CMB lensing reconstruction biases from masking extragalactic sources
本文量化了掩蔽河外源对CMB透镜重建功率谱的偏差影响，推导了解析模型，指出最优滤波可显著减小偏差，并发现掩蔽tSZ星系团导致的偏差最大，可能显著影响低红移星系团的质量校准。
2024-01-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
Weak Lensing Minima and Peaks: Cosmological Constraints and the Impact of Baryons
我们提出了一种新的统计量来提取弱透镜数据中的宇宙学信息：透镜极小值。我们还研究了重子对峰值和最小计数的宇宙学约束的影响。利用\texttt{MassiveNuS}模拟，我们发现透镜极小值对非高斯宇宙学信息敏感，并且与透镜功率谱和峰值计数互补。对于LSST的调查，我们获得$95\%$可信区间的组合透镜的最小值和峰值，显着强于单独从功率谱，由$44\%$，$11\%$，和$63\%$的中微子质量总和$\sum m_ν$，物质密度$Ω_m$，波动幅度$A_s$，分别。我们利用流体力学模拟\texttt{BAHAMAS}和\texttt{Osato15}研究重子过程对透镜极小值和峰值的影响。我们发现，忽略重子效应将导致强（$\approx 4 σ$）的偏见，从峰值计数的推论，但可以忽略不计（$\approx 0.5 σ$）的最小计数，这表明透镜最小是一个潜在的更强大的工具对重子效应。最后，我们证明，在原则上可以减轻偏见，而不会显着降低宇宙学约束，当我们模型和边缘化重子效应。
2019-10-09 astro-ph.CO
Making the leap I: Modelling the reconstructed lensing convergence PDF from cosmic shear with survey masks and systematics
本文基于大偏差理论框架，展示了在DES第三次数据发布的真实掩模下精确建模重建Kaiser-Squires收敛场PDF的方法，并将弱透镜系统误差及高阶修正纳入建模，为实际数据分析奠定基础。
2024-01-12 astro-ph.CO
Bias-Hardened CMB Lensing
我们提出了新的方法，从CMB温度波动的平均场和重建噪声偏置校正比目前的透镜估计，具有最小的信噪比损失的透镜重建。这些偏差通常使用蒙特卡罗模拟来校正，并且在这些模拟不能完美地模拟底层天空的程度上，偏差校正中存在不确定性。我们提出的偏置硬化估计可以降低这种不确定性的敏感性，并提供一个理想的交叉检查标准的结果。为了测试我们的方法，我们还展示了从100 deg^2上给出的模拟温度图进行透镜重建的结果，并证实我们的方法可以很好地减少典型掩模图的偏差，其中存在70个正方形掩模，每个掩模的一边有10弧分，覆盖2%的模拟图，这与当前SPT透镜分析中使用的掩模相似。
2013-02-28 astro-ph.CO
Weak Lensing Peak Finding: Estimators, Filters, and Biases
剪切选择峰的大型目录最近已成为现实。为了正确解释这些峰的丰度和性质，有必要考虑到源星系之间以及与透镜的聚集效应。此外，在通量和尺寸有限的样品中透镜星系的首选导致与透镜场（透镜偏置）相关的表观源密度的波动。在本文中，我们研究这些问题的两个不同的选择剪切估计，这是目前常用的：全球归一化和局部归一化估计。虽然在原则上等同，在实践中，这些估计不同的系统效应，如透镜偏差和集群成员稀释。此外，我们发现，估计是统计上优越的取决于特定形状的滤波器用于峰值查找;次优选择的估计+滤波器组合可以导致抑制数量级的高峰。透镜偏置通常用于增加剪切峰的信噪比V;对于高峰值，增强可以大到Δ V ~ 1-2。由于峰丰度函数的陡度，这些提升可导致剪切峰丰度的显著增加。一篇配套论文（Rozo et al.，2010）在叠加弱透镜质量估计的背景下研究了这些相同的问题。
2010-09-03 astro-ph.CO
Bias-Hardened CMB Lensing with Polarization
偏振数据将很快为测量CMB透镜效应潜力提供最佳途径，尽管它可能对几种仪器效应敏感，包括光束不对称性，偏振角不确定性，天空覆盖范围以及分析选择，如掩蔽。我们推导出“偏置硬化”透镜估计，以减轻这些影响，在一定程度上更大的重建噪声为代价，并测试它们的数值模拟数据。我们发现，屏蔽的平均场偏差是显着的EE二次透镜估计，但偏置硬化估计与滤波技术相结合，可以减轻平均场。另一方面，EB估计不显著地受到来自点源掩蔽和调查窗函数的平均场的影响。然而，来自光束不对称性和偏振角不确定性的污染会对EB估计器产生平均场偏差。这些也可以使用偏置硬化估计器来减轻，与传统方法相比，噪声水平最多降低~ 3倍。
2019-06-07 astro-ph.CO
Constraining neutrino mass with tomographic weak lensing peak counts
大质量宇宙中微子通过抑制小尺度上的微扰而改变了结构的形成历史。来自星系巡天的弱透镜数据探测了结构演化，从而可以用来约束三个活跃中微子的总质量。然而，许多信息是在小尺度上的动态是非线性的。因此，传统的方法与二阶统计量无法完全提取的信息在透镜领域。在本文中，我们研究的中微子质量总和的限制，使用透镜峰计数，统计捕获非高斯信息超过二阶。我们使用来自宇宙学大质量中微子模拟（MassiveNuS）的射线跟踪弱透镜模拟，并应用LSST类噪声。我们讨论了红移层析成像，多极截止$\ell_{\rm max}$的功率谱，平滑规模的峰值计数，和不同高度的峰值的约束的影响。我们发现，结合峰值计数与传统的透镜功率谱可以改善约束中微子质量和，$Ω_m$，和$A_s$，分别为39%，32%和60%，从功率谱单独。
2018-10-03 astro-ph.CO
Flat-Sky Pseudo-Cls Analysis for Weak Gravitational Lensing
我们调查使用弱透镜功率谱的估计的基础上的一个平坦的天空实现的伪氯（PCl）技术，其中被掩盖的剪切场被转换，而不考虑掩蔽区域的天空。这种掩蔽混合了功率、E-收敛和B-模式。为了研究前向建模和全天空功率谱恢复的准确性，我们考虑了大面积的测量几何形状，以及由于恒星和棋盘模型的视场间隙的小规模掩蔽。大面积测量几何形状的功率谱是稀疏采样和高度振荡的，这使得建模成问题。相反，我们得出一个整体的校准大面积掩模偏置使用模拟领域。小面积星形掩模的影响可以被精确地校正，而棋盘形掩模具有振荡和尖峰行为，这导致百分比偏差。掩蔽场的切趾会导致偏差增加和信息丢失。我们发现，我们可以构建一个无偏的前向模型的原始PCLS，并恢复全天空收敛功率在几个百分点的精度为高斯和对数正态分布的剪切场。通过使用Fisher矩阵形式主义将其解释为宇宙学参数，我们发现我们可以对高达1，200 deg $^2$的巡天参数进行无偏估计，每弧分$^2$ 30个星系，超过此值，百分比偏差变得大于统计精度。这意味着平天PCI分析对于当前的调查是准确的，但是类似欧几里得的调查将需要更高的准确度。
2018-10-10 astro-ph.CO
Cosmological forecasts with the clustering of weak lensing peaks
最大限度地从弱透镜测量中提取信息是LSST和Euclid等即将到来的调查的关键目标。这通常是通过补充宇宙剪切两点关联函数的统计来实现的，其中最完善的是弱透镜峰丰度。在这项工作中，我们研究了弱透镜峰的聚类，并提出了LSST的调查参数约束预测。我们使用cosmoslics $w$ CDM模拟来测量一系列宇宙学参数的峰值两点关联函数，并使用模拟数据来训练高斯过程回归仿真器，该仿真器用于生成似然轮廓并提供来自模拟观测的参数约束预测。我们研究了峰两点关联函数对峰高的依赖关系，发现低振幅峰的聚簇与高振幅峰的聚簇是互补的。因此，它们的组合给出了比单独的高峰值的聚类显著更严格的约束。峰值两点关联函数是显着更敏感的宇宙学参数$h$和$w_0$比峰值丰度，当探针组合，约束$Ω_{\rm m}$，$S_8$，$h$和$w_0$提高了至少两个因素，相对于单独的峰值丰度。最后，我们比较弱透镜峰和弱透镜空洞的预测，并表明这两个也是互补的，两个探针可以提供更好的约束$S_8$和$w_0$比剪切关联函数的大约两个因素。
2022-04-27 astro-ph.CO
The origin of peak-offsets in weak-lensing maps
在弱透镜质量图中确定的峰值的质心位置通常显示出相对于其他识别晕中心的方法的偏移，例如最亮的星系团或X射线发射质心的位置。在这里，我们研究了投影的大尺度结构（LSS），平滑的质量图，和形状噪声的弱透镜峰位置的效果。此外，我们将质量图中的偏移量与参数模型拟合中的偏移量进行比较。使用射线跟踪模拟通过千年运行$N$体模拟，我们发现，投影LSS不改变我们的模拟的空间分辨率的限制内的弱透镜峰的位置，这超过了典型的弱透镜地图的分辨率。我们的结论是，预计LSS，虽然一个主要的污染物弱透镜质量估计，是不是一个来源的混乱，确定晕中心。文献中通常报告的偏移是由形状噪声和平滑单独的组合引起的。这对于从质量贴图和模型拟合导出的质心位置都是正确的。
2011-10-12 astro-ph.CO
Constraining the mass-concentration relation through weak lensing peak function
在过去的十年中，通过N体模拟和观测，已经对晕的质量和浓度进行了广泛的研究。尽管如此，质量浓度关系的确切形式仍然存在广泛的争论。估计质量和浓度的最有希望的方法之一依赖于来自大质量晕的引力透镜。在这里，我们调查的质量浓度关系的影响晕峰丰度弱透镜剪切依赖于孔径质量方法的峰值检测地图。在提供了一个处方，考虑到浓度分散（总是忽略在以前的作品）在峰数计数预测，我们评估他们的权力约束的质量浓度关系的Fisher矩阵技术。我们发现，当结合不同的宇宙学探测，峰值统计信息从不久的将来弱透镜调查提供了一个有趣的和互补的替代方法，以减少长期存在的争议的质量浓度关系。
2014-09-02 astro-ph.CO
The Weak Lensing Peak Statistics in the Mocks by the inverse-Gaussianization Method
本研究将逆高斯化方法用于弱引力透镜峰统计，验证了其与模拟的吻合度，针对超样本方差提出校正方法，并生成大量模拟样本计算精度矩阵，提升了弱引力透镜统计分析效率。
2020-01-29 astro-ph.CO
The Origin of Weak Lensing Convergence Peaks
弱透镜收敛峰是一个很有前途的工具，探测非线性结构演化在后期，提供额外的宇宙学信息以外的二阶统计。先前的理论和观测研究表明，当峰值计数和二阶统计相结合时，与单独使用后者相比，对$Ω_m$和$σ_8$的宇宙学约束提高了约2倍。我们使用154度$^2$加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天的观测数据研究透镜峰的起源。我们发现，当高峰值（具有高度$κ$ >3.5 $σ_κ$，其中$σ_κ$是r.m.s.低峰（$κ$ <~ $10^{15}M_\odot$）与2-8个较小晕（<~ $10^{13}M_\odot$）的星座有关。此外，形成低峰的晕被发现明显偏离了朝向峰中心的视线（碰撞参量>~它们的维里半径），而与高峰相连的晕的维里半径为~0.25，这暗示低峰更不受重子过程的影响，重子过程的影响仅限于暗物质晕的内部区域。我们的研究结果与Yang等人（2011）的模拟结果非常一致。
2016-11-01 astro-ph.CO
Cosmological Constraints From Weak Lensing Peak Statistics With CFHT Stripe 82 Survey
我们利用加拿大-法国-夏威夷望远镜条纹82巡天（CS 82）的$\sim130~{\rm deg}^2$上测量的弱透镜峰统计数据推导出宇宙学参数的约束条件。这一分析表明，在宇宙学研究中使用峰值统计的可行性。对于我们的测量，我们考虑了信噪比在$ν=[3,6]$范围内的峰。对于一个只有$(Ω_{\rm m}, σ_8)$作为自由参数的平坦$Λ$ CDM模型，我们将以下关系式$Σ_8=σ_8(Ω_{\rm m}/0.27)^α$的参数约束为：$Σ_8=0.82 \pm 0.03 $和$α=0.43\pm 0.02$。发现的PDMATHAMT值比两点和三点宇宙剪切相关分析中测得的值小得多，显示出对标准弱透镜宇宙学研究的峰值统计的显著补充。推导出的$(Ω_{\rm m}, σ_8)$的约束条件与WMAP 9或普朗克的约束条件完全一致。仅从弱透镜峰丰度，我们获得了$Ω_{\rm m}=0.38^{+0.27}_{-0.24}$和$σ_8=0.81\pm 0.26$的边缘化平均值。最后，我们还探讨了利用弱透镜峰统计来同时约束暗物质晕的质量浓度关系和宇宙学参数的可能性。
2015-04-09 astro-ph.CO
The self similarity of weak lensing peaks
我们研究了弱透镜收敛峰的统计，例如它们的丰度和两点关联函数（2PCF），在标准$Λ$ CDM范式内，对于宽范围的宇宙学参数$Ω_m$和$σ_8$，集中在信噪比（SNR）为$1.5$到$3.5$的中间高度峰。我们发现，宇宙学依赖的峰丰度可以描述由一个单参数拟合公式，精确到$\sim3\%$内。峰2PCF显示出具有自相似行为：如果峰分离由平均峰间距离重新缩放，则具有不同最小峰值SNR值的目录具有相同的聚类，这表明峰丰度和聚类是密切相关的。给出了一个简单的2PCF拟合模型，它与上述峰丰度模型一起可以预测峰2PCF，其准确度优于$\sim5\%$。中间峰的丰度和2PCF对$Ω_m$和$σ_8$具有非常不同的依赖性，这意味着它们的组合可用于打破这两个参数之间的简并性。
2019-10-07 astro-ph.CO
A new model to predict weak-lensing peak counts I. Comparison with $N$-body Simulations
弱透镜峰计数已被证明是宇宙学的一个强大工具。它提供了非高斯信息的大尺度结构，补充二阶统计。我们提出了一种新的灵活的方法来预测弱透镜峰计数，它可以适应现实的情况下，如一个真正的源分布，内在的星系排列，掩模效应，照片$z$错误的调查等新的模型也适用于应用层析成像技术和非线性滤波器。一个概率的方法来模型峰值计数。首先，我们从质量函数中采样晕。其次，我们给他们分配NFW配置文件。第三，我们将这些光环随机放置在视野中。与$N$体运行相比，创建这些“快速模拟”需要更少的计算时间。然后，我们通过这些快速模拟框执行射线跟踪，并从弱透镜映射中选择峰来预测峰数计数。计算是通过我们的\textsc{Camelus}算法实现的，我们在http://www.cosmostat.org/software/camelus/上提供该算法。我们将我们的结果与$N$体模拟进行比较，以验证我们的模型。我们发现，我们的方法是在良好的协议与充分的$N$体运行。我们表明，透镜信号占主导地位的形状噪声和泊松噪声的峰值与SNR之间的4和6。此外，来自相同SNR范围的计数对$Ω_\mathrm{m}$和$σ_8$敏感。我们展示了我们的模型如何区分这两个参数的各种组合。总之，我们提供了一个强大的工具来研究弱透镜峰。我们的正演模型的潜力是它的高度灵活性，使现实的调查条件下的峰值计数的使用是可行的。
2015-03-20 astro-ph.CO
The impact of baryonic physics and massive neutrinos on weak lensing peak statistics
我们研究了重子过程和大质量中微子对弱透镜峰统计的影响，这些统计可以用来约束宇宙学参数。我们使用BAHAMAS宇宙学模拟套件，自洽包括重子过程和大质量中微子自由流对结构形成演化的影响。我们利用光线追踪光锥的方法构造了综合弱透镜星表，并利用孔径质量统计量进行了分析。在地图上检测到的峰值反映了来自大质量束缚物体和一般大尺度结构的累积信号。我们提出的第一个研究弱透镜峰的模拟，包括重子物理和大质量中微子（总中微子质量$M_ν =$ 0.06，0.12，0.24，和0.48 eV假设正常的层次），因此，由于物理学的不确定性超出了重力的暗物质可以被考虑到宇宙学模型的约束。假设重子物理学的基准模型，我们还研究了峰值和大质量晕之间的相关性，在一个范围内的总和中微子质量值。由于更高的中微子质量倾向于抑制宇宙中质量结构的形成，因此，晕质量函数和透镜峰计数被修改为$M_ν$的函数。在大部分的S/N范围内，基准重子物理的影响大于（小于）中微子为0.06和0.12（0.24和0.48）eV的模型。当从弱透镜观测中导出宇宙学参数时，重子物理和大质量中微子都应该被考虑进去。
2019-10-07 astro-ph.CO
Weak lensing mass map and peak statistics in Canada-France-Hawaii Telescope Stripe 82 survey
我们提出了一个弱透镜质量地图覆盖~124平方度的加拿大-法国-夏威夷望远镜条纹82调查（CS 82）。我们研究了图中稀有峰的统计特性，包括峰丰度、峰-峰关联函数和峰周围的切向剪切分布。我们发现，在CS 82中检测到的峰的丰度是一致的预测从一个Lambda-CDM宇宙学模型，一旦噪声效应被适当地包括在内。不同信噪比峰的关联函数均符合幂律，Sloan数字巡天III/恒质量星系与高信噪比峰之间存在明显的互关联。峰周围的切向剪切轮廓随着峰值SNR而增加。我们拟合分析模型的切向剪切剖面，包括一个投影奇异等温球（SIS）模型和一个投影Navarro，Frenk & White（NFW）模型，加上两个晕项。对于高SNR峰值，SIS模型在~3-sigma处被拒绝。NFW模型加上两个光环项给出了更可接受的数据拟合。一些峰与光学检测到的簇的位置相匹配，而另一些峰相对较暗。比较暗峰和匹配峰，我们发现透镜效应信号的差异为2倍，这表明大约一半的暗峰是错误检测。
2014-07-18 astro-ph.CO
Weak lensing clusters from HSC survey first-year data: Mitigating the dilution effect of foreground and cluster member galaxies
我们提出了一个弱透镜集群搜索使用超Suprime-Cam斯巴鲁战略计划（HSC调查）的第一年数据。我们特别关注了星系团成员星系和前景星系对星系团弱透镜效应的稀释效应，采用受星系团成员星系影响最小的全局归一化弱透镜效应估计量，并利用光度红移信息选择源星系以减轻前景星系的影响.我们制作了六个具有不同低$z$星系切割的源星系样本，为每个源样本构建弱透镜质量图，并在质量图中搜索覆盖$\sim$ 120度$^2$有效测量区域的高峰值。我们将六个高峰值的目录组合成一个包含124个信噪比大于5的高峰值的聚类候选样本。我们交叉匹配的峰值样本与公共光学集群目录从相同的HSC调查数据构建，以确定集群对应的峰值。我们发现，124个峰中有107个峰在距离峰位置5弧分内具有匹配的聚类。其中，我们定义了一个子样本的64个安全的集群，我们用来检查稀释效应对我们的弱透镜集群搜索。我们发现，低$z$星系削减源样本减轻稀释效应的高$z$集群（$z > 0.3$）的弱透镜信号，从而结合多个峰值目录从不同的源样本，提高了弱透镜集群搜索的效率。
2020-06-29 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
Noisy weak-lensing convergence peak statistics near clusters of galaxies and beyond
考虑到源星系内禀椭圆率的噪声，本文研究了星系团周围及更远星系团的弱透镜会聚图中的峰值统计。我们强调了噪声峰值统计是如何受到附近簇的密度分布的影响，以及簇峰值信号是如何被噪声的存在所改变的。这些都是重要的方面，要彻底理解在弱透镜分析的个别集群，以及在宇宙学应用的弱透镜集群统计。我们采用高斯平滑与平滑尺度$θ_G=0.5\hbox{ arcmin}$在我们的分析。发现星系团附近的噪声峰分布敏感地依赖于星系团的密度分布。对于具有核心半径$R_c$的核心等温簇，具有$R\le R_c$的内部区域出现噪声，其包含平均$\sim 2.4$峰，其中$ν\ge 5$用于$R_c= 1.7\hbox{ arcmin}$和簇$ν=5.6$的真实峰高，其中$ν$表示收敛信噪比。对于具有相同质量和相同中心$ν$的NFW簇，在$R\le R_c$内具有$ν\ge 5$的峰的平均数目是$\sim 1.6$。因此，在NFW情况下，可以更清楚地识别对应于主簇的高峰值。在具有$R_c<R\le 5R_c$的外部区域中，与没有附近簇的纯噪声情况相比，高噪声峰的数量显著增加。（节略）
2010-06-26 astro-ph.CO
CMB Lensing Beyond the Power Spectrum: Cosmological Constraints from the One-Point PDF and Peak Counts
目前正在进行的和不久的将来进行的宇宙微波背景第三和第四阶段调查预计将提供前所未有的精确宇宙微波背景数据，这些调查将产生有效分辨率接近几弧分的重构宇宙微波背景透镜图。小尺度的CMB透镜涨落在晚期密度场的非线性结构中有不可忽略的贡献。传统的两点统计（如功率谱）并不能完全表征这些波动。在这里，我们使用$N$体射线跟踪模拟CMB透镜映射检查两个高阶统计：透镜收敛一点概率分布函数（PDF）和峰值计数。我们表明，这些统计数据包含了两点函数没有捕获的重要信息，并为正在进行的第三阶段先进阿塔卡马宇宙学望远镜（AdvACT）实验提供了具体的预测。仅考虑基于温度的重建估计器，我们用AdvACT预测了这些统计量的9个$σ$（PDF）和6个$σ$（峰值）检测。我们的仿真流水线充分考虑了透镜重构噪声的非高斯性，这是重要的，不能忽视。与单独使用功率谱相比，结合功率谱、PDF和AdvACT的峰值计数将使$Ω_m$ - $σ_8$平面中的宇宙学约束收紧$\approx 30\%$。
2016-11-01 astro-ph.CO
CMB Lensing Power Spectrum Biases from Galaxies and Clusters using High-angular Resolution Temperature Maps
来自宇宙微波背景（CMB）温度图的透镜功率谱将在即将进行的实验中以前所未有的精度进行测量，包括ACT和SPT的升级。实现宇宙学参数约束的显着改善，如百分之水平误差σ_8和总中微子质量的不确定性约50 meV，需要百分之水平测量的CMB透镜功率。这需要严格控制系统偏差。我们研究了几种类型的偏差，以基于温度的透镜重建信号从前景源，如无线电和红外星系和热Sunyaev-Zel'dovich效应从星系团。这些前景由于它们的非高斯性质而使CMB透镜信号偏置。使用模拟以及一些分析模型，我们发现，如果不加以处理，这些源可以大大影响测量信号。然而，如果我们将150 GHz的通量大于1 mJy的星系和质量大于M_vir = 10^14 M_sun的星系团屏蔽掉，这些偏差就可以达到百分比水平。为了实现这样的百分比水平的偏差，我们发现，只有模式的最大多极l_max ~ 2500应包括在透镜重建。我们还讨论了如何最大限度地减少这种积极的前景掩蔽引起的额外的偏见，例如，探索两步掩蔽和在绘画算法。
2013-10-25 astro-ph.CO
Cosmological constraints from Subaru weak lensing cluster counts
我们目前的结果弱透镜集群计数从11平方度SuprimeCam数据。虽然面积比以前处理弱透镜峰值统计的工作小得多，但可用于弱透镜分析的星系的数量密度大约是那些的两倍。较高的星系数密度降低了弱透镜质量图中的噪声，从而增加了由于大质量星系团而导致的透镜信号峰值的信噪比。这使得我们能够通过采用高阈值S/N来构造弱透镜选择聚类样本，使得由于假信号引起的污染率很小。我们发现6个峰的S/N>5。对于所有的峰值，以前确定的星系团是在1弧分的分离匹配，表现出良好的对应关系的峰值和星系团之间。我们使用模拟弱透镜数据评估统计误差，并且发现在9.0平方°的有效区域中Npeak=6+/-3.1。我们比较了测量的弱透镜团簇计数与基于晕模型的理论模型预测，并将约束放置在Omega_m-sigma_8平面上，发现这与当前标准的LCDM模型一致。结果表明，弱透镜团数对σ_8-c_0平面具有唯一的约束，其中c_0是暗物质晕质量-浓度关系的归一化。最后，我们讨论了正在进行的/未来的宽视场光学星系调查的前景。
2015-03-06 astro-ph.CO
Projection effects of large-scale structures on weak-lensing peak abundances
弱透镜（WL）地图中的高峰值主要来源于单个大质量晕的透镜效应。因此，它们的丰度与晕质量函数密切相关，因此是一个强大的宇宙学探测器。然而，另一方面，除了个别的质量晕，沿视线的大尺度结构（LSS）也有助于峰值信号。在本文中，光线跟踪模拟，我们研究LSS投影效果。我们表明，目前的调查与大的形状噪声，随机LSS效应是次显性的。对于未来的WL调查与源星系的中值红移$z_{\mathrm{med}}\sim1$或更高，但是，他们是显着的。对于宇宙学约束来自观察到的WL高峰计数，严重的偏见可能会发生，如果LSS效应没有得到适当的考虑。我们扩展了\citet{Fan2010}模型，将LSS投影效应纳入理论考虑。通过与模拟结果的比较，我们证明了改进模型的良好性能及其在宇宙学研究中的适用性。
2018-03-26 astro-ph.CO
Quantifying systematics from the shear inversion on weak-lensing peak counts
弱透镜峰计数提供了一种直接的方式来约束宇宙学的链接局部最大值的透镜信号的质量函数。最近对数据的应用已经很多，而且富有成效。然而，随着数据质量达到前所未有的水平，理解和处理系统学的重要性也在增加。系统学的来源之一是会聚-剪切反转。这种效应，不可避免地进行收敛场从观察，通常被忽略的理论峰值模型。因此，它可能对宇宙学结果产生影响。在本文中，我们研究了忽略（错误建模）反演的偏差。我们的测试显示了一个很小但不可忽略的偏差。这种偏差的宇宙学依赖性似乎与参数Sigma_8有关。当这种偏差传播到参数估计时，我们发现涉及暗能量状态方程的约束轮廓可以相差2-sigma。这样的影响可能会更大，为未来的高精度调查，我们认为，反演应正确建模的理论峰值模型。
2018-02-19 astro-ph.CO
Weak lensing peak statistics in the era of large scale cosmological surveys
弱透镜峰计数是约束宇宙学参数的有力统计工具。到目前为止，这种方法只适用于面积较小的测量，最大可达几百平方度。由于未来的调查将提供数千平方度的弱透镜数据集，对峰值统计的理论预测的需求将变得更高。特别是，需要增加宇宙体积的大型模拟。在这项工作中，我们研究了使用快速Comoving-Lagrangian加速（COLA）方法生成的模拟，再加上收敛图生成器Ufalcon，用于预测峰值计数的可能性。我们研究的系统介绍了COLA方法通过比较它与一个完整的TreePM代码。我们发现，对于一个2000度的$^2$调查，系统误差是远远小于统计误差。这表明，COLA方法是能够产生有前途的理论预测弱透镜峰。我们还研究了数据向量的各种配置的约束能力，探索将样本分割成层析箱并结合不同平滑尺度的影响。我们发现平滑尺度的组合具有最大的约束力，与单个平滑尺度相比，对$S_8$幅度参数的约束提高了至少40%，而断层扫描仅使测量精度增加有限。
2018-10-31 astro-ph.CO
Environmental effects on halo abundance and weak lensing peak statistics toward large underdense regions
宇宙微波背景（CMB）包含一个异常冷点，周围有一个热环，称为冷点。Inoue & Silk（2006）提出，这个特征可以通过假设一个超空来解释：如果存在这样一个大的欠密区域，那么在斑点周围扰动的物质的增长可能与宇宙中的平均值不同，这种差异可能会影响峰值统计的弱透镜分析。为了研究环境对晕圈数计数和峰值统计的影响，我们使用了一种公开可用的光线跟踪模拟，用于一个边长为2250 $h^{-1}$ Mpc的盒子（Takahashi等人，2017）。我们发现，在模拟中，朝向最大欠密度区域的大质量晕的数量计数减少，并且基于宇宙平均值，差异的相应显著性为$\geq3σ$。根据峰值统计分析结果，随着质量晕的减少，高峰值的数量减少，而低峰值的数量随着视线中物质的缺乏而增加。在总信噪比中，大欠密度区域中峰计数减少的最高显著性为$5σ$。我们的结果表明，环境对晕丰度和弱透镜峰统计的影响可以用来探测超空的存在和性质。
2019-08-08 astro-ph.CO
Probing cosmology with weak lensing selected clusters I: Halo approach and all-sky simulations
我们利用分析模型和大型数值模拟，探索各种统计的集群选择与宇宙剪切测量。我们首先发展了一个晕模型来预测弱透镜选择星系团的丰度和成簇性。观测效应，如星系形状噪声包括在我们的模型。然后，我们生成现实的模拟弱透镜目录来测试我们的分析模型的准确性。为此，我们执行全天空光线跟踪模拟，使我们能够有一个大的连续区域的多个实现。我们使用明亮恒星的实际位置对天空中的遮蔽区域进行建模，并生成200个模拟弱透镜目录，天空覆盖范围约为1000平方度。我们表明，我们的理论模型同意以及从模拟目录直接计算的统计和它们的协方差的系综平均。在典型的选择阈值下，忽略形状噪声校正导致高估了具有约10%的水平的弱透镜选择的集群的聚类，并且形状噪声校正将集群丰度提高了几倍。我们使用晕圈模型计算互协方差，并考虑到由于掩模而有效减少的调查区域。宇宙切变自功率谱的协方差受来自天空遮蔽的模式耦合效应的影响。我们的模型和结果可以很容易地用于宇宙学分析与正在进行的和未来的弱透镜调查。
2015-09-04 astro-ph.CO
Effects of baryons on weak lensing peak statistics
即将到来的弱透镜巡天有可能成为领先的宇宙学探测器，前提是所有的系统效应都在控制之下。最近，由于来自活动星系核（AGN）的反馈能量导致的气体喷射已被确定为不确定性的主要来源，这对未来弱透镜探测器在宇宙学方面的成功提出了挑战。本文研究了重子对收敛场中弱透镜峰数目的影响。我们的分析是基于通过$N$-体模拟的光锥构建的全天空收敛图，我们依赖于施耐德等人的重子校正模型。（2019）来模拟重子对密度场的影响。结果发现，重子效应强烈依赖于收敛映射的高斯平滑。对于类似DES的测量设置，$θ_k\gtrsim8$ arcmin的平滑足以将重子信号保持在预期的统计误差以下。较小的平滑尺度会显著抑制高峰值（信噪比高于2），而较低的峰值不受影响。这种情况对于类欧几里德的设置更为严重，其中需要$θ_k\gtrsim16$ arcmin的平滑以保持重子抑制信号低于统计误差。较小的平滑尺度需要重子效应的完整建模，因为低峰和高峰都受到重子反馈的强烈影响。
2019-10-01 astro-ph.CO
Effects of galaxy intrinsic alignment on weak lensing peak statistics
星系内禀排列是弱透镜系统学研究中的一个重要来源。在本文中，我们采用大型模拟与半解析星系形成，研究IA对WL峰值统计的影响。构造了不同红移分布的模拟源星系样本，其中包括WL剪切和IA信号。然后对这些样本进行收敛重建和峰值统计。结果表明，IA对峰丰度的影响主要包括两个方面。一个是IA对形状噪声的额外贡献。另一种是来自卫星IA的，其可以显著地影响来自其宿主集群的峰值信号。后者取决于包含在剪切样本的星系团的卫星星系，有助于WL峰的水平，因此是敏感的源星系的红移分布。我们特别关注卫星IA，并在模拟中对其进行人工调整，以分析卫星IA影响对其强度的依赖性。这些信息可以潜在地被纳入WL峰丰度的建模，特别是对于高峰值物理起源于大规模的星系团，从而减轻IA系统学的宇宙学约束来自WL峰。
2022-10-13 astro-ph.CO
Do dark matter halos explain lensing peaks?
我们已经研究了最近提出的基于晕的模型，骆驼，预测弱透镜峰计数，并比较其结果在收集的162个宇宙学与那些从N体模拟。虽然来自两个模型的计数对于具有$\mathcal{S/N}>1$的峰一致（其中$\mathcal{S/N}$是峰高与r.m.s.形状噪声），我们发现$\approx 50\%$在$\mathcal{S/N}=0$附近的峰的计数较少，而在负$\mathcal{S/N}$尾的计数显著较高。添加形状噪声将所有宇宙学的差异减少到$20\%$内。我们还发现了更大的协方差对宇宙学参数更敏感。结果，$\{Ω_m, σ_8\}$中的可信度区域更大。尽管可信的轮廓是相称的，但每个模型都从不同类型的峰值中提取其预测能力。低峰，特别是那些具有$2<\mathcal{S/N}<3$的峰，在N体数据中传递重要的宇宙学信息，如\cite{DietrichHartlap, Kratochvil2010}所示，但\textsc{Camelus}几乎完全限制了高显著性峰$(\mathcal{S/N}>3)$的宇宙学。我们的研究结果证实了使用宇宙学相关的协方差的重要性，至少有14%的改进参数约束。我们将协方差估计确定为推理差异背后的主要驱动因素，并提出了使Camelus作为高度准确的峰值计数模拟器更加有用的可能方法。
2016-09-13 astro-ph.CO
Peaks in weak lensing mass maps for cluster astrophysics and cosmology
本文综述了利用弱透镜质量图中的峰识别星系团的方法，强调纯引力选择相比传统方法的优势，并指出斯巴鲁巡天已识别300多个高信噪比星系团，可用于精确宇宙学约束。
2024-12-17 astro-ph.CO
Scatter and bias in weak lensing selected clusters
我们研究散射和偏见在弱透镜选定的集群，采用分析模型的暗物质晕和数值模拟数据的弱透镜集群调查。我们特别关注星系团内暗物质分布多样性的影响。我们发现，透镜会聚图的峰高与晕的维里质量相关性很差。对于具有较高平均内部密度的球形过密度物质，相关性更紧密。我们研究了晕圈形状对峰高的依赖性，发现晕圈多样性引起的均方根散射与峰高成线性比例，比例因子为0.1-0.2。来自晕形状的噪声被发现是可比的源星系形状噪声和宇宙剪切噪声。我们发现显着的晕取向偏差，即，弱透镜作用所选择的簇平均具有与视线方向对准的主轴。我们使用解析的三轴晕模型计算方位偏差，得到的结果与射线追踪结果相当一致。我们开发了一个处方，分析计算的数量计数弱透镜峰考虑到所有的主要来源的散射峰高。我们发现，改进的解析预测与模拟结果吻合良好的高S/N峰。我们还比较了预期的数量计数与我们的弱透镜分析结果为4平方度的斯巴鲁/Suprime-Cam观测，并找到了一个很好的协议。
2012-09-04 astro-ph.CO
The Impact of Magnification and Size Bias on Weak Lensing Power Spectrum and Peak Statistics
弱透镜功率谱是探测宇宙学参数的有力工具。此外，透镜峰计数包含超出功率谱的宇宙学信息。这两个统计数据都可能受到在高放大率的天空中优先选择源星系的影响，以及这些区域中源星系表面密度的稀释。如果不加以考虑，这些偏差会给宇宙学测量带来系统误差。在这里，我们量化这些系统误差，使用收敛图从一套光线跟踪N体模拟。在正在进行的和计划进行的主要弱透镜观测的截止星等m处，累积计数s = dlog[n（>m）]/dlog（m）的对数斜率在0.1 < s < 0.5的范围内。在s = 0.2时，预期在LSST的I波段中，Omega_m、w和sigma_8的推断值被许多sigma偏置（其中sigma表示边缘化误差），因此需要仔细建模偏置。我们还发现，当使用功率谱和峰值计数时，参数在（Omega_m，w，sigma_8）参数空间中的偏置不同。特别地，从功率谱导出的w比从峰值计数导出的w受影响更小，而对于[sigma_8 Omega_m^gamma]的最佳约束组合（其中来自功率谱的gamma=0.62，来自峰值计数的gamma = 0.48），情况正好相反。这表明功率谱和峰值计数的组合可以帮助减轻放大率和尺寸偏差的影响。
2013-10-28 astro-ph.CO
Constraining modified gravity with weak lensing peaks
本文利用弱引力透镜峰统计量，结合 FORGE 和 BRIDGE 模拟、高斯过程回归模拟器及高斯似然，检验 $f(R)$ 和 nDGP 修改引力模型，证明峰统计量可在第四阶段巡天中有效区分广义相对论并高精度约束修改引力参数。
2024-08-01 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from Weak Lensing Peaks: Can Halo Models Accurately Predict Peak Counts?
为了从下一代大型高精度弱透镜（WL）巡天（例如Euclid，Roman，LSST）中提取完整的宇宙学信息，需要利用高阶统计量来探测大尺度结构（LSS）的小尺度非线性区域。WL峰值计数，追踪宇宙网中的超密度，是一个有前途的和简单的统计约束宇宙学参数。WL峰的物理起源以前被链接到沿视线的暗物质晕，这种峰晕连接已被用于开发各种半解析晕为基础的模型，用于预测峰值计数。在这里，我们研究了WL峰值的起源和基于光晕的WL峰值计数模型的有效性，使用一套光线跟踪N体模拟。我们比较WL峰值收敛地图从完整的模拟到那些在地图中创建的粒子与晕-后者扮演的角色，一个“完美的”晕模型。我们发现，虽然光环的贡献是能够复制峰计数定性好，光环并不能解释所有WL峰。晕特别低估了负峰，这与沿视线的大规模欠密区域的局部密度过高有关。此外，对于大于$\geq$ 100 deg $^{2}$的测量，忽略非光晕对峰计数的贡献会导致参数（$Ω_{\rm m}$、$σ_{8}$）出现显著偏差。我们的结论是，宇宙网络的其他元素，外部和远离暗物质晕，需要纳入WL峰的模型，以推断无偏见的宇宙学约束。
2022-02-28 astro-ph.CO
Weak lensing peak count as a probe of f(R) theories
星系团对微弱高红移星系的弱引力透镜，传统上被用来研究星系团的质量分布，并作为一种工具来识别剪切图中的峰值。然而，很快就清楚的是，峰值统计也可以作为一种方式来约束基础的宇宙学模型，因为它依赖于宇宙膨胀率和结构的增长率。从区分广义相对论和修正引力的角度来看，这一特征使得峰值统计特别有趣。在这里，我们考虑一般类的$f(R)$理论和计算的基础上的孔径质量统计的可观测质量函数。我们补充我们的理论分析与Fisher矩阵预测的约束，欧几里得\，-\，像调查可以施加在$f(R)$模型参数。我们表明，峰值统计单独可以在原则上区分广义相对论和$f(R)$模型和强烈约束的$f(R)$参数，是敏感的非线性增长的结构。然而，需要进一步的分析，以包括可能的选择功能的峰值红移的确定。
2013-03-16 astro-ph.CO
Constraining neutrino masses with weak-lensing multiscale peak counts
大质量中微子影响宇宙的背景演化以及结构的生长。能够模拟这种效应并限制它们的质量之和是现代宇宙学的关键挑战之一。弱透镜宇宙学约束也将很快达到更高水平的精度与下一代的调查，如LSST，WFIRST和欧几里得。我们使用的MassiveNus模拟得到的中微子质量$M_ν$，现今的总物质密度$Ω_{\rm m}$，和原始的功率谱归一化$A_{\rm s}$在层析设置的总和的约束。我们测量的透镜功率谱作为二阶统计随着峰值计数作为高阶统计从模拟产生的透镜收敛图。我们调查宇宙学参数的多尺度滤波方法的影响，采用星（小波）滤波器和级联的高斯滤波器。在这两种情况下，峰值计数在参数集[ $M_ν$，$Ω_{\rm m}$，$A_{\rm s}$ ]上的性能分别优于63 $\%$，40 $\%$和72 $\%$（当使用星形滤波器时）和70 $\%$，40 $\%$和77 $\%$（当使用多尺度高斯时）。更重要的是，我们表明，当使用多尺度的方法，加入功率谱和峰值不添加任何相关的信息，只考虑单独的峰值。虽然这两种多尺度滤波器的行为相似，但我们发现，使用星型滤波器，数据协方差矩阵中的大部分信息都编码在对角元素中;这在反转矩阵时是一个优势，可以加快数值实现。
2021-01-05 astro-ph.CO
Weak lensing peak statistics -- steepness versus height
在弱透镜宇宙学研究中，峰值统计对非线性结构很敏感，因此是宇宙剪切两点关联的补充。在本文中，我们探索了一种新的方法，即，峰陡统计，与常用的峰高统计相比，其总体目标是了解嵌入其中的宇宙学信息。我们进行分析，考虑不同的宇宙学参数$Ω_{\rm m}$和$σ_8$的射线追踪模拟。还提出了一种基于陡度计算高峰丰度的理论模型，该模型可以很好地描述模拟峰分布的主要趋势。我们采用$Δχ^2$和Fisher分析研究宇宙学依赖的两个峰值统计使用我们有限的模拟集以及我们的理论模型。在不考虑潜在系统效应的情况下，结果表明，陡度统计比峰高统计对宇宙学参数具有更高的灵敏度，并且这种优势随着形状噪声的增加而减弱。利用该理论模型，我们研究了两种统计量所包含的不同宇宙学信息的物理原因。我们的分析表明，从大尺度结构的投影效应起着重要的作用，以提高增益的陡度统计。暗物质晕密度分布的红移和宇宙学依赖性也导致了两种统计量之间的差异。
2023-02-16 astro-ph.CO
Cosmology from weak lensing peaks and minima with Subaru Hyper Suprime-Cam survey first-year data
本文利用HSC Y1弱引力透镜数据，通过结合峰计数、谷计数和角功率谱的前向建模，在平坦ΛCDM模型下将S8约束精度较仅用功率谱提升35%，得到S8=0.810^{+0.022}_{-0.026}。
2023-08-21 astro-ph.CO
The Accuracy of Weak Lensing Simulations
我们调查弱透镜模拟的准确性，通过比较五个独立开发的透镜模拟代码运行在相同的输入$N$体模拟的结果。我们的比较集中在透镜收敛图产生的代码，特别是在相应的PDF，功率谱和峰值计数。我们发现，在尺度$\ell \approx 4000$上，透镜码的收敛功率谱与$\lesssim 2\%$一致.对于透镜峰计数，对于具有信噪比$\lesssim 6$的峰，一致性优于PDMATHBMP。本文还讨论了玻恩近似、视线离散、粒子噪声和光顺等引起的系统误差。测试的透镜代码以明显不同的方式处理这些影响，但它们仍然显示出令人满意的一致性。因此，我们的研究结果表明，系统误差，由于现有的透镜代码的操作应该是小的。此外，它们对透镜模拟的收敛功率谱的影响可以预测其数值细节，然后可以作为验证测试。
2020-06-17 astro-ph.CO
Cosmology Constraints from the Weak Lensing Peak Counts and the Power Spectrum in CFHTLenS
透镜峰被认为是一种有用的统计量，它包含了来自非高斯性的宇宙学信息，这些信息是传统的两点统计量（如功率谱或两点关联函数）无法获得的。在这里，我们研究弱透镜峰计数的宇宙学参数的约束，使用154度$^2$ CFHTLenS调查的公开数据。我们利用一套新的射线跟踪N体模拟网格上的91个宇宙学模型，涵盖了广泛的范围内的三个参数$Ω_m$，$σ_8$，和$w$，并复制银河系的天空位置，红移，和形状噪声的CFHTLenS观测。然后，我们建立了一个仿真器，内插功率谱和峰值计数到$\leq 5\%$的精度，并计算三维参数空间（$Ω_m$，$σ_8$，$w$）的可能性从两个可观的。我们发现，从峰值计数的约束是可比的功率谱，并有点紧时，不同的平滑尺度相结合。在没有外部数据的情况下，这两个观测值都不能约束$w$。当功率谱和峰值计数被组合时，与单独使用功率谱相比，（$Ω_m$，$σ_8$）平面中的误差“香蕉”的面积减小了$\approx2$的因子。对于一个平坦的$Λ$冷暗物质模型，结合这两种统计量，我们得到了约束$σ_8(Ω_m/0.27)^{0.63}=0.85\substack{+0.03 \\ -0.03}$。
2015-10-01 astro-ph.CO
Weak Lensing Results of the Merging Cluster A1758
在这里，我们提出了A1758的弱透镜效应的结果，这是已知的，包括四个子集群经历两个独立的合并，A1758 N和A1758 S。A1758 N的弱透镜效应结果与之前对1 E0657 -558（子弹星系团）和MACS J0025.4-1222的弱透镜效应结果一致，后者的X射线气体成分被发现与其星系团的引力势在很大程度上分离。A1758 N的几何结构与先前公布的合并不同，因为它的一个X射线峰覆盖了相应的引力势，而另一个X射线峰与它的星系团的引力势分离得很好。两个北星系团的弱透镜质量峰在2.5 σ水平上分离。我们估计A1758 N星系团的总质量为2.2+/-0.5 10 ^15 M_sun，r_200=2300（+100/-130）kpc。我们还检测到七个强透镜候选者，其中两个可能提供的信息，将提高质量测量的A1758 N。
2011-11-30 astro-ph.CO
Cosmology with weak-lensing peak counts
弱引力透镜（WL）会导致星系图像的扭曲，并在大尺度上探测大质量结构，使我们能够了解宇宙的晚期演化。从WL中提取宇宙学信息的一种方法是使用峰值统计。峰是大质量晕的示踪物，因此可以探测质量函数。它们保留了非高斯信息，并且已经被证明是约束宇宙学的一个有前途的工具。在这项工作中，我们开发了一个新的模型来预测WL峰值计数。该模型基于晕圈采样生成快速模拟，并从导出的透镜映射中选择峰值。这种方法有三个主要优点。首先，该模型非常快：只需几秒钟即可执行实现。其次，包括现实条件是直截了当的。第三，由于其随机性，该模型提供了完整的分布信息。我们表明，我们的模型符合N体模拟。然后，我们研究了宇宙学相关的协方差对约束条件的影响，并探索了不同的参数推断方法。一个特别的重点放在近似贝叶斯计算（ABC），接受拒绝采样，而不需要估计的可能性。我们表明，ABC是能够产生强大的约束，大大降低了时间成本。研究了几种滤波技术，以提高多尺度信息的提取。最后，新模型被应用到CFHTLenS，KiDS DR 1/2和DES SV数据集。我们的初步结果同意普朗克约束假设的Lambda CDM模型。总体而言，本论文锻造了一个创新的工具，为未来的WL调查。该手稿对WL峰值计数进行了简要回顾。
2016-12-13 astro-ph.CO
KiDS-450: Cosmological Constraints from Weak Lensing Peak Statistics - II: Inference from Shear Peaks using N-body Simulations
我们研究的统计峰值弱透镜重建质量地图的第一个450平方度的千度调查。该地图的计算与孔径质量直接施加到剪切场与NFW的补偿过滤器。我们比较了观测中的峰值统计与各种宇宙学的模拟，以约束宇宙学参数$S_8 = σ_8 \sqrt{Ω_{\rm m}/0.3}$，它探测垂直于其主简并度的（$Ω_{\rm m}, σ_8$）平面。我们估计$S_8=0.750\pm0.059$，使用峰值的信号-噪声范围$0 \leq {\rm S/N} \leq 4$，并占各种系统，如乘法剪切偏置，平均红移偏置，重子反馈，内在的对齐，和剪切位置耦合。这些约束是$\sim25\%$更严格的约束，从高显着性峰单独（$3 \leq {\rm S/N} \leq 4$），通常跟踪单质量晕。这证明了从低S/N峰获得的信息。然而，我们发现，包括${\rm S/N} < 0$峰并没有增加更多的信息。我们的结果与KiDS-450断层剪切两点相关函数测量结果吻合良好。结合剪切峰与非断层测量的剪切两点相关函数产生$\sim20\%$改善$S_8$的不确定性相比，单独的剪切两点相关函数，突出了巨大的潜力的峰值作为宇宙学探针。
2017-10-24 astro-ph.CO
Gravitational Lensing Effects on the Baryonic Acoustic Oscillation Signature in the Redshift-Space Correlation Function
通过测量红移-空间关联函数中的重子声振荡（BAO）峰，可以得到角直径距离D_A（z）和哈勃参数H（z）随红移的变化，从而限制了暗能量和空间曲率的性质。通过放大率偏差及其与星系密度的互相关效应，讨论了引力透镜对星系关联函数的扰动。在BAO尺度下，引力透镜效应给星系关联函数增加了一个小的缓慢变化的分量，并且不显著改变其形状，通过该分量可以测量BAO峰值。在角平均关联函数中，由于引力透镜效应，BAO峰的位置相对移动，在z=1时为10^-4，在z=2.5时上升到10^-3。在视线附近，透镜效应更强，但是当星系相关性平均在视线的5度范围内时（在一次调查中只包含0.4%的星系对），相对峰值位移在z=1和z=2.5时仅增加到10^-3.3和10^-2.4。此外，可以单独测量透镜效应的贡献，并从BAO尺度下观察到的相关性中减去。
2010-08-07 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
Cosmological Studies from HSC-SSP Tomographic Weak Lensing Peak Abundances
我们进行弱透镜层析峰值研究，使用第一年的剪切数据从超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划（HSC-SSP）的调查。在我们的分析中使用的字段选择，掩模和边界排除后的有效区域是$\sim 58 °^2$。源星系被分为低和高红移仓与$0.2\le z_p\le0.85$和$0.85\le z_p\le1.5$，分别。我们利用我们的晕为基础的理论峰值模型，包括大尺度结构的投影效应，从观测到的断层高峰值丰度的信噪比范围内的$ν_{\rm N}=[3.5,5.5]$宇宙学约束。这些高峰值与大质量星系团的透镜效应密切相关。因此，将它们的成员星系包含在切变目录中会导致显著的源聚集，并稀释它们的透镜信号。我们在我们的理论模型中考虑了这种系统性影响。此外，还分析了重子效应、星系内禀排列以及剪切和测光红移校准中的残余不确定性的影响。在平坦的$Λ$ CDM模型中，导出的约束是分别具有从两个星团目录CAMIRA和WZL测量的源聚类信息的$S_8=0.758_{-0.076}^{+0.033}$和$0.768_{-0.057}^{+0.030}$。不对称的不确定性是由于$(Ω_{\rm m}, σ_8)$在高峰值丰度下的简并方向与在宇宙剪切两点关联下的不同，从而近似地产生了幂指数$α=0.5$。拟合我们的约束，我们得到$α\approx 0.38$和$Σ_8=0.772_{-0.032}^{+0.028}$…
2022-10-14 astro-ph.CO
A new model to predict weak-lensing peak counts II. Parameter constraint strategies
峰值计数已被证明是提取弱透镜信号的非高斯部分的优秀工具。最近，我们发展了一个快速随机正演模型来预测弱透镜峰计数。我们的模型是能够重建的基本分布的观察分析。在这项工作中，我们探索和比较各种策略的约束参数使用我们的模型，重点是物质密度$Ω_\mathrm{m}$和密度波动幅度$σ_8$。首先，我们研究协方差宇宙学依赖（CDC）的影响。其次，我们使用Copula似然进行分析，这种技术与高斯似然相比假设较弱。第三，直接的，非分析参数估计使用的分布的全部信息。第四，我们得到的约束条件与近似贝叶斯计算（ABC），一个有效的，强大的，和似然自由的算法的基础上接受拒绝抽样。我们发现，忽略CDC效应放大参数轮廓的22%，和协方差变化copula似然是一个很好的近似真实的可能性。直接技术工作良好，尽管嘈杂的轮廓。关于ABC，迭代过程快速收敛到后验分布，与我们其他分析的结果非常一致。作业成本法的时间成本降低了两个数量级。我们的弱透镜峰值计数模型的随机性使我们能够使用各种技术，接近真实的潜在概率分布的观测，而不做简化的假设。我们的工作可以推广到其他观测值，其中正向模拟提供了底层分布的样本。
2015-11-12 astro-ph.CO
Extreme value statistics of weak lensing shear peak counts
弱引力透镜图峰值的统计是目前和未来观测中约束宇宙学参数的一种很有前途的方法。在这里，我们调查它的权力时，使用一般的极值统计，这是非常敏感的指数尾晕质量函数。为此，我们使用分析方法来量化由星系团、大尺度结构和观测噪声引起的弱透镜峰的数量。这样做，我们进一步改进了该方法在由非线性结构主导的高信噪比的制度，通过考虑这些计数嵌入到周围的剪切所造成的大尺度结构。我们推导出的极值和顺序统计的过密度（正峰值）和欠密度（负峰值），并提供了一个优化的标准，以分裂成子字段的宽场调查，以抽样的极值分布，使预期的对象，造成最大的信号主要是由于星系团。我们发现我们的模型预测与射线跟踪$N$体模拟良好的协议。对于一个欧几里德的调查，我们发现$σ_8$和$Ω_\text{m}$与$\sim 10^{-3}$的相对不确定性的严格约束。相反，状态方程参数$w_0$只能用$10\%$能级来约束，即使我们包括红移信息，也无法得到$w_\text{a}$。
2015-11-12 astro-ph.CO
The FLAMINGO project: cosmology with the redshift dependence of weak gravitational lensing peaks
利用FLAMINGO流体动力学模拟研究Euclid类弱引力透镜峰，发现高信噪比峰主要追踪大质量暗晕，其红移分布对重子物理不敏感而对宇宙学敏感，可用于同时校准重子反馈并约束宇宙学。
2025-02-25 astro-ph.CO
Advancing weak lensing mass mapping with a mask-aware HEALPix transformer
State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院暗物质物理全国重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) / Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
HEALFormer通过mask tokens处理任意调制几何，实现高分辨率弱引力透镜质量制图，优于传统方法，突破线性重建理论极限。
2026-03-26 astro-ph.CO astro-ph.IM
Comparing weak lensing peak counts in baryonic correction models to hydrodynamical simulations
下一代弱透镜（WL）调查，如维拉鲁宾天文台的LSST，$\textit{Roman}$太空望远镜和$\textit{Euclid}$太空任务，将提供大量的数据探测小，高度非线性尺度。从这些尺度中提取信息需要高阶统计和控制相关的系统学，如重子效应。为了在宇宙学分析中考虑重子效应，减少计算量，人们提出了半解析重子修正模型。在这里，我们研究的准确性的BCM WL峰值计数，一个很好的研究，简单，有效的高阶统计。我们比较WL峰值计数产生的全流体动力学模拟的IllustrisTNG和重子校正版本的相应的暗物质的模拟IllustrisTNG黑暗。我们应用DES，KiDS，HSC，LSST，$\textit{Roman}$和$\textit{Euclid}$所达到的深度处的星系形状噪声。我们发现，在BCM中的峰值计数是（i）准确的百分比水平的峰值与$\mathrm{S/N}<4$，（ii）统计上无法区分从IllustrisTNG在大多数当前和正在进行的调查，但（iii）不足以深未来调查覆盖最大的立体角，如LSST和$\textit{Euclid}$。我们发现，BCMs匹配个别峰值准确，但低估了最高峰的幅度。我们的结论是，现有的BCM是一个可行的替代完全流体动力学模拟宇宙学参数估计从超越高斯统计正在进行的和未来的调查与适度的立体角。对于最大规模的调查，需要改进BCM以提供更准确的匹配，特别是最高峰。
2022-01-20 astro-ph.CO
