据拟合到β模型，以获得东北（NE）和西南（SW）子分量的径向气体密度分布，这两个子分量在结构上有所不同。我们确定核心半径，中心温度，气体质量内$r_{500c}$，和总质量为更广泛的东北和尖锐的SW组件假设流体静力平衡。NE团簇的中心熵比SW高约两倍，连同其结构特性，这表明它已经经历了自己的合并。弱透镜分析给出了维里质量为每个子结构，比较以及与早期的动力学结果。由弱透镜作用导出的SW分量的外质量轮廓比NE分量的外质量轮廓更不规则和更长。虽然在X射线气体和质量中心之间有微弱的增强和小的偏移，但两个子星系团之间缺乏大量的气体表明Abell 2465处于合并前状态。基于FLASH程序和径向下落模型，建立了一个与观测数据相一致的动力学模型，该模型表明，目前相距约1.2Mpc的子星系团正以约2000 km/s的速度相互靠近，并将在约0.4Gyr相遇。
2017-01-10 astro-ph.CO
Detailed Cluster Mass and Light profiles of A1703, A370 and RXJ1347-11 from Deep Subaru Imaging
弱的透镜作用可能会被未透镜化的前景和集群成员严重损害，这会稀释真实的透镜作用信号。我们展示了如何利用多色空间中的透镜振幅来安全地将三个大规模星系团A1703（z=0.258），A370（z=0.375）和RXJ 1347 -11（z=0.451）与斯巴鲁成像的前景和背景人群中的星系团成员分开。这些星系团的光度函数经稀释校正后，都显示出相似的暗端斜率，α~=-1.0，没有明显的暗端上升到我们的极限M_R ~=-15.0，只有轻微的径向梯度。在每种情况下，M/L比的径向分布在中间半径处达到峰值，约=0.2 r_{vir}，水平为300-500（M/L_R）_ \odot，然后在维里半径处稳定地下降到约100（M/L_R）_{ \odot }，类似于平均场水平。这种行为可能是由于中央晚型星系的相对缺乏，而对于E/S 0序列，每个星系团的M/L只有轻微的径向下降。我们讨论这种行为的背景下，详细的模拟潮汐剥离的预测，现在可以准确地测试与观测。
2010-02-08 astro-ph.CO
Detecting baryon acoustic oscillations by 3d weak lensing
本文研究了用三维弱透镜探测宇宙物质分布中的重子声学振荡特征的可能性。重子振荡是无法访问的，甚至弱透镜层析成像，因为宽线的视线加权函数，并需要一个专门的方法，通过三维剪切估计。我们量化的不确定性估计的物质谱振幅在重子振荡波矢量的费舍尔矩阵的方法与固定的宇宙学，并以这种方式表明，未来的弱透镜调查，如EUCLID和DES能够拿起前四个摆动，EUCLID给出了更好的测量精度。我们还提供了一个详细的调查之间存在的相关性的错误和他们的缩放行为的调查参数，如中值红移，红移误差，错误的星系形状测量，天空覆盖范围，最后相对于摆动的数量之一是试图确定。
2013-03-05 astro-ph.CO
Prospects for Determining the Mass Distributions of Galaxy Clusters on Large Scales Using Weak Gravitational Lensing
二十多年来，Navarro，Frenk，and White（NFW）模型经受住了时间的考验;它被用来描述星系团外围的质量分布。对星系团的叠加弱透镜测量现在揭示了它们的维里半径之外的质量分布，在那里NFW模型不再适用。在这项研究中，我们评估如何以及参数化迪默和克拉夫斯托夫（DK）密度分布描述的特征质量分布的星系团从宇宙学模拟提取。这是从Cosmo-OWLS模拟中提取的50个最大质量的星系团的叠加合成透镜测量结果中确定的，使用暗物质Only运行以及最接近观测结果的运行。这些数据的特点反映了“称量巨人”巡天和未来大型综合巡天望远镜（LSST）的数据。与NFW模型相比，DK模型更受叠加数据的青睐，特别是对于未来的LSST数据，其中背景星系的数密度更高。DK配置文件取决于吸积历史的集群，这是在目前的研究中指定的。然而，最终可以研究具有不同吸积历史的质量指示的星系团的子样本。
2018-05-30 astro-ph.CO
Fast Calculation of the Weak Lensing Aperture Mass Statistic
孔径质量统计是弱透镜研究中常用的工具。通过将透镜化映射与特定尺度的滤波器函数进行卷积，透镜化信号可以相对于噪声被提升，该特定尺度被选择为大于噪声占主导地位的尺度。这允许以增加的保真度检测结构。此外，孔径质量的高阶统计（如其偏度或峰度），或在所得孔径质量图中看到的峰值的计数，提供了一种方便有效的方法来约束宇宙学参数。在本文中，我们更充分地探讨了形式主义背后的光圈质量统计。我们证明，孔径质量统计是正式相同的小波变换在一个特定的尺度。此外，我们表明，最常用的孔径质量研究中的过滤功能是不理想的，是非本地的真实和傅立叶空间。相比之下，小波形式主义提供了一些小波函数，这些小波函数在实空间和傅立叶空间都是局部的，但类似于通常采用的“最佳”孔径质量滤波器。此外，对于许多小波函数，例如星小波，存在非常快速的算法来计算小波变换。在图像处理时间方面，这比通常的孔径质量算法具有显著优势，在1024 x 1024像素的图像上，孔径半径在2至64像素范围内的加速因子约为5 - 1200。
2012-04-19 astro-ph.CO
The Distribution of Dark Matter Over 3 Decades in Radius in the Lensing Cluster Abell 611
我们提出了一个详细的分析的重子和暗物质分布在透镜集群阿贝尔611（z=0.288），确定暗物质配置文件在一个前所未有的范围内的集群为中心的距离的目标。通过结合三个互补的探测质量分布，弱透镜从深多色成像，强透镜约束的基础上识别的多个成像源，并解决了恒星速度色散措施的最亮的星系团（BCG），我们扩展的方法来分离的黑暗和重子质量分量介绍了由Sand等。（2008）。我们得到的暗物质配置文件样本的集群从3千秒差距到3.25百万秒差距，从而提供了一个很好的基础与最近的数值模型进行比较。我们证明，只有通过结合我们的三个观测技术可以简并约束的形式的暗物质配置文件被打破的尺度与数值模拟的详细比较至关重要。我们的分析表明，一个简单的Navarro，Frenk和White（NFW）配置文件是一个不可接受的适合我们的数据。我们证实了早期的说法，即暗物质轮廓的内部轮廓与NFW形式显着偏离，并发现内部对数斜率β比0.3更平坦（68%;其中rho_DM ~ r^{-β}在小半径处）。为了使我们的数据与LambdaCDM宇宙学中的团簇形成相一致，我们推测可能有必要修改我们对星系团核心中重子-暗物质相互作用性质的理解。综合弱和强透镜数据，再加上最亮的星系团的运动学信息，可以很容易地应用到一个更大的样本的集群，以测试这些结果的普遍性。
2009-09-18 astro-ph.CO
Weak Lensing of Intensity Mapping: the Cosmic Infrared Background
引力透镜使宇宙红外背景（CIB）光子的路径发生偏转，在CIB图上留下可测量的印记。由此产生的统计各向异性可以用来重建CIB源的红移的物质分布。为此，我们推广的CMB透镜二次估计到任何弱非高斯源场，通过推导出最佳的透镜权重。我们指出了由源场的非高斯性和“自透镜效应”引起的附加噪声和偏差。我们提出的方法来减少，减去或模拟这些非高斯性。我们表明，CIB透镜应该是可检测的普朗克数据，并在未来的CMB实验，如CCAT-Prime的高意义检测。因此，CIB构成了一个新的源图像透镜的研究，提供了限制的振幅结构之间的星系和CMB的中间红移。CIB透镜测量还将提供有关宇宙中恒星形成历史的宝贵信息，限制CIB功率谱之外的CIB晕模型。通过对弱非高斯源场透镜重建的详细处理，这项工作构成了从连续或线强度映射数据（如莱曼α发射，吸收和21 cm辐射）进行透镜重建的垫脚石。
2018-06-06 astro-ph.CO
CFHTLenS: The Environmental Dependence of Galaxy Halo Masses from Weak Lensing
我们使用弱引力透镜来分析CFHTLenS数据集中星系群中卫星星系周围的暗物质晕。该数据集来自CFHTLS-Wide调查，涵盖154平方米。高质量的形状数据。利用测光红移，我们将恒星质量在10^9 Msun到10^10.5 Msun范围内的透镜星系样本分为可能位于高密度环境（HDE）和可能位于低密度环境（LDE）的透镜星系。通过与千禧年模拟中提取的星系星表的比较，我们发现HDE星系的样本应该主要（约61%）由成组的卫星星系组成，而LDE星系的样本应该主要（约87%）由非卫星（场和中心）星系组成。比较HDE和LDE星系周围的透镜信号，HDE星系周围的透镜信号清楚地表明，在500- 1000 kpc半径范围内，主星系群对透镜信号的贡献是积极的，这是卫星星系和星系群中心之间的典型距离。更重要的是，HDE星系的暗晕比LDE星系周围的暗晕质量小0.65 +/- 0.12倍，在2.9 sigma水平上是显著的。一个自然的解释是，卫星星系的晕是通过集团环境中的潮汐效应剥离的。我们的结果是一致的一个典型的潮汐截断半径~40千秒差距。
2013-01-30 astro-ph.CO
Intrinsic alignments of galaxies around cosmic voids
星系的内在排列，即，星系形状与其环境之间的相关性，是弱引力透镜测量的主要污染源。到目前为止，大多数关于内在排列的研究都集中在测量和模拟明亮的红色星系与星系位置或宇宙网细丝的相关性。在这项工作中，我们调查宇宙空洞周围的路线。我们测量了斯隆数字巡天探测到的发光红色星系的内在排列，这些星系围绕着由相同示踪剂构成的空洞样本，半径范围为：$[20-30; 30-40; 40-50]$ $h^{-1}$ Mpc和红移范围$z=0.4-0.8$。我们提出了适合的测量在大尺度上的线性模型的基础上，并在一个新的模型的基础上的空隙内的空隙密度分布，并在其附近。我们限制我们的模型在小尺度的自由缩放幅度，发现没有显着的对齐在$1σ$的任何样品。我们观察到一个偏离零假设，在大尺度上，2 $σ$的半径为20和30 $h^{-1}$ Mpc之间的空隙，和1.5 $σ$的半径为30和40 $h^{-1}$ Mpc之间的空隙，并限制在这些尺度上的模型的振幅。对于较大的空隙，我们发现在1 $σ$处没有显著的偏差。我们的工作是第一次尝试在检测周围的空洞星系形状的内在路线，并提供了一个有用的框架，在未来的空洞透镜的研究减轻。
2021-11-18 astro-ph.CO
The relative impact of baryons and cluster shape on weak lensing mass estimates of galaxy clusters
弱引力透镜依赖于沿视线的积分质量。重子对星系团的质量分布和由透镜分析得到的质量估计有贡献。我们使用cosmo-OWLS套件的流体动力学模拟的影响，重子过程的偏差和分散的弱透镜质量估计的集群。这些估计是通过拟合NFW配置文件，模拟数据，使用MCMC技术。特别是，我们研究之间的差异估计暗物质，只有运行和那些包括重子物理学的各种处方。我们发现没有显着的差异时，重子物理的质量偏差包括在内，虽然整体质量的估计被抑制时，从活动星系核的反馈。对于可以获得可靠质量的最低质量系统（$M_{200} \approx 2 \times 10^{14}$ $M_{\odot}$），我们发现偏差为$\approx -10$ %。偏差的大小倾向于降低更高质量的集群，与没有偏差的质量最大的集群，其质量与CLASH和HFF样品中发现的质量相当。对于最低质量的集群，质量偏差是特别敏感的拟合半径和限制放在浓度之前，使可靠的质量估计困难。只有暗物质和各种重子运行之间的质量估计的分散小于单个星系团的不同投影之间的分散，突出了三轴性的重要性。
2018-05-30 astro-ph.CO
Comparison of hydrostatic and lensing cluster mass estimates:a pilot study in MACS J0647.7+7015
星系团的观测量与其质量之间的标度律的详细描述对于获得星系团的精确宇宙学约束是至关重要的。在本文中，我们提出了一个比较之间的流体静力学和透镜质量分布的集群\psz \在$z=0.59$。流体静力学质量分布是由高分辨率NIKA 2热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）和\xmm \X射线观测组合得到的。相反，透镜质量分布是从基于透镜会聚图的CLASH透镜数据的分析中获得的。我们发现集群质量估计的显着变化取决于观察，数据建模和集群动态状态的知识。这{ \bf可能}导致显着的星系团宇宙学分析，只有一个单一的观察，通常使用的系统效果。从这项初步研究中，我们得出结论，高分辨率SZ，X射线和透镜数据的组合可以让我们识别和纠正这些系统性的影响。这将是NIKA 2 SZ大型项目的一个非常有趣的扩展。
2021-12-20 astro-ph.CO
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
Mind the Information Gap: Unveiling Detailed Morphologies of z 0.5-1.0 Galaxies with SLACS Strong Lenses and Data-Driven Analysis
本研究利用数据驱动方法揭示z 0.5-1.0星系的详细形态，通过强透镜分析建立新的建模基准。
2025-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The galaxy-galaxy strong lensing cross section and the internal distribution of matter in ΛCDM substructure
本文研究星系-星系强引力透镜（GGSL）事件与ΛCDM模拟的差异，通过重新分布星系团亚晕内质量（如采用NFW轮廓并加入重子成分）尝试解决，但发现无法消除矛盾，提示需探索替代暗物质模型。
2024-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak gravitational lensing by compact objects in fourth order gravity
在四阶f（R）引力理论的低能近似下，讨论了致密天体引力场的弱透镜特性。这个特殊解的特征在于引力强度参数$σ$和远大于史瓦西半径的距离尺度$r_{c}$。在$r_{c}$以上，重力被加强，因此与史瓦西情况相比，弱透镜特征被修改。我们发现一个关键的碰撞参量（取决于$r_{c}$）的行为的偏转角的变化。利用Virbhadra-Ellis透镜方程，改进了像位、爱因斯坦环半径、放大因子和放大比的计算。我们证明了放大率作为图像分离的函数服从幂律依赖于参数$σ$，具有双重退化。没有一个$σ\neq 0$值能给出与描述史瓦西黑洞特征的值相同的幂。由于放大率和图像分离是最方便地通过直接测量确定的透镜量，因此未来的透镜测量将能够基于该预测来约束参数$σ$。
2013-12-04 astro-ph.CO gr-qc
Gravitational Lensing in More Realistic Dark Matter Halo Models
本研究采用更现实的暗物质晕模型（含椭球塌缩等条件）分析引力透镜，结合 NFW 和 Einasto 轮廓及点质量与 SIS 模型计算爱因斯坦半径等观测量，发现现实模型能显著增强透镜效应并更准确反映暗物质复杂结构。
2024-09-09 astro-ph.CO gr-qc
The impact of baryons on weak lensing statistics as a function of halo mass and radius
Columbia University（哥伦比亚大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究恒星物质对弱引力透镜统计的影响，发现BCMs在大质量晕体中存在系统误差，需改进模型以准确反映恒星物质分布。
2026-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Massive and Distant Clusters of WISE Survey 2: Splashback Radii to z=1.65 from Galaxy Density Profiles
National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Eureka Scientific（尤里卡科学公司）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Department of Physics, University of California（加州大学物理系）；Green Bank Observatory（格林班克天文台）
通过分析星系密度剖面，研究MaDCoWS2团簇的溅射半径随红移和信噪比的变化，发现溅射特征并推导质量约束。
2026-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Indefinitely Flat Circular Velocities and the Baryonic Tully-Fisher Relation from Weak Lensing
本研究利用新反投影公式通过弱引力透镜分析孤立星系引力势，发现圆周速度曲线平坦范围远超暗物质晕位力半径，且质量与平坦速度的关联符合重子塔利-费舍尔关系，适用于各类星系。
2024-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Can we distinguish between black holes and wormholes by their Einstein-ring systems?
近十年来，强引力场中的引力透镜效应一直是人们研究的热点。众所周知，由于黑洞的透镜效应，光线在光子球上绕着黑洞旋转，形成了无数个爱因斯坦环，称为相对论爱因斯坦环。这也是虫洞透镜的情况。本文研究了Schwarzschild黑洞和Ellis虫洞的Einstein环和相对论Einstein环，Ellis虫洞是Morris-Thorne类可穿越虫洞的一个例子。已知引力透镜的结构以及爱因斯坦环和相对论性爱因斯坦环的半径，我们原则上可以区分黑洞和虫洞。我们的结论是，我们可以利用最强大的现代仪器，如10米光学-红外望远镜，以$10^{-2}$角秒的分辨率探测到相对论性爱因斯坦环，这些虫洞的喉道半径为$a\simeq 0.5$ pc，位于银河系中心，距离为10 Mpc，在我们的银河系中有$a\simeq 10$ AU。使爱因斯坦环与虫洞周围的爱因斯坦环大小相同的黑洞是银河系的超大质量黑洞，而由黑洞形成的相对论性爱因斯坦环太小，目前无法测量。将来我们可以利用爱因斯坦环和相对论性爱因斯坦环来检验一些天体物理虫洞的假说。
2012-12-06 astro-ph.CO gr-qc
