Project Dinos I: A joint lensing-dynamics constraint on the deviation from the power law in the mass profile of massive ellipticals
本研究通过77个星系-星系透镜系统的联合分析，结合哈勃存档数据的统一透镜建模与恒星动力学，首次考虑视线效应约束大质量椭圆星系质量分布对幂律的偏离，发现不同红移样本与幂律假设一致性较好，为后续分组分研究质量分布奠定基础。
2024-04-18 astro-ph.GA
Mass density slope of elliptical galaxies from strong lensing and resolved stellar kinematics
我们讨论的质量密度分布（参数为$ρ\propto r^{-γ}$）的早型星系的强透镜和恒星运动学数据提供的约束。约束来自质量测量在两个“捏”半径。定义一个“箍缩”半径$r_1=2.2 R_{Einst}$，使得爱因斯坦（即孔径）质量可以几乎独立于质量模型转换为球形质量。另一个“捏”半径$r_2=R_{opt}$的选择，使动力学质量，来自视线的速度色散，是最不敏感的恒星轨道的各向异性。我们在$0.01 \leq z \leq 0.35$的模拟椭圆星系样本和15个SLACS透镜星系样本上验证了这种方法的性能，Barnabe等人（2011）已经通过自洽联合透镜和运动学代码进行了分析。对于大质量模拟星系，密度斜率$γ$的恢复精度为$\sim 13\%$，除非$r_1$和$r_2$恰好相互靠近。对于SLACS星系，我们发现与Barnabe等人（2011）的结果具有良好的总体一致性，其斜率为样本平均值$γ=2.1\pm0.05$。虽然双箍缩半径方法具有更大的统计不确定性，但它要简单得多，并且只使用很少的直接可观察量的算术运算。
2018-01-15 astro-ph.GA
A strong-lensing elliptical galaxy in the MaNGA survey
我报告发现了一个新的星系规模的引力透镜系统，确定使用公共数据从MANGA调查，作为一个系统的搜索透镜背景线发射器的一部分。透镜是SDSS J170124.01+372258.0，一个巨大的椭圆星系，速度色散为$σ=256$ km/s，红移为$z_l=0.122$。在模拟和减去目标星系光之后，积分场数据立方体显示了与$z_s=0.791$源相对应的[OII]，[OIII]和H $β$发射线，在星系中心周围形成了一个可识别的环。爱因斯坦半径是$R_{Ein} \approx 2.3$ arcsec，在透镜的距离投影到~5 kpc。总投影透镜质量为$(3.6\pm0.6) \times 10^{11} M_\odot$，总J波段质光比为$3.0\pm0.7$太阳单位。对可能的暗物质含量的合理估计可以使其与类似于Milky Way的初始质量函数（预计M/L约为1.5）相一致，但目前的数据绝不能排除较重的IMF。另一种解释的系统，一个更复杂的源平面，也进行了讨论。这个系统的发现预示着未来的镜头搜索的基础上MaNGA和其他积分场光谱调查。
2016-08-31 astro-ph.GA
Analysis of luminosity distributions and shape parameters of strong gravitational lensing elliptical galaxies
星系作为强引力透镜的光度剖面研究起来可能很棘手。事实上，强引力透镜图像显示了透镜星系周围的几个透镜组件，既有点状的，也有弥散的。这些天体将星系光度的研究限制在其内部。因此，通常的拟合方法在这样的图像上表现得相当差。先前使用诸如GALFIT或IMFITFITS的软件和各种PSF确定方法对强透镜光度分布的研究导致了不一致的结果。目前的工作旨在调查这些差异的原因，以及在设计更强大的技术，研究早期类型的透镜星系的形态与能力，从他们的光度轮廓减去透镜信号。我们设计了一种新的方法来独立测量每个形状参数，即星系的位置角，椭圆率和半光半径。我们的半光半径测量方法是基于一个创新的计划，计算等照度线，非常适合测量的形态学特性的引力透镜星系。它的鲁棒性关于引力透镜图像处理的各个具体方面进行了分析和测试对GALFIT。它适用于一个样本的系统从CASTLES数据库。模拟表明，当限制在透镜星系的小的内部时，这里提出的技术比GALFIT更值得信赖。它给出了更强大的结果比GALFIT，这表明不稳定的拟合区域，Sersic指数的值，和信噪比。因此，它比GALFIT更适合于引力透镜星系。它还能够研究比PSF大不了多少的透镜星系。在我们的样本中的对象的半光半径的新值，并与以前的作品。
2015-10-30 astro-ph.GA
Dissecting the 3D structure of elliptical galaxies with gravitational lensing and stellar kinematics
强引力透镜和恒星运动学的结合为研究早型星系的质量和动力学结构提供了一种强有力的方法。我们证明了这种方法，通过分析两个大规模的椭圆从XLENS调查的高分辨率HST成像和X-射手光谱观测。我们采用一个灵活的轴对称两分量质量模型的透镜星系，包括一个广义NFW暗晕和一个现实的自引力恒星质量分布。对于这两个系统，我们把限制暗晕的内部结构和平坦化，我们发现，它们是由一个有效半径内的发光组件。通过比较从结合透镜和动力学分析得到的恒星质量与从恒星星族研究中得到的值的紧密推论，我们得出结论，这两个星系的特点是由Salpeter-like恒星初始质量函数。
2014-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two families of elliptical plasma lenses
等离子体透镜是由于自由电子在星际介质中折射的低频电磁射线。虽然这种现象与引力透镜有明显的相似性，特别是在数学描述上，等离子体透镜引入了其他额外的特征，如波长依赖性，径向而不是切向图像失真，以及背景源的强烈缩小。等离子体透镜的轴对称模型已经在文献中得到了很好的研究，但是具有更复杂形状的密度分布可以提供新的和奇异的图像配置，并增加放大特性的丰富性。作为对非轴对称分布的第一步，我们研究了两个家庭的椭圆等离子体透镜，软化幂律和指数等离子体分布。我们对每个透镜模型进行数值研究，并将其呈现在参数空间上。除了推导椭圆等离子体透镜公式，我们还调查的临界曲线的数量，透镜可以通过研究透镜参数空间，特别是依赖于透镜的椭圆率。我们发现在等离子体分布中引入椭圆率可以增强等离子体的透镜效应以及放大图的复杂性。
2019-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating the relation between environment and internal structure of massive elliptical galaxies using strong lensing
本文利用15个强引力透镜系统，研究大质量椭圆星系内部结构与环境的关系，发现质心偏移和残余剪切与局部星系密度不相关，削弱了位置角偏移与环境的相关性。
2025-04-28 astro-ph.GA
The lensing properties of subhaloes in massive elliptical galaxies in sterile neutrino cosmologies
我们使用高分辨率的流体动力学模拟运行的星系形成的EAGLE模型来研究的性质之间的差异-随后的透镜信号- subhaloes的大规模椭圆星系在红移0.2，在冷和不育中微子（SN）暗物质模型。我们专注于两个7千电子伏的SN模型，支架的范围内的物质功率谱兼容的共振产生的SN作为所观察到的3.5千电子伏线的来源。我们推导出一个准确的参数化的subhalo质量函数在这两个SN模型相对于CDM，以及subhalo的空间分布，密度分布，投影数密度和暗物质分数在subhaloes。我们创建模拟透镜映射从模拟晕研究的透镜信号的差异的框架下晕检测。我们发现，subhalo收敛是很好地描述了对数正态分布和信号的subhaloes在功率谱是较低的SN模型相对于CDM，在10%至80%的水平，这取决于规模。然而，不同的投影之间的分散是大的，可能会使目前的透镜图像的典型尺度上的功率谱研究的使用非常困难。此外，在通过引力成像进行单独探测的框架中，需要大约30个平均灵敏度为M_sub= 5 × 10^7M_sun的透镜样本来区分CDM和所考虑的无菌中微子模型。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halos of massive elliptical galaxies at $z \sim 0.2$ are well described by the Navarro-Frenk-White profile
我们在$z\sim 0.2$研究了椭圆星系的内部结构。我们从斯隆透镜ACS（SLACS）调查中选择了23个星系-星系透镜的样本，对哈勃太空望远镜的图像进行建模。而原来的SLACS分析估计的对数斜率相结合的运动学与成像数据，我们估计的对数斜率只从成像数据。我们发现，仅透镜对数斜率的分布具有中值$2.08\pm0.03$和固有散射$0.13 \pm 0.02$，与原始SLACS分析一致。我们将透镜约束与恒星运动学和弱透镜测量相结合，并约束暗物质（DM）晕中的绝热收缩量。我们发现，DM晕是很好地描述了一个标准的Navarro-Frenk-White晕，没有收缩的平均恒星质量与光比（$M/L$）模型和恒星$M/L$梯度模型。对于$M/L$梯度模型，我们发现大多数星系不具有$M/L$梯度。我们推断的恒星质量与那些从恒星星族合成方法得到的比较支持一个沉重的初始质量函数（IMF），如Salpeter IMF。我们讨论我们的结果在以前的观测和模拟的背景下，并认为我们的结果是一致的情况下，活动星系核反馈抵消重子冷却驱动的收缩DM晕。
2021-05-27 astro-ph.GA
Complex angular structure of three elliptical galaxies from high-resolution ALMA observations of strong gravitational lenses
本研究利用ALMA高分辨率观测三个强透镜星系，通过多极展开联合推断透镜质量与源面亮度，发现透镜存在显著高阶角结构，暗示暗物质对星系角结构有贡献。
2024-05-27 astro-ph.GA
A giant elliptical galaxy with a lightweight initial mass function
我们提出了新的VLT观测的最近已知的强透镜星系，sigma=330公里/秒的巨型椭圆ESO 325-G 004。透镜的低红移（z_lens=0.035）导致在有效半径的一小部分（R_Ein ~ R_Eff/4）处形成弧。在如此小的半径下，恒星占据了透镜质量的主导地位，因此透镜提供了一个直接探测恒星质光比的方法，只需要对暗物质进行很小的修正。被ESO 325-G 004透镜化的星系的红移是未知的，所以透镜化的质量并没有被确定。使用X-SHOOTER，我们测量了z_src=2.141的安全源红移。结合透镜配置，这产生了爱因斯坦半径内的总质量为（1.50+/-0.06）10^11 M_sun。我们估计的范围内的可能贡献的暗物质的透镜质量，从宇宙学N体模拟统计。减去这个分量，得到透镜的恒星M/L比为3.14^+0.24_-0.42（M/L）_sun（在F814 W波段）。使用VIMOS，我们还获得了非常高的S/N光谱的透镜星系。VIMOS的数据证实ESO 325-G 004有一个非常古老的恒星星族。对于Kroupa IMF，恒星星族拟合得到的恒星M/L比为3.01+/-0.25（M/L）_sun。因此，具有这种IMF的恒星的质量与透镜估计是一致的。相比之下，在99.8%的置信水平下，萨尔皮特或更重的IMF不受欢迎。一个“重量级”的IMF，其规模是Kroupa案的两倍，被坚决排除在外。这样的…
2013-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Way We Measure: Comparison of Methods to Derive Radial Surface Brightness Profiles
正面螺旋星系光度剖面中的断裂和截断为研究它们的形成历史提供了有价值的信息。传统的推导正面星系表面光度剖面的方法是采用椭圆平均法。在本文中，我们探讨的问题是否椭圆平均是最好的方式做到这一点。我们应用两个额外的表面光度法，一个新的：主轴求和，和一个老的，已成为很少使用的：等效配置文件。这些相比，椭圆平均配置文件使用一组29个面对星系。我们发现，相当的配置文件匹配非常好的椭圆平均配置文件，确认使用椭圆平均的有效性。主轴求和提供了一个更好的比较边缘上的星系。
2016-09-14 astro-ph.GA
Galaxy structure with strong gravitational lensing: decomposing the internal mass distribution of massive elliptical galaxies
我们调查如何强大的引力透镜可以测试当代模型的大规模椭圆形（ME）星系形成，通过结合传统的分解其可见的恒星分布与透镜分析其质量分布。作为概念的证明，我们研究了三个ME透镜的样本，观察到所有的都是由两个不同的重子结构，一个“红色”的中央凸起包围恒星材料的扩展信封。虽然这两种成分在光度上看起来相似，但它们独特的透镜效应允许它们的质量结构进行清晰的分解。这使我们能够推断出关于每个透镜星系的两个关键信息：（i）恒星质量分布（无需调用恒星星族模型）和（ii）内部暗物质晕质量。我们认为，这两个测量是至关重要的测试模型ME的形成，作为恒星的质量配置文件提供了一个诊断重子吸积和反馈，而暗物质质量的地方，每个星系的上下文中的LCDM大尺度结构形成。我们还检测到两个恒星组件之间的大的旋转偏移量和不平衡的外部质量分布，其中每个ME的演变，进一步的信息。最后，我们讨论了这种方法可以扩展到所有的哈勃类型的星系和什么样的影响，我们的研究结果有强引力透镜。
2019-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Candidate gravitationally lensed submillimeter galaxies in Herschel-ATLAS associated with WISE elliptical counterparts
提出一种基于H-ATLAS和AllWISE数据的新方法，通过WISE颜色和红移筛选，识别出68个弱透镜亚毫米星系候选体，并利用CIGALE拟合估算其物理性质。
2025-10-17 astro-ph.GA
The total density profile of DM halos fitted from strong lensing
在宇宙学N体模拟中，重子对冷暗物质晕的影响可以用来解决$Λ$冷暗物质宇宙学中的小尺度问题，如尖核问题和卫星丢失问题.结果表明，对于质量范围从矮星系到星系团的晕，得到的总密度剖面（重子+CDM）比NFW剖面更能与观测的自转曲线相匹配。然而，在我们以前的工作中，我们发现这样的密度分布与最近的强引力透镜观测结果不符。在本文中，我们做相反的：我们拟合最近的强透镜观测与预测的透镜概率的基础上所谓的$(α,β,γ)$双幂律轮廓，并使用最佳拟合参数（$α=3.04, β=1.39, γ=1.88$）来计算旋转曲线。我们发现，在一个典型的星系的外部，旋转曲线计算与我们的拟合密度分布远低于观测和那些基于模拟，包括NFW配置文件。这再次验证和加强了我们以前工作中的结论：在$Λ$ CDM范式中，转动曲线观测与强引力透镜观测之间的矛盾是难以调和的。
2017-08-01 astro-ph.GA
JWSTs PEARLS: NIRCam imaging and NIRISS spectroscopy of a $z=3.6$ star-forming galaxy lensed into a near-Einstein Ring by a $z=1.258$ massive elliptical galaxy
本研究利用JWST的PEARLS巡天数据发现一个高红移星系-星系透镜系统，通过成像与光谱分析测定了系统参数、透镜质量与恒星质量，探讨了暗物质占比问题，展现了JWST的新发现潜力。
2025-04-04 astro-ph.GA
The Einstein Gap: an unrecognised strong lensing feature in weak lensing mass density profiles
Universidad de Oviedo（奥维耶多大学）；Instituto Universitario de Ciencias y Tecnologías Espaciales de Asturias (ICTEA)（阿斯图里亚斯空间科学与技术大学研究所）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
本研究结合观测与引力透镜模拟，探究质量密度轮廓的信号下降现象，发现卫星星系分布大尺度符合NFW轮廓，中心星系强引力透镜效应导致“爱因斯坦间隙”，为改进质量密度轮廓估算提供框架。
2026-10-01 astro-ph.GA
Dynamical Models of Elliptical Galaxies -- I. Simple Methods
我们研究椭圆星系的动力学模型，推导出投影的运动学轮廓的形式是有效的一般表面亮度轮廓和（球形）总质量轮廓，而不需要任何明确的反投影。然后，我们表明，一个几乎平坦的旋转曲线，结合适度的速度各向异性，已经足以恢复附近的椭圆运动剖面。作为一个应用程序，我们提供了两套不同的椭圆星系的质量估计，根据在一个特定的位置附近的有效半径的速度色散，或孔径平均速度色散。在大孔径（维里）的限制，质量估计是自然独立的各向异性。封闭在有效半径$R_{\rm e}$内的球形质量可以估计为$2.4 R_{\rm e} \langle σ^{2}_{\rm p} \rangle/ G$，其中$\langle σ^2_{\rm p} \rangle$是有限孔径上的速度色散平方的平均值。该公式不依赖于诸如质量跟随光的假设，并且是小和大孔径尺寸的情况之间的折衷。它与文献中其他方法的结果的一般协议，使其成为一种可靠的手段来推断群众在没有详细的运动学信息。另一方面，如果速度弥散分布可用，则可以找到与质量模型和各向异性分布无关的紧密质量估计（在$\approx$ 10%精度内）。对于小的各向异性，大半径和/或幂律总密度给出了明确的公式。最近的观测索赔的动机，我们还讨论了椭圆星系的弱同源性的问题，强调形态和轨道结构之间的相互作用。
2014-05-12 astro-ph.GA
Galaxy mass profiles from strong lensing III: The two-dimensional broken power-law model
当模拟强引力透镜时，即，在同一个源有多个图像的情况下，透镜星系质量分布最广泛使用的参数化是奇异幂律模型$ρ(r)\propto r^{-γ}$。该模型对于非常精确的工作可能不够灵活，例如基于多个图像之间的时间延迟测量哈勃常数。在这里，我们推导出一个更具适应性的模型，其中投影质量表面密度参数化为连续的二维破幂律（2DBPL）的透镜性质-偏转角，剪切和放大率。该椭圆2DBPL模型的特征在于断裂半径$θ_\mathrm{B}$两侧的幂律斜率$t_1$、$t_2$。2DBPL模型的关键是截断幂律（TPL）模型的透镜性质的推导，其中表面密度是截断半径$θ_\mathrm{T}$和零以外的幂律。这种TPL模式本身也很有用。我们通过TPL轮廓创建透镜效应的模拟观测，其中图像形成在截断半径之外，因此图像覆盖的环中没有质量。然后，我们表明，内部的图像的轮廓的斜率可以准确地恢复为中等椭圆度的透镜。这表明，广泛持有的概念，即透镜测量图像的环形中的质量分布的斜率，并且对图像内部半径处的质量分布不敏感，是不正确的。
2020-12-02 astro-ph.GA
A robust two-parameter description of the stellar profile of elliptical galaxies
一个星系的恒星密度分布通常用两个数字来概括：恒星总质量和半光半径。然而，星系的总质量并不是一个定义明确的量，这是由于测光观测的深度有限，以及星系和扩散的星系内光之间的区别的任意性。这限制了我们在模型和观测之间进行准确比较的能力。我希望提供一个更强大的双参数描述的恒星密度分布的椭圆星系，在数量上，可以明确测量。为此，我建议使用投影中10千秒差距以内的恒星质量$M_{*,10}$和同一孔径内的质量加权恒星密度斜率$Γ_{*,10}$。我测量了$M_{*,10}$和$Γ_{*,10}$中的椭圆星系样本的分布，这些椭圆星系来自斯隆数字巡天和星系和质量大会巡天，使用的是超级超级凸轮巡天的测光。利用这对$(M_{*,10},Γ_{*,10})$值可以预测星系内部10 kpc的恒星密度分布，精度优于20%。类似地，$M_{*,10}$和$Γ_{*,10}$可以结合起来，得到一个至少和恒星质量基本面一样好的恒星速度色散的代理。作为第一个应用程序，我然后比较了观察到的$M_{*,10}-Γ_{*,10}$椭圆星系的关系，在鹰参考模拟类似的选定的星系。观测到的星系和模拟的星系在$M_{*,10}=10^{11}M_\odot$匹配，但鹰$M_{*,10}-Γ_{*,10}$关系较浅，并有一个更大的内在散射相比，观测。这种新的参数化的大质量椭圆星系的恒星密度分布提供了一个更强大的方式来比较不同的光度测量…
2020-02-05 astro-ph.GA
Consequences of the lack of azimuthal freedom in the modeling of lensing galaxies
大质量椭圆星系可以显示出偏离纯椭圆形状的结构，例如主轴的扭曲或轴比随银河中心距离的变化。虽然令人满意的镜头建模一般实现不考虑这些方位角结构，关于它们对推断的镜头参数的影响的问题仍然存在，特别是在时间延迟，因为它们被用于时间延迟宇宙学。本文旨在描述这些影响，并考虑到现实的变化幅度量化其影响。我们实现了这一目标，通过创建模拟透镜星系的形态基于两个数据集：观测数据的本地椭圆星系，和流体动力学模拟的椭圆星系在一个典型的透镜红移。然后，我们模拟了具有天基数据质量的透镜系统的图像，并以标准方式对其进行建模，以评估透镜模型中缺乏方位角自由度的影响。我们发现，在透镜星系的扭曲很容易被吸收在homoeidal透镜模型的方向变化的透镜到10°的参考方向在爱因斯坦半径，和剪切高达20°的输入剪切方向。另一方面，椭圆率梯度可以引入大量的剪切，其可以影响径向质量模型，并且因此使$H_0$偏置，高达10 km/s/Mpc。然而，我们发现，光是一个很好的方位角结构的示踪剂，这意味着直接成像应该能够诊断它们的存在。这反过来又意味着这样一个大的偏差是不可能在标准建模实践中被忽略的。此外，扭转和椭圆率梯度的总体影响在总体水平上平均。对于我们所考虑的星系群，宇宙学推论仍然是无偏的。
2022-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial Profiles of Binary Fraction in Elliptical Galaxies
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术国家重点实验室）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天文大科学研究中心）
研究通过分析513个椭圆星系的径向双星分数分布，发现考虑恒星人口影响后，双星分数在径向分布上趋于平坦，且非紫外上升星系与紫外上升星系在双星分数和恒星人口特性上相似，可能源于残留恒星形成。
2026-04-29 astro-ph.GA
The Dekel-Zhao profile: A mass-dependent dark-matter density profile with flexible inner slope and analytic potential, velocity dispersion, and lensing properties
我们探讨了一个函数的两个形状参数的暗物质晕密度轮廓的重子效应，这是一个特殊的情况下，一般赵族模型适用于模拟暗物质晕Dekel等人。该轮廓具有可变的内斜率和浓度参数，和解析表达式的引力位，速度色散和透镜性质。使用NIHAO宇宙学模拟，我们发现，它提供了更好的拟合比Einasto配置文件和广义NFW配置文件与可变的内斜率，特别是对晕中心。我们发现，轮廓参数与恒星晕质量比$M_{\rm star}/M_{\rm vir}$。这定义了一个质量依赖的密度分布，描述了所有星系中的平均暗物质分布，它可以直接应用于观测到的星系旋转曲线，引力透镜，和半解析模型的星系形成或卫星星系演化。重子的作用表现在内部密度斜率的显著平坦化和浓度参数从$M_{\rm star}/M_{\rm vir} = 10^{-3.5}$到$10^{-2}$（对应于$M_{\rm star} \sim 10^{7-10} M_\odot$）的20%的减小。这种配置文件适合模拟星系的精度类似于某些多参数，质量依赖的配置文件，但其较少的参数和分析性质，使其最可取的许多用途。
2020-09-11 astro-ph.GA
Intrinsic and extrinsic correlations of galaxy shapes and sizes in weak lensing data
本文的主要目的是建立一个物理模型来描述由于弱引力透镜和由于椭圆星系与宇宙大尺度结构产生的引力场的直接潮汐相互作用而引起的星系形状和大小的相关性。建立一个椭圆星系的线性内禀排列模型，该模型参数化了星系对外部潮汐剪切场的反应，由速度色散控制，我们预测了形状和大小的内禀相关和互相关与弱透镜效应，并将两种类型的光谱与透镜效应并列。我们量化的内在形状和大小的相关性和估计的可观测性与费舍尔形式主义如何以及可以确定的欧几里德弱透镜调查的对齐参数。具体而言，我们发现污染的弱透镜收敛光谱与内在的大小相关性高达10%以上的宽多极范围$\ell=100\ldots300$，与相应的互相关表现出的符号变化，类似于弱透镜剪切和内在形状之间的互相关。的对齐参数的确定产生的精度为百分之几的预测欧几里得，我们表明，所有的形状和许多大小的相关性应该是可测量的欧几里得。
2021-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dark matter halo masses of elliptical galaxies as a function of observationally robust quantities
上下文大质量椭圆星系恒星组分的聚集历史与其暗物质晕的聚集历史密切相关。测量星系的性质如何与它们的晕质量相关，可以帮助理解它们的演化。目标。利用弱引力透镜观测，我们研究了椭圆星系的暗物质晕质量随其性质的变化。为了最大限度地减少偏差的机会，我们专注于可以鲁棒地确定的星系属性：表面亮度分布和颜色。方法.我们从SDSS光谱样本中选取了2409个中心大质量椭圆星系。我们首先通过将Sersic模型拟合到来自Kilo-Degree Survey（KiDS）的光度数据来测量它们的表面亮度分布和颜色。我们拟合了它们的晕质量分布作为红移，静止框架$r-$带亮度，半光半径和静止框架$u-g$颜色的函数，使用KiDS弱透镜数据和贝叶斯分层方法。为了对表面亮度的大半径行为的假设具有鲁棒性，我们用10 kpc孔径内的亮度$L_{r,10}$和轻加权表面亮度斜率$Γ_{10}$代替总亮度和半光半径重复了分析。结果在固定的红移和光度下，我们没有检测到晕质量与半光半径或颜色之间的任何相关性。结论.我们的研究结果表明，大质量椭圆星系的平均恒星形成效率对它们的最终大小或颜色几乎没有依赖性。这表明，这些天体在大小和颜色分布上的多样性来源于除晕质量以外的性质。
2022-04-15 astro-ph.GA
The Structure of Galaxies: III. Two Structural Families of Ellipticals
利用2MASS椭圆星系的等照度线半径相关，我们构造了一系列的模板表面亮度轮廓来描述椭圆星系的轮廓形状作为光度的函数。模板是一个光滑的光度函数，但没有充分匹配的任何拟合函数支持的观点，椭圆是弱非同源的结构。通过比较的模板，它被发现，椭圆被分为两个家庭，以及匹配的模板和第二类椭圆明显较浅的剖面斜率。我们把这第二类椭圆星系称为D类，这是一个古老的形态学名称，承认在摄影材料上的弥散外观。D椭圆星系的光度、大小和运动学范围与正常椭圆星系相同，但保持了最近等质量干合并的特征。我们建议，正常的椭圆增长后，最初的耗散形成时代的吸积低质量的同伴所概述的分层形成的情况下，而D椭圆是后来的等质量合并产生浅光度配置文件的结果。
2015-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar velocity anisotropy of strong lensing massive elliptical galaxies and its role in the inference of the Hubble parameter $H_0$ using spatially resolved kinematics
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；The Graduate Center of the City University of New York（纽约市立大学研究生中心）；Lehman College of the CUNY（纽约市立大学雷曼学院）；Borough of Manhattan Community College, City University of New York（纽约市立大学曼哈顿社区学院）
研究强引力透镜巨大椭圆星系的恒星速度各向异性对哈勃参数 $H_0$ 推断的影响，发现gOM模型在联合建模中能更准确地推断 $H_0$。
2026-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Elliptical multipoles for gravitational lenses
本文指出圆形多极子不适用于非近圆透镜星系轮廓，提出适用于任意轴比的椭圆多极子并在 lenstronomy 中实现，模拟显示其流量比扰动通常更小。
2025-05-14 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
Constraints on the inner density profile of dark-matter haloes from weak gravitational lensing
我们构造了两种基于弱引力透镜的线性滤波技术来约束暗物质晕密度剖面的内斜率$α$。这两种方法都将所有可用的信息结合到这个单一数字的估计中。在理想化假设下，如果晕圈浓度c已知，则$α$被限制为~15%，如果不知道，则被限制为< 30%。我们认为，不可避免的退化之间的密度剖面斜率和晕浓度不能解除在现实条件下，并显示通过费舍尔矩阵方法的线性组合的$α$和c是最好的约束，我们的过滤透镜数据。这定义了一个新的参数，称为P1，然后将其限制为单个大质量晕的15%。如果许多晕的信号可以叠加，那么它们的密度分布应该被这里提出的线性滤波器很好地约束，其中线性滤波器对集群子结构不敏感。
2010-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cusp-core problem and strong gravitational lensing
对星系形成的宇宙学数值模拟显示，纯冷暗物质晕向中心的密度分布呈尖形，这与以冷暗物质为主的矮星系和低表面亮度盘状星系的自转曲线观测结果存在明显的矛盾，后者倾向于具有平坦中心核的质量分布。近年来，人们为解决这个尖点-核问题做了大量的工作，其中重子-冷暗物质相互作用被认为是消除冷暗物质（CDM）尖点的主要物理机制。很明显，重子-冷暗物质的相互作用并不仅仅是为CDM主导的盘星系定制的，而是为所有类型的盘星系定制的，包括巨大的椭圆星系。我们首先用Burkert剖面拟合最近的高分辨率自转曲线观测值，然后用约束的核尺寸-晕质量关系计算透镜频率，并将预测结果与强透镜观测值进行比较。不幸的是，事实证明，盘状星系旋转曲线限制的核心尺寸无法外推到巨型椭圆星系。我们的结论是，在标准宇宙学范式中，重子-冷暗物质相互作用不是星系形成的普遍机制，因此，它们不能真正解决尖核问题。
2009-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Two-component mass models of the lensing galaxy in the quadruply imaged supernova iPTF16geu
第一个解析的、多重成像的Ia型超新星iPTF16geu是在4年前观测到的，距离这种系统首次设想已经过去了50年。由于源的独特性质，这些系统在研究星系结构和宇宙学参数方面有很大的希望。然而，这个第一个例子给建模者带来了一些困惑。为了解释图像通量，需要恒星微透镜效应的贡献，但为了适应微透镜效应的大小，椭圆幂律透镜模型的密度斜率必须非常浅，即$ρ_{2D} \propto r^{-0.7}$。此外，质心必须从观察到的光的中心偏移约0.1 kpc，并且光分布的位置角与质量的位置角偏离约40度。在本文中，我们提出了解决前两个问题的质量模型，并提出了第三个解决方案。受局部椭圆星系观测和最近对星系尺度透镜的分析的启发，我们的质量模型由两个偏置（重子）质量分量组成。由此产生的质量分布有一个单一的质心，但不平衡，并具有等密度轮廓，不是纯粹的椭圆形，不自相似的半径。对于我们的许多模型来说，微透镜的要求是适度的，并且由扩展的超新星宿主星系形成的环类似于观察到的环。
2020-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Biases in inferring dark matter profiles from dynamical and lensing measurements
在旋涡星系旋转曲线中，盘和晕贡献之间的简并使得很难全面了解像我们银河系这样的盘星系中重子和暗物质的分布。使用模拟数据，我们研究如何约束暗物质配置文件从运动学，强透镜，或两者的组合受到假设的影响晕模型。我们比较了四种不同的模型：球形等温和Navarro-Frenk-White晕，以及球形和椭圆形Burkert晕。对于运动学和透镜效应，我们发现不同的模型很好地拟合了数据，但给出的封闭质量与真实质量不一致（即，输入）值。当输入和拟合模型在具有核心或尖点轮廓方面不同时（例如当底层暗物质分布遵循不同轮廓时拟合NFW模型），这尤其值得注意。我们发现，质量偏差与透镜比与运动学更明显，使用这两种方法可以帮助减少偏差，并提供更强的约束暗物质分布。
2018-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the cluster pressure profile with thermal Sunyaev-Zeldovich effect and weak lensing cross-correlation
我们将~ \citet{Arnaud10}提出的普适压力剖面（UPP）与最近由Planck测量的热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）效应的互相关函数和由红星系团序列透镜巡天（RCSLenS）测量的弱引力透镜效应进行了比较。利用晕模型计算了透镜会聚和康普顿- $y$参数$ξ^{y-κ}$和透镜切变和康普顿-$y$参数$ξ^{y-γ_{\rm t}}$的预报，并利用观测资料拟合了UPP参数。当将宇宙学固定为WMAP 9年或普朗克2018年最佳拟合值时，我们发现一致的UPP参数。最佳约束参数是压力分布浓度$c_{500}=r_{500}/r_{\rm s}$，我们发现$c_{500} = 2.68^{+1.46}_{-0.96}$（WMAP-9）和$c_{500} = 1.91^{+1.07}_{-0.65}$（Planck-2018）用于$ξ^{y-γ_t}$估计。对于WMAP-9和Planck-2018宇宙学，中半径区域$α$参数的形状指数分别被约束为$α=1.75^{+1.29}_{-0.77}$和$α= 1.65^{+0.74}_{-0.5}$。将UPP参数的不确定性解释为压力剖面导致$3$在形状和大小上的不确定性。进一步的研究表明，大部分的互相关信号来自低红移，内晕轮廓（$r \leqslant r_{\rm vir}/2$）与晕质量的范围内的$10^{14}$ - …
2020-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
TDCOSMO. VII. Boxyness/discyness in lensing galaxies : Detectability and impact on $H_0$
在引力透镜的背景下，透镜星系的密度轮廓通常被认为是完美的椭圆形。势角结构一般被忽略，除了解释通量比异常。令人惊讶的是，方位角结构对源的扩展图像的影响尚未被表征，也没有其对H 0推断的影响。我们通过创建嵌入在扩展源中的点源的模拟图像来解决这一任务，椭圆星系的多极组件被添加到模拟boxy/discy等密度轮廓。建模这样的图像与密度分布的角度结构自由，使我们能够探索由多极在剩余帧中引起的图像变形的可检测性。对于我们的最高信噪比模拟数据，多极形变几乎总是可以检测到的。然而，可检测性取决于透镜椭圆率和爱因斯坦半径、数据的S/N以及特定的透镜建模策略。多极子也会对时间延迟带来微小的变化。因此，我们量化了未检测到的多极子将如何影响H 0推断。当在残差中没有检测到多极时，对于给定透镜，对H 0的影响通常小于几km/s/Mpc，但在最坏的情况下，结合环中的低S/N和大的固有盒形/盘形，对H 0的偏差可以达到10-12 km/s/Mpc。如果我们现在从一群透镜星系来看H 0的推论，这些星系的多极分布代表了椭圆星系的光剖面，那么我们就会发现H 0的系统偏差<1%。我们的模拟系统的国家的最先进的时间延迟透镜样品的H 0 LiCOW和TDCOSMO合作研究的比较表明，多极目前不太可能是一个源的大量系统偏差的推断值H 0从时间延迟透镜。
2022-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematic signatures of reverberation mapping of close binaries of supermassive black holes in active galactic nuclei III. The case of elliptical orbits
密近双星SMBH（SMBBH）混响映射的运动学特征的激烈搜索目前正在进行中。椭圆SMBBH系统（即轨道和盘状宽线区域（BLR）都是椭圆的）尚未在二维传递函数（2DTF）研究中进行评估。我们的目标是数字推断这样的2DTF，因为未解决的区域的几何形状是印在他们的光发射。通过这一点，我们确定其具体的运动学签名。对椭圆轨道上的SMBBH进行了几何学和运动学仿真。每个SMBH具有盘状椭圆BLR。SMBH是活跃的，并以亚秒差距的距离紧密地相互环绕。在这里，我们计算的第一次2DTF，定义在速度-时间延迟平面，几个椭圆形配置的SMBBH轨道和它们的BLRs。我们发现，这些非常复杂的配置清楚地解决了地图。这些结果是不同的，从圆形和盘风几何获得的。我们计算所有SMBBH配置的预期线变异性。我们表明，线的形状的影响的轨道相位的SMBBH。有些线轮廓类似于观测到的轮廓，但它们也可以变形得更像盘风模型中的轮廓。首先，我们的研究结果意味着，使用我们的2DTF，我们可以检测和量化椭圆SMBBH的运动特征。第二，计算出的预期线剖面与观测到的剖面有一些有趣的相似之处，但也与一些在圆盘风模型中合成的剖面有一些相似之处。为了克服作为SMBBH标记的谱线形状的非唯一性，它们必须伴随有2DTF。
2019-10-19 astro-ph.GA hep-ex
Testing adiabatic contraction with SDSS elliptical galaxies
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）的75086个椭圆星系在大（50-500 kpc/h）和小（~3 kpc/h）尺度上的轮廓。弱透镜观测在外围的晕相结合的恒星速度色散的测量在内部地区的星系堆叠的星系样本。弱透镜测量的特点是纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）的配置文件。即使减去估计的恒星质量后，动态质量测量结果仍超过外推的NFW轮廓，为重子对暗物质轮廓的修改提供了证据。这个多余的质量在数量上与绝热收缩（AC）假说的预测一致。我们的发现表明，AC在星系形成的影响是稳定的后续轰击从主要和次要的合并。我们探讨了几个理论和观测系统，并得出结论，他们不能解释推断的质量过剩。系统误差最重要的来源是IMF，它必须将恒星质量估计值相对于Kroupa IMF的质量增加两倍，才能充分解释没有AC的质量过剩。这样的增加将与SAURON的结果产生矛盾（Cappellari等人，2006）。我们证明了暗物质晕轮廓的收缩水平和散射的大小-光度关系，这是一个基本平面的投影之间的连接。无论AC是否是提供多余质量的机制，星系形成和演化的模型都必须将观测到的弱透镜晕质量与星系半光半径处相对较大的动力学质量相协调。
2010-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
CLASH-X: A Comparison of Lensing and X-ray Techniques for Measuring the Mass Profiles of Galaxy Clusters
我们提出的配置文件的温度（Tx），气体质量，流体静力学质量估计新的和档案X射线观测CLASH集群。我们比较来自XMM和钱德拉观测的测量结果，并将两者与来自CLASH HST和地面透镜数据的引力透镜质量分布进行比较。钱德拉和XMM的电子密度和封闭的气体质量的径向配置文件几乎是相同的，这表明从X射线观测推断的流体静力学质量的差异来自Tx测量的差异。令人鼓舞的是，星团Tx在~100-200 kpc半径处彼此一致，但XMM Tx在较大半径处相对于Chandra Tx系统地下降。的角度依赖的差异，建议额外的调查系统，如XMM点扩散函数校正，渐晕和离轴响应。我们提出的CLASH-X质量剖面比较的形式宇宙学无关和红移无关的圆速度剖面。钱德拉HSE质量配置文件的CLASH透镜配置文件的比率显示在0.3-0.8 Mpc范围内没有明显的径向依赖性。然而，从WL和SaWLens数据推断的平均质量偏倚不同。例如，在一个实施例中，对于WL比较，0.5 Mpc时的加权平均值<b>= 0.12，<b>对于SaWLens比较，= -0.11。XMM HSE质量分布与CLASH透镜分布的比值在0.3-1.0 Mpc范围内显示出明显的径向依赖性，WL比较的加权平均质量偏差<b>值在~1 Mpc时上升至~0.3<b>，SaWLens比较的加权平均质量偏差值为0.25。钱德拉和XMM的封闭气体质量分布上升到0.5 Mpc…
2015-04-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stacked strong and weak lensing united: Improved measurement of the stellar and dark matter distributions in massive early-type galaxies at $z\sim 0.5$
Department of Physics, Graduate School of Science, Chiba University（千叶大学理学研究科物理学系）；Center for Frontier Science, Chiba University（千叶大学前沿科学中心）
结合堆叠强透镜与弱透镜测量，改进红移0.5处大质量早型星系的恒星与暗物质分布约束，发现中心暗物质轮廓符合NFW轮廓，恒星初始质量函数底重，总密度轮廓斜率约-1.96。
2026-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using Strong Lensing to Detect Subhalos with Steep Inner Density Profiles
Princeton University（普林斯顿大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文研究了暗物质次亚晕的内密度分布对强引力透镜观测检测能力的影响，发现陡峭内分布的次亚晕在复杂质量模型下仍可被检测，而NFW分布的次亚晕则难以检测。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
