Power spectrum of the maxBCG sample: detection of acoustic oscillations using galaxy clusters
我们使用直接傅立叶方法来计算的红移空间功率谱的maxBCG星系团目录-目前迄今为止最大的现有星系团样本。我们分析中使用的聚类总数为12，616。在考虑了测光红移误差引起的径向拖尾效应，并引入了一个简单的处理非线性效应后，我们表明，目前青睐的低物质密度“和谐”LCDM宇宙学提供了一个非常好的拟合估计的功率。由于体积大，（~0.4 h^{-3}Gpc^{3}），高聚类幅度（线性有效偏置参数b_{eff} ~3x（0.85/σ_8）），以及足够高的采样密度（~ 3 × 10 ^{-5} h^{3}Mpc^{-3}）恢复的功率谱具有足够高的信噪比，使我们能够找到证据（~2 σ CL）的重子声振荡（BAO）。在集群的情况下，通过它们的丰富度进行额外加权，所得到的功率谱在小尺度上具有稍高的大尺度振幅和较小的阻尼。因此，BAO检测的置信水平有所增加：~2.5 sigma。根据几项拟议的大型聚类调查，用相对较少的聚类检测BAO的能力令人鼓舞。
2009-10-05 astro-ph.CO
Cluster Magnification & the Mass-Richness Relation in CFHTLenS
在加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的一个大样本星系团上测量了引力透镜放大率，其显著性为9.7 sigma。这次巡天覆盖了~154 deg^2，包含了超过18，000个红移为0.2 <= z <= 0.9的候选星团，是使用Milkeraitis等人（2010）的3D匹配滤波器星团探测器探测到的。我们将复合NFW模型拟合到系综中，考虑了星团偏心、源透镜红移重叠以及附近结构（2-晕项），并恢复了星团暗物质晕在~10^13 M_sun到2*10^14 M_sun范围内的质量估计。集群丰富的测量整个样本，我们bin集群根据丰富度和红移。质量-丰度关系式M_200 = M_0（N_200 / 20）^β与测量值相拟合。对于两个不同的簇偏心模型，我们发现归一化和斜率的一致结果，M_0 =（2.3 +/- 0.2）*10^13 M_sun，beta = 1.4 +/- 0.1和M_0 =（2.2 +/- 0.2）*10^13 M_sun，beta = 1.5 +/- 0.1。我们发现，占透镜和源的全部红移分布是重要的，因为任何重叠可以有一个从通量放大推断的质量估计的影响。
2014-02-24 astro-ph.CO
Magnification of Photometric LRGs by Foreground LRGs and Clusters in SDSS
引力透镜的放大效应是探测宇宙中物质分布的有力工具，但由于其信噪比小于透镜剪切，常常被忽视。由于放大法的系统误差与剪切法的系统误差有很大的不同，放大法仍是研究大尺度结构分布的重要手段。本文给出了光谱发光红星系（LRGs）和星系团的透镜质量分布，它们是通过测量光度发光红星系在其背景中的弱透镜放大率确定的。我们测量了探测到的星系数量的变化以及透镜后面增加的平均星系通量。此外，我们还研究了由于透镜中的灰尘消光而导致的光源颜色的平均变化。通过同时拟合这三个探头，我们约束的质量配置文件和灰尘质量比的镜头在六箱镜头丰富。对于每个丰富的bin，我们适合NFW晕质量，最亮的星系团（BCG）的质量，第二晕项，和尘埃质量比。由此产生的质量丰富度关系与以前的分析目录是一致的，并在镜头的灰尘质量比的限制是与预期一致的。我们探讨的影响，包括（低信噪比）通量放大和红化测量的分析相比，只使用计数放大数据;额外的探头显着提高我们测量的质量丰富度关系和以前的结果之间的协议。
2014-03-19 astro-ph.CO
Abundances, masses, and weak-lensing mass profiles of galaxy clusters as a function of richness and luminosity in LambdaCDM cosmologies
我们测试的一致性LCDM宇宙学比较预测的平均性能的星系团的观测。我们使用高分辨率的N体模拟宇宙结构的形成和星系形成的半解析模型来计算的丰度，平均密度分布，和质量的星系团的丰富度和光度的函数，我们比较这些预测的观察斯隆数字巡天（SDSS）maxBCG目录中的集群。讨论了质量丰度关系中的散射、由质量丰度关系重建星系团质量函数以及对弱透镜星系团质量分布的拟合。宇宙学参数的预测的影响进行了研究，通过比较结果从银河系模型的基础上千年模拟（MS）和另一个WMAP 1模拟从WMAP 3模拟。我们发现模拟的弱透镜质量分布和观测到的SDSS maxBCG团簇的分布在形状和振幅上吻合得很好。模拟中的质量-丰度关系与观测关系接近，相差不超过30%。MS和WMAP 1模拟产生的星团丰度与观察到的相似，而WMAP 3模拟中的丰度要低2-3倍。模拟和观测之间的星系团丰度、质量和密度振幅的差异可以归因于基础宇宙学参数的差异，特别是功率谱归一化σ_8。预测和观测之间的更好的一致性应该通过归一化$0.722<sigma_8<0.9$（可能更接近上限值）来实现，即在两个模拟集的基础值之间。
2009-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lensing Magnification: A novel method to weigh high-redshift clusters and its application to SpARCS
介绍了一种利用红序列技术测量高红移星系团质量的新方法。莱曼破裂星系被用来作为一个很好的理解，高红移背景样本，允许质量测量透镜在前所未有的高红移使用弱透镜放大。通过堆叠大量的平均质量为~1- 3 × 10^14太阳质量的不同红移的星系团（根据它们的丰度估算），我们可以校准质量丰度关系的归一化。使用当前数据集（面积：6 deg^2），我们检测到>3 sigma水平的放大信号。有很好的协议之间的质量估计从丰富的集群和平均质量估计放大，虽然有很大的不确定性。我们进行的测试表明，没有强烈的系统性影响，并支持测量的鲁棒性。这种方法--当将来应用于更大的数据集时--将在z>~1处产生质量可观测关系的准确校准，这将为使用星系团质量函数的宇宙学研究和团簇形成的天体物理学研究提供宝贵的输入。此外，这种方法可能是最便宜的方法来测量大量的z>1集群检测在未来的红外成像调查。
2011-04-28 astro-ph.CO
Robust Optical Richness Estimation with Reduced Scatter
减少星系团质量和光学丰度之间的散射是光度星表中星系团宇宙学的一个关键目标。我们考虑对Rozo等人（2009）的红色序列匹配滤波器丰富度估计器的各种修改，并评估其对固定丰富度下X射线光度散射的影响。最重要的是，我们发现更深的光度削减可以减少恢复的散射，发现sigma_lnLX|对于M_500c >~ 1.6e14 h_70^-1 M_sun的星系团，λ =0.63+/-0.02。在固定丰度下，相应的质量分散度为sigma_lnM| λ ~ 0.2-0.3，取决于丰度，与总X射线光度相当。我们发现，包括蓝色星系的丰富度估计增加了散射，因为没有加权星系的光学光度。我们进一步证明，我们的丰富度估计是非常强大的。具体地，在估计丰富度时采用的滤波器可以直接从数据校准，而不需要红色序列的先验校准。我们还表明，恢复的丰富性是强大的高达50%的不确定性，在星系背景，以及选择光度过滤器，只要过滤器跨越4000 A的红色序列星系的休息。因此，我们的丰富度估计器可以用来比较不同集群的丰富度估计，即使它们不共享相同的光度数据。附录1包括用于实现我们的最佳丰富度估计器的“easy-bake”指令，我们正在发布一个与SDSS数据一起工作的代码实现，以及一个增强的maxBCG目录，其中包含为每个集群测量的lambda丰富度。
2011-04-11 astro-ph.CO
Intrinsic alignment of redMaPPer clusters: cluster shape - matter density correlation
我们测量的星系团的形状对齐，跟踪其卫星分布，与物质密度场使用公共redMapPer目录的基础上SDSS-DR 8，其中包含26 111个集群z~0.6。集群被分成9个红移和丰富度样本;在每个样本中，我们检测到一个积极的对齐，表明集群指向密度峰值。我们解释的潮汐校准范式内的测量，允许的丰富性和红移的依赖。在枢轴红移z=0.3和枢轴丰富度λ=30处的固有排列（IA）幅度为A_{IA} ^{gen}=12.6_{-1.2}^{+1.5}。我们得到初步的证据表明，信号增加向更高的丰富度和较低的红移。我们的测量结果与maxBCG集群和暗物质模拟的结果吻合得很好。将我们的结果与亮红星系的IA测量结果相比较，我们发现星系团的IA振幅形成了一个向更高质量的平滑延伸。这表明这些系统共享一个共同的对齐机制，可以利用它来提高我们对IA的物理理解。
2017-04-21 astro-ph.CO
Weak lensing magnification of SpARCS galaxy clusters
测量和校准集群观测之间的关系是资源有限的研究至关重要。星系团的质量-丰度关系提供了一种在观测上廉价的估算质量的方法。它的定标对于星系团和宇宙学研究，特别是对于高红移星系团的研究是必不可少的。弱引力透镜放大是一种很有前途的方法，可以应用于更高的红移。我们采用弱透镜放大方法来校准质量丰富度关系，红移为1.4。我们使用斯皮策适应红序列星系团巡天（SpARCS）星系团候选者（$0.2<z<1.4$）和光学数据从加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）来测试放大率是否可以有效地用于约束高红移星系团的质量。使用$u$ -带缺失技术选择莱曼-布雷克镓（LBG），并且它们的颜色被用作源的背景样本。LBG位置与SpARCS集群的样本中心交叉相关，以估计集群子样本测量的放大信号，在红移和丰富度方面进行分仓。我们在2.6-5.5 $σ$的检测显著性下检测到所有箱的弱透镜放大信号。特别地，具有$z>1.0$的簇的测量的显著性为4.1 $σ$ ;对于整个簇样品，我们获得了$1.28^{+0.23}_{-0.21}$ $\times 10^{14} \, \textrm{M}_{\odot}$的平均M $_{200}$。我们的测量结果表明，使用弱透镜放大率作为一个可行的工具来确定平均晕质量的高红移星系团的样本的可行性。这些结果也证实了在$z > 1$利用星系过密度选择大质量星系团的成功。为了进一步模拟我们讨论的…
2017-10-17 astro-ph.CO
The Atacama Cosmology Telescope: Relation Between Galaxy Cluster Optical Richness and Sunyaev-Zel'dovich Effect
我们提出了测量的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）流量从474光学选择MaxBCG集群内的阿塔卡玛宇宙望远镜（ACT）赤道调查区域。本分析中使用的ACT赤道区域覆盖510平方度，与斯隆数字巡天的条纹82重叠。我们还提出了测得的SZ通量堆叠在52 X射线选择MCXC集群内的ACT赤道区域和ACT南部调查区域覆盖455平方度。我们发现，从X射线选择的集群测量的SZ通量与预期是一致的。然而，我们发现，从光学选择的集群测量的SZ流量都显着低于预期，低于回收的SZ流量测量的普朗克卫星。由于我们发现一个较低的恢复SZ信号比普朗克，我们调查的可能性，有一个显着的偏移之间的光学选择最亮的星系团（BCGs）和SZ中心，ACT是更敏感，由于其更精细的分辨率。这种偏移可能是由于BCG和气体浓度中心之间的固有物理分离或由于群集BCG的错误识别而产生的。我们发现，ACT和普朗克的整个差异可以解释为假设BCGs从SZ最大值偏移0和1.5 Mpc之间的均匀随机分布。对于光学选择的簇样品，气体峰和BCGs之间的这种大偏移似乎不太可能，因为我们发现对于MaxBCG簇的X射线选择的子样品，BCGs和X射线峰之间的物理分离具有窄得多的分布，峰值在0.2 Mpc内。有可能是其他效应使ACT和普朗克信号降低了相同的量，BCGs和SZ峰值之间的偏移解释了测量之间的剩余差异。（节录）
2013-03-05 astro-ph.CO
CFHTLenS: A Weak Lensing Shear Analysis of the 3D-Matched-Filter Galaxy Clusters
我们提出了集群质量丰富度标度关系校准的弱透镜分析>18000星系团候选人在加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）。使用Milkeraitis等人的3D匹配滤波器聚类发现器检测，这些簇候选者跨越了从小团尺度到$\sim10^{15} M_{\odot}$和红移0.2 $\lesssim z\lesssim$ 0.9的宽范围的质量。叠加剪切测量的总有效性为54 $σ$。我们比较集群质量确定使用弱透镜剪切和放大，发现在个别丰富的箱产生1 $σ$兼容性的测量，但放大率估计偏低。这第一次直接质量比较产生重要的见解，为改善未来的透镜放大工作的系统学处理。此外，我们确认分析表明，集群偏心有一个重要的影响所观察到的3D-MF晕配置文件，我们量化这通过拟合投影集群质心偏移，这通常是$\sim$ 0.4弧分。我们把候选的星系团作为红移的函数，在$z \sim$ 0.9的整个范围内发现了类似的星系团质量和丰富度。我们测量3D-MF质量丰富度标度关系$M_{200} = M_0 (N_{200} / 20)^β$。我们发现一个归一化的$M_0 \sim (2.7^{+0.5}_{-0.4}) \times 10^{13} M_{\odot}$，和一个对数斜率的$β\sim 1.4 \pm 0.1$，这两者都是在1 $σ$协议从放大分析的结果。我们没有发现红移依赖的正常化的证据。CFHTLe…
2014-12-10 astro-ph.CO
Measuring Lensing Magnification of Quasars by Large Scale Structure using the Variability-Luminosity Relation
介绍了一种利用类星体的变率测量引力透镜放大率的方法。平均而言，类星体的变化幅度和光度是紧密相关的。由于引力透镜的放大作用，类星体的视光度增加，而变化幅度不变。因此，类星体系综的平均放大率可以通过光变-光度关系的平均位移来测量。作为原理的证明，我们使用这种技术来测量在斯隆数字巡天中通过光谱识别的类星体的放大率，这是由于SDSS MaxBCG目录中的星系团的引力透镜。Palomar-QUEST可变性调查使用DeepSky管道进行缩减，提供源的可变性数据。我们测量类星体的平均放大率作为与最近星系团的比例距离（r/R200）的函数;我们的测量结果与假设NFW星系团轮廓的预期一致，特别是在考虑了星系团中心的已知不确定性之后。基于变率的透镜测量是对基于形状的技术的有价值的补充，因为它们的系统误差非常不同，并且还因为变率测量可经受百分之几的光度误差和在当前宽场勘测中看到的深度。考虑到当前和即将进行的调查所预期的数据量，这种新技术具有与大尺度结构的弱透镜剪切测量竞争的潜力。
2011-03-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
Comparing gravitational redshifts of SDSS galaxy clusters with the magnification redshift enhancement of background BOSS galaxies
对星系团质量函数演化的清晰测量可以从z < 0.5以下星系团质量的快速增长中显着提高我们对宇宙学的理解。在这里，我们研究的一致性集群目录选择SDSS通过应用两个独立的基于重力的方法，使用所有可用的光谱红移从DR 10版本。首先，我们分别在GMBCG和redMapper星表中检测到20，119和13，128个光谱红移的星系团的引力红移相关信号，其水平为$\sim - 10$ km s $^{-1}$。我们发现，这是一致的预期使用的丰富的质量关系的文献，并应用最近澄清的相对论和通量偏差修正后的幅度。这个信号也与Wen et al.（2012）的更大目录中最丰富的星团一致，对应于$M_{200m} \gtrsim 2 \times 10^{14}\,\mathrm{M}_\odot\,h^{-1}$，但是我们发现对于不太丰富的星团没有显著的引力红移信号，这可能与来自子结构和虚假星团检测的整体运动有关。其次，我们发现所有三个目录产生质量依赖的水平的透镜放大率的偏差，这提高了平均红移的通量选择的背景星系的BOSS调查。这种透镜效应的大小一般与调查中所主张的相应的财富-质量关系相一致。我们的结论是，所有的目录包括一个高比例的可靠的集群，GMBCG和redMapPer集群查找算法有利于更轻松的集群与一个有意义的引力红移信号，如预期的红色序列颜色选择的GMBCG和redMapPer样本。
2014-10-22 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
An Optical Catalog of Galaxy Clusters Obtained from an Adaptive Matched Filter Finder Applied to SDSS DR6
我们提出了一个新的集群目录中提取的斯隆数字巡天数据发布6（SDSS DR 6）使用自适应匹配滤波器（AMF）集群查找器。我们确定了69,173个星系团，其红移范围为0.045 $\le z <$ 0.78/8420平方米。°的天空中。我们提供角位置，红移，丰富，核心和维里半径估计这些集群，以及这些数量的误差分析。我们还提供了一个超过205，000个星系的目录，这些星系代表了$r$波段中最亮的三个星系，它们可能是BCG的候选者。我们展示了BCG候选者的基本性质，并研究了它们的光度如何在红移和集群丰富度中缩放。我们比较我们的目录与maxBCG和GMBCG目录，以及与文，韩，刘。我们在所有重叠的红移范围内匹配30%到50%的星系团。我们发现，匹配的百分比增加与丰富的所有目录。我们将AMF目录与天空相同区域的可用X射线数据进行交叉匹配，找到539个匹配项，其中119个与温度测量结果相匹配。我们提出了光学和X射线性质和集群中心比较之间的标度关系。我们发现，$Λ_{200}$和$R_{200}$与$L_X$和$T_X$都有很好的相关性，如果我们将匹配限制在通量限制的X射线样品中，则趋势没有显著差异。
2011-05-09 astro-ph.CO
Planck early results: Cluster Sunyaev-Zeldovich optical scaling relations
我们提出了Sunyaev-Zeldovich（SZ）信号丰富度标度关系（Y500-N200）的MaxBCG集群目录。采用多频匹配滤波器的普朗克天空地图，我们测量SZ信号的每个集群通过适应滤波器根据弱透镜校准的质量丰富度关系（N200-M500）。我们将我们的个体测量分组，并检测到具有高显著性的最低丰度系统（N200=10）的SZ信号，实现了在质量低至M500~ 5e 13 Msolar的系统中检测SZ信号。所观察到的Y500-N200的关系是很好的模拟幂律在整个丰富度范围。在给定的N200下，它的归一化比基于X射线模型和公布的质量丰富度关系预测的要低。然而，一个X射线子样本，符合预测的缩放，模型预测重现我们测量的bin平均SZ信号和测量bin平均X射线光度之间的关系。在固定的丰富度，我们发现一个内在的分散在Y500-N200关系的60%上升到100%的顺序在低丰富度。由于其全天空覆盖，普朗克提供了超过13，000个MaxBCG星系团的观测和前所未有的SZ/光学数据集，扩展了已知的星系团标度律列表，包括SZ光学特性。这组数据为星系形成的模型提供了重要的线索。此外，所观察到的SZ丰富度标度暗示的SZ质量关系的较低的标准化具有重要的后果与SZ集群的集群物理和宇宙学研究。
2011-01-11 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from Galaxy Clustering and the Mass-to-Number Ratio of Galaxy Clusters
我们把约束的平均密度（Ω_m）和集群的振幅（sigma_8）的物质使用的组合的两个测量从斯隆数字巡天：星系两点关联函数，w_p，和质量星系团内的数量比星系团，M/N，类似于集群M/L比。我们的w_p测量是从DR 7得到的，而星系团的样本是maxBCG样本，星系团的质量来自弱引力透镜。我们利用Halo Occupation Distribution（HOD）构造了非线性的星系偏置模型，以拟合不同宇宙学参数下的w_p和M/N。当Omega_m或sigma_8变化时，匹配相同两点聚类的HOD模型预测了不同数量的星系在大质量晕中，从而打破了宇宙学和偏差之间的简并性。我们证明，这种技术产生的限制，是一致的和竞争力的集群丰度研究的当前结果，即使这种技术不使用丰度信息。单独使用w_p和M/N，我们发现Omega_m^0.5*sigma_8=0.465+/-0.026，其中单个约束条件为Omega_m=0.29+/-0.03和sigma_8=0.85+/-0.06。结合当前CMB数据，这些约束条件为Omega_m=0.290+/-0.016和sigma_8=0.826+/-0.020。所有误差均为1-sigma。系统的不确定性，M/N技术是最敏感的暗物质晕的偏置函数的振幅和红移之间的SDSS主样本和maxBCG样本的演化的可能性。我们推导出的约束是不敏感的晕质量函数和质量丰富的关系集群和其分散的不…
2011-04-08 astro-ph.CO
A clustering-based self-calibration of the richness-to-mass relation of CAMIRA galaxy clusters out to $z\approx1.1$ in the Hyper Suprime-Cam survey
通过模拟红移-空间两点相关函数，对CAMIRA星系团在红移$0.2\leq z<1.1$处的丰度-质量（$N$-$M$）关系进行了自校准.这些相关函数是CAMIRA星系团的$ξ_{\mathrm{cc}}$、BOSS巡天光谱观测到的CMASS星系的自相关函数$ξ_{\mathrm{gg}}$和这两个样本之间的互相关函数$ξ_{\mathrm{cg}}$。我们专注于约束规范化$N$ - $M$关系的前向建模方法，仔细考虑红移空间失真，上帝的手指效应，和光度红移的不确定性的CAMIRA集群。模型还考虑了投影效应对CAMIRA星系团晕偏置的影响。参数约束是无偏的，根据验证测试，使用一个大的模拟目录构造从N体模拟。在枢轴质量$M_{500}=10^{14}h^{-1}M_{\odot}$和枢轴红移$z_{\mathrm{piv}} = 0.6$处，通过建模$ξ_{\mathrm{cc}}$、$ξ_{\mathrm{cc}}+ξ_{\mathrm{cg}}$和$ξ_{\mathrm{cc}} + ξ_{\mathrm{cg}} + ξ_{\mathrm{gg}}$，将得到的归一化$A_{\mathrm{N}}$约束为$13.8^{+5.8}_{-4.2}$、$13.2^{+3.4}_{-2.7}$和$11.9^{+3.0}_{-1.9}$，平均不确定度分别为$36\%$、$23\%$和$21…
2020-09-12 astro-ph.CO
Combining clustering and abundances of galaxy clusters to test cosmology and primordial non-Gaussianity
我们提出的集群的星系团作为一个有用的除了一套共同的宇宙学观测。星系团的聚集探测了宇宙的大尺度结构，将星系团的聚集分析扩展到了高峰值、高偏差的区域。星系团的聚类是对传统的星系团数计数和可观测质量关系分析的补充，通过打破现有的校准简并，显着提高了它们的约束力。我们使用maxBCG星系团目录来约束宇宙学参数和交叉校准的质量可观测的关系，使用集群丰度丰富箱和弱透镜质量估计。然后，我们添加的红移空间功率谱的样品，包括一个有效的建模的弱非线性的贡献，并允许任意光度红移平滑。功率谱数据的包括允许比例关系的改进的自校准。我们发现，列入功率谱通常带来的波动幅度$σ_8$和物质密度$Ω_{\mathrm{m}}$的误差$\sim 50$ %的改善。最后，我们应用这种方法来约束模型的早期宇宙通过原始的非高斯的本地类型的量，使用的变化在晕质量函数和集群的偏差的变化。我们发现一个约束的数量偏度$f_{\mathrm{NL}} = 12 \pm 157 $（$1σ$）从集群数据单独。
2014-01-31 astro-ph.CO
Two families of elliptical plasma lenses
等离子体透镜是由于自由电子在星际介质中折射的低频电磁射线。虽然这种现象与引力透镜有明显的相似性，特别是在数学描述上，等离子体透镜引入了其他额外的特征，如波长依赖性，径向而不是切向图像失真，以及背景源的强烈缩小。等离子体透镜的轴对称模型已经在文献中得到了很好的研究，但是具有更复杂形状的密度分布可以提供新的和奇异的图像配置，并增加放大特性的丰富性。作为对非轴对称分布的第一步，我们研究了两个家庭的椭圆等离子体透镜，软化幂律和指数等离子体分布。我们对每个透镜模型进行数值研究，并将其呈现在参数空间上。除了推导椭圆等离子体透镜公式，我们还调查的临界曲线的数量，透镜可以通过研究透镜参数空间，特别是依赖于透镜的椭圆率。我们发现在等离子体分布中引入椭圆率可以增强等离子体的透镜效应以及放大图的复杂性。
2019-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy cluster mass density profile derived using the submillimetre galaxies magnification bias
在这项工作中，我们要研究的平均质量密度分布的数十至数百个星系团作为透镜，产生放大偏差的SMG，并估计其相关的质量和浓度为不同的丰富度范围。背景样本由Herschel观测到的SMG组成，1.2 <z <4.0（平均红移约为2.3），而前景样本由SDSS III中提取的星系团组成，光度红移为0.05 <z <0.8（平均红移约为0.38）。测量值通过堆叠SMG-簇对来获得，以使用Davis-Peebles估计器来估计交叉关联函数。这种方法使我们能够推导出质量密度分布的角度范围很广，约2 - 250 arcsec或约10 - 1300 kpc的z = 0.38，具有高的径向分辨率。我们发现，这是不可能的拟合数据与一个单一的质量密度分布在所有的尺度。对于外部，估计的平均质量从$M_{200c}=5.8$增加到$51.5\times 10^{13} M_\odot$，浓度参数从C = 0.74增加到1.74。在小尺度区域，得到的平均质量在$M_{200c}=3-4 \times 10^{13}M_\odot$附近波动，平均C~4。总平均质量与由星表估算的M-R关系完全一致。虽然中央星系晕的估计平均C值与传统的M-C关系是一致的，我们发现低浓度的外部。此外，C值随着R值的降低而降低，这可能表明该星系群不能被认为是弛豫系统。最后，我们注意到在星系团晕和中央星系晕（~100千秒差距）之间的过渡处系…
2021-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Precision Measurements of the Cluster Red Sequence using an Error Corrected Gaussian Mixture Model
红色序列是星系团的一个重要特征，在星系团的光学探测中起着至关重要的作用。红序星系的斜率和散射的测量受红序星系选择和测量误差的影响。本文提出了一种新的用于红序列星系识别的误差校正高斯混合模型。使用这种技术，我们可以消除测量误差的影响，并提取无偏的信息的内在属性的红色序列。我们使用这种方法来选择在maxBCG目录中的13，823个星系团中的每个红序星系，并测量每个红序星系的脊线位置和散射。这些测量提供了精确的约束的平均红星系人口的变化，在所观察到的框架与红移。我们发现，红序列脊线的散射随着红移而轻度增加，斜率随着红移而减小。我们还观察到，斜率并不强烈依赖于集群丰富度。使用类似的方法，我们表明，这种行为反映在场星系的光谱样本，进一步强调，脊线属性是独立的环境。
2010-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA stat.CO
Finding Fossil Groups: Optical Identification and X-ray Confirmation
我们报告发现了12个新的化石星系群，这些星系群主要由一个巨大的椭圆星系和星系团规模的引力势组成，但缺乏通常在星系团中看到的明亮星系群。这些化石群（FG），从maxBCG光学星团目录中选择，在钱德拉X射线天文台的快照观测中检测到。我们详细介绍了非常成功的选择方法，从我们的目标样本15个候选人中识别12个FG的成功率为80%。对于11个系统，我们确定的X射线光度，温度和流体静力学质量，这并不偏离正常系统的预期显着，跨越一个典型的丰富的集团和穷人的星系团的范围。少数检测到的FG形态不规则，可能是由于过去的合并，集团内介质（IGM）与中央AGN的相互作用，或多个大质量晕的叠加。三分之二的X射线检测到的FG表现出与中央BCG相关的X射线发射，尽管我们无法使用当前数据区分活动星系核和扩展热星系发射。这个样本是已知FG数量的大幅增加，对于未来计划的观测将是非常宝贵的，以确定FG温度，气体密度，金属丰度和质量分布，并与正常（非化石）系统进行比较。最后，缺乏星系的系统的人口的存在可能会使质量函数的确定产生偏差，这些质量函数从星系数量来测量丰富度。当用于约束功率谱归一化和Ω_m时，这些有偏的质量函数可能反过来使这些结果有偏。
2011-12-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cluster-lensing: A Python Package for Galaxy Clusters & Miscentering
我们描述了一个新的开源软件包，用于计算星系团的属性，包括NFW晕配置文件和没有集群偏心的影响。这个纯Python包cluster-lensing提供了用于计算团簇标度关系的有据可查且易于使用的类和函数，包括文献中的质量丰度和质量浓度关系，以及表面质量密度$Σ(R)$和微分表面质量密度$ΔΣ(R)$分布，通过弱透镜放大和剪切进行探测。星系团的偏心是一个特别关注的堆叠弱透镜剪切研究的星系团，假设和真实的底层物质分布之间的偏移可能会导致一个显着的偏差的质量估计，如果不考虑。该软件已在公共GitHub存储库中开发和发布，并在许可的MIT许可证下获得许可。集群透镜包在Zenodo上存档（Ford 2016）。完整的文档、源代码和安装说明可在http://jesford.github.io/cluster-lensing/上获得。
2016-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The serendipitous observation of a gravitationally lensed galaxy at z = 0.9057 from the Blanco Cosmology Survey: The Elliot Arc
我们报告的偶然发现在布兰科宇宙学调查（BCS）的z = 0.9057星系的成像数据，是强烈透镜的大规模星系团在红移为z=0.3838。镜头（BCS J2352-5452）是在2006年10月BCS观测运行期间检查i-和z-波段图像时发现的。后续的光谱观测与GMOS仪器的双子座南8米望远镜证实了这个系统的透镜性质。利用弱加强透镜效应、速度色散、星系团丰度N_200和拟合NFW星系团质量密度剖面，我们对M_200的质量作了三个独立的估计，它们都是非常一致的。综合三种方法的结果，得到M_200 =（5.1 +- 1.3）× 10^14 M_Sun，这与单独的测量结果完全一致。来自组合拟合的最终NFW浓度c_200为c_200 = 5.4（+1.4 -1.1）。我们已经比较了我们的测量M_200和c_200与预测（a）集群从Lambda_CDM模拟，（b）从模拟中选择集群透镜，（c）集群透镜的真实样本。我们发现，我们是最兼容的Lambda_CDM模拟透镜集群的预测，我们没有看到证据的基础上，这一个系统的浓度增加相比，Lambda_CDM。最后，使用从[OII]3727线测量的通量，我们已经确定了源星系的恒星形成率（SFR），并发现它是相当适度的假设透镜放大率。
2011-09-08 astro-ph.CO
