Origins of weak lensing systematics, and requirements on future instrumentation (or knowledge of instrumentation)
Richard Massey, Henk Hoekstra, Thomas Kitching, Jason Rhodes, Mark Cropper, Jerome Amiaux, David Harvey, Yannick Mellier, Massimo Meneghetti, Lance Miller, Step… 展开作者
Richard Massey, Henk Hoekstra, Thomas Kitching, Jason Rhodes, Mark Cropper, Jerome Amiaux, David Harvey, Yannick Mellier, Massimo Meneghetti, Lance Miller, Stephane Paulin-Henriksson, Sandrine Pires, Roberto Scaramella, Tim Schrabback
备注：
19 pages, 5 figures. Submitted to MNRAS. See companion (implementation) paper Cropper et al
The first half of this paper explores the origin of systematic biases in the measurement of weak gravitational lensing. Compared to previous work, we expand the investigation of PSF instability and fold in for the first time the effects of non-idealities in electronic imaging detectors and imperfect galaxy shape measurement algorithms. Together, these now explain the additive A(l) and multiplicative M(l) systematics typically reported in current lensing measurements. We find that overall performance is driven by a product of a telescope/camera's *absolute performance*, and our *knowledge about its performance*.
The second half of this paper propagates any residual shear measurement biases through to their effect on cosmological parameter constraints. Fully exploiting the statistical power of Stage IV weak lensing surveys will require additive biases A<1.8e-12 and multiplicative biases M<4.0e-3. These can be allocated between individual budgets in hardware, calibration data and software, using results from the first half of the paper.
If instrumentation is stable and well-calibrated, we find extant shear measurement software from GREAT10 already meet requirements on galaxies detected at S/N=40. Averaging over a population of galaxies with a realistic distribution of sizes, it also meets requirements for a 2D cosmic shear analysis from space. If used on fainter galaxies or for 3D cosmic shear tomography, existing algorithms would need calibration on simulations to avoid introducing bias at a level similar to the statistical error. Requirements on hardware and calibration data are discussed in more detail in a companion paper. Our analysis is intentionally general, but is specifically being used to drive the hardware and ground segment performance budget for the design of the European Space Agency's recently-selected Euclid mission.
Photometric redshift requirements for lens galaxies in galaxy-galaxy lensing analyses
弱引力透镜是研究星系形成和宇宙学的重要工具。在这里，我们量化的影响，使用光度红移（photo-z）在星系星系透镜，无论是源和镜头，无论是直接的目标，使用星系与photo-z作为镜头在斯隆数字巡天（SDSS），并作为一个示范的方法，为大型，即将到来的弱透镜调查，将由必然的主导镜头样本与photo-z。我们计算了透镜质量校准中的偏差以及绝对幅度的结果（即，k-校正）和恒星质量的估计，SDSS数据发布8（DR 8）星系的大样本。在SDSS DR 8 ugriz光度计上用基于模板的光z代码ZEBRA获得红移。我们组装和校准样品（~ 9 k光谱红移从四个调查），以获得光度红移误差和透镜偏差对应于我们的完整的SDSS DR 8镜头和源目录。我们对校准样品的测试还突出了当光谱校准覆盖其足迹的一小部分时成像调查中观察条件的影响;校准场中的非典型成像条件可能导致关于完整调查的照片z的错误结论。对于SDSS DR 8星表，透镜星表和源星表的σ_z/（1+z）分别为0.096和0.113，通量极限分别为r=21和r=21.8。我们还探讨了系统的不确定性时，使用源photo-z的透镜信号校准，镜头和源photo-z;鉴于现有的训练样本的大小，我们可以限制透镜信号校准（因此归一化的表面质量密度）分别在2%和4%。[删节]
Testing PSF Interpolation In Weak Lensing With Real Data
在弱透镜测量中，点扩散函数的重建是一个关键的过程。我们开发了一个基于真实数据和面向星系的管道，比较各种PSF重建方案的性能。利用大量的CFHTLenS数据，三类插值方案-多项式，克里格和谢泼德-的性能进行了评估。我们发现，多项式插值的最佳顺序和域执行最好的。我们使用Zhang et al.（2015）的剪切测量方法，根据乘法和加法偏差及其空间相关性量化了残余PSF重建误差对剪切恢复的影响。我们发现，PSF重建的不确定性对剪切相关性的影响，可以显着减少交叉相关的剪切估计从不同的曝光。在每次曝光时，每平方弧分仅需0.2颗星（SNR > 100）即可达到PSF插值的最佳性能，这一要求通常在CFHTlenS数据中得到满足。
Non-negative matrix factorization for self-calibration of photometric redshift scatter in weak lensing surveys
光z误差是系统学中降低弱透镜宇宙学推论准确性的主要原因之一。Zhang et al.（2010）提出了一种结合星系-星系相关性和星系-剪切相关性的自校准方法。Fisher矩阵分析表明，仅使用光度数据就可以确定0.01-1%水平的photo-z离群值比率，而不依赖于任何先验知识。在本文中，我们开发了一种新的算法来实现这种方法，通过解决自校准过程中出现的约束非线性优化问题。该算法基于不动点迭代和非负矩阵分解技术，能够高效、鲁棒地重建真z面元和光z面元之间的散射概率。该算法已经过广泛的测试，将其应用到模拟第四阶段弱透镜项目的模拟数据。我们发现，该算法提供了一个成功的恢复的散射率在0.01- 1%的水平，和真正的平均红移的photo-z仓在0.001的水平，这可能会满足要求，在未来的透镜调查。
Preparing for the Cosmic Shear Data Flood: Optimal Data Extraction and Simulation Requirements for Stage IV Dark Energy Experiments
即将到来的光度透镜测量将大大加强对中微子质量和暗能量状态方程的约束。然而，它仍然是一个悬而未决的问题，如何最佳地提取信息，以及如何以及必须知道的物质功率谱，以获得无偏的宇宙学参数估计。通过执行主成分分析（PCA），我们量化了3D宇宙剪切和断层扫描的敏感性，不同的合并策略，不同区域的透镜内核和物质功率谱，因此背景几何和宇宙结构的增长。我们发现，大量的等间距的层析箱在红移可以提取几乎所有的宇宙学信息，而无需额外的计算费用的三维宇宙剪切。与此同时，很大一部分信息来自物质功率谱中的小尺度，这可能导致宇宙学参数测量的偏差。鉴于此，我们定义和计算的偏差，由于不完善的知识的功率谱的宇宙学无关的措施。对于一个类似于欧几里德的调查，我们发现，功率谱必须知道的精度小于1%的尺度与k = 7 h /Mpc这个要求不是绝对的，因为偏差取决于建模误差的大小，他们发生在k-z空间，以及它们之间的相关性，所有这些都是特定于任何特定的模型。因此，我们计算的偏差在几个最有可能的建模方案，并介绍了一个通用的形式主义和公共代码，SIMSIM，计算任何非线性模型的预期偏差。
D$_4$CNN$\times$AnaCal: Physics-Informed Machine Learning for Accurate and Precise Weak Lensing Shear Estimation
University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Brookhaven National Laboratory（布鲁克海文国家实验室）；National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校超级计算应用国家中心）；Center for Artificial Intelligence Innovation, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校人工智能创新中心）
Weak-Lensing Shear Response for Photometric Redshift-Based Tomographic Binning
Brookhaven National Laboratory（布鲁海文国家实验室）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
Point spread function modelling for astronomical telescopes: a review focused on weak gravitational lensing studies
CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理与宇宙学研究所）；University College London (UCL)（伦敦大学学院）；Mullard Space Science Laboratory（穆拉德空间科学实验室）；Institute of Astrophysics（天体物理研究所）
An Implementation of Bayesian Lensing Shear Measurement
Bernstein和Armstrong（2014）开发的贝叶斯引力剪切估计算法可能用于克服乘性噪声偏差，并使用非常低的信噪比（S/N）星系图像恢复剪切。在这项工作中，作者证实了该方法在简化的演示中几乎是无偏的，但没有对具有真实像素噪声的图像进行测试。在这里，我提出了一个完整的实现拟合模型的星系图像，包括一个点扩散函数（PSF）和像素化的影响。我使用模拟星系图像测试了该实现，模拟星系图像被建模为n=1（指数）和n=4（De Vaucouleurs）的Sersic轮廓，与PSF和平坦像素响应函数卷积。我对PSF使用了一个圆形高斯模型，以避免潜在的PSF拟合错误。我模拟星系平均观察，后PSF半高全宽等于约1.2倍的PSF，对数正态散射。我还画出了对数正态分布的通量。我进行了独立的模拟，每个模拟都调整了像素噪声，以产生不同的平均S/N，范围从10-1000。我对所有图像都进行了恒定的剪切。我将模拟图像拟合到具有真实Sersic指数的模型中，以避免建模偏差。在所有情况下，我恢复了输入剪切，分数误差小于2 x 10^{-3}。在这些受控条件下，并且在没有其他乘法误差的情况下，这种实现对于当前调查是足够无偏的，并且接近计划调查的要求。
