UHECRs deflections in the IRAS PSCz catalogue based models of extragalactic magnetic field
研究了超高能宇宙射线在河外磁场中的传播。我们使用的IRAS PSCz目录，以重建EGMF考虑到幂律之间的依赖关系的磁场和红外光度密度。与以前的工作[11]相反，归一化参数是根据星系团的磁场的观测值（B_GC = 0.3 - 2 microG）和局域宇宙空洞的估计值（B_Void = 1 pG - 100 pG）来估计的。在“强”（B_GC=2 microG，B_Void = 100 pG）和“弱”（B_GC=0.3 microG，B_Void = 1 pG）磁场两种边界条件下，利用重建的EGMF，构造了到达能量E = 100 EeV和E = 40 EeV的UHE质子的预期偏转角的全天图.结果表明，只有在“弱”EGMF模型的情况下，能量大于40 EeV和最大能量E_max = 10 ZeV的质子的平均偏转才不重要（与现代探测器的误差相当）。
2006-11-22 astro-ph
Reconstruction Analysis of the IRAS Point Source Catalog Redshift Survey
我们提出的星系分布的重建分析的结果，在一个半径为50 Mpc/h的球形区域为中心的本地集团，映射的IRAS点源目录红移巡天（PSCz）。我们重建它使用15种不同的模型在宇宙中的结构形成，每个模型由一组假设的值的密度参数Ω_m，和IRAS星系和质量之间的偏差的幅度和性质。对于每个模型，我们还重建了10个模拟PSCz目录来自数值模拟的输出，有适当的假设Ω_m和偏见。我们使用各种统计数据来比较PSCz目录的每个重建的准确度与基于相应模拟目录重建的预期准确度。我们发现高斯质量密度涨落的引力不稳定性可以解释PSCz星表中的星系分布，至少可以解释一些关于Omega_m值和偏差的合理假设。IRAS星系追踪质量的无偏模型无法准确重建PSCz星表，无论是Omega_m=0.4还是Omega_m=1。IRAS星系质量反偏的低Omega_m模型是重建PSCz星表最成功的模型。特别是，根据半解析星系形成模型的预测，一个Omega_m=0.4，IRAS星系与质量相关的模型在重建PSCz星系分布方面是非常成功的。
1999-10-13 astro-ph
The SCUBA Local Universe Galaxy Survey: Results from the Optically-Selected Sample
我们提出了新的结果，从水肺本地宇宙星系调查，第一次大型统计亚毫米调查的本地宇宙。在我们最初调查了104个IRAS选择的星系样本之后，我们现在提出了80个光学选择星系样本的结果。由于SCUBA对IRAS无法检测到的大部分冷尘埃非常敏感，因此添加这种光学选择的样品使我们能够首次确定不同哈勃类型星系中的冷尘埃量。我们在样本中探测到6个椭圆星系，发现它们的尘埃质量超过10^7个太阳质量。我们推导出当地的亚毫米光度函数和尘埃质量函数，无论是直接为光学选择的SLUGS样品和外推IRAS PSCz调查，并发现它们是很好的拟合Schechter函数。我们发现这两个LF和DMF之间非常一致，并表明，而IRAS选择的LF在较低光度下的斜率比-2（一个submm“Olbers'Parkline”）更陡，正如预期的那样，PSCz外推的LF在低光度端出现。
2004-11-02 astro-ph
The Size and Shape of Local Voids
我们研究的大小和形状的低密度区域在当地的宇宙，我们确定在平滑密度场的PSCz通量有限的IRAS星系目录。在使用我们的数据集和方法量化进入空隙检测的系统偏倚后，我们使用5 $h^{-1}$ Mpc的平滑长度，在80 $h^{-1}$ Mpc内识别出14个空隙，使用10 $h^{-1}$ Mpc的平滑长度，在130 $h^{-1}$ Mpc内识别出8个空隙。我们研究了空洞的尺寸分布和形态，发现有大致相等数量的长球形和扁球形空洞。我们比较了测得的PSCz空隙的形状和尺寸分布与预期在六个不同的CDM模型，发现只有尺寸分布可以区分模型。PSCz数据的首选模型是那些具有中间值的$σ_{8} (\simeq 0.83)$，独立于宇宙学。
2001-10-17 astro-ph
The IRAS view of the Local Universe
我们总结了预测的密度和奇特的速度场的PSCz调查的结果。我们已经使用了概括的路径交换Zeldovich近似，以确定速度场;最显着的特点是一个连贯的大规模流动沿基线连接本地超星系团，半人马座和沙普利浓度。比较预测的和观察到的整体流量，得出β = 0.50+-0.1。我们重新审视PSCz偶极子，在低纬度地区改进的红移完整性，并使用PIZA估计真实空间距离。我们发现偶极是稳定的80和180 hMpc之间，虽然似乎有一个显着的贡献，偶极子约200 hMpc。与CMB偶极的总体未对准保持在20度。β的隐含值在0.40-0.55的范围内，统计误差为± 0.1。我们还介绍了密度场和初步偶极子分析，从几乎完成的背后的飞机调查，扩展PSCz覆盖93%的天空，包括拟议的核心的大吸引力。我们发现一个密度峰值在（325，-5，3500公里/秒），大约是半人马座或帕沃-印度河的一半，并形成一个连续的灯丝的一部分，将它们连接在整个平面上。我们还发现了一个更大的“更大的吸引子”直接背后的GA的证据，在125 hMpc的距离，比沙普利浓度更大。在大距离下，偶极方向与CMB的一致性大大提高：在250- 300 hMpc下，偏差仅为5-10度，尽管这取决于所做的不完全修正。偶极振幅意味着参数β的值为0.44 ± 0.1。
2000-06-01 astro-ph
The evolution of the ultraviolet and infrared luminosity densities in the universe at 0<z<1
利用远紫外（FUV）和红外（IR）两个波长的光度函数（LF）讨论了从z=0到z=1的远紫外和红外光度密度之比。基于GALEX的FUV LF（z=0-1）已由Arnouts等人（2005）报道，而对于IR LF，我们使用IRAS PSCz 60-um LF用于本地宇宙，并使用Le Floch等人（2005）使用的Spitzer 15-um LF在更高z处。两个光度密度都表现出明显的演化趋势，但红外的演化速度比FUV快得多。因此，比率$ρ_{dust}/ρ_{FUV}$向较高的z增加，从4（局部）增加到15（z = 1）。研究还表明，宇宙中70%以上的恒星形成活动被0.5 < z < 1.2的尘埃遮蔽。
2005-08-04 astro-ph
The SCUBA Local Universe Galaxy Survey Optically-Selected Sample
我们讨论了SCUBA本地宇宙星系巡天（SLUGS）的进展，第一个大型的，统计的本地宇宙亚毫米巡天。自从我们最初调查了104个IRAS选择的星系样本以来，我们最近完成了78个光学选择星系的样本。由于SCUBA对大部分太冷而无法被IRAS检测到的尘埃很敏感，因此添加这种光学选择的样品使我们能够首次确定不同哈勃类型星系中的冷尘埃量。我们在样本中探测到6个椭圆星系，发现它们的尘埃质量超过10^7个太阳质量。我们得到当地的亚毫米光度函数，直接为两个样本，并通过外推从IRAS PSCz，并找到很好的协议。
2004-08-25 astro-ph
The footprint of large scale cosmic structure on the ultra-high energy cosmic ray distribution
目前在超高能宇宙射线（UHECR）中收集高统计数据的实验正在打开一扇了解宇宙的新窗口。在这项工作中，我们讨论了一个大尺度结构模型的UHECR起源评估预期的各向异性的UHECR到达分布从一个给定的天文目录的本地宇宙。该模型考虑了目录中的主要选择效应和UHECR传播效应。通过应用这种方法的IRAS PSCz目录，我们得到的最小统计需要显着拒绝的假设，UHECRs跟踪重子分布在宇宙中，特别是提供了一个预测的俄歇实验。
2006-01-17 astro-ph
The signature of local cosmic structures on the ultra-high energy cosmic ray anisotropies
目前收集超高能宇宙射线（UHECR）的高统计数据的实验正在打开一个新的窗口，宇宙面临着执行UHECR天文学的可能性。在这里，我们讨论了一个大尺度结构（LSS）模型的UHECR原产地，我们评估预期的大尺度各向异性的UHECR到达分布。采用IRAS PSCz目录作为示踪剂的LSS，我们得出的最低统计需要拒绝或评估的相关性的UHECR与重子分布在宇宙中，特别是提供了一个预测的俄歇实验。
2006-09-20 astro-ph
Consistent beta values from density-density and velocity-velocity comparisons
我们应用一种新的算法，称为无偏最小方差（以下简称UMV）估计，重建宇宙密度和奇特的速度场在我们的本地宇宙从SEcat目录的奇特速度包括早期（ENESTRA）和晚期（SFI）星系。将重建的场与IRAS PSCz星系红移巡天预测的场进行了比较，以约束beta = Omega_m^{0.6}/b的值，其中Omega_m和b是质量密度和偏差参数。密度场和速度场的比较是在相同的方法框架内进行的，并首次导致一致的β值，分别产生β = 0.57 - 0.13 ^{+0.11}和β = 0.51 +/- {0.06}。我们发现，密度和速度残差的分布，相对于各自的误差，是一致的高斯分布与西格玛约1，这表明密度场预测的PSCz是一个可以接受的拟合推导出的SEcat星系的奇特的速度。
2002-07-17 astro-ph
A full sky prediction of the SZ effect from diffuse hot gas in the local universe and the upper limit from the WMAP data
我们使用PSCz星系红移目录结合约束模拟的基础上IRAS 1.2 Jy星系密度场估计的贡献，在本地宇宙中的热气体的SZ效应在大尺度上。我们产生了一个全天空的Healpix地图预测SZ效应的集群以及扩散热气体在80 Mpc/h。在像元空间、谐波空间和小波空间对该地图和WMAP数据进行互相关检验，可以对效果设置上限。我们的结论是，SZ效应的扩散气体在当地的宇宙中不能检测到在当前的CMB数据，并不是一个污染因素的大尺度（1 <60）的CMB角各向异性的研究。然而，对于未来的高灵敏度实验观察在更宽的频率范围内，预测的大规模SZ效应可能是重要的。
2005-02-10 astro-ph
The GZK Feature in our Neighborhood of the Universe
假设超高能宇宙射线的源像观测到的星系一样分布在太空中，我们用数值方法计算了地球上的超高能宇宙射线谱。我们使用CfA 2和PSCz星系红移调查本地星系分布模型，适当考虑到每个调查的星系选择功能。当调查选择的影响，我们发现，当地的过密度只有一个因素的两个，一个数量级小于在一些早期的研究中使用。过密度为2不足以弥补$10^{20}$ eV以上事件的预测数量与这些最高能量下测量的通量之间的差距。这一结论对于软注入光谱（$\propto E^{-3}$）尤其强，其中观察到的事件数比预期的高6 $σ$。然而，如果注入光谱是硬的（$\propto E^{-2}$），则小的局部过密度有助于使当前数据在预测的高于$10^{20}$ eV的低事件数的2 $σ$内。在这种情况下，Greisen-Zatzepin-Kuzmin截止不是{ \it截止}，而是宇宙射线谱中的{ \it特征}。
2000-09-28 astro-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
Local Group Velocity Versus Gravity: Nonlinear Effects
我们用数值模拟的方法研究了本振群的速度与引力加速度之间的关系。这个关系作为一个测试的CMB偶极子的运动起源，并作为一种方法来估计β。我们计算两个矢量之间的失准角，并将其与PSCz调查的观测值进行比较。后一个值接近角度的95%置信区间的上限;因此，非线性效应不太可能是整个观察到的未对准的原因。我们还研究了LG速度幅值与重力矢量幅值之间的关系。在一个Ω =1的宇宙中，LG的平滑重力结果是LG（未平滑）速度的有偏低估计。在Ω =0.3的宇宙中，估计量偏高。然而，所讨论的偏差仅为百分之几，因此线性理论具有良好的准确性。LG速度的基于重力的估计器也具有分散性，这限制了LG速度-重力比较中β估计的精度。由于非线性效应，β的随机误差达到百分之几。
2001-01-05 astro-ph
The SCUBA Local Universe Galaxy Survey - III. Dust along the Hubble sequence
我们提出了新的结果，从水肺本地宇宙星系调查（SLUGS），第一次大型系统的亚毫米调查的本地宇宙。自从我们最初调查了104个IRAS选定的星系样本以来，我们现在已经完成了对81个光学选定星系样本的调查，这些星系是用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA相机观测的。由于SCUBA对90%的尘埃很敏感，这些尘埃太冷而不能在IRAS波段显着辐射，因此我们的新样本代表了沿着哈勃序列整个长度对星系中尘埃的第一次无偏见的调查。我们发现沿着哈勃序列的星系中的尘埃的属性几乎没有变化，并检测到11个椭圆星系的6。在我们早期的工作中的IRAS星系，我们发现，IRAS和submm通量是很好的拟合由两个组件的尘埃模型与尘埃发射率指数β =2。与我们早期工作的主要区别是，我们发现冷尘埃质量与暖尘埃质量的比值对于我们的光学选择星系要高得多，可以达到~1000的值。IRAS和光学选择的样品的结果的比较表明，有一个人口的星系包含了很大比例的冷尘埃，是在IRAS样本中没有代表。我们推导出当地的亚毫米光度和尘埃质量函数，无论是直接从我们的光学选择的SLUGS样品，并通过外推从IRAS PSCz调查使用的方法Serjeant & Harrison，并找到两者之间的极好的协议。我们发现他们是很好的拟合Schechter函数，但在最高光度。我们发现，由于忽略了冷星系的IRAS样本的光度函数在我们早期的工作是太低的一个因…
2005-10-27 astro-ph
The ISO 170um Luminosity Function of Galaxies
利用ISO FIRBACK巡天170 μ m波段的55个z < 0.3星系的通量限制样本（S_170 > 0.195Jy），构造了星系的局域光度函数（LF）。170-um LF的整体形状被发现与总60-um LF的形状不同（Takeuchi等人，2003）：LF的亮端比60-um LF的亮端下降得更陡。这种行为在数量上类似于IRAS PSCz星系的冷子样本的LF。我们还通过假设纯光度演化（PLE）：L（z）\propto（1+z）^Q来估计LF演化的强度。我们得到的Q=5.0^{+2.5}-0.5}与最近Spitzer观测得到的值相似，尽管样本量有限。然后，在170 μ m低频上积分，得到170 μ m的局部光度密度ρ_L（170 μ m）。直接对LF积分得到ρ_L（170 μ m）= 1.1 \times 10^8 h Lsun Mpc^{-3}，而如果我们假设Q=5的强PLE，则该值为5.2 \times 10^7 h Lsun Mpc^{-3}。这是对局部FIR光度密度的相当大的贡献。通过与其它红外观测数据的综合，我们得到了本征宇宙中尘埃的总光度密度ρ_L（dust）=1.1 \times 10^8 h Lsun Mpc^{-3}。使用这个值，我们估计了被尘埃隐藏在本地宇宙中的宇宙恒星形成率（SFR）密度。我们得到了ρ_SFR（尘埃）\simeq 1.1-1.2 h \tim…
2005-11-24 astro-ph
Dust attenuation in the nearby Universe: comparison between galaxies selected in the ultraviolet or in the infrared
我们比较了两个星系样品的尘埃衰减特性，它们是纯选取的近紫外波段（1750-2750 A，λ_m = 2310 A）和60微米远红外波段（FIR）的。这些样本是使用GALEX和IRAS巡天在~600平方度范围内建立的。NUV选定的样本包含95个被探测到的星系，最低NUV= 16等（AB系统）。这个样本中有83个星系是螺旋星系或不规则星系，只有两个星系在60微米时没有被探测到。FIR选择的样本是从IRAS PSCz星表中构建的，最低可达0.6Jy。在这163个源中，我们选取了118个IRAS观测良好的成星星系，除1个外，其余星系都在NUV波段被观测到，有14个星系在远紫外波段（1350-1750 A，λ_m = 1530 A）未被观测到。尘埃紫外线（NUV和FUV）的流量比进行校准，以估计在这两个波长的尘埃衰减。发现NUV中的衰减中值对于NUV选择的样品为~1 mag，而对于FIR选择的样品为~2 mag。在这两个样本中，尘埃衰减被发现与星系的光度相关。几乎所有的NUV选定的星系和2/3的FIR选定的样品表现出较低的尘埃衰减比预期的紧密关系之前发现的星爆星系之间的尘埃衰减和紫外线连续谱的斜率。的情况是相反的三分之一的FIR选定的星系：他们的消光比推导出的FUV-NUV颜色和有效的星爆的关系。
2004-11-12 astro-ph
