星系团气体质量分数与红移数据对暗能量的约束

红移空间密度与实空间速度的比较

Redshift-space density versus real-space velocity comparison

我建议直接比较红移空间密度场和实空间速度场。这种比较具有传统红移空间分析的所有优点，同时又克服了它们的缺点。特别地，在实空间中的密度场的模型相关的重建是不必要的，所以是在红移空间中的速度场的重建。红移空间速度场只能在线性阶重建，因为只有在线性阶它才是无旋的。与传统的红移空间密度-速度比较不同，这里提出的比较不必局限于线性区域。然后，非线性效应可以用来打破欧米茄偏置退化，从而使基于线性理论的分析变得更加简单。我提出了一个退化打破的情况下，非线性，但局部偏见的方法。

宇宙状态方程的约束：年龄冲突与幽灵能量。加速宇宙中的红移关系

Constraints on the cosmic equation of state: age conflict versus phantom energy. Age-redshift relations in an accelerated universe

目前可用的Ω_m0、H_0和球状星团年龄的值和置信限仍然表明，主宰宇宙的暗能量也可能是一种精华或幻影能量。事实上，目前的宇宙学价值倾向于幻影能量。为了增加宇宙学常数作为暗能量而不是幻影能量的可能性，可能性似乎在于减少球状星团的年龄，哈勃常数，或两者兼而有之，并可能提前球状星团形成的时代。对于一组可能的暗能量状态方程，其中包括宇宙学常数，quintessence或幻影能量，年龄红移的解析表达式，包括普通物质的零曲率宇宙，推导出这些宇宙的相应年龄。

引力透镜像分离与红移作为宇宙学检验

Gravitational Lens Image Separations versus Redshift as a Cosmological Test

这份预印本或修订版从未出版，因为它基于并包括来自Helbig，P.（1997）“作为宇宙学检验的Delta theta-z_s关系”的未被承认的材料，该材料首次在第12届波茨坦宇宙学研讨会上提出（V. M“uller，S. Gottl“ober，J.- P. M“ucket & J. Wambsganss（eds），Singapore：World Scientific，pp. 319- 20），我希望这篇论文，而不是我的，为正在讨论的工作获得充分的信任。我撤回我的预印本，以进一步强调我不接受任何信贷，并注意到P. Helbig（1998）的astro-ph/9804104（MNRAS，298，2，395（1998））包含了充分详细的论点，使用完整的JVAS样本和其他技术，反对Park & Gott在astro-ph/9702173（1997）中提出的主张。（ApJ，489，476）。

恒星形成历史与红移：总体金属丰度和氘破坏的后果

Star Formation Histories versus Redshift : Consequences for Overall Metallicity and Deuterium Destruction

大量新的深空探测数据，尤其是CFRS（加拿大-法国-红移-巡天），对星系演化的研究产生了巨大的影响。在改进的哈勃参数值的宇宙学模型的基础上，用观测到的UV、B和IR宽波段同动光度密度检验了不同的恒星形成历史。使用这些分光光度计的结果，我们分析了全球金属富集的化学演化模型的帮助下，我们讨论了不同的金属丰度示踪剂（类星体吸收系统和星系团）的相关性作为宇宙的整体化学演化的代表。此外，由于氘非常脆弱，这种同位素在所有恒星中都会被破坏，其演化对恒星形成的历史特别敏感。依赖于模型约束，以适应太阳附近，它表明，模型与高D破坏对应的恒星形成率（SFR）从$z=1.5$到0的大幅度下降是在良好的协议与分光光度数据。相比之下，低D破坏模型，只需要一个温和的变化，在相同的红移范围内的SFR似乎遇到困难，在匹配的光度密度（UV，B和IR）与红移的演变。讨论了结果与宇宙学模型的敏感性。

宇宙曲率和观测到的引力透镜像分离与红移

Curvature of the Universe and Observed Gravitational Lens Image Separations Versus Redshift

在一个平坦的，k=0的宇宙学中，星系近似奇异的等温球，引力透镜图像分离应该与源红移无关。但在开放的k=-1宇宙学中，这种引力透镜像的分离随着源红移的增加而变小。观测到的分离确实随着源红移的增加而变小，但这种影响甚至比在Omega=0宇宙学中预期的更强。因此，这些观测结果与平坦宇宙中的“标准”引力透镜统计模型不相容。我们尝试了各种开放和平坦的宇宙学，星系质量分布，星系合并和演化模型，以及星系团辅助的透镜来解释相关性。我们发现数据在95%的置信限内与这些可能性中的任何一个都不兼容，这给我们留下了一个难题。如果我们把观测到的结果看作是统计上的侥幸，那么值得注意的是，我们在开放宇宙（0<Ω <0.4）中观测到它的可能性大约是在平坦宇宙中观测到它的两倍。最后，观察到的具有z=4.5处的源的多图像透镜系统的存在对减速参数设置了下限：q_0 >-2.0。

星系团的重子分数和速度-温度关系：模型与观测

The Baryon Fraction and Velocity--Temperature Relation in Galaxy Clusters : Models versus Observations

本文将观测到的星系团中重子分数和速度-温度关系与标准（Ω = 1）和低密度平坦（Ω =0.45和λ=0.55）CDM模型中的流体动力学模拟结果进行了比较。观察到的团簇的性质包括速度色散与温度的关系，气体质量与总质量的关系，和气体质量分数与速度色散的关系。我们发现，虽然这两个宇宙学模型再现这些观察到的功能的形状，只有低密度CDM可以重现观察到的振幅。团簇气体的质量分数近似反映了模型中的重子分数，但有轻微的反偏。因此，由于核合成给出的重子密度很低，与观测结果相比，欧米茄= 1模型在星系团中产生的重子太少。缩放我们的结果作为一个功能的欧米茄，我们发现，低密度CDM模型，欧米茄约0.3 - 0.4，最好地再现观察到的平均重子分数的集群。观察到的团簇的β参数β = σ ^2/（k T/mu m_p）= 0.94 \pm 0.08，对模型的区分效果较差;它与低密度CDM产生的结果（1.10 \pm 0.22）一致，虽然它略大于预期值，但仍与Ω = 1（0.70 \pm 0.14）一致。

多色观测、不均匀性和演化

Multicolour Observations, Inhomogeneity & Evolution

我们提出了一种测试源进化理论的方法，是独立的不均匀性的影响，从而补充其他进化研究。它适用于大规模的巡天观测和新一代的大型望远镜。在早期的一篇论文中，我们发现基本的宇宙学观测--光度与红移、面积距离与红移、计数与红移--无法区分宇宙不均匀性、宇宙演化和源演化的影响。我们在这里调查多色观测，并表明，通过比较亮度与红移在两个或两个以上的颜色，constraints可以放置在源演化，即使未知的源演化是存在的，提供了一个重要的测试演化理论是互补的，目前的方法。然而，在不同颜色的计数与红移是没有用的分离源的演化和不均匀性的影响。

Gamma-Ray Bursts versus Quasars: Lyman-alpha Signatures of Reionization versus Cosmological Infall

Lyman-alpha absorption is a prominent cosmological tool for probing both galactic halos and the intergalactic medium at high redshift. We consider a variety of sources that can be used as the Lyman-alpha emitters for this purpose. Among these sources, we argue that quasars are the best probes of the evolution of massive halos, while gamma-ray bursts represent the cleanest sources for studying the reionization of the intergalactic medium.

Ia超新星和星系团气体质量分数对暗能量的约束

Supernova Ia and Galaxy Cluster Gas Mass Fraction Constraints on Dark Energy

我们使用Riess et al.（2004）超新星Ia视星等与红移数据和艾伦等人。（2004）星系团气体质量分数与红移数据约束暗能量模型。这些数据提供了互补的约束条件，当结合在一起时，大大限制了模型参数，有利于低演化的暗能量密度模型，接近爱因斯坦宇宙学常数极限的暗能量。

小组讨论II：高红移恒星形成的观测和建模

Panel discussion II: Reconciling observations and modeling of star formation at high redshifts

这是两个小组讨论中的第二个小组讨论的书面记录，主题是“高红移恒星形成的观测和建模”。该小组的主席是帕维尔·克鲁帕，小组成员是马克·巴尔塞斯、约翰·贝克曼、克里斯托弗·康塞利斯和约瑟夫·西尔克。在每位小组成员作了简短的介绍后，小组成员和听众围绕以下六个主题展开了热烈的讨论：星前气体云的质量函数;相对于作为第一个电离源的小型类星体，在高红移时可能存在的头重脚轻的初始质量函数;综合星系初始质量函数;盘和大质量星系中特定恒星形成速率的可能差异;合并率是否产生了错误的预测大质量星系，什么是背后的物理开始的红色序列的星系;和情况下，暗物质为主的矮星系与潮汐矮星系。

从高红移的二维星系功率谱提取宇宙的角径距离和膨胀率：重子声学振荡拟合与完全模拟

Extracting Angular Diameter Distance and Expansion Rate of the Universe from Two-dimensional Galaxy Power Spectrum at High Redshifts: Baryon Acoustic Oscillation Fitting versus Full Modeling

本文提出了一种从星系功率谱中的{ \it二维}重子声学振荡（BAO）中提取宇宙的角直径距离$D_A$和膨胀率$H$的方法.我们的方法建立在现有的算法称为“拟合和提取”（FITEX）的方法，它允许一个提取只有$D_A^2/H$从球形平均一维功率谱。我们开发的FITEX-2d方法，扩展的FITEX方法，包括二维信息，这使我们能够同时提取$D_A$和$H$。我们测试的FITEX-2d方法使用千禧模拟以及简化的蒙特卡罗模拟与更大的体积。然而，BAO只包含有限的信息。我们表明，完整的建模，包括功率谱的整体形状，产生更好的确定$D_A$和$H$，因此暗能量状态方程参数，如$w_0$和$w_a$，比BAO的分析超过两个因素，只要非线性效应得到控制。

与类星体红移的宇宙学解释一致的证据

Evidence consistent with the cosmological interpretation of quasar redshifts

在这封信中，类星体的红移是否是宇宙学起源的老问题进行了调查。我们用大量的数据绘制了类星体的吸收红移与发射红移的关系图。我们的研究表明，几乎所有的吸收红移都小于相应的发射红移。吸收红移和发射红移之间的关系很好地遵守目前的宇宙学模型预测。这一结果证实了类星体的红移确实是距离的指示器。这可能是迄今为止发现的与类星体红移的宇宙学解释相一致的最明显的证据。

卡达西展开：来自致密射电源角尺寸与红移数据的约束

Cardassian Expansion: Constraints from Compact Radio Source Angular Size versus Redshift Data

Freese和Lewis（2002）最近提出了“卡达西膨胀方案”，作为解释当前加速宇宙的宇宙学常数的替代方案。在本文中，我们调查的观测约束，这种情况下，从最近的测量高$z$紧凑的无线电源的角大小的Gurvits等人（1999）编制。我们发现，$n$和$z_{eq}$，卡达西模型的两个参数，允许的间隔在很大程度上依赖于平均投影线性大小$l$的值。然而，最适合目前的角尺寸数据更倾向于传统的平面$Λ$ CDM模型的卡达西展开建议，虽然后者是宇宙学上可信的和兼容的$Θ- z$图的某些值的$l$。

中红移星系团中盘星系的大小

The sizes of disc galaxies in intermediate-redshift clusters

我们研究如何在盘星系内的恒星形成的位置取决于环境在中等红移。这是通过比较50个场星系和19个团状成星盘星系（0.25 < z < 1.0，M_B < -19.5）的匹配样本的发射线（r_em）和重构框架B带（r_B）标度谱来实现的。这些结果与当地星系的研究，发现一个非常相似的行为进行比较。根据r_em和r_B与B波段绝对星等（M_B）的关系，我们推断中间z星系团和场样本之间的差异主要归因于在给定M_B下r_em的变化，而r_B与M_B的关系对于两个样本来说是相似的。

DEEP2星系红移巡天：红序AGN及其环境和红移依赖

The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: The Red Sequence AGN Fraction and its Environment and Redshift Dependence

利用DEEP 2星系红移巡天的光谱数据和全波长扩展Groth Strip国际巡天（AEGIS）的Chandra X射线数据，我们测量了活动星系核分数对z~1处局部环境的依赖性。为了提供一个干净的AGN样本，我们限制我们的分析红色序列人口，这也减少了额外的颜色环境的相关性。我们发现的证据表明，高红移LINER在深2往往有利于更高密度的环境相对于红色的人口，他们是从绘制。与此相反，在相同的底层人口中，Seyferts和X射线选择的活动星系核在z~1处几乎没有（或没有）环境依赖性。我们比较这些结果与一个样本的本地AGN从SDSS。相反的高红移行为，我们发现，LINER和塞弗茨在SDSS显示出缓慢下降的红色序列AGN分数向高密度环境。有趣的是，在z~1处，红色序列Seyfert和LINER的丰度大致相等。然而，到z~0时，红色塞弗特种群相对于LINER种群下降了7倍以上。我们推测我们的结果可能的解释。

在高红移的红外星系中，有多少恒星是形成的？

What fraction of stars formed in infrared galaxies at high redshift?

恒星形成发生在两种环境中：紫外线明亮的星暴（如30个低红移的剑鱼座星系和HII星系，以及高红移的莱曼破裂星系）和红外线明亮的尘埃笼罩区域（可能是中等恒星形成，如银河系中的猎户座或极端的Arp 220核心）。在这项工作中，我将估计有多少恒星在本地宇宙中形成的每种类型的环境中，使用恒星形成星系在所有红移在不同的波长和演化的场星系人口的观测。

星系分布中光度分离与分形标度

Luminosity segregation versus fractal scaling in the galaxy distribution

在这封信中，我介绍了三个星系红移目录的相关分析结果：SSRS2，CfA2和PSCz。我将着重观察到，如果样品的深度增加，两点关联函数的幅度会上升。对于这一观测结果有两种相互竞争的解释，一种是分形尺度，另一种是基于光度分离。我将表明，有强有力的证据表明，所观察到的增长是由于光度依赖的星系集群。

高红移星系电离光子的逃逸分数

The escape fraction of ionizing photons from high redshift galaxies

在研究星系再电离时代和早期星系形成的过程中，逃逸出宿主星系并能将氢从星系间介质（IGM）中释放出来的电离光子所占的比例是一个关键参数。本文将高红移类星体的Lyman α吸收观测与高红移星系的紫外光度函数测量相结合，对z ~ 5.5-6的星系电离光子逃逸分数（fesc）进行了约束。观察到的莱曼-α透射将逃逸分数限制在f_esc ~ 10- 25%的范围内（在z ~ 5.5-6处）。排除M< 10^10 M_sun的晕（如果IGM的再电离抑制了星系形成，这是可以预期的）意味着更大的逃逸分数f_esc ~ 20- 45%。利用数值结果校准逃逸分数和最小星系晕质量之间的解析关系，我们还将我们的结果外推到对应于氢冷却阈值的质量（M~10^8 M_sun）。在这种情况下，我们发现f_esc ~ 5- 10%，与观测估计在较低的红移。我们发现高红移星系的逃逸分数必须大于5%，与星系质量无关。基于这些结果，我们使用半解析的描述来模拟IGM的再电离历史，假设电离源与逃逸分数建议我们的数值模拟。我们发现，在z ~ 5.5-6观测到的IBG意味着有足够数量的电离光子在z ~ 6时使宇宙再电离。然而，如果恒星形成的最小质量大于10^9 M_sun，则在红移小于z ~ 5时IBG将过度产生。总之，我们的研究结果支持IGM被低质量星系再电离的假设。

初生中子星上的中微子引力红移和电子分数

Neutrino Gravitational Redshift and the Electron Fraction Above Nascent Neutron Stars

由超新星爆炸产生的热原中子星表面附近发射的中微子可能在后期受到显著的引力红移。电子反中微子在中子星的引力势阱中比电子中微子更深地退耦，因此电子反中微子比电子中微子经历更大的红移效应。我们展示了这种微分红移是如何增加中子星的中微子加热喷出物中的电子分数的。任何起源于中微子加热的喷出物的r-过程核合成都需要较低的Ye，这意味着微分红移效应不能太大。反过来，这种效应可能允许核合成探测核物质状态方程参数，这些参数设置了核心反弹后tpb = 10到25 s量级的中子星半径和表面密度标度高度。

深红外选择场星系样品中高红移星系的比例

The Fraction of High Redshift Galaxies in Deep Infrared Selected Field Galaxy Samples

本文介绍了在K=20的大于100平方角分的视场星系巡天和K=22的哈勃深场巡天中红星系入射的最新结果。我们认为，一个简单的光度红移指标，基于J-K色和支持的光谱结果与凯克，给出了一个可靠的下限为25%的分数z>1星系在100平方角分的调查。这一比例比以前的小样本中发现的要高得多，并且至少与纯光度演化的预测和层次模型的预测一样一致。同样的技术产生了一个非常低的分数为HDF，这似乎是不寻常的不足，在红色星系。

高红移星系团中AGN组分快速增加的首次测量

First Measurement of a Rapid Increase in the AGN Fraction in High-Redshift Clusters of Galaxies

我们提出了第一次测量的活动星系核分数高红移星系团（z~0.6）光谱的一个集群和档案数据的三个额外的集群。我们在这四个星系团中识别出8个活动星系核，它们对活动星系核敏感，在宿主星系中硬X射线（2- 10 keV）光度L_{X,H} &gt; 10^43 erg/s，比< -20 mag. This stands in sharp contrast to the one AGN with L_{X,H} >我们在先前对8个z=0.06-0.31（平均z~0.2）的低红移星系团的研究中发现的静止坐标系M_R 10^43 erg/s更亮。四个高红移星系团数据集中有三个对接近L_{X,H} &gt; 10^42 erg/s的亮度敏感，我们识别出七个高于这个亮度极限的活动星系核，而八个低红移星系团中只有两个。基于对每个星系团的成员关系的估计，我们确定在z~0.6处活动星系核的分数为fA（LX&gt;10^42; MR &lt;-20）= 0.028（+0.019/-0.012）和fA（LX&gt;10^43; MR &lt;-20）= 0.020（+0.012/-0.008）。这些值大约是一个因素的20倍以上的AGN分数在较低的红移（平均z~0.2）的星系团，并表示大幅增加的因素1.5和3.3增加，分别在测量的空间密度演化的硬X射线光度函数在此红移范围。潜在的系统误差只会增加我们结果的重要性。…

暗物质晕的形成时间分布：理论与N体模拟

Formation time distribution of dark matter haloes: theories versus N-body simulations

本文利用数值模拟方法检验了解析漂移集方法预测的暗物质晕形成时间分布。形成时间分布与条件质量函数密切相关，因此该测试是对该分布的间接探测。测试的偏移集模型是扩展的Press-Schechter（EPS）模型，椭球崩溃（EC）模型，和非球形崩溃边界（NCB）模型。用三组模拟（6种实现）研究了从类矮星系晕（$M=10^{-3} M_*$，$M_*$是特征非线性质量尺度）到大质量晕（$M=8.7 M_*$）的晕形成时间分布。没有一个模型在高、低红移下都能与模拟结果相匹配。特别是，在我们的模拟中，暗物质晕的形成通常比EPS模型预测的要早。这种差异可能有助于解释为什么基于EPS合并树的星系形成半解析模型与最近的观测结果相比，对高红移星系的数量预测不足。

星系计数的涨落：均匀性与分形性的新检验

Fluctuations in galaxy counts: a new test for homogeneity versus fractality

分形特性通常通过各种统计工具来表征，这些统计工具处理空间平均量。在这里，我们专注于平均计数周围的波动的确定，我们开发了一个测试的研究星系分布在红移和星等空间。在分形分布中，星系计数的波动与作为红移和星等函数的所有尺度的平均数具有相同的数量级。我们指出，这种波动的研究可以是一个强大的测试，以了解星系团的性质在非常大的尺度。

CDM宇宙学中Galerkin并合分数的红移演化

Redshift Evolution of the Merger Fraction of Galaxies in CDM Cosmologies

我们使用半解析建模的星系形成研究红移的星系合并分数和合并率ratesin λ CDM和精粹（QCDM）宇宙学，其依赖于物理参数的环境，合并的时间尺度，主要合并的方式被定义，并考虑到对象的最小质量。我们发现，对于给定的最终晕质量，当红移z <= 1时，合并分数F_mg和合并率随红移的变化关系可以用幂律很好地拟合。归一化F_{mg}（0）和斜率m取决于最终晕圈质量。对于给定的合并时间尺度t_merg和假设的主要合并的最大质量比R_major，F_mg（0）和m相互指数依赖。斜率m在数学上取决于考虑的最终晕质量和最小晕质量的比率。此外，局部归一化F_{mg}（0）对于较大的R_{major}增加，而m减小。我们将预测的合并分数与最近的观测结果进行比较，发现该模型不能同时再现合并指数和归一化。一般而言，该模型将F_{mg}（0）和m低估了2倍。

星系团的恒星形成率取决于质量吗？蓝/晚型部分，115个星系团的总恒星形成率作为星系团维里质量的函数

Do star formation rates of galaxy clusters depend on mass?: blue/late-type fractions, total star formation rates of 115 galaxy clusters as a function of cluster virial mass

有大量的观测证据表明星系团的演化，如Butcher-Oemler效应和S 0分数随红移的增加而减少。作为一个现代的版本，星系团中恒星形成率的红移演化最近引起了广泛的讨论。然而，这些红移趋势的研究一直受到可能的质量依赖性的阻碍;由于观测选择效应，在更高红移处发现的星系团不可避免地倾向于比本地对应的星系团更大质量和更亮。因此，在解释红移趋势之前，必须对质量趋势进行校正。作为一种尝试，打破这种简并，我们调查的质量依赖的蓝色/晚型分数和总SFR的115个集群在$z\leq 0.09$从斯隆数字巡天选择。我们发现，没有蓝色/晚型馏分，总SFR和总SFR集群质量归一化显示出显着的依赖于集群维里质量。在每个群集质量处的散点比可能的趋势大得多。我们的研究结果表明，依赖于星系团质量的物理机制（如冲压压力剥离）不太可能是星系团演化的唯一原因。我们的结果也为未来的高红移星系团SFR研究提供了一个很好的低红移比较样本。

伽马射线暴的期望红移分布

The Expected Redshift Distribution of Gamma-Ray Bursts

我们预测了伽马射线暴（GRB）的红移分布，假设它们跟踪宇宙恒星形成的历史。我们发现天空中所有伽玛暴中有一小部分产生于红移z >~5，尽管由z~5形成的伽玛暴占恒星总质量的比例仅为~ 15%。这两个分数是显着不同的，因为它们涉及不同的宇宙学因素时，积分恒星形成率超过红移。因此，对瞬变事件（如伽玛暴余辉或超新星）的深入观测，为探测高红移宇宙提供了一个理想的策略。我们还表明，伽玛暴持续时间的内在分布是双峰的，但显着狭窄，并向更短的持续时间比观察到的分布。

用条纹作为星系在高低红移下演化的路标

Using Bars As Signposts of Galaxy Evolution at High and Low Redshifts

对NICMOS深场的分析表明，没有证据表明棒分数下降超过z~0.7，正如之前所声称的那样;在评估棒分数的演变时，必须考虑带移和空间分辨率。这项研究的两个主要警告是缺乏适当的比较样本在低红移和大量的星系在高红移。我们使用两项新的研究来解决这些警告。对于一个适当的本地样本，我们已经分析了134个螺旋在近红外使用2 MASS（主要结果由Menendez-Delmestre在这卷），作为一个理想的锚低红移宇宙。除了测量平均棒的性质外，我们发现棒的大小与星系的大小和亮度有关，但棒的椭圆率与这些星系的性质无关。棒的长度与棒的椭圆度无关。对于较大的高红移样品，我们分析了从2平方度COSMOS ACS调查的酒吧部分。我们发现，在z~0.7的bar分数为~ 50%，与我们早期发现的高红移时bar分数没有下降一致。

$XMM-Newton$ $Ω$项目：III。高红移星系团中气体质量分数的形状

$XMM-Newton$ $Ω$ project: III. Gas mass fraction shape in high redshift clusters

在$XMM-Newton$ $Ω$项目中，我们研究了气体质量分数、$f\_{\rm gas},$行为。高红移星系团的典型$f\_{\rm gas}$形状很好地遵循了在低红移时推断的整体形状。这一结果与引力不稳定性导致暗物质和重子物质的自相似结构的图像是一致的。然而，平均$f\_{\rm gas} in distant clusters shows some differences to local ones, indicating a departure from strict scaling. This result is consistent with the observed evolution in the luminosity-temperature relation. We quantitatively investigate this departure from scaling laws. Within the local sample we used, a moderate but clear variation of the amplitude of the gas mass fraction with temperature is found, a trend that weakens in the outer regions. These variation…

XMM-牛顿和钱德拉高红移星系团的气体质量分数及其作为宇宙学检验的应用

Gas mass fraction from XMM-Newton and Chandra high redshift clusters and its use as a cosmological test

利用XMM-Newton和Chandra观测到的一个遥远星系团的样品，通过比较它们在不同半径处的气体分数与邻近星系团的气体分数，研究了基于X射线星系团中气体分数演化的宇宙学检验及其宇宙学参数的稳定性。我们已经确定了平坦宇宙中$Ω_m$的似然函数和$Ω_m-Ω_Λ$平面中的置信度轮廓。在维里半径处获得的结果指向高物质密度宇宙，而对于内半径，获得的$Ω_m$参数趋于减小，达到与协和模型兼容的值。分析使我们能够得出结论，这个测试提供了模糊的结果，由于ICM的复杂结构，诱导依赖的气体分数与温度，半径和红移，不能占一个自相似的参数预期在纯引力加热的ICM。因此，在更好地理解ICM物理学和获得更好质量的观测结果的能力达到维里半径之前，使用X射线星团中的气体分数来约束宇宙学参数似乎是妥协的。

高红移镓的电离辐射逃逸

Escape of Ionizing Radiation from High Redshift Galaxies

我们使用高分辨率自适应网格细化N体+流体动力学模拟从高红移星系的电离辐射逃逸。我们的模拟包括时间依赖性和空间分辨的三维电离辐射传输，包括灰尘吸收的影响。对于总质量M > 10^11兆太阳、恒星形成率SFR约为1-5兆太阳/年的星系，我们发现在整个研究的红移区间（3<z<9）内，角平均逃逸分数为0.01-0.03。此外，我们发现，逃逸分数的变化超过一个数量级沿不同的视线在个别星系，从最大的值附近的星系极沿银盘最小。逃逸分数在较低的质量和SFR急剧下降。我们发现，逃逸分数的低值是由于一小部分年轻恒星位于HI盘边缘外。我们比较了我们预测的电离光子逃逸分数与以前的结果，并找到一个一般协议与其他模拟结果和可用的直接检测测量z ~ 3。我们还比较了我们的模拟与一种新的方法来估计逃逸分数从观察到的中性氢柱密度沿视线的长期伽马射线暴线的星系。使用这种方法，我们发现的GRB宿主星系的逃逸分数为2- 3%，与我们的理论预测一致。[删节]

Seyfert~1星系MCG铁吸收率与反射率的第一约束--6-30-15

First Constraints on Iron Abundance versus Reflection Fraction from the Seyfert~1 Galaxy MCG--6-30-15

本文报道了对明亮的Seyfert~1星系MCG-6 - 30 -15的一次横跨$\sim$ 400~ks时间间隔的ASCA和RXTE联合观测。这些数据清楚地证实了我们以前的论文中报道的在更高能量下存在宽的倾斜铁线（$W_{Kα} \sim$ 266 eV）和康普顿反射连续谱。我们还调查是否重力和多普勒效应，影响铁线也可能表现在反射的连续。这个数据集的独特性是由我们从大约400万个光子（仅构成2-20 keV RXTE PCA光谱）中获得的非常好的统计数据所强调的。再加上HEXTE的高能量覆盖范围和ASCA在铁线制度中的光谱分辨率，使我们能够将丰度和反射率之间的关系首次限制在99%的置信水平。的反射分数是完全一致的一个扁平的磁盘，即冷材料对着$\rm 2 π$锶在源，以蒙特卡罗模拟的准确度表明，所观察到的强铁线强度的解释是由一个过剩的铁由一个因素的$\sim$ 2和一个不足的低Z元素由一个类似的因素。通过考虑非标准丰度，可以得到一个清晰而一致的图像，其中铁谱线和反射连续谱都来自相同的材料，例如吸积盘。

红移z = 6.5的电离星系际气体的体积分数

The Volume Fraction of Ionized Intergalactic Gas at Redshift z=6.5

观测到的莱曼-α源的数密度意味着星系间介质必须被电离的最小体积，以允许莱曼-α光子逃脱衰减。我们通过为每个Lyman-alpha发射器分配最小Stromgren球来估计这个体积，该最小Stromgren球将允许一半的Lyman-alpha光子逃逸。这意味着在红移z = 6.5时电离气体体积分数的下限为20 - 50%。这在两个方面是一个下限：首先，我们保守地假设所看到的莱曼α源（在相对明亮的通量极限下）是唯一存在的;其次，我们假设允许光子逃逸的最小斯特罗姆格伦球体积。这个极限与产生气泡的电离光子源完全无关。更深的莱曼-阿尔法调查是可能的与目前的技术，并可以加强这些限制，通过检测更高密度的莱曼-阿尔法星系。

我们在高红移时还缺少多少超新星？

How many supernovae are we missing at high redshift?

近红外和无线电搜索核心坍缩超新星（CC SNe）在当地的宇宙表明，绝大多数发生在大规模星暴的事件是错过了目前的光学搜索，因为他们在非常尘土飞扬的环境爆炸。最近的红外观测表明，在非常明亮的尘埃星爆中发生的恒星形成活动的比例随着红移而急剧增加，并在z>0.5时成为主要的恒星形成成分。因此，越来越多的SNe预计将错过高红移光学搜索。我们估计，5-10%的本地CC SNe是光学搜索无法触及的。当约30%的CC SNe将未被检测到时，缺失事件的分数朝向z=1急剧上升。在z=2时，缺失部分将约为60%。相应地，对于Ia型SNe，我们的计算提供了在z=1时15%和在z=2时35%的缺失分数。如此大的修正对于将观测到的SN速率与宇宙恒星形成历史演化的预期进行比较，以及设计未来在高红移下的SN搜索至关重要。

Einstein-de Sitter宇宙中伽马射线暴的红移和亮度分布的约束

Constraints on the Redshift and Luminosity Distributions of Gamma Ray Bursts in an Einstein-de Sitter Universe

伽马射线暴总体的两个模型，一个具有标准烛光光度，另一个具有幂律光度分布，用卡方拟合两个数据集的并集：BATSE的长持续时间突发的微分数与峰值通量分布，以及脉冲持续时间时间膨胀因子、脉冲间持续时间膨胀因子的时间膨胀和能量移位与峰值通量信息，和峰值能量转移因子。在低峰值通量和短爆发持续时间的阈值效应的差分峰值通量分布进行校正，和脉冲持续时间的时间膨胀因子的能量拉伸和类似的效果也进行校正。在爱因斯坦-德西特宇宙学中，我们对爆发的演化给出了强的边界，这些边界与均匀的种群是不相容的，假设幂律谱和没有光度演化。此外，在适度演化的隐含条件下，观测到的光度分布的90%宽度显示为< 10^2，这比其他人所证明的假设没有演化的限制要少。最后，对红移的考虑表明，如果BATSE最微弱爆发的红移要与目前已知的星系的红移相一致，标准烛光光度是不可接受的，而在幂律光度分布的情况下，平均光度< 10^57 ph s^-1是可取的。

2dF星系红移巡天：蓝星系分数和Butcher-Oemler效应的影响

The 2dF Galaxy Redshift Survey: The blue galaxy fraction and implications for the Butcher-Oemler effect

我们导出了z < 0.11时蓝星系在星系团样本中所占的比例，以及相同红移时的一般场。蓝色部分的值被观察到取决于所采用的光度限制，集群中心半径，更一般地说，本地星系密度，但它不依赖于集群的属性。蓝色部分的变化是由于红色和蓝色星系相对比例的变化，但这两个星系群的恒星形成率保持不变。我们的研究结果是最一致的模型，其中恒星形成率迅速下降，蓝色星系往往是侏儒，并不赞成的机制，其中屠夫Oemler效应是由特定的集群环境的过程。

DEEP2星系红移巡天：蓝部分在星系群和星系场中的演化

The DEEP2 galaxy redshift survey: the evolution of the blue fraction in groups and the field

我们探讨了在DEEP 2巡天中红移范围为0.75 <= z <= 1.3的蓝星系部分的行为，包括场星系和星系群。其主要目的是确定在驱动星系颜色在高z的演化中，星系团所扮演的角色。在局部组和场样本之间观察到的颜色分离已经在z ~ 1处就位：DEEP 2组具有比场显著更低的蓝色分数。在固定z时，蓝色部分和星系星等之间也存在相关性，因此较亮的星系更有可能是红色的，无论是在群体中还是在视野中。此外，蓝色分数与类群丰富度呈负相关。在演化方面，群和场中的蓝色部分在z=0.75到z ~ 1之间大致保持不变，但超过这个红移，群中的蓝色部分随着z迅速上升，并且群和场的蓝色部分在z ~ 1.3处变得无法区分。仔细的试验表明，这种效应不是由已知的系统效应或选择效应引起的。为了进一步确保这一结果的鲁棒性，我们建立在以前的模拟DEEP 2目录开发模拟目录，再现在DEEP 2中观察到的颜色-过密关系，并使用这些来测试我们的方法。在z ~ 1.3处，星系群和场蓝部分之间的收敛意味着DEEP 2星系群只在z ~ 2处对恒星形成的淬灭有效;这一结果与最近的其他观测结果以及当前的星系演化和分级结构增长模型基本一致。（节录）

MACHO与HST：暗物质能有多亮？

MACHO versus HST: how bright can dark matter be?

最近的引力微透镜实验结果，如AMO，表明银河系暗物质（DM）的相当大一部分是致密的形式，典型的质量范围为~0.05 - 1 Mo。这个质量范围使DM要么是低质量的氢燃烧恒星，要么是早期恒星星族的白矮星残余。然而，微透镜效应与其他结果之间似乎存在冲突，例如哈勃太空望远镜（HST）的结果，它反对氢燃烧恒星或其残余物中的高DM分数。在这里，我讨论的可能性，DM检测到的DMO包括低质量的恒星居住在球状星团协会。我表明，这样的情况下，可以调和HST和CHTO的结果，也可以满足集群动力学约束。

CFHT遗产综述：Z~1外半导体的形态-密度关系

The CFHT Legacy Survey: The Morphology-Density Relation of Galaxies out to Z~1

研究了星系总光度（M_g）、形态、颜色和环境随红移的变化关系。我们使用了65，624个星系的星等限制样本，在红移范围0&lt;z <1.3 taken from one of the Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey Deep Fields. We parametrize galaxy morphology according to the Sersic index n. Our n>2的数分数在z=0.1同意很好地基于SDSS星系。我们发现n&gt;2的星系数分数随场中红移的变化是常数。然而，对于过密的环境，这一部分是更大的，并增加对较低的红移，更高的密度和更高的光度。静止坐标系色星等图显示，在我们的红移极限z~1范围内，色分布是双峰的，在0.2&lt;z&lt;0.4处有一个突出的红色星系序列，在0.8&lt;z&lt;1处有一个大的蓝峰优势。我们用这种双峰性来定义一个红星系分数（静止坐标系u-g&gt;1）。对于所有的环境，这部分增加对较低的红移和较高的光度。当M_g&lt;-19.5时，团簇状区域内的红分量随红移的变化比场快60%。使用，第一次，在许多集群场分布在一个单一的，大体积的接口的观测，我们跟踪大规模的形态密度关系和屠夫Oemler效应在一段时间内几乎8 Gyr。

高红移X射线选择星系团中的星系颜色--I：八个星系团中的蓝色星系部分

Galaxy colours in high redshift X-ray selected clusters - I: Blue galaxy fractions in eight clusters

我们目前的初步结果，从宽视场，多色成像项目，旨在研究星系演化的X射线选定的集群在中间（z~0.25）和高红移（z~0.5）。在本文中，我们给出了蓝色星系的分数从八个X射线选定的星系团，从三个X射线调查的组合样本绘制。我们发现，所有星系团都表现出比局部系统中观察到的数量更多的蓝色星系数量，尽管结果中存在很大的分散。我们发现蓝色分数与z> 0.2处的红移没有显着相关性，尽管大的散射可能掩盖了积极的趋势。我们也没有发现蓝色部分随X射线亮度的系统变化趋势。我们表明，蓝色的分数是一个函数（a）半径内的集群，（b）绝对星等和（c）用于测量颜色的通带。我们发现我们的蓝色分数（f_b）来自接近静止坐标系（U-B）的星系颜色，f_b~0.4，系统地高于来自静止坐标系（B-V）的颜色，f_b~0.2。我们得出结论，这种效果是真实的，可以提供一个广泛的不同水平的蓝色部分在以前的研究中发现的部分解释，并可能有影响的偏见在不同波段的光学样品选择。虽然随着半径的增加，蓝色部分可以解释为场星系的星系团坠落的证据，但这些星系所经历的确切物理过程尚不清楚。我们估计，在更大质量的星系团的核心，星系应该经历冲压-压力剥离星系气体的星系团内介质。我们的低X射线光度系统显示出与高光度系统相似的蓝色部分，以及随半径的显著蓝色部分梯度，这一事实意味着其他物理效应也很重要。

中等红移下的Butcher-Oemler效应

The Butcher-Oemler Effect at Moderate Redshift

本文给出了三个中等红移（0.1<z<0.2）的团簇的Butcher-Oemler型分析结果。我们发现，与Butcher和Oemler（1984）研究的红移相当的星系团相比，这些星系团中至少有两个表现出异常高的蓝星系比例。这意味着恒星形成发生在两个星系团中的大部分星系中。我们的结果是一致的层次聚类模型，其中子集群-子集群合并创造冲击内集群介质。冲击，反过来，诱导同时在大部分星系团星系的恒星爆发。因此，我们的研究支持了这样一个假设，即布彻-奥姆勒效应是一种环境和进化现象。

星系团流体力学模拟中的重子分数

The baryon fraction in hydrodynamical simulations of galaxy clusters

我们使用Tree+SPH程序GADGET-2研究了一组星系团流体动力学模拟中的重子质量分数。我们研究了辐射冷却、恒星形成、星系风反馈、传导和红移对重子分数的影响。冷恒星成分和热X射线发射气体都有狭窄的分布，在大的星团中心距离r>R500，几乎与模拟中的物理无关。只有非辐射运行再现气体馏分推断的内部区域（r ~ R2500）的大质量星系团的观测。当冷却被打开时，多余的恒星形成被银河风的作用所减轻，但还没有达到观测数据所要求的数量。在一个固定的超密度的重子分数略有增加红移，独立的物理过程中涉及的重子聚集在集群势阱。在冷却和反馈的运行中，重子的增加与更大的恒星质量分数有关，这是由于更有效的气体冷却而产生的高红移。出于同样的原因，气体部分在较高的红移处显得不那么集中。我们讨论了这些结果可能的宇宙学意义，发现通常采用的两个假设，（1）Yb = fb /（Omega_b/Omega_m）的平均值不随红移而变化，（2）f_star和f_gas之间的固定比值与半径和红移无关，可能是不成立的。在对宇宙物质密度参数的估计中，这意味着在无辐射模拟中存在Delta Omega_m/Omega_m < +0.15量级的系统效应，在辐射模拟中存在Delta Omega_m/Omega_m ~ +0.05和< -0.05量级的系统效应。

蝌蚪星系观测用先进照相机视场中红移z~1的常数棒分率

A Constant Bar Fraction out to Redshift z~1 in the Advanced Camera for Surveys Field of the Tadpole Galaxy

在186个大于0.5角秒的盘星系样本中研究了棒状结构，这些星系是在HST ACS拍摄的蝌蚪星系的I波段图像中。我们发现了22个明显的棒星系，21个星系的小酒吧，主要出现在等高线图中的等照度扭曲，和11例特殊的酒吧在团块星系，这是面对链星系的版本。后者酒吧可能是年轻的，因为星系只包含微弱的团间发射。在z~0.8-1.2的明显棒星系中，有四个具有宏伟的螺旋设计。棒分数被确定为星系倾角的函数，并与本地宇宙中的类似分布进行比较。棒分数也被确定为星系角大小的函数。这些分布表明，倾斜和分辨率的影响掩盖了近一半的酒吧在我们的样本。棒分数也被确定为红移的函数。我们发现，从z~0到z=1.1，棒分数几乎恒定为0.23 ± 0.03。当校正倾斜和尺寸效应时，这个分数与本地宇宙中的棒分数相当，约为0.4，如第三参考星系表中所有棒和哈勃类型的列表所示。在我们的样本中的棒星系的平均长轴是~10千秒差距后，用LambdaCDM宇宙学的红移校正。星系棒至少在~8 Gy前（z~1）以正常丰度存在;除非棒的形成速率与溶解速率相当，否则在哈勃时间内棒的溶解不可能是常见的。

将Butcher-Oemler效应扩展到z~0.7

Extending the Butcher--Oemler effect up to z~0.7

我们观测到了三个z~0.7的星系团，其丰富度可与Butcher & Oemler（BO）的低红移样本相媲美，并确定了它们的蓝星系比例。当采用标准误差定义时，两个星系团的红移有一个低的蓝色分数，而第三个星系团的分数与期望值一致。对先前采用不同蓝色分数定义的BO类研究的详细分析表明，修改后的定义受到污染信号的影响：簇中的颜色分离影响在固定的公制孔径中得到的蓝色部分，早期和晚期类型螺旋的差异演化潜在地影响通过非标准的颜色切割选择得到的蓝色部分，宇宙在高红移时的年轻年龄影响了用相对于固定的非演化颜色的颜色切割计算的蓝色分数。采用这些定义，我们发现很大程度上不同的蓝色分数。这种对蓝色分数不同可能定义的缺点的彻底分析应该允许未来的研究在相同的尺度上进行测量。最后，如果采用更精细的误差分析来处理BO和我们的数据，则不能排除具有红移的恒定蓝色部分，这表明BO效应仍然远未被毫无疑问地检测到。

日冕加热与太阳风加速

Coronal Heating versus Solar Wind Acceleration

帕克在1958年的初步见解提供了日冕加热和太阳风加速之间的关键因果关系。然而，我们仍然不知道太阳风的质量、动量和能流中有多少是由帕克型气压梯度驱动的，又有多少是由，例如，波粒相互作用或湍流。SOHO在将这些想法带回日冕和太阳风研究的前沿方面发挥了关键作用。本文回顾了我们目前对快速和慢速太阳风加速背景下日冕加热的理解。对于快速的太阳风，阿尔芬波的产生，传播和非WKB反射的最新模型，并与最近的太阳极小期的Udash，SUMER，无线电和现场观测进行比较。从热过程和非热过程中导出的能量和动量附加分数与各种观测数据相一致。对于更混乱的慢太阳风，稳定的流光边缘流的相对作用（由Urestrial丰度分析强调）与明亮的斑点结构（由LASCO看到）需要了解流光加热和慢风加速度之间的关系之前，可以肯定地知道。最后，本报告总结了下一代遥感观测的需要，可以提供明确表征主导物理所需的严格约束。

尘埃与宇宙加速

Dust Versus Cosmic Acceleration

两个研究小组最近发现，高红移Ia型超新星的通量与宇宙学常数为零的弗里德曼模型的预测存在统计上的显著偏差。在这封信中，我认为，明亮，尘埃，星暴星系将优先喷射尘埃成分与较浅的不透明度曲线（因此较少变红）和较高的不透明度/质量比观察到的星系尘埃留下。这样的尘埃可以在不违反红化或金属丰度限制的情况下，在高z下导致通量下降。提出的具体模型是针状尘埃，这是预期的晶体生长理论，并已在星际尘埃样本中检测到。具有保守性质的碳针可以提供必要的不透明度，并且很可能根据需要从星系中喷出。该模型不受文献中反对灰色尘埃的论点的影响，但可能会受到未来在更高红移、星团或更大频率范围内进行超新星搜索的数据的限制。

尘埃与超新星宇宙学

Dust versus Supernova Cosmology

在这里，我们提出了一些关键的讨论，在最近的宇宙学结果的高红移Ia型超新星的尘埃消光的系统不确定性。首先，我们认为，目前可用的数据不强有力地排除宇宙学意义上的灭绝，无论是由红化检查或分散的论点，因为观测的不确定性，即使在普通的尘埃，红。然后，我们讨论了两种理论上的可能性，高Z超新星有更大的消光，因此他们比本地超新星暗：星系际尘埃和宿主星系的演化。需要对大量超新星进行光学和近红外观测，提高光度精度，以排除这些可能性，并得出令人信服的宇宙学结果。

高红移超新星致密天体密度的极限

Limits on the Density of Compact Objects from High Redshift Supernovae

由于引力透镜的作用，高红移超新星的放大率分布可以是光滑的暗物质和由致密天体组成的暗物质之间的一个强有力的分界线。我们使用高分辨率的N体模拟与紧凑的对象的模拟结果相结合，以确定宇宙中的紧凑对象的任意分数的暗物质的放大率分布。使用这些分布，我们确定的数量类型Ia SNe所需的测量紧凑的物体中的物质的分数。假设背景宇宙学模型是确定的，那么在$z \sim 1$的SNe为100-400的致密天体中，有可能确定20%的物质。