Radio Halo Formation through Magneto-turbulent Particle Acceleration in Clusters of Galaxies
我们发展了一个磁湍流模型的宇宙线（CR）电子看到的射电星系团的晕。对于给定的湍流阿尔芬波谱，计算了CR电子的稳态动量分布函数。所得到的CR电子分布产生的无线电频谱进行比较，观察到的后发座射电晕的无线电频谱。我们发现，当湍流阿尔芬波的谱指数为2.8时，观测到的后发座星系团的射电谱是很好的再现。得到的湍流阿尔芬波的能谱比湍流理论所预期的要陡，表明粒子加速的反作用。拟合过程约束湍流阿尔芬波的振幅以及谱指数。然后，我们估计的湍流阿尔芬波的耗散，这是发现小于由X射线辐射的冷却速率。我们认为，湍流，这是足够的粒子加速的发展中包含的射电晕的集群。最有可能的情况是，星系团的合并产生了湍流，并产生了相对论性电子。
2002-06-17 astro-ph
Optimal Softening for N-Body Halo Simulations
我们建议通过在小半径r0处最小化系综平均加速度误差来确定N体晕模拟中的最佳软化长度。该策略确保误差永远不会超过r0之后的最佳值。此外，我们推导出半解析公式计算的加速度误差，由于粒子的离散性和软化的重力，这是通过直接N体力计算验证。我们估计，目前最先进的晕模拟遭受> 6%的加速误差在1%的晕维里半径。误差向中心迅速增长，并可能对内晕性质的不确定性产生重大影响。
2005-11-16 astro-ph
In-situ acceleration of subrelativistic electrons in the Coma halo and the halo's influence on the Sunyaev-Zeldovich effect
研究了背景等离子体中次相对论电子的随机加速，以寻找后发座星系团硬X射线（HXR）发射的可能解释。我们计算所需的能量供应作为等离子体温度和电子能量的函数。我们发现，对于相同的HXR通量值，能量供应逐渐从其高值（当发射粒子是非热的）到较低值（当电子是热的）。我们使用的动力学方程包括描述粒子热化以及由于费米II加速的动量扩散的条款。我们表明，粒子分布函数的时间演化，在其最后的固定阶段，一个相当具体的形式：它不能用简单的指数或幂律表达式来描述。一个广泛的转移区域形成的库仑碰撞能量之间的麦克斯韦和幂律部分的分布函数。在这个区域中，单个电子的辐射寿命与整个分布函数的寿命有很大的不同。对于8 keV的等离子体温度，在20-80 keV处发射韧致辐射的粒子处于这种准热状态。我们表明，所需的准热电子产生所观察到的HXR通量从后发座的能量供应是一个或两个数量级小于来自假设的非热起源的发射粒子的值。这一结果可能解决非热电子引起的团簇快速过热问题。我们最后预测的变化在昏迷的SZ效应所造成的麦克斯韦电子光谱的扭曲，我们表明，加速的subrelativistic电子的证据可以从详细的光谱测量。
2006-10-04 astro-ph
Dynamical Models for Disk Galaxies with Triaxial Halos
我们构造了具有三轴尖晕的盘星系的自洽动力学模型。我们从一个平衡的、轴对称的盘-凸-晕系统开始，对晕粒子施加人工加速度。通过设计，这种加速保存能量，从而即使在其相空间分布函数改变时也保持系统的微分能量分布。晕变成三轴的，但其球平均密度分布基本保持不变。最后一个系统是平衡的，只要晕的形状发生变化，就可以得到一个很好的近似。当晕变形时，盘和凸起是“活的”;它们对变化的引力势作出反应，但也影响晕的变形。我们通过模拟星系F568-3来检验晕三轴性可以解释低表面亮度星系自转曲线的假设。
2008-01-31 astro-ph
Turbulent Particle Acceleration in the Diffuse Cluster Plasma
在团簇射电晕中可能发生原地粒子加速。考虑到空间扩散缓慢，辐射损失限制了粒子的寿命，这是由晕圈的均匀性和范围所暗示的。等离子体湍流的随机加速是最有可能的机制。阿尔芬波湍流已被建议作为加速的手段，但它太慢，在集群环境中是重要的。相反，我们建议，加速发生通过强低混合波湍流。我们发现，粒子加速将是有效的集群，如果只有一小部分的集群能量密度是在这种形式。
1999-06-30 astro-ph
Particle acceleration in cooling flow clusters of galaxies: the case of Abell 2626
最近有人提出了一个理论模型，解释了在一些冷却流团中观察到的与MHD湍流引起的电子再加速有关的射电小晕的起源（Gitti，Brunetti & Setti 2002）。假设MHD湍流被冻结到热ICM的流动中，从而在冷却流动区域中被放大。在这里，我们提出了一个新的迷你晕候选人，集群A2626，并与英仙座集群中的迷你晕所获得的结果进行比较，该模型的应用。我们目前的VLA数据在330 MHz和1.5 GHz的A2626中观察到的漫射无线电发射，我们表明，它的主要属性可以解释的模型。我们发现，所需的功率为再加速的遗物电子人口的一个因素只有~ 0.7%的最大功率，可以提取的冷却流（估计的基础上的标准模型）。我们还讨论了已知的迷你晕的观测特性与主机集群，显示的无线电功率的迷你晕的冷却流的最大功率的增加。这一趋势是在模型框架内预期的。新的钱德拉和XMM-牛顿估计的$\dot{M}$对这一趋势可能产生的影响被认为是：我们的结论是，即使较早得出的冷却速率被高估，冷却流功率仍然远高于无线电功率发射的迷你晕。
2003-11-12 astro-ph
The Evolution of Diffuse Radio Sources in Galaxy Clusters
研究了星系团中射电晕的演化和数量分布。在没有再加速或再生的情况下，负责弥散射电辐射的相对论电子将在相当短的时间内通过逆康普顿和同步加速器损失失去能量，射电晕的寿命将为$\sim$ 0.1 Gyr。如果涉及到显著的再加速水平，无线电晕对于$\sim$ Gyr可能持续。如果射电辐射电子主要是由星系团内宇宙射线质子与团内热介质发生质子-质子碰撞后π介子衰变产生的次级电子，则射电晕的寿命可以与宇宙学时间相比较。采用射电晕形成的观测约束和理论约束，计算了射电晕形成率和射电晕共动数密度。与观测结果比较，发现射电晕的寿命为$\sim$ Gyr。我们的研究结果表明，一个显着的再加速水平是必要的观察到的无线电晕和次级电子可能不是一个主要的起源无线电晕。
2003-12-19 astro-ph
MOND predictions of "halo" phenomenology in disc galaxies
我们研究了两个推论MOND有关的性质相当于暗物质晕。MOND预测纯指数盘的紧密关系，涉及的晕和光盘尺度长度和平均加速度在光盘中，我们发现测试有利对大熊座星系的Verheijen样本。晕和光盘长度尺度之间的相关性也是显而易见的，当“最大光盘”的贡献是假设，但我们证明，这是从更一般的MOND预测。第二个MOND预测涉及最大晕加速度的存在，这也有利于测试对大熊座样本的不同假设的光盘的贡献。
2004-06-22 astro-ph
New scaling relations in cluster radio halos and the re-acceleration model
本文在再加速方案的框架下，导出了具有巨射电晕的星系团的新的期望标度关系，即：射电功率（P_R）与射电发射区大小（R_H），P_R与发射区总质量（M_H）和速度色散（σ_H）。我们搜索这些相关性分析最近的无线电和X射线数据在文献中的一个著名的样本集群与巨型无线电晕。特别地，我们发现P_R和R_H之间有很好的相关性，M_H和R_H之间有非常紧密的“几何”标度。根据这些相关性，P_R也预期与M_H和sigma_H成比例，这通过我们的分析得到证实。我们表明，在射电晕体积中的平均磁场强度随M_H略有变化的情况下，所有观测到的趋势都能与预期的很好地协调。还发现了R_H和σ_H之间的副产物相关性，并可通过光学研究进一步验证。此外，我们还发现，在观测上，R_H与主团簇的维里半径成非线性比例，这直接意味着团簇体积中的射电辐射部分随团簇质量的增加而增加，因此团簇中的非热分量不是自相似的。
2007-04-26 astro-ph
Revised equipartition & minimum energy formula for magnetic field strength estimates from radio synchrotron observations
通常使用的经典均分或最小能量估计总磁场强度从无线电同步辐射强度是有限的实际使用，因为它是基于几乎不知道的宇宙射线质子和电子的总能量的比率K，也有固有的问题。我们提出了一个修改后的公式，使用数密度比K，我们给出估计。对于强冲击中的粒子加速度，K约为40，并随冲击强度的减小而增大。我们的修订估计的场强给出了更大的值比经典的估计平坦的无线电频谱的频谱指数约为0.5-0.6，但较小的值陡峭的频谱和总字段强于约10 μ G。例如，在非常年轻的超新星遗迹中，经典的估计可能会大10倍。另一方面，如果宇宙射线电子的能量损失是重要的，K随粒子能量的增加而增加，均分场可能被显著低估。我们修正后的星系团和射电瓣中较大的均分估计与法拉第旋转测量的独立估计一致，而射电同步加速器和X射线逆康普顿强度之间的比值的估计通常会给出弱得多的场。例如，这可以通过场在灯丝中的集中来解释。我们修订后的场强也可能会导致重大修订的电子寿命的喷气机和无线电波瓣估计从同步辐射中断频率在无线电频谱。
2005-07-15 astro-ph
Radio halos in merging clusters of galaxies
本文给出了对沙普利集中核心区星系团A3562的235 MHz、327 MHz和610 MHz观测的初步结果。这些观测是用巨型米波射电望远镜（印度浦那的GMRT）进行的，目的是研究位于A3562中心的射电晕，并确定其低频无线电频谱的形状，以了解该源的起源。在再加速模型的框架内，对晕谱的初步分析表明，我们在再加速阶段的开始观测到一个年轻的源（几个$10^8$年）。
2004-04-26 astro-ph
A morphological comparison between giant radio halos and radio mini--halos in galaxy clusters
本文根据射电X射线光度关系（P_{1.4} -L_X）和射电光度-大小关系（P_{1.4} -R_H），对星系团中的射电巨晕和射电小晕进行了形态学比较。我们报告的证据表明，P_{1.4} -L_X和P_{1.4} -R_H的趋势也可能存在的迷你晕：迷你晕集群共享的巨晕集群在（P_{1.4}，L_X）平面上的同一区域，而它们在（P_{1.4}，R_H）平面上明显分开。微型晕的同步辐射率比巨型晕的同步辐射率大50倍以上，这意味着它们的起源是一个非常有效的过程。通过假设一个偶发的湍流粒子再加速的巨大和迷你晕的情况下，我们讨论这些来源之间的基本物理差异。不管湍流的起源，一个更有效的粒子注入源，最终参与再加速过程，需要在迷你晕，这可能是由于中央射电星系或从质子-质子碰撞在密集的冷核心区域。
2008-06-11 astro-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays and Neutron-Decay Halos from Gamma Ray Bursts
关于功率和加速效率的简单论证表明，能量>~ 10^{19} eV的超高能宇宙射线（UHECRS）可能起源于伽玛暴。在伽玛射线暴爆炸波中通过光π介子产生过程形成的中子离开加速场并穿过星系际空间，在那里它们衰变并将非常高能的质子和电子成分注入星系际空间。中子衰变质子形成UHECR的一个组成部分，而中子衰变电子从康普顿散射的背景辐射产生光学/X射线同步加速器和伽马辐射。一个显着的比例与伽玛射线暴活动的星系应该被包围的特征尺寸~ 100千秒差距的中子衰变晕。
2001-03-20 astro-ph
Non-Thermal Emission from Relativistic Electrons in Clusters of Galaxies: A Merger Shock Acceleration Model
我们研究了星系团合并过程中激波阵面附近加速的相对论电子的非热辐射演化。我们估计了从极紫外到硬X射线波段的宇宙微波背景光子的同步辐射和逆康普顿散射。硬X射线辐射在合并的后期最为明亮。硬X射线和射电辐射只有在热团内介质（ICM）中才能清楚地看到合并事件的特征时才发光。另一方面，EUV辐射在系统松弛后仍然发光。激波的传播和ICM的整体运动对射电晕的扩展起着至关重要的作用。在收缩阶段，射电晕位于ICM的热区或两个亚结构之间。在扩张阶段，射电晕位于两个ICM热区之间，呈弥散分布。
2000-01-05 astro-ph
Occurence and Luminosity Functions of Giant Radio Halos from Magneto-Turbulent Model
我们使用统计磁湍流模型（Cassano & Brunetti，these proceedings）计算了形成巨型射电晕（~ 1 Mpc大小）的概率作为宿主星系团质量的函数。我们表明，该模型的期望值与可行的参数值的观察是一致的。特别是，在质量较大的星系团（M > 2 × 10 ^{15}太阳质量）中发现射电晕的概率突然增加的现象可以很好地再现。我们计算了这种概率随红移的演化，发现在LCDM宇宙学中，巨射电晕可以由z~0.5的MHD湍流引起的粒子加速提供动力。最后，我们计算了射电晕的期望光度函数。与以前的研究不同，我们的RHLF的形状的特点是存在一个截止在低同步功率，这反映了粒子加速的低效率的情况下，质量较小的星系团。
2004-12-14 astro-ph
Mapping the galactic gravitational potential with peculiar acceleration
最近有人提出，宇宙学红移的变化（膨胀的桑德奇检验）可以在下一代大型望远镜和超稳定摄谱仪中观察到。在最近的一篇论文中，我们估计了邻近星系和星系团的奇特速度的变化，即奇特加速度，并表明它与典型的宇宙学信号处于同一数量级。绘制加速度场可以在不假设维里化的情况下重建银河系的引力势。在本文中，我们专注于在我们自己的银河系，模拟为一个Kuzmin盘和一个暗物质球晕的特殊加速度。我们估计了所有已知的银河系球状星团的特殊加速度，并发现一些情况下，预期的速度变化超过20厘米/秒的观测间隔15年，远高于典型的宇宙学加速度。然后，我们比较预测的信号MOND（修改后的牛顿动力学）模型中的球形暗物质晕是不存在的。我们发现，信号模式是定性的不同，表明特殊的加速度场可以用来测试竞争理论的引力。然而，这种差异似乎太小，在不久的将来无法检测到。
2008-09-17 astro-ph
Cooling Flows and Radio Mini-Halos in Clusters of Galaxies
我们申请无线电迷你晕候选人的电子再加速模型在冷却流（Gitti，Brunetti和Setti 2002）。与模型的基本思想相一致，我们发现，所需的功率的电子人口的再加速的最大功率，可以从冷却流（估计的基础上的标准模型）中提取的只是一小部分。观测上，我们注意到，最强的无线电迷你晕被发现与最强大的冷却流，冷却流功率的数量级大于综合无线电功率。新的钱德拉和XMM-牛顿估计的$\dot{M}$对这一趋势可能产生的影响被认为是：我们的结论是，即使较早得出的冷却速率被高估，冷却流功率仍然远高于无线电功率发射的迷你晕。
2003-09-29 astro-ph
Diffuse Cluster-wide Radio Halos
我们将讨论晕和遗迹的性质和起源，包括对星团磁场的估计，并提出一些最近发现的晕和遗迹的结果。在超热的热气体分布的高能量尾部的电子可能提供种子粒子通过合并和相对论能量的双折射加速。这些相对论粒子负责同步辐射的晕。
2000-12-07 astro-ph
Globular clusters in the outer halo of M31: the survey
我们报告了40个新的球状星团（GC）的发现，已发现的晕的M31的基础上INT/WFC和CHFT/Megacam图像的调查。这些新GC的一个子集具有扩展的扩散性质，包括Huxor等人（2005）中已经发现的GC。搜索策略的描述和基本的位置和V和I光度数据，为每个集群。对于这些集群的一个子集，还给出了K波段测光。新的星系团继续被发现到测量区域的极限（~100 kpc），这表明M31的GC系统比以前认识到的要扩展得多。新的集群使M31中确认的GC总数增加了约10%，确认的GC数量超过1度（~14 kpc）超过75%。我们还利用巡天图像以及最近的HST档案数据更新了M31球状星团的修订博洛尼亚星表（RBC）。
2007-12-28 astro-ph
Bow shock and radio halo in the merging cluster A520
钱德拉天文台对合并中的星系团A520的观测揭示了一个M=2.1+0.4-0.3的突出弓形激波。这仅仅是第二个明显的例子，在星团中有一个基本上是超音速的合并激波阵面。比较的X射线图像与以前已知的无线电晕揭示了一个巧合的光环的前缘与弓形激波，提供了一个有趣的实验装置，以确定冲击的作用，在无线电晕的产生。A520中的晕显然由两个空间上不同的部分组成，主要的连续性驱动的组件和与激波相关的帽状前向结构，后者可能为随后的湍流再加速提供预激励电子。射电边缘可能是由冲击波加速电子引起的。如果是这样的话，同步加速器光谱应该有一个斜率为1.2的边缘后面的快速陡峭进一步远离边缘。或者，如果冲击是无效的加速器，无线电边缘可以解释为磁场的增加和由于气体压缩而预先存在的相对论电子的密度。在后一种模型中，激波前应该有射电辐射，其频谱与激波后的频谱相同，但要弱10-20倍。如果未来的灵敏无线电测量没有发现这样的冲击前发射，那么电子确实被冲击加速（或重新加速），人们将能够确定其加速效率。我们还提出了一种方法来估计的磁场强度背后的冲击，测量的基础上的无线电频谱斜率的依赖关系，从冲击的距离。此外，射电边缘提供了一种约束相对论电子扩散速度的方法。
2005-04-01 astro-ph
Diagnostic Signatures of Radio and HXR Emission on Particle Acceleration Processes in the Coma Cluster
我们研究后发座星系团中射电晕和硬X射线过剩的理论模型。本文用相对论电子的不含时和含时再加速模型研究了射电晕和HXR超的形成。在这些模型中，相对论电子被合并冲击注入，并被随后的剧烈湍流重新加速。本文还研究了不同马赫数的合并激波对射电和HXR过量辐射的影响。我们采用6 $μ$ G作为中心磁场，通过同步辐射再现观测到的射电光谱。我们还得到了一个中心的“高原”的无线电频谱指数分布，已观察到的无线电发射分布。我们的模型也可以通过宇宙微波背景光子的逆康普顿散射产生观测到的HXR过量发射。我们发现只有马赫数在1.6- 2左右的合并激波才能产生与后发座星系团射电和HXR辐射一致的结果。
2003-06-24 astro-ph
GMRT Radio Halo Survey in galaxy clusters at z = 0.2 -- 0.4. II.The eBCS clusters and analysis of the complete sample
我们介绍了GMRT星团射电晕巡天的结果。我们观测计划的主要目的是测量在红移z=0.2- 0.4范围内的大质量星系团中哪一部分有射电晕，并限制粒子再加速模型对非热射电辐射起源的期望。我们从REFLEX（27）和eBCS（23）星表中选择了X射线波段的50个星团的完整样本。本文介绍了巨米波射电望远镜（Giant Metrewave Radio Telescope，GMRT）在610 MHz波段对所有尚缺乏高灵敏度射电信息的星团（16个eBCS星团和7个REFLEX星团）的观测结果，从而完成了整个样本的射电信息。我们的图像中的典型灵敏度在1 $σ\sim 35-100 μ$/y b $^{-1}$的范围内。我们在A697中发现了一个射电晕，在A781中发现了一个性质不清楚的弥散外围源，在Z7160中发现了一个核心晕源，在A1682中发现了一个候选射电晕，在Z2661中发现了“可疑”的中心发射。包括文献资料在内，在样本中共有10个星团存在射电晕。我们的工作的一个非常重要的结果是，25的34个集群与GMRT观察不主机扩展中心发射在我们的观察灵敏度水平，并为其中20个公司的上限，以一个巨大的无线电晕的无线电功率的推导。GMRT射电晕巡天表明，射电晕并不常见，我们对大质量星系团中巨型射电晕的研究结果与基于再加速模型的统计预期是一致的。我们的结果有利于初级到次级电子模型。
2008-03-28 astro-ph
Using globular clusters to test gravity in the weak acceleration regime
我们报告的结果，从一个正在进行的计划，旨在测试牛顿的重力定律在低加速度制度使用球状星团。结果表明，到目前为止所研究的所有星系团都表现出类似星系的行为，即它们的速度色散分布在大半径处向外发散，此时引力重力加速度低于1 e-8 cm/s/s，而不是遵循预期的开普勒下降。在星系中，这种行为被归因于暗物质晕的存在。然而，球状星团不包含暗物质，因此这一结果可能表明，我们目前对引力在弱加速度范围内的理解是不完整的，而且在某种程度上是不正确的。
2007-07-17 astro-ph
Revised metallicity classes for low-mass stars: dwarfs (dM), subdwarfs (sdM), extreme subdwarfs (esdM), and ultra subdwarfs (usdM)
目前的M星分类系统将M星分为三个金属丰度等级（矮星- dM、次矮星- sdM和极端次矮星- esdM）。这些类别的光谱定义是基于7000 A附近的突出的CaH和TiO分子吸收带的相对强度，如通过三个光谱指数（CaH 2，CaH 3和TiO 5）量化的。我们根据我们正在进行的自行μ> 0.45“/yr的恒星光谱调查重新检查了这个分类系统，这使得光谱鉴定的贫金属M星的普查增加到400多个物体。盘状矮星和晕状次矮星的运动学分离表明了当前分类系统的缺陷。常见的自行双打的观察表明，目前的dM/sdM和sdM/esdM边界在[TiO 5，CaH 2 + CaH 3]索引平面不遵循等金属丰度轮廓，留下一些二进制不适当的分类为dM+sdM或sdM+esdM。我们提出了一个修订的分类系统的基础上的经验校准的TiO/CaH比近太阳金属丰度的恒星。我们引入了参数TiO_{TiO/CaH}，它量化了由于金属丰度效应而导致的TiO能带强度的减弱，其值范围为：TiO_{TiO/CaH}=1（对于近太阳金属丰度的恒星）到TiO_{TiO/CaH}~0（对于大多数贫金属（和TiO贫化）的亚矮星）。我们重新定义的金属丰度类的基础上的参数TiO_{/CaH}的值，并通过引入一个额外的超亚矮星（usdM）类的改进方案。我们引入序列的sdM，esdM和usdM星被用作正式的分类标准。
2007-07-20 astro-ph
Non-linear Evolution of f(R) Cosmologies III: Halo Statistics
暗物质晕是与宇宙结构相关的宇宙学观测值的基石，其统计特性为检验宇宙加速模型提供了许多机会，尤其是那些试图改变引力的模型。我们研究了一个这样的模型：修改的作用量f（R）理论的宇宙学模拟中的晕的丰度，偏差和配置文件。在目前的观测所能达到的大磁场区域，增强的引力提高了稀有大质量晕的丰度，降低了它们的偏差，但使它们的（透镜）质量分布基本不变。这一制度是很好地描述了基于修改的球形崩溃计算的标度关系。在小的领域制度，增强的力量被抑制内晕和晕属性的影响大大减少了最大规模的晕。尽管如此，换算关系在确定重力修正的保守上限方面仍然具有有限的适用性。
2009-03-19 astro-ph
Gamma ray emission and stochastic particle acceleration in galaxy clusters
FERMI（以前的GLAST）将很快提供关于星系团中相对论粒子的关键信息。我们讨论的背景下，相对论粒子（质子和次级电子由于质子-质子碰撞）相互作用的MHD湍流在集群合并过程中产生的集群体积的一般计算的非热发射。在大规模的合并过程中会产生弥散的星系团尺度的射电辐射（射电晕）和硬X射线，而伽马射线辐射，在某种程度上，预计在星系团中是常见的。
2008-11-06 astro-ph
Models of f(R) Cosmic Acceleration that Evade Solar-System Tests
本文研究了一类度量变分f（R）模型，它在没有宇宙学常数的情况下加速膨胀，并且在参数空间的小场极限下满足宇宙学和太阳系检验.仅太阳系的测试对这些模型的约束力就很弱，因为额外的标量自由度被锁定在高曲率广义相对论的预测上，在超过25个数量级的密度范围内，通过日冕。这种一致性要求星系晕在低曲率宇宙学背景下有足够的范围来维持星系的高曲率。如果f（R）模型中的星系晕和局部环境没有比LCDM中预期的更深的势，那么宇宙场振幅|f_R| > 10^{-6}将导致星系内部在加速时期演化为低曲率。因此，大偏差模型的可行性依赖于星系晕的结构和演化，需要对f（R）模型进行宇宙学模拟，而不是直接依赖于太阳系的测试。即使是保守地满足银河系和太阳系约束的微小偏差，也仍然可以通过未来的线性功率谱的100级测量来检验，而它们仍然无法通过宇宙距离测量来检测。虽然我们在一个特定类别的模型中说明了这些效应，但对f（R）的要求是以一种几乎与模型无关的方式来表述的。
2007-05-08 astro-ph gr-qc hep-th
