Improving lensing cluster mass estimate with flexion
引力透镜一直被认为是确定星系团总质量的有价值的工具。从背景星系的椭圆率统计推断的剪切剖面允许探测星系团的中间和外部区域，从而确定维里质量估计。然而，质量片退化和需要大量的背景星系激励寻找替代示踪剂，可以打破模型参数之间的退化，从而提高质量估计的准确性。透镜弯曲，即透镜势的三阶导数，已经被认为是对上述探索的一个很好的回答，因为它探测了质量分布的细节。我们在这里调查是否确实是这种情况下，考虑共同使用弱透镜，放大和屈曲。我们使用Fisher矩阵分析来预测在剪切和屈曲信号噪声（S/N）比上的不同假设的质量精度的相对改善，也改变了集群质量，红移和椭圆率。结果表明，对于屈曲S/N比的合理值，簇质量的误差可以减小到2倍。作为一般的结果，我们得到的质量精度的改善是更扁平的晕较大，但提取一般的趋势是一个困难的，因为许多参数在发挥作用。然而，我们发现，弯曲是一样有效的放大，以提高质量和浓度测定的准确性。
2016-07-20 astro-ph.CO
Measuring Dark Matter Substructure with Galaxy-Galaxy Flexion Statistics
在星系和星系团尺度上测量暗物质晕的亚结构性质具有重要意义。在这里，我们提出了一种方法来约束子结构的性质，在星系星系透镜的背景下使用弱引力弯曲的方差。我们展示了弯曲方差在测量暗物质晕N体模拟中的子结构的有效性，并给出了预期的星系-星系透镜信号。我们表明，该方法的整体星系晕质量的不敏感性，并预测该方法的信号噪声的天基全天空调查，表明存在的子结构下降到10^9 M_ \odot晕可以可靠地检测。
2009-09-28 astro-ph.CO
Analytic PSF Correction for Gravitational Flexion Studies
给定一个星系图像，我们不能简单地测量它的弯曲度。图像的自旋一和三形状属性，通常与F和G弯曲有关，实际上是星系内在形状和望远镜PSF的复杂函数，除了透镜属性。剪切也是如此。在这项工作中，我们创建了一个完整的分析映射从明显测量的星系弯曲到引力弯曲（1）创建简单的模型透镜星系和PSF的扭曲主要是由大气拖尾和光学像差，（2）卷积两个模型，（3）比较前和后卷积弯曲的形状变化的最终图像。为了完整起见，我们对剪切也做同样的处理。正如所料，望远镜散光，彗差，三叶草可以破坏测量的剪切，F-弯曲，和G-弯曲，特别是对小星系。我们还发现，PSF的大小稀释的屈曲信号比剪切信号更快。此外，剪切，弯曲和不对称像差之间的混合可以在透镜测量中产生附加的偏移，这些偏移随星系大小和星系椭圆率和弯曲值而变化。但并非一切都失去了;通过测量模式，我们可以纠正它们。
2014-05-23 astro-ph.CO
Adaptive Reconstruction of Cluster Halos (ARCH): Integrating Shear and Flexion for Substructure Detection
Drexel University（德雷塞尔大学）
ARCH是一种新的重力透镜管道，用于星系团质量重建，通过联合剪切-弯曲分析JWST图像。该方法采用分阶段优化策略，逐步过滤和选择候选晕，而非需要全局似然模型或强先验。该设计使重建计算可行且灵活，能够系统测试多种信号组合。
2026-04-29 astro-ph.CO
Analytical shear and flexion of Einasto dark matter haloes
N体模拟预测，暗物质晕在星系和星系团尺度上都可以用特定的密度分布来描述。弱引力透镜通过测量它们的一阶和二阶性质，剪切和弯曲，是一个强大的观测工具，调查这些剖面的真实形状。最近，在描述暗物质晕时，三参数密度分布图中的一个是Einasto分布图。我们提出的剪切和Einasto暗物质晕的第一和第二弯曲的精确表达式，使用梅林变换形式主义的福克斯H和梅杰G功能，这是有效的Einasto指数的一般值。由此产生的表达式可以写成级数展开，使我们能够研究这些量的渐近行为。此外，我们比较了剪切和弯曲的Einasto配置文件与不同的质量配置文件，包括奇异等温球，Navarro-Frenk-White配置文件，和Sérsic配置文件。我们调查的浓度和指数依赖性的Einasto配置文件，发现剪切和第二屈曲可以用来确定晕浓度，而Einasto指数的剪切和第一和第二屈曲可以采用。我们还提供了弱透镜性质和其他透镜量的简化表达式的广义超几何函数。
2012-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lensing Measurements of the Ellipticity of LRG Dark Matter Halos
对暗物质晕形状的透镜测量可以为引力理论和可能的暗物质相互作用提供测试。我们测量了70，000个SDSS发光红星系椭圆晕的四极弱透镜信号。我们使用了一个新的估计，零的球形晕透镜信号，隔离剪切由于各向异性的暗物质分布。我们的估计的两个笛卡尔分量之一是不敏感的主要系统，一个虚假的对准透镜和源椭圆，使我们能够进行强大的测量晕椭圆。我们对表面质量密度椭圆率的最佳拟合值是$0.24 \pm 0.06$，其转化为0.78的轴比。我们排除了在$4σ$置信水平下没有椭圆率的假设，以及在$2σ$水平下椭圆率< 0.12（轴比> 0.89）的假设。我们讨论了如何我们的测量晕椭圆率修订到更高的值，使用估计的质量和光的模拟错位。最后，我们将同样的技术应用到一个较小的样本redMapPer星系团，并获得了$3σ$测量集群椭圆率。我们将讨论如何改进我们的估计器的信噪比属性可以使不同的星系群与即将到来的调查晕形状的研究。
2016-02-16 astro-ph.CO
Measuring Gravitational Lensing Flexions in Abell 1689 Using an Analytic Image Model
测量星系团晕中暗物质的亚结构是对Lambda CDM结构形成模型的一个基本探索。引力透镜是一种测量总质量分布的技术，它与引力物质的性质无关，使其成为研究这些以暗物质为主的物体的重要工具。我们提出了一种新的方法来测量弱引力透镜弯曲，透镜剪切场的梯度，测量小角度尺度上的质量分布。虽然以前公布的测量弯曲的方法专注于测量透镜图像的衍生属性，如shapelet系数或表面亮度矩，但我们的方法将质量片变换不变的分析图像模型（AIM）拟合到每个星系图像。这个简单的参数模型跟踪透镜图像等照度线的失真并约束屈曲场。我们测试的AIM方法使用模拟数据图像与现实的噪声和各种unlensed图像属性，并表明它成功地再现了输入屈曲领域。我们还将AIM方法应用于Abell 1689的哈勃空间望远镜观测，并利用AIM方法测量的弯曲度探测了星团中的质量结构。
2012-05-16 astro-ph.CO
Origin and Modelling of Cold Dark Matter Halo Properties: IV. Triaxial Ellipticity
由于对先前提交的两份文件进行了重新安排，本文件已被撤回。关于暗物质晕的三轴形状的理论工作的新版本可以在ArXiv astro-ph list（CO）中找到，编号为1104.2905
2012-02-23 astro-ph.CO
The ellipticity of galaxy cluster halos from satellite galaxies and weak lensing
本文用团星系的分布来表征星系团晕的椭圆率，并用弱透镜效应来测量。我们使用蒙特卡罗模拟的椭圆形集群密度分布的泊松噪声偏差，边缘偏差和投影效应的估计和校正。我们将我们的方法应用于10，428个SDSS聚类，这些聚类由redMapPer算法识别，丰富度超过20。我们发现平均椭圆率$= 0.271 \pm 0.002$（stat）$\pm 0.031$（sys）对应于轴比$= 0.573 \pm 0.002$（stat）$\pm 0.039$（sys）。我们将卫星的椭圆率与晕圈形状进行比较，通过使用基于Clampitt和Jain（2016）的透镜四极子的最佳估计器进行堆叠透镜测量。我们发现一个最佳拟合轴比$0.56 \pm 0.09$（stat）$\pm 0.03$（sys），与卫星分布的椭圆率一致。因此，星系团追踪暗物质晕的形状，在我们估计的不确定性之内。最后，我们重新叠加卫星和透镜椭圆率测量沿星系团中央星系的光分布的长轴。从透镜的测量，我们推断与${30^\circ \pm 10}^\circ$的RMS堆叠在中央星系的失调角。我们讨论了应用晕的形状测量来测试重子气体和活动星系核反馈的影响，以及暗物质和重力。正在进行的暗能量调查和LSST，Euclid和WFIRST的未来调查预计会在信噪比方面取得重大进展，这将使晕圈形状成为这些效应的有用探测器。
2018-01-11 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
Ellipticity of Brightest Cluster Galaxies as tracer of halo orientation and weak-lensing mass bias
对星系团质量的弱透镜测量通常基于球对称密度分布的假设。然而，冷暗物质模型预测暗物质晕的形状是三轴的。晕三轴性，以及主轴相对于视线的方向，预计是弱透镜质量测量中固有散射的主要原因。星系团中央星系（Brilliant Cluster Galeries; BCGs）的形状被认为是遵循暗物质晕的形状。在这里，我们调查使用BCG椭圆率作为预测的弱透镜质量偏差在个别集群相比，平均值。使用弱透镜质量$M^{\rm WL}_{500}$从称重巨人项目，和$M_{500}$来自气体质量作为低散射质量代理，我们发现，平均而言，与平均值相比，具有最圆/最椭圆25%的BCGs的集群的透镜质量偏高/低$\sim 20$ %，定性预测的冷暗物质模型。对于利用弱透镜质量估计的星系团宇宙学项目，BCG的形状可以提供有用的信息，对弱透镜质量估计中的取向偏差以及星系团选择偏差的影响。
2019-10-17 astro-ph.CO
The effects of alignment and ellipticity on the clustering of galaxies
我们研究了晕椭圆率和与大尺度结构的排列对星系关联函数的影响。我们的分析基于Guo et al.（2011）在Millennium Simulations上运行的星系形成模型。我们量化的重要性，这些属性的星系分布随机卫星星系晕内的角位置，无论是相干或单独，同时保持各自的中央星系固定的距离。我们发现，在r=1.8 Mpc/h附近，破坏与大尺度结构的对准的影响是星系关联函数降低约2%。当r<1 Mpc/h时，将晕内星系的椭球分布球形化，使关联函数降低20%。类似的结果适用于功率谱和红移空间关联函数。因此，基于晕占据分布的模型（采用晕内星系分布的球形平均轮廓）将大大低估次百万秒差距尺度上的聚类。
2012-04-17 astro-ph.CO
Direct measurement of dark matter halo ellipticity from two-dimensional lensing shear maps of 25 massive clusters
我们提出了新的测量暗物质分布在25个X射线发光集群充分利用的二维（2D）弱透镜信号从高品质的斯巴鲁/Suprime-Cam成像数据。我们的方法，直接比较测量的透镜剪切模式与椭圆模型的预测，使我们能够提取新的信息，个别集群的质量分布，如晕椭圆率和质量质心。我们发现这些参数对团簇形状的影响与团簇质量和浓度参数的关系不大。通过对18个星团子样本的二维拟合结果的综合，在7σ显著性水平上检测到了暗物质晕的椭圆形状。平均椭圆率为e = 0.46 \pm 0.04（1σ），这与标准无碰撞CDM模型的预测非常一致。对于具有一些显著异常值的每个簇，质量质心可以被约束为半径为~20”（~50 kpc/h）的典型精度，从而能够评估堆叠簇弱透镜技术中固有的最重要的系统误差之一，质量质心不确定性。此外，暗质量分布的形状与成员星系分布的形状只有微弱的相关性。我们仔细检查了可能的来源，系统误差在我们的测量，发现他们都不显着。我们的研究结果证明了高质量成像数据在探索暗物质详细空间分布方面的作用。
2010-04-23 astro-ph.CO
Measuring dark matter ellipticity of Abell 901/902 using Particle Based Lensing
本文用非参数方法测量了Abell 901/902超星系团中暗物质晕的椭圆率和排列。这个超级星系团是一个在$0.5^{\circ}\times0.5^{\circ}$视野中的四个独立峰的系统。我们映射的质量分布的每个单独的峰使用改进版本的粒子基于透镜（PBL）和测量的椭圆率的暗物质晕与两个峰直接从质量图，并通过拟合到一个奇异的等温椭圆。A901 b的参数和非参数测量值一致，而两种技术的西南组位置角不同。我们将这种差异解释为西南峰存在的子结构。我们估计A901 b的$0.37\pm 0.1$轴比和西南群的$0.54^{+0.08}_{-0.09}$轴比。
2009-12-21 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
Distinguishing between $Λ$CDM and $f(R)$ gravity models using halo ellipticity correlations in simulations
利用星系形状的内禀排列（IA）作为宇宙学的几何学和动力学探针越来越受到人们的关注。在本文中，我们提出的第一个测量IA在一个修改的重力模型使用的引力剪切内禀椭圆相关（GI）和内禀椭圆相关（II）功能的暗物质晕$f(R)$重力模拟。通过将它们与$Λ$ CDM模拟中测量的相同统计量进行比较，我们发现不同重力模型中的IA统计量显示出可区分的特征，其趋势类似于传统星系团统计量的情况。因此，GI和II的相关性被认为是有用的$Λ$ CDM和$f(R)$重力模型之间的区别。更定量地说，IA统计增强探测能力的印记$f(R)$重力大尺度结构的$\sim 40\%$结合传统的晕簇在红移空间。我们还发现，在$f(R)$重力场中，晕的轴比与方位的相关性比在$Λ$ CDM中强。我们的研究结果表明，IA统计作为一个探头的重力超出了$Λ$ CDM和广义相对论的一致性检验的有用性。
2022-07-16 astro-ph.CO gr-qc
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
Halo ellipticity of GAMA galaxy groups from KiDS weak lensing
利用重叠千度巡天（KiDS）观测到的弱引力透镜信号，对GAMA巡天中约2600个星系团的平均晕椭圆率进行了约束.要做到这一点，我们量化的堆叠透镜信号的方位角依赖性周围的暗物质分布的方向的七个不同的代理，因为它是一个先验未知的最好的跟踪方向。在小尺度上，最亮的组/簇成员（BCG）的主轴提供了最好的代理，导致各向异性信号的清晰检测。为了把它和晕的椭圆率联系起来，我们必须采用一个密度分布模型。我们推导出一个椭圆模型的表面质量密度分布的剪切场的四极矩的新的表达式。在小于250 kpc的尺度上用椭圆Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓对信号进行建模，这大致对应于维里半径的一半，并假设BCG与暗物质完美对齐，我们发现平均晕椭圆率为e_h=0.38 +/- 0.12。这与只模拟冷暗物质的结果非常吻合，后者通常报告的e_h值约为0.3。在更大的尺度上，BCGs周围的透镜信号不能很好地跟踪暗物质分布，而卫星群的分布为晕的方向提供了更好的代理，导致在250 kpc和750 kpc之间的尺度上对非零晕椭圆率的3- 4 sigma检测。我们的研究结果表明，在一定半径内的恒星分布形成了一个很好的代理该半径内的暗物质的方向，这也被观察到在流体动力学模拟。
2017-04-21 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
Ellipticities of Galaxy Cluster Halos from Halo-Shear-Shear Correlations
通过晕-剪切-剪切相关性（HSSC）首次探测星系团暗物质晕椭圆度，发现质量与高丰度晕具有更大椭圆度，印证了其动力学年轻和活跃吸积的物理图像。
2025-01-29 astro-ph.CO
Nonlinear redshift space distortion in halo ellipticity correlations: Analytical model and N-body simulations
本文针对红移空间中星系/晕椭率关联的非线性畸变，提出解析模型推导功率谱与关联函数多极矩公式，并用N体模拟验证其优于线性对齐模型。
2024-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Some like it triaxial: the universality of dark matter halo shapes and their evolution along the cosmic time
我们提出了一个详细的分析暗物质晕的形状，研究如何分布的椭圆率，长轴比演变的时间和质量的函数。考虑到这一目的，我们分析了三个宇宙学模拟的结果，运行一个椭球晕发现者来测量三轴晕的形状。模拟有不同的尺度，质量限制和宇宙学参数，这使我们能够确保良好的分辨率和统计在一个广泛的质量范围内，并调查晕属性对宇宙学模型的依赖性。我们确认的倾向，晕在任何时候都是扁长的，即使他们变得更三轴向更高的红移。关于对质量的依赖性，质量越大的晕在所有红移下的球形度也越小，因为它们是最近形成的系统，所以在坍缩的那一刻仍然保留着它们原始形状的记忆。然后，我们提出了一个重新缩放的形状质量的关系，使用变量$ν= δ_{c}/σ$来代表的质量，吸收依赖于宇宙学和时间，允许找到晕质量和形状参数（椭圆率，长轴比），在任何红移举行之间的普遍关系。这可能是非常有用的，以确定先验分布的晕形状的观测研究。
2014-07-10 astro-ph.CO
Evolution of intrinsic ellipticity correlations due to peculiar motion
本文的主题是研究星系特殊运动引起的椭圆度内禀关联的时间演化。在我们的模型中，星系的椭圆度是由它们的宿主晕的角动量决定的，而宿主晕的角动量可以由高斯随机场的涨落统计来计算。随后的特殊运动扭曲了椭圆度场，并导致椭圆度相关的变化。利用这个问题之间的类比转移椭圆张量和偏振张量的位移引力透镜的宇宙微波背景，我们计算E-模式和B-模式的时间演化的椭圆度场的频谱，其中的位移建模与一阶和二阶拉格朗日微扰理论。对于EUCLID，由于特殊运动的色散效应，在l >1000的大多极子上，椭圆度相关性降低，在l~3000处，E模谱C_E ^（l）中降低了10%，B模谱C_B ^（l）中降低了60%。E/B模转换类似于CMB透镜，但很小。我们的结论是，由于特殊的运动的椭圆率场的扭曲是不影响的预测的椭圆率模型的相关透镜的情况下，EUCLID的星系分布的规模，但应影响较大的规模调查在较低的红移。
2012-02-06 astro-ph.CO
Gravitational lensing effects on sub-millimetre galaxy counts
研究了引力透镜对亚毫米星系计数的影响。我们探讨了由于晕密度分布，椭圆率和宇宙学参数（功率谱归一化$σ_8$）的放大截面的影响。结果表明，在引力透镜中，椭圆率对放大截面的影响并不强烈，而晕径向分布对放大截面的影响很大。由于星系的重子冷却效应比星系团更强，星系晕更集中。在此基础上，提出了一种新的双晕布居模型，其中星系被模拟为奇异的等温球轮廓，星系团被模拟为Navarro，Frenk和White（NFW）轮廓。我们发现两者之间的过渡质量对透镜几率有适度的影响。宇宙学参数$σ_8$改变了晕的丰度，因此影响了我们的结果。与其他方法相比，该模型更简单，更符合实际。前人工作的结论证实了引力透镜是亮端计数过剩的一个自然解释。
2013-01-03 astro-ph.CO
Testing tidal alignment models for anisotropic correlations of halo ellipticities with N-body simulations
利用星系图像的内禀排列（IA）作为一种工具来提取星系聚类分析所需的宇宙学信息越来越受到人们的关注。最近，Okumura和Taruya在线性排列（LA）模型的基础上导出了内禀椭圆率-椭圆率相关、引力切变-内禀椭圆率相关和速度-内禀椭圆率关联函数的实用公式。在本文中，使用大容量的$N$体模拟，我们测量这些对齐统计在真实的和红移空间，并比较它们的LA和非线性对齐模型的预测。我们发现，重子声学振荡在IA统计中的各向异性特征可以用我们的模型准确地预测。红移空间失真（RSD）引起的各向异性在大尺度极限下也得到了很好的描述。我们的结果表明，人们可以提取宇宙信息编码的IA通过Alcock-Paczynski和RSD效应。
2020-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The MIP Ensemble Simulation: Local Ensemble Statistics in the Cosmic Web
我们提出了一种新的技术，使我们能够计算合奏统计在当地的基础上，直接晕属性到他们的当地环境。这是通过使用相关系综来实现的，其中大尺度结构对于所有实现是共同的，同时每个实现具有独立的晕圈种群。相关的合奏可以堆叠，有效地增加晕数密度的任意因素，从而打破了晕质量函数给出的晕数密度的基本限制。这种技术使我们能够计算\textit{local ensemble statistics}的物质/晕分布在任何位置的模拟盒，同时消除了固有的随机性在晕形成过程中，并直接与晕属性的环境。我们介绍了\textit{Multum In Parvo}（MIP）相关系综模拟，包括220个实现的32小时$^{-1}$ Mpc盒与$256^3$每个粒子。就有效体积和颗粒数量而言，这相当于一箱含有$\sim 5\times 10^6$晕圈的$\sim 193$ h $^{-1}$ Mpc，最小质量为$3.25 \times 10^9$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$。通过计算晕椭圆率和晕形状-LSS对准的局部系综统计，说明了这里提出的技术的潜力。我们发现，虽然有一般的趋势，椭圆度和对准的晕与他们的LSS，也有显着的空间变化，这对星系的形状和排列的观测研究具有重要意义。
2018-04-06 astro-ph.CO
RedMaPPer Cluster Properties from Two-Dimensional Lensing Shear Maps in the HSC-SSP Survey
利用HSC-SSP数据对299个RedMaPPer星系团进行二维弱透镜分析，拟合椭圆NFW模型，测得浓度-质量关系斜率略陡，晕椭率均值0.505，并发现质心偏移的双峰分布，展示了二维建模在探测晕形态中的优势。
2025-08-23 astro-ph.CO
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 shape of dark matter haloes: results from weak lensing in the Ultraviolet Near-Infrared Optical Northern Survey (UNIONS)
本文利用UNIONS巡天的弱引力透镜数据测量SDSS DR7和BOSS亮红星系周围暗物质晕的椭率，发现晕椭率随晕质量增加而增大，与流体动力学模拟预测一致。
2023-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of massive neutrinos on halo assembly bias
使用公开的Quijote模拟，我们提出了第一次测量的组装偏差的暗物质晕在N体模拟，其中包括大量的中微子。我们重点研究了线性偏置$b_1$对三种晕性质的依赖关系：1）浓度$c$，2）自旋$λ$，3）椭圆率$s$。虽然这些模拟涵盖了很大的体积，优于任何未来的调查，我们没有检测到中微子的关系$b_1(c)$，$b_1(λ)$和$b_1(s)$在固定的晕质量的任何影响。我们进一步研究了晕的性质和环境对中微子的依赖性，发现这些量受到中微子质量的影响与组装偏差处于同一水平。我们发现中微子对自旋和形状的影响在很大程度上可以归因于中微子模拟中冷暗物质$σ_8$的变化，而不是浓度的情况。
2021-03-22 astro-ph.CO
Probing the shape and internal structure of dark matter halos with the halo-shear-shear three-point correlation function
弱透镜三点统计是研究暗物质晕结构的有力工具。我们建议使用的相关性的星系的位置与背景星系对的形状，被称为晕剪切剪切相关（HSSC），测量平均晕椭圆率和丰度的subhalos在一个统计的方式。我们运行高分辨率的宇宙学$N$体模拟，并使用输出来测量星系晕和星系团晕的HSSC。非球形晕导致HSSC的特征方位角变化，并且在维里半径附近的外部区域中的大量次晕有助于HSSC振幅的$\sim10\%$。利用我们的$N$-体模拟估计的HSSC及其协方差，我们对未来星系巡天观测中约束暗物质晕内部结构的问题进行了预测。对于1000个质量大于$10^{13.5}\, h^{-1}M_{\odot}$的星系群，平均晕椭圆率可以以10%的精度测量。在$\sim5σ$显著性水平下，可以排除球形、平滑的质量分布。质量在主晕质量的1 - 10%的次晕的存在可以用$\sim10^4$星系/星系团探测到。我们的结论是HSSC提供了有价值的信息暗晕的结构，因此对暗物质的性质。
2017-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Large-scale assembly bias of dark matter halos
我们提出了精确的测量组装偏置的暗物质晕，即晕偏置的质量以外的其他属性的依赖性，使用弯曲的“分离宇宙”N体模拟，有效地将一个无限波长的物质过密度的背景密度。该方法测量了大尺度极限下的LIMD（局部物质密度）偏差参数$b_n$。我们重点研究了前两个欧拉偏差$b^E_1$和$b^E_2$对晕的四个性质的依赖性：浓度、自旋、质量吸积率和椭圆率。我们定量比较我们的结果与以前的作品中，组装偏差测量相当小的规模。尽管存在这种差异，我们的研究结果与以前的结果吻合得很好。我们还期待在两个晕属性的联合依赖性的偏见，除了质量。最后，使用偏移集峰值模型，我们试图摆脱新的见解如何组装偏差出现在这个分析模型。
2017-04-03 astro-ph.CO
Brightest Cluster Galaxy ellipticity as proxy for halo shape: Orientation bias, assembly bias, and potential selection effects in SZ-selected clusters
研究通过分析SPT和ACT选定的簇中BCG的形状，探讨视向偏差、组装偏差及潜在选择效应，发现椭圆BCG簇的光学 richness 较圆BCG簇大10%，但密度剖面与投影效应预期不符，2-halo区域出现相反结果，推测BCG形状反映集群内在属性。
2026-03-24 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
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
Culminating the peak CUSP to descry the dark side of halos
峰值轨迹汇流系统（Confluent System of Peak Trajectories，CUSP）是峰值理论框架下的一种严格形式，它允许人们从第一性原理和无自由参数导出由密度扰动的滤波高斯随机场中峰值的统计量所得到的典型晕特性。所预测的晕质量函数、球平均密度、速度色散、速度各向异性、椭圆率、长轴率和势分布，以及吸积和剥离的暗晕和弥散暗物质的丰度和数密度分布，准确地恢复了宇宙学$N$ -体模拟的结果。因此，CUSP是一个强大的工具计算，在任何期望的层次宇宙学与高斯扰动，晕性质超出了质量，红移和径向范围所涵盖的模拟。更重要的是，CUSP揭示了这些属性的特征的起源。在本论文中，我们达到高潮的建设。我们表明，所有的晕属性，但与subhalo剥离是独立的这些对象的组装历史，高斯是唯一的平滑窗口，能够找到有限的崩溃补丁，同时适当占在主要合并产生的熵增加。
2022-11-16 astro-ph.CO
A halo model for intrinsic alignments of galaxy ellipticities
星系的内禀椭圆率之间的相关性是一个潜在的重要系统误差时，约束暗能量的性质从弱引力透镜（宇宙剪切）调查。在没有完全已知的星系红移的情况下，可能需要对星系的内在排列进行一些建模，以足够准确地提取透镜信号。我们提出了一个新的模型的基础上放置的星系到暗物质晕。中心星系的椭圆率遵循大尺度势，在最简单的情况下，卫星星系指向晕中心。双晕项则由线性对准模型主导，而单晕项提供了内在对准模型向小尺度的有动机的扩展。我们提供的空间投影源功率谱的内在（II）和剪切固有（GI）的相关性的拟合公式。我们说明了潜在的影响，忽略内在的宇宙学参数的约束，从非断层扫描的调查，发现sigma_8可能被低估的宇宙剪切，如果非常小的尺度包括在分析中的当前1-sigma误差棒的大小。最后，我们强调感兴趣的领域的数值模拟的暗物质集群和星系形成，可以进一步限制内在的对齐信号。
2009-03-23 astro-ph.CO
The Spatial Range of Conformity
星系的性质，如它们的绝对星等和它们的恒星质量含量是相关的。这些相关性在紧密成对的星系中更为紧密，这被称为星系整合。在等级结构形成的场景中，星系在暗物质晕中形成。为了解释星系整合的幅度和空间范围，两个-晕项或组装偏差变得重要。用尺度相关系数确定了星系和晕样品的一致性振幅和空间范围。引入尺度相关系数作为一种新的描述性统计量，以量化星系或晕的性质之间的相关性，取决于到其他星系或晕的距离。这些尺度相关系数可以直接应用于星系分布。既不需要将样本分成子样本，也不需要先验聚类。这种新的描述性统计适用于来自斯隆数字巡天III的星系目录和来自MultiDark模拟的晕目录。在星系样本中，研究了绝对星等、速度色散、椭圆率和恒星质量含量之间的相关性。质量，自旋和椭圆率的相关性进行了探讨晕样品。无论是星系和晕的尺度依赖一致性得到证实。此外，尺度相关系数揭示了40 Mpc及以上的一致性信号。晕和星系样本显示出不同的一致性幅度和范围。
2018-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
ZOMG-I. How the cosmic web inhibits halo growth and generates assembly bias
具有固定质量的暗物质晕的聚集取决于它们的形成历史，这种效应被称为组装偏差。我们使用变焦N体模拟来研究这种现象的起源。对于红移z=0的每个晕，我们确定包含其最终质量的物理体积变得稳定的时间。我们考虑五个例子，这发生在z~1.5和两个不稳定的z=0。变焦模拟表明，早期塌陷晕在z=0时质量不会增长，而后期形成的则显示净流入。原因是“吸积”晕位于一个细丝网络的节点上，为它们提供营养。相反，每个“停滞”的光环位于一个突出的灯丝内，比光环的尺寸更厚。从周围环境进入的物质成为暗条的一部分，而暗条中的物质则从晕中退离。我们的结论是，大会偏见起源于淬火晕生长由于潮汐力形成的非线性结构在宇宙网络中，如先前在文献中所述。此外，内部动态的晕的变化：速度各向异性配置文件偏向于径向（切向）轨道吸积（失速）晕。我们的研究结果揭示了尚未解释的依赖晕集群的各向异性的原因。最后，我们扩展了扩展集理论来解释这些影响。一个简单的标准的基础上的椭圆形的线性潮汐场相结合的球形崩溃模型提供了很好的预测这两类晕。
2017-06-14 astro-ph.CO
Triaxial collapse and virialisation of dark-matter haloes
我们重新考虑椭球坍缩模型，并以两种方式扩展它：我们修改了外部引力剪切场的处理，引入了线性和非线性演化之间的混合模型，我们引入了一个维里化标准，来自张量维里定理，以取代特设标准迄今为止。我们计算的崩溃参数三角洲_c和三角洲_v，并发现它们增加与椭圆率e和减少与prolaticity p。我们边缘化他们在适当的分布e和p和显示边缘化的结果作为晕质量和维里化红移的函数。虽然外部剪切的混合模型给出的结果非常类似于从非线性模型中获得的结果，但椭球体坍塌通常会使坍塌参数改变（20…50）%，在某种程度上增加减少晕质量和减少维里化红移。我们定性地证实了δ_c的拟合公式对质量和维里化红移的依赖性，但发现特别是在低质量和高红移时有明显的定量差异。导出的质量函数与最近文献中提出的质量函数吻合得很好。
2010-09-01 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
Constraints on Small-Scale Structures of Dark Matter from Flux Anomalies in Quasar Gravitational Lenses
我们研究了引力透镜类星体中通量异常的统计特性与暗物质晕性质如子结构含量和晕椭圆率的关系。我们通过创建大量具有有限光源尺寸的模拟透镜来与数据进行比较。通过对这些模拟结果的分析，我们得出以下结论：1）有限的源尺寸是重要的。通常使用的点源近似会导致有偏差的结果。2)广泛使用的R_cusp统计量对晕圈椭圆率以及透镜的子结构内容敏感。3)对于紧凑的子结构，我们发现新的上限的子结构的量的事实，没有简单的单星系透镜已观察到一个单一的源有四个以上的分离良好的图像。4)图像通量异常的频率在很大程度上取决于子结构中的总表面质量密度和子结构的尺寸-质量关系，而不是子结构质量的范围。5)具有相同大小-质量关系的子结构模型产生相似数量的通量异常，即使它们的内部质量分布不同。6)缺乏高图像多重性透镜限制了子结构的大小-质量关系，表面密度和质量的组合。7)具有较浅质量剖面和/或较大尺寸的子结构产生较少的额外图像。8)我们在这里能够用当前数据测量的约束与\LambdaCDM Nbody模拟大致一致。
2011-09-27 astro-ph.CO
Probing modified gravity with galaxy-cluster-lensed gravitational-wave time delays: impact of systematic effects
Imperial College（帝国理工学院）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Alma Mater Studiorum Universita di Bologna（博洛尼亚大学）；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）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
本文提出概念验证流程，用模拟双中子星源经星系团透镜的时间延迟跨度约束Weyl势修正参数D，发现忽略晕椭率等系统效应会引入显著偏差，需显式处理才能作为精密引力测试。
2026-09-22 astro-ph.CO
Strong Lensing In The Inner Halo Of Galaxy Clusters
我们提出了一个轴对称的公式来计算在星系团中发现引力弧的概率，引力弧是由它们的大质量暗物质晕引起的，是星系团红移和维里质量的函数。该公式采用伪椭圆近似，包含了星系团暗物质势的椭圆率。的概率计算和比较两个暗物质晕配置文件，纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）和非奇异等温球（NSIS）。我们通过Kolmogorov-Smirnov（KS）检验证明了我们的公式对低红移Abell团簇X射线明亮样本的强透镜统计的影响。这个KS测试允许建立NFW配置文件（$c_Δ$）和NSIS配置文件（\rc）的核心半径的浓度参数的值的限制，这是与最低的集群红移（$z_{\rm cut}$），可以观察到强弧。对于NFW暗物质配置文件，我们推断集群晕的浓度是一致的预测$Λ$ CDM模拟。至于NSIS的暗物质配置文件，我们发现只有上限的集群核心半径，因此不排除一个纯粹的SIS模型。对于替代的质量配置文件，我们的配方提供了通过$z_{\rm cut}$的参数，控制在集群晕的内部区域的质量浓度的约束。我们发现，$z_{\rm cut}$预计位于0.0- 0.2红移，强调需要包括非常低的$z$集群的样品中研究集群的质量配置文件。
2016-06-13 astro-ph.CO
Space number density of bright quasars in the halo model of galaxy formation
假设类星体是大质量星系的短暂活动阶段，在原星系云均匀中心部分坍缩后立即产生，分析了类星体空间数密度的红移依赖性。对于质量为$M\approx 8\cdot 10^{11}$ $h^{-1}M_{\odot}$和椭圆度为$e<0.4$的原星系云，获得的相关性与观测数据ChaMP+CDF+ROSAT（Silverman等人，2005年）非常吻合。当超大质量黑洞质量为$M_{SMBH}\sim 10^{9}$ $M_{\odot}$且其它类星体参数取值合理时，在能量为$0.3-8$ keV范围内，$L_X>10^{44.5}$ erg $\cdot s^{-1}$的亮X射线活动星系核或类星体的寿命为$τ_{QSO}\sim 6\cdot10^6$年。分析和所有计算都是在$Λ$ CDM模型框架内进行的，其参数是根据5年WMAP、SNIa和大尺度结构数据确定的（Komatsu等人，2009年）。结果表明，$Λ$ CDM宇宙学模型中的星系形成晕模型与目前光学和X射线巡天观测到的活动星系核和类星体数密度数据吻合较好。
2010-07-11 astro-ph.CO
The shape of dark matter halos: a new fundamental cosmological invariance
本研究通过三种宇宙学模型发现，暗物质晕形状对宇宙学模型的依赖可通过宇宙物质场非线性涨落消除，由此得到的基本不变性可用于高精度重建非线性功率谱及宇宙学参数σ₈，为探测宇宙物质场非线性动力学提供新工具。
2024-08-08 astro-ph.CO
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
Gravitational Potential Environment of Galaxies: I. Simulation
我们将星系环境的概念从局部星系数密度扩展到引力势及其函数，如剪切张量。为了这个目的，我们研究是否可以从一个观测样本，这是有限的体积，由于星系偏置的偏见，并受到红移空间失真的引力势的准确估计。本测试中使用了$Λ$ CDM模拟中的暗晕。我们发现，一个需要远离样品边界超过30 $h^{-1}$ Mpc的潜在或剪切张量的均方根值的20%以内的误差减少。用星系质量密度场代替星系数密度场，可以显著减小由于星系偏置引起的误差。通过对星系位置的速度效应进行修正，可以有效地消除由红移空间畸变引起的误差。我们检查依赖于暗物质晕属性的四个环境参数：局部密度，引力势，椭圆和长轴的剪切张量。我们发现局域密度与晕的性质有最强的相关性。这表明暗晕的内部物理性质主要受小尺度物理控制。在高密度区，暗晕平均质量更大，球形度更高，自旋参数和速度色散也更大。在高密度区，暗晕平均质量更大，球形度更高，自旋参数和速度色散也更大。本文还研究了环境参数与暗晕亚型的关系。卫星晕的自旋参数对局域密度的依赖性很弱，而孤立晕或中心晕的自旋参数对局域密度的依赖性更强。（节略）
2010-04-02 astro-ph.CO
Relativistic distortions in galaxy density-ellipticity correlations: gravitational redshift and peculiar velocity effects
本文建立星系位置与内禀形状GI关联的相对论解析模型，揭示多普勒与引力红移产生可探测的非零偶极信号，并通过协方差和信噪比分析论证其未来巡天观测价值。
2023-08-15 astro-ph.CO gr-qc
Mass Substructure in Abell 3128
利用暗能量照相机（DECam）的深紫外成像，对附近（z = 0.058）的星系团Abell 3128进行了详细的二维弱引力透镜分析。我们已经设计了一个管道，从DECam图像中去除仪器伪影，并堆叠多个抖动观测值，而不会引起虚假的椭圆率信号。我们开发了一种新的技术来表征PSF的空间变化，使我们能够圆化的领域优于0.5%，从而提取内在的星系椭圆。通过拟合测光红移的观测来源，我们能够选择一个样本的背景星系弱透镜分析低红移的污染物。测光红移也被用来选择一个高红移星系子样本，我们成功地隔离信号的interloping z = 0.44集群。我们估计Abell 3128的总质量，通过拟合的切向椭圆率的背景星系与弱透镜剪切轮廓的NFW晕，也执行NFW适合子结构中检测到的2-D质量图的集群。这项研究产生了一个最高分辨率的低z星系团的质量地图，是在一个更大的努力，以表征在集群中的质量子结构的红移演化的第一步。
2015-03-15 astro-ph.CO
X-Ray Shapes of Elliptical Galaxies and Implications for Self-Interacting Dark Matter
几个已提出的暗物质模型都强调了自相互作用过程的存在，这种过程可以影响暗物质晕的形状，使它们比无碰撞的暗物质的椭球晕更接近球形。探测晕的形状，从而探测暗物质自相互作用强度的一种方法，是通过测量追踪松弛椭圆星系中引力势的X射线气体的形状。在这项工作中，我们确定了一个样本的11个放松，孤立的椭圆星系和测量的引力物质使用X射线图像从XMM-牛顿和钱德拉望远镜的椭圆率。我们探索了各种不同的质量配置，发现这些星系的暗物质晕在$ε\approx 0.2-0.5$周围具有椭圆率。虽然我们发现不可忽略的散射的椭圆率分布，我们的结果是一致的，在一定程度上的自相互作用的规模$σ/m \sim 1$厘米$^2$ /g，但他们也保持兼容的冷暗物质的情况。我们还展示了我们的研究结果可以用来直接约束特定的暗物质模型，并讨论了当前和未来的自我相互作用的暗物质模型模拟的影响。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Orthogonally Aligned Dark Halo of an Edge-on Lensing Galaxy in the Hubble Frontier Fields: A Challenge for Modified Gravity
我们研究了一个很好地解决8角秒透镜图像，对称地弯曲在中间的边缘透镜状星系，在哈勃前沿场（HFF）的数据MACSJ0416.1-20403。这幅长图像主要是由星团的大切向剪切产生的，并伴随着成员星系的局部二次偏转，其极限半径约为18 kpc。透镜状的透镜星系也被很好地分辨出来，显然在投影中几乎是侧对着的。这一长弧与星系边缘相交的偶然组合为我们提供了一个机会，可以对该星系的透镜效应施加相对较强的约束。我们可以使用观测到的属于星系的像素来模拟恒星透镜效应的贡献，在2D中，我们添加了一个标准的参数化暗晕组件。不管参数的详细选择，我们得到的总质量约为3E 11 Msun。根据暗晕的参数，恒星对暗晕的贡献被限制在5- 15 E10 Msun或总质量的20- 50%之间，这与根据测光计算的独立恒星质量很好地一致，对于Chabrier IMF为5E 10 Msun，对于Salpeter IMF为8 E10 Msun。DM晕的长轴被限制为几乎垂直于星系平面，在大约15度的范围内，椭圆率e=015，对应于轴比a/c=0.54。我们表明，这些结论是非常弱的依赖于集群的模型，或邻近星系或透镜源的属性的额外影响。另一种引力理论的径向依赖性被修改，以避免需要DM的挑战，这一发现，因为一般这些必须绑定到重子组件，在这里是一个恒星盘取向几乎正交的透镜图像偏转。
2014-09-04 astro-ph.CO
