The optimal weighting function for cosmic magnification measurement through foreground galaxy-background galaxy (quasar) cross correlation
宇宙放大已经通过前景和背景群体（星系或类星体）之间的互相关检测到。结果表明，用背景天体的$α-1$来衡量背景天体的质量，可以显著地改善宇宙放大率测量结果\citep{Menard02,Scranton05}。这里，$α$是背景群体的光度函数的对数斜率。然而，我们发现，这个加权函数是最佳的稀疏背景人口中的固有聚类是可以忽略不计的散粒噪声。我们推导出一般情况下的最优加权函数，包括尺度无关和尺度相关的权重。最优加权函数对于BigBOSS类调查将信噪比提高了$\sim 20%$，对于背景人口更密集的调查，提高可以达到$\sim 2$的因子。
2011-05-09 astro-ph.CO
Prospects for cosmic magnification measurements using HI intensity mapping
研究了利用中性氢强度图与背景光学星系的互相关测量宇宙放大效应的前景。我们预测的信噪比的HI IM数据从SKA 1-MID和HIRAX，结合LSST星系光度样本。我们发现，由于其不同的分辨率，SKA 1-MID和HIRAX在这种分析中具有高度的互补性。我们预测SKA 1-MID可以在$\ell \lesssim 200$的多极范围上实现具有$\sim 15$的信噪比的检测，而HIRAX可以在$200 < \ell < 2000$上达到$\sim 50$的信噪比。我们的结论是，宇宙放大率信号的测量将是可能的广泛的红移范围与前景HI强度地图$z \lesssim 2$，而最佳的结果时，$0.6 \lesssim z \lesssim 1.3$。最后，我们进行了信号噪声分析，显示这些测量可以约束HI参数在很宽的红移范围。
2020-06-03 astro-ph.CO
Strong biases in infrared-selected gravitational lenses
明亮的亚毫米选择星系被发现是强引力透镜的丰富来源。然而，扩展源的强引力透镜不可避免地导致微分放大。在本文中，我量化的差分放大率的影响，模拟远红外和submm调查的强引力透镜，使用前景人口的Navarro-Frenk-White加上德Vaucouleurs的密度分布，与模型源类似的宇宙睫毛和类星体J1148+5251。一些发射谱线诊断令人惊讶地不受微分放大效应的影响：例如，[C II] 158 μ m和CO（J=1-0）的辐射热分数，通常用于推断密度和电离参数，具有典型的微分放大效应，小于测量误差。然而，CO阶梯本身受到严重影响。远红外透镜星系巡天（例如60微米）强烈地选择焦散线接近活动星系核的高红移星系，增加了活动星系核的辐射热贡献。IRAS F10214+4724的镜头配置自然会在此进行说明。相反，亚毫米/毫米波巡天（例如500- 1400微米）强烈选择靠近恒星形成节的焦散线，从而提高后者的热测量分数。在一般情况下，从光谱能量分布的强透镜红外星系的辐射热分数的估计是如此的不可靠，是无用的，除非透镜质量模型是可用于校正微分放大。
2012-05-09 astro-ph.CO
Forecasting Cosmological Constraints from the Weak Lensing Magnification of Type Ia Supernovae Measured by the Nancy Grace Roman Space Telescope
Ia型超新星（SNe Ia）的弱透镜放大率对物质的聚集很敏感，并提供了一个独立的宇宙学探测，以补充对SNe Ia距离的测量。Nancy Grace Roman太空望远镜对这种测量非常敏感，因为它可以发现高红移的Ia超新星，并以高精度测量它们。我们提出了一种方法来重建的概率分布的弱透镜放大率$μ$的超新星Ia，$p(μ)$，从观测数据，并用它来约束宇宙学参数。我们发现，重建的$p(μ)$可以准确地拟合由拉伸高斯分布，并用于测量$μ$的方差，$ξ_μ$，这可以与理论预测的似然分析。将我们的方法应用于一组逼真的模拟SNe Ia预期从罗马太空望远镜，我们发现，使用弱透镜放大的SNe Ia约束的物质密度$Ω_m$和物质聚类幅度$σ_8$的组合。单独的SN Ia距离导致$Ω_m$的测量优于1%。SN Ia弱透镜放大率和距离测量的组合导致在$σ_8$上的$\sim$ 10\%测量。罗曼的Ia超新星将有力地约束宇宙学模型。
2020-08-15 astro-ph.CO
Shear and Magnification: Cosmic Complementarity
宇宙剪切探测宇宙学的潜力是公认的，目前正在设计未来的光学宽场调查，以优化宇宙剪切科学的回报。高精度的宇宙剪切分析需要高精度的测光红移。有了精确的测光红移，就有可能测量星系对星系的宇宙放大率，并将其作为宇宙学的探针。这种类型的弱透镜测量不会使用星系的形状，相反，它将强烈依赖于精确的测光和详细的颜色信息。在这项工作中，它表明，这样的测量将导致竞争的宇宙学参数的约束，与宇宙剪切显着的互补性。未来的宇宙剪切巡天可以从放大测量中获得巨大的收益，放大测量作为暗物质分布的独立探测器，与剪切相结合时，可以更好地控制观测和理论系统学。
2009-06-09 astro-ph.CO
Cluster mass profile reconstruction with size and flux magnification on the HST STAGES survey
我们提出了第一次测量的个别集群质量估计使用弱透镜的大小和通量放大。利用A901/902超星系团的HST-STAGES巡天数据，我们仅使用放大率就能在超星系团中发现四个显著的已知星系群。我们讨论了一个充分的贝叶斯推断分析的应用，并调查了广泛的潜在系统学的方法的应用。我们将我们的结果与以前的弱透镜剪切分析相同的字段找到我们的放大只分析恢复的信号噪声范围从45%到110%的信号噪声在剪切只分析。根据具体情况，我们发现簇维里半径存在一致的放大倍率和剪切约束，并发现对于完整样本，放大倍率约束是低于剪切测量的因子$0.77 \pm 0.18$。
2016-01-08 astro-ph.CO
Effects of Lens Motion and Uneven Magnification on Image Spectra
与直觉相反，在任何度量引力理论中，一个被移动的星系团透镜化的扩展星系的图像应该有稍微不同的光谱。这主要有两个原因。一种是依赖于运动透镜的引力势随时间变化（$\text{Moving}$ $\text{Cluster}$ $\text{Effect}$、$\text{MCE}$）。另一种是由于扩展的旋转源（$\text{Differential}$ $\text{Magnification}$ $\text{Effect}$、$\text{DME}$）的放大率不均匀。由于宇宙膨胀，图像之间的时间延迟也会导致它们的红移不同。这种差异膨胀效应可能很小。使用一个简单的模型，我们从第一原理推导出这些效应。一个应用是子弹状星系团，它的大切向速度可能与$ΛCDM$范例不一致。这个速度可以用复杂的流体动力学模型来估计。使用MCE可以避免与这些模型的不一致。我们认为，MCE应该与ALMA观察。然而，如果使用典型的旋涡星系作为源，这样的测量可能会被DME破坏。幸运的是，我们发现，如果详细的谱线配置文件是可用的，然后DME和MCE可以区分。它也可能是可行的，以计算多少DME应该影响每个图像的平均红移。要准确地做到这一点，需要对源进行解析观测。DME的数量级是源的角尺寸除以爱因斯坦半径乘以源上的红移变化。因此，它主要影响在某些方向上的近边缘螺旋星系。这表明，观察者应该通过仔细选择目标来减少DME，我们将详…
2016-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Framework for Measuring Weak-Lensing Magnification Using the Fundamental Plane
星系-星系透镜效应是探测暗物质晕和限制宇宙学参数的重要工具。虽然星系-星系透镜测量通常依赖于剪切，但弱透镜放大率包含额外的约束信息。利用椭圆星系的基本面（FP）来锚定背景星族的大小分布是一种被提出来进行放大率测量的方法。我们提出了一种形式主义，使用椭圆星系的FP残差，共同估计的前景质量和背景红移误差的堆叠透镜的情况。FP残差包括弱透镜放大率$κ$的信息，因此前景质量，因为一阶，非零$κ$影响星系的大小，但不影响其他FP属性。我们还提出了一个模块化的，可扩展的代码，实现了形式主义，使用模拟星系目录的光度星系调查。我们发现，结合FP信息与观测到的源星系的数量计数约束质量和photo-z误差参数显着优于估计，包括数量计数。特别是，如果包括FP残差，则对质量的约束为17.0%，而当仅包括数量计数时，则为27.7%。质量为$M_H=10^{14}M_\odot$的前景透镜的有效尺寸噪声是$σ_{κ,\mathrm{eff}}=0.250$，其中将尺寸和表面亮度的保守选择函数应用于源群体。我们讨论了我们的FP模型的改进，使这种形式主义的一个实际的伴侣剪切分析弱透镜调查。
2019-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Mass-Richness Relation of MaxBCG Clusters from Quasar Lensing Magnification using Variability
精确测量星系团质量是星系团物理研究和宇宙学探索的重要组成部分。然而，不同的质量测量技术经常产生不一致的结果。SDSS MaxBCG目录的质量丰富度关系先前已使用弱透镜剪切，Sunyaev-Zeldovich（SZ）和X射线测量进行了约束。用弱透镜剪切测量的团簇质量归一化比用SZ和X射线方法测量的高>~25%，这一差异比分析中所述的测量误差大得多。我们通过测量星系团背景中I型类星体的引力透镜放大率来约束MaxBCG星系团星表的质量-丰度关系。利用类星体的光变以及光变幅度与内禀光度之间的相关性来确定放大率。通过放大确定的质量丰富度关系与使用剪切测量的一致，证实了簇的透镜强度意味着高质量归一化，并且与其他方法的差异不是由于剪切相关的系统测量误差。我们研究了测量的质量归一化的集群晕方向的依赖性。正如预期的那样，视线集群产生更高的标准化，然而，这少数晕不显着偏置的平均质量丰富度关系的目录。
2012-02-07 astro-ph.CO
Magnification as a Tool in Weak Lensing
弱透镜巡天利用星系椭圆率的测量。这些测量会出现误差，从而降低了从巡天中提取的宇宙学信息。在这里，我们提出了一种使用星系数据本身来校准测量误差的方法。特别是，宇宙剪切场，它使星系出现椭圆形，也改变了它们的大小和通量。关于星系的大小和通量的信息可以被添加到形状信息中，以获得关于宇宙剪切场的更可靠的信息。最终的结果将是对宇宙学参数的更严格的约束，比如那些描述暗能量的参数。
2010-09-28 astro-ph.CO
Methodological refinement of the submillimeter galaxy magnification bias. Paper 0: cross-correlation function measurements
针对亚毫米星系放大偏差测量中积分约束校正难题，提出利用完整视场和k-mean分块协方差估计的互相关函数新方法，并在GAMA中验证其稳健性。
2024-05-08 astro-ph.CO
A Detection of Weak Lensing Magnification using Galaxy Sizes and Magnitudes
弱透镜效应通常是通过剪切星系椭圆率来测量的，或者是利用放大偏差对星系数量密度的影响来测量的。在这里，我们报告的第一个检测弱透镜放大率与一个新的，独立的技术，使用星系的大小和星等的分布。这些数据是在为测量剪切而设计的星系巡天中免费获得的。我们提出的放大率估计，并将其应用到宇宙HST调查中的星系群的X射线选定的样本。投影表面密度的测量结果在不确定性范围内与剪切测量结果一致，并且具有后者的大约40%的信噪比。我们讨论了系统的问题和挑战，实现这种新的探测弱透镜的潜力。
2011-11-17 astro-ph.CO
Magnification, dust and time-delay constraints from the first resolved strongly lensed Type Ia supernova
我们报告的第一个解决，多重成像Ia型超新星iPTF 16 geu，在$z = 0.409$，使用$Hubble\,Space\,Telescope$（$HST$）的观测结合支持地面数据的透镜放大率，消光和时间延迟的估计。多波段测光的解决方案的图像提供了独特的信息，由于在透镜星系中的尘埃的差异调光。使用SN褪色后拍摄的$HST$和Keck AO参考图像，我们获得了$μ= 67.8^{+2.6}_{-2.9}$的iPTF 16 geu的总透镜放大率，占宿主和透镜星系的消光。正如从系统的对称性所预期的那样，我们测量了三个较暗图像相对于最亮图像的非常短的时间延迟：-0.23 $\pm$ 0.99，-1.43 $\pm$ 0.74和1.36 $\pm$ 1.07天。有趣的是，我们发现四个超新星图像的放大率之间存在很大差异，即使在考虑了消光校正的不确定性之后：$Δm_1 = -3.88^{+0.07}_{-0.06}$，$Δm_2 = -2.99^{+0.09}_{-0.08}$，$Δm_3 = -2.19^{+0.14}_{-0.15}$和$Δm_4 = -2.40^{+0.14}_{-0.12}$等，与模型预测的图像亮度相似。对这种巨大差异的一种可能的解释是，除了引起图像分离的大尺度透镜之外，通过子结构、微透镜或毫米透镜的引力透镜。我们发现，推断的放大率是不敏感的假设在主机和透镜星系的尘埃…
2019-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the impact of intrinsic size and luminosity correlations on magnification estimation
观测到的星系大小和光度的空间相关性，可以用来估计通过弱引力透镜产生的放大率。然而，星系的内禀性质可以通过局部物理效应类似地关联起来，这可能会对弱透镜效应的估计产生影响。在早期的论文（Ciarlariello et al. 2015）中，我们使用晕模型对内在尺寸相关性进行了建模，假设星系尺寸反映了相关晕中的质量。在这里，我们将这项工作扩展到考虑星系的大小，并表明这些可能比星系大小更受内在相关性的影响，使其成为测量弱透镜信号的更大系统。我们还量化了这些内在的相关性是如何影响的样本选择标准的大小和幅度的基础上。
2016-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the galaxy-mass and galaxy-dust correlations through magnification and reddening
我们提出了一个同时检测引力放大和尘埃红化的影响，由于星系晕和大尺度结构。测量的基础是将z>1的约85，000个类星体的亮度与斯隆数字巡天得出的z~0.3的2，000万个星系的位置相关联，并用于将星系质量和星系尘埃关联函数限制到宇宙学尺度。尘埃的存在范围从20 kpc到几Mpc，我们发现它的投影密度如下：Sigma_dust ~ theta^-0.8，这是一个类似于质量的分布。发现星系晕中的尘埃量与盘中的尘埃量相当。在大尺度上，它的波长依赖关系为R_V=3.9+/-2.6，与星际尘埃一致。我们估计宇宙的不透明度作为红移的函数，并发现A_V~0.03等，直到z=0.5。这意味着宇宙尘埃的密度约为5 × 10 ^-6，其中大约一半来自~L* 星系晕中的尘埃。我们目前的放大测量，尘埃消光校正，从星系质量关联函数推断。在半径为10 Mpc的范围内，星系周围的平均质量分布为σ ~ 30（θ/弧分）^-0. 8 h M_sun/pc ^2，这与引力切变的估计值一致。
2009-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring Lensing Magnification of Quasars by Large Scale Structure using the Variability-Luminosity Relation
介绍了一种利用类星体的变率测量引力透镜放大率的方法。平均而言，类星体的变化幅度和光度是紧密相关的。由于引力透镜的放大作用，类星体的视光度增加，而变化幅度不变。因此，类星体系综的平均放大率可以通过光变-光度关系的平均位移来测量。作为原理的证明，我们使用这种技术来测量在斯隆数字巡天中通过光谱识别的类星体的放大率，这是由于SDSS MaxBCG目录中的星系团的引力透镜。Palomar-QUEST可变性调查使用DeepSky管道进行缩减，提供源的可变性数据。我们测量类星体的平均放大率作为与最近星系团的比例距离（r/R200）的函数;我们的测量结果与假设NFW星系团轮廓的预期一致，特别是在考虑了星系团中心的已知不确定性之后。基于变率的透镜测量是对基于形状的技术的有价值的补充，因为它们的系统误差非常不同，并且还因为变率测量可经受百分之几的光度误差和在当前宽场勘测中看到的深度。考虑到当前和即将进行的调查所预期的数据量，这种新技术具有与大尺度结构的弱透镜剪切测量竞争的潜力。
2011-03-02 astro-ph.CO astro-ph.IM
Toward the measurement of neutrino masses: Performance of cosmic magnification with submillimeter galaxies
本工作将亚毫米星系放大偏差研究扩展至大质量中微子场景，通过在晕模型下拟合GAMA与H-ATLAS星系的角交叉相关函数，发现在采用功率谱原初幅度参数化时，该宇宙学探针对中微子质量敏感并能推导出明确的质量上限。
2024-06-05 astro-ph.CO
Cluster Mass Profiles from a Bayesian Analysis of Weak Lensing Distortion and Magnification Measurements: Applications to Subaru Data
我们直接构建模型独立的质量配置文件的星系团从组合弱透镜畸变和放大率测量贝叶斯统计框架内，这使得一个完整的参数空间提取的基础信号。该方法适用于爱因斯坦半径以外的所有半径范围，并恢复了绝对质量归一化。我们将我们的方法应用于五个高质量（>10^{15} M_{sun}）簇A1689、A1703、A370、Cl 0024 +17和RXJ 1347 -11的深Subaru成像，以获得超过维里半径（r_{vir}）的精确轮廓。对于每个集群的镜头畸变和放大率的数据显示是相互一致的，和总的信噪比的组合测量范围从13到24每集群。我们通过堆积簇形成了独立于模型的质量分布，其在37σ处检测到R ~ 1.7 r_{vir}。投影对数斜率从R ~ 0.1 r_{vir}时的-1.01 \pm 0.09变陡至R ~ 0.9 r_{vir}时的-1.92 \pm 0.51。我们还从深层HST/ACS观测中推导出每个星系团内部基于强透镜的质量分布，我们发现这些分布与外部基于斯巴鲁的分布有很好的重叠，并且可以用Navarro-Frenk-White分布的一般形式很好地描述，除了正在进行的合并RXJ 1347 -11，中心尖点斜率有适度的变化（-dlnρ/dlnr < 0.9）。与透镜畸变信号相比，增加放大率测量的改善是显著的，在簇质量分布测量方面约为30%。
2012-06-25 astro-ph.CO
Multi-wavelength probes of distant lensed galaxies
我总结了最近的结果，对遥远的透镜星系的多波长特性，特别侧重于赫歇尔。Submm调查已经取得了突破性的发现，发现了一种非常有效的强引力透镜选择技术。受益于引力放大率的提升，在IRAM、SMA和GBT上已经证明了盲毫米波红移，并对水、[OIII]、[CII]和其他物种进行了后续发射线探测，揭示了PDR/XDR/CRDR条件。我还讨论了亚毫米透镜的HST成像，透镜星系重建，ALMA和e-Merlin的前景和微分放大的影响。许多发射线诊断相对不受差分放大的影响，但基于SED的透镜红外星系的辐射热分数的估计是如此不可靠，以至于毫无用处，除非透镜质量模型可以用来校正差分放大。
2011-12-01 astro-ph.CO
Background sky obscuration by cluster galaxies as a source of systematic error for weak lensing
星系团的透镜放大率和叠加剪切测量依赖于测量星系团后面背景星系的密度。测量这个量的最常见的方法忽略了这样一个事实，即天空的一部分被星系团本身所掩盖，减少了可以观察到背景星系的区域。我们讨论了斯隆数字巡天（SDSS）和加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）中这种效应的大小，发现SDSS中星团中心在$0.1h^{-1}$ Mpc处的效应最小为1%; CFHTLenS中的效应要高出一个数量级。由此产生的集群质量和浓度测量的偏差是相同的顺序的遮蔽效应的大小，这是低于SDSS中的集群透镜的统计误差，但可能超过他们的CFHTLenS。我们还预测了这个系统误差对集群质量和放大率测量在几个即将到来的调查的影响，并发现它通常超过了统计误差。我们的结论是，未来的调查必须考虑到这种影响，在堆叠透镜和放大测量，以避免被占主导地位的系统误差。
2014-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct Measurements of the magnification produced by galaxy clusters as gravitational lenses
弱透镜效应是测量遥远星系团总密度分布的最佳诊断工具之一。不幸的是，它受到众所周知的质量片简并性的影响，因此弱透镜分析无法完全可靠地确定星系团的总质量。一个可能的方法来设定密度分布的相关尺度，就是直接测量星系团作为引力透镜所产生的放大率。在本文中，我们回顾了几年前提出的建议，为这个一般的目的，使用的基本平面作为标准杆的早期型星系。在这里，我们更进一步，超越了前面给出的想法的简单概述，并量化了这种创新诊断工具的一些统计特性，最终目标是为未来对具体案例的观察测试确定明确的指导方针，这证明是在当前仪器的能力范围内。进行了研究，通过讨论的统计特性的早期型源星系背后的大规模集群，其中弱透镜分析假设是可用的样本的基本面测量。我们继续研究的最佳策略，使用基本面测量，以确定一个给定的集群的质量尺度，并发现，最佳的选择是一个样本的早期类型的星系背后的集群分布在天空中大致均匀。我们还表明，子结构并没有多大贡献的放大信号，我们正在寻找，但只增加了适度的散射量。我们发现，对于一个位于红移0.3 +/- 0.1的大质量星系团（M > 10^15 M_Sun），一组大约20个基本面的测量，结合一个良好的弱透镜分析，应该能够导致20%或更好的精度确定质量。
2011-06-09 astro-ph.CO
Magnification by Galaxy Group Dark Matter Halos
我们报告的检测引力透镜放大率的人口的星系群，在4.9西格玛的显着性水平。我们使用宇宙1.64度^[2]场中的X射线选择群和高红移莱曼break星系作为源，测量了样品之间的透镜诱导角互相关。在证明我们确实检测到放大信号并且没有受到样本物理重叠的污染的满意一致性检查之后，我们继续实施最佳加权交叉关联函数以进一步提高测量的信噪比。解释这种最佳加权测量使我们能够研究透镜群的性质。我们使用复合晕的方法，考虑到奇异的等温球和Navarro-Frenk-White配置文件，并找到我们的最佳拟合值是一致的，使用弱透镜剪切技术恢复组质量的完整分布。我们认为，未来的弱透镜的研究将需要结合放大以及剪切，既要减少残留的系统学，并充分利用所有可用的源信息，在努力最大限度地提高科学产量的观察。
2012-06-22 astro-ph.CO
Magnification and evolution biases in large-scale structure surveys
在即将进行的调查中，如欧几里得和罗马卫星以及SKA天文台计划进行的调查中，对星系团的测量将对透镜放大和多普勒效应的扭曲敏感，超出标准的红移空间扭曲。这些贡献的幅度敏感地依赖于星系数密度的放大偏差和演化偏差。放大偏差量化了观测到的星系数量的变化，而演化偏差量化了星系数量密度相对于守恒情况的物理变化。这些偏差由数密度的导数给出，因此对光度函数的形式非常敏感。我们仔细推导了放大和进化偏差，澄清了文献中的一些结果。然后，我们研究了各种调查的偏差，包括星系调查和无线电和光学/近红外波长的线强度映射。
2022-01-31 astro-ph.CO
Magnification of Photometric LRGs by Foreground LRGs and Clusters in SDSS
引力透镜的放大效应是探测宇宙中物质分布的有力工具，但由于其信噪比小于透镜剪切，常常被忽视。由于放大法的系统误差与剪切法的系统误差有很大的不同，放大法仍是研究大尺度结构分布的重要手段。本文给出了光谱发光红星系（LRGs）和星系团的透镜质量分布，它们是通过测量光度发光红星系在其背景中的弱透镜放大率确定的。我们测量了探测到的星系数量的变化以及透镜后面增加的平均星系通量。此外，我们还研究了由于透镜中的灰尘消光而导致的光源颜色的平均变化。通过同时拟合这三个探头，我们约束的质量配置文件和灰尘质量比的镜头在六箱镜头丰富。对于每个丰富的bin，我们适合NFW晕质量，最亮的星系团（BCG）的质量，第二晕项，和尘埃质量比。由此产生的质量丰富度关系与以前的分析目录是一致的，并在镜头的灰尘质量比的限制是与预期一致的。我们探讨的影响，包括（低信噪比）通量放大和红化测量的分析相比，只使用计数放大数据;额外的探头显着提高我们测量的质量丰富度关系和以前的结果之间的协议。
2014-03-19 astro-ph.CO
Tomographic Magnification of Lyman Break Galaxies in The Deep Lens Survey
利用深透镜巡天中的大约45万个星系，我们提出了一个由0.4 < z < 1.0的大质量前景星系检测z > 4莱曼破裂星系的引力放大率，按红移分组。放大信号在信噪比大于20时被检测到，严格的检查证实它没有被任何星系样本的红移重叠所污染。在较低的红移，推断的星系质量分布与早期的透镜分析是一致的。然后，我们探索断层镜头放大信号分裂成7个红移箱我们的前景星系样本。结合星系放大率互相关和星系角自相关，我们开发了一个偏差独立的估计层析信号。作为放大层析成像的一个诊断，该估计量的测量结果拒绝了一个大于7.5σ的平坦暗物质主导的宇宙，并发现它与WMAP 7 ΛCDM宇宙学的红移依赖性是一致的。
2012-09-13 astro-ph.CO
Magnification as a Probe of Dark Matter Halos at high redshift
我们提出了一种新的方法来测量星系群和星系团的质量分布和形状，它使用遥远的背景星系的透镜放大。透镜放大的主要优点是，与透镜剪切不同，它只依赖于精确的光度红移，而不是星系的形状，因此可以研究未解析源星系的暗物质分布。我们提出了一个可行性研究，使用一个真正的人口z > 2.5莱曼Break星系作为源星系，并在那里，类似于星系星系透镜，前景透镜堆叠，以增加信号噪声比。我们发现，引力透镜作为探测高红移处暗物质晕的探测器，存在一个有趣的新观测窗口，它不需要测量星系的形状。
2010-04-21 astro-ph.CO
Prospects for measuring the Doppler magnification dipole with LSST and DESI
Jodrell Bank Centre for Astrophysics, University of Manchester（曼彻斯特大学乔德雷尔银行天体物理学中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Western Cape（西开普大学物理与天文系）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory（爱丁堡大学天文研究所皇家天文台）；School of Physical and Chemical Sciences, Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院物理与化学科学学院）
本文预测通过联合分析星系光谱红移和尺寸测量来探测多普勒放大偶极子的可行性，发现内在尺寸涨落方差主导测量误差，但在多个红移区间信噪比可达10以上。
2026-06-16 astro-ph.CO
Quasi-stellar objects and galaxy mass density profiles derived using the submillimetre galaxies magnification bias
在这项工作中，我们要利用SMG的放大偏差使用两个不同的前景样本，类星体（QSO）和星系。我们的目的是研究和比较它们的质量密度分布，并估计它们的质量和浓度。背景SMG样本由\textit{Herschel}观察到的物体组成，其中1.2<z<4.0。前景样本是光谱红移在0.2和1.0之间的类星体和大质量星系。互相关测量估计与戴维斯-皮布尔斯估计堆叠SMG类星体和SMG星系对的两个分析的情况下，分别。这种方法使我们能够研究从$\sim2$到$\sim250$ arcsec的质量密度分布。此外，分析是通过结合两个最常见的理论质量密度分布，以适应互相关测量。在将可用的角标度分成内部和外部部分之后，使用每个区域的独立质量密度分布正确地拟合测量。对于类星体，我们得到了内部的$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.51\pm0.04; C=6.85\pm0.34$和外部的$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.44\pm0.17; C=0.36\pm0.18$的质量和浓度。星系样本的内部和外部分别有$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.32\pm0.08; C=8.23\pm0.77$和$\log_{10}(M/M_{\odot})=12.78\pm0.21; C=1.21\pm1.01$。在这两个样品中，内部部分具有过量的质量密度分布和相对于外部部分高…
2022-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dipolar modulation in the size of galaxies: The effect of Doppler magnification
落在过密度中的物体看起来在它的近侧比其他物体大，在它的远侧比其他物体小。这产生了放大的偶极模式，主要是由于多普勒效应。在低的红移，这种多普勒放大率完全支配了通常的积分引力透镜对透镜放大率的贡献。我们发现，人们可以最佳地观察这种模式，通过提取偶极的数量和星系大小的互相关。这个偶极子使我们几乎完全消除了引力透镜的贡献，直到红移0.5，甚至在高红移z~1的偶极子拿起多普勒放大率占主导地位。多普勒放大应该很容易检测到在当前和即将到来的光学和无线电调查，通过预测望远镜，如SKA，我们表明，这种技术是有竞争力的，通过使用特殊的速度通过红移空间扭曲来约束暗能量。它对宇宙学模型产生了类似但互补的约束，这些约束是用宇宙剪切测量发现的。
2017-08-10 astro-ph.CO
Weak lensing magnification of SpARCS galaxy clusters
测量和校准集群观测之间的关系是资源有限的研究至关重要。星系团的质量-丰度关系提供了一种在观测上廉价的估算质量的方法。它的定标对于星系团和宇宙学研究，特别是对于高红移星系团的研究是必不可少的。弱引力透镜放大是一种很有前途的方法，可以应用于更高的红移。我们采用弱透镜放大方法来校准质量丰富度关系，红移为1.4。我们使用斯皮策适应红序列星系团巡天（SpARCS）星系团候选者（$0.2<z<1.4$）和光学数据从加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）来测试放大率是否可以有效地用于约束高红移星系团的质量。使用$u$ -带缺失技术选择莱曼-布雷克镓（LBG），并且它们的颜色被用作源的背景样本。LBG位置与SpARCS集群的样本中心交叉相关，以估计集群子样本测量的放大信号，在红移和丰富度方面进行分仓。我们在2.6-5.5 $σ$的检测显著性下检测到所有箱的弱透镜放大信号。特别地，具有$z>1.0$的簇的测量的显著性为4.1 $σ$ ;对于整个簇样品，我们获得了$1.28^{+0.23}_{-0.21}$ $\times 10^{14} \, \textrm{M}_{\odot}$的平均M $_{200}$。我们的测量结果表明，使用弱透镜放大率作为一个可行的工具来确定平均晕质量的高红移星系团的样本的可行性。这些结果也证实了在$z > 1$利用星系过密度选择大质量星系团的成功。为了进一步模拟我们讨论的…
2017-10-17 astro-ph.CO
The Magnificent Five Images of Supernova Refsdal: Time Delay and Magnification Measurements
利用超新星Refsdal五幅影像的差分测光，盲测时间延迟达1.5%精度，放大率比17%精度，为哈勃常数测量提供约束。
2023-05-10 astro-ph.CO
Microlensing-Based Estimate of the Mass Fraction in Compact Objects in Lens
我们估计的质量，是由引力透镜星系中的紧凑的对象的分数。这项研究是基于微透镜测量（从文献中获得）的样本的29个类星体的图像对通过20个透镜星系。我们从发射线通量的比率确定两个图像之间的无微透镜放大率的基线。相对于该基线，两个图像的连续体之间的比率给出微透镜放大率的差异。观察到的微透镜事件的直方图峰值接近于无放大率，并且集中在0.6量级以下，尽管也存在两个高放大率的事件$Δm \sim 1.5$。我们研究的可能性的微透镜测量使用的频率分布从模拟微透镜放大率地图的质量分数在紧凑的对象，$α$的不同值。接近于$Δm \sim 0$的微透镜测量的浓度只能通过对应于非常低的$α$值（10%或更低）的模拟来解释。极大似然检验产生$α=0.05_{-0.03}^{+0.09}$（90%置信区间）的类星体连续源的内在大小$r_{s_0}\sim 2.6 \cdot 10^{15} \rm cm$。关于目前关于银河系/LMC和M31微透镜研究的争议，我们的工作支持了一个非常低的内容在银河系/LMC（大质量致密晕天体）的假设。
2009-10-19 astro-ph.CO
Forecasting the potential of weak lensing magnification to enhance LSST large-scale structure analyses
最近的工作表明，弱透镜放大率必须包括在即将到来的大尺度结构分析中，例如Vera C。Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（LSST），以避免宇宙学结果的偏差。在这项工作中，我们调查是否包括放大率对宇宙学约束的精度有积极的影响，以及有必要避免偏见。我们预测这使用LSST模拟目录和晕模型计算星系功率谱。我们发现，包括放大率对LSST星系聚类分析的宇宙学参数约束的精度几乎没有影响，其中晕模型参数还受到星系光度函数的约束。特别是，我们发现，对于LSST金样品（$i < 25.3$），包括弱透镜放大率只提高了星系聚类约束$Ω_{\rm{m}}$的一个因素为1.03，当使用一个非常深的LSST模拟样品（$i<26.5$）的一个因素为1.3。由于放大率主要有助于集群测量，并提供类似的信息，宇宙剪切，这种改善将减少一个组合的星系集群和剪切分析。我们还证实，不建模弱透镜放大率将灾难性地偏离LSST的宇宙学结果。因此，放大率必须包括在LSST大尺度结构分析，即使它没有显着提高宇宙学约束的精度。
2022-04-28 astro-ph.CO
The Richness-to-Mass Relation of CAMIRA Galaxy Clusters from Weak-lensing Magnification in the Subaru Hyper Suprime-Cam Survey
我们提出了一个统计的弱透镜放大率分析的光学选择的样本3029 \texttt{CAMIRA}星系团与丰富的$N>15$在红移$0.2\leq z <1.1$在斯巴鲁超级超级凸轮（HSC）的调查。我们使用两个不同的人口的颜色选择，通量有限的背景星系，即低$z$和高$z$样本的平均红移$\approx1.1$和$\approx1.4$，分别从其中测量的弱透镜放大信号，占集群污染以及掩蔽效应。我们的放大率偏差测量被认为是未受污染的，根据验证测试对“零测试”的净放大率偏差预计将消失的样品。在$9.51σ$显著性水平下检测到完整\texttt{CAMIRA}样本的放大偏倚，其主要由高$z$背景决定。我们正向模型的观测放大数据，以约束规范化的丰度质量（$N$ - $M$）的关系与其他参数的信息先验的\texttt{CAMIRA}样品。得到的标度关系为$N\propto {M_{500}}^{0.92\pm0.13} (1 + z)^{-0.48\pm0.69}$，具有$N=\left(17.72\pm2.60\right)$的特征丰富度和$0.15\pm0.07$在$M_{500} = 10^{14}h^{-1}M_{\odot}$处的固有对数正态散点。与派生的$N$ - $M$关系，我们提供放大校准的质量估计个别\texttt{CAMIRA}集群，与典型的不确定性$\approx39\%$和…
2020-04-23 astro-ph.CO
Magnificent Magnification: Exploiting the Other Half of the Lensing Signal
本文介绍了一种测量星系弱引力透镜放大率的新方法。我们的方法利用了星系性质之间的紧密比例关系，这些性质被引力透镜改变，如表观大小，而其他性质则没有，如表面亮度。特别是，我们使用一个版本的著名的基本平面关系的早期类型的星系。这种修改后的“光度基本平面”取代光度星系的性质的速度分散，从而避免了光谱数据的需要。我们提出了第一次检测放大使用这种方法，将其应用到光度表从斯隆数字巡天。这种分析表明，所得到的放大率信号与使用重力剪切的常规方法可获得的放大率信号相当。我们抑制了系统误差的主要来源，并讨论了适度的改进，可能使这种方法等于甚至超过与剪切实现的信号噪声比。此外，系统误差的一些主要来源与基于剪切的技术的主要来源有很大不同。因此，将这两种技术结合起来解决了每种技术的主要弱点，并提供了对单独使用的任何一种方法的实质性改进。有了这项新技术，放大率成为未来大型地面测量的必要测量工具，这些测量旨在测量引力透镜。
2011-11-04 astro-ph.CO
Tomography-based observational measurements of the halo mass function via the submillimeter magnification bias
目的。本文的主要目标是通过对背景亚毫米星系样本的放大偏差信号进行层析分析，推导出晕质量函数（HMF）的观测约束。然后可以将结果与非断层扫描研究的结果进行比较。方法.我们测量了光谱红移在$0.1 < z < 0.8$范围内的前景GAMA星系样本（并分为四个仓）和光度红移在$1.2 < z < 4.0$范围内的H-ATLAS背景亚毫米星系样本之间的互相关联函数。我们在晕模型形式主义内对弱透镜信号进行建模，并进行马尔可夫链蒙特卡罗算法来获得所有HMF参数的后验分布，我们假设这些参数遵循Sheth和Tormen（ST）三参数和两参数拟合。结果虽然从非层析成像分析的HMF的观测约束并不严格，有一个显着的改善时，通过层析成像的不确定性降低。此外，相对于传统的ST三重值从数值模拟，从三参数拟合的结果预测更高的数密度的质量低于$10^{12}M_{\odot}/h$的晕在95%的可信度。双参数拟合产生的结果限制更大，在$10^{13}M_{\odot}/h$以下的晕圈数密度更大，而在$10^{14}M_{\odot}/h$以上的晕圈数密度更小，此时的可信度大于3 $σ$。因此，我们的结果与ST拟合在2 $σ$和3 $σ$时的标准N体值不一致。
2022-03-28 astro-ph.CO
Mitigating Systematic Errors in Angular Correlation Function Measurements from Wide Field Surveys
我们提出了一个调查系统的影响，如不同的深度，点扩散函数（PSF）的大小，和消光光度，多历元，广域调查的星系选择和相关性。我们以加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）为例。星系选择的变化，由于系统学被发现导致密度波动高达10%的一些小部分的地区，大多数星系的红移切片和高达50%的一些极端情况下，微弱的高红移样本。这导致星系对调查系统的相关性为$\sim$ 1%时，平均调查区域。我们提出了一种经验方法，用于减轻这些系统的相关性从测量的角度关联函数使用加权随机点。这些加权随机目录估计从观测到的星系密度映射到调查参数。我们能够建模和减轻系统相关性的影响，允许密度对系统学的非线性依赖关系。应用到CFHTLenS，我们发现，该方法减少了虚假的相关性的数据的一个因素，大多数星系样本和尽可能多的一个数量级在其他。这样的处理对于非常小的相关信号的无偏估计是特别重要的，例如来自弱的引力透镜放大偏差。我们施加一个标准，使用星系样本的放大率测量的大部分系统的相关性显示改善和小于10%的预期放大率信号时，结合在星系的互相关。经过校正后，CFHTLenS中的星系样本满足$z_{\rm phot}<0.9$的这一标准，并将用于未来的放大率分析。
2015-09-14 astro-ph.CO
Methodological refinement of the submillimeter galaxy magnification bias. II. Cosmological analysis with tomography
本文通过层析方法精化亚毫米星系放大偏差分析，优化红移分箱与CPU时间，发现排除GAMA15天区会降低互相关信号，扩展红移范围可提高稳健性并获得更紧的宇宙学约束。
2024-05-10 astro-ph.CO
On the complementarity of galaxy clustering with cosmic shear and flux magnification
在本文中，我们鼓励使用星系团测量光度红移信息，包括从流量放大的贡献，作为宇宙学的探测。我们目前的宇宙学预测时，聚类数据单独使用，当聚类与宇宙剪切分析相结合。我们考虑两种类型的聚类分析：第一，只有红移自相关层析红移箱聚类;第二，使用所有可用的红移箱相关。最后，我们考虑如何推断宇宙学参数可能会有偏见，使用每一个分析时，通量放大被忽略。第三阶段的地面调查，和第四阶段的空间为基础的调查建模与光度红移误差，和值的斜率的光度函数推断CFHTLenS目录。我们发现，结合剪切聚类信息可以改善宇宙学参数的约束，使一个改进的暗能量任务组的品质因数的1.33时，只有红移的自相关性被用于聚类分析，上升到1.52时，在红移的互相关也包括在内。星系-星系透镜效应的加入进一步提高了质量，每种类型的聚类分析的品质因数分别增加了2.82和3.7倍。在一个聚类分析中的流量放大的存在并没有显着影响宇宙学约束的精度时，结合宇宙剪切和星系-星系透镜。然而，如果忽略放大率，推断的宇宙学参数值是有偏差的，某些宇宙学参数的偏差大于统计误差。（节录）
2013-11-15 astro-ph.CO
Magnification Bias Estimators for Realistic Surveys: an Application to the BOSS Survey
本文提出基于星系星表有限差分并边缘化步长误差的放大偏差估计方法，测量 BOSS 的 CMASS 与 LOWZ 样本并量化其红移演化，且公开代码。
2023-10-25 astro-ph.CO
A method of weak lensing reconstruction through cosmic magnification with multi-band photometry information
本文利用多波段测光空间中星系成团性的主成分标度关系，设计最小方差线性估计器抑制星系内禀成团性，通过宇宙放大效应重建弱透镜会聚图，并在LSST类模拟巡天中验证其高效性与宇宙学应用潜力。
2023-11-30 astro-ph.CO
Which is a better cosmological probe: Number counts or cosmic magnification?
本文对比了星系红移数密度计数与宇宙放大在相互作用暗能量宇宙中作为探针的表现，发现低红移下宇宙放大探测相对论效应更优，而高红移下数密度计数探测IDE印记更优。
2023-05-01 astro-ph.CO gr-qc
Weak lensing, Big Magnification: Recovering hidden lensing information from galaxy positions
Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；Universitat Autònoma de Barcelona (UAB)（巴塞罗那自治大学）；Institut de Física d’Altes Energies (IFAE)（高能物理研究所）；The Barcelona Institute of Science and Technology（巴塞罗那科学技术研究院）
针对深度测光样本中放大效应信号被正负响应抵消的问题，提出按响应符号和幅度划分样本的BigMag方法，结合IGGL可达到与传统2x2pt/3x2pt相当的宇宙学约束能力。
2026-10-06 astro-ph.CO
The Optical Origin of the Mass-Sheet Transformation
Independent Researcher, Natick, MA
本文通过分析射线追踪关系的proper-distance坐标形式，揭示了质量片变换的几何起源，并推导了图像选择关系及其对图像位置、放大率和时间延迟的影响。
2026-01-04 astro-ph.CO
Evolution of structure growth during dark energy domination: Insights from the cross-correlation of DESI galaxies with CMB lensing and galaxy magnification
本研究利用HEFT模型交叉相关DESI星系与CMB透镜数据，首次从星系放大信号约束结构增长，发现与$\Lambda$CDM预测一致，并给出精确的$\sigma_8$测量。
2025-05-27 astro-ph.CO
Model-Free Multi-Probe Lensing Reconstruction of Cluster Mass Profiles
星系团的透镜放大导致了背景源数量的特征空间变化，放大了它们观测到的通量，扩大了天空的面积，其净效应，称为放大偏差，取决于源光度函数的内在暗端斜率。偏置是强烈的红色星系，占主导地位的几何面积失真，而它是温和的蓝色星系，增加了对集群中心的蓝色计数。我们推广了Umetsu等人的贝叶斯方法。通过将多个背景源群体用于放大偏差测量并将其与互补透镜畸变测量相结合，重建投影的集群质量分布，有效地打破了质量片简并性，提高了集群质量测量的统计精度。该方法可以进一步扩展到包括强透镜投影质量估计，从而允许在弱和强制度的非参数绝对质量测定。我们将这种方法应用到我们最近的CLASH透镜测量MACS J1206.2-0847，并演示了如何结合多探头透镜约束可以提高集群质量分布的重建。这种方法也将是有用的堆叠透镜分析，结合所有的透镜相关的影响，在集群制度，一个明确的确定的平均质量分布。
2013-05-06 astro-ph.CO
The `Cosmic Seagull': a highly magnified disk-like galaxy at z~2.8 behind the Bullet Cluster
我们目前阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列测量的“宇宙海鸥”，一个强烈放大星系在z=2.7779后面的子弹集群。我们报道了CO（3-2）和连续谱344~ $μ$ m（静止帧）的数据，这些数据是在亚毫米波段有史以来记录的最高微分放大率之一（$μ$高达~50），便于非常详细地描述旋转曲线的运动学特征（在源平面上的分辨率为~620 pc）。我们没有发现一个减少的旋转曲线的证据，从我们得到的动力学质量（$6.3\pm0.7)\times10^{10} M_{\odot}$在$r = 2.6\pm0.1$ kpc。第三张未预测的图像的发现为未来改进子弹状星团的透镜模型提供了关键信息，并允许测量恒星质量$1.6^{+1.9}_{-0.86}\times10^{10} M_{\odot}$，不受强微分放大的影响。重子质量预计将由分子气体含量（$f_{gas} \leq 80 \pm 20$ \%）占主导地位的基础上$M_{H_2}$质量估计从动力学和恒星质量之间的差异。恒星的形成率是通过光谱能量分布（$SFR = 190 \pm 10 M_{\odot}/yr$）估计的，这意味着分子气体耗尽时间为$0.25\pm0.08$ Gyr。
2018-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak lensing reconstruction through cosmic magnification. II. Improved power spectrum determination and map-making
星系内禀成团的存在严重阻碍了从宇宙放大率中重建弱透镜效应。在论文I \citep{Yang2011}中，我们提出了一个最小方差估计来克服这个问题.通过利用宇宙放大率和星系内禀聚类对星系通量的不同依赖性，我们证明了，否则压倒性的星系内禀聚类可以显着抑制，这样的透镜地图可以重建有希望的精度。这个过程在很大程度上依赖于从相同的数据中确定星系偏差的准确性。论文I采用了迭代的方法，它向高红移退化。本文提出了一种替代方法，改进了文件I。我们证明，测量的星系之间的集群通量箱允许同时确定的透镜功率谱和星系偏差的通量依赖性，在这个红移箱。与文献I相比，新方法不仅更直接，而且更鲁棒。它确定在确定星系的偏差，并进一步发现一个数学上强大的方法来抑制这种模糊性不可忽略的水平（$\sim 0.1%$）。精确确定的星系偏差，然后可以应用到最小方差估计提出的文件I，以改善透镜地图制作。在高红移处的增益是显著的。这些映射可用于测量其他统计信息，例如聚类查找和峰值统计信息。此外，通过包括不同的红移箱之间的星系聚类测量，我们还可以确定这些箱之间的透镜交叉功率谱，直到一个小的和可校正的乘法因子。
2013-09-10 astro-ph.CO
Galaxy cluster mass density profile derived using the submillimetre galaxies magnification bias
在这项工作中，我们要研究的平均质量密度分布的数十至数百个星系团作为透镜，产生放大偏差的SMG，并估计其相关的质量和浓度为不同的丰富度范围。背景样本由Herschel观测到的SMG组成，1.2 <z <4.0（平均红移约为2.3），而前景样本由SDSS III中提取的星系团组成，光度红移为0.05 <z <0.8（平均红移约为0.38）。测量值通过堆叠SMG-簇对来获得，以使用Davis-Peebles估计器来估计交叉关联函数。这种方法使我们能够推导出质量密度分布的角度范围很广，约2 - 250 arcsec或约10 - 1300 kpc的z = 0.38，具有高的径向分辨率。我们发现，这是不可能的拟合数据与一个单一的质量密度分布在所有的尺度。对于外部，估计的平均质量从$M_{200c}=5.8$增加到$51.5\times 10^{13} M_\odot$，浓度参数从C = 0.74增加到1.74。在小尺度区域，得到的平均质量在$M_{200c}=3-4 \times 10^{13}M_\odot$附近波动，平均C~4。总平均质量与由星表估算的M-R关系完全一致。虽然中央星系晕的估计平均C值与传统的M-C关系是一致的，我们发现低浓度的外部。此外，C值随着R值的降低而降低，这可能表明该星系群不能被认为是弛豫系统。最后，我们注意到在星系团晕和中央星系晕（~100千秒差距）之间的过渡处系…
2021-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Filtering out large-scale noise for cluster weak-lensing mass estimation
本研究提出一种基于大尺度维纳滤波的星系团弱引力透镜质量估计方法，可降低放大信号径向区间噪声相关性，在HSC数据中验证了有效性，未来深层巡天中提升效果将更显著。
2025-05-19 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
SN Refsdal : Photometry and Time Delay Measurements of the First Einstein Cross Supernova
我们提出了独特的超新星（SN）'Refsdal'，引力透镜SN在z=1.488 $\pm$ 0.001与多个图像背后的星系团MACS J1149.6+2223哈勃太空望远镜成像的第一年。雷夫斯达尔SN的前四张观测图像（图像S1-S4）显示出缓慢的上升（超过150天），在2015年4月20日左右达到广泛的峰值亮度。使用一组由SN 1987 A型特有的II型SNe构造的光变曲线模板，我们测量了四个图像相对于S1的时间延迟，分别为4 $\pm$ 4（S2），2 $\pm$ 5（S3）和24 $\pm$ 7天（S4）。测量的相对于S1的放大率为1.15 $\pm$ 0.05（S2）、1.01 $\pm$ 0.04（S3）和0.34 $\pm$ 0.02（S4）。没有一个模板光变曲线完全捕捉到SN Refsdal的光度学行为，因此我们还使用多项式来表示固有光变曲线形状来获得这些参数的互补测量。这些更灵活的配合可提供完全一致的时间延迟：7 $\pm$ 2（S2）、0.6 $\pm$ 3（S3）和27 $\pm$ 8天（S4）。透镜放大倍率相似地一致，测量为1.17 $\pm$ 0.02（S2）、1.00 $\pm$ 0.01（S3）和0.38 $\pm$ 0.02（S4）。我们将这些测量结果与已发表的透镜模型预测进行比较，发现大多数模型预测与我们的测量结果非常一致。最后，我们讨论了未来改进的时…
2016-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
JWST Photometric Time-Delay and Magnification Measurements for the Triply-Imaged Type Ia "Supernova H0pe" at z = 1.78
本研究利用JWST观测数据测量了位于z=1.783的三重像Ia型超新星H0pe的测光时延和绝对放大率，为限制Hubble常数提供了关键数据。
2024-07-22 astro-ph.CO
Follow-up of SN 2025wny IV: Photometric Time-delay Measurements of a Strongly Lensed Superluminous Supernova
University of Birmingham（伯明翰大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究对首个强引力透镜SLSN-I SN 2025wny进行测光时间延迟测量，采用GausSN建模，测得时间延迟并结合透镜模型得到H₀，验证了强引力透镜超新星作为H₀独立探针的潜力。
2026-08-31 astro-ph.CO
