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
SARCS strong-lensing galaxy groups: II - mass-concentration relation and strong-lensing bias
我们的工作是基于对80个强透镜星系群的叠加弱透镜分析。我们的主要结果如下：（i）与预期的NFW质量分布相比，透镜信号不允许我们坚定地拒绝一个简单的奇异等温球质量分布;（ii）我们获得的平均浓度$c_{200}=8.6_{-1.3}^{+2.1}$远高于相应平均质量$M_{200}=0.73_{-0.10}^{+0.11}\times10^{14}\mathrm{M_{\odot}}$的数值模拟的预期值;（iii）将我们的结果与较大质量尺度下的结果相结合，给出了近20年质量的质量-浓度关系$c(M)$，其斜率与使用无偏暗物质晕总体的数值模拟的预测不一致;（iv）我们的组合$c(M)$关系匹配的结果，从模拟只使用晕与一个大的强透镜横截面，即延长与长轴接近的视线;（v）对于最简单的情况下，长晕，我们估计与玩具模型的下限上的短轴：长轴比$a/c=0.5$的平均SARCS星系群。我们基于星系群的分析证实了在更大质量尺度下获得的结果：强透镜呈现出明显过大的浓度，这可以用优先沿视线取向的三轴晕来解释。因为质量较大的星系已经有较大的透镜截面，所以它们不需要沿着视线有很大的伸长，这与质量较小的星系群相反。因此，这是自然的，以观察较大的透镜（预计）浓度为这样的系统，导致整体质量浓度关系比非透镜晕陡峭。
2014-09-20 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Detecting the hidden population of low-mass haloes in strong lenses
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究揭示在冷暗物质模型中，低质量暗物质子结构群体对强引力透镜图像的累积影响，导致检测到的子结构数量增加40%，并提出伪质量函数以描述该群体。
2026-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
A high-resolution cosmological simulation of a strong gravitational lens
我们使用EAGLE星系形成模型对10^13 Msun星系群及其环境（维里半径的10倍）进行了宇宙流体动力学模拟。利用一种新的技术来提高暗物质计算的分辨率，而不依赖于气体的分辨率，模拟解决了质量为5 × 10^6 Msun的暗物质晕和亚晕。因此，它是有用的研究的丰度和性质的晕和subhaloes在强透镜测试的冷暗物质模型的目标。我们估计的晕和subhalo质量函数，并讨论它们是如何受到影响的模拟中的重子的列入和环境。我们发现，晕和次晕质量函数在流体动力学模拟比在其暗物质只有对应的振幅较低。这反映了在流体动力学模拟中由于再电离和星系风导致的气体早期损失而导致的晕增长减少，此外，在晕下，由于存在大规模中央星系而导致的宿主晕内潮汐效应增强而导致的中断。晕的分布是高度各向异性的，反映了质量吸积到星系团上的惯性特征。结果，结构的数量随着观察方向而显著变化。当在投影中观察时，当包括重子时，晕中心附近的结构的中值数量减少了两倍。
2021-02-03 astro-ph.CO
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
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
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
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
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
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
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
Looking through the same lens: shear calibration for LSST, Euclid & WFIRST with stage 4 CMB lensing
下一代弱透镜测量（即，LSST，Euclid和WFIRST）将需要对系统效应进行精确控制。在本文中，我们解决剪切校准，并提出了最现实的预测LSST/Euclid/WFIRST和CMB透镜从第4阶段CMB实验（CMB S4）。我们使用CosmoLike代码来模拟星系密度，星系切变和CMB透镜会聚的所有两点函数的联合分析。我们包括完整的高斯和非高斯协方差，并探索由此产生的联合似然与蒙特卡洛马尔可夫链。我们约束剪切校准偏差，同时改变宇宙学参数，星系偏差和光度红移的不确定性。我们发现，CMB S4的CMB透镜使剪切偏差的校准下降到0.2% - 3%，在10个层析箱LSST（以下的~0.5%的要求，在大多数层析箱），下降到0.4% - 2.4%，在10个箱Euclid和0.6% - 3.2%，在10个箱WFIRST。对于一个给定的透镜调查，该方法在高红移的剪切校准是最具挑战性的，否则最好的作品。这种自校准对高斯测光红移的不确定性和合理的内在对准水平是鲁棒的。它对光束的变化和CMB实验组件分离的有效性也很稳健，并且缓慢地依赖于其深度，使得第三代CMB实验（如AdvACT和SPT-3G）以及西蒙斯天文台成为可能。
2016-07-06 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
On the over-concentration problem of strong lensing clusters
Lambda冷暗物质范式预测，星系团遵循一个普遍的质量密度分布，并符合一个定义良好的质量浓度关系，与透镜集群优先三轴晕沿视线拉长。奇怪的是，最近对具有大爱因斯坦半径的星系团进行的强透镜和弱透镜分析表明，这些晕是高度过度集中的。在这里，我们调查什么样的固有形状和方向的晕应该有解释理论预测和观测。我们考虑了10个强透镜星系团的样本。我们首先测量了它们的伸长率，假设质量浓度关系是给定的。然后，对于每个集群，我们发现的内在形状和方向，这是兼容的推断伸长率和测量投影椭圆。我们区分了两个群体。第一个（近一半）似乎是由质量浓度关系的异常值组成的，只有当它们的特征是沿着视线极度拉长的非线性结构时，它们才适合，考虑到结构形成的标准场景，这是不合理的。第二个样本支持期望的N体模拟，喜欢温和的三轴透镜集群具有较强的取向偏差。
2010-01-11 astro-ph.CO
Looking for the first galaxies: Lensing or blank fields?
第一个星系的识别和研究仍然是观测宇宙学中最令人兴奋的课题之一。确定最佳的观测策略是一个非常重要的选择，以便建立一个具有代表性的高z（z>7）光谱确认源的样本，超过目前的观测极限。本文对6<z<12星系的鉴别和研究中透镜场和空白场的相对效率进行了精确的讨论。的检测效率和字段到字段的方差估计从直接模拟的空白和透镜字段的观察。沿视线方向存在的强透镜星团对观测到的源的数量有着巨大的影响，在典型的地基“浅层”观测中，放大率偏差为正（AB<~25.5）。正放大率偏差随源的红移而增大，随测量深度和测量面积的增大而减小。在z~0.1-0.3处达到透镜簇的最大效率。如果LBG的UV LF在z>~7处强烈演化，则与透镜场相比，在浅勘测中观察空白场特别低效。同样在这种情况下，在JWST的典型深度（AB~28-29）处预期的z>8源的数量在透镜作用中比在空白场中高得多（例如，对于AB<~28，因子为~10）。需要具有大视场的空白场巡天来证明LF在z>6-7处的亮端，而透镜星团对于探索LF的中端至暗端特别有用。
2009-10-26 astro-ph.CO
Deviations from tidal torque theory: environment dependences on halo angular momentum growth
潮汐力矩理论（TTT）将角动量的起源和演化与暗物质（DM）晕形成的环境联系起来。由后期非线性引入的偏差通常被认为是模型中的噪声。在这项工作中，我们分析了宇宙学模拟寻找这些偏差的系统学，发现DM晕的分类根据其角动量增长的结果在不同的内部对齐，自旋参数分布和组装历史的样品。基于这种分类，我们得到，低质量的晕是嵌入在密集的环境中，如果他们已经获得的角动量低于TTT的预期（L晕），而在高质量的增强集群通常与较高的角动量增长（W晕）。此外，我们发现，低质量的信号有一个弱的方向依赖性，而高质量的信号是完全由于垂直于角动量的结构。最后，我们研究了晕周围的物质分布的各向异性作为其质量的函数。我们发现W（L）晕的角动量方向在统计上保持垂直（平行）周围的结构在整个质量范围$11<\mathrm{log}(M/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot})<14$，而TTT后的晕显示出“自旋翻转”的质量与以前报道的值（$\sim 5 \times 10^{12}$ $h^{-1}\mathrm{M}_\odot$）一致。因此，无论偏离样品的自旋翻转质量是高度移位还是直接未定义，我们的结果都表明这与晕的角动量增长显著相关。
2019-03-13 astro-ph.CO
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
Looking for a twist: probing the cosmological gravitomagnetic effect via weak lensing-kSZ cross correlations
广义相对论预言，物质的旋转动量通量通过矢量重力磁（框架拖曳）场扭曲时空，这在宇宙学中尚未发现。该矢量场引起额外的引力透镜效应;同时，动量场引起动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应。这两种效应的共同起源使我们能够通过它们的互相关来探测重磁信号。在本文中，我们探索的可能性，检测重磁场的$Λ$ CDM通过互相关的弱透镜收敛场与CMB温度图，这是与kSZ信号的印记。这种方法使我们能够提取重力磁效应，因为标准牛顿贡献的弱透镜收敛场，$κ_Φ$，和kSZ效应之间的互相关预计将消失。我们研究了一套大体积的牛顿$N$体模拟和小体积，高分辨率，广义相对论对应的互相关。我们发现，不足的模拟分辨率可以引入显着的虚假之间的相关性$κ_Φ$和kSZ。从高分辨率的模拟结果中我们发现，如果只考虑宇宙方差的话，在$\ell\simeq5000$（$10^4$）处，对于透镜源红移$z_s=0.83$，kSZ重磁会聚场的累积信噪比（SNR）可以达到15（30）。我们对下一代透镜巡天如Euclid和LSST以及CMB实验如Simons Observatory和CMB-S4进行了预测，发现对于$z_s=1.4$，在$\ell\simeq5000$（$10^4$）处的累积信噪比可以超过5（9），表明如果能去除几个前景污染，宇宙学重磁效应是可以探测到的。
2022-01-24 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
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
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
The Environmental Dependence of Halo Intrinsic Alignments: Stronger Signals in Underdense Regions
The University of Tokyo（东京大学）；Center for Data-Driven Discovery (CD3), Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（数据驱动发现中心 (CD3)，Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，UTIAS，东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study (UTIAS), The University of Tokyo（Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)，东京大学高级研究学院 (UTIAS)，东京大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究暗物质晕内禀对齐与大尺度环境的关系，通过N体模拟，发现低密度环境中晕的IA振幅更大，由晕形状及与潮汐场对齐差异导致，表明大尺度环境对晕和星系对齐模拟很重要。
2026-07-14 astro-ph.CO
Correlations between Triaxial Shapes and Formation History of Dark Matter Haloes
暗物质晕的形状在未来的大尺度结构调查中对宇宙学的约束起着关键作用。本文研究了MultiDark Planck 2 N体宇宙学模拟中暗物质晕的三轴形状与形成历史之间的相关性。我们发现，晕椭圆率是强烈相关的晕属性，作为代理的晕形成的历史，如晕浓度和峰值质心偏移。特别地，晕椭圆率和晕浓度之间的相关性几乎与晕密度峰值高度无关。我们提出了一个简单的模型晕椭圆率和浓度之间的相关性，使用条件丰度匹配，并提供拟合公式的三维晕形状的多维分布作为晕峰高的函数。我们应用我们的晕形状模型来衡量晕椭圆率和取向偏差的影响上的过剩表面质量密度分布在集群大小的晕。我们的模型应该是有用的探索三轴晕形状的宇宙学约束的影响，在即将到来的弱透镜调查的星系团。
2020-10-27 astro-ph.CO
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
The global mass - to - light ratio of SLACS lenses
早期，-型星系（ETG）的暗物质含量是一个激烈争论的话题与对比的结果争论赞成或反对的有效半径内的显着的暗质量的存在和光度和质量的变化。为了解决这个问题，我们在这里调查的全球质量-光比$Υ(r) = M(r)/L(r)$的样本中观察到的21个镜头斯隆镜头ACS（SLACS）调查。我们遵循通常的方法，将星系建模为两个组成部分的系统，但我们使用的$Υ(r)$的现象学分析，我们中的一些人在Tortora et al.（2007）中提出，能够顺利地插入常数$M/L$模型和广泛的一类暗物质晕。由此产生的星系模型，然后拟合的爱因斯坦半径和速度色散的数据。我们的唯象模型结果是在很好的协议与数据表明存在大量的暗物质晕，以解释透镜和动力学性质的SLACS透镜。根据暗物质质量分数的值，我们认为暗晕可能在数据探测的内部区域起着重要的作用，但这一结论强烈依赖于所采用的恒星星族初始质量函数。最后，我们发现，在$R_{eff}$的暗物质质量分数尺度与总光度和恒星质量在这样一种方式，更明亮（因此更大质量）的星系有一个更大的暗物质的内容。
2009-06-16 astro-ph.CO
Weak Lensing Peaks in Simulated Light-Cones: Investigating the Coupling between Dark Matter and Dark Energy
本文研究了由宇宙学模拟产生的光锥中弱透镜峰的统计性质。为了评估这种观测作为宇宙学探测器的前景，我们考虑模拟，包括相互作用的暗能量（以下简称DE）模型与DE和暗物质之间的耦合项。产生大量大质量星系团的宇宙学模型具有更多的高信噪比峰值;在具有可比数量的星系团的模型中，具有更集中的晕的模型产生更多的峰值。研究中的最极端模型显示，相对于参考$\mathrmΛ$ CDM模型，峰计数的差异约为$20\%$。我们发现，峰值统计可以用来区分一个耦合DE模型从参考一个具有相同的功率谱归一化。膨胀历史和结构形成的增长率的差异反映在它们的晕计数，非线性尺度特征，并通过它们，在透镜峰的属性。对于一个源的红移分布与未来的基于空间的宽视场调查的期望一致，我们发现，通常百分之七十的集群人口有助于弱透镜峰的信噪比大于2，和集群的分数在峰值接近百分之百的红移z $\leq$ 0.5晕。我们的分析表明，峰值统计是一个重要的工具，通过准确地跟踪结构形成过程作为宇宙时间的函数来解开DE模型。
2018-05-16 astro-ph.CO
SHARP -- VII. New constraints on the dark matter free-streaming properties and substructure abundance from gravitationally lensed quasars
本文分析了七个强引力透镜类星体，并讨论了它们对暗物质性质的限制。我们的结果是通过使用平滑宏观模型和质量范围为10^6至10^9 Msun的低质量晕群的组合对透镜图像位置和通量比进行建模而得出的。我们的透镜模型明确包括高阶复杂性的恒星盘和发光卫星的形式，以及低质量的晕位于沿观测视线的第一次。在冷暗物质（CDM）宇宙学假设下，我们推断出亚结构中的平均总质量分数为f_sub = 0.012^{+0.007}-0.004}（68%置信限），这与CDM流体动力学模拟的预测值在1 σ以内是一致的。这一结果比以前不包括视线晕的研究更接近预测。在热遗迹暗物质模型的假设下，我们推导出m_th > 5.58 keV（95%置信限）的粒子遗迹质量的下限，这与最近对Ly-alpha森林的分析得出的m_th > 5.3 keV的值是一致的。我们还确定了可能的系统误差的两个主要来源，并得出结论，在透镜星系的复杂结构以及背景源的大小进行更深入的调查应该是这个领域的优先事项。
2019-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Low-mass halo perturbations in strong gravitational lenses at redshift z$\sim$0.5 are consistent with CDM
我们使用的样品17强引力透镜系统从贝尔画廊调查量化的量低质量的暗物质晕内的透镜星系和沿其视线，并限制暗物质的属性。基于10 $σ$的检测标准，我们报告在任何晶状体中均未检出显著性。使用灵敏度函数在10- $σ$水平，我们已经计算出的预测数量的可检测的冷暗物质（CDM）的视线晕是$μ_{l} = 1.17\pm1.08$，与我们的零检测。假设检测灵敏度提高到5- $σ$阈值所暗示的水平，则可检测的视线晕圈的预期数量上升到$μ_l = 9.0\pm3.0$。虽然当前数据在该灵敏度水平下发现零检测（其具有P $^{{\rm5}σ}_{\rm CDM}(n_{\rm det}=0)$ =0.0001的概率，并且将与CDM框架处于强张力中），但是我们发现，这样低的检测阈值导致许多虚假检测和未检测，因此当前检测的缺乏是不可靠的，并且需要具有改进的灵敏度的数据。将该样本与11个SLACS透镜的子样本相结合，我们在2- $σ$水平上将半模质量约束为$\log$（M $_{\rm hm}) < 12.26$）。后者是一致的共振产生的不育中微子质量m $_{\rm s} < 0.8$ keV的轻子不对称性的任何值在2- $σ$水平。
2018-11-08 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
The angular momentum of cold dark matter haloes with and without baryons
我们调查的幅度和内部对齐的冷暗物质晕的角动量在模拟和没有重子。我们分析了在千年模拟和一个较小的，但更高的分辨率，模拟，在总跨越5个数量级的质量数十万晕的累积角动量剖面。对于给定质量的晕，比角动量的中值随着j（<r）与r成正比而增加。矢量的方向随半径变化很大：内角动量矢量（< 0.25 Rvir）和总角动量矢量（< Rvir）之间的中位角约为25度。为了研究重子如何影响晕自旋，我们使用了另一种高分辨率的模拟，包括气体冷却，恒星形成和反馈。这个模拟产生了一个星系的样本，具有真实的盘总比分布。星系的形成使暗物质在0.1 Rvir内旋转，使得特定的晕角动量在中值内增加约50%。暗物质的角动量变得更好地对齐，但在晕和中央星系之间仍然存在广泛的（错误）对齐分布，它们的角动量之间的中间角约为30度。相对于晕的形状，镓的取向范围很广：其中一半的镓的短轴错位超过45度。最后，我们根据星系的方向排列一个晕样本，并叠加投影的质量分布。虽然个别的晕是非球面的，星系晕的错位产生了一个堆叠的质量分布，这是无法区分的圆形。如果在我们的模拟中发现的错位是真实的，那么弱透镜研究将非常难以使用这种技术测量暗晕的形状。
2010-01-18 astro-ph.CO
Model independent lensing sub-structure detection with multiply-imaged star clusters constellations
Durham University（杜伦大学）；Hong Kong University of Science and Technology（香港科技大学）；University of Basque Country UPV/EHU（巴斯克地区大学）；Ikerbasque, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯科，巴斯克科学基金会）；Donostia International Physics Center（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；The University of Hong Kong（香港大学）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学香港天文及天体物理研究所）；IFCA, Instituto de Física de Cantabria (UC-CSIC)（坎塔布里亚物理研究所 (UC-CSIC)）
本研究提出一种与模型无关的数据驱动超分辨引力透镜子结构探测方法，通过几何对偶技术，利用JWST观测的SMACS0723星系团中11个星团的成像数据进行验证，探测到一对可能对应$10^8-10^9\\,M_\odot$质量子晕的异常值。
2026-08-24 astro-ph.CO
Improved strong lensing modelling of galaxy clusters using the Fundamental Plane: detailed mapping of the baryonic and dark matter mass distribution of Abell S1063
强引力透镜（SL）已经成为一个非常精确的探测团和星系尺度的暗物质（DM）晕在星系团的内部区域的质量分布。DM晕的衍生性质可以与高分辨率宇宙学模拟的预测相比较，为我们提供了标准宇宙学模型的测试。通常选择简单的幂律标度关系来联系成员的总质量和它们的光度，这是星系团SL模型中可能固有的系统学之一，因此也是对导出的星系团质量的影响。使用新的信息，他们的结构参数（从HST成像）和运动学（从MUSE数据），我们建立了基本面（FP）的早期型星系团阿贝尔S1063。我们利用校准的FP来开发团簇核心总质量的改进SL模型。新的方法使我们能够获得更准确和复杂的关系，描述集群成员的观测量，并完全固定其质量从他们的观察到的幅度和有效半径。与幂律方法相比，我们发现了不同的质量和速度分散的成员之间的关系，这表现出显着的分散。由于一个新的估计的恒星质量的集群成员从HST数据，我们测量的累积投影质量分布半径为350千秒差距，所有重子和DM组件的集群。最后，我们比较了我们的模型和高分辨率流体动力学模拟预测的子晕的物理特性。我们得到兼容的结果，在恒星的总质量分数的成员。另一方面，我们证实了最近报道的差异，在子晕的紧凑性：在一个固定的总质量值，模拟子晕是不那么紧凑比我们的SL模型预测。
2022-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong orientation dependence of surface mass density profiles of dark haloes at large scales
我们研究了表面质量密度分布的依赖性，这可以直接测量弱引力透镜，晕相对于视线方向的方向，使用一套$N$体模拟。我们发现，当晕的主轴与视线方向对齐时，表面质量密度分布具有比所有晕方向上的平均值更高的振幅，在我们研究的从$0.1$到$100\,\mathrm{Mpc}/h$的所有尺度上。虽然在小尺度的取向依赖性归因于晕三轴性，我们的研究结果表明，甚至更强的取向依赖性，在所谓的两晕制度，高达$100\,\mathrm{Mpc}/h$。两个晕项的取向依赖性很好地近似于振幅的乘法移位，因此近似于晕偏置参数值的移位。根据视角，来自双晕项的晕偏差可被高估或低估达$\sim 30 \%$，这转化为估计的晕质量的偏差达晕偏差测量的两倍。在大尺度上的取向依赖性源于各向异性晕物质相关函数，它具有椭圆形状，$\sim 0.55$的轴比高达$100\, \mathrm{Mpc}/h$。我们讨论了晕取向偏差对其他观测量的潜在影响，如光学选择的集群样本和类星体等大尺度结构示踪剂的聚类分析。
2018-04-11 astro-ph.CO
Galaxy-halo alignments in the Horizon-AGN cosmological hydrodynamical simulation
星系内禀排列是影响弱引力透镜对宇宙学约束的重要天体物理系统。从预期勘测体积的流体动力学模拟获得数值预测是昂贵的，并且更便宜的替代方案依赖于用在较小流体动力学运行上校准的对准的精确模型填充大的仅暗物质模拟。这需要将星系的形状和方向与暗物质晕的形状和方向以及大尺度结构联系起来。本文讨论了Horizon-AGN宇宙流体动力学模拟中的星系晕排列。我们比较了星系的形状和方向的红移范围内的$0<z<3$，他们的嵌入暗物质晕，和一个双暗物质的匹配晕只运行相同的初始条件。我们发现，星系的椭圆率一般不能直接从晕椭圆率预测。星系的短轴和它的嵌入晕之间的平均错位角是晕质量的函数，与残差所产生的依赖星系类型的对齐，但不是环境。与星系相比，晕圈之间的排列更加紧密，而且它们的排列会随着红移的降低而减弱。星系排列与这种效应竞争，因为星系倾向于增加它们与低红移晕的排列。我们讨论了这些结果的影响，目前的晕模型的内在路线，并提出了几种改进的途径。
2017-08-30 astro-ph.CO
On the shape of dark matter halos from MultiDark Planck simulations
晕的形状在确定晕的重要观测性质，如质量、浓度和透镜截面方面起着核心作用。透镜星系团的三轴性对最大爱因斯坦半径的分布有着重要的影响，而弱透镜技术对内禀晕椭圆率很敏感。在这项工作中，我们提供的缩放关系的暗物质晕的形状作为质量（峰高）和红移的函数超过四个数量级的晕质量，即从$10^{11.5}$到$10^{15.8}~h^{-1}~$ M $_\odot$。我们已经分析了四个暗物质只有模拟从MultiDark宇宙学模拟套件与超过560亿粒子的盒子内的4.0，2.5，1.0和0.4 $h^{-1}$ Gpc大小假设\textit{Planck}宇宙学。暗物质晕已被确定在模拟中使用{ \sc rockstar}晕发现，它也确定轴比的对角化的惯性张量。为了推断给定质量的假设晕在给定的红移的形状，我们提供拟合函数的短轴到长轴和中间轴到长轴的比率作为峰高的函数。
2017-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Through the looking GLASS: HST spectroscopy of faint galaxies lensed by the Frontier Fields cluster MACS0717.5+3745
空间棱镜透镜放大巡天（GLASS）是哈勃太空望远镜（HST）的一个大型计划，它将获得10个星系团核心和下落区域的140个轨道的棱镜光谱，被选为最好的宇宙望远镜之一。广泛的HST成像可以从许多来源获得，包括CLASH和Frontier Fields计划。我们介绍的调查，通过分析光谱的微弱的多重成像星系和$z\gtrsim6$星系候选人获得的前七个轨道的14个目标的核心前沿领域集群MACS 0717.5 +3745。使用G102和G141光栅覆盖0.8-1.7 $μ$ m的波长范围，我们通过检测每个图像中的发射线来确认4个强透镜系统。对于9个没有污染的$z\gtrsim6$星系候选者，我们没有检测到任何低至7轨道1 $σ$噪声水平的发射线，$\sim$ 5 $\times$ 10 $^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。考虑到透镜放大倍数，我们的通量灵敏度达到$\sim$ 0.2-5 $\times$ 10 $^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。这些在不间断波长范围内的限制排除了高$z$星系候选者是较低红移的强线发射体的可能性。这些结果表明，通过对背景进行仔细的建模，并在透镜放大的帮助下，可以为大量物体达到有趣的通量极限，避免预先选择和地基多缝光谱学固有的波长限制。这些观测结果证实了无狭缝HST光谱的能力，即使在拥挤的集群核心领…
2014-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The correlation between the sizes of globular cluster systems and their host dark matter haloes
球状星团（GC）的整个系统的大小取决于GC本身的形成和破坏历史，但也取决于他们居住的暗物质（DM）晕的组装，合并和吸积历史。最近的工作表明，在球状星团系统中球状星团的总质量与其宿主暗物质晕的质量之间存在线性关系，这是从弱透镜校正的。在这里，我们扩展到GC系统的大小，通过研究附近星系群中星系周围GC的径向密度分布。我们发现GC系统的径向密度分布与de Vaucouleurs分布很好地拟合。结合我们的结果与文献中的结果，我们发现GC系统的有效半径与其宿主DM晕的维里半径（或质量）之间存在紧密的关系（$\sim 0.2$ dex散射）。这种关系（$R_{e, GCS} \propto R_{200}^{2.5 - 3}$）的陡峭的非线性依赖性目前还没有得到很好的理解，但这是一个重要的线索，关于组装历史的DM晕和GC系统，他们的主机。
2017-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On what scales does strong lensing robustly constrain the mass profile of low-mass perturbers?
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
本文基于费舍尔信息矩阵定义强引力透镜约束低质量扰动体质量分布的可靠半径，揭示其与弧像素加权几何均值的关系，该定义可推广至子暗晕与视线暗晕，体现数据分辨率和信噪比的影响。
2026-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing small-scale structure formation through cosmic time with strong gravitational lensing: A case for a next-generation sub-millimetre/millimetre interferometer
European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；South African Radio Astronomy Observatory (SARAO)（南非射电天文观测台）；Department of Physics, University of Pretoria（比勒陀利亚大学物理系）；Pole Scientific, Catholic University of Lyon（里昂天主教大学科学部门）；Instituto de Física y Astronomía, Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学物理与天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；Observatoire de Paris, LUX, Collège de France, CNRS, PSL University, Sorbonne University（巴黎天文台，卢克斯，法兰西公学院，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学，索邦大学）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Augusto Righi , Università di Bologna（博洛尼大学奥古斯托·里吉物理与天文学系）；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空间科学与天文学观测台）；INFN – Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
本研究提出下一代亚毫米/毫米干涉仪结合ELT、Euclid与SKA数据，可探测10^5 M⊙至10^7 M⊙的暗物质晕与流浪黑洞，解决暗物质本质与SMBH增长的问题。
2026-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
