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
Triaxial strong-lensing analysis of the z > 0.5 MACS clusters: the mass-concentration relation
高浓度的几个强透镜集群理论LambdaCDM的预期和测量之间存在着重大的不一致。三轴性和取向偏差可能是这种分歧的根源，因为沿着视线延伸的星系团将具有相对较高的投影质量密度，从而增强了由此产生的透镜效应。对统计样本的分析可以进一步探索这些影响，并减少偏倚。在这项工作中，我们对z > 0.5的12个MACS集群进行了全三轴强透镜分析，这是一个完整的X射线选择样本，并充分考虑了固有的3D形状对其强透镜特性的影响。我们首先构建强透镜质量模型的基础上，每个集群的多个图像，并适合投影椭球Navarro-Frenk-White晕与任意方向的每个质量分布。然后，我们使用贝叶斯统计反演测得的表面质量密度。虽然这个样品的爱因斯坦半径是显着大于预测的LambdaCDM，在这里，我们发现，质量浓度关系是完全符合N体模拟的结果。z > 0.5的MACS簇遭受中等形式的取向偏差，如对于X射线选择的样品可以预期的。由于大多数是非弛豫的，在相对高的红移，高X射线光度和明显的子结构，这些集群可能位于标准的浓度-爱因斯坦半径关系之外。我们的研究结果的重要性的三轴性和适当选择的样品理解星系团的属性，并建议，高Z，不放松的低浓度集群形成一个不同的类突出的强引力透镜。弧红移的确认和弱透镜的数据在外部区域需要进一步完善我们的分析。
2011-10-13 astro-ph.CO
Constraining VLBI-optical offsets in high redshift galaxies using strong gravitational lensing
我们提出了一个多波长分析的两个高度放大的强引力透镜星系，类B 0712 +472和类B1608+656，在红移$1.34$和$1.394$，分别使用新的VLBI和档案HST观测。我们重建的位置的无线电和光的发射与他们的不确定性，使用Monte Carlo采样。我们发现在B 0712 +472类中，光辐射和射电辐射在$2\pm5$质量（$17\pm 42$ pc，红移为1.34）内是共空间的。但是，在B1608+656类中，我们重建了一个$25\pm16$质量的光-射偏移（$214\pm137$ pc，红移为1.394），这是在如此高的红移下对活动星系核测量到的最小偏移。光谱特征表明B1608+656是一个合并后的星系，结合本文报道的光学VLBI偏移量，使B1608+656成为一个有希望的候选者高$z$偏移活动星系核。此外，VLBI观测的毫角秒角分辨率与精确的透镜模型相结合，使我们能够在空间上定位的无线电发射在$0.05$质量精度（$0.4$ pc）在CLASS B 0712 +472，和$0.009$质量精度（$0.08$ pc）在CLASS B1608+656。在高红移星系中寻找光射电偏移将因即将进行的天气学全天巡天而变得容易，包括E-ELT和SKA，它们预计将发现$\sim 10^5$强透镜星系，开启一个以高角分辨率观测大型强透镜样本的时代。
2020-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass-concentration relation in lensing clusters: the role of statistical biases and selection effects
星系团的质量与浓度的关系可以追溯星系团的形成和演化。大规模的透镜集群被观察到过度集中，并遵循与一致性$Λ$ CDM范式的预测的张力急剧缩放。我们批判性地修正了CLASH，SGAS，LOOLS和弱透镜团的高红移样本中的关系。质量和浓度的测量是反相关的，这可能会使观察到的关系偏向更陡峭的值。我们纠正了这种偏见，并比较了测量的关系到理论预测占晕三轴性，绝热收缩的晕，存在一个占主导地位的BCG，主要是在所观察到的样品中的选择效应。预期关系的归一化、斜率和离散度与样本密切相关。对于所考虑的样本，预测的斜率是陡峭得多，比基本的关系表征暗物质只有集群。我们发现，对观测关系中的统计偏差和选择偏差的校正主要解决了与$Λ$ CDM模型的紧张关系。
2015-03-17 astro-ph.CO
Sunyaev Zel'dovich Effect Observations of Strong Lensing Galaxy Clusters: Probing the Over-Concentration Problem
利用Sunyaev Zel 'dovich（SZ）阵列测量了10个强透镜选择星系团的SZ效应。SZA对几弧分空间尺度上的结构敏感，而强透镜质量建模将质量限制在小尺度（通常< 30”）。将两者结合起来提供了关于强透镜团的投影浓度的信息。我们测量的爱因斯坦半径是预期的两倍大，从SZ标度关系推断的质量。蒙特卡罗模拟表明，从预期分布中随机抽取的样本在约3%的时间内具有比观察到的集群更大的中值爱因斯坦半径。在以前的研究中，已经注意到了这种隐含的过度集中，这些研究使用的是较小的透镜群样本。对于这个样本来说，它仍然存在，但需要注意的是，这可能是由于系统效应造成的，例如如果强透镜星系团的气体比例大大低于预期。
2010-11-29 astro-ph.CO
The halo model with beyond-linear halo bias: unbiasing cosmological constraints from galaxy-galaxy lensing and clustering
我们确定的错误时，采用标准近似的线性晕偏置的星系-星系透镜和星系集群观测的联合晕模型分析。考虑到千度巡天，我们预测忽略非线性晕偏差将导致恢复的描述结构生长的宇宙学参数$S_8$和物质密度参数$Ω_{\mathrm{m}}$中出现多达5个$σ$偏移。我们包括规模$10^{-1.3}<r_{\rm{p}} \ / h^{-1}\, \mathrm{Mpc}<10$的数据向量，这些偏移的方向取决于通过其他滋扰参数提供给晕模型的自由。我们的结论是，因此，在未来的宇宙学晕模型分析的非线性尺度上的大尺度结构观测值的超线性晕偏差校正必须包括在内。
2022-06-30 astro-ph.CO
Subaru Weak Lensing Measurements of Four Strong Lensing Clusters: Are Lensing Clusters Over-Concentrated?
我们推导出径向质量配置文件的四个强透镜选定的集群，显示突出的巨弧（阿贝尔1703，SDSS J1446+3032，SDSS J1531+3414，和SDSS J2111-0115），通过结合详细的强透镜模型与弱透镜剪切测量深斯巴鲁Suprime-cam图像。弱透镜信号检测在所有四个集群，其红移范围从z=0.28至0.64的高意义。我们表明，添加强透镜信息与已知的弧红移显着提高质量密度分布的约束，相比，从弱透镜单独获得。虽然质量分布与LCDM模型的N体模拟中预测的通用形式很好地拟合，但所有四个簇似乎比理论预测稍微更集中（浓度参数c_vir \sim 8），即使在考虑了透镜选择样品中固有的较高浓度的偏倚之后。我们的研究结果是一致的，与以前的研究，同样检测到的浓度过剩，并增加了集群的总数与相结合的强，弱透镜技术研究到10。结合我们的样本与以前的工作，我们发现，具有较大的爱因斯坦半径的集群更密集。我们还提出了一个详细的透镜星系团A1703的模型，从多个图像家庭的约束，并发现暗物质内部密度轮廓是尖的斜率一致的-1，与预期一致。
2009-04-30 astro-ph.CO
Two-dimensional weak lensing shear for cluster mass, concentration, ellipticity and miscentering estimation
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能与替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学与仪器研究所）；Université Paris-Saclay, CEA, IRFU（巴黎萨克雷大学、法国原子能与替代能源委员会、核物理研究所）
本研究构建星系团二维约化剪切场正向模型，结合模拟推断，同时估计质量、浓度、椭圆率和中心偏移，质量约束改进达20%，并揭示忽略视线结构会低估质量不确定性。
2026-09-24 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
Mass and Concentration estimates from Weak and Strong Gravitational Lensing: a Systematic Study
我们研究如何以及晕属性的星系团，如质量和浓度，恢复使用透镜数据。为了生成大量不同红移的系统样本，我们使用代码MOKA。我们测量晕的质量和浓度，单独使用弱透镜数据（WL），拟合NFW配置文件的减少切向剪切配置文件，或通过结合弱和强透镜数据，通过添加有关爱因斯坦半径（WL+SL）的大小的信息。对于不同的红移，我们测量了质量和浓度的偏差，发现这主要是由晕椭球相对于视线的随机取向引起的。由于我们的模拟帐户的存在下，一个明亮的中央星系，我们进行质量和浓度的测量使用广义NFW配置文件，允许一个自由的内部斜坡。这减少了质量和浓度偏差。我们讨论了如何质量函数和浓度质量关系的变化时，使用WL和WL+SL估计。我们研究了选择效应如何影响测得的浓度-质量关系，表明强透镜群在固定质量下可能具有比平均值高20-30%的浓度，还考虑了强透镜选择的松弛集群样品的特定情况。最后，我们注意到，选择一个放松的星系团的样本，在一些集群调查中所做的，解释了浓度质量关系的偏差。
2014-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shape Profiles and Orientation Bias for Weak and Strong Lensing Cluster Halos
我们研究了从MultiDark MDR 1宇宙学模拟中提取的星系团晕的内在形状和等密度线的排列。我们发现，模拟晕，是非常长的小尺度上，越来越大的球形。由于这一趋势，沿视线的分析投影产生的浓度指数的高估作为半径的递减函数，我们量化使用的三维浓度（$c_{200}$）的内在分布和等密度形状弱和强透镜尺度。我们发现这种差异是$\sim 18\%$（$\sim 9\%$）低（中）质量集群晕与固有的低浓度（$c_{200}=1-3$），而我们发现几乎没有差异晕与固有的高浓度。等密度线被发现是相当良好的整个径向尺度的每个晕人口对齐。然而，已经发现单个晕的主轴偏离多达$\sim 30^{\circ}$。我们还提供了分析结果的增值目录，并已公开提供供下载。
2014-07-22 astro-ph.CO
Constraints on the Mass, Concentration, and Nonthermal Pressure Support of Six CLASH Clusters from a Joint Analysis of X-ray, SZ, and Lensing Data
我们提出了一个联合分析的钱德拉X射线观测，Bolocam热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）的效果观测，哈勃太空望远镜（HST）的强透镜数据，和HST和斯巴鲁Suprime-Cam弱透镜数据。多波长数据集是用来约束参数模型的暗物质和重子物质的分布在6个大规模的星系团的样本中选择的集群透镜和超新星调查与哈勃（CLASH）。对于六个集群中的五个，多波长数据集是很好地描述了一个相对简单的模型，假设球对称，流体静力学平衡，完全热压支持。与单独分析任何一个数据集相比，联合分析对集群的总质量和浓度产生了更好的约束。五个星系团的子样本被用来放置在集群内介质（ICM）由于非热过程，如湍流和大量的气体流动的压力支持的分数的上限。在95%的置信度下，我们将r500 c处的非热压力分数限制为小于0.11。这与最先进的流体动力学模拟相矛盾，流体动力学模拟预测，对于类似质量和红移的星系团，在r500 c处的非热压力分数约为0.25。这种张力可以通过样本选择和/或我们的球对称假设来解释。
2016-12-16 astro-ph.CO
Testing Offsets Between Cluster-Scale Halos and BCGs in Strong Lensing Models Using the Jackknife Method
Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Astronomy, Yonsei University（延世大学天文学系）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM, Marseille, France（艾克斯-马赛大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心、拉格朗日实验室）；Department of Physics, University of California, Davis（加州大学戴维斯分校物理系）
本研究用Jackknife方法检验强透镜模型中星系团晕与BCG偏移的必要性，发现MrMARTIAN框架下偏移不提升预测精度，质量分解非唯一，限制物理解释。
2026-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Combined strong and weak lensing analysis of 28 clusters from the Sloan Giant Arcs Survey
我们利用强透镜和弱透镜观测研究了28个星系团的质量分布。这些星团是通过其强大的透镜特性选择的，作为斯隆数字巡天（SDSS）的斯隆巨弧巡天（SGAS）的一部分。来自巨大弧的强透镜信息的质量建模与来自深斯巴鲁/Suprime-cam图像的弱透镜测量相结合，以主要获得对浓度参数和质量分布形状的鲁棒约束。我们发现，浓度c_vir是质量的陡峭函数，c_vir \propto M_vir^-0.59 \pm 0.12，其值大致与高质量（10^15 h^-1 M_sun）团簇的透镜偏置校正理论预期值一致。然而，在较低质量（10^14 h^-1 M_sun）下，观测推断的浓度参数似乎要高得多，这可能是重子冷却对内部密度分布进行修正的结果。陡的质量浓度关系也支持直接叠加分析的切向剪切剖面。此外，我们探索的二维形状的投影质量分布的堆积弱透镜剪切映射的个别集群与强透镜建模的位置角的先验信息，并找到一个大的平均椭圆度的最佳拟合值为e = 0.47 \pm 0.06的堆叠样品的质量分布的显着证据。我们发现，明亮的星系团成员星系分布的轨迹的整体质量分布非常好，虽然较暗的星系团星系的分布似乎比总质量更广泛。
2011-11-22 astro-ph.CO
Mock weak lensing analysis of simulated galaxy clusters: bias and scatter in mass and concentration
（摘要）我们量化的偏差和分散的星系团的质量和浓度来自一个理想化的模拟弱引力透镜（WL）调查，和它们的影响集群的质量浓度关系。为此，我们模拟WL扭曲人口的背景星系由于一个大的（~3000）样本的星系团晕提取千年模拟z~0.2。该研究考虑了形状噪声、星团子结构和非球面性以及相关大尺度结构的影响，但没有考虑视线方向上不相关的大尺度结构和观测效应。我们发现了一个小的，但non-accessible，负中位数偏差的质量和浓度在~ 5%的水平，确切的值取决于集群质量和径向调查范围。从WL导出的质量和浓度都显示出与其真实值相当大的分散性。即使对于M200 > 10^14.8 M_sun的最高质量星系团，这种散射在浓度和质量上也分别达到了~30%和~20%的水平，并且随着星系团质量的减小而显著增加。对于一个典型的观测，在距离星系团中心30”到15'的径向范围内，每弧分分析30个星系^[2]，导出的M200-c关系式的斜率和归一化值分别比真实的（3D）关系式低约40%和约15%。在质量的分散和偏见，反映了偏离在大半径的真实WL剪切/物质分布的模拟集群从NFW配置文件通过模拟观测。三轴星系团晕的方向主导浓度散射（除了在低质量，星系形状噪声成为主导），而c的偏差主要是由于维里半径内的子结构。
2012-05-11 astro-ph.CO
CLASH: Joint Analysis of Strong-Lensing, Weak-Lensing Shear and Magnification Data for 20 Galaxy Clusters
本文对从CLASH巡天中选取的16个X射线规则星系团和4个高倍率星系团的强透镜、弱透镜剪切和放大率数据进行了综合分析。我们的分析结合了来自16波段HST观测和主要使用斯巴鲁/Suprime-Cam拍摄的宽视场多色成像的约束。我们重建的表面质量密度分布的各个集群从一个联合分析的完整的透镜约束，并确定所有集群的质量和浓度。我们发现内部一致性的合奏质量校准是$\le 5\% \pm 6\%$通过比较与CLASH弱透镜只有测量的Umetsu等人。对于X射线选择的子样本，我们研究的浓度-质量的关系和其固有的散射使用贝叶斯回归方法。我们的模型产生的平均浓度的$c|_{z=0.34} = 3.95 \pm 0.35$在$M_{200c} \simeq 14\times 10^{14}M_\odot$和内在的散射$σ(\ln c_{200c}) = 0.13 \pm 0.06$，在良好的协议与LCDM预测时，CLASH选择功能的基础上的X射线形态规律性和投影效应被考虑在内。我们还推导出一个整体平均的表面质量密度分布的X射线选择的子样品通过堆叠他们的个人档案。堆叠的质量配置文件是很好地描述了一个家庭的密度配置文件预测的尖状暗物质为主的晕，即NFW，Einasto，DARKexp模型，而单一的幂律，核心等温和Burkert密度配置文件是不利的数据。我们表明，包括两个晕术语的尖状晕模型提供了更好的协议与…
2016-04-22 astro-ph.CO
Weak gravitational lensing as a probe of physical properties of substructures in dark matter halos
提出了一种利用弱引力透镜在星系群或星系团外围区域选择卫星星系的新方法。该方法是基于理论上的期望，切向剪切图案卫星星系周围会出现负值的偏移距离的中心的主晕。因此，我们可以定位的卫星星系的统计偏移距离的几个透镜平滑尺度，通过使用标准的重建表面质量密度图从弱透镜观测。我们使用高分辨率的宇宙学模拟来测试这个想法。我们表明，subhalos从主机晕的中心分离成功地定位，即使没有假设的中心的位置。对于一些这样的晕，特征质量和偏移长度也可以在统计的基础上估计。我们进行费舍尔分析，以显示如何以及即将到来的弱透镜调查可以约束卫星星系的质量密度分布。对于天空覆盖范围为20，000平方度的大型综合巡天望远镜来说，对于z=0.15时质量为10^14 Msun/h的星系团，星系团外部区域的成员星系质量可以被限制在约0.1 dex的精度。最后，我们探讨了质量范围在10^11-10^13 Msun/h的浅晕潮汐剥离特征的可探测性。
2014-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
QSOs sigposting cluster size halos as gravitational lenses: halo mass, projected mass density profile and concentration at $z\sim0.7$
放大偏差是一种通常被忽视的引力透镜效应，因为与透镜剪切相比，它被认为是次优的。由于亚毫米星系（SMG）的透镜分析的最佳特性，在这项工作中，我们能够测量的放大偏差所产生的类星体的样本作为透镜，$0.2<z<1.0$，在SMG观测的赫歇尔在$1.2<z<4.0$。成功地应用了两种不同的方法：传统的互相关函数方法和通过叠加技术的Davis-Peebles估计。第二个被发现是更强大的分析强透镜制度（$<20-30$ arcsec在我们的情况下），并提供了可能性，考虑到我们的样本中的源的位置误差。根据互相关函数的晕模型，类星体作为透镜所处的晕质量估计大于$\log_{10}{(M_{min}/M_\odot)} > 13.6_{-0.4}^{+0.9}$，这也被质量密度分布分析（$M_{200c}\sim 10^{14} M_\odot$）所证实。这些质量值表明，我们正在观察的透镜效应的集群大小晕路标的类星体，在以前的研究中的放大偏差。此外，我们能够估计透镜收敛，$κ(θ)$，为我们的放大率偏差测量下降到几个kpcs。导出的质量密度分布与Navarro-Frank-White（NFW）分布非常一致。我们还尝试估计晕质量和浓度参数，获得$M_{NFW}=1.0^{+0.4}_{-0.2}\times10^{14} M_\odot$和$C=3.5_{-0.3}^{+0.5}$。这个浓度值是相当低…
2019-09-03 astro-ph.CO
Comparison of an X-ray selected sample of massive lensing clusters with the MareNostrum Universe LCDM simulation
一个长期存在的问题是星系团的强透镜效应，与“标准”宇宙学模型框架中的预测相比，观测到的巨大引力弧的高比率。最近，很少有其他的理论预期和观测之间的不一致，声称这方面的爱因斯坦环的大尺寸和高浓度的少数集群具有强透镜功能。所有这些问题都一致表明，观测到的星系团可能是比预期更强的引力透镜。我们使用从MareNostrum宇宙中提取的星系团建立模拟目录，通过它们的X射线通量选择星系团。我们使用这些物体来估计在$z>0.5$上的12个MACS集群样本的透镜截面、爱因斯坦环和浓度的概率分布，这些样本在Ebeling et al.（2007）中提出，并在Zitrin et al.（2010）中进行了讨论。我们发现，模拟集群产生的$\sim 50%$少弧比观察到的集群。爱因斯坦环尺寸分布的中位数在模拟和观测之间相差$\sim 25%$。我们估计，由于集群的三轴性和方向偏差影响的镜头与最大的横截面，从透镜分析推断的个别MACS集群的浓度应高达$\sim 2$的一个因素大于预期的$Λ$ CDM模型。弧统计，爱因斯坦环，并在强透镜团簇的浓度问题得到缓解，但没有解决的基础上，我们的分析。然而，由于大多数用于模拟MACS集群的多个图像系统缺乏红移，这项工作的结果将需要用更多的数据来验证。即将到来的CLASH程序将为扩展我们的比较提供一个理想的样本。
2011-02-28 astro-ph.CO
Mass-concentration relation of clusters of galaxies from CFHTLenS
本文利用加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）的弱透镜观测数据，研究了场中$\sim 200$ redMapPer星系团的质量-浓度（$c$）关系。我们提取的$M$ - $c$的关系，而不是使用堆叠的弱透镜信号通过测量单个集群的密度分布。通过蒙特卡罗模拟，我们证明，虽然每个单独的集群的信噪比是低的，无偏的$M$ - $c$关系仍然可以可靠地从一个大样本的集群仔细考虑形状噪声，集群中心偏移，成员或前景星系的稀释效应，和投影效应的影响。我们的研究结果表明，在误差范围内推导出的$M$ - $c$关系redMapper集群是与模拟预测。有一个微弱的偏差，在晕浓度的蒙特卡罗模拟校准略高于从${\it Planck}$宇宙学预测。
2015-11-25 astro-ph.CO
Weak-lensing-inferred scaling relations of galaxy clusters in the RCS2: mass-richness, mass-concentration, mass-bias, and more
我们研究了<0.8 with masses M_200 >在第二次红序星系团巡天（RCS 2）中发现的红移范围为0.2<z 5 × 10^13 h_70^-1 M_sun的~10^4个星系团样本。RCS 2的深度和出色的图像质量使我们能够检测到z~0.7的团簇-质量互相关性。为了获得集群的质量，浓度和晕偏差，我们适合集群晕模型同时透镜信号和投影密度分布的红色序列集群成员，因为后者提供了严格的限制集群偏心分布。我们将质量-丰度关系参数化为M_200 = A x（N_200/20）^alpha，在低红移（0.2<z<0.35）处，A =（15.0 +- 0.8）x 10^13 h_70^-1 M_sun，alpha = 0.73 +- 0.07。在中等红移（0.35<z<0.55），我们发现了一个更高的归一化，这表明由于红色序列的建立，丰富度向较低红移的分数增加。偏心分布受到很好的约束。只有约30%的BCGs与暗物质分布的峰值相吻合。剩余的BCG分布用二维高斯模型模拟，其宽度随着质量的增加从0.2增加到0.4 h_70^-1 Mpc;宽度与r_200的比值随质量的增加而保持不变，平均值为0.44 ± 0.01。质量浓度和质量偏置关系在低红移时与文献结果相当吻合，但在高红移时具有较高的归一化，这可能是由于选择和投影效应。卫星分布的浓度随质量的增加而降低，并与…
2015-11-27 astro-ph.CO
CODEX Weak Lensing: Concentration of Galaxy Clusters at z ~ 0.5
本文对CODEX巡天中在$0.40 \leqslant z \leqslant 0.62$上选取的27个丰富度星系团进行了叠加弱透镜分析。用CFHT在5个波段观察到了这些场。我们测量堆积的表面质量密度分布与$14σ$的意义在径向范围$0.1 < R\ Mpc\ h^{-1} < 2.5$。该配置文件是很好地描述了晕模型，与主晕项以下的NFW配置文件，包括偏心效应。为了减少潜在的系统误差和星系团成员星系的污染，我们采用了一种保守的色星等方法来选择背景样本。我们进行贝叶斯分析的堆叠配置文件和约束的最佳拟合NFW参数$M_{200c} = 6.6^{+1.0}_{-0.8} \times 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$和$c_{200c} = 3.7^{+0.7}_{-0.6}$。偏心效应是根据先前对redMapPer SDSS集群的观测结果建模的。我们对$M_{200c}$和$c_{200c}$的约束使我们能够研究与数值预测的一致性，并选择浓度-质量关系来描述高丰度CODEX样品。比较我们的最佳拟合值为$M_{200c}$和$c_{200c}$与其他观测调查在不同的红移，我们发现没有证据的演化的浓度-质量关系，虽然它可以减轻特定的选择功能。类似于以前的研究调查的X射线光度-质量关系，我们的数据表明一个较低的演变比预期的自相似性。
2017-02-21 astro-ph.CO
Dark Matter Astrometry: Accuracy of sub-halo positions for the measurement of self-interaction cross sections
暗物质存在的直接证据和它的相互作用截面的测量已经由暗物质和像子弹星系团这样的合并系统中的星系团内气体之间的物理偏移提供。虽然信号较小，但这种效应在较小的合并中更为丰富，其中下落的子结构暗物质和气体被分离。在这样的低质量系统中，引力透镜信号主要来自弱透镜。确定子结构中的这种偏移的基本步骤是精确测量暗物质子峰的位置的能力。使用模拟哈勃空间望远镜的观测，我们第一次评估的精度和准确度，我们可以测量落集团使用弱引力透镜。我们证明，使用现有的和良好使用的质量重建算法可以测量的位置的1.5x1013 M的子结构，具有父晕十倍以上的质量小于0.3的偏差。在这种情况下，我们的分析表明，精度是足够的检测（在3 σ统计显著性）预期的平均偏移之间的暗物质和重子气体的下落集团从一个样本的50个大质量的集群。
2013-05-09 astro-ph.CO
Weak lensing by triaxial galaxy clusters
星系团的弱引力透镜研究通常假设一个球形的星系团模型来简化分析，但最近的一些研究表明，这种简化的假设可能会导致估计的星系团质量和浓度值有很大的偏差，因为星系团预计会表现出三轴性。然而，几个这样的分析引用了三轴模型中透镜势的空间导数的表达式，这容易引起误解。本文给出了三轴NFW星系团的弱透镜效应的清晰描述，并提出了一种有效而稳健的方法来模拟这些星系团并获得参数估计。通过考虑四个高度三轴NFW星系团，我们重新审视简化球形假设的影响，发现虽然浓度估计基本上是无偏的，除了在我们的一个traixial NFW模拟集群，其中的浓度只有轻微的偏见，质量显着偏置，高达40%，我们分析的所有集群。此外，我们发现，这样的假设可能会导致错误的结论，即一些子结构存在于星系团，甚至更糟的是，多个星系团存在于该领域。我们的聚类拟合方法还允许回答一个问题，即给定的聚类是否具有三轴性或简单的球形模型是不够好。
2011-10-25 astro-ph.CO
Galaxy cluster lensing masses in modified lensing potentials
我们在直接修正透镜势的引力理论中，确定了从CLASH巡天中选出的19个X射线星系团星系团的浓度-质量关系。我们模拟集群的NFW晕和适合他们的透镜信号，在立方Galileon和非局部重力模型，透镜会聚配置文件的集群。我们讨论了一些重要的问题，需要考虑到，与使用非参数和参数透镜的方法，以及假设的背景宇宙学。我们的结果表明，在修正的重力模型的浓度和质量的估计，在误差范围内，在$Λ$ CDM相同。这一结果表明，对于非定域模型，引力修正在星系团红移处太弱，而对于Galileon模型，屏蔽机制在星系团半径内是非常有效的。然而，在距离$\sim \left[2-20\right] {\rm Mpc}/h$从集群中心，我们发现，周围的力的配置文件是由$\sim20-40\%$在立方伽利略模型增强。这对动力学质量的估计有影响，这意味着基于透镜和动力学质量之间比较的引力测试也可以应用于立方伽利略模型。
2015-05-13 astro-ph.CO
The mass function dependence on the dynamical state of dark matter haloes
星系团是宇宙中最大质量的暗物质晕的发光示踪物。要将它们用作宇宙学探测器，需要对暗物质晕的性质进行详细描述。我们描述了晕的动力学状态如何影响高质量端的晕质量函数。我们使用了暗物质-唯一的MultiDark模拟套件和其中的高质量物体M > 2.7e13 M/h。我们测量的浓度，偏移量和自旋作为晕质量和红移的函数的平均关系。我们研究了平均值关系周围的分布。我们测量了晕质量函数作为偏移，自旋和红移的函数。我们制定了一个广义的质量函数框架，占动态状态的暗物质晕。我们证实了发现的浓度在高质量上翻，并提供了一个模型，预测浓度为不同的质量和红移值与一个单一的方程。我们模型的平均浓度，偏移量和修改后的Schechter函数的自旋周围的分布。与高质量晕相比，低质量晕的浓度表现出更快的红移演化，特别是在高浓度区域。在低红移的偏移参数是较小的，在最近的时间与结构的松弛协议。其分布的峰值从z = 1.4到z = 0移动了1.5倍。各个模型被组合成一个综合的质量函数模型，作为旋转和偏移的函数。我们的模型恢复基准质量函数，在红移0的3%的准确度，并占红移演化z = 1.5。当测量晕质量函数时，这种方法解释了晕的动力学状态。它与星系团观测中的动力学选择效应有联系。这是使用星团计数作为探测器的精确宇宙学的关键。
2021-06-10 astro-ph.CO
A New Approach to Identifying the Most Powerful Gravitational Lensing Telescopes
探测遥远星系的最佳引力透镜是那些具有最大质量浓度和沿着视线最有利的质量配置的透镜。我们寻找这种引力望远镜的新方法使用光学数据来识别发光红色星系（LRGs）的投影浓度。LRGs是潜在质量分布的有偏示踪剂，因此LRGs中总光度最高的视线可能包含最大的总质量。我们将这种选择技术应用于斯隆数字巡天，并确定了在红移范围0.1 < z < 0.7的3.5'半径内投影的总LRG光度最高的200个场。在这些领域的红移和角分布的LRG跟踪非LRG星系的浓度。这些领域是不同的; 22.5%包含一个已知的星系团和56.0%包含多个已知的集群以前在文献中确定。因此，我们的研究结果证实，这些LRG跟踪大规模的结构，我们的选择技术识别领域的大的总质量。这些场包含的LRG总光度比大多数已知的强透镜星系团高2-3倍，将是探测最高红移星系的最佳引力透镜场之一。
2013-04-19 astro-ph.CO
Weak lensing measurements of the APEX-SZ galaxy cluster sample
我们提出了一个弱透镜分析星系团的APEX-SZ调查。利用APEX望远镜通过Sunyaev-Zel \textquotesingle dovich效应（SZE）观测到的$39$大质量星系团，分析了WFI（@2.2mMPG/ESO）和Suprime-Cam（@SUBARU）三个波段的深空光学成像数据。在这项研究中获得的质量，包括X射线选择的子样本的27个集群，优化和使用的研究中约束的质量，可观察到的缩放关系在固定的宇宙学。我们弱透镜分析的一个新焦点是多色背景选择，以抑制宇宙方差对源星系红移分布的影响。我们通过星系密度，剪切剖面和恢复浓度来研究星系团成员污染的影响。我们量化的影响，源红移分布的质量估计的方差通过研究不同的集群红移和manitude限制的COSMOS巡天的9个子字段。我们在$z\!=\!0.45$和$R\!\approx\!23$ mag的浅层成像数据上测量了星团平均角直径距离比的$\sim 6$标准差。对于深层、$R=26$ mag的观测，标准差下降到$\sim 1$。这对应于$M_{200}$中8.4\%和1.4\%的散射。我们的背景选择减少了$20-40$ \%的这种散射，这取决于集群红移和成像深度。我们得出集群质量和不使用质量浓度关系，并找到一致的结果，和浓度与使用的质量浓度关系一致。
2019-08-27 astro-ph.CO
MOKA: a new tool for Strong Lensing Studies
强引力透镜是探测大质量暗物质晕核内物质分布的有力工具。最近和正在进行的星系团调查（MACS，CFHTLS，SDSS，SGAS，CLASH，LoCuSS）的分析已经解决了星系团中暗物质分布的性质问题。冷暗物质晕的N体模拟一致地发现，晕的特征应该是浓度-质量关系，随晕质量单调下降，并由大量的子结构填充，代表吸积祖晕的核心。验证这些预言对我们理解暗物质很重要。我们提出了MOKA，一个新的算法来模拟集群大小的晕的引力透镜信号。它实现了数值模拟的最新结果，以创建具有独立于数值分辨率的属性的逼真的集群规模的镜头。我们进行了系统的研究强透镜截面作为晕结构的函数。我们发现，强透镜截面最强烈地依赖于浓度和内斜率的密度分布的晕，其次是晕三轴性和存在一个明亮的中央星系的重要性顺序。
2012-01-16 astro-ph.CO
The Galaxy Cluster Concentration-Mass Scaling Relation
星系团的标度关系使它们成为研究结构形成的特别重要的宇宙学探针。在这项工作中，我们提出了一个全面的研究之间的关系的两个轮廓观测，浓度（$\mathrm{c_{vir}}$）和质量（$\mathrm{M_{vir}}$）。我们已经收集了最大的已知样本的测量从文献中使用一个或多个以下的重建技术：弱引力透镜（WL），强引力透镜（SL），弱+强透镜（WL+SL），焦散法（CM），视线速度色散（LOSVD），和X射线。我们发现，浓度-质量（c-M）的关系是高度可变的，这取决于所使用的重建技术。我们还发现来自暗物质的浓度只有模拟（约$\mathrm{M_{vir} \sim 10^{14} M_{\odot}}$）是不一致的WL和WL+SL的关系在$\mathrm{1σ}$水平，即使在三轴晕的投影被考虑在内。然而，为了完全确定模拟和观测之间的一致性，需要一个体积有限的集群样本，因为选择效应在回答这个问题时变得越来越重要。有趣的是，我们还发现了一个陡峭的WL+SL的关系相比，WL单独的，这可能是由不同形状的集群等密度的结果，虽然最有可能反映了这两种技术所造成的选择效果的差异。最后，我们比较了使用一种以上的技术，个别集群的浓度和质量测量，突出了潜在的偏差，可能存在于这样的观测样本的大小。
2015-11-20 astro-ph.CO
A test for skewed distributions of dark matter and a possible detection in galaxy cluster Abell 3827
对自相互作用暗物质（SIDM）的模拟预测，在碰撞过程中，暗物质应该落后于星系。如果这种相互作用是由高质量的力载体介导的，那么暗物质的分布也会产生不对称的暗物质尾巴。为了寻找这种不对称性，我们计算了具有自由{ \em偏度}参数的质量分布的引力透镜性质。我们将其应用于星系团Abell~3827中四个中心星系周围的暗物质。在星系的暗物质峰已被发现是偏移，我们尝试性地测量一个偏度$s=0.23^{+0.05}_{-0.22}$在同一方向的峰值偏移。我们的方法可能是有用的，在未来的引力透镜分析碰撞星系团和合并星系。
2017-04-13 astro-ph.CO
Mass - concentration relation and weak lensing peak counts
弱透镜收敛映象中的峰值统计是研究暗物质晕性质和约束宇宙学参数的有效工具。我们研究了可探测峰的数目及其与红移的比例如何依赖于团簇暗物质晕轮廓，并使用峰统计来约束质量-浓度（MC）关系的参数。我们调查的约束欧几里得任务可以设置MC系数也考虑到退化的宇宙学参数。为此，我们首先估计的峰的数量和红移分布不同的MC关系。我们发现，陡峭的质量依赖性和更大的归一化，更高的是可检测的集群的数量，与峰的总数变化高达$40\%$取决于MC关系。然后，我们执行的MC关系参数以及宇宙学参数的误差的Fisher矩阵预测。我们发现，Euclid检测到的峰数计数可以确定的归一化$A_v$，质量$B_v$和红移$C_v$斜率和固有的散射$σ_v$的MC关系到一个前所未有的精度为$σ(A_v)/A_v = 1\%$，$σ(B_v)/B_v = 4\%$，$σ(C_v)/C_v = 9\%$，$σ(σ_v)/σ_v = 1\%$，如果所有的宇宙学参数是已知的。如果我们放松这个严格的假设，约束条件就会降低，但是只设置一些参数或将峰值计数与普朗克数据相结合，就可以恢复非常好的结果。这种精确度可以让我们深入了解结构形成和演化的竞争场景，以及重子在集群组装中的作用。或者，对于固定的MC关系，当与普朗克结合时，未来的峰值计数可以与当前的BAO和SNeIa一样好地执行。
2014-09-19 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
On the separation between baryonic and dark matter: evidence for phantom dark matter?
近年来，人们已经看到了X射线和（弱）透镜轮廓碰撞星系团，例如，著名的“子弹”集群相结合的测量。这些观测揭示了重子物质和（主要的）引力物质的峰值在~（100-200）kpc量级的偏移。这种差异很难用修正的引力理论来解释，而不是用暗物质。或者他们不是？在这里，我们使用的概念“幻影暗物质“是基于牛顿解释的MONDian引力势。我们表明，这个想法实际上能够在理想的密度配置中产生实质性的抵消，涉及均匀的外部场。然而，当在MONDian宇宙学框架中分析时，我们推断该效应的大小（和概率）太小，无法解释最近观测中发现的观测到的偏移，至少在这里讨论的幻影暗物质的最简单化身中是如此。合并中的星系团的透镜中心很可能非常接近真实的质量中心，即使在MONDian宇宙学中也是如此。这支持了这样一种观点，即类中微子的非碰撞物质可能是观测到的透镜和X射线峰偏移的原因。
2009-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparison of weak lensing by NFW and Einasto halos and systematic errors
最近的N体模拟表明，Einasto径向剖面提供了最准确的描述暗物质晕。基于传统NFW函数形式的预测可能无法在精确宇宙学所需的百分比水平上描述宇宙物体的结构特性。我们计算的系统误差预期的星系团的弱透镜分析，如果一个错误的模型的透镜密度分布。尽管观察到的切向剪切剖面的NFW拟合可能非常好，但病毒质量和非常大量的晕圈（>~ 10^{15}M_Sun/h）的浓度可能分别被高估和低估~ 10%。不匹配的影响也使观测到的质量-浓度关系变陡，正如在星系群和星系团的多波长观测中所观察到的那样。根据剪切分析，Einasto和NFW晕可以通过对异常大质量结构的深层观测（>~ 2 \times 10^{15}M_Sun/h）或通过堆叠数千个群大小透镜的剪切剖面（>~ 10^{14}M_Sun/h）来区分。
2016-01-08 astro-ph.CO
Witt's hyperbola is both predicted and observed to pass close to the lensing galaxies in quadruple quasars
该研究验证了Witt双曲线经过透镜星系附近的结论，测得39个孤立透镜系统的偏移中值为0.033角秒（约1%爱因斯坦环半径），提出将最亮像素作为中心的改进方法，可降低透镜模型拟合的维度。
2024-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mass-Galaxy offsets in Abell 3827, 2218 and 1689: intrinsic properties or line-of-sight substructures?
我们制作了三个强透镜星系团Abell 3827，Abell 2218和Abell 1689的质量图，以测试质量-光偏移。所使用的技术是GRALE，它使镜头重建具有最小的假设，特别是没有关于集群光的信息。在前两个星系团中，我们发现中心区域的局部质量峰值与附近星系的距离为几到几千秒差距。这些偏移{ \em}可能是由于视线结构无关的集群，但这是非常不可能的，鉴于在$ΛCDM$模拟的机会视线重合的典型水平-为阿贝尔3827和阿贝尔2218的偏移似乎是内在的。在Abell 1689的例子中，我们在中心区域没有看到明显的偏移，但我们确实检测到了一个可能的视线结构：它只在$z\ga 3$的源被用于重建质量时才出现。我们讨论了Abell 3827和Abell 2218中质量星系偏移的可能来源：这些包括纯引力效应，如动力学摩擦，但也包括非标准机制，如自相互作用暗物质。
2014-02-18 astro-ph.CO
Weighing the Giants - I. Weak-lensing masses for 51 massive galaxy clusters: project overview, data analysis methods and cluster images
这是一系列论文中的第一篇，在这些论文中，我们测量了51个已知红移为0.15<z<0.7的X射线最明亮的星系团的精确弱透镜质量，以便校准宇宙学星系团实验的X射线和其他质量代理。主要目的是提高绝对质量校准的集群可观的，目前占主导地位的系统不确定性集群计数实验。这项工作的关键要素是系统不确定性的严格量化、高质量的数据简化和光度校准，以及分析的“盲目”性质，以避免确认偏差。我们的目标集群是从RASS X射线星表，并提供了一个多功能的校准样品的许多方面的集群宇宙学。我们使用斯巴鲁和CFHT望远镜获得了所有51个星团的宽视场高质量成像，每个星团至少有三个波段。对于27个星系团的子集，我们至少有五个波段的数据，可以准确地估计透镜星系的照片。在本文中，我们描述了集群样本和观测，并详细介绍了SuprimeCam数据的处理，以产生高质量的图像，适用于强大的弱透镜形状测量和精密测光。对于每个集群，我们提出了宽视场彩色光学图像和弱透镜质量分布，光学光分布和X射线发射的地图，提供洞察到集群嵌入的大尺度结构。我们测量了星系团中X射线质心和Brilliant Cluster Galliant之间的偏移量，发现这些偏移量一般都很小，中位数为20 kpc。对于<100 kpc的偏移量，以BCG为中心的弱透镜质量测量值与相对于X射线质心确定的值吻合得很好;因此，偏心不是我们质量测量的系统不确定性的重要来源。[删节]
2014-04-18 astro-ph.CO
Joint Analysis of Cluster Observations: II. Chandra/XMM-Newton X-ray and Weak Lensing Scaling Relations for a Sample of 50 Rich Clusters of Galaxies
本文对50个星系团的多波长X射线和弱透镜标度关系进行了研究。我们的分析结合了钱德拉和XMM-牛顿数据，使用能量相关的交叉校准。在考虑了许多标度关系之后，我们发现气体质量是弱透镜质量的最稳健估计，在r500处产生15 +/-6%的固有散射（伪压力YX具有22%+/-5%的一致散射）。当在1 Mpc的固定物理半径内测量时，散射不会改变。具有小的BCG到X射线峰偏移的团簇构成非常规则的总体，其成员具有相同的气体质量分数，并且其甚至小于10%的规则性偏差可以单独归因于视线几何效应。冷核团簇虽然总体上有些不同，但在气体质量-透镜质量关系中也显示出相同的（<10%）散射。在由BCG偏移和中心熵（或中心冷却时间）定义的平面中存在良好的相关性和双峰性的暗示。伪压力YX并不区分更放松和更不放松的人群，这使得它可能是调查中更公平的大众代理。总的来说，流体静力学质量在r500处平均低估了弱透镜质量的10%;但冷核星系团与无偏差一致，而非冷核星系团在r2500和r500之间有一个大而恒定的15-20%偏差，与包含非热化气体的N体模拟一致。对于非冷核团簇，该偏差与BCG椭圆率相关。我们还研究质心移位方差和功率比量化子结构，这些数量不相关的残差的比例关系。单个集群在很大程度上忘记了它们偏离自相似性的根源。
2014-07-28 astro-ph.CO
JWST Discovery of Strong Lensing from a Galaxy Cluster at Cosmic Noon: Giant Arcs and a Highly Concentrated Core of XLSSC 122
California Institute of Technology（加州理工学院）；Yonsei University（延世大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体宇宙科学研究所）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
詹姆斯·韦伯空间望远镜发现XLSSC 122的强引力透镜效应，揭示其高浓度暗物质晕，为早期宇宙结构形成提供了新证据。
2025-08-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak and strong lensing analysis of the triaxial matter distribution of A1689
在标准的λ冷暗物质框架中形成的晕应该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。对具有大爱因斯坦半径的星系团的透镜分析似乎与这种情况相矛盾，大质量星系团阿贝尔1689经常被认为是高度过度集中的晕的一个显著例子。透镜研究中的形状和方向偏差可能是理论和观察之间不一致的基础。我们开发了一种方法，用于强和弱透镜数据的全三维分析。从透镜估计的表面密度图的de-projected推断的实际三轴结构的集群，其质量分布近似为一个椭球Navarro-Frenk-White晕与任意方向。反演是在竞争的先验假设下进行的，由于贝叶斯统计集成在方法中。我们将该方法应用于A1689。无论考虑形状和方向的先验，弱透镜和强透镜分析都发现光环稍微过度集中，但仍然与理论预测一致。我们发现了一些轻度三轴晶状体（短轴与长轴比约为0.5 ± 0.2）的证据，长轴沿视线方向。利用来自N体模拟的先验，我们发现质量M_{200} =（1.3 +- 0.4）x 10^{15}M_Sun和浓度c_{200} =10+-3对于Subaru数据的弱透镜分析，M_{200} =（1.7 ± 0.3）× 10^{15}M_Sun和c_{200} =6.1 ± 0.9，用于多个图像系统的强透镜分析，对于弱加强的组合分析，M_{200} =（1.3 ± 0.2）\times 10^{15}M_Sun和c_{200} =7.3 …
2011-06-16 astro-ph.CO
An analytic surface density profile for $Λ$CDM halos and gravitational lensing studies
提出一种适用于$Λ$CDM暗物质晕的解析面密度轮廓，利用双参数及投影浓度参数准确再现$10^{7-11}\\ M_\odot$质量晕结构，在强引力透镜视线扰动体建模中比投影NFW轮廓更精确。
2024-01-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
On the cosmology dependence of the cluster weak-lensing mass bias
LMU Munich（慕尼黑大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利天文学研究所的里雅斯特天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）
通过模拟不同宇宙学参数下的弱透镜剪切图，研究星系团弱透镜质量偏差对宇宙学的依赖性，发现固定浓度模型导致偏差变化，而宇宙学依赖的浓度模型可吸收该变化。
2026-06-11 astro-ph.CO
On the halo-mass and radial scale dependence of the lensing is low effect
正则$Λ$ CDM宇宙学模型对星系的成团和透镜性质作出了精确的预言。在重子振荡光谱巡天（BOSS）观测中，星系的透镜振幅比预期的要低。我们提出了新的测量和建模的星系在BOSS LOWZ样本。我们专注于径向和恒星质量依赖的透镜振幅失配。当假设$Λ$ CDM与普朗克宇宙微波背景（CMB）约束时，我们发现一个幅度失配约为$35\%$。在$M_{\rm halo}\sim 10^{13.3} - 10^{13.9} h^{-1} M_\odot$和$r=0.1 - 60 \, h^{-1} \mathrm{Mpc}$（$k \approx 0.05 - 20 \, h \, {\rm Mpc}^{-1}$）范围内，该偏移与晕质量和径向尺度无关。观测结果表明，偏移量与质量和尺度无关，这对天体物理过程（重子效应、组装偏差）能够充分解释这种效应的程度提出了重要的限制。这种尺度独立性也表明，在小径向尺度和大径向尺度上的“低透镜”效应可能具有相同的物理起源。基于新物理学的分辨率要求对这些尺度上的物质波动幅度进行相对于$Λ$ CDM预测的近乎均匀的抑制。可能的原因是严格限制的CMB和低红移膨胀历史的测量。
2021-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Strong lensing in the MareNostrum Universe: biases in the cluster lens population
强透镜效应是研究星系团内部质量分布最直接的方法之一。它可以用来约束密度分布和测量透镜的质量。此外，强透镜事件的丰度可以用来约束结构的形成和宇宙学参数通过所谓的“弧统计”的方法。然而，在宇宙学应用中与强透镜团簇的使用相关的几个问题仍然存在争议，导致怀疑一些偏见可能会影响这类非常特殊的物体。通过这项研究，我们的目标是更好地了解星系团的性质，这可能是强透镜。我们这样做是通过调查的N体/流体动力学模拟MareNostrum宇宙提取的大样本的星系团的属性。我们探讨了透镜效应的截面与星系团的质量、三维形状、投影形状、浓度、X射线光度和动力学活动等性质之间的关系。我们发现，透镜的主轴和视线之间的强对准的概率是透镜截面的增长函数。在投影中，强透镜在R200内看起来更圆，但我们发现，随着透镜截面的增加，它们的核心往往更椭圆。我们还发现，从预计的密度分布估计的集群浓度往往偏高。强透镜星系团的X射线光度比类似质量和红移的正常透镜团的高。这对于质量最小的透镜尤其重要。最后，我们发现，最强的透镜通常表现出过剩的动能的维里半径内，这表明他们是更动态活跃比通常的集群。
2010-03-23 astro-ph.CO
Weak-lensing mass bias in merging galaxy clusters
虽然弱透镜效应（WL）是一个强大的方法来估计一个星系团的质量没有任何动力学假设，模型偏差时，集群的密度分布偏离假设的模型轮廓。在合并系统中，由于组成晕经历了重大的结构变化，预计偏差将变得最严重。在这项研究中，我们调查WL质量偏差在二进制集群合并使用一套理想化的流体动力学模拟。真实的WL剪切星表是通过匹配源星系的特性，如固有的形状色散，测量噪声，源密度等，与斯巴鲁和{ \it哈勃太空望远镜}观测到的结果一致。我们发现，在典型的质量-浓度（$M$ - $c$）关系和Navarro-Frenk-White（NFW）分布下，晕的质量偏差依赖于第一次近心通过的时间，并随着伴星质量的增加而增加.质量偏差的时间演化与浓度的时间演化相似，这表明，对于一阶而言，质量偏差受浓度变化的调制。对于两个$\sim10^{15}~M_{\odot}$簇之间的冲突，最大偏差为$\sim60\%$。这表明，以前的WL研究可能大大高估了一些最大规模的合并集群的质量。最后，我们将我们的研究结果应用到三个合并的情况下：Abell 2034，MACS J1752.0+4440，ZwCl 1856.8+6616，并报告其质量偏差在观察到的时间，以及他们的合并前的群众，利用他们的合并冲击位置的合并阶段的示踪剂。
2023-01-25 astro-ph.CO
MACS J0416.1-2403: Impact of line-of-sight structures on strong gravitational lensing modelling of galaxy clusters
利用星系团的强引力透镜这一有力工具来研究最高红移宇宙和星系团的质量分布依赖于精确的透镜质量模型。在这项工作中，我们提出了第一次尝试建模的视线质量分布，除了集群，扩展以前的建模技术，假设质量分布是在一个单一的透镜平面。我们聚焦于哈勃前沿场星系团MACS J0416.1-2403，我们的多平面模型再现了观测到的图像位置，均方根偏移约为0.53”。从这个最佳拟合模型开始，我们模拟了一个模拟集群，类似于MACS J0416.1-2403，以探索集群质量建模的视线结构的影响。通过系统地分析不同模型假设下的模拟星系团，我们发现忽略透镜环境对图像位置的重建有显著影响（rms ~0.3”）;将视线星系视为处于星系团红移可以部分减少这种偏移。此外，前景星系比背景星系更重要。虽然透镜化的多个图像的放大因子对于其中的~95%被恢复在~10%内，但是位于临界曲线附近的那些~5%可能受到排除模型中的透镜化环境的显著影响（高达~200的因子）。此外，视线星系不能解释MACS J0416.1-2403和N体模拟星系团之间大质量暗晕性质的明显差异。由于我们的MACS J0416.1-2403模型与视线星系只减少了适度的均方根偏移的图像位置，我们得出结论，额外的复杂性，如更灵活的晕形状，将需要在未来的模型MACS J0416.1-2403。
2017-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observed Scaling Relations for Strong Lensing Clusters: Consequences for Cosmology and Cluster Assembly
观测到的星系团性质的标度关系是约束宇宙学参数以及团簇形成历史的有用工具。一个关键的宇宙学参数，sigma 8，约束使用观察到的星系团，虽然目前的估计sigma 8的动态放松的星系团的标度关系是有限的，在观察到的星系团质量-温度（M-T）关系的大的分散。在0.3 < z <0.8的八个强透镜团的样本中，我们发现观察到的团浓度-质量关系可以用于将M-T散射降低6倍。通常，仅松弛的簇被用于估计σ 8，但是将簇浓度-质量关系与M-T关系相结合也使得能够包括非松弛的簇。因此，从集群的sigma 8测量的准确性的所得收益是双重的：sigma 8上的错误减少，集群样本量增加。因此，通过包含非松弛簇，大大改善了关于来自簇的sigma 8确定的统计。进一步探索星系团的标度关系，我们发现最亮星系团（BCG）光度和星系团质量之间的相关性提供了深入了解星系团的组装历史。我们发现了一个陡峭的BCG亮度集群质量关系的强透镜集群比一般集群人口的初步证据，暗示强透镜集群可能有更活跃的合并历史。
2010-04-05 astro-ph.CO
J0454-0309: Evidence for a strong lensing fossil group falling into a poor galaxy cluster
我们在z=0.26处发现了一个强透镜化石群（J 0454），预计在研究得很好的星系团MS 0451 -0305附近。使用多色斯巴鲁/Suprime-Cam和CFHT/Megaprime成像与凯克光谱，我们确定成员星系。VLT/FORS 2光谱被用来确定最亮的椭圆和透镜弧的红移。使用HST/ACS图像，我们确定了该组的弱透镜信号和强透镜系统的模型。这是第一次用透镜方法分析化石群。由XMM-牛顿数据导出了X射线光度和温度。我们发现两个丝延伸超过4百万秒差距，维里半径内，我们确定31名成员光谱和33通过红色序列与i<22马格。他们分离成螺旋和一个动态冷却器的中心浓度的椭圆速度色散为480公里/秒。弱透镜效应和星系团丰富度关系得出r200 = 830 kpc，M200 = 0.85 x 10^14 Msun。最亮的星系群（BGG）与J 0454的动力中心不一致。它强烈地透镜在z~2.1的星系，我们模拟的透镜与伪等温椭圆质量分布。一个大的外部切变要求BGG必须从J 0454的暗晕中心偏移至少90-130 kpc。X射线晕与BGG的距离为24 kpc，没有显示出冷却流的迹象，并且可以用β模型很好地描述。当L = 1.4 x 10^43 erg/s时，J 0454符合标准的X射线团标度关系，但看起来比预期的（2 keV）要冷（1.1 keV）。我们的结论是，J 0454由两个系统，稀疏集群和下降…
2010-02-24 astro-ph.CO
On Mass Concentrations & Magnitude Gaps of Galaxy Systems in the CS82 Survey
具有大星等差距的星系系统-定义为中央星系和中央区域最亮卫星之间的星等差异-被认为具有更早的形成历史。在这项研究中，我们测量的质量浓度，作为早期形成的指标，由红移和星等差距划分的星系系统的合奏$r$带。我们使用互相关弱透镜测量与NFW参数质量配置文件来测量这些合奏的质量和浓度从一个目录的系统建立从SDSS Coadd的redMapPer算法。透镜剪切数据来自CFHT Stripe 82（CS 82）勘测，由SDSS Stripe 82区域的$i$波段图像组成。我们发现，堆栈组成的系统具有较大的幅度差距有一个更集中的平均概率高，在最低的红移片（$0.2<z<0.4$），无论是在四分位数（$P=0.98$）和三分位数（$P=0.85$）。这些结果提供可信度的说法，幅度差距是早期形成的系统的指标。
2017-08-10 astro-ph.CO
Impact of line-of-sight structure on weak lensing observables of galaxy clusters
EPFL（瑞士联邦理工学院）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；Leiden University（莱顿大学）
本研究基于FLAMINGO模拟量化视线结构对星系团弱引力透镜参数恢复的影响，发现球形NFW模型存在显著质量、轴比偏差，指出未来高红移巡天需用含光锥的模拟校准流程。
2025-09-16 astro-ph.CO
CLASH: The Concentration-Mass Relation of Galaxy Clusters
通过对哈勃望远镜观测的19个星系团的X射线透镜分析，提出了一种新的星系团的浓度-质量关系的确定方法。我们的样本的红移范围在0.19到0.89之间。我们结合弱透镜约束从哈勃太空望远镜（HST）和地面宽场数据与强透镜约束从HST。其结果是重建的表面质量密度的所有CLASH集群的多尺度网格。我们对NFW参数的推导得到的维里质量在0.53 x 10^15和1.76 x 10^15 M_sol/h之间，晕浓度分布在c_200c ~ 3.7附近，与团簇质量呈1 σ显著负趋势。我们发现一个很好的4%之间的协议，我们的测量浓度和预期的数值模拟后占CLASH选择功能的基础上X射线形态。在2D中分析模拟，以考虑由于投影效应而导致的透镜重建中的可能偏差。理论浓度-质量（c-M）的关系，从我们的X射线选择的一组模拟集群和c-M关系直接从CLASH数据在90%的置信水平同意。
2014-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
IDCS J1426.5+3508: Weak Lensing Analysis of a Massive Galaxy Cluster at $z=1.75$
我们在$z=1.75$对星系团IDCS J1426.5+3508进行了弱透镜研究，该星系团是已知红移最高的强透镜星系团，也是迄今为止进行过弱透镜分析的最远的星系团。使用F160 W，F814 W，和F606 W的观测与哈勃太空望远镜，我们发现切向剪切在$2σ$的意义。将Navarro-Frenk-White质量分布与理论中值质量浓度关系拟合到剪切，我们得到质量$M_{200,\mathrm{crit}}=2.3^{+2.1}_{-1.4}\times10^{14}$ M $_{\odot}$。这个质量与之前根据Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应、X射线和强透镜效应估计的质量一致。该集群位于低红移观测到的局部SZ-弱透镜质量标度关系上，表明这种关系的演化最小。
2016-01-29 astro-ph.CO
