Weak Lensing Mass Reconstruction: Flexion vs Shear
弱引力透镜已被证明是直接绘制宇宙中暗物质分布的有力工具。目前使用的这项技术依赖于对引力切变的精确测量，而引力切变对应于背景星系图像的一阶失真。最近，一种新的技术已经被引入，它依赖于对重力弯曲的精确测量，而重力弯曲对应于背景星系图像的二阶失真。该技术应在比剪切分析更小的尺度上探测结构。本文的目的是比较剪切和弯曲的能力，重建的暗物质分布考虑到分散在剪切和弯曲测量。我们的研究结果表明，弯曲是不太敏感的比剪切构造的收敛映射的尺度上，是物理上可行的映射，这意味着弯曲单独不被用来做收敛映射重建，即使在小尺度。
2010-09-03 astro-ph.CO
The impact of higher-order distortions on the precise measurement of weak gravitational lensing shear and flexion
本文通过多个透镜模型分析高阶畸变对弱引力透镜剪切与弯曲测量的影响，发现忽略它们会产生数个百分点系统误差，而联合测量可将多数情况下误差降至1%以下。
2025-09-30 astro-ph.CO
Measuring Gravitational Lensing Flexions in Abell 1689 Using an Analytic Image Model
测量星系团晕中暗物质的亚结构是对Lambda CDM结构形成模型的一个基本探索。引力透镜是一种测量总质量分布的技术，它与引力物质的性质无关，使其成为研究这些以暗物质为主的物体的重要工具。我们提出了一种新的方法来测量弱引力透镜弯曲，透镜剪切场的梯度，测量小角度尺度上的质量分布。虽然以前公布的测量弯曲的方法专注于测量透镜图像的衍生属性，如shapelet系数或表面亮度矩，但我们的方法将质量片变换不变的分析图像模型（AIM）拟合到每个星系图像。这个简单的参数模型跟踪透镜图像等照度线的失真并约束屈曲场。我们测试的AIM方法使用模拟数据图像与现实的噪声和各种unlensed图像属性，并表明它成功地再现了输入屈曲领域。我们还将AIM方法应用于Abell 1689的哈勃空间望远镜观测，并利用AIM方法测量的弯曲度探测了星团中的质量结构。
2012-05-16 astro-ph.CO
Shear-flexion cross-talk in weak-lensing measurements
由引力潮汐场的导数引起的引力弯曲对于分析引力透镜体中的暗物质分布，如星系团或星系的暗物质晕具有潜在的重要意义。介子的估计依赖于对自旋为1和自旋为3对称的星系形状畸变的测量。在本文中，我们表明，以及如何这样的扭曲通常不仅是由屈曲本身，而且还由耦合项的形式（剪切$\times$屈曲），这是迄今为止被忽略。相似的耦合项发生在星系内禀椭圆率和弯曲之间。我们表明，通过数值试验，忽略这些条款可以引入偏差高达85%的$F$屈曲和150%的$G$屈曲星系的固有椭圆色散$σ_ε=0.3$。一般来说，这种偏差取决于透镜场的强度，椭圆色散和透镜星系的浓度。我们推导出一组新的方程，所测得的自旋-1和自旋-3扭曲的透镜场的剪切，弯曲，剪切和弯曲的产品，和星系样本的形态学特性的第一顺序。我们表明，这种新的描述是准确的偏差$\leq 7%$（自旋-1失真）和$\leq 3%$（自旋-3失真），甚至接近点的屈曲方法，由于合并多个图像故障。我们提出了一个解释，为什么自旋-3信号还不能测量和评论的困难，使用模型拟合的方法来测量屈曲信号。
2011-09-22 astro-ph.CO
Shape, shear and flexion II - Quantifying the flexion formalism for extended sources with the ray-bundle method
基于牛顿的弱引力透镜分析被证明是传统的基于剪切的技术的有用的辅助。由于屈曲产生于图像上的梯度，因此需要分析和数值技术来研究扩展图像/源对的屈曲预测。利用Schwarzschild透镜模型，我们证明了用于引力透镜的射线束方法可以用于精确地恢复第二屈曲，并且与零第一屈曲的恢复是一致的。利用透镜面-源面光束传输，我们发现当光束半径小于Δθ = 0.01 θ_E，透镜面碰撞参数大于θ_E + Δθ时（θ_E为爱因斯坦角半径），二次弯曲可以恢复，误差不超过1%。使用源平面透镜平面束传播，我们证明了存在一个首选的屈曲区。对于比该区域的内边界更靠近晶状体的半径处的图像，指示真正的强透镜机制，应谨慎使用屈曲形式（对于扩展图像/源对，误差大于5%）。我们还定义了一个剪切带的边界，超过该边界的图像形状基本上是无法区分的椭圆（1%的误差椭圆）。虽然表明传统的弱透镜分析在该边界之外是令人满意的，但仍然存在潜在可检测的非零屈曲信号。
2011-01-23 astro-ph.CO
Improving lensing cluster mass estimate with flexion
引力透镜一直被认为是确定星系团总质量的有价值的工具。从背景星系的椭圆率统计推断的剪切剖面允许探测星系团的中间和外部区域，从而确定维里质量估计。然而，质量片退化和需要大量的背景星系激励寻找替代示踪剂，可以打破模型参数之间的退化，从而提高质量估计的准确性。透镜弯曲，即透镜势的三阶导数，已经被认为是对上述探索的一个很好的回答，因为它探测了质量分布的细节。我们在这里调查是否确实是这种情况下，考虑共同使用弱透镜，放大和屈曲。我们使用Fisher矩阵分析来预测在剪切和屈曲信号噪声（S/N）比上的不同假设的质量精度的相对改善，也改变了集群质量，红移和椭圆率。结果表明，对于屈曲S/N比的合理值，簇质量的误差可以减小到2倍。作为一般的结果，我们得到的质量精度的改善是更扁平的晕较大，但提取一般的趋势是一个困难的，因为许多参数在发挥作用。然而，我们发现，弯曲是一样有效的放大，以提高质量和浓度测定的准确性。
2016-07-20 astro-ph.CO
High Resolution Weak Lensing Mass-Mapping Combining Shear and Flexion
我们提出了一种新的质量映射算法，专门设计用于从重力剪切和弯曲的组合中恢复小尺度信息。包括屈曲允许我们在小尺度上补充剪切，以增加子结构的灵敏度和收敛图的整体分辨率，而不依赖于强透镜约束。为了保留所有可用的小尺度信息，我们避免任何不规则采样的输入剪切和屈曲场的分箱，并将质量映射问题视为一般不适定的逆问题，使用鲁棒的多尺度小波稀疏先验进行正则化。由此产生的算法采用了红移，减少剪切，并减少个别星系的弯曲测量，并通过使用快速傅立叶估计是非常有效的。我们测试我们的重建方法上的一组现实的弱透镜模拟对应于典型的HST/ACS集群观测，并证明了我们的能力，恢复子结构，包括屈曲丢失，如果只使用剪切信息。特别是，我们可以检测到的子结构在15 $^{\prime \prime}$规模以及以外的关键区域的集群。此外，弯曲也有助于约束主要暗物质晕中心区域的形状。我们的质量映射软件，称为Glimpse 2D，可以在http://www.cosmostat.org/software/glimpse上免费获得。
2016-03-04 astro-ph.CO
On the validity of the Born approximation for weak cosmic flexions
弱透镜计算通常是在玻恩近似的假设下进行的，其中光线路径近似为一条直线。此外，透镜-透镜耦合，其中有几个偏转沿光线往往被忽略。我们研究的影响，下降的玻恩近似，并考虑透镜透镜耦合，弱透镜效应到第二阶（宇宙弯曲），通过在光路中的微扰expansion. We提出了一个图形表示的透镜效应的修正。测量密度场导数的弯曲信号获得与平方重力剪切成比例的校正项;我们还发现，通过放弃玻恩近似，除了四个标准弯曲分量之外，还可以激发透镜畸变的两个自由度（扭曲分量）。我们推导出角功率谱的弯曲和扭曲，有和没有玻恩近似和透镜透镜耦合，并确认玻恩近似是一个很好的近似弱宇宙弯曲，除了在非常小的尺度。
2011-01-25 astro-ph.CO
Reducing distance errors for standard candles and standard sirens with weak-lensing shear and flexion maps
引力透镜会导致测量到高红移标准烛光和标准塞壬（如Ia型超新星、伽马射线暴和合并超大质量黑洞双星）的距离出现重大误差。因此，通过使用透镜放大倍率的独立且准确的估计来校正透镜误差将具有显著的益处。我们调查如何准确的放大率可以推断从星系剪切和弯曲数据重建的收敛图。我们采用射线追踪通过千禧年模拟在大的领域，模拟透镜观测，并执行弱透镜重建这些领域。我们确定最佳的方法来过滤重建的收敛图，并将它们转换为放大图。我们发现，对于红移z=1.5（z=5）的标准烛光/塞壬，每角分100个星系的切变巡天^[2]可以帮助减少平均20%（10%）的透镜引起的距离误差，而对于每角分500个星系的切变和弯曲估计的未来巡天^[2]，则可以减少50%（35%）。对于红移z>=3的星系，如果在重建中使用星系的单个红移，可以实现5%的进一步改善。此外，重建允许一个识别的收敛性低的区域，并在其中可以实现高达75%的误差减少。
2010-10-31 astro-ph.CO
Constraining primordial non-Gaussianity with cosmological weak lensing: shear and flexion
我们研究宇宙学的约束力的未来大规模弱透镜调查模型的\emph{Euclid}，特别是原始的非高斯。我们的分析认为，几个不同的估计投影物质的功率谱，剪切和弯曲的基础上，我们审查的协方差和Fisher矩阵。由宇宙切变单独为局部双谱形状提供的边界，在$σ_8$上被边缘化，处于$Δf_\mathrm{NL} \sim 100$的水平。我们考虑三个额外的双谱形状，宇宙剪切约束范围从$Δf_\mathrm{NL}\sim 340$（等边形状）到$Δf_\mathrm{NL}\sim 500$（正交形状）。宇宙弯曲约束对宇宙剪切约束的竞争力取决于星系固有的弯曲噪声，这仍然是几乎不受约束。采用文献中偶尔使用的非常高的值，导致屈曲贡献相对于剪切贡献基本上可以忽略不计，并且对于实际配置，前者不会显著改善后者的约束能力。由于屈曲噪声随尺度减小而减小，因此通过将分析扩展至$\ell_\mathrm{max} = 20,000$宇宙屈曲，同时仍为次优势，可在添加时通过$\sim 10%$改善剪切约束。然而，在如此小的尺度上，物质的高度非线性聚集和重子物理的影响使得任何误差估计都不确定。通过考虑较低的、可能更现实的屈曲固有形状噪声值，导致屈曲约束功率是$\sim 2$的因子，优于剪切的因子，并且$σ_8$和$f_\mathrm{NL}$的界限在它们组合时被提高了$\sim 3$的因子。（节略）
2012-09-18 astro-ph.CO
Flexion in Abell 2744
我们提出了第一个弯曲聚焦的引力透镜分析的第一个强透镜的“宇宙望远镜”星系团，观察哈勃前沿领域倡议的一部分。使用阿贝尔2744（z = 0.308）的HST观测，我们应用修改后的解析图像模型（AIM）技术来测量源星系的弯曲和剪切值在最终的数密度为82弧分$^{-2}$。通过单独使用屈曲数据，我们能够识别除了距簇核心偏移1.43'的主要子结构峰之外，沿簇的心脏对齐的主要质量结构。我们生成两种类型的非参数重建：屈曲孔质量图，其分别识别质量信噪比为3.5 $σ$和2.3 $σ$的中央电位和子结构峰;以及直接从平滑屈曲场导出的收敛图。对于主峰，我们在45”（145 h $^{-1}$ kpc）孔径内发现了$1.93\times10^{14}\,h^{-1}\,M_{\odot}$的质量，对于西部亚结构，我们在25”（80 h $^{-1}$ kpc）孔径内发现了$7.12\times10^{13}\,h^{-1}\,M_{\odot}$的质量。通过将非奇异等温球轮廓拟合到屈曲数据，确定相关的峰值速度分散分别为$σ_v$ = 1630 km/s和$σ_v$ = 766 km/s。此外，我们使用同步剪切测量独立重建更广泛的集群质量结构，并发现它是无法重现的小规模结构与屈曲重建。最后，我们对Abell 2744平行天场进行了同样的分析，在噪声重建中没有发现强的幻影信号。
2016-11-24 astro-ph.CO
Shape, shear & flexion: An analytic flexion formalism for realistic mass profiles
引力透镜效应是一种非线性的引力透镜效应，它是由图像上的会聚和剪切的梯度引起的。在薄透镜近似下，我们导出了一个描述非线性引力透镜的形式。这为我们提供了相对简单的表达式，第一和第二屈曲方面只有表面密度和投影质量分布的晶状体。我们详细介绍了精确的镜头模型，特别是提供屈曲计算的塞尔西定律的配置文件，这已成为近年来越来越受欢迎。我们进一步提供了一个单一的资源，为以下质量分布的收敛，剪切，第一和第二屈曲的分析形式：一个质点，奇异等温球（SIS）; Navarro-Frenk-White（NFW）配置文件; Sersic定律配置文件。我们定量地比较这些质量分布，并表明收敛和第一屈曲是更好的指标的Sersic形状参数，而对于浓度的NFW配置文件的剪切和第二屈曲项是首选。
2009-04-08 astro-ph.CO
Weak lensing of strong lensing: beyond the tidal regime
本研究针对强引力透镜分析中忽略视线挠曲效应的问题，构建了含4个复参数的视线挠曲最小模型，预测其星系尺度量级为10^-3角秒^-1，发现忽略它会使视线剪切偏差达2σ，纳入后可恢复准确性但精度下降，目前需作为冗余参数处理。
2024-07-15 astro-ph.CO
Adaptive Reconstruction of Cluster Halos (ARCH): Integrating Shear and Flexion for Substructure Detection
Drexel University（德雷塞尔大学）
ARCH是一种新的重力透镜管道，用于星系团质量重建，通过联合剪切-弯曲分析JWST图像。该方法采用分阶段优化策略，逐步过滤和选择候选晕，而非需要全局似然模型或强先验。该设计使重建计算可行且灵活，能够系统测试多种信号组合。
2026-04-29 astro-ph.CO
A New Estimate of Galaxy Mass-to-Light Ratios from Flexion Lensing Statistics
我们执行的前两个哈勃前沿场集群的弯曲为基础的弱引力分析：阿贝尔2744和MACS 0416。详细描述了一种使用投影屈曲信号作为集群成员质量探针的参数化方法。使用所测量的屈曲信号来确定每个聚类中的$L-θ_E$（作为$L-σ$的代理）缩放关系的归一化和斜率。一个平行的现场分析同时进行，以提供一个基线措施的方法的有效性。我们发现一个协议的费伯-杰克逊斜率$\ell$与星系年龄和形态的两个集群，以及理论上的区别，集群归一化质量。
2022-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Higher-order Statistics of Weak Lensing Shear and Flexion
由于其更广泛的天空覆盖范围和更严格的控制系统误差，未来的深弱透镜巡天应提供更好的统计图片的暗物质集群超出功率谱的水平。在这种背景下，研究引力诱导的非高斯性可以通过打破参数简并来帮助加强对背景宇宙学的约束，以及揭示暗物质、暗能量或替代引力理论的本质。由于所涉及的场的旋量性质，对这种映射的剪切或弯曲性质的分析比收敛的简单情况更复杂。在这里，我们开发的分析工具的高阶统计量的研究，如双谱（或三谱）直接使用这样的地图在不同的源红移。我们介绍的统计可以从剪切或弯曲的累积量，涉及在不同的红移平方和立方映射的互相关。典型地，低信噪比阻止逐模式地恢复双谱或三谱。我们定义了与每个多重谱相关联的功率谱，它压缩了高阶多重谱的一些可用信息。我们展示了如何从噪声观测数据中恢复这些，即使在存在任意掩模的情况下，也可以以无偏的方式引入电（E型）和磁（B型）极化之间的混合。我们还介绍了高阶互相关子，它可以互相关透镜剪切与不同的示踪剂的大尺度结构。
2010-03-25 astro-ph.CO
Analytic PSF Correction for Gravitational Flexion Studies
给定一个星系图像，我们不能简单地测量它的弯曲度。图像的自旋一和三形状属性，通常与F和G弯曲有关，实际上是星系内在形状和望远镜PSF的复杂函数，除了透镜属性。剪切也是如此。在这项工作中，我们创建了一个完整的分析映射从明显测量的星系弯曲到引力弯曲（1）创建简单的模型透镜星系和PSF的扭曲主要是由大气拖尾和光学像差，（2）卷积两个模型，（3）比较前和后卷积弯曲的形状变化的最终图像。为了完整起见，我们对剪切也做同样的处理。正如所料，望远镜散光，彗差，三叶草可以破坏测量的剪切，F-弯曲，和G-弯曲，特别是对小星系。我们还发现，PSF的大小稀释的屈曲信号比剪切信号更快。此外，剪切，弯曲和不对称像差之间的混合可以在透镜测量中产生附加的偏移，这些偏移随星系大小和星系椭圆率和弯曲值而变化。但并非一切都失去了;通过测量模式，我们可以纠正它们。
2014-05-23 astro-ph.CO
Estimate of dark halo ellipticity by lensing flexion
目标。众所周知，从结构形成模型中预测出的暗物质晕的椭圆率很难用观测来检验。直接测量将对星系的形成及其对晕中暗物质分布的影响产生重要的限制。在这里，我们表明，星系星系弯曲提供了一个直接的和潜在的强大的方法来确定椭圆透镜（合奏）的椭圆率。方法.我们将自旋1屈曲分解为径向和切向分量。使用切线与径向弯曲的比率，这是独立的径向质量分布，质量椭圆度可以估计。结果的质量分布的椭圆率的估计，推导和模拟测试。我们表明，估计是略有偏置。我们量化这种偏差，并提供了一种方法来减少它。此外，参数拟合的弯曲比和方向提供了另一种估计的黑暗晕椭圆，这是更准确的个别镜头总体而言，星系星系弯曲出现作为一个强大的工具，用于约束质量分布的椭圆。
2010-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Power of Cosmic Flexion in Testing Modified Matter and Gravity
引力子是一种弱透镜效应，导致了透镜星系的弱偏斜和弧形外观。屈曲信噪比可以比剪切的信噪比大一个数量级。这是第一次，我们展示了如何使弯曲的一个宝贵的工具，用于区分不同的宇宙模型。我们分析了统一的暗物质和暗能量的标量场模型、膜世界宇宙学和两个f（R）修正作用量理论。我们表明，这些模型可以区分从LCDM在几个标准偏差，通过测量宇宙弯曲的功率谱。
2011-04-20 astro-ph.CO
Weak gravitational flexion in various spacetimes: Exotic lenses and modified gravity
像埃利斯虫洞这样的奇异物体被认为是引力透镜。就像它们的非奇异对应物一样，关于这些透镜的信息可以通过考虑它们引起的强透镜场和弱透镜场来找到。在这项工作中，我们考虑如何弱引力透镜弯曲可以提供信息以外的剪切。我们发现，方向屈曲可以区分的情况下，一个积极的或消极的收敛方向剪切不能，因此可以提供一个独特的透镜签名的对象与埃利斯虫洞型度量。我们还考虑宇宙弯曲，弯曲关联函数，其信号来源于宇宙的大尺度结构，在修改后的重力的背景下。我们发现弯曲是一个独特的探针参数模型的修改重力，特别是在尺度依赖的现象学后广义相对论功能的情况下。
2022-09-09 astro-ph.CO gr-qc
Gravitational Flexion by Elliptical Dark Matter Haloes
我们提出了椭圆形透镜质量分布预期的引力透镜弯曲方程。这些可以减少到一维的有限积分，从而节省了大量的计算时间比一个完整的二维计算。我们估计限制星系晕椭圆度的一系列潜在的未来调查，发现从两种不同类型的屈曲的约束是可比的，是两个数量级更严格的比那些从剪切。因此，在未来的调查中，星系晕的形状似乎是一个非常有前途的潜在工具。
2009-03-23 astro-ph.CO
Higher Order Statistics for Three-dimensional Shear and Flexion
我们介绍了一个收集的统计适合于研究定义在三维空间中的旋量，侧重于应用宇宙学弱引力透镜的研究在3D。特别是，我们专注于功率谱与三点和四点统计，这具有压缩成一个方便的数据集的大量典型的非常嘈杂的模式的优势。\cite{MuHe09}先前已经表明，对于微波背景中的非高斯性研究，这种压缩对于某些目的可以是无损的，因此我们期望我们在这里定义的统计量能够捕获这些高阶统计量中可用的大部分宇宙学信息。我们考虑的天空掩模和噪声的影响，并使用林伯的近似显示如何，高频角模式，对抗的统计与理论可以有效地和准确地实现。我们主要研究了标量场和旋量场的三维弱透镜的收敛、剪切和弯曲，但许多结果也适用于一般的旋量场。
2010-12-16 astro-ph.CO
Estimation of halo ellipticity using spin-3 flexion
在星系或星系团尺度上估计暗物质晕的椭圆率可以对星系或星系团的形成以及暗物质的性质提供重要的限制。我们在本文中表明，自旋3引力弯曲可以增加有用的信息的椭圆透镜晕。我们介绍了一个一般的形式主义分解成径向和切向分量的任意自旋场。切向和径向屈曲分量的比率直接估计晶状体椭圆度。我们指出，任何质心偏移将显着偏置我们的估计，这在另一方面可以用来确定镜头光晕的中心。
2012-09-14 astro-ph.CO
Delensing Gravitational Wave Standard Sirens with Shear and Flexion Maps
超大质量黑洞双星系统（SMBHB）是标准的警报器-标准蜡烛的引力波类似物-如果被引力波探测器发现，它们可以用作精确的距离指示器。不幸的是，引力透镜会随机放大SMBHB信号，严重降低任何距离测量。使用SMBHB视线的弱透镜映射，我们可以估计其放大率，从而消除其距离的一些不确定性，我们称之为“去透镜”。“我们发现，当星系剪切与弯曲测量相结合时，去透镜化得到了显着改善，这减少了重建放大图中的小尺度噪声。在高斯近似下，我们估计，对于z=2的SMBHB，用极大望远镜（ELT）的2D马赛克图像去透镜可以减少大约30-40%的距离误差。包括一个额外的宽剪切图从空间测量望远镜可以减少50%的距离误差。这样的改进将使SMBHB作为宇宙学距离探测器或作为对现有探测器的完全独立检查更具价值。
2009-07-21 astro-ph.CO
Analytical shear and flexion of Einasto dark matter haloes
N体模拟预测，暗物质晕在星系和星系团尺度上都可以用特定的密度分布来描述。弱引力透镜通过测量它们的一阶和二阶性质，剪切和弯曲，是一个强大的观测工具，调查这些剖面的真实形状。最近，在描述暗物质晕时，三参数密度分布图中的一个是Einasto分布图。我们提出的剪切和Einasto暗物质晕的第一和第二弯曲的精确表达式，使用梅林变换形式主义的福克斯H和梅杰G功能，这是有效的Einasto指数的一般值。由此产生的表达式可以写成级数展开，使我们能够研究这些量的渐近行为。此外，我们比较了剪切和弯曲的Einasto配置文件与不同的质量配置文件，包括奇异等温球，Navarro-Frenk-White配置文件，和Sérsic配置文件。我们调查的浓度和指数依赖性的Einasto配置文件，发现剪切和第二屈曲可以用来确定晕浓度，而Einasto指数的剪切和第一和第二屈曲可以采用。我们还提供了弱透镜性质和其他透镜量的简化表达式的广义超几何函数。
2012-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new tool to determine masses and mass profiles using gravitational flexion
在最近的一份出版物中，推导出了引力弯曲的孔径质量统计，并表明至少用模拟数据在探测星系团内的大质量结构和子结构方面是有效的。此外，有人建议，屈曲孔质量信号降至零的半径可以允许估计所检测到的结构的质量或密度分布。在本文中，我们更充分地探索这种可能性，考虑到两个质量模型的峰值信号和零信号轮廓的行为-奇异等温球和Navarro-Frenk-White轮廓-在不同的孔径大小，过滤器形状和质量浓度参数。我们证明了屈曲孔径质量统计在区分质量分布和浓度参数方面的有效性，并在提供晶状体质量的准确估计方面的有效性，在1.5或更好的因子内。此外，我们比较孔径质量的方法，从屈曲测量的收敛的直接非参数重建。我们证明，孔径质量技术是更好地能够约束的中心密度分布的形状，获得更精细的角分辨率重建，并不遭受模糊的信号的归一化，在对比的直接方法。
2010-02-22 astro-ph.CO
Flexion measurement in simulations of Hubble Space Telescope data
我们提出了一个模拟分析弱引力透镜弯曲和剪切测量使用shapelet分解，并确定弯曲和剪切测量噪声之间的差异，在深调查数据。从哈勃太空望远镜超深场（HUDF）的星系模型和应用校正的HUDF点扩散函数，我们产生透镜模拟深，光学成像数据从哈勃的高级相机的调查（ACS），与现实的星系形态。我们发现，弯曲和剪切估计在我们的测量管道不同：而固有的星系形状通常是剪切估计噪声的主要贡献，由于有限的光子计数和探测器读取噪声的像素噪声是弯曲估计的不确定性的主要贡献者，在广泛的星系信噪比。这种像素噪声也增加得更快，星系信噪比降低比剪切估计发现。我们提供了简单的幂律拟合函数的这种行为，弯曲和剪切，允许的效果，以适当占在未来的预测弯曲测量。使用模拟，我们还量化了我们的shapelet弯曲和剪切测量管道的系统偏差，用于深哈勃数据集，如来自形态学和SED的星系演化，空间望远镜A901/902星系演化调查或宇宙演化调查。测量偏差被认为是显着的，但与以前的研究一致。
2013-08-14 astro-ph.CO
A new method to break the mass sheet degeneracy using aperture moments
由引力透镜剪切和高阶估计量弯曲确定的质量都受到质量片简并的影响。质量片简并是指使约化的切变和屈曲保持不变的变换。一般来说，这种转换可以近似通过增加一个恒定的表面质量密度片。我们提出了一种新的技术来打破质量片简并。该方法使用质量矩的剪切或屈曲领域的收敛信息，从数量计数，利用放大偏差。测量的质量矩之间的差异提供了附加常数的大小的估计值，即质量片。为了证明这一点，我们推导出的关系，在一般情况下适用于n阶矩，并显示如何可以有效地利用它们来打破简并。我们研究了这个简并参数的可探测性，发现这个简并参数可以从堆积星系-星系透镜数据和星系团透镜数据中可行地确定。此外，我们比较了SIS和NFW模型的收敛信息的信噪比。我们发现，剪切和弯曲的组合在星系和星系团尺度上表现最好，因此收敛信息可以用来打破质量片简并质量重建中没有损失。总之，在剪切、屈曲、会聚及其高阶矩的组合中存在功率。随着即将到来的和未来的卫星任务- EUCLID和WFIRST -预期的大量透镜数据，这种技术将是可行的。
2016-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational lensing with stochastic substructure: Effects of the clump mass function and spatial distribution
引力透镜星系中的质量团可以以特有的方式扰动透镜图像。强透镜通量比已被用来限制透镜星系中暗物质子结构的数量，其他各种观测量已被认为是子结构的附加探针。我们研究了随机子结构透镜效应的一般理论，以了解透镜效应观测量如何依赖于团块的质量函数和空间分布。我们发现，放大率扰动主要是敏感的子结构投影附近的透镜图像的总质量，当源是小的，通量比是不是很敏感的形状的团块质量函数。位置扰动主要对一个特征质量尺度敏感，即m_eff = <m^2>/<m>，当空间分布不均匀时，对其他质量矩有一定的依赖性。它们具有来自“局部”和“全局”簇群的贡献（即，那些投影在图像附近，而那些投影在更远的地方）。时间延迟扰动对相同的特征质量m_eff敏感，并且主要由团簇的全局种群驱动。虽然在所有透镜量中存在显著的分散，但存在一些可能包含关于团块群体的进一步信息的非平凡相关性。我们的研究结果表明，联合分析的多个透镜观测量将提供定性的新的约束的质量函数和空间分布的暗物质子结构在遥远的星系。
2009-08-20 astro-ph.CO
Spectro-photometric variability of quasars caused by lensing of diffuse massive substructure: Consequences on flux anomaly and precise astrometric measurements
我们研究了类星体由于小质量子结构（从几十到几百个太阳质量）的透镜效应而引起的分光光度变化。本文的目的是探讨毫微透镜效应对透镜类星体不同光谱波段图像之间观测到的通量异常的影响以及非宏观透镜类星体小质量结构透镜效应的可能影响，发现分光光度的变化也可能是由小质量弥散结构透镜效应引起的，并能产生有时在透镜类星体不同光谱波段图像中观测到的通量异常。此外，我们发现小质量扩散结构的透镜效应可能会导致类星体的光心位置发生显著变化，有时会分裂或偏离一个源的图像，这些图像可以从0.1到几毫角秒的尺度上分离出来。这可以通过类似盖亚的空间天体测量任务来测量。我们指出了一个特殊的情况下，低红移偏转器zd = 0.01是透镜高红移源，在一个相对较短的时间尺度上可以检测到的变化的通量和光心（几毫角秒）。
2013-03-25 astro-ph.CO
Mass Reconstruction using Particle Based Lensing II: Quantifying substructure with Strong+Weak lensing and X-rays
我们报告了使用基于粒子的透镜（PBL）的A1689的质量重建，这是一种强+弱透镜的新技术，可以根据数据密度和信噪比提供可变分辨率。使用PBL，我们还计算所得质量图的协方差矩阵。A1689的重建显示了东北方向的第二个质量峰，证实了以前的光学观测。这表明集群的中心区域仍在进行弱合并。我们已经用这张质量图测量了暗物质分布的功率比，并将其与X射线分布进行了比较。我们发现，在X射线分布的功率较低，表明一个平滑和圆的气体分布相比，暗物质分布。我们将NFW分布拟合到从质量图导出的分布，并且我们发现1 Mpc内的透镜质量是$1.5\pm0.33\times 10^{15}M_\odot$。这比X射线质量高。
2012-01-17 astro-ph.CO
The relationship between substructure in 2D X-ray surface brightness images and weak lensing mass maps of galaxy clusters: A simulation study
在本文中，我们进行了一项研究，以确定什么样的洞察力可以可靠地收集从比较的X射线和弱透镜质量的星系团的地图。我们这样做，通过调查的二维子结构内的三个高分辨率的宇宙学模拟的星系团。我们的主要结果集中在非辐射气体动力学，但我们也考虑了在高红移辐射冷却的影响。对于我们的分析，我们使用了一种新的方法，基于unsharp-masking，以确定在二维表面质量密度和X射线表面亮度图的子结构。在全分辨率（~15 h ^-1 kpc）下，该技术能够识别几乎所有M> 10^12 h ^-1 M_sun的自束缚暗物质子晕。我们还报告了一个subhalo的质量和其相应的二维检测区域之间的相关性，这样的相关性，一旦校准，可以提供一个有用的估计子结构质量。比较我们的二维质量和X射线子结构，我们发现了惊人数量的匹配失败的情况：大约三分之一的星系大小的子结构没有对应的X射线。在更大的质量上也发现了一些有趣的情况，特别是合并集群的核心，情况可能很复杂。最后，我们将质量图降低到目前弱透镜观测所能达到的水平（z = 0.2时约为100 h ^-1 kpc）。虽然完整性质量极限增加了大约一个数量级，但质量-面积相关性仍然存在。我们的论文清楚地表明，下一代的透镜调查应该开始揭示丰富的信息集群子结构。（节录）
2009-08-24 astro-ph.CO
The Effect of Particle Noise in N-body Simulations of Gravitational Lensing
高分辨率的纯暗物质模拟为研究引力透镜的宇宙结构形成模型的理论预言提供了一种现实的、完全通用的手段。由于粒子数量有限，密度场只有在局部平均粒子间间距的几倍以上的尺度上才变得平滑。这在引力透镜特性上引入了噪声，例如表面质量密度、偏转角和放大率。在一些小规模的质量限制，噪声由于离散的N体模拟变得可比的物理子结构的影响。我们提出了解析表达式来量化泊松噪声，并研究其缩放与模拟的粒子数和拉格朗日平滑大小。我们使用凤凰集的模拟，目前最大的可用的暗物质模拟集群研究有限的数值分辨率和引力强透镜效应的子结构。我们量化了最小的解析子结构，从这个意义上说，与噪声相比，子结构对任何强透镜性质的影响都是显着的，并且我们发现结果大致与强透镜性质无关。一个简单的缩放与N体模拟的分辨率的模拟中的最小解析子结构。
2012-11-14 astro-ph.CO
Constraining the substructure of dark matter haloes with galaxy-galaxy lensing
利用斯隆数字巡天（SDSS）构建的星系群，我们分析了居住在不同宿主晕和位于不同晕中心距离的卫星星系周围的预期星系-星系透镜信号。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来探索潜在的约束下的质量和密度分布的卫星星系的SDSS类调查和调查类似的大型综合巡天望远镜（LSST）。我们的研究结果表明，SDSS一样的调查，我们只能设置一个松散的约束的平均质量的subhaloes。然而，通过LSST调查，可以很好地限制次晕的平均质量和密度分布。
2013-03-01 astro-ph.CO
The Effects of Halo-to-Halo Variation on Substructure Lensing
我们探讨了星系大小的暗物质晕中暗物质子结构的晕-晕变化，重点研究了它对强引力透镜系统的影响。我们发现，投影半径的3%的主机晕维里半径的投影半径内的投影子结构的质量分数的中值约为fsub ~ 0.25%，但方差是大的95百分位数范围为0 <= fsub <= 1%。我们量化可能的影响，子结构上的四倍成像透镜系统使用的尖点关系和简单的统计，Rcusp。我们估计，从子结构效应中观察到的R尖点的大值的概率大约为~10^-3 ~10^-2。我们考虑了各种可能的主机晕属性和子结构属性之间的相关性，以探测可能的样本偏差。特别是，低浓度的主机暗物质晕有更大的子结构，并产生更大的Rcusp值更频繁。然而，没有已知的观测偏差，将驱动观察到的四倍成像类星体由低浓度透镜晕产生。最后，我们表明，子结构的质量分数是一个相对可靠的预测值的Rcusp。
2011-09-16 astro-ph.CO
Host group degeneracy in gravitational lensing time delay determination of $H_0$
本研究揭示引力透镜时间延迟测量$H_0$中宿主群建模的简并性，指出挠率项可导致后验多峰及$H_0$偏差超10%，并提出改进MCMC算法或利用X射线数据解决该问题。
2023-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the power spectrum of dark matter substructure using strong gravitational lensing
近年来，在强透镜扩展背景星系的图像附近探测单个暗物质暗晕已经成为可能。通常情况下，只有在强透镜区的最大质量的subhalo可以通过这种方式检测到。在这项工作中，我们表明，强透镜也可以用来限制人口众多的低质量subhalos太小，无法单独检测。特别是，我们表明，在星系晕投影密度波动的功率谱可以测量使用强引力透镜。我们开发了功率谱估计的数学框架，并测试我们的方法在模拟观测。我们使用我们的结果来确定所需的观测类型来测量具有高意义的子结构功率谱。我们预测，深观测（$\sim10$小时对一个单一的目标）与当前的设施可以测量这个功率谱在$3σ$水平，没有明显的退化与未知的块状背景源结构或波动的检测器噪声。即将进行的强透镜ALMA测量能够对暗物质晕下的丰度和暗物质的基本粒子性质施加强约束。
2014-12-09 astro-ph.CO
Weak Lensing Mass Measurements of Substructures in COMA Cluster with Subaru/Suprime-Cam
通过弱透镜分析，我们得到了后发座星系团（z=0.0236）西南区域（r \simlt 60 '）的两个Subaru/Suprime-Cam场的投影质量分布，并探测到8个候选子星系团。在场星系质光比的假设下，利用SDSS多波段和光度数据定量分析了背景大尺度结构（LSS）对投影质量分布的贡献。我们发现，八个子团候选人，这是不相关的任何成员星系，是显着的LSS透镜的影响。从主星系团势中提取的7个亚团的平均投影质量为<M_2D^（corr）> =（5.06 \pm 1.30）10^12 h ^-1 M_sun。切向畸变分布在一个合奏的子块是很好的描述截断奇异等温球模型和截断NFW模型。在不假定成员星系的质量和光之间存在任何关系的情况下，我们推导出了典型的子团截断半径r_t \simeq 35 h^-1 kpc。该半径与主星团引力的潮汐半径\sim 42 h^-1 kpc非常吻合。考虑到数据区域的不完整性，投影效应和虚假的透镜峰，预计集团子结构的质量占维里质量的19%，统计误差为13%。团簇子结构的质量分数与数值模拟结果基本一致。
2010-02-27 astro-ph.CO
How well can cold-dark-matter substructures account for the observed lensing flux-ratio anomalies?
透镜通量比异常很可能是由小尺度暗物质结构的引力透镜引起的。这些异常提供了测试冷暗物质（CDM）宇宙学模型的基本预测的前景：存在许多太小而不能容纳可见星系的子结构。在以前的两项研究中，我们发现，在水瓶座项目的CDM星系晕的六个高分辨率模拟中，暗晕的数量不足以解释CLASS调查中选定的类星体中观测到的通量比异常的频率。这些研究受到所用晕数量少、质量范围窄（1- 2 E12太阳质量）和所考虑的透镜椭圆度范围小的限制。我们解决这些缺点，通过调查透镜性质的大样本的晕具有广泛的质量范围内的两套高分辨率模拟的宇宙体积，并将它们与目前最好的样品的射电类星体。我们发现，正如预期的那样，子结构不改变通量比概率分布的图像对和三重大的分离，但他们有一个显着的影响，在小的分离的分布。对于这样的系统，CDM子结构可以占所观察到的通量比异常的很大一部分。对于大的近对分离系统，观测到的通量比和预测之间存在的差异，从光滑的晕模型是由于这些模型中固有的简化，不考虑在透镜质量分布的细节。
2014-10-17 astro-ph.CO
The importance of the cosmic web and halo substructure for power spectra
在这项工作中，我们研究的相关性的宇宙网络和子结构的物质和透镜功率谱测量晕模拟目录提取的N体模拟。由于N体模拟的计算成本很高，因此通常使用更快的方法将暗物质场近似为一组晕。在这种近似下，我们取代质量浓度N体模拟的球对称Navarro-Frenk-White晕密度分布。我们也认为完整的质量场是两个不同场的总和：暗物质晕（$M>9\times 10^{12}~M_{\odot}$ /h）和不包括在晕中的粒子。模拟晕很好地再现了物质功率谱，但低估了大尺度和小尺度上的透镜功率谱。对于在$z_{\rm s}=1$的源，相对于模拟的晕，在$\ell\approx 10^4$的透镜功率谱被低估高达40%。模拟星表与晕外的暗物质分布相结合，可以减轻大尺度效应。此外，为了评估子结构的贡献，我们在N体模拟中涂抹了晕内子结构，同时保持晕密度分布不变。对于物质功率谱，这种平滑的效果仅为5%的量级，但对于透镜子结构要重要得多：对于$\ell\approx 10^4$，内部结构贡献了总光谱的30%。这些发现对模拟星表的创建有重要意义，表明目前用于星系调查的一些近似方法将不足以用于未来的弱透镜调查。
2015-03-14 astro-ph.CO
Lensing time delays as a substructure constraint: a case study with the cluster SDSS~J1004+4112
众所周知，引力透镜的时间延迟依赖于宇宙学参数，但它们也依赖于透镜的质量分布的细节。通常是建立质量分布的模型，并使用时间延迟观测来推断宇宙学参数，但自然也可以将宇宙学参数视为给定的，并使用时间延迟作为质量分布的约束。本文开发了一种方法来隔离到底是什么这些约束，使用自由形式的质量模型的合奏的主成分分析。我们发现，时间延迟提供了更严格的约束，在非常高的密集区域的透镜集群的物质分布。我们将其应用于SDSS J1004+4112的集群透镜，其丰富的透镜数据包括两个时间延迟。我们发现，假设一个和谐的宇宙学，时间延迟限制集群的中心区域是圆的，不太不平衡的比单独的透镜图像所允许的。这些关于物质分布的详细信息对于研究星系团的致密区域非常有用，因为直接测量很难研究这些区域。进一步的时间延迟测量，这是预期的，将使这个系统更加有趣。
2014-12-10 astro-ph.CO
Gravitational lensing properties of isothermal universal halo profile
N体模拟预测，具有不同质量尺度的暗物质晕可以用一个通用的模型Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面来描述。由于重子冷却效应，晕将变得更加集中，并且类似于大范围半径（$\sim 300$ $h^{-1}$ kpc）的等温球。然而，奇异等温球模型必须在大半径处人为截断，因为它延伸到无穷远。我们模型的一个大规模的星系晕作为一个等温球和NFW密度分布的组合。我们给出了不同重子分数下质量浓度的近似值，并给出了这种晕的弱透镜剪切和弯曲的精确表达式。我们比较了奇异等温球和NFW配置文件的透镜特性。我们发现，组合轮廓可以在小半径处产生高阶透镜信号，并且在产生强透镜事件方面更有效。为了将这样的晕轮轮廓与SIS或NFW轮廓区分开，需要结合对小半径和大半径的强透镜约束和弱透镜约束。
2012-12-17 astro-ph.CO
Noiseless Gravitational Lensing Simulations
原则上，DM粒子的微物理性质可以受到DM晕中子结构的性质和丰度的约束，如通过强引力透镜测量的那样。不幸的是，有一个缺乏准确的理论预测的子结构的透镜信号，主要是因为固有的N体模拟的离散噪声。在这里，我们提出了递归TCM，一种能够提供具有任意低离散噪声的透镜预测的方法，没有任何自由参数或平滑尺度。这种解决方案是基于一种新的方式来解释N体模拟的结果，其中粒子简单地跟踪拉格朗日相空间体积元素的演变和变形。我们讨论了这种方法的优势，广泛使用的云在细胞和自适应核平滑密度估计。应用新的方法，集群大小的DM晕模拟在温暖和寒冷的DM的情况下，我们展示了如何在他们的子结构人口的预期差异转化为收敛和放大地图的差异。我们预计，我们的方法将提供解释和充分利用强引力透镜观测所需的高精度理论预测。
2013-09-25 astro-ph.CO
Matter in the beam: Weak lensing, substructures and the temperature of dark matter
暖暗物质（WDM）模型为当前的冷暗物质（CDM）宇宙学模型提供了一个有吸引力的替代方案。我们提出了一种新的方法来区分WDM和CDM宇宙学，即使用弱透镜，这提供了一个独特的探针，因为它是敏感的所有“光束中的物质”，而不仅仅是暗物质晕和星系，居住在他们，而且晕之间的扩散材料。我们将CDM团簇的弱透镜图与对应于热产生的$0.5$ ~keV暗物质粒子的WDM模型中的弱透镜图进行了比较。我们的分析清楚地表明，弱透镜放大率，收敛和剪切分布可以用来区分CDM和WDM模型。WDM模型{ \em增加}弱放大率的概率，其差异对于$\gtrsim5σ$是显著的，同时在剪切分布上没有留下显著的印记。在这项工作中分析的WDM集群比CDM的更均匀，和分数减少的材料量晕成比例的放大率的平均增加。这种差异是由于在CDM中被束缚在致密晕中的物质在WDM中以较低的密度平滑地分布在更大的体积上。此外，签名不仅在于概率分布函数，而是在收敛场的全空间分布。
2016-05-27 astro-ph.CO
Detection of lensing substructure using ALMA observations of the dusty galaxy SDP.81
我们研究了丰富的子结构的物质密度近星系使用ALMA科学验证观测的强透镜系统SDP。81。提出了一种利用引力透镜干涉观测测量星系周围暗晕丰度的方法。使用模拟ALMA观测，我们探讨了各种系统的影响，包括天线相位误差和源先验，并展示了如何测量或边缘化这些错误。我们应用我们的形式主义ALMA观测SDP.81。我们发现的证据附近的图像之一，具有显着的$6.9σ$在联合拟合的数据从波段6和7的$M=10^{8.96\pm 0.12} M_{\odot}$ subhalo的存在; subhalo的效果也分别在两个波段检测。我们还推导出暗物质subhalos的丰度下降到$M\sim 2\times 10^7 M_{\odot}$的限制，推到质量制度的最小的检测到的卫星在本地组，在那里有显着的差异之间观察到的人口发光星系和预测的暗物质subhalos。我们发现了额外的子结构的暗示，使用完整的SDP.81数据集进行进一步的研究（包括例如透镜一氧化碳排放的光谱成像）。我们比较这个搜索的结果的预测$Λ$ CDM晕，并发现，由于目前的不确定性，在主机晕属性的SDP。81，我们的测量子结构与理论预期是一致的。用ALMA观测更大的引力透镜样本，应该能够改善对星系子结构丰度的限制。
2016-01-07 astro-ph.CO
Quantifying substructures in {\it Hubble Frontier Field} clusters: comparison with $ΛCDM$ simulations
哈勃前沿场（HFF）是六个星系团，它们都显示出最近合并的迹象，最近已经通过透镜图像观察到。因此，它们是研究星系团合并历史的天然实验室。在这项工作中，我们探讨了二维功率谱的质量分布$P_{\rm M}(k)$作为衡量的子结构。我们比较这些集群的$P_{\rm M}(k)$（使用强引力透镜获得）的$Λ$ CDM模拟类似质量的集群。为了计算透镜效应$P_{\rm M}(k)$，我们在没有任何光迹质量（LTM）假设的情况下，对HFF团簇进行了自由形式的透镜效应质量重建。如果（i）~星团的红移较低，和/或（ii）~有更深的观测，因此有更多的透镜图像，那么在小尺度上推断的功率往往会更大。相比之下，假设LTM的晶状体重建在小尺度下显示出更高的焦度，即使具有更少的透镜图像;似乎LTM重建中的小尺度焦度由光信息而不是透镜数据主导。平均透镜派生$P_{\rm M}(k)$显示较低的功率在小尺度下相比，在红移为零的模拟集群，暗物质和流体动力学。可能的原因是：（i）~可用的强透镜数据在质量分布上的有效空间分辨率上是有限的，（ii）~HFF集群还没有建立它们在$z\sim 0$上所具有的小尺度功率，或者（iii）~模拟在某种程度上高估了小尺度功率。
2016-03-23 astro-ph.CO
Statistics of mass substructure from strong gravitational lensing: quantifying the mass fraction and mass function
本文提出了一种贝叶斯统计方法，用以定量描述强引力透镜星系中具有弧或爱因斯坦环的CDM子结构的质量函数斜率（α）和投影累积质量分数（f）随透镜巡天参数和子结构质量检测阈值的变化。该方法适用于不同的模拟数据集，探索一系列的观测限制：（一）在调查中的透镜星系的数量，（二）的质量阈值，Mlow，用于检测的子结构和（iii）测量的子结构质量的不确定性。我们在质量函数斜率上探索两种不同的先验：均匀先验和高斯先验，α = 1.90+-0.1。当子结构探测阈值Mlow= 3 × 10^8Msun，透镜数目n_l=30，（CDM）子结构中暗物质的真实质量分数≤ 1.0%，先验α = 1.90 ± 0.1时，我们发现f的上限可以被限制到≤ 1.0%（95%CL）的水平。在α上的高斯先验的情况下，总是可以对两个参数设置严格的约束。我们还发现，降低检测阈值对恢复α的能力影响最大，因为（预期）陡峭的质量函数斜率。在未来，由于SKA、LSST和JDEM等望远镜的新调查以及具有高保真数据的后续望远镜，已知透镜数量的显着增加将使我们能够完整地恢复卫星群。例如，200个镜片的样本，数据质量相当于斯隆镜片ACS调查，检测阈值为10^8 Msun，允许确定f=0.5+-0.1%（68%CL）和alpha=1.90+-0.2（68%CL）。
2009-09-29 astro-ph.CO
Gravitational lensing in WDM cosmologies: The cross section for giant arcs
宇宙暗区的性质仍然是现代宇宙学的突出问题之一，寻找新的观测探测器指导下一代观测设施的发展。线索来自于ΛCDM的预测和引力透镜星系的观测之间的紧张关系。先前的研究表明，ΛCDM中的星系团不足以重现观测到的透镜弧数量。这项工作的目的是约束温暖的暗物质宇宙学的手段，从这些替代模型得出的星系团的透镜效率。研究了两个模拟星系团在冷暗物质和暖暗物质宇宙学中的透镜特性。结果表明，即使CDM集群更集中，并包含更多的子结构，WDM集群有略高的透镜效率比他们的CDM同行。关键的区别是，WDM集群有更多的扩展和更大规模的subhaloes比CDM类似物。这些巨大的子结构显著地拉伸了临界线和焦散线，因此它们提高了宿主晕的透镜效应。尽管由于WDM簇中大量子结构的贡献而增加了透镜效率，但这不足以解决弧统计问题。
2014-04-07 astro-ph.CO
Frontier Fields: Subaru Weak-Lensing Analysis of the Merging Galaxy Cluster A2744
我们提出了一个弱透镜分析的合并{ \em前沿领域}（FF）集群Abell~2744使用新的斯巴鲁/Suprime-Cam成像。宽场透镜质量分布揭示了这个星系团由四个不同的子结构组成。同时建模的二维约化剪切场使用的Navarro-弗伦克-怀特（NFW）模型的主核心和截断NFW模型的subhalos的组合，我们确定他们的质量和位置。系统的总质量被约束为$M_\mathrm{200c} = (2.06\pm0.42)\times10^{15}\,M_\odot$。最大的团块是南部的$M_\mathrm{200c} = (7.7\pm3.4)\times10^{14}\,M_\odot$，其次是西部的子结构（$M_\mathrm{200c} = (4.5\pm2.0)\times10^{14}\,M_\odot$）和东北（$M_\mathrm{200c} = (2.8\pm1.6)\times10^{14}\,M_\odot$）和西北（$M_\mathrm{200c} = (1.9\pm1.2)\times10^{14}\,M_\odot$）的两个较小的子结构。四个子结构的存在支持了多重合并的图景。使用复合流体动力学二元模拟，我们解释了这个复杂的系统，而不需要一个“弹弓”效应产生西北X射线闯入者，如前所述。在西北和西部的暗晕中，子结构的位置似乎与气体（$87^{+34}_{-28}$ ar…
2015-12-07 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
Strong Lensing by Subhalos in the Dwarf-Galaxy Mass Range II: Detection Probabilities
目前的冷暗物质模拟预测的暗晕子结构，原则上可以通过类星体在小角尺度（0.01弧秒或以下）上的强透镜图像分裂来检测。在这里，我们估计的总体概率透镜的子结构在主机晕密切对准视线的背景类星体。在类星体可以近似为点源的假设下，由暗晕产生的强引力透镜的光学深度通常很小（τ < 0.01），这与之前的说法相反。因此，我们的结论是，它是目前不可行的，使用这种策略，把模拟预测的暗物质晕下人口的测试。然而，如果假设源在空间上是扩展的，就像在无线电波长观测到的类星体一样，只要角分辨率足够，即使在距宿主星系相当大的投影距离上，也有合理的可能性看到子结构透镜效应。虽然多重成像的射电类星体将是明确探测暗物质暗晕的最佳目标，但即使是单一成像的射电类星体也可能有助于设定暗晕丰度和中心表面质量密度的上限。
2009-05-28 astro-ph.CO
The Sensitivity of Substructure Lensing to SIDM Core-collapse Model Variation
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Carnegie Science（卡内基科学）
通过测试多种核心坍缩晕模型，研究不同建模变化对有效偏转场散度和旋度的两点相关函数的影响，发现小尺度上透镜信号对模型变化敏感。
2026-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lensing degeneracies and mass substructure
引力透镜系统的反演受到这样一个事实的阻碍，即多个质量分布往往与所观察到的图像性质相同。本文除了举例说明所谓的质量面简并和质量面简并的作用外，还介绍了质量面简并的最一般形式。虽然这种简并的众所周知的版本重新缩放单个源平面，但这种概括允许重新缩放任何数量的源。此外，它还展示了如何使用不同的比例因子重新缩放这些源中的每一个。除了说明质量片简并不会因为存在多个不同红移的源而被打破之外，很明显，新构建的质量分布必然会精确地改变透镜系统中图像位置处的现有质量密度，并且质量密度的这种变化与源重新缩放的因素有关。结合双简并引入了大量关于图像之间密度的不确定性的事实，这意味着两种简并实际上与质量分布中的子结构密切相关。一个例子模拟透镜的情况下，一个椭圆形版本的Navarro-Frenk-White的配置文件的基础上明确表明，这种退化不容易打破观测约束，即使当多个源存在。相反，每个透镜反演方法都对质量分布的平滑性做出了某些隐含或明确的假设，这意味着在实践中退化是以人为的方式打破的，而不是通过观察透镜系统的属性。
2012-07-19 astro-ph.CO
Mass Substructure in Abell 3128
利用暗能量照相机（DECam）的深紫外成像，对附近（z = 0.058）的星系团Abell 3128进行了详细的二维弱引力透镜分析。我们已经设计了一个管道，从DECam图像中去除仪器伪影，并堆叠多个抖动观测值，而不会引起虚假的椭圆率信号。我们开发了一种新的技术来表征PSF的空间变化，使我们能够圆化的领域优于0.5%，从而提取内在的星系椭圆。通过拟合测光红移的观测来源，我们能够选择一个样本的背景星系弱透镜分析低红移的污染物。测光红移也被用来选择一个高红移星系子样本，我们成功地隔离信号的interloping z = 0.44集群。我们估计Abell 3128的总质量，通过拟合的切向椭圆率的背景星系与弱透镜剪切轮廓的NFW晕，也执行NFW适合子结构中检测到的2-D质量图的集群。这项研究产生了一个最高分辨率的低z星系团的质量地图，是在一个更大的努力，以表征在集群中的质量子结构的红移演化的第一步。
2015-03-15 astro-ph.CO
