Weighing the Neutrinos with the Galaxy Shape-Shape Correlations
星系的形成和演化在早期时代通过各向异性合并过程沿主窄丝，在其方向上，它们的形状变得细长和内在的对齐。宇宙网的非线性演化通过将初级细丝与多个次级细丝纠缠在一起而加宽了初级细丝，这具有降低合并过程的各向异性的效果，从而削弱了后期星系形状-形状的相关性。假设宇宙网络的非线性和复杂程度取决于暗物质的性质，我们提出了一个假设，即星系形状-形状关联函数$η(r)$可能是中微子总质量$M_ν$的有力补充探测器。测试这一假设对高分辨率N体模拟，我们表明，$η(r)$在$z=0$的$M_ν$依赖性是足够敏感的，以区分$M_ν=0.0$ eV和$M_ν=0.1$ eV。我们还表明，在$r\le 5\,h^{-1}$ Mpc之间的无质量和有质量的中微子模型之间的$η(r)$的差异，不能解释他们的小尺度密度功率，$σ_{8}$的差异，这意味着星系的形状形状关联函数有可能打破臭名昭著的宇宙退化之间的$M_ν$和$σ_{8}$。
2020-06-25 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
Impact of chromatic effects on galaxy shape measurements
目前和未来的成像调查将测量宇宙剪切与统计精度，需要更深入地了解潜在的系统性偏差在星系形状测量比迄今为止已经实现。我们调查的影响，使用的点扩散函数（PSF）与恒星测量，以确定一个星系的形状，具有不同的光谱能量分布（SED）比恒星。我们证明，一个波长相关的PSF的大小，例如，可能源于大气看到或衍射限制的主孔径，可以引入显着的形状测量偏差。该分析表明，即使很小的波长的PSF的依赖性可能会引入偏差，因此，实现最终的精度弱透镜从当前和未来的成像调查将需要详细了解的波长依赖性的PSF从所有来源，包括CCD传感器。
2014-02-20 astro-ph.CO
Determining Type Ia Supernovae Host galaxy extinction probabilities and a statistical approach to estimating the absorption-to-reddening ratio $R_V$
我们调查的Ia型超新星的消光值的限制，以统计确定最可能的颜色过剩，E（B-V），与银河系的距离，并使用这些统计数据来确定的吸收，红化比，$R_V$，在宿主星系的尘埃。我们确定了59个星系的基于像素的尘埃质量表面密度图，这些星系来自于对邻近星系的关键洞察：一个使用\textit{Herschel}的远红外巡天（KINGFISH，Kennicutt等人（2011））。我们使用Ia型超新星的光谱模板（Hsiao et al. 2007），对$R_V$ = 3.1的色过剩E（B-V）进行了蒙特卡罗模拟，并研究了色过剩概率E（B-V）与投影径向星系中心距离的关系。此外，我们还利用观测到的三个KINGFISH星系的SN 1989 B、SN 2002 bo和SN 2006 X的光谱对模型进行了检验。最后，我们确定了Sa-Sap，Sab-Sbp，Sbc-Scp，Scd-Sdm，S 0和不规则星系类作为$R/R_{25}$函数的最可能红化。我们发现，最大的预期红化概率是在Sab-Sb和Sbc-Sc星系，而S 0和不规则星系是非常贫穷的尘埃。本文提出了一种利用色余概率函数确定吸收红化比$R_V$的新方法，并对在Sab-Sbp星系中观测到的21个Ia型超新星和在Sbc-Scp星系中观测到的34个Ia型超新星的样本进行了计算，得到了吸收红化比$R_V$ = 2.71 $\pm$ 1.58和吸收红化比$R_…
2016-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
SZ contribution to characterize the shape of galaxy cluster haloes
我们目前正在进行的活动，以表征气体和暗物质晕的几何特性，使用多波长观测的星系团。SZ信号在描述气体分布的作用进行了讨论的CLASH对象MACS J1206.2-0847的试点情况。NIKA 2和ALMA曝光的初步图像。
2019-11-08 astro-ph.CO
A Lagrangian theory for galaxy shape statistics
本文构建了星系内禀排列的拉格朗日微扰理论，计算了星系形状、密度和物质至1-loop阶的功率谱，在N体模拟中验证了其有效性，并公开了相关代码spinosaurus。
2024-01-02 astro-ph.CO
Sérsic galaxy models in weak lensing shape measurement: model bias, noise bias and their interaction
宇宙剪切是宇宙学参数的一个强有力的探测器，但只有在非常精确地测量星系形状的情况下，它的潜力才能得到充分利用。已经确定了两个主要影响，这可能是最近剪切测量挑战中极大似然方法的大部分偏倚的原因。当拟合模型不能很好地代表星系的真实形状时，就会出现模型偏差。噪声偏置是由于图像像素和星系形状之间的非线性关系而发生的。在本文中，我们调查这两个影响之间的潜在相互作用时，使用一个不完美的模型在存在高噪声。我们提出了这种偏差的解析表达式，这取决于模型和真实数据之间的残差。它们可能导致先前校准方案中未考虑的偏差。通过测量模型偏差、噪声偏差以及它们之间的相互作用，我们提供了一个完整的统计框架，用于从引力透镜精度测试（GREAT）类图像中用模型拟合方法测量星系形状。我们使用一个简单的玩具模型证明了噪声和模型交互偏倚，这表明这种影响可能是显着的。利用宇宙演化巡天（COSMOS）的真实星系图像，我们量化了模型偏差、噪声偏差及其相互作用的强度。我们发现，相互作用项往往是一个类似的大小模型偏差项，是小于当前和即将到来的星系调查的要求。
2013-08-21 astro-ph.CO
Imprint of inflation on galaxy shape correlations
我们发现，星系形状之间的内在（而不是透镜诱导）相关性提供了一个新的探测原始非高斯性和暴胀物理，这是星系数计数的补充。具体来说，内在的对齐相关性是敏感的各向异性压缩极限双谱的原始扰动。这样的特征出现在固体暴胀中，以及更广泛地出现在暴胀期间存在轻的更高自旋场的情况下（正如Arkani-Hamed和Maldacena最近指出的那样）。我们提出了一个推导的全天空两点相关的内在形状和数量计数的存在下，非高斯一般的角度依赖性，并表明，四极（自旋-2）各向异性导致模拟星系形状的众所周知的尺度依赖性的偏见诱导各向同性（自旋-0）非高斯计数。此外，在非零各向异性非高斯性的存在下，星系形状的四极变得对远超视界模式敏感。这些效应是因为长波长模式在初始功率谱中引起局部各向异性，星系将与之相关。我们预测，未来的成像调查可以提供各向异性的非高斯性的振幅的限制，从宇宙微波背景（CMB）。它们是互补的，因为它们探测不同的物理尺度。然而，这些限制取决于星系形状对初始条件的敏感性，我们只能从观测到的潮汐排列中粗略估计。
2016-03-24 astro-ph.CO
Alignments of Galaxy Group Shapes with Large Scale Structure
在本文中，我们分析的星系群与周围的大尺度结构跟踪光谱星系从斯隆数字巡天数据发布7对齐。我们通过扩展Paz等人2008年开发的经典两点交叉关联函数（arXiv：0804.4477，MNRAS 389 1127）对这些比对进行了验证。我们发现一个强大的对准信号之间的投影主轴组的形状和周围的星系分布高达30百万秒差距/小时的规模。随着星系群质量的增加，观测到的各向异性信号变得更大，与从模拟星表和LCDM宇宙学模拟中获得的相应预测对准非常一致。这些测量提供了新的直接证据，证明引力不稳定性图像足以描述我们宇宙的大尺度结构形成。
2011-02-10 astro-ph.CO
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
Halo cluster shapes: Insights from simulated galaxies and ICL with prospects for weak lensing applications
我们提出了一个详细的研究的形状和不同的星系团组件使用流体动力学模拟的路线。我们从暗物质（DM）分布、星系成员和星系团内光（ICL）计算形状参数。我们评估如何以及DM集群的形状可以通过确定的星系成员的位置和ICL的约束。此外，我们解决的稀释因子时，估计使用弱透镜堆叠技术，这是由于总的表面质量分布和发光示踪剂的分布之间的不对准的集群伸长。稀释度的计算考虑到DM和Brilliant星团星系，星系成员和ICL之间的对齐。我们的研究表明，星系成员和ICL的分布比DM组件少球形，虽然两者都很好地与后者的半长轴对齐。我们发现，在更集中的subhalos托管的星系成员的分布比DM的分布更拉长。此外，与分布在较不集中的暗晕中的星系相比，这些星系更好地与暗物质成分对齐。我们的结论是，星系成员的位置可以被用来作为合适的示踪剂，以估计集群表面密度的方向，即使当被认为是一个低数量的成员。我们的结果为解释观测研究中对星系团形状的限制提供了有用的信息。
2021-07-07 astro-ph.CO
Non-Gaussian Shape Discrimination with Spectroscopic Galaxy Surveys
[摘要]我们考虑如何星系聚类数据，从Mpc到Gpc尺度，从即将到来的大尺度结构调查，如欧几里德和DESI，可以提供有关双谱形状的判别信息所产生的各种通货膨胀的情况。通过详细探索的权重的形状属性在计算的晕偏置和晕质量函数，我们展示了他们如何探测范围广泛的配置，超出了那些在压缩极限，可以帮助区分形状与类似的大尺度偏置行为。我们评估的影响，约束不同的一组非高斯形状，在轻度非线性制度的星系聚类信息，调查跨越多个红移，并采用不同的星系示踪剂的暗物质分布。利用最近修订的H $α$光度函数，结合普朗克型宇宙微波背景温度和偏振数据，对H $α$选择的发射线星系（ELG）进行了类欧几里得光谱巡天的Fisher预测，并对亮红星系（LRG）和[O-II]双重选择的ELG进行了类欧几里得光谱巡天的Fisher预测。虽然ELG样本提供了更好的探针的形状是发散的压缩极限，LRG的约束，集中在$z<1$以下，产生更强的约束形状与规模无关的大规模晕偏差，如等边模板。ELG和LRG样本提供了互补的简并方向，用于区分不同的形状。如果高斯星系偏差被约束到优于百分比水平，例如可以从星系双谱或弱透镜确定，那么LSS和CMB数据可以提供互补的约束，这将使双谱具有不同的理论起源，但具有类似的大尺度，挤压极限特性。
2014-10-02 astro-ph.CO
A simple fitting method (gfit) for galaxy shape measurement in weak lensing surveys
预计计划中的宽视场弱透镜巡天所覆盖的大天空区域将减少统计误差，以致系统误差将成为不确定性的主要来源。因此，设计一种数值方法来测量星系的形状，并尽可能减少系统误差是至关重要的。我们提出了一个简单的“前向反卷积”方法，gfit，在存在噪声的情况下，测量给定望远镜和大气拖尾的星系形状。该方法包括在拟合一个单一的二维椭圆Sérsic轮廓的数据，与点扩散函数卷积。我们将gfit应用于引力透镜精度测试2010（GREAT 10）Galaxy挑战赛中提出的数据。尽管gfit方法简单，但它在剪切功率谱上获得的加性偏差{（$\sqrt{\mathcal{A}}=0.057\times10^{-4}$）}在12种方法中最低，乘性偏差{（$\mathcal{M}/2=0.583\times10^{-2}$）}次之。gfit仍然是一种拟合方法，因此会受到噪声偏差的影响。然而，简单的基本星系模型结合使用一个有效的定制的最小化算法允许非常有竞争力的性能，至少在GREAT 10的数据，一个相对较低的计算时间。
2012-11-21 astro-ph.CO
Improving cosmological constraints via galaxy intrinsic alignment in full-shape analysis
本文首次利用全形状内禀对齐统计量进行Fisher预报，证明星系内禀对齐能显著改进动力学暗能量和修改引力等模型的宇宙学参数约束。
2025-06-05 astro-ph.CO
ShapeFit: extracting the power spectrum shape information in galaxy surveys beyond BAO and RSD
在标准（经典）的方法中，从光谱调查中得到的星系团测量被压缩成重子声学振荡和红移空间畸变测量，这反过来又可以与宇宙学模型进行比较。最近的工作表明，避免这一中间步骤，直接拟合全功率谱信号（全建模）导致宇宙学参数更严格的约束。在这里，我们展示了这些额外信息的来源，并通过一个额外的有效参数扩展了经典方法，这样它就可以有效地捕获与完整建模方法相同的信息量，但以独立于模型的方式。我们验证这种新方法（ShapeFit）模拟目录，并比较其性能的完整建模方法，找到两者提供等效的结果。经典方法的ShapeFit扩展在信息内容方面促进了完全建模水平的标准分析，其优点是：i）更加独立于模型; ii）提供对额外宇宙学信息起源的理解; iii）允许对观测系统学的影响进行鲁棒控制。
2021-12-27 astro-ph.CO
Squeezing Full-Shape Dynamical Dark Energy Constraints with Galaxy Alignments
针对暗能量可能为动力学的观测迹象，该研究引入星系内禀取向增强全形状星系成团性的暗能量约束，经费雪预测验证可显著提升约束精度，凸显其作为互补宇宙学探针的价值。
2025-05-16 astro-ph.CO
Quantifying galaxy shapes: Sersiclets and beyond
参数化星系形态是一项具有挑战性的任务，例如，在弱透镜的剪切测量或星系演化的研究中。形态的巨大变化需要高度灵活的方法，例如，考虑到方位角结构。我们重温的方法，星系形态被分解成基函数的基础上的Sersic配置文件。这种方法是合理的事实，Sersic的轮廓是一阶泰勒展开的任何真正的光分布。我们表明，sersiclets克服了造型失败的shapelets。然而，sersiclets暗示了光剖面的陡度和方位角结构的空间尺度之间的非物理关系，这不符合真实的星系形态，因此可能导致建模失败。此外，我们表明，sersiclet是容易采样不足，这限制了sersiclet建模高分辨率的星系图像。通过分析Great08挑战赛的数据，我们证明了sersiclets不应该用于弱透镜研究。我们的结论是，虽然sersiclet的方法似乎非常有前途的第一眼看，它遭受的概念和实际问题，严重限制了它的实用性。泰勒展开中的高阶项可以增强Sersic轮廓，这可以大大改善星系图像的模型重建。如果orthonormalised，这些高阶配置文件可以克服的问题，同时保持其数学理由的sersiclets。
2011-06-29 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
A fast empirical method for galaxy shape measurements in weak lensing surveys
本文介绍了一种简单而快速的方法来校正星系的椭圆度测量的仪器和大气点扩散函数（PSF）的失真，鉴于弱透镜剪切测量。该方法根据测量的形状参数对星系和相关的PSF进行分类，并通过查询由监督学习建立的大型查找表（LUT）来校正测量的星系椭圆。我们已经将这种新方法应用于GREAT 10图像分析挑战，并在本文中提出了一种改进的解决方案，该解决方案获得了Q = 104的竞争性品质因数，无需任何剪切功率谱去噪或训练。特别令人感兴趣的是该方法的效率，在普通CPU上每个星系的处理时间低于3毫秒。
2012-07-30 astro-ph.CO
Intrinsic galaxy shapes and alignments I: Measuring and modelling COSMOS intrinsic galaxy ellipticities
星系图像的椭圆率的统计特性取决于星系如何形成和演化，因此限制了星系形态的模型，这是消除宇宙学弱透镜测量的内在对准污染以及校准弱透镜形状测量的关键。我们基于千禧年模拟的晕属性构建了这样的模型，并将它们与来自COSMOS巡天的90，000个星系样本进行了比较，涵盖了三十年的光度和红移z=2。针对点扩散函数拖尾、伪图像失真和测量噪声的影响，对椭圆度测量进行校正。将星系分为早期、晚期和不规则类型，我们发现早期型星系的内禀椭圆率色散比晚期型星系低两个因子。没有一个样本显示出红移演化的证据，而晚型星系的椭圆度色散在亮端的绝对星等上有很强的比例关系。基于模拟的模型再现的主要特征的内在椭圆率分布，虽然模型票价最好取决于星系样本的选择标准。我们观察到更少的接近圆形晚型星系图像的宇宙比预期的随机取向的圆形厚盘的样本，并讨论这种赤字的可能解释。
2013-05-27 astro-ph.CO
The Intrinsic Shape of Galaxies in SDSS/Galaxy Zoo
通过模拟SDSS DR 8星系的轴比分布，我们发现了螺旋和椭圆星系的内在三维形状。我们使用银河动物园项目的形态信息，并假设形状的非参数分布，同时考虑到尘埃消光。我们测量的尘埃消光的螺旋星系的完整样本，并找到一个较小的值比以前的估计，与边缘上的消光$E_0 = 0.284^{+0.015}_{-0.026}$在SDSS r带。我们还发现，分布的短轴长轴比的平均值为$ 0.267 \pm 0.009 $，略大于以前的估计，主要是由于较低的消光使用;同样影响的圆度的星系盘，这被发现是不圆的形状比以前的研究，平均椭圆率为$0.215 \pm 0.013$。对于椭圆星系，我们发现，短轴长轴比，平均值为$0.584 \pm 0.006$，是大于以前的估计，由于去除螺旋闯入者存在于样品中的形态信息从光度配置文件。当使用Galaxy Zoo数据选择椭圆时，这些闯入者被删除。我们发现星系的内在形状和它们的尘埃消光随绝对星等、颜色和物理大小而变化。我们发现，明亮的椭圆星系比暗淡的更球形，这一趋势也存在与星系的大小，并没有椭圆星系的形状与颜色的依赖。对于螺旋星系，我们发现最红的星系如预期的那样具有更高的尘埃消光，因为这种变红主要是由于尘埃。我们还发现圆盘的厚度随着光度和大小的增加而增加，并且更亮，更小和更红的星系具有更少的圆盘。
2013-06-13 astro-ph.CO
Intrinsic galaxy shapes and alignments II: Modelling the intrinsic alignment contamination of weak lensing surveys
内禀星系排列构成了未来弱引力透镜巡天的主要天体物理系统，但也产生了独特的见解星系形成和演化。我们建立分析模型的星系形状的分布的基础上提取的晕属性从千年模拟，区分早期和晚期类型的星系以及中央星系和卫星。由此产生的椭圆相关性的物理性质进行了研究，并比较了一套目前的观察。最佳票价模型，然后用于预测计划弱透镜调查的内在对齐污染。我们发现，晚型星系模型一般有弱的内在椭圆率相关，稍微增加对较小的星系分离和较高的红移。在星系分离的二十年中，在固定晕质量的早期模型的信号强烈增加了三个数量级，并且从z=0到z=2增加了一个数量级。内禀排列强度也强烈地依赖于晕质量，但不依赖于固定质量下的星系光度或环境中的星系数密度。我们确定的模型，是在良好的协议与所有的观测数据，除了所有的模型过度预测的微弱的早型星系的路线。最好的模型在z>0.6和大于几弧分的角尺度上产生了0.5-10%的欧几里德类测量的内在对准污染。使用双帧颜色切割20%的红色前景星系可以将这种污染抑制到两倍。
2014-02-06 astro-ph.CO
Dust Content, Galaxy Orientations, and Shape Noise in Imaging Surveys
我们发现，在盘星系的尘埃吸收导致的颜色和方向依赖的质心移动，这是预期可观察到的多波段成像调查。这种质心移动是一个有趣的新探测器，它包含了天体物理学和宇宙学相关的信息：它可以用来探测大样本星系的尘埃含量，并减少形状噪声，由于盘星系的倾斜弱透镜剪切。具体来说，我们发现，数据集可比CFHTLenS，暗能量调查（DES）或超Suprime-Cam（HSC）调查应该提供一个灰尘测量几百个星系每平方度。相反，如果知道尘埃的光学厚度，这种技术将显著降低样本中最亮星系的形状噪声（信噪比大于几百），从而增加它们对弱透镜剪切测量的相对重要性。
2015-06-10 astro-ph.CO
Weak lensing shear estimation beyond the shape-noise limit: a machine learning approach
弱透镜剪切估计通常会导致每个星系的统计误差显着大于追求后，只有百分之几的引力信号。这些统计误差主要是形状噪声的结果-由于个别背景星系的多样性（和先验未知）形态的估计误差。这些误差与有限的角分辨率成反比，在有限的角分辨率下，像星系团这样的局部物体可以用弱的透镜剪切进行探测。在这项工作中，我们报告了我们使用机器学习方法来减少弱透镜剪切估计中的统计误差的初步尝试-训练多层卷积神经网络，以直接估计给定观察到的背景星系图像的剪切。我们训练，校准和评估我们的估计器的性能和稳定性，使用模拟的星系图像，旨在模仿的CLASH星系团调查的透镜背景源的HST观测的分布。使用训练的估计，我们产生弱透镜剪切图的核心的20个星系团在CLASH调查，表明RMS散射减少约26%时，与常用的形状估计产生的地图。这相当于大约60%的调查速度提高。然而，鉴于机器学习方法的不透明性，这一结果需要进一步测试和验证。我们提供Python代码来训练和测试模拟和真实的星系团观测的估计。我们还提供了20个CLASH星系团研究的最新弱透镜目录。
2019-10-21 astro-ph.CO
CLUMP-3D. Testing $Λ$CDM with galaxy cluster shapes
结构形成的$Λ$ CDM模型对由质量吸积过程决定的DM（暗物质）晕的浓度和形状做出了强有力的预测。预测的形状和观测值之间的比较提供了$Λ$ CDM模型的几何检验。准确和精确的测量需要对团簇质量分布进行全三维分析。我们完成这一点与X射线规则CLASH（集群透镜和超新星调查与哈勃）集群的多探头3D分析相结合的强和弱透镜，X射线光度学和光谱学，和Sunyaev Zel 'dovich效应。团簇形状和浓度与$Λ$ CDM预测一致。CLASH聚类是随机定向的，正如给定样本选择标准所预期的那样。这一结果与纯DM晕的数值结果一致，这暗示重子物理学在使晕变圆方面并不那么有效。
2018-05-21 astro-ph.CO
Robustness of the pairwise kinematic Sunyaev-Zeldovich power spectrum shape as a cosmological gravity probe
我们从修正的引力（MG）星系/晕模拟星表中证明了成对运动学Sunyaev-Zeldovich（kSZ）功率谱$P_{\rm kSZ}$的形状对区分宇宙学尺度上的不同引力理论具有约束力.通过改变有效光学厚度$τ_{\rm T}$作为自由参数，我们验证了$P_{\rm kSZ}$线性理论中的$τ_{\rm T}$ - $f$（线性增长率）简并性被某些MG理论中的非线性结构增长和$f$的尺度依赖性所打破。等价地说，$P_{\rm kSZ}$的形状本身就可以用来在宇宙学尺度上约束MG理论。在充分了解星系密度偏差的基础上，我们验证了下一代CMB和星系光谱红移巡天的组合，例如BOSS+CMB-S4或DESI+CMB-S4，可以在$\sim5σ$水平上利用星系成对kSZ偶极子$P_{{\rm kSZ},\ell=1}$的形状，在$f_{R0}=10^{-4}$的情况下，区分$f(R)$模型和广义相对论模型。
2020-10-10 astro-ph.CO
Intrinsic alignments of BOSS LOWZ galaxies II: Impact of shape measurement methods
测量星系的形状与大尺度密度场的内在对齐，和推断的内在对齐模型参数，是敏感的形状测量方法。在本文中，我们使用三种不同的形状测量方法（再高斯化，等照度线，和de Vaucouleurs）测量斯隆数字巡天III（SDSS-III）重子振荡光谱巡天（BOSS）LOWZ星系的内在排列，确定这些方法之间的40%水平的推断的内在排列幅度的变化，独立于星系光度或其他属性。我们还进行了一套系统学测试的形状和两点关联函数，确定一个显着的贡献添加剂PSF系统的de Vaucouleurs形状。由于不同的方法测量星系的形状在不同的有效半径，我们确定的趋势，在内在的对齐幅度是一致的解释，星系形状的外部区域更响应潮汐场，导致等照度线扭曲和更强的对齐等照度线的形状。我们观察到环境的椭圆率的依赖性，与卫星和场星系相比，最亮的星系群平均更圆。我们还研究了由投影形状引入的内在对准测量中的各向异性，发现与非线性对准模型和流体动力学模拟的预测一致的效果。使用不同的形状测量方法所看到的大的变化具有重要的影响，内在的路线预测和缓解与未来的调查。
2016-02-17 astro-ph.CO
Understanding Shape and Centroid Deviations in 39 Strong Lensing Galaxy Clusters in Various Dynamical States
本文通过测量39个强透镜星系团中BCG、ICL、ICM及核心透镜质量的形状与质心偏差，结合聚集度和不对称参数，评估不同组分在不同动力学状态下追踪暗物质晕的能力。
2023-10-27 astro-ph.CO
Galaxy Modeling with Compound Elliptical Shapelets
图像的高斯-厄米和高斯-拉盖尔（“shapelet”）分解已经成为星系建模的重要工具，特别是为了从天文数据中提取椭圆率和形态信息。然而，标准的shapelet基函数不能compensate表示具有高椭圆率或大Sersic指数的星系，由此产生的欠拟合偏差已被证明是一个严重的挑战，基于shapelet弱透镜方法。我们在这里提出了一个新的卷积关系和一个复合的“多尺度”shapelet基础来解决这些问题，并提供了一个概念验证演示使用附近星系的小样本。
2010-08-21 astro-ph.CO astro-ph.IM
Imitating intrinsic alignments: A bias to the CMB lensing-galaxy shape cross-correlation power spectrum induced by the large-scale structure bispectrum
将星系的透镜效应信号与宇宙微波背景辐射（CMB）起伏进行互相关，有望提供有价值的宇宙学信息。特别是，它可能有助于收紧约束参数描述的性质，内在排列的星系在高红移。为了获取互相关信号所传递的信息，需要对其进行精确的理论描述。我们计算了非线性结构增长引起的CMB透镜-星系形状互相关测量的偏差。利用树级微扰理论对大尺度结构的双谱进行了研究，发现在大多数角尺度上，双谱的偏置是负的，从而模拟了本征取向的信号。结合欧几里得星系透镜数据与CMB实验可比的普朗克卫星任务的偏差变得显着，只有在最小的尺度（$\ell\gtrsim 2500$）。然而，对于改进的CMB观测，校正量为宽多极范围（$10 \lesssim \ell \lesssim 2000$）上CMB透镜-本征对准信号的10- 15%。因此，如果功率谱偏差未被校正，则在CMB阶段III和阶段IV实验的情况下，功率谱偏差分别转化为固有对准幅度的确定中的$2σ$和$3σ$误差。
2017-09-13 astro-ph.CO
Field-level inference of galaxy intrinsic alignment from the SDSS-III BOSS survey
当大规模的超密度坍缩时，它会通过沿星系轴施加潮汐切变来影响星系的形成方向和形状。因此，椭圆星系的形状与宇宙结构的潮汐场一致。这种内在的排列提供了对星系形成和原始宇宙的深入了解，补充了晚期宇宙学探测，并构成了弱引力透镜观测的重要系统效应。在本研究中，我们提供的线性对齐模型使用完全贝叶斯场级的方法，使用SDSS-III BOSS LOWZ样本和三维潮汐场的LOWZ和CMASS星系样本的SDSS-III BOSS调查约束的星系形状测量的约束。我们发现4个$σ$的内在对齐的证据，$A_I=2.9 \pm 0.7$的振幅为20 $h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$。
2022-06-29 astro-ph.CO
Full-Shape Analysis of the Redshift-Space Galaxy Trispectrum in the EFTofLSS
Leinweber Institute for Theoretical Physics at Stanford（斯坦福大学莱因韦伯理论物理研究所）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology（卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）
本文发展了星系三谱的树级EFTofLSS模型，并利用N体模拟验证，发现加入三谱可将暗物质密度参数约束改善15%，为探测原初非高斯性提供新途径。
2026-10-08 astro-ph.CO
The size and shape dependence of the SDSS galaxy bispectrum
Visva-Bharati University（维斯瓦·巴拉蒂大学）；Indian Institute of Technology Kharagpur（印度理工学院卡拉格普尔分校）；Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本古里安大学）；McGill University（麦吉尔大学）；The Open University of Israel（以色列开放大学）
SDSS星系三谱的大小和形状依赖性研究，发现红色星系比蓝色星系具有更高的三谱振幅，表明其在环境中的非线性演化相互作用。
2026-03-05 astro-ph.CO
Constraints on $S_8$ from a full-scale and full-shape analysis of redshift-space clustering and galaxy-galaxy lensing in BOSS
我们提出了一个新的基于模拟的星系星系透镜和星系红移空间集群的宇宙学分析。与基于微扰理论的分析方法相比，我们基于模拟的方法使我们能够探测更宽范围的尺度，$0.4 \, h^{-1} \, \mathrm{Mpc}$到$63 \, h^{-1} \, \mathrm{Mpc}$，包括高度非线性尺度，并边缘化天体物理效应，如装配偏差。我们应用这个框架的重子振荡光谱调查LOWZ样本交叉相关的国家的最先进的引力透镜目录从千度调查和暗能量调查的数据。我们表明，引力透镜和红移空间聚类分析时，在很大范围内的尺度上的生长结构参数$S_8 = σ_8 \sqrt{Ω_{\rm m} / 0.3}$的严格限制。总的来说，我们推断$S_8 = 0.792 \pm 0.022$时，分析组合的星系星系透镜和投影星系集群和$S_8 = 0.771 \pm 0.027$星系红移空间集群。这些研究结果突出了全面研究对仅分析大规模研究的潜在约束力，并展示了联合分析多个大规模结构调查的好处。我们对$S_8$的推断值低于从CMB推断的值$S_8 = 0.834 \pm 0.016$。虽然这种差异本身在统计学上并不显著，但我们的结果反映了文献中的其他发现，即低红移大尺度结构探针推断出$S_8$的值低于CMB，即所谓的$S_8$ -张力。
2023-01-20 astro-ph.CO
Measurement and Calibration of Noise Bias in Weak Lensing Galaxy Shape Estimation
弱引力透镜有可能将宇宙学参数限制到高精度。然而，正如剪切测试计划（STEP）和引力透镜精度测试（GREAT）挑战所示，测量星系剪切是一项不平凡的任务：各种方法引入了不同的系统偏差，必须加以考虑。我们调查如何像素噪声图像上的影响剪切估计的偏差，从最大李克森正向模型拟合方法使用的共椭圆Sérsic配置文件的总和，在补充的理论方法的相关文件。我们使用一个简单但现实的星系模型来评估偏差，发现仅噪声的影响就可能导致测量剪切的偏差为1-10%，这对当前和未来的透镜调查具有重要意义。我们评估了一种基于模拟的校准方法，以创建一个偏差模型作为星系属性和观测条件的函数。然后，该模型用于校正模拟测量。我们证明，这种方法可以有效地减少噪声偏差，使剪切测量达到所需的精度水平，估计宇宙剪切在即将到来的透镜调查。
2012-03-22 astro-ph.CO
Dissecting the Perseus-Pisces supercluster observed with CFHT-MegaCam: Exploring late-type galaxy shape alignments within the local cosmic web
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学和信息学实验室）；Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天文学研究所）
通过CFHT-MegaCam深度巡天数据，测量英仙-双鱼超星系团中早型和晚型星系在不同等照度半径下的本征对齐信号，发现晚型星系主导形状-形状关联且呈边缘朝向，早型星系在致密环境中受潮汐拉伸，为弱引力透镜系统误差建模提供局域宇宙约束。
2026-05-22 astro-ph.CO
Parity Violation in Galaxy Shapes: Primordial Non-Gaussianity
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（卡弗里宇宙物理学与数学研究所）；The University of Tokyo Institutes for Advanced Study (UTIAS)（东京大学高等研究院）；The University of Tokyo（东京大学）
研究通过银河系内对齐性探测 parity 违反的原始非高斯性，利用有效场论框架分析 parity-odd 内对齐功率谱与原始三阶谱的关系，利用 N-body 模拟确定暗物质晕偏置参数，并预测 IA 的约束能力。
2026-04-13 astro-ph.CO
Neural Network-based model of galaxy power spectrum: Fast full-shape galaxy power spectrum analysis
提出一种基于神经网络的星系红移空间功率谱模拟器，通过仅模拟偏置无关项并解析组合其他项实现快速高精度参数推断，在 $0<z<1.4$ 范围内验证了其可靠性。
2025-04-02 astro-ph.CO
The three-dimensional shapes of the galaxy cluster intracluster medium in eRASS1
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）
利用eRASS1巡天中3254个星系团的椭圆度分布，通过立体学方法推断出最可能的三维形状为长椭球，轴比(l,w)=(1.51±0.27,1.17±0.27)，为宇宙学和弱引力透镜研究提供先验。
2026-06-18 astro-ph.CO
A critical analysis of high-redshift, massive galaxy clusters: I
我们严格调查目前的统计测试适用于高红移星系团，以测试标准的宇宙学模型，并描述其有效性的范围。我们仔细地比较了高红移，大规模，星系团与现实的泊松样本模拟的理论质量函数，其中包括爱丁顿偏置的影响。我们使用以下统计检验比较观测和模拟：集合和个体存在概率的分布（在>M，>z意义上），红移分布和二维Kolmogorov-Smirnov检验。使用Hoyle et al.（2011）和Jee et al.（2011）中看似罕见的星团，并假设与Jee et al.（2011）中相同的测量几何形状，这比Hoyle et al. 2011更不保守，我们发现所有星团的（>M，>z）存在概率与LCDM完全一致。然而，假设相同的调查几何形状，我们使用2d K-S检验概率来表明，观察到的聚类与来自模拟的最不可能聚类在>95%置信度下不一致，并且也与聚类的随机选择不一致，这可能是由非平凡选择函数和调查几何形状引起的。如果我们只检查X射线选定的子样本，则可以消除张力，并假设修改的测量几何形状进行模拟。
2012-01-16 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): galaxy radial alignments in GAMA groups
我们约束的星系和质量大会调查组目录内的卫星星系形状的投影径向对准角的分布。我们确定的星系群光谱红移和测量星系投影椭圆从斯隆数字巡天成像。样本的3,850组13,655卫星星系与高质量的形状测量，我们发现一个小于2西格玛信号的径向对齐的平均投影椭圆度分量和投影位置角时，使用星系形状估计优化弱透镜测量。如果我们使用2-D Sérsic模型拟合来定义星系方向，相对于没有对准的预期，我们的径向对准测量增加到大于3-sigma显著性。我们对径向排列的弱测量与暗物质N体模拟的预测相冲突，我们将其解释为集团和星系团卫星中重子和暗物质大错位的证据。在我们的不确定性，这是由我们的小样本量为主，我们发现只有弱和边缘显着的趋势的径向排列角度分布的投影距离从组中心，主机晕质量，和红移，可能是一致的潮汐扭矩机制径向排列。使用我们的透镜优化形状估计，我们估计，星系群成员的内在排列可能会导致一个系统误差的平均微分投影表面质量密度的群体推断从弱透镜观测-1 +/-20%，在尺度约300千秒差距/小时，从集团中心假设一个测光红移r.m.s.误差为10%，我们组的样本中位红移为0.17，中位维里质量约为10^{13} h^{-1} M_{sun}。
2013-06-20 astro-ph.CO
Host Dependence and Line-of-Sight Effects on Galaxy-Galaxy Strong Lensing in Clusters
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Yale University（耶鲁大学）；University of Michigan（密歇根大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）；Philipps Universität Marburg（马尔堡菲利普斯大学）
本研究探讨星系团中GGSL观测与模拟的差异，发现视线相关物质、重子物理及爱因斯坦半径影响GGSL概率，视场定义会改变差异程度，尚未明确解决该差异问题。
2026-09-01 astro-ph.CO
The probability distribution of 3-D shapes of galaxy clusters from 2-D X-ray images
本文提出了一种利用体视学方法从二维图像确定星系团三维形状概率分布的新方法。与传统的方法结合不同的数据集（如X射线，Sunyaev-Zeldovich效应和透镜），以适应每个星系团的3-D模型，我们的方法只需要一个单一的数据集，如X射线观测或Sunyaev-Zeldovich效应观测，由足够多的集群。而不是重建一个单独的对象的3-D形状，我们恢复的概率分布函数（PDF）的3-D形状的观测星系团。形状概率密度函数是一个相关的统计量，它可以与理论进行比较，并用于检验宇宙学模型。我们将这种方法应用于公开的\emph{Chandra} X射线数据的89个很好地解决了星系团。假设椭圆形的形状，我们发现，我们的样本的星系团是一个混合体的长和扁球形的形状，与扁率的主轴最可能的比例为1.4：1.3：1的偏好。椭球假设是不是必不可少的，我们的方法是直接适用于非椭球形状。我们的方法是不敏感的径向密度和温度分布的集群。我们的方法是敏感的X射线发射气体从内部到外部区域的形状的变化，我们发现的证据的X射线发射气体的3-D形状的变化与距离的中心。
2021-04-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Three-point galaxy-galaxy lensing as a probe of dark matter halo shapes
提出了一种利用透镜-剪切-剪切三点关联函数测量暗物质晕椭圆率的方法。这种方法是免疫的星系晕错位的影响，可能会限制2点星系星系透镜测量晕各向异性。使用一个简单的模型投影质量分布的暗物质晕，我们构建了一个椭圆估计，总结了所有可能的三角形配置的3点函数。通过应用我们的估计从N体模拟晕，我们发现，系统误差恢复的椭圆率将在<5%的分数水平。我们估计，未来的成像调查，如LSST将有足够的统计数据来检测晕椭圆使用3点透镜。
2014-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of correlated noise on galaxy shape estimation for weak lensing
在由点扩散函数（PSF）引起的大得多的形状畸变的存在下，由弱引力透镜引起的星系形状的微小畸变（剪切）的稳健估计已经被广泛研究。一个主要的问题是，大多数星系形状测量方法都会受到图像中像素噪声（“噪声偏差”）的影响。噪声偏置通常使用不相关的噪声场来表征;然而，由于星系低于检测阈值，实像通常具有低水平的噪声相关性，并且某些类型的图像处理可以引起进一步的噪声相关性。我们调查的有效检测意义和噪声偏置的影响，在相关噪声的存在下，星系形状估计的一种方法。对于一个固定的噪声方差，星系形状估计的偏差可能会有很大的不同，不相关的相关噪声。然而，使用考虑噪声相关性的检测显著性的估计几乎可以完全消除这些差异，导致作为相关和不相关噪声的检测显著性的函数的噪声偏差的一致值。我们证实了这一发现的鲁棒性的星系，PSF和噪声场的属性，并量化噪声相关性的各向异性的影响。我们的研究结果强调了理解像素噪声模型的重要性，以及在弱透镜效应下校正噪声偏差时对检测显著性的影响。
2016-01-13 astro-ph.CO astro-ph.IM
Deprojecting Sersic Profiles for Arbitrary Triaxial Shapes: Robust Measures of Intrinsic and Projected Galaxy Sizes
我们提出的分析框架转换成三维光分布的任意三轴形状的恒星系统的投影光分布与Sérsic的配置文件。主要的实际结果是定义了一个简单而可靠的测量星系内部大小的方法：中值半径$r_\mathrm{med}$，定义为包含50%总光度或质量的球体的半径，也就是恒星到星系中心的中值距离。我们研究了$r_\mathrm{med}$如何依赖于投影尺寸测量作为Sérsic指数和内轴比的函数，并证明了这些参数的相对独立性。作为一个应用程序，我们表明，预计半长轴长度的椭圆包围50%的光是一个公正的代理$r_\mathrm{med}$，小星系到星系的散射$\sim$ 10%（1 $σ$），在人口内的三轴度的变化是小的条件下。对于三维度未知或大范围的星系群，$r_\mathrm{med}$的无偏替代是$1.3\times R_{e}$，其中$R_{e}$是圆形半光半径，星系到星系的散射为20-30%（1 $σ$）。我们还描述了如何倾斜可以估计个别星系的基础上测得的投影形状和先验知识的内在形状分布的相应的星系人口。我们使我们的计算的数值实现。
2021-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy shape measurement synergies between LSST and Euclid
我们表明，联合分析LSST的地面成像与欧几里德的空间成像导致星系形状测量的精度和准确性的提高。在星系星等为$i \sim 24.5$的情况下，与单独进行每次调查的分析相比，联合调查分析使宇宙剪切研究的有效星系数密度增加了$\sim 50$ %。使用一个现实的分布星系的大小，椭圆度和星等下降到$i = 25.2$，我们模拟LSST一样和欧几里德像超过一百万孤立星系的图像。我们比较了四种不同分析的精度和准确度恢复星系椭圆度：LSST，欧几里德，同时联合像素分析的两个调查，和一个简单的目录级调查组合。在微弱和小星系的制度，没有调查优于单独，我们发现一个$\sim 20$百分比增加星系形状测量的精度时，我们采用联合像素分析，相比，目录级的组合。然而，由于宇宙剪切的统计功率主要是由固有的椭圆率噪声，这种改善形状测量噪声只会导致一个$\sim 5$百分比改善星系的有效数密度透镜的研究。我们认为这是联合像素分析对较不准确的目录级组合的最小改进，因为前者还将提高LSST去混合近距离物体的能力。
2019-01-24 astro-ph.CO astro-ph.IM
Radio-Optical Galaxy Shape Correlations in the COSMOS Field
我们调查的相关性星系形状之间的光学和无线电波长使用档案观测的宇宙领域。不同波段之间的互相关研究对于精确宇宙学将变得越来越重要，因为未来的大型调查可能会被系统误差而不是统计误差所主导。在弱透镜的情况下，星系的形状必须被测量到非常精确的程度（$< 0.01\%$的剪切系统学），以实现对暗能量参数的良好约束。通过使用来自光学和无线电频带中的重叠调查的形状信息，可以显著提高系统学的鲁棒性而不损失约束力。在这里，我们使用HST-ACS的光学数据，VLA无线电数据，和广泛的模拟调查我们的能力，使精确测量的源形状从现实的无线电数据，并约束内在的天体物理散射的星系的形状之间的测量在光学和无线电波段。通过从VLA-COSMOS L波段射电可见度数据中产生一个非常适合星系形状测量的新图像，我们能够提取星系位置角的精确测量值。与HST光学图像的相应测量值相比，我们在$95\%$置信水平下，对$σ_α> 0.212π$弧度（或$38.2^{\circ}$）的光学和无线电波段之间的位置角中的内在天体物理散射设置了下限。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multitracing Anisotropic Non-Gaussianity with Galaxy Shapes
星系内禀形状在大尺度上的相关性是由于大尺度结构的潮汐场的影响而产生的。各向异性的原始非高斯性在这些大尺度的潮汐排列中引起了明显的尺度依赖性印记。出于观察发现，发光的红色星系的排列强度取决于如何测量星系的形状，我们研究了使用两种不同的形状估计作为一个多示踪剂探针的内在路线。我们表明，通过Fisher分析，这种技术有望显着改善各向异性非高斯约束的单示踪剂方法。对于未来的弱透镜调查，在各向异性非高斯参数，$A_2$的不确定性，预测为$σ(A_2)\approx 50$，$\sim 40\%$小于目前可用的限制从双谱的宇宙微波背景。这对应于单示踪剂分析的不确定性的$4-5$因子的改进。
2016-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
GAMA+KiDS: Alignment of galaxies in galaxy groups and its dependence on galaxy scale
内禀星系排列是弱透镜测量的一个偏差来源，也是理解星系形成和演化的一个工具。在这项工作中，我们测量的卫星星系的形状对齐，在星系群中，相对于最亮的组星系（BGG），以及BGG形状与卫星位置的对齐，使用高度完整的星系和质量大会（GAMA）光谱调查和深度成像从Kilo度调查。我们通过专用的图像模拟控制系统误差，并使用DEIMOS形状测量方法测量精确的形状。我们发现一个显着的卫星径向对齐信号，消失在大分离的BGG。我们没有发现信号与星系绝对星等或星系群质量有任何强烈的趋势。对准信号由红色卫星主导。我们还发现，星系的外部区域更强烈地对齐比它们的内部区域，通过改变在形状测量过程中采用的径向权重。这种行为对红色和蓝色卫星都很明显。BGG也被发现与卫星位置对齐，当考虑最里面的卫星时，这种对齐更强，使用红色BGG和BGG外部区域的形状。最后，我们测量了两种不同径向权重函数的GAMA样本中的全局固有对准信号，没有发现显著差异。
2019-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Probe of Cosmic Birefringence Using Galaxy Polarization and Shapes
本文提出利用旋涡星系射电极化方向与视形状的相关性构建无偏最小方差估计器，以测量宇宙双折射并探测轴子引起的宇称破坏，SKA 巡天数据有望达到与 CMB-S4 相当或更优的灵敏度。
2025-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Merger Effects on the Spin and Shape Alignments of Galaxy Stellar, Cold and Hot Gas, and Dark Matter Components
我们提出了一个数值证据支持的情况下，特殊的校准的星系恒星自旋与本地潮汐张量的主轴线产生的静态演化期间，当星系没有经历最近的合并事件。通过分析IllustrisTNG项目的TNG 300 -1模拟的合并树，我们找到了星系的最新合并时期，$a(z_{m})$，并创建了四个$a(z_{m})$选择的样本，这些样本被控制为共享相同的质量和密度分布。对于每个样本，我们分别确定星系恒星，冷，热气体和暗物质成分的自旋和形状矢量，并计算它们与当地潮汐场的主方向对齐的平均强度以及它们的相互对齐趋势。结果发现，恒星（冷气体）的自旋轴的星系，其最近的合并事件发生在较早的时代更强烈地对齐（弱反对齐）的潮汐场的主要主轴。研究还表明，虽然星系DM自旋的质量相关跃迁与并合事件关系不大，但星系四分量的形态、自旋-形状和形状-剪切排列强度敏感地依赖于$a(z_{m})$ .注意到，恒星组件的星系经历长期的静态演化具有独特的扁圆形状和非常强大的自旋形状的路线，我们建议，本地潮汐场可能会跟踪使用的恒星形状的星系没有签名的合并作为代理的恒星自旋。
2022-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the shape and evolution of a cosmic ray regulated galaxy-wide stellar initial mass function
在本文中，我们提出了一个新的推导的形状和演化的综合星系范围内的初始质量函数（IGIMF），明确纳入宇宙射线（CRs）的影响，作为监管机构的化学和热状态的气体在致密的分子云的核心。我们预测的形状的IGIMF作为恒星形成率（SFR）和CR密度的函数，并表明，它可以显着不同的地方估计。特别是，我们专注于IGIMF的形状，同时浅在高质量端和陡峭的低质量端比Kroupa IMF的物理条件。这些解决方案可以解释两个水平的$α$ -富集和过量的低质量恒星作为恒星质量的函数，观察到的本地球状星系。作为我们的方案的初步测试，我们使用理想化的恒星形成的历史来估计不同的$z=0$恒星质量的星系的平均IMF形状。我们表明，低质量恒星的分数作为星系恒星质量的函数预测这些平均IMF同意来自高分辨率光谱调查的值。
2018-07-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effects of charge transfer inefficiency (CTI) on galaxy shape measurements
我们研究了电荷转移效率（CTI）的影响，在CCD读出星系形状测量所需的弱引力透镜的研究。我们模拟了CCD读出与CTI，如带电粒子辐射损伤所造成的。我们验证我们的模拟实验室辐照CCD的数据。只有电荷陷阱的时间常数相同的顺序，在读出过程中的行传输之间的时间影响星系的形状测量。我们描述了CTI对不同星系种群的影响。我们的基线我们的研究围绕p沟道CCD已被证明具有电荷转移效率高达一个数量级优于几个型号的n沟道CCD设计用于空间应用。我们预测，对于距离读出寄存器最远的星系，星系形状测量的偏差Delta（e）将以每年2.65 +/- 0.02 x 10^（-4）的速度在L2处增加，以获得整个太阳周期的平均累积辐射照射。如果不进行校正，这将在大约4年内消耗暗能量任务的整个形状测量误差预算。其他地方展示的软件缓解技术可以将其降低约10倍，使其效果远低于任务要求。具有比我们研究的更高CTI的CCD可能无法满足未来暗能量任务的要求。我们将讨论如何设计硬件，以进一步减少CTI的影响。
2010-03-08 astro-ph.CO astro-ph.IM
