Probing Modified Gravity by Combining Supernovae and Galaxy Cluster Surveys
对观测到的宇宙加速膨胀的可能解释是暗能量成分的引入或大距离引力的改变。这些情景之间的一个特殊区别是结构增长的动力学。星系团的红移分布将以很高的精度探测这种结构的增长。在这里，我们将研究如何建议星系团调查将允许一个区分从暗能量模型修改的重力场景。我们发现，集团计数可以区分Dvali-Gabadadze-Porrati模型从暗能量模型，其中具有相同的背景演化，只要原始功率谱的振幅是由CMB实验，如普朗克约束。为了实现这一点，仅需要宽度Δ z = 0.1的箱中的几百个簇。这应该很容易实现与即将到来的Sunyaev-Zel'dovich集群计数，如南极望远镜与暗能量调查。
2006-09-01 astro-ph
MRC B0319-454: Probing the large-scale structure with a giant radio galaxy
本文研究了巨射电星系MRC B 0319 -454的射电性质与周围星系分布的关系，旨在考察与大尺度结构相关的星系际气体和引力对射电形态演化的影响。我们对射电源的新的无线电连续观测，具有高表面亮度灵敏度，在总强度和偏振方面对兆秒差距尺度的无线电结构中的不对称性进行了成像。我们比较这些来自星系红移调查的3-D星系分布。星系密度梯度沿和垂直于射电轴观察：大尺度结构是一致的模型，其中星系跟踪周围的星系际气体和无线电结构的演变是由这种相关的气体冲压压力限制。此外，我们模拟了西南无线电波瓣的离轴演变，作为横向引力场的浮力射流回流的偏转：如果夹带很小，该模型是合理的。这里提出的案例研究是一个示范，巨大的射电星系可能是有用的探测器的温暖，热的星系际介质被认为是与适度过密的星系分布。
2008-12-10 astro-ph
Structural and scaling properties of galaxy clusters: probing the physics of structure formation
我们提出了XMM-牛顿研究的总质量，气体密度，温度和熵分布在附近的热和冷的集群，以及从SHARC调查遥远的集群的后续观测。所观察到的结构和标度特性进行比较的自相似模型的预测团簇形成。这些数据表明，集群确实形成了一个自相似的人口低质量和高红移，并支持标准的图片结构形成的暗物质组件。然而，偏离标准标度定律证实，气体成分的具体物理仍然没有得到充分的理解。
2003-12-16 astro-ph
Probing the Evolution of the Galaxy Interaction/Merger Rate Using Collisional Ring Galaxies
我们提出的结果，从我们的计划，以确定星系的相互作用/合并率与红移的演化，使用独特的恒星形成的碰撞环星系的特点。我们已经确定了25个遥远的碰撞环星系候选者（CRGC）在总共162深哈勃太空望远镜宽视场/行星相机-2从HST档案获得的图像。基于测量和估计的红移，这25个CRGC都位于0.1 < z < 1的红移区间。利用局部碰撞环星系体密度和新的"标准“宇宙学，我们发现，为了解释在我们调查的领域中确定的CRGC的数量，星系相互作用/合并率，参数为（1 + z）^m，必须急剧增加与红移。我们确定的最小值m = 5.2 $\pm$ 0.7，虽然m可能高达7或8。我们可以排除一个非进化（m = 0）和弱进化（m = 1-2）星系的相互作用/合并率大于4西格玛的置信水平。
2004-05-06 astro-ph
Probing dark energy using baryonic oscillations in the galaxy power spectrum as a cosmological ruler
我们表明，在星系功率谱中预期的重子振荡可以被用作“标准宇宙学规则”，以促进宇宙状态方程的精确测量。我们的方法涉及傅立叶空间中振荡“波长”的直接测量，该波长在早期宇宙中由基本线性物理学固定，因此高度独立于模型。我们用平均红移z~1和z~3来量化未来大尺度星系红移巡天在功率谱中描绘重子峰的能力，并推导出描述暗能量状态方程的参数w的相应约束条件。例如，在z ~ 1处测量斯隆体积的三倍可以产生精度为dw ~ 0.1的测量结果。我们认为，这种测量暗能量的方法有力地补充了其他探测方法，如Ia型超新星，并受到一组不同的（可以说是不太严重的）系统不确定性的影响。
2003-05-16 astro-ph
Probing the Cosmic Ray Population of the Giant Elliptical Galaxy M 87 with Observed TeV Gamma-Rays
我们研究宇宙射线质子（CRp）人口内的巨大椭圆星系M 87使用TeV的伽玛射线探测的HEGRA合作。在我们的方案中，伽马射线是由衰变的π介子产生的，π介子是由强子CRp与M 87的星际介质的热气体相互作用产生的。通过将伽马射线发射与EGRET的上限进行比较，我们将CRp种群的光谱指数限制为α（GeV，TeV）< 2.275。预期的径向伽马射线剖面和所需的CRp量都支持这种强子情况。伴随的强子起源的宇宙线电子的射电小晕被M 87的相对论性喷流的同步辐射超过一个数量级。根据我们的预测，未来的GLAST任务应该允许我们测试这种强子场景。
2003-07-17 astro-ph
Probing ISM Magnetic Fields With SNRs
当超新星遗迹膨胀时，它们的冲击波冻结并压缩它们遇到的磁场线;因此，我们可以将超新星遗迹用作其周围磁场的放大镜。我们将描述一个简单的模型，以确定发射，偏振和旋转测量特性的膨胀超新星遗迹，以及我们如何利用这个模型来获得信息的大尺度磁场在我们的银河系。我们将举两个例子：SNR DA 530位于银河平面上方，揭示了银河系晕中磁场的信息。SNR G182.4+4.3位于我们银河系的反中心附近，揭示了大规模磁场垂直于视线的最可能方向。这可能有助于决定我们银河系的大规模磁场配置。
2008-12-17 astro-ph
Probing the largest scale structure in the universe with polarization map of galaxy clusters
本文提出了一种新的描述全天星系团偏振信号的形式。我们表明，一个稀疏采样，在$z\sim 1$的集群偏振信号的半边天地图将允许更好地表征非常大的规模密度波动。虽然视界长度在过去较小，但其他两个竞争效应显著地消除了$z\sim 1$处的四极极化图案中的小尺度波动的贡献。对于张量模为零的标准Lambda-CDM宇宙，WMAP探测的温度各向异性的四极矩预计在6.3 h ^{-1}Gpc以下的尺度上有约32%的贡献来自涨落。对于在$z\sim 1$的极化模式的四极矩，该百分比将降低到~2%的水平。$z \sim 1$的星系团极化图将揭示可观测宇宙中最大尺度结构的潜在异常特征。
2005-07-19 astro-ph
Probing the Era of Galaxy Formation via TeV Gamma Ray Absorption by the Near Infrared Extragalactic Background
我们提出了几个方案的基础上的星系形成和演化的河外背景光（EBL）的模型。我们用Press-Schecter近似处理了冷暗物质（CDM）和冷+热暗物质（CHDM）模型的星系形成，分别代表了星系形成的中期（$z_f \sim 3$）和晚期（$z_f \sim 1$）。银河系的演化是通过考虑不同的恒星类型，不同的初始质量函数和恒星形成历史，并考虑尘埃的吸收和发射来处理的。我们发现影响EBL的主要因素是星系形成的时代。最近提出的一种利用$\sim 0.1$对来自活动星系核（AGN）的10 TeV γ射线的吸收来观测EBL的方法被证明能够区分不同的星系形成时期。一个活动星系核在TeV光，Mrk 421，没有显示出一些证据的截止值高于3 TeV的基础上，这里提出的EBL模型，我们认为，这是由于灭绝的来源。在能量为$>200$ GeV的大吸收预测源在$z>0.5$表明，TeV的伽马射线暴（GRB）的观测将限制或消除GRB源位于宇宙学距离的模型。
1995-04-11 astro-ph
Probing Galaxy Formation with TeV Gamma Ray Absorption
在这里，我们提出了河外背景光（EBL）预测的半解析模型的星系形成，并显示如何测量的吸收伽马射线的$\sim$ TeV能量通过对生产的EBL可以探测宇宙学和星系的形成。半解析模型允许对星系形成的关键过程进行物理处理-包括暗物质晕的引力坍缩和合并、气体冷却和消散、恒星形成、超新星反馈和金属产生-并已显示在低和高红移时重现关键观测结果。使用这种方法，我们调查的后果，如恒星初始质量函数和基本的宇宙学输入假设的变化。我们的结论是，对$\sim 10^{-2}-10^{2}$ TeV γ射线吸收的观测研究将有助于约束宇宙的恒星形成历史，以及由于尘埃和红外波长吸收能量的再辐射而导致的星光消光的性质和程度。
1998-12-22 astro-ph
Probing galaxy density profiles with future supernova surveys
在本文中，我们讨论的可能性，测量哈勃参数和星系密度剖面的斜率，利用未来的超新星数据。随着未来的超新星调查，如SNAP，大量的核心坍缩超新星将被发现，其中一小部分将被多次成像。对这些系统的像分离、通量比、时间延迟和透镜前景星系的测量将对星系晕的斜率提供严格的约束，并为其他关于哈勃参数的宇宙学测试提供补充和独立的信息。
2004-10-12 astro-ph hep-ph
Probing the Large-Scale Homogeneity of the Universe with Galaxy Redshift Surveys
现代宇宙学观测清楚地揭示了宇宙包含着一个集群的层次结构。然而，最近的调查显示，大规模的同质化过渡。这种转变发生的确切规模仍然是一个有很多争论的话题。人们已经做了很多工作，试图用多重分形来描述星系的分布。然而，多年来，星系巡天的规模、深度和准确性被认为不足以给出一个明确的答案。多重分形分析中出现的主要问题之一是如何处理观测选择效应：即调查区域中的“掩码”和调查本身的几何边界。在这篇论文中，我将介绍一个体积边界校正，这是相当类似的方法，潘和科尔斯在2001年开发的，但它提高了他们的角边界校正在两个重要方面：首先，我们的体积校正“扔掉”更少的星系关闭边界的一个给定的数据集，其次，它是计算更有效。在应用我们的体积校正后，我将展示如何计算给定点集的基本广义维数。我将应用这个程序来计算模拟分形点集和模拟星系调查，模仿最近的IRAS PSCz目录的属性的广义分形维数。
2007-03-19 astro-ph
Probing High-Redshift Disks with Damped Lyman Alpha Systems
结果表明，阻尼莱曼α吸收系统是星系盘的高红移（z > 3）祖先。我讨论的运动学证据表明，阻尼莱曼阿尔法系统旋转磁盘。我还讨论了缺乏金属贫阻尼莱曼α系统的线宽Δ v > 100 { \kms }的影响。然后，我提出了新的证据来自元素丰度比和[Fe/H]，连接阻尼系统的银河系的厚恒星盘之间的相关性。我讨论阻尼莱曼α系统和莱曼打破星系之间的连接，以及如何[CII] 158微米发射阻尼莱曼α系统之间的竞争理论的星系形成的歧视。~
2000-09-08 astro-ph
Probing isotopic ratios at z = 0.89: molecular line absorption in front of the quasar PKS 1830-211
用Plateau de Bure干涉仪测量了一个红移为0.89的旋涡星系臂中的C、N、O和S同位素丰度比。根据HST图像，该星系被正面看到。它的凸起部分挡住了射电噪声较大的类星体PKS 1830-211的视线，在毫米波段上产生了两个爱因斯坦图像，每个图像都位于一个旋臂的后面。旋臂出现在几个分子的吸收线中，这给了研究一个只有几个Gyr的星系的化学成分的机会。这个螺旋星系的同位素比率与银河系中观测到的同位素比率有很大不同。$^{17}$ O/ $^{18}$ O和$^{14}$ N/ $^{15}$ N的比值都很低，这是因为它太年轻，不能让低质量恒星在气体再生中发挥主要作用。
2006-08-04 astro-ph
GaBoDS: The Garching-Bonn Deep Survey: VII. Probing galaxy bias using weak gravitational lensing
[摘要]弱引力透镜效应被用来推断Garching-Bonn Deep Survey（GaBoDS）视场内的物质密度波动。这些信息被用于星系分布与总物质分布的统计比较。该比较的结果通过线性偏置因子b、密度波动的比率和密度波动之间的相关因子$r$来表示。总的星系样本分为三个子样本使用R-波段的幅度和弱透镜分析分别适用于每个子样本。结合相关COMBO-17巡天的光度红移，我们分别用$\bar{z}=0.35, 0.47, 0.61$估算了这些样品的典型平均红移。对于所有三个样本，轻微的星系反偏置，b~0.8 +-0.1，在几个Mpc/h的尺度上被发现;偏置因子显示轻微的尺度依赖性的证据。星系与暗物质分布的相关性很高，r~0.6 ± 0.2，表明物质与星系之间存在非线性或/和随机偏置关系。在三个样品之间没有发现明显的红移演化。
2006-10-10 astro-ph
Keck Spectroscopy and HST Imaging of GRB 000926: Probing a Host Galaxy at z = 2. 038
我们提出了早期凯克光谱观测和后期哈勃太空望远镜（HST）GRB 000926的成像。HST图像显示光学瞬变和紧凑的宿主星系之间有一个小的偏移。结合凯克Echellette光谱仪和成像仪（ESI）和低分辨率成像光谱仪（LRIS）测量的金属吸收线的大等效宽度，这表明GRB在其宿主中心附近爆炸。ESI光谱揭示了两个吸收系统，中心在z = 2.0379 \pm 0.0008，速度间隔为168 km s^{-1}，我们解释这是由于宿主星系中的单个云。铬锌当量宽度的比率表明，主机是耗尽的灰尘相对于当地的值在相同的红移阻尼莱曼α系统的类似程度。此外，这两种云似乎具有相似的相对金属丰度和尘埃与气体的比例。如果有一个云与GRB地点有关，这意味着爆炸并没有显著改变周围环境。
2001-10-25 astro-ph
Medium-resolution spectroscopy of FORJ0332-3557: Probing the interstellar medium and stellar populations of a lensed Lyman-break galaxy at z=3.77
我们最近报道了FORJ 0332 -3557的发现，这是一个在z=3.77处的莱曼-布雷克透镜星系，是强星系-星系引力透镜的一个显著例子。我们在这里提出了一个中等分辨率的静止帧紫外光谱的源，这似乎是类似于著名的莱曼break星系MS 1512-cB 58在z=2.73。光谱能量分布与小于30 Ma的恒星星族一致，消光为A（V）=0.5等，经消光校正的恒星形成速率SFR（UV）为200-300 Msun/a。莱曼-α线表现出由约N（HI）= 1000的柱密度产生的吸收中的阻尼分布。（2.5+_1.0）10^21原子/cm ^2，叠加在发射线上，（相对于紫外线连续光源为0.5角秒）和速度空间（相对于其星际介质的低电离吸收线为+830 km/s），这是一个膨胀速度约为270 km/s的外流的明显特征。HeII 164.04 nm的强发射线表明沃尔夫-拉叶星的存在，并加强了对非常年轻的恒星暴的解释。金属线表示电离气相中元素Si、Al和C的亚太阳丰度。
2008-03-05 astro-ph
Probing the Large-Scale Structure Around the Most Distant Galaxy Clusters from the Massive Cluster Survey
我们目前的宇宙大尺度结构周围的12个最遥远的星系团的大规模集群调查（MACS）跟踪的星系团红色序列的投影表面密度。本研究中使用的图像是由斯巴鲁望远镜上的Suprime-Cam宽视场照相机拍摄的，覆盖了每个星团周围27 × 27弧分^2的区域，相当于我们样本在中位红移z = 0.55处的10 × 10 Mpc ^2。我们直接检测到卫星集群和长丝延伸超过我们的成像数据的大部分集群研究的全尺寸，支持通过沿长丝下降集群的生长和大尺度结构的演化的数值模拟所建议的质量吸积的图片。比较星系团核心附近的星系分布与钱德拉观测到的X射线表面亮度，在几种情况下，气体和星系分布之间存在显着的偏移，表明正在进行的合并事件。这两个系统非常适合研究气体、星系和暗物质的动力学性质。此外，在这些MACS集群中以高对比度观察到的大尺度细丝是直接探测和研究温热星系际介质（WHIM）的主要目标。
2008-06-25 astro-ph
Probing the Galactic cosmic ray flux with submillimeter and gamma ray data
对银河系扩散$γ$辐射的研究，结合对银河系中氢分子分布的认识，为探测银河系中宇宙线通量提供了一个独特的工具。利用NANTEN望远镜对银河系分子云进行高分辨率调查所得的数据和伽马射线仪器的数据，制定了一种研究宇宙射线“海”的水平和揭示银河系中目标加速器系统的方法。本文对费米望远镜和切伦科夫望远镜阵列等仪器在宇宙线源附近的宇宙线“海”和$γ$射线辐射水平作了一些预测。
2008-10-23 astro-ph
Probing the IGM/Galaxy Connection Toward PKS0405-123 III: The Galaxy Survey and Correlations with OVI Absorbers
我们提出了一个星系调查的领域周围的PKS 0405 -123进行的WFCCD光谱仪在拉斯坎帕纳斯天文台。该调查由两个数据集组成：（1）以PKS 0405 -123为中心，半径为10'的场地的大于95%的完整调查，R = 20（L~ 0.1L_*，z=0.1时半径为1 Mpc）;和（2）一组四个不连续（即不重叠）的侧翼区域，覆盖~1平方度的区域，完整性~90%，R= 19.5 mag。有了这些数据集，人们可以检查PKS 0405 -123所识别的吸收系统的局部和大尺度银河系环境。在本文中，我们集中在OVI系统的分析，论文一。结果表明，这种气体出现在一组不同的星系环境中，包括单个星系的晕，星系群，类似星系的结构，以及没有发光星系的区域。在这个小样本中，星系环境与气体物理性质之间没有明显的趋势。此外，我们发现类似的结果，一组吸收系统具有可比的N（HI），但没有检测到的金属线。观测结果表明，金属分布在当地宇宙的各种环境中。本系列的未来论文将根据10多个其他领域的数据，讨论与金属线系统和Lya森林相关的银河系环境分布。本文提供的所有数据都在一个专门的网站上公布。
2006-02-07 astro-ph
Probing Spectral Line Gradients Beyond One Effective Radius in NGC 3610
本文用极高信噪比的Keck谱和星系中心的补充谱研究了合并残余椭圆星系NGC 3610的外区（B波段0.75- 1.25 r_e）。恒星星族参数-年龄，[Z/H]，[ $α$ /Fe] -测量在几个孔沿狭缝。使用Proctor等人（2004）的多指标同时拟合方法，在星系的外部没有发现明显的恒星星族梯度。相对于星系中心的整体梯度与许多其他早期类型星系中发现的一致，尽管金属丰度梯度比如果NGC 3610在主要合并事件中形成的预期要陡峭得多。发现使用H $β$指数的标准分析方法产生虚假的径向可变梯度。
2004-09-15 astro-ph
Probing Reionization with the 21 cm-Galaxy Cross Power Spectrum
高红移星系与高红移星系际介质（IGM）21 cm辐射之间的互相关有望成为再电离时代（EoR）的一个很好的探测器。在大尺度上，21厘米和星系领域的反相关在大部分的再电离时代。然而，在小于可探测星系周围H II区域的尺度上，这两个场变得大致不相关。因此，21厘米的星系交叉功率谱提供了一个示踪剂的气泡生长过程中再电离，随着再电离过程中的信号转向逐步更大的尺度。精确的周转尺度取决于可探测星系的最小宿主质量和星系选择技术。测量周转尺度作为星系光度的函数，限制了不同光度星系周围特征气泡的大小。如果电离光子未能从低质量星系中逃逸，则交叉谱在小尺度上变为正的，并且这些星系在氢电离边缘的方向上是可探测的，因为在这种情况下，一些可识别的星系位于电离区域之外。LOFAR可以潜在地测量21厘米的星系交叉光谱，并对现有的斯巴鲁调查$z=6.6$莱曼α发射器进行轻微的扩展，而MWA对检测交叉光谱的敏感性略低。一个未来的星系调查，覆盖了相当大的一部分MWA的视野（$\sim 800$度$^2$）可以探测交叉谱的尺度依赖性，约束H II区域的填充因子在不同的红移过程中再电离，并提供其他有价值的再电离模型的约束。
2008-06-05 astro-ph
Probing the Intrinsic Shape and Alignment of Dark Matter Haloes using SDSS Galaxy Groups
我们研究了斯隆数字巡天数据发布4中星系群的三维和投影形状，并研究了中央星系的取向和卫星星系的空间分布之间的对齐。一个星系群的投影椭圆率是用其成员星系离散分布的矩来测量的。我们推断的三维和投影轴比的暗物质晕通过比较测量的椭圆率分布与那些从蒙特卡罗模拟投影，三轴暗物质晕与不同的轴比。我们发现晕的形状对晕的质量有很强的依赖性。低质量星系团的晕几乎是球形的，而大质量星系团的晕则倾向于扁长形。对于至少包含四个成员的星系群，它们测量的椭圆率的统计分布并不强烈依赖于它们中心星系的颜色。我们的分析进一步表明，具有$12<{\rm log}[M/(h^{-1}M_{\odot})]\leq15$的晕的平均三维轴比约为$1:0.46:0.46$，导致投影轴比为$\sim 0.77$。我们的结果之间的取向的中央星系的一组和他们的卫星星系的分布之间的对齐是在广泛的协议与杨等人所获得的。卫星星系的分布优先与中央星系的主轴对齐，与一个明确的依赖于晕质量和星系的颜色。（节略）
2008-01-07 astro-ph
Probing for Dark Matter within Spiral Galaxy Disks
我们探索恒星质量密度的相对重要性相比，内部黑暗的晕，使用观察到的气体运动学在整个磁盘的螺旋星系NGC 4254（梅西耶99）。我们进行流体动力学模拟的气体流动的序列中，我们改变恒星盘的贡献，总潜力的引力势。这恒星部分的潜力是来自经验，从颜色校正的K波段测光反映在恒星质量的旋臂，而晕被建模为一个等温球。模拟的气体密度和气体速度场进行比较，观察到的恒星旋臂形态和H-α气体运动学。我们发现，这种方法是一个强大的工具，以确定螺旋图案的共转半径，它可以用来放置一个上限的恒星盘的质量。对于星系NGC 4254，我们发现R_cr = 7.5 +/- 1.1 kpc，或R_cr = 2.1 R_exp（K '）。我们还表明，对于一个最大的磁盘突出的螺旋臂的恒星组件过度预测的非圆形气体运动，除非轴对称暗晕组件的贡献显着（> 1/3）的总潜力内2.2 K波段指数盘尺度长度。
2001-07-13 astro-ph
Probing Galaxy Formation with High Energy Gamma-Rays
我们讨论了如何测量的$γ$ -射线的吸收从GeV到TeV的能量通过对生产的河外背景光（EBL）可以探测星系形成的重要问题。我们使用半解析模型（SAM）的星系形成，设置在层次结构形成的情况下，获得预测的EBL为0.1-1000 $μ$ m。SAM结合了对星系形成关键过程的简化物理处理--包括引力坍缩和暗物质晕的合并、气体冷却和耗散、恒星形成、超新星反馈和金属生产--并已被证明在低和高红移时重现关键观测结果。在这里，我们还介绍了改进的建模的光谱能量分布在中远红外所产生的尘埃颗粒的排放。假设一个平坦的\lcdm宇宙学与$Ω_m=0.3$和哈勃参数$h=0.65$，我们调查的后果，如恒星初始质量函数（IMF）和转换成恒星的冷气体的效率的输入假设的变化。我们的结论是，观测研究$γ$ -射线的吸收与能量从10秒的GeV到10秒的TeV将有助于确定EBL，也有助于解释其起源的限制星系形成理论的一些最不确定的功能，包括货币基金组织，恒星形成的历史，和尘埃的光的再处理。
2000-11-26 astro-ph
Probing Dark Energy with Baryonic Acoustic Oscillations from Future Large Galaxy Redshift Surveys
我们表明，在大型高红移星系巡天中测量重子声振荡提供了一个精确的途径来测量暗能量。宇宙微波背景提供了振荡的尺度，作为可以在星系团中测量的标准标尺，从而产生哈勃参数和角直径距离作为红移的函数。这反过来又使人们能够探测暗能量。我们使用Fisher矩阵形式主义研究的统计误差红移调查z=3和报告错误的宇宙学，同时边缘化了大量的宇宙学参数，包括一个依赖于时间的状态方程。利用红移测量结合宇宙微波背景卫星数据，对宇宙学常数模型的ω_x、w（z=0.8）和dw（z）/dz的测量误差分别为0.037、0.10和0.28。具有较小负w（z）的模型允许更严格的约束。我们测试和讨论的红移，测量条件和基准模型的性能的依赖。我们发现的结果是具有竞争力的性能，未来的超新星Ia调查。我们的结论是，红移调查提供了一个有前途的独立途径的测量暗能量。
2003-07-26 astro-ph
Probing the Galaxy I. The galactic structure towards the galactic pole
观测（B-V）的颜色分布对银河系的两极相比，从合成的颜色星等图，以确定在磁盘和球体的主要成分。该星盘被描述为四个恒星子群：年轻、中间、年老和厚星盘群，它们的标度高度分别为100 pc、250 pc、0.5 kpc和1.0 kpc。球状体的描述与恒星的贡献，从隆起和晕。在本研究中分析的数据并未很好地约束凸起。一个非平坦的幂律比一个去投影的R^{1/4}-律更好地描述了在较暗量级上观察到的分布。关于年龄、金属丰度和标准化的详细信息列于表1中。用上述的恒星星族可以很好地描述从中间视场的恒星到银河系反中心的恒星数和颜色分布。参数给出了实际的太阳偏移量是约15个PC北从银道面。
1997-02-14 astro-ph
The 2MASS galaxy angular power spectrum: Probing the galaxy distribution to Gigaparsec scales
本文给出了2 MASS全释放扩展源星表的角功率谱分析。所用的主要样本包括518，576个星系，其星等低于K=13.5，并限制在|b| >20。功率谱的结果提供了一个估计的星系密度波动在非常大的尺度，r<1000 Mpc。我们比较这与模拟预测从LCDM哈勃体积模拟目录。我们发现在1<l<100的范围内，2 MASS C_l比哈勃体积模型的更陡。然而，在线性范围（l<30），两者之间有很好的一致性。我们详细调查的影响可能来源的系统误差。将线性功率谱预测转换为三维物质功率谱P（k）的形式，并假设一个平坦的CDM宇宙学，一个原始的n_s=1的谱和可忽略的中微子质量，我们在大的线性尺度（l<30，对应于r>50 Mpc）上对星系角功率谱进行了拟合。我们得到的限制伽玛=0.14+/-0.02的星系功率谱的形状，在很好的协议与以前的估计推断在较小的尺度。我们还将星系功率谱归一化限制为（sigma_8 b_K）^2 =1.36+/-0.10;结合之前对sigma_8的限制，我们推断K波段的偏差为b_K=1.39+/-0.12。我们也能够提供弱约束Omega_mh和Omega_b/Omega_m。这些结果是基于通常的假设，即来自哈勃体积模拟的误差适用于所有其他模型。相反，如果我们假设误差与C_1振幅成正比，那么约束就会减弱;例如，拒绝具有较低伽马的宇宙学变得更加困难。
2005-07-15 astro-ph
Probing Galaxy Formation with High Energy Gamma-Rays
我讨论如何测量的$γ$ -射线的吸收从GeV到TeV的能量通过对生产的河外背景光（EBL）可以探测星系形成的重要问题。我们使用半解析模型（SAM）的星系形成，基于平坦的LCDM分层结构的形成方案与$Ω_m=0.3$和哈勃参数$h=0.65$，获得的EBL从0.1到1000 $μ$ m的预测。SAM结合了星系形成关键过程的简化物理处理-包括引力坍缩和暗物质晕的合并，气体冷却和耗散，恒星形成，超新星反馈和金属生产-并已被证明在低和高红移重现关键观测。我们调查的后果，如恒星初始质量函数（IMF）和转换成恒星的冷气体的效率的输入假设的变化。我们还讨论了最近的尝试，以确定从所观察到的X射线使用同步辐射自康普顿模型的耀变体，如Mrk 501的高能伽马射线的发射光谱，注意，我们最喜欢的SAM EBL加上观测到的Mrk 501光谱并不意味着高能发射光谱的非物理上升-这就削弱了最近关于危机的说法，这种危机可能会产生严重的后果，比如洛伦兹不变性的破坏。我们的结论是，$γ$ -射线的吸收的观测研究将有助于确定EBL，也有助于解释其起源的限制星系形成理论的一些最不确定的功能，包括货币基金组织，恒星形成的历史，和尘埃的光的再加工。
2002-01-09 astro-ph
Probing dark matter distribution with gravitational lensing and stellar dynamics
透镜结构和动力学巡天旨在通过将引力透镜分析与新确定的速度色散分布相结合，测量高红移早型星系的发光和暗物质分布。在这里，我们描述了LSD调查的第一个结果，这是对MG 2016 +112（z=1.004）透镜星系内部结构的测量。这种测量的宇宙学模型的相关性进行了简要的讨论，特别是在E/S 0星系形成和演化的背景下，普遍的暗物质配置文件的存在和形状，和测量的哈勃常数从引力时间延迟。
2002-05-20 astro-ph
High-order 2MASS galaxy correlation functions: Probing the primordial density field and the linearity of galaxy bias
我们用2 MASS扩展源星表来确定角关联函数w_p，直到高阶（p<=9）。主样本包含650，745个星系，与以前用于此类分析的样本相比，立体角增加了一个数量级。高阶关联函数被用来确定投影和实空间的层次振幅S_p和S_p.与最近的结果相反，当p<=6时，这些参数在r=40 Mpc的宽尺度范围内是相当恒定的，与在引力不稳定性作用下演化的密度涨落的原始分布的高斯形式相一致.我们测试我们的结果的敏感性，在本地星系分布的罕见波动的存在下，通过切割从主样本的各种区域的过密度，与以前的分析不同，我们发现，我们的结果是相对稳健的最大的超星系团的删除。我们以两种方式使用我们对K带S_p参数的约束。首先，我们检查它们与非高斯初始条件的一致性;我们能够排除原始密度场中的强非高斯性，这可能是由拓扑缺陷（如宇宙弦或全局纹理）在2.5 sigma置信水平下播种的。其次，我们调查的方式，星系跟踪的基本质量分布。我们发现证据的非零的二次贡献的星系偏差，参数化c_2=0.57+/-0.33。这一积极的结果代表了一个显着的差异，从以前发现的负值，我们检查一个可能的解释，根据最近的观察普遍提供负值C_2。
2005-07-29 astro-ph
The Galaxy Luminosity Function at z~1 in the HUDF: Probing the Dwarf Population
我们提出了一个目录的分光光度红移的1308个星系从GRism ACS计划河外科学（GRAPES）的观测与哈勃太空望远镜。这些介于6000 A和9500 A之间的低分辨率光谱补充了来自不同设施的U，J，H和Ks，导致每个星系约40个光谱箱计算的红移。对于光谱红移在0.5<z<1.5之间的81个星系，（1+z）的分数误差的标准差为0.046。利用这个星表，我们计算了72个星系在这个红移范围内的B波段光度函数。由于GRAPES测量的深度，我们能够精确地将暗端斜率限制在0.8<z<1.2的M_B~-18等，比以前的研究弱了近两个星等。弱端斜率为alpha=-1.32+-0.07。当与许多已发表的值在不同的红移相比，我们发现了强有力的证据，这是预期在星系的层次形成的情况下，与红移的暗端斜率变陡。
2007-03-28 astro-ph
Probing The Multiphase Interstellar Medium Of The Dwarf Starburst Galaxy NGC 625 With FUSE Spectroscopy
我们提出了新的FUSE光谱的矮星暴星系NGC 625。这些观测探测了星际介质的多个相态，包括日冕、电离、中性和分子气体。这个附近的（D = 3.9 +/- 0.2 Mpc）系统显示出OVI 1032埃吸收追踪的流出日冕气体的清晰探测。OVI轮廓的质心相对于星系系统速度蓝移了约30公里/秒，表明存在低速外流。隐含的OVI速度范围被认为是100 +/- 20公里/秒，这是完全一致的无线电合成观测中发现的检测HI流出速度。我们从NGC 625的ISM中探测到多条弥漫的H2吸收线;这是仅有的几个在莱曼和维尔纳波段探测到H2线的银河系外系统之一。我们发现一个潜在的丰富的中性和星云气体之间的偏移，超过了所得出的列密度的错误。由于这样的偏移已被发现在多个矮星系，我们讨论了低金属晕周围的矮星系的中心恒星形成区域的影响。表观偏移可能是由于观测到的OI线饱和，需要更高的S/N观测值来解决这个问题。
2004-09-14 astro-ph
Probing the Redshift Desert Using the Gemini Deep Deep Survey: observing galaxy mass assembly at z>1
双子座深空巡天的目标是推动对完整星系样本（红色和蓝色天体）的光谱研究显著超过z=1;这是目前哈勃椭圆星系和螺旋星系序列已经存在的红移。在z=2的宇宙中，目前唯一被光谱学证实的星系是蓝色的、恒星形成的和碎片形态的。探索这种转变意味着填补“红移沙漠”1<z<2，那里缺乏光谱测量。为了做到这一点，我们需要确保最古老，最红的星系（候选椭圆星系）的红移超过z>1，这使得我们进行了有史以来曝光时间最长的红移调查：100 ksec的光谱MOS曝光与双子座北GMOS。我们已经开发了一种CCD“点头和洗牌”技术的实现，以确保在这些超深曝光中精确的天空减法。在一半的时候，GDDS现在有大约36个星系在红移沙漠1.2<z<2延伸到z=1.97和I<24.5，具有基于弱静止帧紫外吸收特征的安全红移，对于红色，老物体和年轻，蓝色物体都是如此。星系聚集的高峰期现在首次通过直接光谱研究来探测。我代表GDDS小组介绍我们关于“红移沙漠”中星系性质的第一个结果。
2003-11-03 astro-ph
Probing the Era of Galaxy Formation via TeV Gamma Ray Absorption by the Near Infrared Extragalactic Background
我们提出了几个方案的基础上的星系形成和演化的河外背景光（EBL）的模型。我们用Press-Schecter近似处理了冷暗物质（CDM）和冷+热暗物质（CHDM）模型的星系形成。银河系的演化是通过考虑不同的恒星类型，不同的初始质量函数和恒星形成历史，并考虑尘埃的吸收和发射来处理的。我们发现影响EBL的主要因素是星系形成的时代。最近提出的一种利用$\sim 0.1$对来自活动星系核（AGN）的10 TeV γ射线的吸收来观测EBL的方法被证明能够区分不同的星系形成时期。TeV伽马射线暴（GRB）的观测将限制或消除GRB源位于宇宙学距离的模型。
1994-11-16 astro-ph hep-ph
Probing the nature of dark matter with Cosmic X-rays: Constraints from "Dark blobs" and grating spectra of galaxy clusters
对星系团的引力透镜观测已经确定了具有非常低的重子含量的暗物质“斑点”。我们使用这样的系统来探测X射线观测的暗物质的粒子性质。我们还研究了一个星系团的高分辨率X射线光栅光谱。从这些光栅光谱，我们提高了一个特定的暗物质候选人，不育中微子的保守约束，超过一个数量级。基于仅从宇宙X射线观测中得到的这些保守约束，低质量（m_s <10 keV）和低混合角（sin ^2（2θ）10^{-6}）的不育中微子仍然是一个可行的暗物质候选者。
2006-10-02 astro-ph hep-ph
Probing the truncation of galaxy dark matter halos in high density environments from hydrodynamical N-body simulations
我们分析了高分辨率，N体流体动力学模拟的基准星系团探测潮汐剥离的暗物质subhalos。这些模拟包括恒星形成的处方，使我们能够跟踪恒星组成部分的命运。我们研究了潮汐剥离对这些暗物质下晕中星系团的影响，作为星系团中心半径的函数。为了量化星系团的暗物质晕的程度，我们引入半质量半径r_half作为诊断参数，并研究了它与投影星系团中心距离R的演化关系.我们发现一个定义明确的趋势（r_half，R）：越接近星系团的中心，半质量半径越小。有趣的是，这一趋势在本研究中研究的所有红移框架中都可以推断出来，范围从z=0到z=0.7。在z=0时，星系团中心区域的星系晕被高度截断，最紧凑的半质量半径为10 kpc。我们还发现r_half依赖于光度，并给出了r_half与星系光度的标度关系。相应的星系团总质量也被发现随着投射的星系团中心距离和光度的增加而增加，但比（r_half，R）趋势更分散。比较星系团中恒星质量与总质量的分布，我们发现暗物质组分被优先剥离，而恒星组分仍然受到晕的保护，受潮汐力的影响要小得多。我们将这些结果与r_half的星系-星系透镜探测器进行了比较，并找到了定性的一致性。（节录）
2009-03-03 astro-ph
Probing the pc- and kpc-scale environment of the powerful radio galaxy Hercules A
我们提出的kpc尺度的行为，强大的河外射电源大力士A和行为的星系团内的气体中的射电源位于。我们发现，大力神A表现出很强的Laing-Garrington效应。X射线观测揭示了沿着射电星系轴延伸的扩展X射线发射。星团的估计温度为kT = 2.45 keV，中心电子密度为no~7.8 x 10^（-3）cm^（-3），这表明武仙座A所处的环境是一个热而致密的环境。从无线电和X射线数据的组合研究中，我们估计了3<Bo（μ G）<9的中心值。我们还提出了最新的结果，从分析的无线电数据的pc尺度结构的射电星系，在18厘米的EVN-MERLIN阵列观察。EVN以18质量的分辨率探测到一个与武仙座A的光学中心重合的微弱但紧凑的射电源。EVN核心的总通量密度为14.6 mJy。它的角度大小为18 x 7 mas，位置角约为139度。也有证据表明，在西北-东南方向的扩展排放，最有可能从东部的pc尺度急流。如果这是真的，那么pc-东部和kpc-尺度喷流的方向之间存在约35度的不对准。
2001-11-30 astro-ph
The Two-Point Correlation of Galaxy Groups: Probing the Clustering of Dark Matter Haloes
利用Yang等（2004 b）最近开发的晕基星系群发现器，对2度视场星系红移巡天中发现的星系群进行了2点关联函数（2 PCF）分析。有了这个组目录，我们能够估计从孤立星系到丰富星系团的系统的2 PCF。这些系统的实空间相关长度范围从$\sim 4\mpch$到$\sim 15\mpch$，分别。观测到的相关振幅（和相应的偏置因子）作为组丰度的函数，很好地再现关联星系团与暗物质晕在标准的$Λ$ CDM模型。在红移空间关联函数中可以清楚地检测到红移畸变，其程度与宇宙密度场中引力成团和晕偏置的假设相一致。与以前的研究一致，我们发现一个强大的增加的相关长度与平均组间分离。虽然很好地确定观测，我们表明，目前的理论预测还不够准确，允许严格的约束宇宙学参数。最后，我们使用我们的结果来探索星系的2 PCF的幂律性质。我们分裂的2 PCF在1组和2组的条款，相当于1-halo和2-halo项晕占领模型，并表明，幂律形式的2 PCF被打破，当只包括星系在更大的质量系统。
2004-11-24 astro-ph
Probing a massive radio galaxy with gravitational lensing
引力透镜系统CLASS B2108+213有两个相隔4.56角秒的透镜图像。如此宽的图像分离表明透镜要么是一个大质量星系，要么是由一组星系组成。为了研究透镜势的结构，我们在1.7 GHz的VLBA和5 GHz的全球VLBI的两个透镜图像进行了新的高分辨率成像。从两个透镜图像中检测到紧凑和扩展的发射，这为透镜质量模型提供了额外的约束。我们发现，数据是一致的，无论是一个单一的透镜星系，或两个星系透镜模型，考虑到附近的同伴的主要透镜星系的爱因斯坦半径内的系统。然而，对于整体幂律质量模型的集合，密度分布比等温更陡的模型更适合。单球质量模型的最佳拟合曲线斜率为$γ=$ ~2.45 $_{-0.18}^{+0.19}$。该系统还有第三个射电分量，与主透镜星系重合。该分量首次被1.7 GHz VLBA和5 GHz全球VLBI成像在毫角秒尺度上探测到。然而，第三无线电组件被发现是不一致的核心透镜图像，因为无线电频谱不同的两个透镜图像，其通量密度太高相比，从简单的质量模型与可变的幂律密度分布和/或合理的核心半径的预期。此外，MERLIN系统的1.4 GHz成像在主透镜星系的两侧发现了扩展的瓣发射。因此，来自第三个射电成分的射电辐射几乎可以肯定是来自主透镜星系内的活动星系核，它被归类为FR I型射电源。
2007-12-07 astro-ph
Probing Star Formation in Interacting Galaxies Using UV and Mid-IR: The Case of Arp 82
为了帮助理解星系相互作用对恒星形成的影响，我们分析了相互作用星系对Arp 82（NGC 2535/6）的Spitzer红外和GALEX紫外图像，并与相互作用的数值模拟进行了比较。我们研究了几个恒星形成区域（团块）的紫外和红外特性。我们使用团块的FUV/NUV颜色来约束年龄。8微米和24微米的光度被用来估算团块的远红外光度和恒星形成率。我们研究了紫外和红外颜色的可能梯度。参见Smith et al.（2006 a，b），了解我们整个相互作用样本的全局结果。
2006-03-15 astro-ph
Probing the Age of Elliptical Galaxies
在本文中，我们解决的问题，年龄和金属丰度的影响是否可以解开的援助的宽带颜色和光谱指数的吸收特征强度，从而可以推断椭圆星系的年龄。所检查的观测数据是Gonzales（1993）的星系样本的指数H β和[MgFe]以及速度弥散σ，并由Burstein等人（1988）的紫外线数据，即颜色（1550-V）补充。进行分析的援助下的化学光谱光度模型的椭圆星系的原始气体（旨在模拟的崩溃阶段的星系形成）和星系风的发生。星系模型来自Tantalo et al.（1995）。
1996-02-07 astro-ph
Probing the gas content of the dwarf galaxy NGC 3109 with background X-ray sources
利用两次ROSAT PSPC观测资料建立了麦哲伦型旋涡星系NGC 3109（DDO 236）场中的X射线点源星表。在91个X射线源中，26个包含在Jobin和Carignan（1990）用VLA得出的NGC 3109的HI范围内。对于其中的10个，我们可以确定精确的硬度比Δ HR 2 <=0.2。我们发现了3个候选活动星系核，2个候选X射线双星和一个可能属于任一类的源。我们还发现了2颗候选前景恒星。在NGC 3109核中心的I波段NTT观测的8 '× 8'视场中，我们确定了7个ROSAT PSPC源的X射线误差圆中的候选光学对应物。我们应用光谱拟合的ROSAT光谱的X射线最明亮的吸收候选AGN背后的NGC 3109，RX J1003.2-2607。假设银河系前景氢柱密度为4.3 × 10^20 cm^-2，我们从X射线光谱拟合中推导出，假设金属丰度约为0.2太阳能，NGC 3109的氢柱密度为11（+7，-5）× 10^20 cm^-2。该值略大于由21厘米观测数据得到的氢柱密度（约8 10^20 cm^-2）。我们估计气体的分子质量分数不大于~ 60%。
2000-05-24 astro-ph
Probing Dark Energy with Baryonic Acoustic Oscillations at High Redshifts
重子声波振荡的振幅和相位可以从星系功率谱中提取出来，作为宇宙学检验的标准标尺。一个非振荡的唯象拟合函数被用来提取星系功率谱的振荡部分，并从振幅信息中分离出相位信息。用哈勃体积模拟的模拟数据对该方法（FITEX）进行了测试，包括红移空间效应、非线性结构生长和偏置。介绍了一个宇宙学测试，比较提取的振荡对理论模型模板，以获得对$w$参数的约束。唯象拟合函数被发现模型的星系功率谱的各种扭曲的次百分比水平。各种扭曲只会提高振荡的幅度。理论模板足够精确，可以测试由不同的$w$值引起的振荡相位的小偏差。用重子声波振荡作为标准标尺的宇宙学检验，能够强有力地约束$w$。
2006-09-13 astro-ph
Probing Unification With Chandra HETGS and XMM-Newton EPIC And RGS Spectroscopy of the Narrow Emission Line Galaxy NGC 2110
我们目前的结果，从钱德拉HETGS（250千分之二的时代）和XMM牛顿EPIC和RGS（60千分之一）的NGC 2110，这在历史上已被归类为窄发射线星系的观测。我们的研究结果支持的解释，源是塞弗特2通过一个补丁吸收器。源的核X射线光谱最好用光子指数$Γ$ ~1.7的幂律来描述，并通过从中心超大质量黑洞很远距离处的多层中性物质吸收来修改。我们报告了Fe K $α$和Si K $α$线的强探测，这些线用Chandra HETGS勉强分辨，并且我们将荧光材料的发射半径限制为>1 pc。有一些证据表明，在狭窄的Fe K $α$核心的速度~4500 km s $^{-1}$的基础上适度的额外增宽。我们在钱德拉MEG和XMM-牛顿RGS光谱中发现了电离发射（O VIII Ly $α$，O VIII RRC特征，可能还有Ne IX禁戒线）的初步证据，这可能与已知的扩展X射线发射有关，该辐射距离核约160 pc。我们认为，$10^{23}$厘米$^{-2}$部分覆盖吸收起源于宽线区域云附近的活动星系核，和$3\times10^{22}$厘米$^{-2}$覆盖者很可能有一个更遥远的起源，并有一个扁平的几何形状，以允许小规模的射电喷流逃逸。
2007-08-30 astro-ph
Probing the Dark Matter and Gas Fraction in Relaxed Galaxy Groups with X-ray observations from Chandra and XMM
我们提出了径向质量配置文件在0.3 r_vir的16个放松星系群贫集群（kT范围1-3千电子伏）选择的最佳质量约束的钱德拉和XMM数据档案。在考虑了热气体的质量后，所得到的质量分布可以用由NFW模型表示的暗物质（DM）和来自中央星系的恒星组成的双组分模型很好地描述。在Kroupa IMF的假设下，仅对8个系统需要恒星分量，并得到了合理的恒星质光比（M/L_K）。通过绝热收缩来修正NFW暗物质晕并不能改善拟合，而是系统地降低了M/L_K。在以前的结果相比，大规模集群，我们发现，NFW浓度参数（c_vir）的组随着M_vir的增加而减少，是不一致的，在3西格玛水平上没有变化。c_vir-M_vir关系的归一化和斜率与标准的λ CDM宇宙学模型一致，σ_8 = 0.9。关于c_vir-M_vir关系测量的小的固有散射意味着基团代表优先松弛的早期形成系统。在过密度Delta=2500范围内测量的星系团的平均气体分数（f =0.05 +/- 0.01）低于热的大质量星系团，但星系团的分数分散度（sigma_f/f=0.2）更大，这意味着反馈过程对星系团的影响更大，正如预期的那样。
2007-07-11 astro-ph
Probing the IGM-Galaxy Connection Toward PKS0405-123 II : A Cross-Correlation Study of Lya Absorbers and Galaxies at z<0.5
我们提出了一个试点研究的Lya吸收相对于已知的星系的基础上，112 Lya吸收和482个星系确定在z<0.5沿视线朝向PKS 0405 -123的集群特性。主要目标是确定Lya吸收体的起源，根据它们与已知星系的互相关幅度，并调查可能的N（HI）依赖的交叉关联函数。我们的主要研究结果如下。(1)仅使用发射线主导的星系和log N（HI）>= 14的Lya吸收体测量的互相关联函数xi_{ga}显示出与在共同移动、投影距离尺度< 1 h^{-1} Mpc的星系自关联函数xi_{gg}相当的强度，而仅使用吸收线主导的星系时仍然缺乏互相关信号。这意味着一个形态依赖的xi_{ga}，并表明log N（HI）>= 14的强吸收体和发射线星系居住在同一个晕人口。(2)最大似然分析表明，对数N（HI）< 13.6的Lya吸收体与已知星系的随机分布相一致。最后，（3）基于这一单一视线，我们发现对于log N（HI）>= 13.6的强吸收体，xi_{ga}的振幅并不敏感地依赖于N（HI）。
2005-07-26 astro-ph
Probing galaxy evolution through the internal colour gradients, the Kormendy relations and the Photometric Plane of cluster galaxies at z~0.2
本文详细分析了星系团\A 2163 B在红移z~0.2处的光度特性。本文导出了N~60个星系的R带、I带和K带结构参数（半光半径r_e<mi>、r_e内的平均表面亮度_e和Sersic指数n），并用来研究它们的内部色梯度。我们首次利用光学近红外Kormendy关系的斜率来研究颜色梯度随星系大小的变化，并推导出K波段z~0.2处的测光平面。颜色梯度在可见光波段可以忽略不计，在光学近红外光谱中为负值，这意味着星系中的金属丰度梯度为每径向十年约0.2 dex。对Kormendy关系的分析表明，它的斜率从光学到近红外增加，这意味着颜色梯度不会变化，甚至在更大的星系中变得不那么陡峭。这样的结果不是简单地容纳在一个单一的崩溃的情况下，而它可以很好地理解在一个分层合并框架。最后，我们推导出z~0.2处的第一个近红外测光平面，同时考虑了测量不确定度和选择效应的相关性。z~0.2处的光度平面与z~0处的光度平面一致，其固有散射显著小于Kormendy关系，但大于基本平面。
2004-07-19 astro-ph
The Cross-Correlation between Galaxies and Groups: Probing the Galaxy Distribution in and around Dark Matter Haloes
利用2度场星系红移巡天（2dFGRS）和斯隆数字巡天（SDSS），我们确定了星系和星系群之间的交叉关联函数。我们研究了交叉相关作为一个功能的集团质量，并作为一个功能的光度，恒星质量，颜色，光谱类型和特定的恒星形成率的星系。所有这些交叉关联函数显示出一个明确的过渡，从"1-halo"到"2-halo"制度的规模相当的维里半径的考虑。在大于维里半径的尺度上，所有交叉关联函数大致平行，与线性偏差模型一致。特别是，大尺度相关振幅更高的质量集团，并为更明亮和更红的星系。在“1晕”状态下，互关联函数强烈依赖于群中心的定义。我们认为这两个亮度加权中心（LWC）和中心的位置定义的最亮的星系群（BGC）。在第一种定义下，大质量星系团中明亮的早型星系比暗的晚型星系更集中。使用BGC，并排除最亮的星系的交叉相关分析，我们只发现显着的隔离在大质量的集团（$M \gta 10^{13}h^{-1}\msun$）的星系不同的光谱类型（或颜色或特定的恒星形成率）。在质量为$\la 10^{13}h^{-1}\msun$的晕中，明亮的卫星星系明显不足。比较从2dFGRS的结果与那些从现实的模拟样品中获得的，我们发现，在集团中的星系的分布是远远低于集中的暗物质晕预测当前的$Λ$ CDM模型。（节录）
2005-06-27 astro-ph
Probing neutrino masses with future galaxy redshift surveys
我们进行了一个新的研究，未来的星系红移调查的自由流效应所造成的中微子质量的敏感性，增加了宇宙学参数的测量的主要各向异性的宇宙微波背景（CMB）的信息。我们的参考宇宙学方案有九个参数和三个不同的中微子质量，并由振荡实验强加了一个层次。在目前的十年内，斯隆数字巡天（SDSS）和普朗克实验的CMB数据的组合将有一个2西格玛的总中微子质量接近0.2 eV的检测阈值。这个估计是强大的对参考宇宙学模型中包含额外的自由参数。从长远来看，下一代的实验可能会达到2-sigma的阶和m_nu = 0.1 eV的值，或者更好，如果一个星系红移调查显着大于SDSS完成。我们还讨论了如何在正常的和倒置的层次计划的自由流尺度上的小变化转化为预期的误差，从未来的宇宙学数据。
2004-04-06 astro-ph hep-ph
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
Probing Dynamical Dark Energy with Press-Schechter Mass Functions
对宇宙加速膨胀的测量导致提出一种新的宇宙流体作为其原因：暗能量。它的各种化身提供了丰富的模型，其相关性是重要的，通过与观察的联系进行区分。我将介绍我的调查的影响动力学暗能量模型的非线性暗物质结构的形成。特别是，我将集中在结构跟踪的质量函数的暗物质晕。
2007-03-04 astro-ph gr-qc hep-th
Probing Gravity with Spacetime Sirens
像LISA这样的引力天文台将探测到合并的大质量黑洞对，精确测量它们的光度距离，并帮助识别宿主星系或电磁对应物。如果暗能量是大尺度上修正引力的一种表现，那么来自宇宙学上遥远的时空警报器的引力波就是这种新物理学的直接探测器。例如，基于黑洞对光度距离和宿主星系红移的引力哈勃图可以揭示大距离的超维引力泄漏。在宇宙尺度上传播的引力信号中，可能会有各种各样的附加特征。
2007-08-31 astro-ph gr-qc hep-th
Probing General Relativity With Mergers of Supermassive and Intermediate-Mass Black Holes
最近的观测和恒星动力学模拟表明，数千个太阳质量的黑洞可以在紧凑的大质量年轻星团中形成。任何这样的星系团在其宿主星系的凸出部分都会在数亿年内螺旋形地到达中心，在那里它们的中等质量黑洞很可能最终与星系的超大质量黑洞合并。如果这种合并是常见的，那么未来的空间引力波探测器，如激光干涉仪空间天线，将以如此高的信噪比探测它们，以至于在螺旋的末端，轨道将在简单的功率密度谱中可见，而不需要匹配滤波。本文讨论了星系核区星系团螺旋运动的天体物理学以及随后的中等质量黑洞与超大质量黑洞的合并。我们还研究了理解旋转黑洞的时空几何的前景，根据这些极端质量比的吸气结束附近可见的强信号的相位连接。
2004-09-21 astro-ph gr-qc
