Caustic and Weak Lensing Estimators of Galaxy Cluster Masses
在维里平衡不成立的星系团外围区域，只有两种方法可以估算质量分布：弱引力透镜和红移空间焦散线的识别。第一次，我们将这两种方法应用到三个集群：A2390，MS 1358和Cl 0024。这两个措施是在非常好的协议~2 Mpc/h的集群中心。这一结果表明，焦散技术是弱透镜的一个有价值的补充。由于星系团内每（Mpc/h）^2有几十个红移，焦散方法适用于任何z<~0.5的情况。
2005-06-23 astro-ph
Caustics in Dark Matter Haloes
焦散线是在无碰撞介质中形成的具有无限密度的形式奇异结构。暗物质粒子不可忽略的速度色散使得它们的密度有限。我们评估的焦散线的最大密度的框架内形成的暗物质晕的二次降落模型。结果表明，通过适当叠加约600个晕的弱透镜信号，可以探测焦散线。CFHTLS伴随着X射线观测和基于空间的实验，如SNAP或DUNE，可以为我们提供所需的统计数据，从而为区分可行的暗物质粒子候选者提供一种方法。扩展我们的结果更现实的模型，包括合并的晕的影响进行了简要概述。
2005-10-24 astro-ph
Dark matter caustics and the enhancement of self-annihilation flux
冷的暗物质晕中充满了焦散线，这些焦散线还没有在N体模拟中得到解决，也没有在宇宙中观察到。二次降落模型提供了一个范例的焦散线的研究在“典型”晕假设他们没有重大的合并和增长，只有顺利吸积。这是最小的暗物质晕（约10^{-5} Mo）的一个特殊特征，尽管“非典型”，但它不包含子结构，可能一直存在到现在，没有重大的合并。因此，使用这个模型作为第一准则，我们评估的中性伴子自湮没通量这些晕。我们的研究结果表明，焦散可以留下一个明显的锯齿签名的差异和累积通量来自这些晕的外部区域。来自远离中心的区域的全湮灭信号可以被增强大约40倍。
2007-04-16 astro-ph
Probing dark matter caustics with weak lensing
焦散是在无碰撞介质中频繁形成的高密度结构。在自引力作用下，冷暗物质流聚焦在焦散线上，这些焦散线在数值模拟和/或现实世界中观察到。如果被探测到，焦散线将为暗物质的存在提供强有力的证据，并将排除其他模型，如那些修改了动力学的模型。在这里，我们展示了如何在弱透镜数据中观察到它们。我们评估的剪切变形，并表明，其径向轮廓是由一个特征的焦散线图案，由于在暗物质晕，形成自相似吸积。我们讨论了观测的并发症，主要是由于知识贫乏的维里半径的晕，并证明了约300集群大小的晕的叠加将得到一个信噪比，这是足够大的检测焦散线与地面观测。对于天基观测，这一数字减少到100个。这些界限可以很容易地实现正在进行的广泛领域的光学调查，如CFHTLS和未来的空间为基础的项目SNAP和DUNE，必须伴随着X射线跟踪选定的集群，以精确确定其维里半径。
2006-03-16 astro-ph
Caustic rings of dark matter
结果表明，无碰撞的暗物质进入孤立星系后，在晕暗物质分布中产生一系列焦散环。这些焦散线的性质进行了研究。针对特定情况推导出了焦散的密度分布。NGC 3198旋转曲线中的凸起被解释为是由于暗物质的焦散环。
1998-05-19 astro-ph hep-ph
The Cosmic Ray Signature of Dark Matter Caustics
暗物质的引力坍缩、暗物质晕的合并和卫星的潮汐破裂都是导致形成精细而致密的暗物质壳的过程，也被称为暗物质焦散。可能形成暗物质的假定弱相互作用物质预计将在银河系晕的这些密集区域强烈湮灭，特别是产生反质子和正电子。我们推导出这些罕见的反物质粒子在地球上的流量，并表明它取决于显着的截止半径的暗物质分布在银河系中心。对于高能量反质子和低能量正电子，如果这个截止半径取为300 pc --虽然有点极端，那么对于光滑的NFW剖面，发现助推因子为~30。这产生了一个可检测的反质子信号约数百个Gev的模型，其中湮灭截面今天是增强的非微扰效应，在一般情况下，一个沉重的维诺。然而，暗物质焦散不能提供一个更好的解释超过10 GeV以上的热量过剩比一个光滑的NFW或等温核心分布。
2008-06-23 astro-ph
A further look at particle annihilation in dark matter caustics
暗物质焦散是小尺度的高密度结构，据信存在于像我们这样的星系中。如果暗物质由弱相互作用大质量粒子组成，这些焦散可以通过暗物质粒子湮灭产生的伽马射线来检测。我们讨论粒子湮灭在外部和内部焦散线，并提供预期的伽马射线分布的天空地图。
2008-01-28 astro-ph hep-ph
Dark matter axions and caustic rings
内容：1.强CP问题2暗物质轴子3.星系晕轴子腔探测器4。冷暗物质晕密度分布中的焦散环
1997-09-26 astro-ph hep-ph
Infall caustics in dark matter halos?
我们发现，大多数粒子和subhalo轨道在模拟宇宙学冷暗物质晕是令人惊讶的规则和周期性的：相空间结构的外部晕区域的股票的经典自相似二次落入模型的一些属性。在某些时刻，在径向速度-半径平面上可以清楚地看到一些外侧分支.然而，它们在现实的，三轴晕与非径向的，cluerous，质量吸积严重扩大。这可以防止形成高密度焦散：即使在最好的情况下，球形密度剖面也只有很小的增强（<10%）。大质量卫星引起的rho（r）的较大波动是常见的。因此，入射焦散线太弱，无法影响透镜效应或暗物质湮灭实验。它们的探测极具挑战性，因为它需要大量精确的示踪剂位置和外晕中的径向速度。银河系的恒星晕可能是未来唯一可行的目标。
2008-04-25 astro-ph
$γ$-ray flux from Dark Matter Annihilation in Galactic Caustics
在间接暗物质搜索的框架下，我们研究了我们银河系内焦散线中暗物质湮灭产生的高能$γ$射线光子的通量，假设大部分暗物质由最轻的超对称粒子组成。不幸的是，用现有仪器检测焦散湮灭信号是相当具有挑战性的。事实上，在粒子物理学和宇宙学的现实假设下，焦散线产生的$γ$射线信号低于$\check {\rm C}$埃伦科夫望远镜和卫星实验的探测阈值。然而，我们发现，如果湮灭只发生在平滑的星系晕中，这个信号比预期的要突出，如果银河系的质量密度分布在银河系中心呈现尖锐的尖点，那么银河系中心周围的$\sim 15^{\circ}$圈可能是个例外。我们表明，如果DM湮灭优先发生在维里化的子晕填充我们的银河系，而不是焦散线的角度分布的$γ$射线通量的变化显着。
2005-05-03 astro-ph hep-ph
Robustness of Discrete Flows and Caustics in Cold Dark Matter Cosmology
虽然一个简单的论点意味着星系晕中暗物质的分布具有离散流和焦散的特征，但在讨论星系动力学和暗物质探测策略时，它们的存在往往被忽视。如果流的数量非常大，离散流和焦散实际上可能无关紧要。我们估计的数量的暗物质流作为银河系的距离的函数，并考虑在该数量可以增加的各种方式，特别是通过存在的结构上的小尺度（暗物质团块）和散射的物质分布的不均匀性的流量。我们发现，当所有复杂的因素都考虑在内，离散流和焦散在星系晕仍然是一个强大的预测冷暗物质宇宙学的观测和实验的广泛影响。
2005-08-01 astro-ph hep-ex hep-ph
Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
暗物质的焦散具有特定的密度分布，因此具有可精确计算的引力透镜特性。我们提出了一种形式主义，简化了相关的计算，并将其应用到四个具体的情况下。在前三种情况下，视线与光滑的焦散曲面相切。曲面在切点处的曲率为正、负或零。在第四种情况下，视线经过尖点附近。对于每一个，我们推导出图像和源平面之间的映射。在某些情况下，点源具有多个图像，并且在图像合并时经历无限放大。不幸的是，对于真实星系晕模型中预期的暗物质焦散，目前还无法实现解析多幅图像所需的角分辨率。一种更有希望的方法旨在观察由暗物质焦散线在扩展源（如射电喷流）图像中引起的扭曲。
2003-01-20 astro-ph gr-qc hep-ph
Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
有令人信服的理由相信，宇宙的暗物质在很大程度上是由原始速度色散非常小的非重子无碰撞粒子构成的。这种粒子被称为冷暗物质（CDM）。主要的候选者是轴子和弱相互作用大质量粒子（WIMP）。“无碰撞”这个词表明粒子之间的相互作用非常弱，它们纯粹在引力的影响下运动。星系被CDM包围，因此，由于引力，CDM不断从各个方向落在星系上。CDM入流在星系晕中产生离散的流和焦散。在星系晕中有两种类型的焦散线：内焦散线和外焦散线。外焦散线是一个简单的折叠灾难，位于一个包围星系的拓扑球体上。内焦散线是一个封闭的管，其横截面是椭圆脐突变，有三个尖点。在空间中，焦散是分隔具有不同流量的区域的边界。焦散曲面的一侧比另一侧多两个流。当从具有额外流的一侧接近焦散时，CDM颗粒的密度变得非常大。暗物质焦散具有特定的密度分布，因此具有可精确计算的引力透镜特性。本文提出了一种简化相关计算的形式，并将其应用于四种具体情况。
2004-01-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Caustic Rings and Cold Dark Matter
冷暗物质（CDM）结构形成的分级模型是一个定义明确且可检验的模型。直接探测是证实该模型的最佳技术，但对地球上粒子能量和密度分布的预测仍然不够。无碰撞暗物质的轴对称坍缩可以在相空间中留下可观测的焦散环，这个模型经常被用来进行实验预测（Sikivie 1999）。这种冷坍缩不可避免地会受到径向轨道不稳定性的影响，从而产生不切实际的棒状晕。此外，该模型与CDM星系晕的等级增长无关，CDM星系晕是通过一系列复杂的合并和剧烈弛豫形成的。此过程会破坏任何对称性，并以与第一个塌陷对象相当的比例对现有焦散进行相位包裹。由于轴子可以在微观尺度上聚集，并且中性伴子的自由流动仅擦除小于\sim 100（GeV/ m_{CDM}）A.U.的结构，焦散线在星系晕中的动力学效应可以忽略不计。
2001-03-06 astro-ph hep-ph
Evidence for Ring Caustics in the Milky Way
冷的暗物质在银河系的晚期下沉，在其晕中产生离散的流动和焦散。最近发现的银河系中心距离20千秒差距附近的恒星环和银河系自转曲线的一系列急剧上升被解释为由于银道面中存在暗物质的焦散环。它们的位置在3%的水平上与自相似模型对焦散环半径的预测一致。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与重子物质上暗物质焦散环的印记一致。这些观测结果意味着我们附近的暗物质是由一个单一的流，其密度和速度矢量的估计。
2003-06-09 astro-ph hep-ph
Velocity peaks and caustic rings
冷的暗物质在一个孤立的星系中的晚期下落，在整个星系晕中产生了具有确定的局部速度矢量的流动。它也会产生焦散环，这是光晕中暗物质密度非常大的地方。晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \simeq 1/n$。我认为NGC 3198和我们银河系自转曲线的起伏是由于暗物质的焦散环造成的。在这个模型中，我们的光环的年度调制效应在直接搜索的WIMP有相反的迹象，从等温球模型预测。
1998-10-19 astro-ph hep-ph
Gravitational Lensing and Structural Stability of Dark Matter Caustic Rings
冷暗物质（CDM）焦散环在宇宙学距离上的双尖点灾变所产生的引力透镜效应可能为间接探测CDM提供诱人的机会，并区分轴子和弱相互作用大质量粒子（WIMP）。焦散线是CDM粒子自然聚焦的地方。我们的重点是焦散环，这是封闭的管道，其横截面是一个椭圆脐突变与三个对偶尖点。焦散环具有特定的密度分布、特定的几何形状，因此具有可精确计算的引力透镜特征。放大率单调增加的视线接近的尖点，在零速度分散的极限。在这个限制，我们发现37%的放大率在一个采样点附近的CDM焦散环的外尖在宇宙学距离。在存在有限速度频散的情况下，星系晕中轴子和弱相互作用粒子流的有效速度频散的上下限可以用来约束尖点处的透镜效应。对于一个宇宙学轴子焦散环，我们发现其外尖点的放大率在3%~ 2800%之间，而非平面尖点的放大率在2%~ 46%之间。另一方面，对于宇宙学的WIMP焦散环，我们将外尖点的放大率限制在3%和28%之间，并将非平面尖点的放大率限制在2%和5%之间。扩展源的图像也可能显示出失真，这可以明确地归因于暗物质焦散线的透镜效应。最后，我们导出了三轴焦散环的突变函数。我们得到的流量方程作为该突变函数的平衡点。稳定性（Hessian）矩阵的分析表明，苛性环是结构稳定的。
2005-10-28 astro-ph gr-qc hep-ph
Gravitational Lenses With More Than Four Images: I. Classification of Caustics
研究了在潮汐扰动下等温椭圆密度星系的引力透镜问题。当扰动相当强烈并且靠近星系的短轴时，透镜可以产生六个甚至八个高度放大的图像，近似位于一个圆上。我们对模型中的焦散结构进行分类，并确定可以产生这种透镜的模型的范围。六倍透镜和八倍透镜很可能是罕见的，因为它们需要特殊的透镜配置，但完整的可能性计算必须包括存在多透镜星系的透镜和影响六倍透镜和八倍透镜的强烈放大偏差。在可见光波长下，这些透镜可能看起来像部分或完整的爱因斯坦环，但在无线电波长下，单个图像可能被解析。
2000-02-22 astro-ph
The Big Flow
冷的暗物质在一个孤立的星系（比如我们的星系）上的后期沉降，在它的晕中产生了流和焦散。外部焦散是拓扑球体，而内部焦散是环。星系晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \sim 1/n$。在对32条扩展的和测量良好的外星系自转曲线的研究中，发现了这一定律的证据。在银河系的情况下，旋转曲线中八个急剧上升的位置在3%的水平上符合自相似模型的预测。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与重子物质上环焦散的印记相一致。这些观测结果意味着，我们附近的暗物质是由单一的流动控制的。给出了该流的密度和速度矢量的估计。
2001-12-04 astro-ph
WIMP annihilation in caustics
星系晕中的暗物质从各个方向以低速弥散的方式不断地进入，导致焦散线的形成，焦散线是非常小尺度（$\sim$秒差距）的高密度结构。如果暗物质是由超对称中性伴子组成的，这些粒子的湮灭会产生伽马射线的特征光谱，原则上可以探测到。计算了不同能带的湮没信号，并与预期的伽马射线背景进行了比较。
2007-05-22 astro-ph hep-ph
Extended Source Diffraction Effects Near Gravitational Lens Fold Caustics
计算详细介绍了引力透镜衍射由于陡峭的亮度梯度的肢体的恒星源。所研究的透镜化情况是折叠焦散渡。边缘衍射信号大大超过了由于作为一个整体的磁盘，应该是检测到的白矮星源在我们的银河系和它的卫星与现有的望远镜。该衍射信号的检测将提供额外的数学约束，减少透镜几何形状的模型之间的退化。衍射图案提供了边缘轮廓的微微弧秒分辨率。
2003-05-19 astro-ph
Why a ring of stars at r = 20 kpc?
最近发现的银河系中心距离$r = 20$ kpc附近的恒星环被解释为重子物质吸积到我们银河系中的第二个焦散环的暗物质。暗物质的焦散环被预测在银道面的半径为$a_n \simeq 40 kpc/n$，其中$n=1,2,3 ..$。它们可以通过引力对重子物质分布的影响来揭示自己。从银河系自转曲线的一系列急剧上升中，我们可以得到银河系中暗物质焦散环的额外证据。上升的位置与焦散环半径的上述定律在3%水平上一致。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与离我们最近的暗物质焦散环（$n=5$）在银道面尘埃和气体上的印记一致。这些观测结果意味着我们附近的暗物质是由一个单一的流，其密度和速度矢量的估计。
2003-09-23 astro-ph hep-ph
Hierarchical Phase Space Structure of Dark Matter Haloes: Tidal debris, Caustics, and Dark Matter annihilation
大部分质量含量的暗物质晕预计是在潮汐碎片的形式。碎片的密度不是恒定的，而是由于在轨道远心和近心处形成焦散而增加，或由于相位混合而衰减。在相空间中，碎片聚集在一个被暗物质的原始温度截断的层次中。了解这种相位结构对于解释许多天体物理观测，特别是暗物质探测实验具有重要意义。考虑到这一目的，我们开发了一个通用的理论框架来描述冷暗物质晕相空间的层次结构。我们不做任何假设球对称和/或光滑和连续的吸积。相反，在作用角空间中使用关联函数，我们可以完全解释分层结构（预测作用空间中的两点关联函数~（ΔJ）^{-1.6}），以及相空间的原始离散性。作为一个应用程序，我们估计提升的暗物质湮灭信号由于维里半径内的相空间的结构：由于层次潮汐碎片的提升是为了统一，而原始的相结构的离散性可以提高总湮灭信号的数量级。后者主要由超过维里半径的20%的区域，并且对于最近形成的具有最小程度的相混合的晕是最大的。
2008-11-10 astro-ph hep-ph
Gravitational Microlensing Near Caustics I: Folds
我们研究了褶皱灾变附近引力透镜的局部行为。使用折叠附近的透镜映射的通用形式，我们确定了透镜图像的可观察属性，重点关注单个图像未解析的情况，即，微透镜效应考虑到与褶皱无关的图像，我们推导出一个通用的褶皱焦散附近的光度和天体测量行为的解析表达式。我们展示了这种形式如何减少到更熟悉的线性焦散，镜头附近的源成两个图像，具有相等的放大率，相反的奇偶校验，并从临界曲线等距。在这种情况下，简单性和高度的对称性允许推导出半解析表达式的光度和天体测量偏差的存在下，有限的来源与任意的表面亮度剖面。我们用我们的结果来获得一些基本性质的天体测量微透镜附近的褶皱，特别是我们预测有限的源均匀和临边变暗的配置文件，详细的形状的天体测量曲线作为源交叉的褶皱。我们发现，临边昏暗的天体测量效果将难以检测与目前计划的空间干涉测量任务的准确性。我们验证了我们的结果，通过数值计算的光度覆盖良好的银河系双星透镜事件OGLE-1999-BUL-23的预期天体测量位移，发现与我们的解析表达式非常吻合。我们的结果可以应用到任何透镜系统的折叠焦散，包括银河系的二元透镜和类星体微透镜。
2002-04-04 astro-ph
Solar Wakes of Dark Matter Flows
我们分析了太阳的引力场对冷暗物质（CDM）通过太阳系的流动的速度色散消失的限制。精确的密度和速度分布的情况下，太阳是一个质点。结果扩展到更现实的情况下，太阳有一个有限大小的球对称质量分布。我们发现出现了密度无限大的区域，称为焦散。一个这样的区域是对称轴上的焦散线，在太阳下游，流动轨迹交叉。另一种是最大散射角轨迹附近的锥形焦散面。形成锥形焦散线的轨道穿过太阳内部并探测太阳质量分布，提高了太阳质量分布有朝一日可能被地球上的暗物质探测器测量的可能性。我们将我们的结果推广到连续速度分布的流动的情况下，如银河系晕的等温模型所预测的。
2002-03-25 astro-ph hep-ph
The caustic ring singularity
我调查的焦散产生的碰撞无暗物质的下降和星系的速度分散可以忽略不计的限制。外层焦散是包裹星系的球形壳层。内部焦散是环。它们位于具有最大角动量的粒子最接近银河系中心的位置附近。焦散环的表面是一个封闭的管，其横截面是$D_{-4}$突变。它有三个尖点，其中存在离散的$Z_3$对称性。详细的分析给出的限制，其中颗粒的流动是轴向和反射对称的，其中的环的横向尺寸是小的相比，环半径。五个参数描述了该极限下的焦散。导出了这些参数与颗粒初速度分布的关系。利用焦散环的结构预测了银道面上焦散环在银河系自转曲线上产生的凸点的形状。
1999-05-14 astro-ph hep-ph math-ph
Gravitational Microlensing Near Caustics II: Cusps
我们提出了一个严格的，详细的研究一般的，定量的引力微透镜附近的尖点灾难的属性。我们推导出明确的公式，总的放大率和质心的图像创建的来源外，上，和内尖焦散。我们得到的结果如何图像放大率的规模相对于分离的尖焦为任意源位置。沿着尖瓣的对称轴，总放大率$μ$按$μ\propto u^{-1}$缩放，其中$u$是光源到尖瓣的距离，而垂直于该轴，则为$μ\propto u^{-2/3}$。当源通过一个点$\bu_0$上的折叠弧邻接的尖点，图像的质心有一个跳跃的不连续性，我们提出了一个公式的跳跃的大小方面的本地衍生物的透镜潜力。位于一个小的扩展源的总放大率，并垂直于对称轴，也来自均匀和肢体变暗的表面亮度配置文件。我们发现，当$> 2.5$源半径与尖点的距离在一定范围内时，有限源与点源的放大率之差为$< 5%$，而在相同范围内，边缘变暗的影响为$< 1%$。我们的预测的天体测量和光度学行为的点状和有限的源通过附近的尖点说明和验证使用的尖点交叉银河系双星透镜事件的数值模拟CAMO-1997-BUL-28。我们讨论了几个可能的应用，我们的研究结果银河双星透镜和类星体微透镜。
2002-07-24 astro-ph
A potential WIMP signature for the caustic ring halo model
弱相互作用大质量粒子（WIMP）直接探测事件率的计算通常依赖于相当简单的，本质上是静态的，分析晕模型。这在很大程度上是因为数值模拟的分辨率还不够大，无法对WIMP密度和速度分布进行完整的数值计算。本文研究了焦散环晕模型的直接探测率，特别是它的能量依赖性和年调制。在这个模型中，它使用简单的假设来模拟暗物质落入晕上，在地球位置的冷暗物质粒子的分布在速度空间中有一系列的峰值。我们发现，事件率的年度调制的符号作为反冲能量的函数而变化。这些效应提供了一个潜在的独特的实验信号。
2001-03-09 astro-ph hep-ph
The Caustic Ring Model of the Milky Way Halo
我们提出了一个建议的银河系晕的全相空间分布。该模型是轴对称和反射对称的，其时间演化是自相似的。它将晕描述为一组离散的暗物质流，到处都有既定的密度和速度矢量。我们首先讨论了无碰撞自引力冷流体时间演化自相似的一般条件，并证明了对称性不是自相似的必要条件。当球对称被强加时，这个模型与菲尔莫尔和戈德赖希以及23年前贝辛格所描述的模型是一样的。球对称模型取决于一个无量纲参数$ε$和两个维度参数。我们设定$ε$ = 0.3，这个值与星系尺度上密度扰动功率谱的斜率一致。有量纲的参数由银河系在太阳位置的自转速度（220 km/s）和银河系的年龄（13.7 Gyr）决定。在球对称模型下推导了外焦散线的性质。内晕的结构取决于暗物质粒子的角动量分布。我们假设分布是轴对称和反射对称的，并由净整体旋转。内焦散线是其半径根据单个附加参数$j_{\rm max}$确定的环。我们总结了支持该模型的观测证据。证据与协和宇宙学中的$j_{\rm max}$ = 0. 18相一致，相当于爱因斯坦-德西特宇宙学中的$j_{\rm max,old}$ = 0. 26。我们给出的公式来估计流密度和速度矢量的任何地方的银河系晕。列出了地球位置上前四十个流动的性质。
2008-05-29 astro-ph
Neutralino Gamma-ray Signals from Accreting Halo Dark Matter
越来越多的证据表明，粒子冷暗物质的自洽模型必须考虑到亚星系尺度上的空间不均匀性，例如，在高分辨率的N体模拟结构形成。同样在更理想化的解析模型中，在晕的某些区域会出现密度增强。我们使用的结果，从最近的N体模拟银河系晕和调查的伽马射线通量时，将产生一个特定的暗物质候选人，中性伴子，湮灭在区域的密度增强。在模拟结果中发现的所有尺度上的团块都产生了非常强的伽马射线信号，这似乎已经排除了超对称参数空间的某些区域，并将通过即将进行的实验（如GLAST伽马射线卫星）进一步探索。作为一个正交模型的结构形成，我们还考虑Sikivie的简单的下落模型的暗物质，它预测应该存在连续的区域增强密度，焦散环，在银河系的暗物质晕。然而，我们发现，从焦散环的伽马射线信号通常是太小，无法检测。
2000-12-15 astro-ph
The Milky Way Galaxy as a Strong Gravitational Lens
通过对银河系的模型和透镜性质的计算，研究了旋涡星系的引力透镜效应。该模型由球形Hernquist球、Miyamoto-Nagai盘和等温晕组成。作为一个强透镜，像银河系这样的螺旋星系可以产生四种不同的成像几何形状。它们是（i）在星系中心一侧的三个图像（“盘状三重态”），（ii）三个图像，其中一个靠近中心（“核心三重态”），（iii）五个图像和（iv）七个图像。忽略放大率偏差，我们表明，核心三胞胎，光盘三胞胎和五倍成像大致相同的可能性。即使我们的模型包含边缘上的光盘，其图像的多样性不占主导地位的光盘三胞胎。光晕对焦散结构、时间延迟和图像亮度的影响很小。银河系模型有一个最大的圆盘（即，晕圈在内部部分中不是动态重要的）。近边缘盘星系的强透镜效应打破了盘和晕对整体旋转曲线的相对贡献之间的简并性。如果一个旋涡星系有一个次最大圆盘，那么星状焦散线的尺寸会急剧缩小，而径向焦散线的尺寸会缩小得更小。这导致图像几何形状的相对似然性的变化，具体地，（i）芯三联体现在比盘三联体的可能性高9/2倍，（ii）三倍成像的截面减小2/3倍，而（iii）五倍成像的截面减小1/2。虽然多次成像的可能性较小（截面较小），但平均总放大率较大。
2006-11-03 astro-ph
Axions and their Distribution in Galactic Halos
简要回顾了轴子物理。实验室研究、天体物理学和宇宙学的限制要求轴子质量在$10^{-6} \lesssim m_a < 3\cdot 10^{-3}$ eV范围内。在这个范围的低端附近，轴子是宇宙中冷暗物质的全部或主要成分。轴子和任何其他冷暗物质粒子的晚期坠落，在我们的银河系中产生了流和焦散。外部焦散是拓扑球体，而内部焦散是环。星系晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \sim 1/n$。这一定律的证据已经在对32条扩展的和测量良好的外星系自转曲线的统计研究中找到，并且在银河系自转曲线的急剧上升的存在和分布中找到。此外，银河平面的IRAS图中的三角形特征与重子物质上环焦散的印记一致。它的位置与旋转曲线的上升相吻合，离我们最近。这些观测结果意味着，我们附近的暗物质是由单一的流动控制的。给出了该流的密度和速度矢量的估计。
2002-11-15 astro-ph hep-ph
Probing Cold Dark Matter Cusps by Gravitational Lensing
我阐述了我的预测，间接检测冷暗物质（CDM）可能通过观察引力透镜效应的CDM尖焦散在宇宙学距离。一旦密度扰动进入结构形成的非线性区域，CDM分布中的尖点是丰富的。星系晕形成的焦散环模型提供了焦散环尖点附近的密度轮廓和几何形状。在这个模型中，我计算了尖点的引力透镜效应。当一个点状背景源从宇宙学前景晕的尖点后面经过时，其图像的放大率可以用现有的仪器检测到。根据探测到的效应的强度和亮度变化的时间尺度，甚至有可能区分CDM候选者：轴子和弱相互作用的大质量粒子。
2006-12-28 astro-ph gr-qc hep-ph
Searching for Supersymmetric Dark Matter- The Modulation Effect Due to Caustc Rings
探测理论上预期的暗物质是粒子物理学和宇宙学的核心。目前流行的超对称模型提供了一个自然的暗物质候选者，这是最轻的超对称粒子（LSP）。理论上获得的事件发生率通常很低，甚至无法检测。所以实验学家们想利用调制效应。本文研究一类特殊的非等温焦散环流动模型。我们发现，从这样的模型所产生的调制效果是小于等温模型预测。
2000-10-30 astro-ph
DIFFRACTION EFFECTS IN MICROLENSING OF Q2237+0305
几何光学提供了一个很好的描述类星体图像交叉焦散线，形成的物体，如Q2237+0305的引力微透镜。在这种近似下，源的大小可以从焦散线交叉处达到的最大放大率来估计。我们使用Ulmer和Goodman（1995）开发的形式主义来评估衍射对焦散线的限制。在焦散线附近，一个新的特征长度（小于菲涅耳长度）出现了问题，它将角分辨率限制在0.2微微角秒左右，或者在光源处相当于3*10^9 cm。为了达到这个分辨率，必须以几秒钟的时间间隔监测亮度。如果类星体的光度中有很大一部分来自小于这些极限的光源，那么干涉效应会使观测到的强度振荡，这与双缝实验非常相似。这种振荡的特征周期预计约为十分之一分钟。如果检测到这种振荡，则在单个位置进行的光度测定可以允许确定焦散横向速度，并且因此可以允许将亮度变化的时间单位直接转换为光源处的线性单位。主题标题：引力透镜-暗物质-类星体：结构-类星体：Q2237+0305
1995-03-10 astro-ph
Evidence for universal structure in galactic halos
暗物质的晚期侵入会在星系晕中产生暗物质分布的结构（如焦散）。我们认为，这种结构是可能发生的一般长度尺度成正比的$l \sim t_0 v_{rot}$，其中$t_0$是宇宙的年龄和$v_{rot}$是星系的旋转速度。分析了一组32条扩展星系自转曲线。对于每条曲线，径向坐标根据$r\to \tilde r \equiv r (v_0 / v_{rot})$重新缩放，其中我们选择$v_0 = 220 km/s$。减去对每个重新缩放的旋转曲线的线性拟合，并对残差进行分箱和平均。样品在$\tilde r = 40 kpc$和$\tilde r = 20 kpc$附近显示出显著特征。这与星系晕的自相似焦散环模型的预言是一致的。
1999-06-02 astro-ph
Dynamical Study of A1689 from Wide-Field VLT/VIMOS Spectroscopy: Mass Profile, Concentration Parameter, and Velocity Anisotropy
我们研究了丰富的集群A1689的动力学结构，结合VLT/VIMOS光谱与斯巴鲁/Suprime-Cam成像。$\sim 500$星系团成员的径向速度分布受一对明确定义的速度焦散线的约束，在$\simeq$ 300 h $^{-1}$ kpc处的最大振幅为$\sim|4000|$ km/s，超过此振幅稳定下降，在$\sim$ 2 h $^{-1}$ Mpc的极限半径处接近零速度。我们推导出的三维速度各向异性和星系数密度分布使用一个模型独立的方法来解决牛仔方程，同时将观察到的速度色散分布，深斯巴鲁成像的星系计数，我们以前推导出的集群质量分布从联合透镜和X射线分析。速度各向异性被发现是主要径向在大半径，变得越来越切向中心，符合预期。我们还分析了星系数据独立于我们以前的分析使用两种不同的方法：第一种是基于解决方案的Jeans方程假设的NFW形式的质量分布，而在第二种方法的焦散振幅是用来确定的逃逸速度。通过这两种动力学方法得到的团簇维里质量与我们早期的透镜效应和X射线分析的结果吻合得很好。我们还确认了高NFW浓度参数，将两种方法的结果合并，得到$c_{\rm vir}>13$（1 $σ$）。推断的维里半径与焦散线接近零速度和星团成员数量下降的极限半径一致，表明进入A1689目前并不重要。
2009-07-14 astro-ph
The mass profile of galaxy clusters out to ~2 r200
我们分析了43个非相互作用的集群，这是从2dF星系红移巡天100 k公开发布选择的内部动力学。我们通过适当地缩放星系速度和星系团中心距离，将43个星系团合并为一个整体星系团。我们解决的Jeans方程的流体静力平衡的维里半径内的合奏团的成员星系，假设各向同性的轨道。我们通过探索簇质量密度分布的参数化模型来约束簇质量分布在维里半径内。我们发现，无论是尖形轮廓和轮廓的核心是可以接受的。特别是，浓度参数的最佳拟合NFW模型是预测从数值模拟中的LambdaCDM宇宙学。密度分布与非常大的核心半径被排除。在维里半径之外，动力学平衡不能被认为是理所当然的，并且Jeans方程可能不适用。为了将我们的动力学分析扩展到~2维里半径，我们依赖于在星系团中心距离和速度的空间中使用焦散振幅的方法。我们发现用焦散线法确定的质量分布与在维里化内部区域中由Jeans分析确定的最佳拟合质量分布的~2维里半径的外推之间非常吻合。我们确定的质量数密度分布，并发现它是完全一致的维里半径内的常数。然而，当考虑从0到~2维里半径的整个径向范围时，质量-数密度分布与常数不一致，除非用于确定数密度分布的样本仅限于早型星系。
2003-01-22 astro-ph
Simulations of Strong Gravitational Lensing with Substructure
银河系大小的引力透镜的模拟相结合的宇宙学N体模拟和模型的重子组成的星系。通过在自适应网格上进行射线拍摄，计算出透镜焦散线、临界曲线、图像位置和放大率。当光源在光滑透镜焦散面的尖点附近时，三个最近像的放大率之和应接近于零。据发现，在所观察到的情况下，这个总和通常是太大，是一致的模拟，这意味着没有足够的子结构的模拟。这表明其他因素也起着重要作用。这些可能包括有限的数值分辨率，晕外结构的透镜效应，选择偏差以及随机选择的星系晕可能比本研究中使用的孤立晕更不规则，例如由于最近的合并。它还表明，与从N体模拟计算的子结构的水平，爱因斯坦十字型透镜的图像放大率是非常弱的函数的源尺寸高达$\sim 1\kpc$。这也是真实的放大率广泛分离的图像在折叠和尖焦散透镜。这意味着，除了恒星的微透镜效应外，透镜类星体不同发射区域的放大率应该是一致的。最接近的一对图像之间的放大率的源大小依赖性是更敏感的子结构。
2006-02-14 astro-ph
A bright, dust-obscured, millimeter-selected galaxy beyond the Bullet Cluster (1E0657-56)
10米阿塔卡马亚毫米望远镜实验（ASTE）上的毫米波长相机AzTEC对1 E0657 -56（“子弹星团”）进行了1.1毫米深连续观测，揭示了一个非常明亮的（S $_{\rm{1.1mm}}=15.9$ mJy）未分辨的源。这个来源，MMJ 065837 -5557.0，位于接近最大密度的基础质量分布，对较大的两个相互作用的集群跟踪的弱透镜分析的Clowe等。使用光学-红外颜色，我们认为MMJ 065837 -5557.0位于红移$z = 2.7 \pm 0.2$。子弹星系团的一个透镜衍生的质量模型显示了在阿兹台克源的几个弧秒内放大的临界线（焦散），足以将阿兹台克星系的固有毫米波长通量放大$\gg 20$倍。在扣除了Sunyaev-Zel'dovich效应导致的前景星团1.1毫米的辐射，并对放大率进行了修正后，MMJ 065837 -5557.0的静止帧远红外光度为$\le 10^{12} \rm L_{\odot}$，是一个亮红外星系（LIRG）的特征。我们探索各种方案来解释潜在的光学和IR对应物之间的颜色，形态和位置偏移，以及它们与MMJ 065837 -5557.0的关系。在更高分辨率和更灵敏的（亚）毫米观测可用之前，对接近大质量透镜星系团焦散线的背景星系的探测提供了研究这种本质上微弱的毫米星系群的唯一机会。
2008-08-07 astro-ph
Scaling Relations for Collision-less Dark Matter Turbulence
宇宙中的自引力系统有许多标度关系。我们从一个简单的原理出发，基于无碰撞的暗物质流体在非线性阶段穿过焦散面后进入湍流状态，即暗湍流的假设，探索了对它们的一致理解。暗湍流不占优势，反映了无碰撞的性质。本文从纳维-斯托克斯方程出发，用类似于Smoluchowski凝聚方程的方法导出了Kolmogorov标度律，并将其应用于与标度有关的速度色散、质光比、磁场、质量-角动量关系、密度涨落功率谱等观测。它们都指向单位质量的恒定能量流的一致值：$0.3 cm^2/sec^3$，它可以被理解为宇宙结构形成过程中分层聚结过程的速度。
2009-06-15 astro-ph
Caustics in Tachyon Matter and Other Born-Infeld Scalars
本文考虑了具有标量场T的任意势V（T）的标量Born-Infeld型理论。我们发现，对于具有失控势V（T）的模型，在短暂的瞬态阶段之后的一般非齐次解可以很好地近似于描述自由流动波前传播的Hamilton-Jacobi方程的解。这种波传播的解析解显示了焦散线的形成，焦散线之外还有多值区域。我们验证了这些焦散线出现在原始标量BI非线性方程的数值解中。我们的结果包括标量BI模型的指数势，这是最近提出的一个有效的行动的弦论快子在近似的高阶时空导数的T被截断。由于实际的弦快子动力学包含所有阶的导数，当焦散线发展时，具有指数势的快子BI模型变得不合适，因为T的高阶空间导数变得发散。BI型快子理论在大T时势下降，这是因为在无限远处向其基态滚去的快子场充当无压的暗物质。我们发现，不均匀的宇宙学快子波动迅速增长，并发展多焦散。对快子场在宇宙学中的作用的任何考虑都必须涉及到找到一种方法来预测场在这些焦散线处和焦散线之外的行为。
2002-08-28 astro-ph gr-qc hep-ph
Tracing the mass profiles of galaxy clusters with member galaxies
通过研究团星系的投影相空间分布，可以确定星系团的质量分布。与其他方法相比，这种方法的主要优点是它允许确定非常大半径的团簇质量分布。在这里，我回顾了最近的分析和结果在这个主题。特别是，我简要地描述了牛仔裤和焦散的方法，以及在应用这些方法的星系系统所面临的问题。然后，我总结了最新的和重要的结果，星系团，星系团和超星系团的质量分布。其他涵盖的主题是黑暗和重子成分的相对分布，以及星系团中星系的轨道。
2005-09-22 astro-ph
Gravitational mesolensing by King objects and quasar-galaxy associations
计算了King质量分布透明透镜对遥远致密天体的强引力透镜的几率。这种透镜的例子有球状星团、矮星系和隐藏质量的星团。因此，透镜的质量介于10^3到10^9太阳质量之间，介于恒星和星系质量之间。考虑到King透镜的圆锥焦散和物质沿视线的分形大尺度分布，我们可以将类星体与星系的相关性解释为邻近星系晕中的球状星团对远星系活动核的强引力透镜效应。验证这一mesolensing假设的观测测试。
2002-06-20 astro-ph
The Directional Rate and the Modulation Effect for Direct Supersymmetric Dark Matter Detection
探测理论上预期的暗物质是粒子物理学和宇宙学的核心。目前流行的超对称模型提供了一个自然的暗物质候选者，这是最轻的超对称粒子（LSP）。这样的模型结合了相当好理解的物理学，如核子的夸克子结构和原子核结构（形状因子和/或自旋响应函数），允许评估LSP-原子核弹性散射的事件率。然而，由此获得的事件发生率非常低。因此，必须利用调制效应，即事件率对地球年运动的依赖性。考虑方向率也是有用的，即它与反冲核方向的关系。本文研究了无方向性和有方向性实验中的调制效应。我们计算的微分和总速率usingi都等温，对称，以及只有轴向不对称，和非等温，由于焦散环，速度分布。我们认为，我们发现，在对称的情况下，调制幅度是小的。焦散环的情况也是如此。包含的不对称性，在银河系中心方向的速度分散增强，产生增强的调制效果，特别是在定向实验。
2000-10-15 astro-ph hep-ph
Particle Annihilation in Cold Dark Matter Micropancakes
冷的原始粒子暗物质在六维相空间中的分布非常接近于三维片。在配置空间上的这个薄片映射中的折叠创建了无处不在的薄片状焦散（“微煎饼”）。一个典型的WIMP暗物质晕有许多微饼，每个微饼的尺度都与晕本身相当，宽度大约是晕尺寸的$10^{-8}$，典型的最大密度大约是晕平均值的$10^4$倍。它在这里表明，暗物质粒子的总湮灭率主要是由粒子接近这些微饼，所以辐射主要是从高度扭曲的二维表面，而不是一个充满的体积发射。粒子的总湮灭率比N体模拟预测的高出约5倍，N体模拟无法解决这些问题。微饼也会在湮灭辐射的表面亮度中产生尖锐的线不连续性。
2001-05-30 astro-ph
Galaxy-dark matter correlations applied to galaxy-galaxy lensing: predictions from the semi-analytic galaxy formation models
我们使用半解析模型的星系形成结合高分辨率N体模拟作出预测的星系-暗物质的相关性，并将其应用到星系-星系透镜。我们分析了暗物质和不同星系样本之间的互相关光谱，这些星系样本是根据光度、颜色或恒星形成率选择的。我们将预测结果与SDSS最近的检测结果进行比较。我们发现，相关振幅和平均切向剪切强烈依赖于样本的光度小于1兆秒差距的尺度，反映了星系光度和晕质量之间的相关性。然而，互相关不能用来直接推断晕的轮廓，因为不同的晕质量在不同的尺度上占主导地位，因为不是所有的星系都在相应的晕的中心。我们计算了互相关振幅的红移演化，并与星系和暗物质的互相关振幅进行了比较。我们还计算了星系-暗物质的相关系数，并表明对于所有考虑的星系类型，在r > 1 Mpc以上的尺度上，它接近于统一。这将允许人们从星系和星系-暗物质相关性中提取大尺度上的偏差和暗物质功率谱。
2000-07-10 astro-ph
Diurnal and Annual Modulation of Cold Dark Matter Signals
计算了太阳附近暗物质冷流对地球上轴子和WIMP暗物质探测器信号的日调制和年调制。太阳和地球的引力，以及地球的轨道和旋转运动的影响都包括在内。地球上的冷流在暗物质轴子的空腔探测器中产生微波光子谱的峰值，在WIMP探测器中产生核反冲能谱的平台。公式给出的位置和高度，这些高峰和高原作为一个函数的时间在一天和一年的过程中，包括所有的校正下降到0.1%的精度水平。结果可以应用到任意的暗物质的速度分布$f(\vec{v})$通过整合的单流结果的速度。我们将它们应用到由焦散环模型的星系晕预测的一组流。焦散环模型预测地球上的暗物质通量在$\pm$的12月最大。尽管如此，由于能量阈值的作用，该模型是一致的DAMA合作发表的年度调制结果提供的WIMP质量大于约100 GeV。
2004-05-12 astro-ph hep-ex hep-ph
The Dark-Matter Fraction in the Elliptical Galaxy Lensing the Quasar PG1115+080
我们确定的最有可能的暗物质部分椭圆星系四倍透镜类星体PG 1115 +080的基础上分析的X射线通量的个人图像在2000年和2008年。在两个时期之间，PG 1115 +080的A2图像相对于其他图像在X射线中变亮了六倍。我们认为，A2图像在2000年被居间星系中的恒星微透镜高度缩小，最近又穿过了焦散，从而产生了一对新的微图像，并在此过程中变亮。在同一时期，A2图像的亮度在光学上只有1.2倍。透镜星系中光滑物质（暗物质）与凝块物质（恒星）的比例最有可能解释这些观测结果，光滑暗物质成分中约有90%的物质，恒星中约有10%。
2008-08-25 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
Galaxy Cluster Gas Mass Fraction and Hubble Parameter versus Redshift Constraints on Dark Energy
利用星系团气体质量分数与红移数据的关系和哈勃参数与红移数据的关系来共同约束暗能量模型。这些限制有利于暗能量的爱因斯坦宇宙学常数极限，但并不强烈排除缓慢演化的暗能量。
2007-06-13 astro-ph
Searching for SUSY Dark Matter- The Directional Rate and the Modulation Effect
对暗物质的探测是粒子物理学和宇宙学的核心。目前流行的超对称模型提供了一个暗物质候选者，最轻的超对称粒子（LSP）。当与相当好理解的物理学（核子的夸克结构和某些原子核结构）结合时，它们产生直接事件率。然而，获得的比率非常低。因此，我们利用的特征签名，如调制效应，即依赖于地球的年度运动的速率，和定向率，即其依赖于反冲核的方向，采用各种速度分布，等温（对称和轴向不对称）和非等温（由于焦散环）。
2000-10-26 astro-ph hep-ph
