Satellite Kinematics II: The Halo Mass-Luminosity Relation of Central Galaxies in SDSS
卫星星系的运动学反映了它们所处的扩展的暗物质晕的质量，从而揭示了它们对应的中心星系的质光关系。在本文中，我们选择了一个大样本的中心和卫星从斯隆数字巡天（SDSS）和测量的运动学（速度色散）的卫星星系作为中央星系的$r$波段光度的函数。使用的分析框架中提出的文件I，我们使用这些数据来推断{ \it两者}的平均值和中心星系的MLR的散射，仔细考虑到选择效应和偏差引入的堆叠程序。正如预期的那样，平均而言，更明亮的中心位于更大的晕中。此外，我们发现，在晕质量的散射中心的一个给定的光度，$σ_{\log M}$，也增加了光度增加。正如我们所证明的，这与$σ_{\log L}$是一致的，它反映了条件概率函数$P(L_c|M)$中的散射，与晕质量无关。我们的卫星的运动学分析收益$σ_{\log L}=0.16\pm0.04$，在良好的协议与集群和集团目录的约束，并从半解析模型的预测星系形成。因此，我们得出结论，在星系形成的随机性，这是由$σ_{\log L}$的特点，是很好的约束，是独立的晕质量，并在很好的协议与当前的星系形成模型。
2008-07-30 astro-ph
Probing the absorbing haloes around two high-redshift radio galaxies with VLT-UVES
本文报道了两个高红移射电星系0200+015（z=2.23）和0943-242（z=2.92）的空间扩展莱曼α辐射中HI和CIV吸收的VLT-UVES阶梯光谱。与之前的低分辨率光谱相比，0943-242中的吸收体几乎没有表现出额外的结构，主要吸收体仍然与HI柱密度一致，约为10^19 cm^-2。这与吸收气体具有低密度和低金属性并且分布在位于发射线气体之外的光滑吸收壳中的图片是一致的。然而，0200+015中的主要吸收体非常不同。先前的HI柱密度为10^19 cm^-2的单个吸收体拟合，现在分裂成两个约4 x 10^14 cm^-2的吸收体，它们延伸超过15 kpc，以掩盖在这些高分辨率观测中与射电瓣重合的附加Ly-alpha发射。尽管与吸收系统的壳状分布一致，但0200+015需要比0943-242高得多的金属富集。根据CIV吸收推断，0943-242中的金属丰度远低于0200+015。我们解释了这些差异的基础上的大小的无线电源的进化方案。在这两个来源的HI吸收气体来源于一个丰富的气体合并或原始的集群气体冷却和坍缩的中心的暗物质晕。较大的射电源（0200+015）中较高的金属丰度可能是由星暴驱动的超级风（与射电源发射的触发同时发生）吞没了这个较老源的外晕。
2002-09-10 astro-ph
Probing the Ionization State of the Universe at z>6
我们给出了两个已知具有Gunn-Peterson吸收谷的类星体SDSS J1030+0524（z=6.28）和SDSS J1148+5251（z=6.37）的高信噪比Keck ESI谱。SDSS J1030+0524的Ly α和Ly β谷非常黑，并且在z=6开始的~0.2的红移间隔内没有任何发射的证据。另一方面，SDSS J1148+5251在Ly β Gunn-Peterson谷中显示了许多发射峰，以及Ly α谷中的单个弱峰。Ly的α发射与Ly的β发射相对应，这表明它确实是星系际介质中z=6.08的一个较低光学深度的区域。SDSS J1148+5251光谱中较强的Ly β峰也可能是IGM中“泄漏”的结果，但我们认为它们是来自z=4.9的居间星系的Ly α发射。这一假设从一个强大的复合体的C IV吸收在相同的红移和从检测到的连续发射在预期的亮度在Ly α槽的可信度。如果这个假设是正确的，类星体的光很可能被介入的星系通过引力透镜放大了。在SDSS J1148+5251的吸收光谱中观察到的斯特罗姆格伦球明显小于基于其亮度的预期，这与类星体是透镜的假设一致。如果我们关于透镜效应的论点是正确的，那么从SDSS J1148+5251的波谷得到的光学深度只是下限（尽管仍然相当强，从Ly β波谷推断出τ（LyA）>16）。SDSS J1030+0524的Ly β吸收谷给出了在z>6处的IGM透射…
2003-03-27 astro-ph
Galaxy Mass Growth in GDDS and SDSS
我提出了一些新的结果与我们的理解的质量的星系在本地和高红移宇宙。在高红移的新斯皮策数据的星系在双子座深调查使我们能够更准确地测量恒星的质量与光的比例（使用静止帧近红外光），显示了改进的测量，但不是很大的差异。在局域宇宙中，我们探索了一种新的方法来估计星系的重子质量函数，包括看不见的HI的贡献。这就引出了一个有趣的结果：星系的重子质量函数实际上可能相当陡峭，其斜率与暗物质晕的质量函数相当。
2008-06-24 astro-ph
Shapes of clusters and groups of galaxies: Comparison of model predictions with observations
我们使用高分辨率数值模拟和观测数据研究了晕的三维和投影形状的特性，后者来自2 PIGG（Eke et al. 2004）和SDSS-DR 3GC组目录（Merchan & Zandivarez 2005）。我们调查晕形状的依赖性的特点，如质量和成员数。在三维的情况下，我们发现一个显着的质量和晕形状之间的相关性，大规模的系统比小晕更长。我们检测到一个强大的系统学的来源估计的三轴的晕，这是一个强大的功能的成员的数量; LCDM晕通常具有三轴的形状，稍微弯曲向扁长的形式，出现更扁圆形时，只考虑一个小的子集的晕粒子。观察到的2 PIGG和SDSS-DR 3GC组的椭圆度被发现是强烈依赖于组成员的数量，使穷人组出现更长的比丰富的。然而，这又是一个由统计数据不足引起的伪影，而不是星系群的固有属性，也不是观测偏差的影响。我们解释这些结果的帮助下的GALFORM模拟2 PIGG目录。当比较模拟星表和真实星表中的群椭圆度时，我们发现形状的变化趋势与群成员的数量有很好的一致性。当仔细考虑到低数量统计的影响时，我们发现更大质量的群体与更细长的形状一致。最后，我们的研究发现，所观察到的2 PIGG或SDSS-DR 3GC群的形状与星系成员的性质（如颜色或光谱类型指数）之间没有显着的相关性。
2005-09-02 astro-ph
Probing the Evolution of IR Properties of z~6 Quasars: Spitzer Observations
利用红外线列阵相机（IRAC）和Spitzer多波段成像光度计（MIPS）对13个z~6类星体进行了Spitzer观测。除了SDSS J000552.34-000655.8（SDSS J 0005 -0006）之外，所有的类星体都在四个IRAC通道和MIPS 24 μ m波段被探测到，具有高信噪比，而SDSS J 0005 -0006在IRAC 8.0 μ m波段被勉强探测到，而在MIPS 24 μ m波段没有被探测到。我们发现，这些类星体中的大多数有显着的热尘埃辐射所证明的观测到的24微米通量。它们的光谱能量分布（SED）与静止坐标系为0.15-3.5 μ m的低红移类星体相似，表明这些源的吸积盘和热尘结构已经达到成熟。然而，SDSS J 0005 -0006有一个不寻常的SED，在静止帧1和3.5 μ m处明显低于低红移SED模板，因此显示出强烈的近红外（NIR）不足，没有热尘排放。像SDSS J 0005 -0006这样具有极小的近红外-光通量比的I型类星体在低红移的类星体样本中没有发现，这表明SDSS J 0005 -0006在高红移时具有不同的尘埃性质。我们结合斯皮策观测与X射线，紫外/光学，毫米/亚毫米和无线电观测，以确定所有的类星体的热光度。我们发现，四个类星体的中心黑洞质量测量的爱丁顿比的顺序统一。
2006-07-31 astro-ph
Properties of Galaxy Groups in the SDSS: I.-- The Dependence of Colour, Star Formation, and Morphology on Halo Mass
使用一个大的星系群目录构建的SDSS，我们调查各种星系的性质和晕质量之间的相关性。我们根据星系的颜色和特定的恒星形成率，将星系分为早期类型、晚期类型和中间类型。在固定的光度下，早型分数随晕质量的增加而增加。最重要的是，这种质量依赖性是平滑的，并且在探测的整个质量范围内持续存在，在任何质量尺度下都没有任何中断或特征。我们认为，以前声称的星系群尺度上的特征是一个文物的环境估计。在固定的晕质量，光度依赖的类型分数是令人惊讶的弱：星系类型更强烈地依赖于晕质量比光度。我们还发现，早型分数随晕心半径的增加而减小。与以前的研究相反，我们发现，这种径向依赖性也存在于低质量晕。卫星星系的性质与其中心星系的性质密切相关。特别是，早期型卫星的比例是显着较高的晕与早期型中央星系比在晕的质量相同，但晚型中央星系。这种现象，我们称之为“银河一致性”，存在于所有质量的晕和所有光度的卫星中。最后，中间型星系的比例总是~ 20%，与光度无关，与晕质量无关，与晕中心半径无关，与星系是中心星系还是卫星星系无关。我们讨论了所有这些发现对星系形成和演化的影响。
2005-09-06 astro-ph
Properties of Galaxy Groups in the SDSS: II.- AGN Feedback and Star Formation Truncation
成功地再现星系光度函数和双峰的星系分布需要一个机制，可以截断恒星形成的大规模晕。目前的星系形成模型考虑了两种截断机制：作用于卫星星系的绞窄作用和主要影响中央星系的活动星系核反馈作用。这些过程的效率将星系的蓝色部分设定为星系光度和晕质量的函数。在本文中，我们使用从斯隆数字巡天（SDSS）提取的星系群目录来确定这些分数。为了证明这些数据作为星系形成模型基准的潜在能力，我们将结果与Croton等人（2006）的星系形成半分析模型进行了比较。虽然这个模型准确地拟合了星系人口的全球统计数据，以及条件光度函数的形状，但当星系的蓝色部分作为质量和光度的函数在观测和模型之间进行比较时，存在显着的差异。特别是，该模型预测（i）太多的暗卫星星系在大规模的晕，（ii）卫星的蓝色部分是太低，（iii）蓝色部分的中心是太高，并与反光度依赖。在相同的顺序，我们认为，这些差异是由于（i）忽视潮汐剥离的半分析模型，（ii）的扼杀过于简化的治疗，（iii）不正确的尘埃灭绝和/或活动星系核的反馈建模。这里提出的数据将被证明是有用的测试和校准未来的模型的星系形成，特别是区分各种模型的活动星系核反馈和其他恒星形成截断机制。
2006-06-19 astro-ph
The Rise and Fall of Galaxy Activity in Dark Matter Haloes
我们使用SDSS星系群目录研究星系活动对恒星质量，晕质量和集团层次结构（中心与卫星）的依赖。我们将星系样本分为恒星形成星系、具有光学活动星系核活动的星系和射电源。我们发现晕质量随着中心星系活动从恒星形成到活动星系核的光学活动再到射电辐射的变化呈现一个平滑的过渡。恒星形成中心优先居住在M<10^{12} Msun的晕中，具有光学活动星系核活动的中心星系通常居住在M \sim 10^{13} Msun的晕中，而射电辐射中心主要居住在质量大于10^{14} Msun的晕中。虽然这似乎表明环境（晕质量）决定了其中央星系的活动类型，但我们发现恒星质量也有类似的趋势：中央恒星形成者的恒星质量通常低于10^{10} Msun，而光学活动星系核宿主和中央射电源的特征恒星质量分别为10^{10.8} Msun和10^{11.6} Msun。由于更大质量的晕通常拥有更大质量的中心，因此尚不清楚中心星系的活动是否与其恒星质量或晕质量有因果关系。一般来说，卫星星系的活动受到相同恒星质量的中心星系的抑制。在恒星质量固定的情况下，我们发现卫星星系的活动对晕质量的依赖很弱。事实上，对于卫星星系，星系活动对晕质量的依赖性比对恒星质量的依赖性弱四倍以上。正如我们所讨论的，所有这些结果都与低质量晕吸积冷气体的图片相一致，而大质量晕有热气体的日冕，促进其中央星系的射电活动。[删节]
2008-07-25 astro-ph
Masses of high-z galaxy hosting haloes from angular clustering and their evolution in the CDM model
我们研究质量托管晕的两个光度选择的高z星系样本：旧的被动演化星系（OPEGs）和莱曼断裂星系（LBG）都采取了斯巴鲁/XMM-牛顿深调查（SXDS）。SXDS的大测量面积（1平方度）使我们能够测量角两点关联函数，以>10弧分的宽间隔，具有良好的统计质量。我们利用晕模型处方估计的主机晕的测量大规模集群振幅的特征质量。结果表明，宿主晕质量与星系的光度呈正相关。然后，采用扩展的Press-Schechter模型（EPS），在冷暗物质（CDM）宇宙学的框架下，计算了宿主晕的质量演化预测，以便在不同红移的两个星系样本之间建立演化联系，并通过让它们的晕在时间上向前演化来识别它们现在的后代。结果发现，从CDM模型中宿主晕的质量演化来看，明亮的LBG与OPEG的祖先是一致的，而LBG总体上不太可能演化成OPEG。研究还发现，明亮的长周期星系团和大周期星系团的后代很可能位于大质量系统中，如星系群或星系团。最后，我们估计托管晕质量的本地早型星系样本的2dF和SDSS的基础上的晕模型，事实证明，他们的期望的托管晕的特征质量是在很好的协议与EPS预测的后代的质量的明亮的LBG和OPEGs。
2005-08-25 astro-ph
GalICS V : Low and high order clustering in mock SDSS's
[摘要]我们使用基于GALICS模型（Hatton et al. 03）的模拟星表来探索SDSS中观察到的星系团的性质。我们测量低，高阶角聚类统计从这些模拟目录，选择星系后，以同样的方式为观察，并将它们直接从SDSS数据的估计。请注意，我们还提供了SDSS DR 1上S3-S5的测量结果。我们发现，我们的模型是在一般的尺度/光度范围内，我们可以信任的预测与观察良好的协议。这个范围被发现是有限的（i）的大小所使用的暗物质模拟-这在大尺度上引入了有限体积效应-和质量分辨率的模拟-这引入了不完整的表观大小比$r\sim 20$。然后，我们专注于小规模的星系集群的属性和调查的行为，三个不同的处方内的暗物质晕定位星系。我们发现，星系是穷人示踪剂的DM粒子或DM子结构，集团和集群。相反，SDSS数据告诉我们，星系的分布在这两个群体之间。这证实了数值模拟和半解析建模的一般理论预期。
2006-03-30 astro-ph
Probing Dark Energy Inhomogeneities with Supernovae
我们讨论的可能性，以确定各向异性和/或不均匀的宇宙模型使用Ia型超新星的数据。在大范围的角尺度上搜索电流Ia型峰值幅度的相关性产生零结果。然而，同样的分析仅限于低红移的超新星，在大约40度的角标度下，在2 σ水平上显示出微弱的π关系。即将到来的数据，例如，SNLS（超新星遗留巡天）和SDSS-II（SDSS：斯隆数字巡天）超新星搜索将在不久的将来改善我们对可能的相关性的大小限制--或者可能检测到--在高红移的百分比水平上。利用建议的SNAP（超新星加速探测器）卫星的数据，我们将能够在小于一度的尺度上检测到Ia型峰值幅度上的引力透镜引起的相关性。
2008-06-30 astro-ph
Probing Primordial Non-Gaussianity with Large-Scale Structure
我们认为原始的非高斯性由于二次修正的引力势参数化的非线性耦合参数fnl。我们从红移巡天的星系双谱测量中研究fnl的约束。使用的2dF和SDSS调查和现实的SDSS模拟目录的理想化的调查几何形状的估计，我们表明，它是可能的探测|fnl| ~100，边缘化后的偏置参数。我们将我们的方法应用于PSCz巡天测量的星系双谱，并获得了2 σ约束|fnl| < 1800。我们估计一个直到z~1的全天红移巡天可以探测到|fnl| ~1。我们还考虑使用集群丰度约束fnl，并发现，为了是敏感的|fnl| ~100，集群质量需要确定的精度为百分之几，假设完美的知识的质量函数和宇宙学参数。
2003-12-11 astro-ph
Halo-model signatures from 380,000 SDSS Luminous Red Galaxies with photometric redshifts
我们分析了“MegaZ-LRG”中的小尺度聚类，这是一个从斯隆数字巡天的成像数据集中提取的大光度红移目录。MegaZ-LRG在一篇配套论文中提出，它的红移范围为0.4 < z < 0.7，均方根值为0.05。红移误差dz ~ 0.03（1+z），覆盖5，914 deg^2，绘制出的宇宙总体积为2.5 h^-3 Gpc ^3。在这项研究中，我们使用380，000测光红移测量显着偏离正则幂律拟合角关联函数在一系列窄的红移切片，其中我们构建体积有限的样品。这些偏差是这些星系填充底层暗物质晕网络方式的直接标志。我们清楚地描绘了“1-halo”和“2-halo”聚类项的单独贡献，并通过参数化星系的晕占据分布N（M）来拟合我们的测量结果。我们的研究结果是成功地拟合的“中央”星系的贡献与“软”过渡从零到一个星系，结合幂律“卫星”星系的组成部分，其中的斜率是一个强大的功能星系光度。绝大多数星系被归类为其宿主暗物质晕的中心物体，而不是更大质量系统中的卫星。MegaZ-LRG星系的有效晕质量在log_10（M_eff / h^-1 M_sol）= 13.61 - 13.8的范围内（随着红移的增加而增加，假设大尺度归一化σ_8 = 0.8），相应的数密度在5.03 - 0.56 x 10^-4 h^3 Mpc^-3的范围内。我们的研究结果证实了有用的晕模型获得物理洞察星系团的模式。
2008-03-12 astro-ph
The 2dF-SDSS LRG and QSO survey: evolution of the clustering of luminous red galaxies since z = 0.6
我们提出了一个小到中等规模的集群样本的发光红星系（LRGs）的斯隆数字巡天和2dF-SDSS LRG和类星体（2SLAQ）调查仔细匹配，有相同的休息帧的颜色和光度的分析。我们研究了超过10，000个LRG的组合样本在红移空间和实空间中的空间两点自关联函数，这些LRG代表了宇宙中质量最大的星系，其恒星质量大于10 ^11 h^-1 M_sun，空间密度为10^-4 h^-3 Mpc^-3。我们发现，关联函数的振幅r_0随红移没有显著的变化，但在红移大于0.19 < z < 0.55和标度为0.32 < r < 32 h^-1 Mpc时，斜率略有下降。我们比较我们的测量与预测的演化暗物质集群和使用晕模型来解释我们的结果。我们发现，我们的聚类测量结果与被动模型不一致（>99.9%的显著性），在被动模型中，LRG之间不合并;从z = 0.55到z = 0.19，合并率为7.5 +/- 2.3%（即平均Gyr^-1为2.4%）的模型与我们的观察结果更吻合。我们的集群和数密度测量是一致的假设，合并的LRGs最初的中央星系在不同的晕，合并后的这些晕，合并，创造一个单一的Brilliant星系团星系。此外，我们表明，小规模的集群信号约束晕合并的历史中的分散。当结合测量的光度函数，我们的研究结果表明，这种散射是亚泊松。虽然这是分层模型的一般预测，但以前没有进行过测试。
2008-05-19 astro-ph
Luminosity dependence of the spatial and velocity distributions of galaxies: Semi-analytic models versus the Sloan Digital Sky Survey
通过比较半解析星系星表与斯隆数字巡天（SDSS）的数据，我们表明，目前的星系形成模型再现定性的依赖星系集群和成对的特有速度对光度，但一些微妙的差异与数据仍然存在。通过构建一个大型的模拟星系红移调查，具有相同的选择功能的SDSS数据发布四（DR 4）的比较。模拟巡天是基于Croton等人和Kang等人提出的两套半解析星表，从模拟星表中，我们测量了不同光度区间星系的红移空间投影两点关联函数、功率谱和傅立叶空间和位形空间的成对速度色散（PVD）。然后，我们将这些理论预测与来自SDSS DR 4的测量结果进行比较。在大尺度上，对于比L* 亮的星系，两组模拟星表都与数据吻合得很好。然而，对于较暗的星系，这两个模型预测更强的集群和更高的成对速度比观察。我们证明，这个问题可以得到解决，如果在大规模的晕的微弱卫星星系的分数减少了~30%的模型预测相比。直接观察模型星系目录显示，有相当一部分（15%）的暗星系（$-18<M_{^{0.1}r}<-17$）居住在具有$M_{vir}>10^{13}\msun$的晕中，并且这些星系主要是红色的。这些微弱的红色星系是低光度星系在小尺度上的高PVD值的原因。
2007-01-18 astro-ph
The Virial Mass Function of Nearby SDSS Galaxy Clusters
本文利用斯隆数字巡天（SDSS）第四次数据，给出了一种新的确定体积$\sim10^7 h^3$ Mpc $^{-3}$中星系团质量函数和速度弥散函数的方法。我们使用焦散技术去除前景和背景星系。集群维里质量函数同意最近的估计，从X射线观测和集群丰富。质量函数介于WMAP第一年和第三年数据预测的质量函数之间。我们约束的宇宙学参数$Ω_m$和$σ_8$，并找到很好的协议与WMAP和其他技术的约束。单独使用CIRS质量函数，我们估计$Ω_m=0.24^{+0.14}_{-0.09}$和$σ_8=0.92^{+0.24}_{-0.19}$，或当保持$Ω_m=0.3$固定时，估计$σ_8=0.84\pm$ 0.03。我们还使用WMAP参数作为先验和约束速度分离的集群。利用第一年和第三年的结果，我们推断速度分离分别为$σ_{gxy}/σ_{DM}\approx0.94\pm$ 0.05或1.28 $\pm$ 0.06。我们比较了星系团的速度色散函数的早期型星系，并得出结论，集群包括暗物质晕的速度色散函数的高速端。星系团丰度的演化为暗能量模型提供了约束;这里提出的质量函数提供了一个重要的低红移校准基准。
2006-10-30 astro-ph
Dark Energy and Dark Matter Halos
我们研究了暗能量对暗物质晕密度分布的影响，并利用我们的结果来检验分析模型。我们考虑常数状态方程模型，并允许w>-1和w<-1。使用5个w从-1.5到-0.5的模拟，每个模拟都有超过1600个良好分辨的晕，我们表明Bullock等人（2001）的晕浓度模型准确地预测了我们能够探测的w，晕质量和红移范围内的晕浓度中位数。我们发现Bullock等人（2001）的模型在晕质量和浓度相对于由宇宙学依赖的维里过密度设定的外半径定义时效果最好。对于一个固定的功率谱归一化和固定质量的晕，较大的w值导致更高的浓度和更高的晕中心密度，这既是因为崩溃发生得更早，也是因为晕具有更高的维里密度。虽然晕密度的精确预测对各种不确定性非常敏感，但我们对星系旋转曲线数据进行了广泛的比较。在固定功率谱归一化（固定σ_8）下，w>-1的精粹模型似乎相对于标准w=-1模型加剧了中心密度问题。同时，w<-1模型有助于减小表观差异。我们确认Jenkins等人（2001）的晕质量函数在我们的模拟中提供了一个很好的晕丰度近似值，并将其有效区域扩展到包括w<-1的模型。
2004-11-23 astro-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 the Mass Fraction of MACHOs in Extragalactic Halos
目前的微透镜搜索校准银河系晕的质量分数，这是在大规模致密晕天体（MACHO）的形式。我们表明，调查像斯隆数字巡天（SDSS）可以探测相同的数量在遥远的星系晕。背景类星体在居间星系中被MACHO微透镜化，会使类星体发射线的等效宽度分布发生扭曲，其幅度取决于投射的类星体-星系分离。对于一个统计样本，只要河外晕是由MACHO组成的，那么在> 2 sigma的水平上可探测到的类星体星系碰撞参量就高达几十kpc。对这个信号的探测将检验银河晕中推断出的H2O分数是否是其他星系的典型特征。
1997-06-12 astro-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 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
Density profiles of galaxy groups and clusters from SDSS galaxy-galaxy weak lensing
我们目前的测量结果的形状的星系群和星系团的密度分布跟踪43 335发光红星系（LRGs）的光谱红移从斯隆数字巡天（SDSS）。星系被选择为在圆柱形孔径内最亮的，分成两个光度样本，并建模为恒星和暗物质成分的总和。我们提出了一个详细的调查，可能会污染我们的信号，并制定方法来去除它们，包括检测到的内在的星系排列在100 kpc/h的LRGs，我们删除使用光度红移信息。由此产生的透镜信号与NFW轮廓暗物质晕一致;当我们使用40 kpc/h和2 Mpc/h之间的透镜数据进行拟合时，SIS轮廓被排除在96%（保守）和99.96%置信水平（CL）的较暗和较亮的透镜样本（分别），两个透镜样本的总信噪比为19和25。透镜信号振幅表明，微弱和明亮的样本星系通常存在于质量分别为（2.9+/-0.4 x10 ^{13} M_{sun} /h和（6.7+/-0.8 x10 ^{13} M_{sun} /h）的晕中，这与基于晕空间密度的预测非常一致，标准化低于“一致性”σ_8 =0.9。当拟合NFW曲线中的浓度参数时，我们发现c = 5.0+/-0.6（stat）+/-1（sys），并且c = 5.6+/-0.6（stat）+/-1（sys）对于暗淡和明亮的样品，与Lambda-CDM模拟一致。我们还进一步分割明亮的样品以确定星团质量晕的质量和浓度，发现质量（1.3+/-0.2 x10 ^{14} M_{su…
2006-08-02 astro-ph
Probing the Shape of the Galactic Halo with Hyper-Velocity Stars
最近发现的超高速星SDSS J 090745.0 +024507的自行测量（sigma_mu ~ 10 mkas/yr）将对星系晕的三轴模型的轴比和方向产生重要的约束。暗物质晕的三轴性是由冷暗物质星系形成模型预测的，并可用于探测暗物质的性质。然而，除非到这颗恒星的距离被确定为优于10%，否则这些约束会受到一维简并的影响，我们对其进行了量化。我们展示了如何自行测量几个HVS可以同时解决所有这些恒星的距离简并产生详细的图片的三轴晕。其他的HVS可以从径向速度测量或从GAIA获得的视差/自行数据中找到。使用空间干涉测量任务（SIM PlanetQuest）对这些恒星进行高精度的自行测量，将大大加强它们对银河系势能的约束。
2006-02-03 astro-ph
Chemical enrichment of the intra-cluster and intergalactic medium in a hierarchical galaxy formation model
我们使用高分辨率N体模拟和半解析技术相结合的方法来跟踪Lambda CDM宇宙中团星系的形成、演化和化学富集。我们模拟了恒星之间的金属输运，星系中的冷气体，暗物质晕中的热气体，以及维里化晕外的星系际气体。我们比较了三种不同的反馈方案。“保留”模型假设被超新星爆炸重新加热的物质能够离开星系，但不能离开暗物质晕。“喷射”模型假定这种物质离开晕，然后在结构大规模坍塌时重新结合。“风”模型使用的处方是由本地星暴星系的观测动机。我们要求我们的模型再现集群LF从2dF调查，恒星质量，气体质量和金属丰度之间的关系推断新的SDSS数据，并在ICM中观察到的金属量。通过适当调整模型中的自由参数，三种反馈方案都能得到与红移为零时观测结果的合理拟合。所有这三个预测，ICM的化学富集发生在高红移与60- 80%的金属目前在ICM喷射的红移大于1。大质量星系是化学污染的重要贡献者。观察到的重子分数从丰富的星系团到星系群的下降，只有在一个“极端”的喷射计划，其中从暗物质晕喷射的物质被重新纳入的时间尺度相当于宇宙的年龄再现。我们探讨了星系际介质中的金属丰度作为红移的函数如何约束星系如何以及何时喷射金属。
2004-01-08 astro-ph
Probing Density Fluctuations at Low and High Redshift
我们讨论宇宙学推论星系调查在低和高红移。研究光学和红外天文台的红移调查与中位数红移${\bar z} \sim 0.02$产量测量的密度参数$Ω$和密度波动的功率谱，但两者都不能轻易地与基本的质量分布的性质，由于不确定性的方式星系是有偏见的相对于质量分布。此外，目前对介于本地星系巡天（$\sim 100 h^{-1}$ Mpc）和COBE探测的尺度（$\sim 1000 h^{-1}$ Mpc）之间的尺度波动知之甚少。我们在这里重点讨论几个问题，作为不同尺度上的聚类示例：超银道面的范围，密度场和速度场的最佳重建方法，偏置对从红移畸变确定$Ω$的影响，未来的大调查SDSS和2dF（具有中值红移${\bar z} \sim 0.1$）和射电源和X射线背景作为高红移（${\bar z} \sim 1$）密度涨落的有用探针。
1996-11-12 astro-ph
The Phase-Space Parameters of Brightest Halo Galaxies
在暗物质晕中最亮的星系预计会静止在晕的中心。在本文中，我们测试这个“中央星系范式”使用组目录提取的2dFGRS和SDSS。对于每个星系群，我们计算一个参数R，定义为最亮星系群的速度与其他星系群成员（以下称为卫星星系）的平均速度之差，通过卫星星系速度色散的无偏估计进行归一化。使用详细的模拟星系红移调查，我们表明，中央星系的范例是不一致的数据在高置信度，而不是最明亮的晕星系有一个特定的动能，这是约25%的卫星。这表明要么中央星系处于暗物质势的最小值，但晕本身还没有完全弛豫，要么晕是弛豫的，但中央星系在其势阱中振荡。前者是一致的事实，我们发现一个微弱的暗示，最明亮的晕星系的速度偏差是更大的质量晕，而后者可能是核心的指示，而不是尖，暗物质晕。我们讨论了这些发现的几个影响，包括卫星运动学，强引力透镜，晕占领模型的基础上估计的质量，并在磁盘星系的不平衡的频率和寿命。
2005-03-01 astro-ph
Probing for dynamics of dark energy and curvature of universe with latest cosmological observations
利用新近公布的182颗Ia型超新星的观测数据，结合Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP 3）第三年的观测数据和大尺度结构（LSS）信息（包括SDSS和2dFGRS），对暗能量状态方程（EoS）和宇宙曲率$Ω_K$进行了约束.我们使用宇宙微波背景（CMB）和LSS的完整数据集，而不是位移参数和线性增长因子，进行马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）全局拟合，同时特别关注暗能量扰动。将EoS参数化为$w_{DE}(a) = w_{0} + w_{1}(1-a)$，我们发现（$w_0,w_1$）的最佳拟合是（$-1.053,0.944$），而对于$w_{DE}(a) = w_{0} + w_{1}\sin({3/2}π\ln(a))$，（$w_0,w_1$）的最佳拟合是（$-1.614,-1.046$）。我们发现，一个平坦的宇宙是一个很好的近似，即，$|Ω_K|>0.06$已被排除在2 $σ$，但包括$Ω_K$可以影响测量的DE参数，由于它们的相关性和目前的SNIa测量的系统效应。
2006-12-28 astro-ph
Probing the curvature and dark energy
利用两种新的单参数跟踪行为暗能量表象$ω=ω_0/(1+z)$和$ω=ω_0 e^{z/(1+z)}/(1+z)$来研究宇宙的几何结构和暗能量的性质。综合Ia型超新星（SN Ia）、斯隆数字巡天（SDSS）和威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的数据表明，宇宙在空间上几乎是平坦的，暗能量占目前宇宙物质含量的72%。观测数据还告诉我们，$ω(0)\sim -1$。认为目前的观测数据很难区分不同的暗能量模型到零阶。利用我们的单参数暗能量模型计算了宇宙从减速膨胀阶段向加速膨胀阶段转变时的跃迁红移在$z_{\rm T}\sim 0.6$附近。
2006-04-12 astro-ph gr-qc hep-th
Probing the Coupling between Dark Components of the Universe
我们使用71 Ia型超新星（SNe Ia）的第一年的五年超新星遗产调查（SNLS），宇宙微波背景（CMB）从三年威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的位移参数，和重子声学振荡（BAO）在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的峰值暗能量和暗物质之间的耦合观测约束。我们研究的相互作用是（i）恒定的耦合δ和（ii）依赖于红移z的变化的耦合δ（z），两者都有简单的哈勃参数参数来面对观测数据。我们发现，在当前暗能量密度上边缘化的三个数据库的组合给出了对耦合的严格约束，在恒定耦合模型中为-0.08 < delta < 0.03（95%CL），在变化耦合模型中为-0.4 < delta_0 < 0.1（95%CL），其中delta_0是当前值。非耦合的LambdaCDM模型（w_X = -1和delta = 0）仍然保持与数据的良好拟合，但是与暗能量w_X < -1的状态方程的负耦合（delta < 0）比LambdaCDM模型稍微有利。
2007-06-12 astro-ph gr-qc hep-th
