Probing Dynamics of Dark Energy with Supernova, Galaxy Clustering and the Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations
利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，结合超新星（Riess“Gold”样品）、星系团（SDSS 3D功率谱和SDSS lyman-α森林信息）和最近三年的Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）观测，对暗能量动力学进行了全局分析.我们允许暗能量状态方程跨越-1，并特别注意当错误地忽略暗能量扰动时的影响。我们发现动力学暗能量的参数空间现在受到很好的约束，忽略暗能量扰动将使参数空间显着更小。动态暗能量模型，其中状态方程交叉-1是温和的青睐和标准的\LambdaCDM模型仍然是一个很好的适合目前的数据。
2006-03-23 astro-ph gr-qc hep-ph
Measuring the Expansion of the Universe Through Changes in the CMB Photosphere
宇宙的膨胀可以通过测量CMB中各向异性模式的变化来“实时”观察。随着宇宙年龄的增长，解耦的表面-或CMB光球-远离我们并采样不同的引力景观。中巴对这种新情况的反应，与我们今天所看到的不同。最大的变化发生在l~900。我们表明，与一个阵列的探测器，我们可以设想在几十年内，人们可以在原则上测量的变化，在各向异性与两个高精度的测量相隔一个世纪。
2007-06-26 astro-ph
Measuring Cosmological Parameters with Cosmic Microwave Background Experiments
宇宙微波背景各向异性对原始能量密度和引力波涨落的斜率和振幅、重子密度、哈勃常数、宇宙学常数、电离历史、{ \it}等都很敏感。在这封信中，我们研究的程度，这些因素可以分别解决结合小和大角度尺度各向异性观测。我们在这个宇宙参数空间中分离出简并的方向，但注意到其他宇宙观测可以打破简并。（修正Eq。四、
1993-10-06 astro-ph
Measuring Statistical Isotropy of CMB Anisotropy
假设宇宙微波背景（CMB）的温度涨落和偏振的统计期望值在天空旋转下保持不变。我们调查的统计各向同性（SI）的CMB地图最近测量的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）使用双极球谐形式主义提出的CMB温度各向异性在Hajian和Souradeep 2003年和扩展到CMB极化Basak，Hajian和Souradeep 2006年。双极功率谱（BiPS）已被测量的全天空CMB各向异性地图的第一年的WMAP数据，现在为最近发布的三年的WMAP数据。我们还介绍了三年WMAP ILC地图和测量方向敏感的约化双极系数。与我们发表的第一年WMAP数据的结果一致，我们没有证据表明在大角尺度上违反了统计各向同性。然而，对最近发布的第一张WMAP偏振图的初步分析表明，即使前景污染区域被掩盖，SI也存在重大违反。需要进一步的工作来确认一个可能的宇宙起源，并排除（更可能的）观测伪影的起源，如高银河系纬度的前景残差。
2006-07-25 astro-ph gr-qc hep-th
Slow evolution of elliptical galaxies induced by dynamical friction III. Role of density concentration and pressure anisotropy
在本文中，我们研究的下落，由动力摩擦，刚性“卫星”采取了各种初始配置和模型。因此，我们测量动力学摩擦如何取决于密度浓度和宿主星系的压力各向异性，并分别在此过程中的星系的响应。调查进行了使用数值实验室建立在本系列以前的文件。我们发现，存在于宿主星系的压力各向异性动力学摩擦的影响不大。相反，星系密度分布的形状非常重要。经典的理想化的描述似乎是适用于星系模型的特点是一个小的密度梯度，但不集中的模型。与在小密度梯度模型中发现的行为相反，在集中模型中捕获的卫星的轨道不被动力摩擦圆化。宿主星系中的诱导演化反映了被捕获卫星所采用的初始条件。在准圆形轨道上盘旋的卫星倾向于修改宿主星系在切向方向上的压力张量，并将星系形状从球形变为扁球形，而沿着准径向轨道捕获的卫星倾向于诱导径向方向上的压力各向异性，并产生长球形。这一结果表明，早期星系的形状可能是偶然合并的结果，而不是像过去经常争论的那样，与通过无碰撞坍缩形成过程中径向轨道不稳定性的有效性直接相关。
2006-12-01 astro-ph
Measuring 26Al and 60Fe in the Galaxy
利用INTEGRAL上的SPI高分辨光谱仪，获得了银河系中长寿命放射性~（26）Al和~（60）Fe的新结果：~（26）Al源在银河系内部具有明显的银河系自转模式，因此可以根据测量的通量估算银河系中~（26）Al的总质量为2.8M_sol。大质量恒星的60 Fe产量受到最近伽马射线探测的限制，似乎低于标准模型的预测。我们展示了这些发现对我们银河系研究和大质量恒星核合成的更广泛的影响。
2006-03-24 astro-ph
Measuring High Moments of Galaxy Angular Distribution in the First Look Survey using Infrared Array Camera
本文给出了利用概率分布函数、Renyi信息和多重分形三种方法测量斯皮策首视巡天红外阵列相机数据中星系角分布高矩的结果。这是第一次明确使用Renyi信息来描述大尺度星系的空间分布，我们的星系样本在波长和灵敏度方面也是第一次。
2005-03-03 astro-ph physics.data-an
Galaxy clusters and microwave background anisotropy
讨论了自由下落球形团簇产生的微波背景各向异性的估计。这些估计是基于瑞士奶酪和托尔曼邦迪模型。证明了这些模型只给出了观测到的星系团产生的各向异性的上限。通过使用球对称码，包括无压物质和一个热重子气体，得到了新的上限。比较了热气体和无压组分对总各向异性的贡献。由压力产生的影响被证明是可以忽略不计的，因此，基于N体模拟的集群各向异性的估计是合理的。在剧烈弛豫现象之后，任何实际的富团簇只能产生振幅为$10^{-7}$量级的小的各向异性。在剧烈弛豫的快速过程中，由非线性团簇产生的各向异性预计在区间$(10^{-6},10^{-5})$内变化。这些各向异性的角度尺度进行了讨论。
1995-07-08 astro-ph
Measuring large-scale structure with the 2dF Galaxy Redshift Survey
2dF星系红移巡天是第一个测量超过10万个红移的星系。这使得可以精确测量星系聚集的许多关键统计指标，特别是红移空间失真和大尺度功率谱。本文介绍了目前在这些领域的2dFGRS的结果。红移空间的畸变被检测到具有很高的意义，确认了大规模的下落速度的详细凯泽畸变，并测量了畸变参数β = 0.43 +/- 0.07。功率谱的测量值为< 10% accuracy for k >0.02 h Mpc^-1，可以用CDM模型很好地拟合，其中Ω_m h = 0.20 +/- 0.03，重子分数为0.15 +/- 0.07。
2001-05-25 astro-ph
Anisotropy in the Distribution of Satellite Galaxy Orbits
像室女座星系团和后发座星系团这样的邻近星系团，其星系分布倾向于与星系团本身的主轴对齐。这一点也被最近对大约300个阿贝尔星系团的统计分析所证实，其中该效应与星系团的动力学状态有关。此外，像我们银河系这样的星系系统中的卫星星系的轨道也表现出高度的各向异性-所谓的Holmberg效应，其起源已经争论了30多年。本研究主要针对暗物质晕中卫星星系的轨道进行宇宙学模拟分析。这些卫星轨道的远心点优先发现在一个锥的开度角约40周围的主晕的主轴，根据观察到的各向异性发现在星系团。然而，我们确实注意到，与星团动力学年龄的联系并没有很好地建立起来，因为我们最古老的暗物质晕确实显示出明显的各向异性信号。进一步的分析将这种分布与卫星沿着暗条的坠落模式联系起来：轨道是由宿主晕的环境决定的，而不是由宿主维里半径内的“动态选择”决定的。
2003-11-10 astro-ph
Archeops: A CMB anisotropy balloon experiment measuring a broad range of angular scales
宇宙微波背景辐射是可以观测到的最古老的光子辐射，在宇宙大约30万年时发出。它在2.73 K下是黑体，并且几乎是完全各向同性的，各向异性约为1/100，000。然而，1992年COBE卫星探测到的这些各向异性限制了宇宙学参数，如宇宙的曲率。Archeops是一个气球实验，旨在绘制这些各向异性。该仪器由一个1.5米望远镜和冷却到85 mK的测辐射热计组成，用于探测150至550 GHz之间的辐射。为了降低寄生信号，仪器在北极夜晚由平流层气球携带。该仪器也是普朗克卫星任务的准备，因为它的设计类似于HFI。我们在这里讨论2001年1月29日从欧洲探空火箭发射场（瑞典基律纳附近）到俄罗斯的第一次科学飞行的结果，这次飞行导致了在该分辨率下前所未有的22%（亚）毫米天空覆盖率。在这里，我们把一些重点放在星际尘埃前景发射观测。
2001-12-01 astro-ph
Measuring the Anisotropy in the CMB: Current Status & Future Prospects
宇宙微波背景辐射也许是宇宙学上可观测到的最干净的。给定一个宇宙学模型，宇宙微波背景辐射的角谱可以计算到百分之十的精度。在观测方面，据我们所知，在精确测量和与理论的严格对抗之间几乎没有什么障碍。在这篇文章中，我们回顾了数据的状态，并指出了未来的发展方向。数据清楚地表明，角谱在$l\approx 200$处上升到大约为$δT_l=(l(l+1)C_l/2π)^{1/2}\approx 85~μ$ K的峰值，在较高的$l$处下降。特别是，$l=400$的$δT_l$显著低于$l=200$。对数据集的综合分析和TOCO的数据都表明了这一点。在具有$Ω_m = 0.35$的最简单的开放模型中，人们期望角谱中的峰值接近$l=400$。对于空间平坦模型，显示了$l=200$附近的峰，因此该模型是数据的首选。这一点，以及越来越多的证据表明，$Ω_m \approx 0.3$，表明一个宇宙学常数是必要的。峰的高度提供了宇宙学常数的进一步证据。这个结论与超新星的数据无关。
1999-11-11 astro-ph
The Anisotropy in the Galaxy Velocity Field Originated from the Gravitational Pancaking Effect
本文通过对千禧年半解析星系表的分析，定量地探讨了引力压扁效应对星系速度场取向的影响。我们首先计算了场星系速度与由两个最近邻场星系确定的局部饼状平面的法线方向之间夹角的余弦的概率密度分布。对于薄煎饼尺度在$5-8h^{-1}$ Mpc范围内的情况，检测到明显的对齐信号。当用三个相邻星系确定薄饼时，速度-薄饼排列的趋势仍然存在，表明它具有空间相干性。速度-饼状排列的程度随速度大小和局域密度的增加而增加，随星系到饼状排列的距离的增加而减小，当饼状排列呈椭圆形时，速度-饼状排列消失。最后的结论是，我们的工作可能为理解宇宙中的大尺度结构提供另一条线索。
2006-10-11 astro-ph
The QMAP and MAT/TOCO Experiments for Measuring Anisotropy in the Cosmic Microwave Background
我们描述了两个测量宇宙微波背景（CMB）各向异性的相关实验。QMAP是一个球载望远镜，在1996年飞行了两次，收集了六个高电子迁移率晶体管放大器（HEMT）阵列的角度尺度数据。QMAP是第一个使用联锁扫描策略直接产生高信噪比CMB图的实验。QMAP座舱随后被改装用于MAT/TOCO实验的地面工作。1997年和1998年在智利北部的Cerro Toco从5200米处使用时域波束合成进行了观测。MAT/TOCO是第一个看到CMB角谱上升和下降的实验，从而将第一个峰的位置定位到l_{peak} =216 +/- 14。除了描述的仪器，我们讨论的数据选择方法，检查系统误差，我们比较MAT/TOCO的结果，从最近的实验。我们还校正了数据，以说明更新的校准和前景发射的小贡献。我们发现，对于160和240之间的l，第一个峰的幅度为T_{peak} =80.9 +/- 3.4 +/- 5.1 uK，其中第一个误差是统计误差，第二个误差来自校准。
2001-08-02 astro-ph
Measuring our universe from galaxy redshift surveys
在过去的几十年里，星系红移测量取得了重大进展。这些观测以最直接的方式告诉我们，我们的本地宇宙是什么样子的。虽然星系分布追踪了宇宙的光明面，但对数据的详细定量分析甚至揭示了由非重子暗物质以及更神秘的暗能量（或爱因斯坦的宇宙学常数）主导的宇宙黑暗面。本文介绍了几种利用星系红移巡天作为宇宙学探测的方法，并总结了现有巡天的最新结果。最后，我们提出了我们的看法，在精密宇宙学时代的红移调查的未来。
2004-08-04 astro-ph
An Optical Multicolor System For Measuring Galaxy Redshifts And Spectral Types
本文提出了一种利用六个宽带滤光片的光度系统获得星系近似红移和光谱型的方法。该技术利用最小最大差方法而不是最小二乘法，并且在确定其红移时不考虑星系的视星等。在使用两个不同的星系样品的准确性evalution，测光红移被发现有一个均方根偏差$\pm$ 0.05从光谱测定的红移。可能的系统误差的方法进行了调查，包括后星暴（"E+ A“）星系的影响，并试图测量红移与不完整的颜色信息。讨论了该技术的应用。
1998-06-02 astro-ph
The trail of discrete X-ray sources in the early-type galaxy NGC4261: anisotropy in the globular cluster distribution?
钱德拉拍摄的椭圆星系NGC 4261的图像揭示了非核X射线源空间分布的各向异性，泽扎斯等人将其解释为与年轻恒星星族有关的证据。我们对存档X射线（钱德拉）和光学（INT和HST）观测的独立分析证实了X射线源的各向异性，但对其起源进行了不同的解释。我们发现，近一半的X射线源与一个球状星团（光学对应物），这表明它们是吸积低质量的X射线双星。当颜色指数信息可用时，发现X射线源位于红色（富金属）系统中。X射线源的光度函数也与低质量X射线双星的光度函数一致。我们进一步研究了从档案光学图像中获得的点状源样本的性质，我们认为这些点状源是很好的球状星团候选者，并且我们发现投影的空间分布是不均匀的。此外，我们还发现光学粒子数和X射线粒子数的分布非常相似，从而得出结论：NGC4261中X射线源的空间各向异性主要反映了球状星团粒子数的各向异性。
2005-08-08 astro-ph
Decaying neutron propagation in the Galaxy and the Cosmic Ray anisotropy at 1 EeV
我们研究了宇宙射线到达分布预计在银河系中心的中子源的能量在1 EeV左右，并比较它与AGASA和SUGAR检测到的各向异性。除了由直接中子产生的源方向上的点状信号之外，预期由于中子衰变中产生的质子而产生的扩展信号。这种相关的质子信号也会导致螺旋臂方向上的过量。对于规则和随机银河系磁场的现实模型，获得了作为能量函数的各向异性。我们发现，各向异性变得充分抑制低于E \sim 10^{17.9}eV，一个显着的随机磁场组件是必需的，而另一方面，这也往往会增加相关的质子信号的角展度，并减少在螺旋臂方向的过剩。为了使AGASA角曝光的赤经各向异性为4%，所需的源光度对应于与SUGAR探测到的通量相容的来自直接中子的点状通量的预测。我们还分析了一个大型统计南方天文台预测的显着特点。
2003-05-27 astro-ph
Measuring the Cosmic Shear in Fourier Space
我们建议利用星系表面亮度场的空间导数来测量弱宇宙剪切。测量应在傅立叶空间中进行，其中点扩散函数（PSF）可通过乘法变换为所需形式，并且可容易地测量空间导数。这种方法在数学上定义得很好，与星系的形态和PSF的形式无关，并且涉及简单的图像处理过程。此外，与高分辨率的星系图像，这种方法允许一个探测星系子结构的形状失真，这可能提供更多的独立剪切测量比整个星系的椭圆。我们使用计算机生成的模拟星系图像证明了这种方法的效率。
2008-01-24 astro-ph
Measuring Omega with Galaxy Streaming Velocities
星系的平均成对速度传统上是由红移空间星系的关联函数估计的。这种方法是臭名昭著的高度敏感的成对速度色散的假设模型。在这里，我们提出了一种替代方法来估计流速度直接从奇特的速度样本，其中包含红移无关的距离以及星系红移。这种方法可以提供一个估计的$Ω^{0.6}σ_8^2$的范围$σ_8$，其中$Ω$是宇宙学的密度参数，而$σ_8$是标准的归一化的密度波动的功率谱。我们演示了如何从现实的目录中测量这个数量，并确定了偏差和错误的主要来源
1999-04-06 astro-ph
Radial orbital anisotropy and the Fundamental Plane of elliptical galaxies
基本面（FP）的存在对椭圆星系的结构和动力学有很强的约束作用，并蕴含着关于椭圆星系形成和演化过程的重要信息。在这里，我们专注于FP薄和倾斜和径向轨道各向异性量之间的关系。通过使用N体模拟的星系模型，其特征在于观测动机的密度分布，并允许存在的生活，大规模的暗物质晕，我们探索的径向轨道各向异性和不稳定性的FP属性的影响。数值结果证实了以前的半分析发现：稳定性的要求几乎完全匹配的FP的薄。换句话说，星系模型的径向各向异性足以在观测到的FP之外找到（其各向同性的母模型位于FP上）是不稳定的，它们的最终产物落在FP本身上。我们还发现，径向轨道各向异性与星系光度的系统性增加本身不能解释整个倾斜的FP，成为星系模型不稳定，在适度高的光度：在与以前的情况下，他们的最终产品被发现远远超出FP本身（删节）。
2002-01-24 astro-ph
Measurement of the dark matter velocity anisotropy in galaxy clusters
暗物质结构的内部动力学可能具有一个显著的特性，即结构中的局部温度取决于方向。这是参数化的速度各向异性β必须为零的放松碰撞结构，但已被证明是非零的暗物质结构的数值模拟。本文提出了一种从团内气体的X射线观测值推断星系团中暗物质晕速度各向异性径向剖面的方法。这种非参数方法是基于暗物质温度和气体温度之间的普遍关系，这是通过数值模拟确认。我们应用这种方法的观测数据，我们发现，β是显着不同的中间半径为零。因此，我们发现一个强有力的迹象表明，暗物质是有效的碰撞在集群的动力学时间尺度，这意味着上限的自相互作用截面每单位质量σ/m < 1 cm 2/g。我们的结果可能提供一个独立的方法来确定恒星质量密度在中心区域的一个松弛的集群，以及一个测试是否集群实际上是松弛的。
2008-08-14 astro-ph
Measuring galaxy biasing with gravitational weak lensing
大尺度结构的引力弱透镜效应被认为是探索质量分布和光分布之间的偏差关系的一种工具。它解释了如何一个特定的统计量可以被用来解除投影的2D质量分布观察到的弱透镜，以探测在一个给定的红移和一个给定的规模的偏见。与宇宙学的依赖关系是书面的，并指出观测问题，如星系的红移分布的重要性。信号噪声分析表明，规模依赖的偏差可以测量一个相当温和的透镜调查的大小。
1998-07-03 astro-ph
Measuring Galaxy Environments with Deep Redshift Surveys
我们研究了几个星系环境措施（n^th最近邻距离，计数在一个光圈，和Voronoi体积）在深红移调查的适用性。模拟星系星表用来模拟高红移（z ~ 1）的测光和分光巡天。我们调查的边缘，红移精度，红移空间失真，和目标选择后，每个环境措施的影响。我们发现，即使是最乐观的测光红移误差（σ z = 0.02）也会在小尺度上不可逆转地涂抹视线星系分布，这严重限制了测光红移巡天在环境研究中的应用。边缘和孔洞对环境的影响很大，边缘效应的影响取决于所采用的环境测量方法。这些边缘效应极大地限制了较小测量场（如GOODS场）对星系环境研究的有用性。即使在最贫穷的群体和集群中，红移空间失真也限制了每个环境统计的有效性;在投影中测量密度（例如使用圆柱形孔径中的计数或投影的第n个最近邻距离测量）显着提高了在这种过度密集环境中测量的准确性。对于DEEP 2星系红移巡天，我们得出结论，在测试的环境估计中，投影的第n个最近邻距离测量在连续和广泛的尺度范围内提供了最准确的局部星系密度估计。
2005-06-21 astro-ph
Two-component galaxy models: the effect of density profile at large radii on the phase-space consistency
众所周知，具有正相空间分布函数的恒星系统内部区域的密度和各向异性分布并不是完全独立的。在这里，我们研究在物理上允许的（一致的）恒星系统的密度分布和轨道各向异性之间的相互作用在大半径。分析是用两分量（n-gamma，gamma_1）球形自洽星系模型进行的，其中一个密度分布服从外对数斜率为n的广义gamma分布，另一个服从标准gamma_1分布（外对数斜率为4）。在有质量中心黑洞存在的情况下，给出了相空间一致性的充分必要条件，并在γ = 0，1，2时，导出了（n-gamma，1）模型和有质量中心黑洞的n-gamma模型的解析相空间分布函数.据发现，在恒星系统的外部区域的密度斜率可以发挥重要的作用，在确定允许的各向异性的量：特别是，对于固定的密度斜率在中心区域，系统与陡峭的外部密度分布可以支持更多的径向各向异性比外部平坦的模型。这通过形式上与“尖点斜率-中心各向异性”定理（An & Evans 2006）相同的不等式来量化，在所有半径处（而不仅仅是在中心处），所有Osipkov-Merritt系统中的密度对数斜率和各向异性指标[摘要]。
2008-11-03 astro-ph
Measuring Dark Energy Clustering with CMB-Galaxy Correlations
宇宙微波背景辐射中的积分萨克斯-沃尔夫效应（ISW）通过与星系的相关性来测量，这为研究暗能量的大尺度成团动力学提供了一个独特的机会。最终，一个深空星系调查到z~2可以使10 sigma或~10%的相关性测量和限制~3%的变化，在引力势或总密度波动由于暗能量集群的Gpc尺度。一个典型的单标量场或quintessence模型预测，这些聚集效应将出现在视界尺度上，其强度反映了暗能量密度的演化。在一个恒定的状态方程方面，这将允许测试模型的精髓预测，其中|1+W|> 0.05。
2004-12-01 astro-ph
Strong and weak lensing united III: Measuring the mass distribution of the merging galaxy cluster 1E0657-56
星系团1 E0657 -56（z = 0.296）非常适合解决星系演化和基础物理学中悬而未决的问题。我们提出了一个重建的质量分布从强和弱的引力透镜的数据。多色，高分辨率的HST ACS图像允许检测比以前已知的更多的弧候选者，特别是在子簇周围。使用已知的红移的多重成像系统之一，我们确定剩余的源红移使用强透镜模型的预测能力。结合这些信息与“弱”透镜源的形状测量，我们得出一个高分辨率，绝对校准的质量图，不使用任何假设的基础集群潜力的物理性质。这张地图提供了星团中心部分总质量的最佳量化。我们也证实了Clowe et al.（2004，2006 a）的结果。
2006-08-18 astro-ph gr-qc hep-ph
Measuring cosmological parameters with galaxy surveys
我们评估的准确性，未来的星系调查可以通过推导出一个方便的近似，我们验证数值测量宇宙学参数。我们发现星系巡天对未来的宇宙微波背景（CMB）实验有很好的补充作用。通过打破普朗克CMB卫星在冷暗物质宇宙学中的参数简并性，斯隆数字巡天可能能够将普朗克误差棒在大尺度功率归一化和再电离光学深度上降低约一个数量级，降至百分比水平。然而，精确定位可达到的精度比几个因素更好，关键取决于它是否将有可能从轻度非线性政权提取有用的信息。
1997-12-16 astro-ph
Spatial Periodicity of Galaxy Number Counts, CMB Anisotropy, and SNIa Hubble Diagram Based on the Universe Accompanied by a Non-Minimally Coupled Scalar Field
我们已经成功地建立了一个具有非最小耦合标量场$ϕ$的宇宙学模型，它不仅可以解释星系$N$ - $z$的2dF巡天所表现出的空间周期性或{ \it栅栏结构}，而且可以解释WMAP卫星观测到的宇宙微波背景辐射（CMB）温度各向异性的空间功率谱。我们模型的哈勃图也与Ia型超新星的观测结果相比较。我们的模型宇宙的标量场从核合成时期附近的极小值开始，保持在该状态足够长的时间，允许足够的时间形成CMB温度各向异性，然后在红移$z$为$\sim 1$时开始增长，随后是再现所观察到的$N$ - $z$关系的栅栏结构所需的阻尼振荡。为了实现标量场的这种行为，我们发现有必要引入一种新形式的势$V(ϕ)\propto ϕ^2\exp(-qϕ^2)$，其中$q$是常数。通过这个参数$q$，我们可以控制标量场开始增长的时期。
2008-04-26 astro-ph astro-ph.CO gr-qc
Effects of Sampling on Measuring Galaxy Count Probabilities
我们详细调查的影响，我们的能力，准确地重建星系分布的星系调查采样。我们使用一个简单的概率论方法，贝叶斯分类器理论和贝叶斯转移概率。我们发现最好的贝叶斯估计的情况下，低采样率，并表明，即使在最佳的情况下，某些高阶特征的分布是不可挽回的稀疏抽样洗出来：我们说明了这一点，一个简单的模型集群选择。我们表明，即使选择一个最佳阈值，有非零的数字都误认集群和真正的集群错过。采样的引入对分布函数的影响类似于卷积。反卷积是可能的，并在本文中给出，但它可能会变得不稳定，因为采样率变低。这些发现对未来星系巡天的规划和战略有重要影响。
1995-08-09 astro-ph
Measuring the Galaxy-Galaxy-Mass Three-point Correlation Function with Weak Gravitational Lensing
讨论了星系-星系-质量三点关联函数，并给出了如何用弱引力透镜测量它。该方法需要选择大量的前景透镜星系对，并通过平均背景源星系的椭圆率来构造相对于其轴的平均切变图。一个平均质量图可以从这个剪切图中重建出来，这将代表星系对周围的平均质量分布。我们展示了这个质量图是如何与投影的星系-星系-质量三点关联函数相关的。使用一个大的N体暗物质模拟填充星系使用晕占领分布（HOD）的偏见处方，我们计算这些关联函数，质量图和剪切图。由此产生的质量图是明显的双峰，跟踪星系中心和保持各向异性的尺度远大于星系分离。在较大的尺度上，切变近似于切向于对的中心，但振幅的方位角变化很小。我们估计的信噪比的重建质量地图的调查类似的深度斯隆数字巡天（SDSS），并得出结论，星系星系质量三点函数应可测量与目前的SDSS弱透镜数据。对这三点函数的测量，以及星系-星系透镜效应和星系自关联函数的测量，将为星系偏差模型提供新的约束。在紧密成对的星系周围的各向异性剪切剖面是冷暗物质模型的预测，并且可能难以与没有暗物质的其他引力理论相协调。
2005-03-13 astro-ph
Measuring Galaxy Potentials using Shell Kinematics
我们发现，一些椭圆星系周围的壳的运动学提供了一个新的，独立的手段来测量椭圆星系的引力势大半径。对椭圆星系和较小星系合并形成的一组壳层的数值模拟表明，壳层具有可观察到的特征运动学结构，当从壳层边缘向内移动时，最大视线速度线性增加。一个简单的分析计算表明，这种结构提供了一个直接的措施，在壳半径的引力势的梯度。为了从可获得的数据中提取这一信息，我们还推导出了壳层内物质的视线速度的完整分布;将观测到的壳层光谱与恒星模板的光谱进行比较，并与此分布进行卷积，将使我们能够测量在此半径处的势梯度。对星系中一系列嵌套的壳层重复进行分析，就可以绘制出引力势作为半径函数的完整形式。所需的观测是即将到来的新一代大型望远镜所能达到的。
1998-03-05 astro-ph
Measuring Omega_0 with higher-order Quasar-Galaxy Correlations induced by Weak Lensing
通过放大偏差，大尺度结构的引力透镜效应导致遥远类星体和前景星系在角分及以上角尺度上的角交叉相关。我们调查类星体和星系对之间的三点互相关，通过类星体周围的星系计数的二阶矩测量，并表明它达到了百分之几的角标度接近一角分的水平。结合两点和三点的相关性，可以定义一个偏度参数，它被证明是几乎独立于暗物质功率谱的形状和归一化。如果星系偏差是线性的和确定性的，则偏差只取决于宇宙物质密度参数Omega_0，否则，它可以用来探测偏差的线性和随机性。最后，我们估计了偏斜度测定的信噪比，发现大约2万个遥远的类星体，例如来自斯隆数字巡天的类星体，应该足以直接测量Ω_0。
2002-08-20 astro-ph
A robust method for measuring the Hubble parameter
我们获得了一个强大的，非参数的，估计的哈勃常数校准使用HST造父变星距离的星系线性直径。我们的方法是独立的参数形式的直径函数和星系的空间分布和Malmquist偏差是不敏感的。我们包括星系旋转速度的信息，但不像塔利-费舍尔，我们保留了一个完全的非参数处理。我们发现$H_0=66\pm6$ km/s/Mpc，比以前的结果使用星系直径稍大。
1999-08-31 astro-ph
Mass modelling of galaxy clusters via velocity moments
总结了基于再现星系投影速度分布的色散和峰度的星系团质量模型的方法。模型参数化的NFW密度分布的框架内，其特征在于由维里质量和浓度，以及恒定的各向异性的星系轨道。由于质量各向异性简并，单独使用速度色散不允许从运动学数据约束所有三个参数。通过引入第四个速度矩，峰度来打破简并性。我们测试的方法的基础上拟合两个时刻从模拟的暗物质晕模拟数据集，并表明它可靠地再现晕的属性。该方法已被应用于估计的质量，浓度和各向异性的20多个集群，使我们能够确认，第一次使用运动学数据，在N体模拟中发现的质量浓度关系。
2007-12-14 astro-ph
Measuring the Three-Dimensional Structure of Galaxy Clusters. I. Application to a Sample of 25 Clusters
本文讨论了一种结合X射线和Sunyaev-Zeldovich观测约束星系团内禀三维形状的方法。该方法适用于25个X射线选定的集群，与测量Sunyaev-Zeldovich温度递减的样本。结果表明，样本有轻微的偏差，强烈拉长的集群优先沿视线排列。该结果表明，即使使用相对较高的阈值信噪比来选择样本，X射线选择的聚类样本也可能受到形态学和方向效应的影响。在我们的样本中，绝大多数的集群表现出显着的三轴结构，与扁长形的形状比扁长形的可能性稍大，球形假设是强烈拒绝大多数样本成员。冷却流团不显示优先规则的形态。
2005-02-08 astro-ph
Breaking the degeneracy between anisotropy and mass: The dark halo of the E0 galaxy NGC 6703
我们测量了E0星系NGC 6703在2.6Re范围内的视向速度剖面。从这些数据中，我们约束的质量分布和各向异性的恒星轨道在这个星系。我们已经开发了一种非参数技术，直接从运动学数据中确定DF f（E，L^2）。从Monte Carlo测试使用的空间范围，采样，和误差棒的NGC 6703数据，我们发现，平滑的底层DF可以恢复到均方根精度为12%，和各向异性参数β（r）的精度为0.1，在一个给定的潜力。可以确定一个渐近恒定的晕圆速度v_0，其精度为± \lta 50 km/s。对于NGC 6703，在2.6 R_e处的真圆速度为250 ± 40 km/s，在95% c.l.相当于NGC 6703在78“（13.5 h_50^-1 kpc）内的总质量为1.6-2.6 x 10^11 h_50^-1 Msun。没有任何一个没有暗物质的模型能够拟合这些数据;然而，一个最大恒星质量模型却可以，在这个模型中，发光部分提供了中心几乎所有的质量。在这样的模型中，78“内部的总发光质量为9 × 10^10 Msun，积分M/L_B=5.3-10，相当于从中心上升至少1.6倍。NGC 6703中恒星分布函数的各向异性从中心的近各向同性变为轻微的径向各向异性（30“时β =0.3-0.4，60”时β =0.2-0.4），并且在数据的外边缘没有很好的约束。我们的结果表明，椭圆星系也开始由暗物质在半径为\sim…
1997-10-13 astro-ph
Measuring the Three-Dimensional Structure of Galaxy Clusters. II. Are clusters of galaxies oblate or prolate?
在已知宇宙学参数的前提下，通过X射线和Sunyaev-Zeldovich效应观测的结合，可以得到星系团的固有形状。本文讨论了将星系团模拟为长椭球或扁椭球的可行性。我们分析了25个X射线选择的集群样本的集群内介质分布，与测量Sunyaev Zeldovich温度递减。一个混合人口的长椭球体和扁椭球体的革命适合的数据很好，与长椭球形的首选60-76%的基础上。我们观察到一个多余的集群几乎对齐沿视线，相对于预期从一个随机取向的集群人口，这可能意味着在我们的样本中存在的选择偏差。我们还发现，一个更一般的三轴形态可能更好地描述星系团的形态的迹象。来自引力透镜的额外约束可以解开椭球和三轴形态之间的简并性，并且还可以允许无偏地确定哈勃常数。
2006-02-02 astro-ph
Weak weak lensing: correcting weak shear measurements accurately for PSF anisotropy
我们发展了一种新的弱透镜分析方法，利用该方法可以精确地校正小星系图像中的点扩散函数（PSF）效应。而不是依赖于检测到的图像的加权二阶矩，我们可以在剪切的百分比水平上留下残差，我们直接拟合（堆叠或单个）星系图像作为PSF卷积，剪切圆形源。我们通过模拟表明，这种技术是能够恢复剪切远低于百分比水平的各种PSF的形状，其噪声特性是类似于现有的方法。
1999-04-29 astro-ph
Robust Dark Energy Constraints from Supernovae, Galaxy Clustering, and Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations
Ia型超新星（SN Ia），星系团，宇宙微波背景各向异性（CMB）的数据提供了补充约束宇宙中的暗能量的性质。我们发现威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的三年观测给出了一个CMB位移参数R =（Ω_mH_0^2）^{1/2} \int_0^{z_{CMB}} dz '/H（z'）= 1.70 \pm 0.03。利用这个新的CMB位移参数的测量值，结合Sloan数字巡天（SDSS）的重子声学振荡（BAO）测量值，以及HST/GOODS计划和超新星遗产巡天第一年的超新星Ia数据，我们导出了与模型无关的暗能量暗能量ρ_X（z）和宇宙膨胀率H（z）的约束.我们还导出了暗能量状态方程w_X（z）=w_0+ w 'z（截止z=2）和w_X（a）=w_0+（1-a）w_a的约束条件。我们发现，目前的数据对rho_X（z）和H（z）作为红移的自由函数提供了稍微更严格的约束，而对w_X（z）的约束大约提高了两倍。宇宙学常数仍然与数据一致，然而，不确定性仍然很大的暗能量的模型无关的约束。在红移1和2之间观测到的Ia超新星数量的显著增加，加上改进的BAO和弱透镜宇宙学测量（正如联合暗能量任务的JEDI任务概念所预期的那样），将需要大大收紧与模型无关的暗能量约束。
2006-06-21 astro-ph
Galaxy Form and Spectral-Type: A Physical Framework for Measuring Evolution
我概述了一个定量的方法来表征星系光度的“形式”和指数的光谱型，适用于附近和遥远的星系。这样的特征提供了对星系演化的洞察，因为星系的恒星星族和它们的光分布之间存在物理联系。“正常”星系的形状参数（表面亮度、图像浓度和不对称性）与光谱指数（颜色）有很好的相关性，而光谱指数又与尺度（大小或光度）只有很弱的相关性。偏离这些正常关系也为星系形成和演化的物理模式提供了线索。作为一个例子，我对比了一个令人困惑的，遥远的人口紧凑，但发光，蓝色，恒星形成星系附近的样本。这些遥远的光源似乎与z<1以来的大部分光度增加有关。它们的结构特性与低红移的星系相当，光度特性也在附近活跃的恒星形成星系的标准范围内。然而，当结合在一起时，它们的光度和结构特性似乎非常不寻常。
1999-10-03 astro-ph
MEASURING GALAXY MASSES USING GALAXY-GALAXY GRAVITATIONAL LENSING
我们报告了一个显着的检测弱，切向失真的宇宙学遥远的，暗淡的星系由于引力透镜的前景星系的图像。本文测量了3202对$23< r \le 24$星等的源星系和$20\le r\le 23$星等的透镜星系的平均像偏振为$<p>=0.011\pm 0.006$。透镜源分离$\lo 90''$的信号仍然很强，与准等温星系晕延伸到大半径（$\go 100h^{-1}$ kpc）一致。因此，我们的观测提供了与单个星系相关的大尺度暗晕的弱引力透镜的第一个证据。观测到的偏振也是一致的信号预期的基础上的模拟纳入测量的本地星系和适度的外推观测到的红移分布的暗淡星系的性质。从模拟中，我们得到了最佳拟合的晕圆速度$V\sim 220$公里/秒和特征径向范围的$s \go 100h^{-1}$ kpc。我们的最佳拟合晕参数意味着典型的质量为半径为$100h^{-1}$ kpc的透镜星系的顺序为$1.0^{+1.1}_{-0.7}\times 10^{12}h^{-1} M_\odot$，在很好的协议与最近的动力学估计的本地螺旋星系的质量。这是特别令人鼓舞的，因为透镜效应和动态质量估计依赖于不同的假设。引力透镜信号的污染人口潮汐扭曲的卫星星系可以排除与合理的信心。证实和改进这种测量的前景似乎很好，特别是使用深层HST档案数据。
1995-03-17 astro-ph
Probing the Structure of Dark Matter in Galaxy Halos and Clusters using Supernovae
研究了一种测量高红移Ia型超新星引力透镜的新方法。该方法利用前景星系和超新星亮度之间的相关性，以大大减少可能的系统误差，并增加信噪比。研究表明，如果暗物质是由微观粒子组成的，那么这种透镜效应可以与星系晕和星系团的质量、大小和亚结构有关。这种技术可能特别适用于测量暗物质晕的大小，这是一种不适合星系透镜效应的测量方法，也适用于测量星系晕中的子结构水平，这是冷暗物质模型的一个有问题的预测。对来自星系晕和星系团的信号的贡献进行了建模，并估计了来自星系数计数波动、星系红移误差、SN光度色散和样本方差的噪声贡献。超新星光度的本征分布和它的红移演化作为不确定性的主要来源被删除。该方法被发现是补充星系-星系透镜。对于$\simgt 100$超新星的观测要求已经被提出来用于宇宙学参数估计。
2001-04-29 astro-ph
An improved approach to measuring H_0 using X-ray and SZ observations of galaxy clusters
本文提出了一种改进的方法，用于从空间分辨的X射线光谱数据预测星系团中的Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应。利用在维里半径的一小部分范围内测量的电子密度和温度分布，并假设Navarro，Frenk和White（1995）的质量模型，我们展示了如何将X射线气体的压力分布外推到大半径，从而精确预测团簇的康普顿化参数分布。我们将我们的方法应用到钱德拉观测的三个X射线发光，动态松弛集群与公布的SZ数据：RX J1347.5-1145，Abell 1835和Abell 478。结合预测和观测到的SZ信号，我们确定了改进的估计哈勃常数从每个集群和获得的加权平均值H_0=69 \pm 8 km/s/Mpc的宇宙学Ω_m=0.3和Ω_λ =0.7。这一结果与哈勃关键项目的独立发现以及结合宇宙微波背景和星系团数据的结果非常一致。
2004-05-19 astro-ph
Measuring the Nonlinear Biasing Function from a Galaxy Redshift Survey
本文提出了一种简单的方法，从红移巡天中估算星系的非线性偏置函数。非线性偏置的特征在于给定潜在质量密度波动的星系密度波动的条件平均值，或者由平均偏置和非线性的相关参数（遵循Dekel & Lahav 1999）。利用宇宙学模拟中星系的分布，在平滑的几个Mpc，我们发现，平均偏差可以恢复到一个很好的精度从星系和质量的累积分布函数（CDF），尽管偏置散射。然后，使用一套不同的宇宙学模型的模拟，我们证明了物质CDF与星系CDF之间的差异相比是稳健的，并且可以近似为1+δ的累积对数正态分布。最后，我们展示了如何在红移空间中直接从观测到的星系CDF中获得具有足够精度的非线性偏置函数。因此，一旦假定适当尺度的均方根质量波动是先验的，就可以从细胞中的计数获得偏置函数。不同星系类型之间的相对偏置函数也可以用类似的方法测量。误差的主要来源是稀疏采样，这要求平均星系间隔小于平滑尺度。一旦应用于红移巡天，如PSCz，2dF，SDSS，或DEEP，偏置函数可以提供有价值的约束星系形成和结构演化。
2000-04-12 astro-ph
Multi-component models for disk galaxies. I. Stellar rotation and anisotropy
我们在这里提出了一个自洽的，三维模型的盘状星系组成的一些椭球分布的物质具有不同的扁平和密度轮廓。该模型是自洽的，并考虑到所观察到的光度分布，平坦的配置文件和恒星的旋转和速度色散曲线。在本文中，我们考虑了由两个球状体组成的盘状星系的特殊情况：一个指数盘和一个遵循r^{1/4}定律的凸起。我们研究了恒星旋转和速度色散的行为-配置文件沿序列的S 0 s和螺旋，确定了一个不断增加的光盘，以隆起的比例。在每个类中，运动学曲线是通过改变两个分量的相对浓度和星系相对于视线的倾角来产生的。与观测数据的比较只需要两个比例因子：星系的总质量和有效半径。该模型还允许检测速度分布中各向异性的存在。在S 0 s的特殊情况下，我们通过改变各向异性和凸起的平坦化来探索模型运动学的敏感性。对于中间平坦化（0.4<b/a<0.85），可以区分15%的各向异性变化。以NGC 5866的光度学和运动学数据为例进行了验证。我们计划在未来的论文中将这些模型应用到更大的S 0星系数据库中。
1999-06-30 astro-ph
Measuring the Hubble Constant with the Sunyaev-Zel'dovich Effect
结合X射线成像和光谱数据，对Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）的观测可以用来确定到星系团的直接距离。这些距离与河外距离阶梯无关，也不依赖于星系团是标准的烛光或尺子。SZE的观测已经从上限发展到高信噪比探测和SZE成像。SZE/X射线测定的到星系团的距离开始描绘出理论上的角直径距离关系。目前的41个SZE/X射线星系团距离的集合意味着哈勃常数为H_0~ 61 +/-3 +/-18 km s-1 Mpc-1，其中的不确定性是统计的，其次是系统的，置信度为68%。有了高红移星系团的样本，SZE/X射线距离可以用来测量宇宙的几何形状。
2003-06-03 astro-ph
Measuring Galaxy Disk Mass with the SparsePak Integral Field Unit on WIYN
我们目前的第一个结果，从调试数据的SparsePak积分场单元的WIYN望远镜。SparsePak是一束82根纤维，每根纤维直径为5弧秒，排列在稀疏填充的76 x77弧秒六边形网格中。NGC 3982是一个近正面、蓝色和非常高表面亮度的星系，被绘制成三个光谱区域：5130 A（MgI）、6680 A（H-alpha）和8660 A（CaII-triplet），光谱分辨率分别为24、16和37 km/s。在3.5圆盘尺度长度下，在旋转曲线的解投影后，对18根纤维的光谱进行平均。恒星速度色散的CaII区域卷积的光谱的K0.5-III模板恒星与高斯不同的半高宽，并找到最佳匹配的方位角avaraged星系光谱。一个径向质量表面密度分布已推导出各种规模的高度假设等温垂直密度分布。在两个盘尺度的长度上，N3982的质量表面密度是太阳附近银河系的3倍。令人惊讶的是，这个紧凑的高表面亮度星系的恒星自转曲线基本上是次最大值。
2002-01-21 astro-ph
Measuring dark energy spatial inhomogeneity with supernova data
宇宙中物质的大尺度分布引起的远源的引力透镜畸变已经得到了广泛的研究。相比之下，人们对暗能量大规模分布的影响知之甚少。我们讨论了使用Ia型超新星作为探测器的空间不均匀性和各向异性的暗能量。我们发现，一个浅的，几乎全天空的调查可以限制均方根暗能量波动在地平线尺度下降到一个分数能量密度~10^-4
2008-12-01 astro-ph
Measuring Galaxy Bias from the High-Order Correlation Functions
在这个演讲中，我将展示如何确定偏置因子$b$从星系的高阶矩。该决定是基于原始峰和维里化晕的分析建模，并且与目前未知的密度参数$Ω_0$和其他宇宙学参数无关。APM星系高阶矩的观测结果要求偏置因子$b$非常接近于1，即光学星系是潜在质量分布的无偏示踪物（在准线性尺度上）。本文的理论论证可以很容易地推广到三点关联函数和双谱，这两个函数都可以作为进一步观测检验，对由高阶矩导出的$b\approx 1$的重要结论进行检验。最后给出了我们对Las Campanas红移巡天三点关联函数的初步结果。
1997-10-17 astro-ph
Dearth of dark matter or massive dark halo? Mass-shape-anisotropy degeneracies revealed by NMAGIC dynamical models of the elliptical galaxy NGC 3379
行星状星云摄谱仪（PN.S）最近的巡天结果显示，在附近的椭圆星系NGC 3379中，速度色散分布迅速下降，这让人怀疑这个中等光度的星系是否具有Lambda CDM宇宙学中预期的那种暗物质晕。结合长缝光谱、SAURON积分场数据和PN.S速度，我们对该星系进行了详细的动力学研究，有效半径（R_e）超过7。我们构建球形和轴对称的动力学模型，这些数据与灵活的测量NMAGIC代码，在一个序列的引力势与不同的暗晕质量。我们发现，数据是一致的近各向同性的球形系统占主导地位的恒星质量，并与模型中的大质量晕具有强径向各向异性的外部部分（β>~ 0.8在7R_e）。正式的似然极限将排除（在1 sigma）只有恒星的模型，以及v_circ（7R_e）>~ 250 km/s的晕模型。一系列更现实的不同倾角的轴对称模型和少量的三轴试验证实了球形的结果。拟合所有数据的所有有效模型在陀螺仪上是动态稳定的，包括最各向异性的。NGC 3379很可能有一个暗物质晕，正如最近在LambdaCDM宇宙学中的合并模型所预测的那样，只要它的外层是强烈的径向各向异性。（节略）
2008-04-21 astro-ph
An Inversion Method for Measuring Beta in Large Redshift Surveys
本文提出了一种精确确定β = Omega_m^{0.6}/b值的方法，其中b是星系偏置参数。与其他现有的技术，侧重于估计这个量通过测量红移空间星系-星系关联函数或功率谱的失真，这种方法通过重建真实的空间密度场，并确定β值，结果在一个对称的信号，消除了失真。为了消除失真，该方法修改由Beta参数化的调查数据的傅立叶平面波展开的振幅。这种方法不依赖于小角/平行面近似，可以充分利用大红移观测数据。它已经使用四种不同宇宙学的模拟进行了测试，并将Beta值返回到+/- 0.031，比现有技术提高了两倍。
2002-04-29 astro-ph
Measurement of the electron-pressure profile of galaxy clusters in Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) 3-year data
使用WMAP 3年的数据，在接近$\sim 700$ X射线选定的集群的位置，我们已经检测到的热Sunyaev-Zeldovich（TSZ）效应的幅度在15 $σ$水平，迄今为止报道的最高统计意义。由于我们的集群样本的大尺寸，我们能够检测到相应的CMB扭曲到大集群中心半径。在其上检测到TSZ信号的区域在半径上平均比X射线发射区域大四倍，延伸到$\sim 3h_{70}^{-1}$ Mpc。我们发现，等温$β$模型不适合在大半径的电子压力，相反，重子的配置文件是一致的Navarro-Frenk-White配置文件，预计暗物质的一致性$Λ$ CDM模型。在簇的维里半径处的X射线温度从中心值下降一个因子$\sim 3-4$，取决于簇浓度参数。我们的研究结果表明，在大半径的集群动力学是由暗物质和牛顿引力很好地描述。
2008-02-25 astro-ph
Measuring Distance Ratios with CMB-Galaxy Lensing Cross-correlations
本文提出了一种将宇宙微波背景（CMB）的引力透镜效应与宇宙剪切测量相结合的宇宙学测量方法。我们交叉相关的透镜平面的星系计数与两个不同的源平面：在$z \sim 1100$和星系的CMB在中间红移。星系计数/CMB透镜交叉相关的星系计数/星系透镜交叉相关的比率被证明是一个纯粹的几何量，仅取决于源星系的分布函数。通过结合普朗克，ADEPT和LSST的比率可以测量到$\sim 4%$的准确性，而未来的基于偏振的实验，如CMBPOL可以进行更精确的（$\sim 1%$）测量。对于允许曲率和状态方程参数变化的宇宙学模型，由这个比值的测量所确定的简并度方向与由重子声学振荡（BAO）测量所确定的简并度方向不同。将该方法与Hu，Holz and Vale（2007）提出的堆积星团质量重建宇宙学技术相结合，可以进一步降低比值的不确定性，改善对宇宙学参数的约束。在Doran和Robbers（2006）提出的参数化的背景下，我们还研究了透镜比测量对早期暗能量模型的影响。对于退化的CMB模型，我们发现两个BAO和透镜比测量是不敏感的早期组件的暗能量密度。
2008-10-21 astro-ph
