An HST Census of Nuclear Star Clusters in Late-Type Spiral Galaxies: I. Observations and Image Analysis
我们提出了新的HST I波段图像的样本附近的77个，晚型螺旋星系的低倾角。这个星表的主要目的是研究核星团的频率和性质。在我们的样本的59个星系中，我们已经确定了一个独特的，紧凑的（但解决），并在或非常接近他们的光心的主导来源。在许多情况下，这些星系团是距离星系核几千秒差距内唯一突出的源。我们目前的表面亮度配置文件，来自椭圆等照度线适合，适合是成功的所有星系。我们使用半径大于2”的拟合等照度线来检查星团的位置是否与星系的光心重合，并确认在几乎所有情况下，我们真正处理的是“核”星团。从分析拟合的表面亮度配置文件，我们得到的集群光度减去光的贡献从底层的星系盘和/或凸起。
2001-12-04 astro-ph
The Local Group Census: searching for PNe in IC 1613, WLM and GR8
在本星系群普查（LGC）的框架内，对Dec= $-30^\circ$以上的本星系群（LG）进行了调查，目的是调查它们具有强发射线的星系群，我们在低金属丰度矮不规则星系IC 1613，WLM，GR 8中搜寻了行星状星云（PNe）。在IC1613中发现了两个新的候选PNe，一个在WLM中，而在GR8中没有发现。本文的观测结果与LGC的已有结果一起，代表了研究本星系群中低金属丰度矮不规则星系中PN粒子数的第一步。随后将进行深度光谱分析，以确认其性质并研究其物理化学性质。我们使用在每个LG星系中观测到的PNe数量来估计中间年龄人口的质量下限，并将其与LG矮星系的恒星形成率（SFR）进行比较。这些结果与精确的恒星形成历史（SFH）分析这些小星系系统的结果一致。
2005-05-17 astro-ph
The Local Group Census: planetary nebulae in IC 10, Leo A and Sextans A
在本星系群窄带巡天的框架内，我们给出了在矮不规则星系IC 10、LeoA和SextansA中寻找行星状星云的结果。使用标准的带内/带外技术，在最近的星暴星系IC 10中发现了16个新的候选PNe。这个星系的光学尺寸估计比以前认为的要大得多，考虑到新PNE的位置在3.6 kpc X 2.7 kpc的区域内。我们还确认了其他两个矮不规则星系的先前研究的结果，在LeoA和SextansA中检测到一个候选PN。我们回顾了迄今为止在本星系群中发现的行星状星云的数量及其与金属丰度的关系。我们认为当[Fe/H] $<<$为-1.0时，观测到的PNe数可能下降，这可能表明在此点以下，PNe的形成速率比太阳丰度附近的恒星星族低得多。我们还发现不可忽略的金属丰度的影响[OIII]光度的最亮的PN的星系。
2003-05-07 astro-ph
The Millennium Galaxy Catalogue: a census of local compact galaxies
利用千年星系表（MGC）研究了致密星系对局域场星系光度函数的影响。在这里，我们观测定义为“紧凑”的星系是太小，不能可靠地从恒星区分使用标准的恒星星系分离技术。特别是，我们估计的星系被误分类为恒星，由于其紧凑性的分数。我们已经用光谱学鉴定出了在MGC的1.14度^2子区域中所有B_MGC = 20等的天体，而不管它们的形态如何。从这些数据中，我们开发了一个高表面亮度不完整性的模型，并估计约1%的B_MGC < 20等的星系被错误地归类为恒星，在95%的置信度下，上限为2.3%。然而，由于缺失的星系优先地是次L *，它们对光度函数的暗端的影响被大大放大：我们发现它们在-17 < M_B < -14等的范围内对总光度函数的贡献约为6%，这使暗端斜率α提高了0.03^{+0.02}_{-0.01}。它们对B波段总光度密度的贡献约为2%，通过主要按颜色选择的恒星目标的光谱学，已经恢复了大约一半的失踪星系。我们发现，失踪的星系主要由本质上小，蓝色，恒星形成，sub-L* 对象。结合Driver等人（2005）的最新结果，我们证明了对于巨星系（M_B <~ -17等），MGC不存在高表面亮度和低表面亮度的选择偏差。另一方面，矮星系受到这些选择效应的显著影响。要获得矮行星群的完整视图，需要更深和更高分辨率的调查。
2006-04-10 astro-ph
Baryon Asymmetry of the Observed Universe as a Clue to a Resolution of Dark Matter, Galaxy Formation and Other Standard Model Problems
作为解决暗物质、星系形成和其它标准模型问题线索的观测宇宙重子不对称性。
1998-12-11 astro-ph
The Arecibo Arp 220 Spectral Census I: Discovery of the Pre-Biotic Molecule Methanimine and New Cm-wavelength Transitions of Other Molecules
正在进行的阿雷西博线搜索之间的1.1和10 GHz的原型星暴/megamaser星系，Arp 220，揭示了丰富的分子跃迁光谱。这些包括“前生物”分子：发射中的甲亚胺（CH $_{2}$ NH），HCN的三条$v_{2}=1$直接l型吸收线，以及可能来自$^{18}$ OH或甲酸（HCOOH）的吸收特征。此外，我们报告的检测到两个，可能是三个，跃迁的$λ$ 4厘米激发的OH没有以前检测到的Arp~220中看到的吸收，和一个可能的吸收功能，从6.668 GHz线的甲醇。这标志着首次在遥远的银河系外探测到一种前生物分子甲亚胺。此外，如果得到证实，这里提出的可能的甲醇吸收线将代表第一次在距离超过10 Mpc的银河系外探测到甲醇。此外，强烈的，以前未检测到的，厘米波HCN $v_{2}=1$直接的l型线将有助于研究致密的分子气体和活跃的恒星形成区域在这个星爆星系。
2008-05-08 astro-ph
The Local Group Census: planetary nebulae in Sextans B
在附近的矮不规则星系中发现了五个行星状星云。发射线图像是使用位于西班牙拉帕尔马的2.5米艾萨克·牛顿望远镜（INT）的宽视场照相机获得的。候选PNe被确定为他们的点状外观和相对较强的[OIII]发射线通量。它们位于2.8弧分的银河中心距离内，相当于六分仪座B的距离为1.1千秒差距。亮度范围为1800- 5600 Lsolar。六分仪B是最小的矮不规则星系之一，具有PN人口。探测到的PNe数量表明，在1至5 Gyr前，恒星形成率有所提高。
2002-02-28 astro-ph
Deep Near-Infrared Imaging af an Embedded Cluster in the Extreme Outer Galaxy: Census of Supernovae Triggered Star Formation
Kobayashi和Tokunaga在对被认为位于银河系最外层（EOG）的“Digel云”进行近红外（NIR）调查时，发现了“云2”中的恒星形成活动，这是一个巨大的分子云，银河系半径约为20 kpc。额外的红外成像显示，在分子云的密集区域有两个嵌入的年轻星团。由于分子云位于超新星遗迹HI壳GSH 138-01-94附近，因此推测星云2中的恒星形成活动是由这个膨胀的HI壳引发的。我们获得了深J（1.25 μ m），H（1.65 μ m）和K（2.2 μ m）的图像，其中一个嵌入云2具有高空间分辨率（FWHM ~ 0.3）和高灵敏度（K ~ 20 mag，10 sigma）。我们确定了52个集群成员。估计的恒星密度（~ 10 pc^{-2}）表明该星团是一个T星协。这是EOG中嵌入集群的最深NIR成像。观测到的K波段光度函数（KLF）表明，该星团的初始质量函数（IMF）在探测极限~ 0.1Msun范围内与现场和附近星团的典型IMF没有显著差异。这个星系团的整体特征似乎与银河系外围的其他嵌入式星系团相似。根据KLF估计的星团年龄小于100万年，这与恒星形成是由HI壳层引发的观点一致，HI壳层的年龄估计为430万年（Stil & Irwin）。从我们的数据推断出的SNR壳层、分子云和嵌入的星团的三维几何结构以及星团年龄强烈表明，星云2中的恒星形成是由SNR壳层触发的。
2006-06-01 astro-ph
Missing baryons in shells around galaxy clusters
根据团内介质（ICM）的CMB散射轻子分量估计了团簇重子分数;然而，观测到的团簇重子分数小于宇宙重子分数。理解这种差异的起源对于正确描述ICM的结构是必要的。我们估计了星系团外围的重子质量，这些区域由于电子温度和密度低而难以观测。电子和质子在外围达到均分的时间尺度比团簇年龄长。由于没有达到热平衡，ICM重子的很大一部分可能隐藏在星系团周围的壳层中。我们得出的必要条件，在外部重子壳失踪的重子隐藏的集群质量，并表明，这个条件是满足的，因为集群质量是可比的估计特征质量$M=e^4/(m^3_{p} G^2)=1.3x10^{15}$太阳质量。预言了星系团周围极紫外辐射晕的存在。
2008-11-17 astro-ph
A census of young stellar populations in the warm ULIRG PKS1345+12
利用高分辨率HST成像和WHT长缝光谱对射电强超亮红外星系PKS 1345 +12中的年轻恒星星族（YSP）进行了详细的研究。虽然图像清楚地显示了暗示超级星团（SSC）的明亮节点，但光谱显示了YSP在合并双核系统晕的整个范围内的漫射光中的存在。光谱合成模型已被用来估计年龄的YSP的SSC和漫射光采样的光谱。对于SSC，我们发现年龄t{SSC} <600万年，红化0.2 < E（B-V）< 0.5，质量10 e6 < M{SSC} <10 e7 M{太阳}。然而，在银河系的某些区域，我们发现漫射光成分的光谱只能用相对较老的星暴后YSP（0.04 - 1.0 Gyr）或盘星系模板光谱来模拟。结果表明，会计变红的测光研究的SSC的重要性，并强调的危险，集中在最高的表面亮度区域时，试图获得一个一般的印象，在宿主星系的ULIRGs的恒星形成活动。PKS 1345 +12的例子提供了明确的证据，表明ULIRGs中YSP的恒星形成历史是复杂的。有趣的是，我们的长缝光谱显示在SSC的位置线分裂，这表明它们相对于当地环境气体的移动速度高达450 km s-1。根据它们的运动学，SSC可能是在快速移动的气流/潮汐尾中形成的，这些气流/潮汐尾作为合并过程的一部分回落到核区域，或者是由于喷流引发的恒星形成，与星系晕中检测到的扩展的漫射无线电发射有关
2006-12-20 astro-ph
Are we missing baryons in Galaxy Clusters?
WMAP卫星观测到的宇宙学参数的最新限制将宇宙重子分数限制在一个大于星系团测量值的范围内，并且与之略微一致。这就产生了一个问题，我们是否考虑了星系团重子收支的所有成分。对X射线等离子体和星系团中的恒星中的重子进行了仔细的计算，得出星系团重子饼由13（1 σ范围为8-19）%的恒星，70（56-89）%的星团内热介质和17（0-33）%，73%的概率大于0，“其他”重子，大概是以温暖（1 e5 - 1 e7开尔文）物质的形式。
2003-07-09 astro-ph
Census of the Galactic Centre early-type stars using spectro-imagery
已知银河系的少数中央秒差距包含令人惊讶的早期类型恒星，包括至少30颗沃尔夫-拉叶星和明亮的蓝色变星（LBV），这要归功于它们的强发射线。尽管电离的星际物质在相同的谱线上发射，但光谱成像的最新进展使人们有可能使用OB星的吸收谱线来识别它们。这个恒星星族在400万太阳质量的黑洞Sgr A* 的深势阱中特别有趣。我们将回顾光谱图像中已知的这些早期恒星的性质，并讨论可能的形成场景。
2004-07-09 astro-ph
Hierarchical clustering and the baryon distribution in galaxy clusters
在数值模拟中，发现星系团的重子分数依赖于团簇形成方法。在所有情况下，气体与暗物质相比都是反偏置的。然而，集团形成的等级被发现是更多的重子比集团形成的non-hierarchically耗尽。对于分层形成的簇，存在10%至15%的损耗，而对于非分层形成的那些簇，损耗小于10%。这种差异取决于团簇的质量。的平均重子富集分布的分级形成的集群显示了明显的重子增强周围的维里半径没有看到在没有子结构形成的集群。如果这种现象适用于真实的星系团，它意味着在星系团中的重子分数的测定需要的数据延伸到星系团的维里半径以外，以实现一个无偏的值。
1999-11-24 astro-ph
Lighting up the dark and dim in the Andromeda Galaxy
我讨论了像素透镜的当前和未来的应用：未分辨恒星的微透镜。像素透镜是研究仙女座星系（M31）等外部星系的Macho暗物质含量的首选工具，也是一项雄心勃勃的新提案的核心，该提案旨在对M31凸起的低质量恒星和棕矮星进行普查。
2003-10-28 astro-ph
Baryonically Closed Galaxy Groups
具有最大L_x/L_B的椭圆星系及其星系群位于L_x，L_B图中的轨迹附近，这是重子分数等于宇宙平均值f_b = 0.16的封闭系统所期望的。当气体密度外推到维里半径时，估计这些星系/星系群中的几个的重子分数也接近0.16。显然它们是质量最小的重子封闭系统。气体滞留在这些团中意味着非引力加热不能超过每个粒子约1 keV，这与产生团偏离较大质量团的Lx-T关联所需的加热是一致的。X射线光度明显低于重子封闭星系群的孤立星系/星系群可能有质量不足的暗晕，过度活跃的中央活动星系核，或更高的恒星形成效率。接近或完全封闭星系群的维里质量和热气体温度与星系群X射线光度和星系群中心椭圆星系的光学光度相关，这是它们合并历史的预期结果。X射线发光星系/星系群的晕质量与中心星系质量的比值约为80。
2005-11-05 astro-ph
On the galaxy stellar mass function, the mass-metallicity relation, and the implied baryonic mass function
对已发表的场星系恒星质量函数（GSMF）的比较表明，宇宙恒星的质量密度在重子密度的4- 8%之间（假设Omega_b = 0.045）。即使假设一个合理的宇宙恒星初始质量函数，尘埃修正和基本恒星质光比仍然有很大的不确定性。我们确定z < 0.05 GSMF使用纽约大学增值星系目录样本的49968星系来自斯隆数字巡天和各种估计的恒星质量。GSMF显示出低质量上升的明显证据，并与α_2 =~-1.6的双Schechter函数拟合。当质量低于10^8.5兆太阳时，由于缺少低表面亮度的星系，GSMF可能是非常不完整的。对恒星质量-金属丰度关系的一种解释是，它主要是由低质量星系中转化为恒星的可用重子比例较低引起的。利用这一原理，我们确定了重子质量和恒星质量之间的简单关系，并提出了一个“隐含的重子质量函数”。该函数有一个弱端斜率，α_2 =~-1.9。因此，我们发现的证据表明，星系质量函数的低质量端的斜率可能会像晕质量函数一样陡峭。我们说明了晕重子质量函数-->星系重子质量函数--> GSMF之间的关系。这表明，在重子质量约为10 ^11 Msun时，对应于反馈效应的最小值，需要达到最大的星系形成效率。在较低的质量下，重子粒子下落的效率可能会趋于稳定。
2008-05-06 astro-ph
The baryon fraction distribution in X-rays galaxy clusters
星系团中的重子分数是制约$\omo$最直接的途径之一。重子分数估计在fb =（0.15 - 0.20）h^{-3/2}的范围内，这比在$\omo=1$宇宙中观测到的轻元素丰度的估计值高出几倍，从而得出我们生活在低密度宇宙中的结论。在这项工作中，我将首先介绍导致这些结果的各个步骤，然后foccus上的集群内的重子分数的分布。我将证明，虽然在集群重子分数遵循标度律，其理论预期的形状不同意从观测中推断。我将表明，当各种系统学进入到集群气体分数的确定被考虑到观察到的重子分数的轮廓匹配更好的预测，提供的平均重子分数维里半径低于以前发现的fb~ 10%。
2001-05-30 astro-ph
Determination of the Baryon Density from Large Scale Galaxy Redshift Surveys
我们估计重子密度$Ω_{b}$可以从大规模星系红移巡天（特别是斯隆数字巡天）测量的星系功率谱中确定的程度。高的重子密度将导致功率谱出现摆动，这在当前的时期应该是可观察到的。我们假设线性理论的尺度$\geq 20h^{-1}Mpc$，不包括红移扭曲，演化，或偏置的影响。利用$P(k)$对$k\sim 2π/(20 h^{-1} Mpc)$的最佳估计，在平坦和开放（$Ω_{0}=0.3$）宇宙学模型中，$Ω_{b}$的$1 σ$不确定度分别约为0.07和0.016。这一结果表明，如果我们生活在一个开放的宇宙中，应该有可能检验$Ω_{b}$与大爆炸核合成估计的一致性。
1997-07-17 astro-ph
Constraints on dark energy from baryon acoustic peak and galaxy cluster gas mass measurements
我们使用Eisenstein等人（2005）和Percival等人（2007 a）的重子声峰测量和Allen等人（2008）的星系团气体质量分数测量来约束三种不同暗能量模型的参数。对于与时间无关的暗能量，Percival等人（2007 a）的约束，利用WMAP测量的表观声学视界角，最有效地约束了接近空间曲率的宇宙学参数，并有利于接近空间平坦的模型。在空间平坦模型中，Percival等人（2007 a）的数据对随时间变化的暗能量的约束效果较差。重子声学峰和星系团气体质量的联合约束与其他数据的结果一致，但比其他数据的约束更严格。在空间平坦模型中，与时间无关的宇宙学常数提供了一个很好的拟合联合数据，但缓慢演化的暗能量还不能排除。
2009-08-21 astro-ph
Where are the ``Missing'' Galactic Baryons?
基于LCDM宇宙学中19个高分辨率的N体/气体动力学星系形成模拟结果表明，对于像银河系这样的星系，除了星系本身的重子质量外，大约70%的额外重子质量应该存在于星系周围（维里半径内），主要以热气体的形式存在。平均整个场星系的人口，这个“外部”的组成部分相当于人口本身的重子质量的64-85%。这些结果得到了最近从静止的大质量盘星系NGC 5746的晕中探测到的非常广泛的软X射线发射的支持。一些高温气体可能由于热不稳定性而凝结成主要由压力支撑的温暖云，类似于银河系高速云（HVC）。基于对一个类银河系星系（气体粒子质量和引力软化长度分别仅为7600 h^-1 Msun和83 h^-1 pc）的超高分辨率宇宙学试验模拟，我们认为，在晕中，热气相占主导地位，而暖气相占主导地位。最后，HVC的起源作为“剩菜”从星系，“冷”吸积事件，主要发生在星系的历史早期，提出。
2006-02-27 astro-ph
The Baryonic Mass Function of Spiral Galaxies: Clues to Galaxy Formation
我们计算的重子质量函数（BMF）的盘星系使用最好的LF和重子M/L比可靠的这个目标。对于重子质量（M_b）在10 ^8到10^{11}太阳质量之间的情况，BMF是无特征的，即它的标度为M_b^{-1/2}。在此质量范围外，BMF是M_b的强反函数.不同质量的天体对重子密度Omega_b的贡献突出了大约2 × 10 ^{11}太阳质量的螺旋体的特征质量标度，超过50%的重子总质量集中在其周围。积分值Omega_b= 1.4x10^{-3}，以更高的精度证实了以前的证据（Persic & Salucci 1992），即盘星系中BBN重子的比例可以忽略不计，并且与高z阻尼莱曼α系统（DLAs）相匹配。我们调查的情况下，DLA是当今的螺旋的祖先，并找到一个简单的关系，他们的群众和HI列密度的DLA质量函数密切匹配的螺旋BMF。
1999-06-25 astro-ph
Baryon oscillations in galaxy and matter power-spectrum covariance matrices
本文研究了宇宙学功率谱协方差矩阵非对角项中的大振幅重子声学振荡（BAO）。这些协方差矩阵BAO的描述的功率谱BAO的大规模功率的向上波动所造成的衰减增加。我们推导出一个解析近似的协方差矩阵条目在BAO制度，并检查使用N体模拟的分析预测。这些BAO在功率谱上看起来比BAO强得多，但在千兆秒差距尺度的星系巡天中，似乎只能在大约一西格玛的水平上探测到。在利用物质或星系功率谱估计宇宙学参数时，包括协方差矩阵BAO对一些与BAO直接相关的参数（如重子分数）的误差条宽度有百分之几的影响。此外，我们发现，在调查中，包括在小晕的众多星系可以减少这些宇宙学参数的误差条比简单的减少散粒噪声可能会建议。
2007-12-04 astro-ph
The Direct Detection of Non-Baryonic Dark Matter in the Galaxy?
最近的一些论文认为，暗物质是以木星质量的原始黑洞的形式存在的，这些黑洞通过微透镜类星体暴露了它们的存在。这种透镜效应解释了类星体光变曲线的一些特征性质，无论是在单个类星体还是引力透镜多重系统中，这些性质都不能在内在变化的基础上解释。这个想法的一个预测是，木星质量体将被探测到的木星质量体的实验约2天的持续时间短的事件，虽然预期的检测频率仍然很难估计。然而，最近的报告由木星的质量体在银河系的隆起方向的检测是符合这一预测，并可能是第一次直接检测到的非重子物质在银河系。
1998-03-06 astro-ph
Cosmic Deuterium and Baryon Density
类星体吸收线现在允许直接探测原始物质中的氘丰度，并得到最佳的电流估计值$ (D/H)=1.9\pm 0.4 \times 10^{-4}$。如果这就是普适的原始丰度$(D/H)_p$，那么标准大爆炸核合成就可以得到重子的平均宇宙密度的估计，$η_{10}= 1.7\pm 0.2$或$ Ω_b h^2= 6.2\pm 0.8\times 10^{-3}$，从而导致SBBN的预测与氦-4和锂-7的原始丰度的估计非常吻合。从银河系化学演化模型中得出的较低的$(D/H)_p$值可能是恒星中氘和氦-3被破坏的迹象。将推断出的重子密度与已知的恒星和中性气体中的重子进行比较;大约三分之二的重子以某种尚未观测到的形式存在，如电离气体或致密物体。星系动力学质量估计揭示了星系晕中主要需要非重子暗物质。星系团动力学意味着这些暗物质的总密度，虽然是重子密度的20倍或更多倍，但仍然远低于临界值，除非重子和星系都集中在相对于暗物质的星系团中。
1995-12-06 astro-ph
Baryon Distribution in Galaxy Clusters as a Result of Sedimentation of Helium Nuclei
根据玻尔兹曼分布，星系团中的重粒子比轻粒子更倾向于集中在中心。对漂移速度的估计表明，氦核可能在哈勃时间内全部或部分沉积到星团核心。我们证明的情况下，使用NFW配置文件的暗物质分布的集群，并假设集群内的气体是等温的，在流体静力平衡。我们发现，一个更大的重子物质的比例分布在小半径比在大半径，这挑战了流行的主张，重子分数单调增加集群半径。它表明，传统的质量估计使用X射线测量的团内气体随着一个恒定的平均分子量可能低估了总的集群质量的$\sim 20%$，这反过来又导致高估了总重子分数相同的百分比。此外，它指出，向集群核心的氦核的沉降可能至少部分地占在某些集群中观察到的中心X射线发射的尖峰。
1999-12-30 astro-ph
Self calibration of galaxy bias in spectroscopic redshift surveys of baryon acoustic oscillations
重子声学振荡（BAO）是研究宇宙膨胀的有力工具，它揭示了宇宙尺度上难以捉摸的暗能量和引力。像大多数建议那样，通过有偏的示踪剂对底层物质密度场进行BAO测量，可以达到很高的统计精度。然而，可能的规模依赖偏差可能会导致不可忽略的系统误差，特别是对于最雄心勃勃的光谱调查提出。我们表明，在这些调查中，精确的光谱红移信息允许{ \it自我校准}的星系偏差和它的随机性，作为规模和红移的函数。通过红移畸变效应，可以同时测量星系的实空间功率谱、星系速度和速度。在BAO的相关尺度上，星系速度忠实地跟踪底层物质的速度。这个有价值的功能，而模型独立的方式来衡量星系的偏差和它的随机性，通过比较三个功率谱。对于平方公里阵列（SKA），这种自校准在统计上是准确的，以校正由偏置尺度依赖引起的BAO峰位置的1%电平偏移。此外，我们发现SKA能够在速度功率谱中检测到BAO，为BAO宇宙学打开了一个新的窗口。
2008-02-18 astro-ph
The baryon fraction in X-Rays galaxy clusters revisited
测量X射线星系团中的重子含量是约束宇宙物质密度$Ω_M$最直接的方法之一。平均气体质量分数的典型值是$\fg \sim 0.15h^{-3/2}$，其导致$\omM <0.4$。在这次演讲中，我将讨论的问题，气体分数径向分布内的集群和foccus之间的理论形状预测的数值模拟和观测的明显差异。我将说明，这种差异的一个重要部分是由于气体质量和总质量测定中的几个系统学。修正气体和结合质量消除了这种差异，并导致$\fb(r_{500}) \sim 10 %$的重子质量分数降低（Sadat & Blanchard 2001）。最后，我将讨论当我们把修正后的重子分数与原初涨落结合起来时所得到的宇宙学约束。
2001-12-07 astro-ph
