Robertson2023WhyWeakLensing
Brief
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- SIDM/CDM 的区别在于 500kpc 以内的区域，而 WL q 敏感的主要是外部区域
- 另外 2D/3D 也会造成大概 50% 的显著度损失
- 可能 strong lensing 会提供更好的区分
Intro
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- SIDM 假设 DM particle 之间存在引力作用之外的其他作用，相比 CDM 的区别在于
- 通过热运动实现能量从外到内的疏运，从而缓解/解决 core-cusp 问题（也就是更贴近实际观测的 core profile）
- 碰撞导致 DM particle 轨道趋于各向同性，椭率更小
- DM halo 的椭率可以给出对 SIDM 截面的限制
- this work 的主题是在 simulation 中分析 CDM/SIDM 产生的 cluster 级别的 DM halo 的形状是否有 weak lensing 可见的差异
Data
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- 模拟 project 是 BAHAMAS-SIDM，在相同的初始条件和星系物理下运行了 CDM 和 1cm2/g 的 SIDM model
- 基于 BAHAMAS simulation 进行扩展得到，这是一个 hydro simulation
- 宇宙学是 WMAP9
- 在 simulation z=0.375 snapshot 中（通过 FoF）选取 100 richest cluster
3D Shape
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- 根据 DM particle 定义 shape 的方式是 inertia tensor
- 标准的 inertia tensor 针对全部粒子的 inertia tensor，这里乘了一个 $1/r$ 的因子称作 reduced inertia tensor
- SIDM 中 DM halo roundness（用 c/a 定义）比 CDM 中更大（fig1），但是差异随着半径增加而减小，在大约 2Mpc 处消失
- Divergence of KL 可以作为区分两个不同分布的指标
- 在 200kpc 处 DM 形状差异足够显著，而在 2Mpc 处基本完全消失
- star 和 DM 联合推断的 DKL 更高，是因为二者之间存在相关性（fig2）
2D Shape
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- 2D projection 的作用包括
- 混合三个维度的信息，导致二维形状看起来更圆（比较 2D/3D 似乎不太合适？）
- radial mixing effect: 在 2D 较小半径处看到的信号可能是 3D 多个半径处的叠加
- as expected 所有组分的椭率/圆率以及 CDM/SIDM 之间的差异都变小了（fig3/4）
- 从 DKL 来看有大约一半的下降
- 通过独立的实验证明投影效应是主要的，而 radial mixing effect 是次要的
Weak lensing
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- 对 WL 进行 mock 的方式是计算 2D density map，然后根据 critical density（lense 和 source 红移分别是 0.375 和 2）计算 convergence map 并且在 Fourier space 中转换为 shear map
- shape noise 大小依赖于假设的 source 数密度
- 用包含 axis ratio 的 eNFW model 进行拟合，限制 axis ratio 的精度大约是 0.05
- fig5 是拟合的一个例子
- fig6 说明 CDM/SIDM 分布几乎重合（DKL 和 0 没有显著区别）
- 对 WL axis ratio 和不同半径上的 2D 椭率计算 pearson 相关系数
- 在外部区域更明显：在 1.5Mpc 处达到峰值，这个半径和 virial radius 比较近似
- 所以 WL axis ratio 和 SIDM/CDM 敏感的尺度是错开的
- 在 NFW model 的基础上允许内部和外部具有不同的椭率，拟合结果是 q_out 能够很好约束，但是对 q_in 约束能力很差
Thoughts
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- 是不是应该给 WL 也加一个随距离衰减的 factor？
- q_in 和 q_out 的实验涵盖了这个因素（？）
Supplement
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- KL 散度描述的是「用 Q 描述真实分布 P 的时候损失了多少信息」，对于 Q/P 是不对称的
- 基于 PDF 计算，需要分布的解析形式
- 对于局部概率比值非常敏感