Dissecting the thermal Sunyaev-Zeldovich-gravitational lensing cross-correlation with hydrodynamical simulations
我们使用cosmo-OWLS宇宙流体动力学模拟套件，其中包括不同的星系反馈模型，预测弱引力透镜和热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）$y$参数之间的互相关信号。这些预测与van Waerbeke及其合作者最近报告的检测结果进行了比较。模拟很好地再现了弱透镜-tSZ互相关$ξ_{yκ}(θ)$。不同的反馈模型所产生的不确定性似乎只在小尺度上很重要（$θ\lesssim 10$ arcmin），而所有尺度上的相关幅度对控制结构增长率的宇宙学参数（如$σ_8$、$Ω_m$和$Ω_b$）都很敏感。这项研究证实了我们以前的主张（在Ma等人）。大部分信号来源于低质量（$M_{\rm{halo}} \lesssim 10^{14} M_{\odot}$）团簇中的扩散气体成分以及来自维里半径以外的区域。我们估计，大约20 $\%$的检测信号来自低质量的集群，这相当于约30 $\%$的重子密度的宇宙。模拟还表明，宇宙中超过一半的重子是以晕外扩散气体的形式存在的（$\gtrsim 5$乘以维里半径），其温度或密度不足以产生显著的tSZ信号或被X射线实验观察到。最后，我们表明，未来的高分辨率tSZ透镜互相关观测将作为一个强大的工具，区分不同的星系反馈模型。
2016-04-13 astro-ph.CO
Comparing weak lensing peak counts in baryonic correction models to hydrodynamical simulations
下一代弱透镜（WL）调查，如维拉鲁宾天文台的LSST，$\textit{Roman}$太空望远镜和$\textit{Euclid}$太空任务，将提供大量的数据探测小，高度非线性尺度。从这些尺度中提取信息需要高阶统计和控制相关的系统学，如重子效应。为了在宇宙学分析中考虑重子效应，减少计算量，人们提出了半解析重子修正模型。在这里，我们研究的准确性的BCM WL峰值计数，一个很好的研究，简单，有效的高阶统计。我们比较WL峰值计数产生的全流体动力学模拟的IllustrisTNG和重子校正版本的相应的暗物质的模拟IllustrisTNG黑暗。我们应用DES，KiDS，HSC，LSST，$\textit{Roman}$和$\textit{Euclid}$所达到的深度处的星系形状噪声。我们发现，在BCM中的峰值计数是（i）准确的百分比水平的峰值与$\mathrm{S/N}<4$，（ii）统计上无法区分从IllustrisTNG在大多数当前和正在进行的调查，但（iii）不足以深未来调查覆盖最大的立体角，如LSST和$\textit{Euclid}$。我们发现，BCMs匹配个别峰值准确，但低估了最高峰的幅度。我们的结论是，现有的BCM是一个可行的替代完全流体动力学模拟宇宙学参数估计从超越高斯统计正在进行的和未来的调查与适度的立体角。对于最大规模的调查，需要改进BCM以提供更准确的匹配，特别是最高峰。
2022-01-20 astro-ph.CO
The Three Hundred Project hydrodynamical simulations: Hydrodynamical weak-lensing cluster mass biases and richnesses using different hydro models
本研究利用The Three Hundred项目的两类流体动力学模拟，量化重子及星系形成机制对弱引力透镜星系团质量偏差的影响，推导质量-富度关系并验证其与观测结果的一致性，为星系团宇宙学观测提供参考。
2025-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Optimal Mass Configurations for Lensing High-Redshift Galaxies
我们调查的引力透镜性能的视线包含多个集群规模的晕，其动机是透镜的能力非常高红移（z ~ 10）源到可检测性。我们控制的总质量沿视线，隔离多个晕之间的质量分布和不同的物理性质的晕的影响。我们的研究结果表明，多光环视线可以增加放大的源平面区域相比，通常针对透镜研究的单集群透镜，因此一般是更好的领域，用于检测非常高的红移源。导致最佳透镜截面的配置受益于晕圈的透镜势之间的相互作用，当它们在天空上稍微重叠时，在源平面中产生当单独考虑晕圈时不存在的高放大率区域。这些相互作用对透镜截面的影响甚至可以与将透镜的总质量从10^15 M_sun改变为3 × 10^15 M_sun相媲美。透镜截面的增益随着质量分裂成更多的晕而增加，前提是透镜势投射得足够近以彼此相互作用。一个非零的投影晕角间距，相等的晕质量比，和高投影晕浓度是最好的质量配置，而投影晕椭圆率，晕三轴度，和相对取向的晕是不太重要的。这种高质量、多光环的视线存在于SDSS中。
2013-03-04 astro-ph.CO
MOKA: a new tool for Strong Lensing Studies
强引力透镜是探测大质量暗物质晕核内物质分布的有力工具。最近和正在进行的星系团调查（MACS，CFHTLS，SDSS，SGAS，CLASH，LoCuSS）的分析已经解决了星系团中暗物质分布的性质问题。冷暗物质晕的N体模拟一致地发现，晕的特征应该是浓度-质量关系，随晕质量单调下降，并由大量的子结构填充，代表吸积祖晕的核心。验证这些预言对我们理解暗物质很重要。我们提出了MOKA，一个新的算法来模拟集群大小的晕的引力透镜信号。它实现了数值模拟的最新结果，以创建具有独立于数值分辨率的属性的逼真的集群规模的镜头。我们进行了系统的研究强透镜截面作为晕结构的函数。我们发现，强透镜截面最强烈地依赖于浓度和内斜率的密度分布的晕，其次是晕三轴性和存在一个明亮的中央星系的重要性顺序。
2012-01-16 astro-ph.CO
The halo model with beyond-linear halo bias: unbiasing cosmological constraints from galaxy-galaxy lensing and clustering
我们确定的错误时，采用标准近似的线性晕偏置的星系-星系透镜和星系集群观测的联合晕模型分析。考虑到千度巡天，我们预测忽略非线性晕偏差将导致恢复的描述结构生长的宇宙学参数$S_8$和物质密度参数$Ω_{\mathrm{m}}$中出现多达5个$σ$偏移。我们包括规模$10^{-1.3}<r_{\rm{p}} \ / h^{-1}\, \mathrm{Mpc}<10$的数据向量，这些偏移的方向取决于通过其他滋扰参数提供给晕模型的自由。我们的结论是，因此，在未来的宇宙学晕模型分析的非线性尺度上的大尺度结构观测值的超线性晕偏差校正必须包括在内。
2022-06-30 astro-ph.CO
Probing Satellite Halos with Weak Gravitational Lensing
我们证明了利用弱引力透镜探测星系群内暗物质暗晕潮汐剥离的可能性。我们已经对千禧年模拟中的星系目录进行了光线跟踪模拟，以生成模拟形状的目录。射线追迹星表假设星系和星系团的晕模型，使用星系晕和星系团晕之间不同质量分布的各种模型来模拟星系团演化的不同阶段。利用这些模拟星表，我们预测了将在星系群和卫星星系周围检测到的透镜信号，并测试了两种不同的方法来分离卫星的透镜信号。一个关键的挑战是确定群体中心的准确性。我们表明，通过目前和正在进行的调查，有可能在质量为10^12- 10^15 Msun的群体中检测到剥离。
2012-11-06 astro-ph.CO
Accurate dark matter halo elongation from weak-lensing stacking analysis
量化晕各向异性质量分布的形状估计是有价值的参数，提供有关其组装过程和演变的信息。测量的平均形状的样本的集群大小的晕可以用来测试晕形成的情况下，以及改善建模的潜在偏见，在约束宇宙学参数使用这些系统。在这项工作中，我们测试的恢复晕集群的形状和质量应用弱透镜叠加技术。为此，我们使用透镜$shear$和新的暗物质晕目录，该目录源自宇宙学模拟MICE-GC的光锥输出。我们进行这项研究相结合的透镜信号获得的几个样本的晕，选择根据其质量和红移，考虑到暗物质分布的主要方向。在分析中，我们测试了几个潜在的系统学的影响，如所采用的建模，邻近的质量分布，偏心和错位效应的贡献。我们的研究结果表明，当考虑到一些考虑晕弛豫状态，透镜半轴比的估计是一致的$5\%$内的平均形状的投影暗物质粒子分布的堆叠晕。提出的方法提供了一个有用的工具，以获得可靠的形状的星系团，并将它们与那些预期的数值模拟。此外，我们提出的建模，考虑到相邻的晕的贡献，允许一个约束周围的质量分布的伸长率。
2022-10-28 astro-ph.CO
Ellipticity of Brightest Cluster Galaxies as tracer of halo orientation and weak-lensing mass bias
对星系团质量的弱透镜测量通常基于球对称密度分布的假设。然而，冷暗物质模型预测暗物质晕的形状是三轴的。晕三轴性，以及主轴相对于视线的方向，预计是弱透镜质量测量中固有散射的主要原因。星系团中央星系（Brilliant Cluster Galeries; BCGs）的形状被认为是遵循暗物质晕的形状。在这里，我们调查使用BCG椭圆率作为预测的弱透镜质量偏差在个别集群相比，平均值。使用弱透镜质量$M^{\rm WL}_{500}$从称重巨人项目，和$M_{500}$来自气体质量作为低散射质量代理，我们发现，平均而言，与平均值相比，具有最圆/最椭圆25%的BCGs的集群的透镜质量偏高/低$\sim 20$ %，定性预测的冷暗物质模型。对于利用弱透镜质量估计的星系团宇宙学项目，BCG的形状可以提供有用的信息，对弱透镜质量估计中的取向偏差以及星系团选择偏差的影响。
2019-10-17 astro-ph.CO
Calibration of bias and scatter involved in cluster mass measurements using optical weak gravitational lensing
从星系团数量计数的宇宙学推断系统地受到质量校准精度的限制，即经验确定星系团选择观测值和晕质量之间的映射。在这项工作中，我们展示了一种方法来定量确定弱透镜质量校准的偏差和不确定性。为此，我们从流体动力学模拟中提取了一个投影物质密度分布库。考虑到剪切偏置和噪声，光度红移的不确定性，偏心，集群成员污染，集群形态多样性，和视线投影，我们产生了一个库的剪切配置文件。拟合这些配置文件的一个参数模型，我们提取所谓的\emph{weak lensing mass} $M_\text{WL}$。与弱透镜质量的晕质量从重力模拟与流体动力学模拟相同的初始条件，使我们能够估计流体动力学效应对簇数计数实验的影响。为$\sim$ 1000种不同的系统学实现创建新的剪切库，提供弱透镜与晕质量关系的参数分布，反映其系统不确定性。这一结果可以作为宇宙学推论的先验。我们还讨论了内拟合半径对精度的影响，并确定了排除相邻结构信号所需的外拟合半径。我们的方法目前正被应用于不同的Stage~III透镜巡天，并可以很容易地扩展到Stage~IV透镜巡天。
2021-09-20 astro-ph.CO
The importance of secondary halos for strong lensing in massive galaxy clusters across redshift
星系团尺度的强引力透镜探测了大质量暗物质晕致密核的质量分布以及从背景源到观测者视线上的结构。通常假设主透镜质量主导透镜效应，而沿视线的次级质量的贡献被忽略。然而，二级质量结构可能会影响在给定调查中强透镜效应的可探测性，并改变所探测到的透镜效应的性质。在本文中，我们利用一个大的宇宙学N-体模拟和多透镜平面（和许多源平面）射线追踪技术来量化的影响线的视线晕的集群规模的强透镜在集群样本的可探测性与质量限制，包括目前的集群目录从南极望远镜。我们从“外环”模拟中提取初级和次级晕，并考虑两种强透镜实现：一种只包含初级晕，另一种包含所有次级晕到质量极限。在这两种情况下，我们使用从哈勃超深场提取的相同源信息，并创建与中等深度地面成像一致的逼真透镜图像。结果表明，当考虑完整的多晕光锥时，考虑到质量限制，透镜的总数增加了约13-21%。强透镜计数的增量在透镜红移约为0.6时达到峰值，在z<0.3时没有显著影响。最强的趋势是观察到相对于初级晕质量，没有显着的影响，在最大的五分之一的晕样品，但越来越多地提高了观察到的透镜计数向小的初级晕质量，增强大于50%，在最小的质量五分之一的晕质量考虑。
2019-05-07 astro-ph.CO
Probing the dark-matter halos of cluster galaxies with weak lensing
内容：了解星系的暗物质晕在它们成为星系团的一部分后的演化对于了解这些卫星星系的演化是至关重要的。目的：研究星系-星系透镜效应在绘制星系团中星系晕密度分布图方面的潜力。研究方法：我们提出了一种方法，分离星系团中星系的暗物质晕的弱透镜信号从星系团的主晕的弱透镜信号。使用玩具集群模型，以及通过N体模拟的结构形成的射线跟踪随着半解析星系形成模型，我们测试的方法，并评估其性能。结果：我们表明，与所提出的方法，可以恢复的星系团星系晕的密度分布在30 - 300千秒差距的范围内。利用该方法，我们发现在千禧年模拟中，星系团成员星系的弱透镜信号可以用Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓很好地描述。相比之下，非奇异等温质量分布（如PIEMD）模型提供了较差的拟合。此外，我们没有发现证据的急剧截断的星系晕的范围内探测我们的方法。相反，有一个观察到的整体减少的星系团成员星系的晕质量分布随着时间的增加，在集群中度过。这种趋势，以及截断半径的存在或不存在，应该可以在未来的弱透镜调查中检测到，如暗能量调查（DES）或大型综合巡天望远镜（LSST）调查。这样的调查也应该允许一个推断的质量-光度关系的星系团星系与我们的方法超过20年的质量。结论：利用我们提出的弱透镜方法，有可能在未来的巡天中以非参数方式恢复卫星星系及其暗物质晕的质量分布。
2011-03-08 astro-ph.CO
Halo Shapes From Weak Lensing: The Impact of Galaxy--Halo Misalignment
我们分析的影响星系晕错位弱透镜研究的能力，约束暗物质晕的形状，使用千年暗物质N体模拟和不同的半解析星系形成模型，以及更简单的蒙特卡罗测试相结合。由于分布的星系晕排列是不知道的细节，我们测试各种排列模型，连同不同的方法来确定晕的形状。除了对齐，我们研究晕质量和形状，星系的颜色和形态与由此产生的堆叠投影晕形状的相互作用。我们发现，只有在大量的星系和晕短轴平行的情况下，堆叠，投影晕轴比低于0.95。当使用更广泛的错位分布时，例如最近在星系形成的模拟中发现的那些，晕圈椭圆率信号被洗掉，并且将非常难以观测测量。重要的是要注意，由于理论未知数（半解析模型之间的差异，以及对齐模型之间的差异）导致的堆叠晕轴比的分布比任何统计不确定性都要大得多：假设仅仅因为LCDM预测非球面晕，堆叠投影形状将是椭圆形是天真的。事实上，还没有强大的LCDM预测这个程序，任何这样的椭圆晕信号的解释从透镜的物理晕属性方面将是非常困难的。
2011-11-28 astro-ph.CO
Stochastic lensing of stars by ultralight dark matter halos
本研究探讨超轻暗物质晕中密度颗粒引起的恒星随机透镜信号，计算其振幅与时间特性，并评估利用恒星观测约束超轻暗物质质量与丰度的可行性。
2025-02-28 astro-ph.CO
The effect of intrinsic alignments on weak lensing statistics in hydrodynamical simulations
本研究利用IllustrisTNG模拟探究内禀对齐对弱引力透镜非高斯统计的影响，通过对比含内禀形状与随机旋转星系的会聚度图，发现小尺度星系对齐及非高斯统计量的显著变化，强调需考虑内禀对齐以避免宇宙学推断偏差。
2025-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling the tightest relation between galaxy properties and dark matter halo properties from hydrodynamical simulations of galaxy formation
我们研究如何一个星系的属性与其宿主暗物质晕的属性密切相关，使用最先进的流体动力学模拟星系形成鹰，插图，和插图TNG。与以前的大多数工作不同，我们的分析集中在所有类型的星系，包括中央星系和卫星星系。我们发现，恒星质量的星系在时代的峰值圆速度与演化校正给出了最紧密的这种相关性的峰值圆速度$V_{\rm peak}$星系的底层暗物质晕。在这种关系中，星系恒星质量的演化减少而不是增加了散射。我们还发现，一个主要的散射源来自恒星剥离由于星系之间的强相互作用。即使如此，我们表明，流体动力学模拟预测的散射的大小有一个可以忽略不计的影响，密集的$V_{\rm peak}$ -选择subhalo从模拟，这表明，即使是最简单的subhalo丰度匹配（SHAM），没有散射和任何额外的自由参数，可以提供一个强大的预测星系聚类，可以同意令人印象深刻的SDSS的主要星系调查的意见。
2020-02-28 astro-ph.CO
The Pre-merger Impact Velocity of the Binary Cluster A1750 from X-ray, Lensing and Hydrodynamical Simulations
自从发现“子弹状星系团”以来，已经发现了几个类似的情况，表明相对速度远远超出了和谐LCDM模型预测的高速碰撞的尾部。然而，用流体动力学模型量化这种合并后事件需要广泛覆盖可能的初始条件。在这里，我们表明，它是更简单地解释合并前的情况下，如A1750，碰撞集群之间的气体受到适度的影响，使初始条件是明确的。我们分析了公开的钱德拉数据，证实了在A1750的两个集群中心之间的预计X射线温度显着增加，与我们的预期相一致的合并集群。我们用FLASH代码对暗物质和气体进行了自洽的流体动力学模拟。我们的模拟再现了X射线数据，以及在中间投影角观察到的第一个核心通道之前的相位中的两个集群之间的测量红移差。使用我们的模型推导出的deprojected初始相对速度是1460公里/秒，这是相当高的预测平均碰撞速度来自最近的LCDM宇宙学模拟的模拟质量晕，但它是在允许的范围内。我们的模拟表明，这样的系统可以使用多波长的方法和数值模拟，其中的相对碰撞速度的统计分布可以提供一个明确的检查范围广泛的暗物质的情况下，可以确定。
2013-07-25 astro-ph.CO
Lensing Measurements of the Ellipticity of LRG Dark Matter Halos
对暗物质晕形状的透镜测量可以为引力理论和可能的暗物质相互作用提供测试。我们测量了70，000个SDSS发光红星系椭圆晕的四极弱透镜信号。我们使用了一个新的估计，零的球形晕透镜信号，隔离剪切由于各向异性的暗物质分布。我们的估计的两个笛卡尔分量之一是不敏感的主要系统，一个虚假的对准透镜和源椭圆，使我们能够进行强大的测量晕椭圆。我们对表面质量密度椭圆率的最佳拟合值是$0.24 \pm 0.06$，其转化为0.78的轴比。我们排除了在$4σ$置信水平下没有椭圆率的假设，以及在$2σ$水平下椭圆率< 0.12（轴比> 0.89）的假设。我们讨论了如何我们的测量晕椭圆率修订到更高的值，使用估计的质量和光的模拟错位。最后，我们将同样的技术应用到一个较小的样本redMapPer星系团，并获得了$3σ$测量集群椭圆率。我们将讨论如何改进我们的估计器的信噪比属性可以使不同的星系群与即将到来的调查晕形状的研究。
2016-02-16 astro-ph.CO
Discriminating power of milli-lensing observations for dark matter models
关于暗物质（DM）的性质仍有激烈的争论。亚银河系尺度是特别重要的，因为不同的，目前可行的DM模型作出不同的预测，在这些尺度上的DM晕的预期丰度和密度分布。我们调查的能力，亚银河DM晕作为强透镜背景紧凑的来源，生产引力透镜事件的毫角秒尺度（毫透镜），不同的DM模型。对于每一个DM方案，我们探讨是否样本的$\sim$ 5000远源是足够的，以检测至少一个毫透镜。我们开发了一个半解析模型来估计作为源的红移的函数的各种DM模型的毫透镜光学深度。我们采用Press-Schechter形式主义，以及最近的N体模拟计算的晕质量函数的结果，考虑到适当的球平均密度分布的晕每个DM模型。我们把透镜系统作为一个点质量透镜，并调用有效表面质量密度阈值来计算作为引力透镜的晕的分数。我们研究了三类暗物质模型：冷DM，热DM，和自相互作用DM。我们发现，晕组成的温暖DM原来是光学薄的强引力毫透镜（零预期透镜事件）。CDM晕可能会产生透镜效应，这取决于浓度-质量关系的陡度。自我相互作用的DM晕可以有效地作为引力毫透镜，只有当晕经历重力热塌缩，导致高密度的中央核心。
2022-09-27 astro-ph.CO
Suzaku X-ray Follow-up Observation of Weak-lensing-detected Halos in the Field around ZwCl0823.2+0425
本文介绍了朱雀X射线跟踪观测星系团ZwCl 0823.2 +0425周围的弱透镜晕的结果。我们清楚地检测到与大多数这些晕相关的X射线发射，并首次确定了它们的详细物理参数，如X射线光度、温度和金属丰度。我们发现这些晕的X射线光度-温度关系与以往的典型结果一致。用弱引力透镜数据确定了质量，研究了它们的质量-温度关系，发现与简单自相似模型的预测和前人用透镜和X射线数据研究的结果是一致的。我们想强调的是，自相似的质量和温度的标度关系，在这里显示的第一次使用弱透镜选择的样品，而以前的研究的质量标度关系使用X射线选择的样品的集群。因此，我们的研究证明了X射线后续观测剪切选择集群的重要性，并表明，联合X射线和透镜分析将是至关重要的集群发现即将到来的弱透镜调查，如一个计划与斯巴鲁/超超级凸轮。
2011-01-06 astro-ph.CO
Evidence of Lensing of the Cosmic Microwave Background by Dark Matter Halos
我们目前的宇宙微波背景的引力透镜的$10^{13}$太阳质量暗物质晕的证据。来自阿塔卡玛宇宙学望远镜偏振计（ACTPol）的透镜会聚图堆叠在SDSS-III/BOSS调查中约12，000个光学选择的CMASS星系的位置上。平均透镜信号与模拟的暗物质晕轮廓一致，并且在3.2西格玛显著性下优于零信号。这一结果表明微波背景透镜在探测星系团和星系团晕中的暗物质分布方面具有潜力。
2015-03-30 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
Halo Pressure Profile through the Skew Cross-Power Spectrum of Sunyaev-Zel'dovich Effect and CMB Lensing in $\textit{Planck}$
利用HFI仪器的频率图和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）分量图，测量了$\textit{Planck}$的宇宙微波背景（CMB）偏态功率谱。二比一的偏斜功率谱测量了CMB透镜效应和热SZ效应之间的互相关。我们还直接测量相同的互相关使用$\textit{Planck}$ CMB透镜映射和SZ映射，并将其与来自偏斜功率谱的互相关进行比较。利用偏度功率谱对SZ功率谱和CMB透镜-SZ互功率谱进行了模型拟合，以约束暗物质晕的气压分布。的气体压力分布进行比较，现有的测量文献中，包括直接估计的基础上堆叠的SZ集群在$\textit{Planck}$。
2017-07-07 astro-ph.CO
Probing Galaxy Dark Matter Haloes in COSMOS with Weak Lensing Flexion
目前的结构形成理论预测了星系暗物质晕的特定密度分布，并且利用弱引力透镜，我们可以在几个尺度上探测这些分布。在小尺度上，被称为弯曲的高阶形状失真为弱透镜测量增加了重要的细节。我们在这里提出了第一次检测的星系星系弯曲信号的空间数据，获得使用新的Shaperies管道介绍。我们结合这种高阶透镜信号与剪切约束的平均密度分布的星系透镜在哈勃太空望远镜COSMOS调查。我们还表明，来自附近明亮物体的光可以显着影响屈曲测量。校正透镜光的影响后，我们表明，包括弯曲提供更严格的约束密度分布比单独剪切。最后，我们发现一个平均密度分布符合等温球。
2010-11-28 astro-ph.CO
Fast Weak Lensing Simulations with Halo Model
由N体模拟构建的引力透镜的全射线追踪图是解释当前和未来弱透镜数据的基本工具。然而，计算资源和存储能力的限制严重限制了为了准确地对宇宙剪切模型和协方差矩阵进行采样而可以执行的实现的数量。在本文中，我们提出了弱引力透镜的晕模型形式主义，通过以降低的计算成本产生弱透镜模拟来解决这些问题。我们的模型需要作为输入的晕人口在一个所需的光锥和线性功率谱的下划线宇宙模型。我们研究了晕内子结构的存在对宇宙剪切功率谱的贡献，并将其量化到百分比水平。我们的方法使我们能够重建高分辨率的收敛图，对于任何所需的源红移，光锥，现实地跟踪在宇宙中的物质密度分布，占掩蔽区域和样本选择。我们比较了我们的分析相同的大尺度结构使用射线跟踪技术构建，并发现非常好的协议，在线性和非线性制度高达百分之几的水平。我们的方法的准确性和速度证明了我们的弱透镜统计晕模型的潜力和可能性，以产生一个大样本的收敛图为不同的宇宙学模型所需的分析大星系红移调查。
2017-06-05 astro-ph.CO
The ellipticity of galaxy cluster halos from satellite galaxies and weak lensing
本文用团星系的分布来表征星系团晕的椭圆率，并用弱透镜效应来测量。我们使用蒙特卡罗模拟的椭圆形集群密度分布的泊松噪声偏差，边缘偏差和投影效应的估计和校正。我们将我们的方法应用于10，428个SDSS聚类，这些聚类由redMapPer算法识别，丰富度超过20。我们发现平均椭圆率$= 0.271 \pm 0.002$（stat）$\pm 0.031$（sys）对应于轴比$= 0.573 \pm 0.002$（stat）$\pm 0.039$（sys）。我们将卫星的椭圆率与晕圈形状进行比较，通过使用基于Clampitt和Jain（2016）的透镜四极子的最佳估计器进行堆叠透镜测量。我们发现一个最佳拟合轴比$0.56 \pm 0.09$（stat）$\pm 0.03$（sys），与卫星分布的椭圆率一致。因此，星系团追踪暗物质晕的形状，在我们估计的不确定性之内。最后，我们重新叠加卫星和透镜椭圆率测量沿星系团中央星系的光分布的长轴。从透镜的测量，我们推断与${30^\circ \pm 10}^\circ$的RMS堆叠在中央星系的失调角。我们讨论了应用晕的形状测量来测试重子气体和活动星系核反馈的影响，以及暗物质和重力。正在进行的暗能量调查和LSST，Euclid和WFIRST的未来调查预计会在信噪比方面取得重大进展，这将使晕圈形状成为这些效应的有用探测器。
2018-01-11 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
Statistical properties of filaments in weak gravitational lensing
我们通过大宇宙学$N$体模拟研究了连接星系团的细丝的弱透镜性质。我们从模拟中选取了4639个质量大于$10^{14}h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕对，并利用光线追迹模拟研究了两个晕之间的暗物质分布。为了对候选细丝进行分类，我们估计收敛曲线并进行曲线拟合。我们发现，晕之间的物质分布可以被分类在一个平面的拟合参数，这使我们能够选择直丝的光线跟踪模拟。我们还调查了这些细丝的统计特性，发现它们与以前的研究是一致的。我们发现晕对的$35\%$具有直丝结构，其$4\%$可以在弱透镜作用下直接在$S/N\geq2$上检测到。此外，我们还研究了暗条边缘晕的统计特性。我们发现，晕是优先延长沿冠状结构，并与增加的灯丝质量质量较小。然而，这些晕性质的直丝质量的依赖性是非常弱的。
2014-03-26 astro-ph.CO
Beyond Mass: Detecting Secondary Halo Properties with Galaxy-Galaxy Lensing
质量之外的次级晕性质，如质量吸积率（MAR）、浓度和半质量尺度，对于理解大尺度结构和暗物质晕的形成至关重要。在本文中，我们研究的星系-星系透镜观测，$ΔΣ$的次级晕的性质的影响。我们建立了一个仿真器上训练的N体模拟模型$ΔΣ$和量化的影响，不同的次要参数的$ΔΣ$配置文件。我们关注MAR对$ΔΣ$的影响。我们表明，3 $σ$检测在固定的晕质量的MAR的变化，可以实现与超超级凸轮调查与散射$σ_{Γ_\mathrm{dyn}|\mathrm{obs}}<1.5$ MAR的代理相结合。我们发现，全径向轮廓的$ΔΣ$取决于在固定的晕质量的二次属性。因此，可以执行全形状拟合的仿真器在MAR上的约束上产生比仅使用晕圈的外部部分好2倍的改进。最后，我们强调，偏心和MAR影响的径向配置文件的$ΔΣ$以类似的方式，这意味着偏心和MAR需要共同建模的无偏估计的两种效果。我们表明，目前的透镜数据集的统计能力，把限制晕MAR。我们的分析开辟了新的可能性，观测测量的组装历史的暗物质晕主机星系和星系团。
2021-06-12 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
Non-Halo Structures and their Effects on Gravitational Lensing
四倍透镜类星体影像的通量比异常已被用来限制暗物质的性质。假设这些透镜扰动是由暗物质晕引起的，目前有可能将假设的暖暗物质（WDM）粒子的质量限制为$m_χ> 5.2$ keV。然而，扰动只由DM晕引起的假设可能是不正确的，因为其他结构，如细丝和煎饼，存在并构成宇宙中质量的重要部分，范围在5 $\%$ - 50 $\%$之间，取决于暗物质模型。使用新的无碎片模拟1和3 keV WDM宇宙学，我们研究这些“非晕”的结构，并估计其对通量比观测的影响。我们发现，这些结构显示尖锐的密度梯度与短的相关长度，并可以贡献更多的透镜信号比所有的haloes半模质量相结合，从而减少WDM模型之间的差异。我们估计，非晕结构可以是视线通量比异常的主要原因，在非常温暖的，但已经排除，$m_x \sim 1 \rm{keV}$的情况。对于较冷的情况下$m_x \gtrsim 3 \rm{keV}$，我们估计，非晕可以贡献约$5 - 10\%$的总通量比信号。
2022-02-10 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
Weak lensing in the Horizon-AGN simulation lightcone. Small scale baryonic effects
上下文精确的模型预测，包括重子的物理学，需要充分利用即将到来的大型宇宙学调查致力于引力透镜。流体动力学宇宙学模拟的出现使得在足够大的体积上进行这样的预测成为可能。目的。透镜量（偏转，剪切，收敛）和他们的统计（收敛功率谱，剪切关联函数，星系-星系透镜）的计算在过去的光锥内置在地平线-AGN流体动力学宇宙模拟，实现我们最好的重子物理知识在星系尺度上，以模拟宇宙时间的星系种群。方法.透镜量是在一个平方度的视场内产生的，通过光锥进行多透镜平面光线追踪，充分利用1 kpc的分辨率，并将视线分裂到500个平面上，一直到红移z~7。探索了两种方法（自适应平滑的粒子标准投影和加速场的积分）来保证良好的实现。重点是在重子最重要的小尺度上。结果标准的宇宙剪切统计在10%的水平上受到重子分量的影响，角标度低于几个弧分。星系-星系透镜信号，或星系-剪切关联函数，与红移z~0.5的大质量星系群的测量结果一致。在较高的红移z>1时，放大偏差对这种相关性的影响与大于1 Mpc的分离有关。结论.这项工作对于所有当前和即将到来的弱透镜调查都是至关重要的，并且代表了从大型宇宙流体动力学模拟中构建完整的端到端一代透镜模拟图像的第一步。
2019-04-16 astro-ph.CO
Tomographic weak lensing shear spectra from large N-body and hydrodynamical simulations
即将到来的实验将使我们能够确定层析剪切谱在一个高精度的水平。到目前为止，大多数关于它们的预测都偏向于产生预期的线性和非线性密度波动谱的算法。即使使用模拟，也需要在相当大的尺度上进行所谓的Halofit（Smith et al 2003）预测。我们希望超越这一限制。我们在一个足够大的宇宙体积内进行N体和流体动力学模拟，以允许模拟和线性光谱之间的直接连接。虽然覆盖大的长度尺度，模拟分辨率是足够好的，让我们探索高-l谐波的宇宙剪切（高达l ~ 50000），以及进入域重子物理变得重要。然后，我们比较剪切谱的情况下，在存在各种重子物理，如辐射冷却，恒星形成，和超新星反馈的形式的星系风。我们区分了不同模拟中物质涨落谱的几种典型性质，并测试了它们对剪切谱的影响。我们比较我们的输出与那些可获得的使用近似表达式的非线性光谱，并确定实质性的差异，甚至我们的结果和那些纯粹的N-体的结果。然而，我们的模拟和治疗他们的输出，使我们能够，第一次，获得剪切结果，它是完全独立的任何近似表达式，也在高-l范围内，在那里我们需要将一个非线性的密度扰动功率谱，和重子物理的影响。这将使我们能够充分利用未来高灵敏度宇宙剪切巡天中所包含的宇宙学信息，通过弱透镜测量探索宇宙剪切的物理学。
2012-05-11 astro-ph.CO
Hydrodynamical simulations of coupled and uncoupled quintessence models I: Halo properties and the cosmic web
我们提出了一系列的绝热流体动力学模拟的几个quintessence模型（包括一个自由和相互作用的标量场）的结果相比，一个标准的\LCDM \宇宙学。对于每一个，我们使用$2\times1024^3$粒子在一个$250$ \hMpc \周期盒假设WMAP 7宇宙学。在这项工作中，我们专注于$z=0$宇宙网络中的晕的属性。根据速度剪切张量的特征值，该网络被分为\emph{voids}，\emph{sheets}，\emph{filaments}和\emph{knots}，这是一个很好的代理底层的过密度分布。我们发现，根据其周围环境分类的对象的属性显示了对基本宇宙学的实质性依赖;例如，当考虑完整的晕圈样本时，虽然$V_{\rm max}$显示不同模型之间的平均偏差为$\approx5$ %，但是比较根据其环境分类的对象，偏差的大小可以大到$20$的百分之。我们还发现，晕自旋参数正相关的耦合，而晕浓度表现出相反的行为。此外，在研究不同环境下的浓度-质量关系时，我们发现在所有的宇宙学中，低密度区域具有较大的归一化和较浅的斜率。虽然发现这种行为是所有模型的特征，但最佳拟合关系的差异在（耦合）暗能量中得到增强，从而为这类模型提供了更清晰的预测。
2014-01-20 astro-ph.CO
A Comparative Study of Halo Mass Estimates from Group Catalogs and Lensing Signals
本文比较redMaPPer、Yang21和Zou21三个星系群目录与引力透镜得到的晕质量，评估不同质量估计方法的一致性、偏差及红移和中心定义的影响。
2025-07-27 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
Detailed cluster lensing profiles at large radii and the impact on cluster weak lensing studies
在N体模拟中使用大量的射线追踪，我们详细研究了大规模暗晕周围的透镜轮廓，特别强调了维里半径周围的轮廓。我们将径向收敛轮廓与我们简单的分析模型预测进行了比较，径向收敛轮廓是在射线追踪模拟中通过堆叠许多暗晕而准确测量的。我们的分析模型包括一个主晕，这是由Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面与三种不同形式的截断，加上相关的物质（2晕项）周围的主晕。我们发现，平滑截断的NFW配置文件最好地再现模拟透镜配置文件，超过10倍的维里半径。然后，我们使用这个分析模型来研究集群弱透镜效应研究中的潜在偏差，其中一个单一的，未截断的NFW组件通常是假设在解释观测到的信号。我们发现，集群的质量，推断通过拟合减少切向剪切剖面与NFW剖面，往往被低估了约5-10%，如果拟合进行到约10 '-30'。相反，对于相同的拟合范围，浓度参数通常高估约20%。我们还研究了计算弱透镜质量峰的信噪比的偏差，发现对于显著的质量峰，它们<4%。在附录中，我们提供了光滑截断NFW剖面的有用公式。
2011-05-18 astro-ph.CO
Scatter and bias in weak lensing selected clusters
我们研究散射和偏见在弱透镜选定的集群，采用分析模型的暗物质晕和数值模拟数据的弱透镜集群调查。我们特别关注星系团内暗物质分布多样性的影响。我们发现，透镜会聚图的峰高与晕的维里质量相关性很差。对于具有较高平均内部密度的球形过密度物质，相关性更紧密。我们研究了晕圈形状对峰高的依赖性，发现晕圈多样性引起的均方根散射与峰高成线性比例，比例因子为0.1-0.2。来自晕形状的噪声被发现是可比的源星系形状噪声和宇宙剪切噪声。我们发现显着的晕取向偏差，即，弱透镜作用所选择的簇平均具有与视线方向对准的主轴。我们使用解析的三轴晕模型计算方位偏差，得到的结果与射线追踪结果相当一致。我们开发了一个处方，分析计算的数量计数弱透镜峰考虑到所有的主要来源的散射峰高。我们发现，改进的解析预测与模拟结果吻合良好的高S/N峰。我们还比较了预期的数量计数与我们的弱透镜分析结果为4平方度的斯巴鲁/Suprime-Cam观测，并找到了一个很好的协议。
2012-09-04 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
Probing cosmology with weak lensing selected clusters I: Halo approach and all-sky simulations
我们利用分析模型和大型数值模拟，探索各种统计的集群选择与宇宙剪切测量。我们首先发展了一个晕模型来预测弱透镜选择星系团的丰度和成簇性。观测效应，如星系形状噪声包括在我们的模型。然后，我们生成现实的模拟弱透镜目录来测试我们的分析模型的准确性。为此，我们执行全天空光线跟踪模拟，使我们能够有一个大的连续区域的多个实现。我们使用明亮恒星的实际位置对天空中的遮蔽区域进行建模，并生成200个模拟弱透镜目录，天空覆盖范围约为1000平方度。我们表明，我们的理论模型同意以及从模拟目录直接计算的统计和它们的协方差的系综平均。在典型的选择阈值下，忽略形状噪声校正导致高估了具有约10%的水平的弱透镜选择的集群的聚类，并且形状噪声校正将集群丰度提高了几倍。我们使用晕圈模型计算互协方差，并考虑到由于掩模而有效减少的调查区域。宇宙切变自功率谱的协方差受来自天空遮蔽的模式耦合效应的影响。我们的模型和结果可以很容易地用于宇宙学分析与正在进行的和未来的弱透镜调查。
2015-09-04 astro-ph.CO
Galaxies in X-ray Groups. II. A Weak Lensing Study of Halo Centering
定位暗物质晕的中心对于理解晕的质量分布以及它们所在的大质量星系的形成和演化至关重要。这项任务在观测上具有挑战性，因为我们不能直接观测晕，而明亮的星系或热等离子体发射的X射线等示踪剂也不完美。在本文中，我们量化了偏心对来自COSMOS场中129个X射线选定星系群的弱透镜信号的影响，这些星系群的红移为0<z<1，晕质量在10^13 - 10^14太阳质量范围内。通过测量八个不同候选中心（如最亮的成员星系，所有成员星系的平均位置，或X射线质心）周围的堆叠透镜信号，我们确定哪些候选人最好地跟踪晕中的质心。在这个星系群的样本中，我们发现靠近X射线质心的大质量星系跟踪质心的距离小于~75 kpc，而基于成员星系平均位置的X射线位置和质心有较大的偏移，主要是由于它们位置的统计不确定性（通常为~50-150 kpc）。在我们的样本中，大约有30%的星系群具有模糊的中心，有多个明亮或巨大的星系，这些星系群显示出受干扰的质量分布，标准模型不能很好地拟合，这表明它们正在合并系统。我们发现，如果使用不准确的中心，并且没有解决偏心问题，那么来自堆叠弱透镜效应的晕质量估计值可能会有5-30%的偏差。
2012-08-29 astro-ph.CO
Mapping the cosmic mass distribution with stacked weak gravitational lensing and Doppler lensing
暗物质晕代表物质分布中密度最高的峰。相反，宇宙空洞是宇宙中密度较低的区域。探测宇宙的质量分布需要各种方法，包括微弱的引力透镜，它微妙地改变了遥远源的形状，多普勒透镜，由于特殊的速度而改变了物体的表观尺寸和大小。在这项工作中，我们采用引力和多普勒透镜效应来研究宇宙空洞/晕及其周围的物质分布。我们使用相对论$N$体代码\texttt{gevolution}，产生质量扰动，并开发一个新的光线追迹代码，依赖于设计的射线束方法。我们考虑了三种类型的晕质量和空洞半径，并提取宇宙学信息，通过堆叠周围的空洞/晕弱透镜和多普勒透镜信号。本文的结果表明，结合引力和多普勒透镜效应来映射质量分布的最佳策略应该集中在红移范围$z\approx 0.3-0.4$。本文的建议是，未来的光谱调查应该集中在这些红移，并利用引力和多普勒透镜技术，以提取有关整个宇宙网络，特别是宇宙空洞内部的底层物质分布的信息。这可以为正在进行的或未来的低红移光谱调查提供补充的宇宙学分析。
2021-12-08 astro-ph.CO
Probing Dark Low-mass Halos and Primordial Black Holes with Frequency-dependent Gravitational Lensing Dispersions of Gravitational Waves
我们探讨了利用引力透镜引起的引力波振幅和相位涨落作为小尺度物质功率谱探测器的可能性。小尺度物质功率谱的直接测量是可能的，通过利用这种引力透镜色散的频率依赖性起源于引力波传播的波动光学性质。我们首先采用包含重子和次晕效应的晕模型方法详细研究了物质功率谱的小尺度行为。我们发现，在波数$k\sim 10^6h{\rm Mpc}^{-1}$处的物质功率谱主要由质量为$1h^{-1}M_\odot \lesssim M \lesssim 10^4h^{-1}M_\odot$的暗低质量晕的丰度决定，对重子效应相对不敏感。用预测信号为$\mathcal{O}(10^{-3})$的$f\sim 0.1-1$ ~Hz引力波的引力透镜色散探测了该波数下的物质功率谱。我们还发现，原始黑洞（PBH）与$M_{\rm PBH} \gtrsim 0.1~M_\odot$可以显着增强物质的功率谱在$k \gtrsim 10^5h{\rm Mpc}^{-1}$由于增强的晕形成和散粒噪声从PBH。我们发现，在$f\sim 10-100$ ~Hz的引力透镜色散是特别敏感的PBH，并可以增强超过一个数量级，这取决于质量和丰度的PBH。
2020-09-04 astro-ph.CO
Gravitational Lensing Simulations I : Covariance Matrices and Halo Catalogues
引力透镜观测现在已经足够大和精确，以至于对引力透镜信号的解释必须考虑到越来越多的理论限制和观测偏差。由于透镜信号在小角度尺度下最强，因此只有数值模拟才能忠实地再现非线性动力学和次级效应。这项工作是一系列工作中的第一项，其中迄今为止已知的所有引力透镜校正将在同一组模拟中实现，使用现实的模拟目录和非高斯统计。在这第一篇论文中，我们提出了TCS模拟套件和计算基本的统计，如二阶和三阶收敛和剪切关联函数。这些简单的测试设置了我们的模拟的有效性范围，这些模拟在亚弧分钟级别（或$\ell \sim 10^4$）上解决了大多数信号。我们还计算了几个统计估计的非高斯协方差矩阵，包括许多在加拿大法国夏威夷望远镜透镜调查（CFHTLenS）中使用的。从同样的实现，我们构建晕目录，计算一系列的属性，所需的大多数星系人口算法。这些模拟产品可供公开下载。
2014-12-09 astro-ph.CO
Gravitational lensing of pulsars as a probe of dark matter halos
宇宙学中一个特别的悬而未决的问题是，小尺度上的暗物质是否是cluquitous，形成分布在银河系内的引力束缚晕。检验这一假设的实际困难来自这样一个事实，即在天体物理学尺度上，暗物质只能通过与其他物体的引力相互作用来观察。本论文提出了一个基于引力透镜的解决方案，通过毫秒脉冲星观测中的低质量暗物质晕的特征来映射和表征它们。这包括：首先，确定在光环的参考系中产生的时间延迟和放大率表面;其次，在观测者的参考系中获得相应的脉冲星特征;最后，将该方法推广到不同距离处的多个光环。我们讨论是否延迟是观测检测的单镜头和多镜头。时间延迟的关键依赖性是晕所采用的密度分布。我利用各种建议晕质量配置文件-椭圆形，史瓦西，水平盘透镜和Navarro-Frenk-White（NFW）的密度配置文件-这是适用于范围广泛的晕群众。我演示了使用汉克尔变换，以提高效率的相对论时间延迟计算。这种晕的观测特征最好用毫秒双星来识别，因为它们的旋转频率和周期稳定性很高。我的方法在搜索透镜现象的迹象时不需要进行重大调整，因此不需要实现专业的数据简化管道。因此，我们可以很容易地利用现有和未来调查的数据。这种方法很容易扩展到附近的球状星团和星系，在脉冲星检测在这样的距离有待改进。
2022-10-11 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
A Bayesian Hierarchical Approach to Galaxy-Galaxy Lensing
本文提出了一种贝叶斯层次推理方法，利用弱引力透镜研究了暗物质晕与其中心星系的性质之间的关系。与传统方法不同，该技术不诉诸于将弱透镜信号堆叠在仓中，并且因此允许更有效地使用数据中的信息内容。我们的方法是特别有用的约束两个或两个以上的星系属性和暗物质晕质量之间的标度关系，也可以用来约束这些标度关系的内在散射。我们发现，如果观测散射没有得到适当的解释，传统的叠加方法在探索多个星系属性和晕质量之间的相关性时会产生有偏见的结果。例如，这种偏差可能会影响星系质量、晕质量和星系大小或星系颜色之间的联合相关性的研究。相比之下，我们的方法可以轻松有效地处理多个星系属性和晕质量的内在和观测散射。我们在具有不同复杂度的模拟上测试我们的方法。我们发现，我们可以恢复的平均晕质量和浓度，每一个与$0.1$ dex精度，和固有的散射晕质量与$0.05$ dex精度。在目前的版本中，我们的方法将是最有用的研究集团和集群，以及大规模的星系样本与$\log{M_*} > 11$，其中卫星分数低的中心星系周围的弱透镜信号。
2018-09-09 astro-ph.CO
CFHTLenS: The relation between galaxy dark matter haloes and baryons from weak gravitational lensing
我们提出了一个研究的暗物质晕质量和宿主星系的重子含量之间的关系，量化通过光度和恒星质量。我们的调查使用154度2的加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）透镜和光度数据，从CFHT遗产调查。我们采用了一个星系星系透镜晕模型，使我们能够约束晕质量和卫星分数。我们的分析仅限于红移在0.2和0.4之间的透镜。我们把晕质量和重子可观测量之间的关系表示为幂律。对于光度-晕质量关系，我们发现红色星系的斜率为1.32+/-0.06，归一化值为1.19+0.06-0.07x10^13 h70^-1 Msun，而蓝色星系的最佳拟合斜率为1.09+0.20-0.13，归一化值为0.18+0.04-0.05x10^13 h70^-1 Msun。同样，我们发现红色星系的恒星质量-晕质量关系的最佳拟合斜率为1.36+0.06-0.07，归一化值为1.43+0.11-0.08x10^13 h70^-1 Msun，而蓝色星系的相应值为0.98+0.08-0.07和0.84+0.20-0.16x10^13 h70^-1 Msun。对于红色透镜体，随光度和恒星质量的增加，卫星体所占的比例趋于减少，当恒星质量为2 × 10^9 h70^-2 Msun时，样本几乎全部为卫星体。对于蓝透镜，无论光度或恒星质量如何，卫星部分通常接近于零。这与晕质量和重子示踪剂之间较浅的关系一起，直接证实了星系-星系透镜效应，…
2013-10-18 astro-ph.CO
Neutrino Halos in Clusters of Galaxies and their Weak Lensing Signature
我们研究了残余中微子对成团和大尺度结构发展的非线性引力效应是否可以通过弱引力透镜观测到。我们计算了星系团球形模型中残余大质量中微子的密度分布，给出了几种中微子质量方案和星系团质量。残余中微子对质量分布增加了一个小的扰动，使其在外部更加扩展。原则上，这种非线性中微子扰动可以在全天空弱透镜巡天（如EUCLID）中检测到，方法是对宇宙中大部分可见质量星系团的切变剖面进行平均，或者从其在一般弱透镜功率谱或其与星系的交叉谱中的签名中检测到。然而，正确地模拟重子和冷暗物质的质量分布，并将任何系统误差抑制到检测中微子扰动所需的精度，这是一个严峻的挑战。
2011-04-25 astro-ph.CO
Environmental effects on halo abundance and weak lensing peak statistics toward large underdense regions
宇宙微波背景（CMB）包含一个异常冷点，周围有一个热环，称为冷点。Inoue & Silk（2006）提出，这个特征可以通过假设一个超空来解释：如果存在这样一个大的欠密区域，那么在斑点周围扰动的物质的增长可能与宇宙中的平均值不同，这种差异可能会影响峰值统计的弱透镜分析。为了研究环境对晕圈数计数和峰值统计的影响，我们使用了一种公开可用的光线跟踪模拟，用于一个边长为2250 $h^{-1}$ Mpc的盒子（Takahashi等人，2017）。我们发现，在模拟中，朝向最大欠密度区域的大质量晕的数量计数减少，并且基于宇宙平均值，差异的相应显著性为$\geq3σ$。根据峰值统计分析结果，随着质量晕的减少，高峰值的数量减少，而低峰值的数量随着视线中物质的缺乏而增加。在总信噪比中，大欠密度区域中峰计数减少的最高显著性为$5σ$。我们的结果表明，环境对晕丰度和弱透镜峰统计的影响可以用来探测超空的存在和性质。
2019-08-08 astro-ph.CO
Modeling of weak lensing statistics. II. Configuration-space statistics
我们调查的3D物质分布的分析模型，它结合了微扰理论与晕模型，弱透镜组态空间统计的性能。我们比较了我们的预测弱透镜收敛的两点和三点关联函数的数值模拟和拟合公式在以前的工作。我们还考虑了二阶和三阶矩的平滑收敛和孔径质量。在我们以前的研究傅立叶空间弱透镜统计，我们发现，我们的模型更好地同意模拟比以前公布的拟合公式。此外，我们恢复了这些弱透镜统计对宇宙学的依赖性，我们可以描述多尺度矩。这种方法使我们能够获得这些集成弱透镜统计和各种贡献的基础3D密度波动，微扰，两个晕，或一个晕项分解之间的定量关系。
2012-05-22 astro-ph.CO
RedMaPPer Cluster Properties from Two-Dimensional Lensing Shear Maps in the HSC-SSP Survey
利用HSC-SSP数据对299个RedMaPPer星系团进行二维弱透镜分析，拟合椭圆NFW模型，测得浓度-质量关系斜率略陡，晕椭率均值0.505，并发现质心偏移的双峰分布，展示了二维建模在探测晕形态中的优势。
2025-08-23 astro-ph.CO
Gravitational lensing evidence against extended dark matter halos
一般认为星系是嵌在暗物质晕中的，而暗物质晕远远超出了它们的发光物质。这些星系晕的存在主要来自于旋涡星系外围恒星和气体的速度比预期的要大。关于早期类型（椭圆形或透镜状）星系周围的暗物质，我们知道的要少得多。我们利用引力透镜导出了使背景类星体光偏转的早型星系的质量。这提供了对爱因斯坦环内总质量的可靠测量，爱因斯坦环的直径与不同类星体图像的分离相当。我们发现，透镜星系的质光比并不依赖于半径，从银河系内部区域的几个半光半径。此外，它的值不会超过恒星星族模型预测的值的两倍以上，这可以单独用重子暗物质来解释，而不需要任何外来物质。因此，我们的研究结果表明，如果暗物质存在于早型星系中，它的数量不超过发光物质的数量，其密度遵循发光物质的密度，与螺旋星系的旋转曲线所发现的形成鲜明对比。
2013-03-27 astro-ph.CO
