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
Effects of center offset and noise on weak-lensing derived concentration-mass relation of dark matter halos
利用{ \it Millennium Simulation}中的晕星表，分析了星系团的弱透镜测量密度剖面，着重讨论了背景星系的中心偏移、选择效应和形状噪声对浓度-质量（$c$ - $M$）关系的影响.几种不同的方法来定位从弱透镜效应单独的集群的中心进行了探讨。我们发现，对于中等红移的星系团，我们新提出的两个尺度的平滑方法应用于重建的收敛场，首先与$2^\prime$平滑尺度，然后$0\overset{\prime}{.}5$的最高峰，最好的对应于真正的中心。假设参数化的Navarro-Frenk-White轮廓，我们拟合了不同方法识别的不同中心周围的切向剪切信号。结果表明，对于集合中值，中心偏移大于一个尺度半径$r_s$可以偏置导出的质量和浓度显着低于真实值，特别是对于低质量晕。然而，噪声的存在可以补偿偏移效应并减小系统偏差，尽管质量和浓度的散射变得相当大。从统计学上看，如果采用适当的中心发现方法，中心偏移对$c$ - $M$关系的偏倚效应不显著。另一方面，如果使用简单的$χ^2$拟合方法，则来自固有椭圆度的噪声可以使从弱透镜分析的集群的样本导出的$c$ - $M$关系产生偏差。为了适当地解释$c$和$M$之间的分散性和协方差，我们应用贝叶斯方法来改进$c$ - $M$关系的统计分析。结果表明，这种新的方法使我们能够得到的$c$ - $M$关系显着减少的偏见。
2014-08-07 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
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
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
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
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
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
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
Statistical connection of peak counts to power spectrum and moments in weak lensing field
弱透镜场局部极大值的数密度，称为弱透镜峰计数，可以作为宇宙学探针。然而，它的相关宇宙学信息仍然不清楚。通过1000次光线追迹模拟，研究了弱透镜场中峰值计数与其它统计量之间的关系。我们构造了一个从透镜场$\cal K$到一个新的高斯场$y$的局部变换，称为局部高斯化变换。我们用数值模拟的方法对变换进行了校准，使得$\cal K$的一点分布和功率谱可以从单个高斯场$y$和$\cal K$之间的单调关系中再现出来.因此，在局域高斯变换下，两点聚类的正确信息和弱透镜场中的任意阶矩都应保持不变。然后，我们研究如果本地高斯变换可以预测弱透镜峰计数模拟。局部高斯化变换不足以解释在没有形状噪声的情况下的弱透镜峰计数。通过局部高斯化变换的预测在宽范围的峰高上低估了具有$\sim20-30\%$水平的模拟峰计数。在形状噪声存在的情况下，局域高斯变换可以以$\sim10\%$的精度预测弱透镜峰计数。我们的分析表明，功率谱及其时刻以外的宇宙学信息将是必要的预测弱透镜峰计数与一个水平的精度，这是一个预期的统计不确定性，在即将到来的宽视场星系调查。
2016-11-28 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
An Estimator for Lensing Potential from Galaxy Number Counts
我们推导出一个估计的透镜潜在的星系数计数，其中包含一个线性和二次项。我们表明，这种估计有一个更大的信噪比比相应的估计强度映射。这是由于已经以线性阶存在的数计数角功率谱中的附加透镜项。我们估计的信噪比为未来的光度测量。特别是在高红移$z\gtrsim 1.5$处，信噪比可以变为30阶。因此，测光测量中的计数将是测量层析透镜光谱的一种很好的手段。
2022-03-22 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
Optimal capture of non-Gaussianity in weak lensing surveys: power spectrum, bispectrum and halo counts
我们比较了弱透镜选择星系团计数和弱透镜双谱在捕获非高斯特征的暗物质分布的效率。我们使用晕模型来计算弱透镜功率谱，双谱和预期数量的检测到的集群，并推导出一个大的，低系统的弱透镜调查的宇宙学参数的约束，通过专注于$Ω_m$-$σ_8$平面和暗能量状态方程。我们将功率谱分成数据的已解决部分和未解决部分，已解决部分被定义为检测到的簇，未解决部分被定义为场的其余部分。我们考虑四种类型的集群计数，考虑到不同的信息量：信噪比峰值计数;作为集群质量的函数的计数;作为集群红移的函数的计数;以及作为集群质量和红移的函数的计数。我们表明，当结合功率谱，这四种计数提供了类似的约束，从而允许一个执行最直接的计数，信噪比峰值计数，并得到百分比水平的宇宙学参数的约束。我们表明，弱透镜双谱给出的约束条件与功率谱给出的约束条件相当，并捕获非高斯特征以及簇计数，其与功率谱的组合给出的宇宙学参数的误差类似于，如果不是稍微小于，当功率谱与簇计数相结合时获得的误差。最后，我们注意到，为了达到其潜力，弱透镜双谱必须使用所有三角形配置计算，因为等边三角形单独不提供有用的信息。
2010-02-12 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
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
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
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
Effects of Strong Gravitational Lensing on Millimeter-Wave Galaxy Number Counts
我们使用光线追迹模拟和两个非透镜源的计数模型研究了强透镜效应对毫米源的观测计数的影响。我们采用的最大可达到的放大倍数取决于物理尺寸的来源，也占透镜晕椭圆率的影响的定量治疗。我们计算了包含强透镜效应的毫米星系的预测数和红移分布，并与南极望远镜（SPT）最近的源计数测量结果进行了比较。这些预测有很大的不确定性，特别是透镜星系的质量分布细节和有限的源范围，但SPT观测与预测吻合得很好。预测SPT探测到的源主要由z>2的强透镜星系组成。这些源的典型放大率强烈地依赖于假定的非透镜源计数和观测源的通量。
2011-04-18 astro-ph.CO
Measuring the lensing potential with tomographic galaxy number counts
我们调查如何透镜潜力可以测量断层扫描与未来的星系调查，使用它们的数量计数。这样的测量是标准$Λ$ CDM框架的独立测试，并且可以用于辨别重力的修改理论。我们进行Fisher矩阵预测的基础上星系角红移功率谱，假设规格与未来的光度欧几里德像调查和光谱SKA像调查。对于欧几里德的调查，我们推导出一个拟合公式的放大偏差。我们的分析表明，不同的红移箱之间的互相关是非常敏感的透镜势，这样的调查可以测量在相同的精度水平的其他标准$Λ$ CDM宇宙学参数的透镜势的振幅。
2015-10-26 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
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
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 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
The effects of lensing by local structures on the dipole of radio source counts
我们在均匀和各向同性宇宙中的特殊运动在宇宙微波背景（CMB）温度场中留下了偶极子的印记，同样地，在天空中河外射电源的分布中也留下了偶极子的印记。每一种效应都被测量过，但是每一种测量都给出了我们在宇宙中运动速度的不同结果：无线电偶极子测量发现我们的运动速度大约是宇宙微波背景辐射的三倍。在这里，我们展示了以前不受约束的透镜偶极子的影响，从而必然的本地结构（需要大角度透镜尺度）将扭曲的无线电源的分布在天空中。我们发现，包括这些影响并没有减少CMB和射电源偶极子测量之间的紧张关系，但是如果没有它们的列入未来的河外星系数计数可能会导致我们的特殊运动的不正确的推论。此外，我们可以在$2 σ$水平上将透镜偶极子的尺寸约束为$κ< 3 \cdot 10^{-2}$。
2021-12-13 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
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
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
A distortion of very--high--redshift galaxy number counts by gravitational lensing
观测到的高红移星系候选者的计数已经被用来建立一个统计描述的恒星形成活动在红移z >~ 7，当星系再电离宇宙。标准模型预测，引力透镜的高发生率可能会扭曲这些最早星系的流量和数量的测量。据估计，这种情况发生的原始概率约为0.5%，但由于观测偏差，可能会更大。在这里，我们报告说，引力透镜很可能占主导地位的观测性质的星系的红移z >~ 12，当仪器的极限星等预计将比星系样本的特征星等。数量计数可以修改一个数量级，大多数星系是多重成像系统的一部分，距离z ~ 2处较亮的前景星系不到1弧秒。这种由透镜引起的高红移星系和前景星系的关联，可能已经在z ~ 10.6的候选星系样本中观察到了。未来的巡天观测需要考虑高红移星系样本中显著的引力透镜偏差。
2011-01-12 astro-ph.CO
Weak lensing power spectrum reconstruction by counting galaxies.-- I: the ABS method
本文提出了一种从观测星系数密度分布中星系数密度的内在涨落中盲分离宇宙放大率的解析方法。ABS方法利用信号（宇宙放大率）和污染（星系内禀聚类）对星系流量的不同依赖性，将两者分开。它直接作用于测量的跨星系角功率谱之间的不同通量箱。它确定/重建的透镜功率谱分析，没有假设星系的内在集群和宇宙学。它在无限多个星系的极限下是无偏的。在现实中，透镜重建精度取决于调查配置，星系的偏见，和其他复杂性，由于有限数量的星系和由此产生的散粒噪声波动的跨星系功率谱。我们估计其性能（系统和统计误差）在各种情况下。我们发现，第四阶段的暗能量调查，如SKA和LSST是能够重建的透镜功率谱在$z\simeq 1$和$\ell\la 5000$准确。这种透镜重建只需要计数星系，因此与相同调查的宇宙剪切测量高度互补。
2017-08-21 astro-ph.CO
Joint analysis of cluster number counts and weak lensing power spectrum to correct for the super-sample covariance
在有限的测量体积上，一个相干的过密度或欠密度对比会导致观测到的晕数向上或向下波动。晕圈数的这种波动在非线性、小尺度上的弱透镜功率谱的观测振幅中增加了一个显着的协变散射，即所谓的超样本方差或晕圈样本方差。在本文中，我们表明，通过测量集群的数量计数和功率谱在同一个调查区域，我们可以减轻这种信息的损失，并显着提高科学回报，从即将到来的调查。首先，使用晕模型的方法，我们推导出晕数计数和弱透镜功率谱之间的互相关，考虑到超样本协方差效应，这很好地匹配从1000个实现的Lambda主导的冷暗物质模型测量的分布。然后，我们表明，增加观测到的M> 10^14 Ms/h的质量晕的计数可以显着提高弱透镜功率谱的信息含量，几乎恢复高斯信息高达lmax~1000，如果已知的质量晕的平均质量分布，这可以从堆叠透镜估计。当与M > 3或1 x 10^14 Ms/h的晕圈数计数相结合时，在lmax~1000 - 2000范围内，改进可达1.4或2倍，与单独的功率谱测量相比，相当于大2或4倍的调查体积。
2014-04-18 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
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
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
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
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
Compact Groups analysis using weak gravitational lensing II: CFHT Stripe 82 data
在这项工作中，我们提出了一个透镜研究的紧凑组（CG）使用的数据从高质量的加拿大-法国-夏威夷望远镜条纹82调查。使用堆叠技术，我们得到的平均密度对比度分布。我们分析了透镜信号依赖于集团的表面亮度和形态的内容，在红移范围$z = 0.2 - 0.4$的CG。我们得到一个较大的透镜信号的CG具有较高的表面亮度，可能是由于它们的较低的污染的闯入者。此外，我们发现一个强烈的依赖性的透镜信号的组浓度参数，与最集中的五分之一显示出显着的透镜信号，与等温球与$σ_V =336 \pm 28$公里/秒和NFW配置文件与$R_{200}=0.60\pm0.05$ $h_{70}^{-1}$ Mpc一致。我们还比较了透镜效应的结果与动力学的估计发现一个很好的协议与透镜效应的测定具有较高的表面亮度和浓度指数的CG。另一方面，被闯入者污染更严重的CG显示出更大的动态色散，因为闯入者将动态估计偏置到更大的值，尽管透镜信号被削弱。
2018-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Deep Learning galaxy cluster's structural parameters from Weak Lensing observations
University of Ferrara（费拉拉大学）；INAF – OAS, 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台）；INFN-Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）；Dipartimento di Fisica e Astronomia "Augusto Righi" - Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学阿古斯托·里吉物理与天文学系）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Argelander-Institut für Astronomie (AIfA), Universität Bonn（波恩大学阿尔加纳德天文学研究所）
本文利用卷积神经网络从弱引力透镜观测中推断星团结构参数，展示了CNN在大规模数据集中的高效性与准确性，尤其在质量估计和浓度恢复方面表现优异。
2026-04-30 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
The Hidden Fortress: Structure and substructure of the complex strong lensing cluster SDSS J1029+2623
我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）ACS和WFC 3对SDSS J1029+2623的观测，SDSS J1029+2623是一个由z=0.584的前景星系团产生的三图像类星体透镜系统。我们的强透镜分析揭示了另外6个多重成像星系。我们证实了复杂的性质的透镜集群的质量分布，与双峰分布偏离钱德拉X射线SB分布。对于红移z=2.197的类星体，爱因斯坦半径估计为θ_E=15.2”\pm 0.5”。结合强透镜效应、HST/ACS弱透镜效应和Subaru/Suprime-cam弱透镜效应的分析结果，我们得出了径向质量分布，发现最佳拟合维里质量为M_vir=（1.5+0.40-0.35）\times 10^14 h^-1 M_sun，浓度参数为c_vir=25.7+14.1-7.5。外半径处的透镜质量估计值比X射线质量估计值小约2倍。我们归因于这个大的质量差异，以冲击加热的团内气体在合并过程中，这也是建议的复杂的质量和气体分布和浓度参数的高值。在HST图像中，我们还发现了一个可能的星系GX，位于最暗的类星体图像C附近。包含GX解释了类星体图像之间的异常通量比。高度拉长的类星体宿主星系的形态也得到了很好的再现。最佳拟合模型表明类星体的总放大率为30，类星体宿主星系为35，并且具有与测量值一致的AB时间延迟。（节录）
2012-11-03 astro-ph.CO
