Constraining the nature of galaxy haloes with gravitational mesolensing of QSOs by halo substructure objects
研究了背景致密天体如活动星系核和类星体被扩展的中等质量透镜如球状星团和质量为10^5 - 10^8 M_sun的暗物质团的引力透镜效应。结果表明，对星系-类星体成协的观测研究是对大质量星系晕性质的一个有力的直接观测检验。VLTI和Keck仪器的光学干涉观测能够约束质量和数量的子结构晕对象。本文给出了螺旋星系晕和椭圆星系晕中球状星团的引力透镜的证据。
2008-09-19 astro-ph
Constraining evolution in the Halo Model using galaxy redshift surveys
我们使用最新的观测从2dF星系红移巡天，以适应条件光度函数（CLF）制定的晕模型的星系在z=0。然后，通过将CLF的预测聚类与DEEP 2红移巡天的初步结果进行比较，使用这种拟合来测试晕占据分布（HOD）到z=0.8的演化程度。我们表明，目前的观测从DEEP 2红移调查是非常一致的CLF从z=0到z=0.8没有演变。这一结果令人惊讶，因为它表明，在宇宙年龄的一半以上，星系占据其宿主暗物质晕的方式几乎没有变化。我们详细讨论了我们所采用的观测约束条件，以及每次调查中各种不同的选择效应，以及这些对每次调查中遇到的星系种群的影响。
2003-08-18 astro-ph
Constraining Dark Halo Potentials with Tidal Tails
我们提出了一个广泛的参数调查研究的影响晕质量配置文件的发展潮尾在相互作用的盘星系。我们使用一个固定的指数盘与中央隆起的星系模型和变化的晕势的参数范围内使用Hernquist和NFW质量分布，探测晕质量，范围和浓度的影响。我们研究的一致性，对观测和理论的限制晕配置文件和评论的失败和不同的模型的弱点的结果。由晕主导的旋转曲线上升或平坦的Galeries被抑制形成潮汐尾，除非晕在盘边缘附近突然被切断。相反，旋转曲线下降的模型-无论是从紧凑的，低质量的晕，或从大量的磁盘组件在低浓度的黑暗晕-产生的潮汐尾巴非常类似于在充分研究的相互作用系统中观察到的。正如Springel & White（1998）所论证的，对于所有情况，一个统一的定量关系是，在太阳半径附近，逃逸速度与圆周速度之比v_e/v_c必须<2.5，才能产生潮汐尾。适合大多数观测约束的星系模型是那些具有盘主导的旋转曲线和低浓度晕的星系模型。我们讨论了我们的结果在宇宙学的背景下，使用最近的研究，晕属性的宇宙模型。
1999-02-16 astro-ph
Constraining B in galaxy clusters from statistics of giant radio halos
有几种可能性来限制ICM中磁场的值，最直接的是逆康普顿和同步加速器观测的组合，以及法拉第旋转测量。本文从星系团巨射电晕的统计性质出发，讨论了对ICM磁场提供约束的可能性。目前对一些研究得很好的射电晕的观测可以在发射相对论电子在离开时被重新加速的假设下进行解释。通过在再加速模型的框架内进行统计计算，我们证明了观测到的射电晕中的射电功率与星系团质量的相关性只能通过假设ICM中的$μ$ G场和磁场与星系团质量$B \propto M_v^b$，与$b \geq 0.6$的标度来再现。我们还表明，预计发生的质量和红移的无线电晕，他们的计数是敏感的磁场强度在大质量星系团和集群质量的标度B。因此，未来对无线电晕的深入调查将对星系团中的B提供限制。
2006-01-31 astro-ph
Dark Matter in Supergravity
我们认为中性子质子截面晕暗物质中性子的框架内的超引力模型的R-宇称不变性模型与通用软破裂（mSUGRA）和模型与非通用软破裂。该分析包括必要的修正，以治疗大tan β区域（即L-R混合的夸克和slepton质量矩阵，回路修正的b和tau质量等），并包括所有的共湮灭现象。对于mSUGRA，具有电流灵敏度的暗物质探测器可以探测到tan β>~25，Ω h^2 <0.1，m_{chi_1^0} ~<90 GeV的区域，而对于轻希格斯粒子，m_h~< 120 GeV。非通用模型可以具有更大的截面，并且电流检测器可以探测tan>~4的参数空间的部分。对于m_{1/2} <600 GeV（因此可用于计划中的未来探测器），最小截面通常大于10^{-9} pb至10^{-10} pb，除了mu <0 where for m_{1/2} >~450 GeV，4~<tan β ~<20的区域外，在m_{1/2} =600 GeV，tan β =~10时，截面降至约1 \times 10^{-12} pb的最小值。在这个区域，胶子和夸克的能量超过1 TeV，但仍然可以被大型强子对撞机接近。
2000-10-20 astro-ph hep-ph
The radial velocity dispersion profile of the Galactic halo: Constraining the density profile of the dark halo of the Milky Way
我们已经编制了一个新的样本240晕对象的精确距离和径向速度的测量，包括球状星团，卫星星系，现场蓝水平分支星和红巨星从意大利面条调查。新的数据导致银河系中心半径超过50千秒差距的已知物体数量显著增加，这使得可以可靠地确定非常大距离的径向速度分散分布。径向速度色散在30 kpc范围内几乎为120 km/s的恒定值，然后在120 kpc左右持续下降到50 km/s。这种下降对银河系暗物质晕的密度分布和总质量产生了重要的限制。对于恒速各向异性，等温轮廓被排除，而一个黑暗的晕以下的截断平面模型的质量$1.2^{+1.8}_{-0.5}\times 10^{12}$ M_sun和NFW配置文件的质量$0.8^{+1.2}_{-0.2}\times 10^{12}$ M_sun和c=18是一致的数据。与以前的工作相比，示踪剂数量的显着增加加上这些探测区域的大范围，使银河系质量的测定更加精确。我们还展示了速度各向异性的不同假设如何影响质量模型的性能。
2005-07-10 astro-ph
Constraining the Magnetic Effects on HI Rotation Curves and the Need for Dark Halos
暗晕的密度分布通常是根据盘星系的自转曲线推断的，其基础是假设气体是星系引力势的良好示踪物。一些作者认为，磁箍缩力可以显著改变旋涡星系的自转曲线。与其他研究集中在磁盘的垂直结构，在这里，我们专注于在径向方向上的磁约束的问题，绑定的HI旋转曲线上的磁效应。结果表明，角向磁场对星系HI盘的整体加速作用很小。事实上，维里约束的基础上，我们表明，银河系的磁场的旋转曲线的贡献不可能大于10公里/秒的HI检测的最外点，如果星系不包含暗物质在所有，和高达20公里/秒的传统的暗晕的情况下。估算磁场最大效应的程序是通用的，适用于任何特定的星系盘。包括表面条款，即星系际（热，磁或冲压）压力，并没有改变我们的结论。与磁替代黑暗晕的其他问题突出。本文还讨论了暗晕尖点问题中磁场的相关性。
2004-02-02 astro-ph
Constraining the LRG Halo Occupation Distribution using Counts-in-Cylinders
斯隆数字巡天（SDSS）的发光红星系（LRGs）的低数密度表明，占据相同暗物质晕的LRGs可以与占据不同暗物质晕的LRGs对高保真分离。我们提出了一种新的技术，计数器（CiC），约束参数的卫星贡献的LRG晕占领分布（HOD）。对于在0.16 < z < 0.36处的光纤碰撞校正的SDSS光谱LRG子样本，我们发现CiC多重性函数通过晕圈模型拟合，其中质量M的晕圈中的卫星的平均数量为<Nsat（M）> =（（M - Mcut）/M1）^α，Mcut = 5.0 +1.5/-1.3（+2.9/-2.6）X 10^13 Msun，M1 = 4.95 +0.37/-0.26（+0.79/-0.53）× 10^14 Msun，α = 1.035 +0.10/-0.17（+0.24/-0.31），置信水平为68%和95%，使用WMAP 3宇宙学和z=0.2晕目录。我们的方法严格限制了LRG中卫星星系的比例为6.36 + 0.38/-0.39，在95%的置信水平下，组合Mcut/10^{14} Msun + alpha = 1.53 + 0.08/-0.09。我们还发现，模拟的基础上产生的球形过密度（SO）的发现者的光环目录复制测量的CiC多重性函数和投影关联函数，而模拟的基础上的朋友圈（FoF）的光环目录有赤字的密切对在约1 Mpc/h的分离。由于CiC方法依赖于紧密对的高阶统计量，因此它对晕…
2008-09-25 astro-ph
Constraining quasar host halo masses with the strength of nearby Lyman-alpha forest absorption
使用宇宙学流体动力学模拟，我们测量的平均透射通量在莱曼阿尔法森林类星体的视线，通过附近的前景类星体。我们发现，吸收随像素-类星体间距的变化趋势可以用一个简单的幂律形式来拟合，其中包括通常的关联函数参数r_{0}和γ，使得（<F（r）> = \sum exp（-tau_eff*（1+（r/ r_{0}）^（-γ）.从模拟中，我们发现r_{0}和类星体质量之间的关系，并制定这作为一种方法来估计类星体主机暗物质晕质量，量化由于宇宙学和IGM参数的不确定性，和红移误差。使用这种方法，我们检查了来自斯隆数字巡天（SDSS）数据发布3的约3000个类星体的数据，假设来自类星体的电离辐射的影响（所谓的横向邻近效应）是不重要的（在数据中没有看到证据）。结果表明，对于G带绝对星等为-27.5、平均红移z=3的SDSS类星体，其最佳主晕质量为log 10（M/Msun）= 12.48^{+0.53}-0.89}。我们还以类似的方式使用Adelberger等人的Lyman-Break Galaxy（LBG）和Lyman alpha forest数据来限制LBG的晕质量为log 10（M/M_sun）= 11.13^{+0.39}_{-0.55}，比亮类星体低约20倍。此外，我们研究了类星体周围的莱曼α森林的红移扭曲，使用模拟。我们使用类星体莱曼α森林关联函数的四极矩与四极矩之比作为挤压效应的度量。我们发…
2006-12-30 astro-ph
The supersymmetric interpretation of the EGRET excess of diffuse Galactic gamma rays
最近的研究表明，超过1 GeV的银河系弥散伽马射线的过剩追踪了暗物质晕，这一点可以通过从伽马射线过剩中重建银河系旋转曲线的特殊形状来证明。这可以解释为一个暗物质湮灭信号。在本文中，我们调查，如果这种解释是一致的超对称性。据发现，EGRET过剩结合所有电弱约束是完全一致的最小mSUGRA模型的标量在TeV范围内和gauginos低于500 GeV。
2006-03-11 astro-ph hep-ph
Constraining the cosmic abundance of stellar remnants with multi-TeV gamma-rays
如果星系晕包含恒星残余物，则来自残余祖先的红外通量将有助于多TeV伽马射线的不透明性。通过对耀变体Mkn 501的观测，确定了多TeV γ射线视界的红移z>0.034。对于z=0.034的源，通过要求γγ--> e+ e-的光学深度小于1，我们限制了恒星残骸的宇宙学密度，Omega_rm \le（2-4）x 10^-3 h_70^-1（h_70是哈勃常数，单位为70 km sec-1 Mpc-1）因此强烈地限制了恒星残骸作为宇宙学上重要的暗物质来源。
1999-03-11 astro-ph hep-ph
Constraining Galactic Models Through Parallax and Astrometry of Microlensing Events
近年来，为了解释大麦云云（LMC）的微透镜效应，人们提出了各种关于大质量致密晕天体（MACHO）在银河系分布的模型。拟合最佳模型的一种直接方法是测量透镜参数，可以通过测量爱因斯坦穿越时间和微透镜光变曲线上的视差效应以及通过天体测量图像的质心来获得透镜参数。在这项工作中，这些参数的理论分布得到的各种幂律银河系暗晕模型和银河系质量函数（MF）。对于自透镜作为解释LMC事件的模型之一，图像质心的最大偏移和视差参数比具有暗晕的模型小一个数量级。这可以作为自透镜效应的一个检验，虽然像质心的移动0.02 { \it mas}，对于LMC事件，不太可能被FAME，GAIA和SIM等天体测量任务观测到。
2005-04-07 astro-ph
Constraining dark matter halo profiles and galaxy formation models using spiral arm morphology. I. Method outline
我们调查使用螺旋臂的螺距角作为探测盘星系质量分布。我们证实了我们以前的结果，螺旋臂俯仰角（P）是很好的相关性的剪切速率（S）在盘星系旋转曲线，通过使用一个更大的样本（51个星系）比以前使用的（17个星系）。我们使用这种相关性认为，单独的成像数据可以提供一个强大的探测银河系的质量分布大回望时间。与以前的工作相比，我们表明，观察到的螺旋臂螺距角是相似的，当在光学（在0.4微米）和近红外（在2.1微米）测量时，平均差异为2.3+/-2.7度。然后使用B波段图像来加强P和S之间的已知相关性。然后，我们使用两个例子的星系，以证明如何推断的剪切速率加上一个膨胀盘分解模型和塔利-费舍尔推导的速度归一化可以用来放置一个星系的重子分数和暗物质晕配置文件的约束。结果表明，ESO 582-G12是一个在10 kpc处具有高剪切率（自转曲线略微下降）的星系，它具有高初始NFW浓度（c_vir > 16）和高比例的以恒星形式存在的晕重子（~15-40%），有利于形成一个热收缩的晕。相比之下，IC 2522在~10 kpc处具有低剪切速率（上升旋转曲线），并且有利于具有低NFW浓度（c_vir ~ 2-8）和低恒星重子分数<10%的非膨胀收缩模型。
2006-03-22 astro-ph
Constraining the Nonextensive Mass Function of Halos from BAO, CMB and X-ray data
星系团是宇宙中最令人印象深刻的引力束缚系统，其丰度（星系团质量函数）是探测物质密度参数（$Ω_m$）和密度涨落幅度（$σ_8$）的重要统计量。团簇质量函数通常用Press-Schecther（PS）形式描述，其中原始密度涨落被假定为高斯随机场。在以前的工作中，我们提出了一个非高斯分析扩展的PS方法的基础上的$q$ -幂律分布（PL）的非广泛的动力学理论。本文用PL分布拟合X射线最高限流样品（HIFLUGCS）的观测质量函数数据，发现PL分布中的宇宙参数$σ_8$、$Ω_m$和$q$参数之间存在很强的简并性。为了打破这些简并性，更好地约束物理相关参数，对近期观测到的重子声学振荡（BAO）峰和宇宙微波背景（CMB）位移参数进行了联合分析.目前的结果表明，下一代的集群调查将能够探测宇宙学的兴趣（$σ_8, Ω_m$）和量化的$q$参数的基本集群物理量。
2008-07-02 astro-ph
New Gamma-Ray Contributions to Supersymmetric Dark Matter Annihilation
我们计算的电磁辐射校正所有领先的湮灭过程中可能发生的银河系暗物质晕，暗物质的超对称扩展的标准模型（MSSM和mSUGRA）的框架，并提出了扫描的结果，在参数空间是一致的，目前观测界的宇宙的暗物质密度。虽然这些过程以前已经被认为是在一些特殊的情况下，由不同的作者，我们的新的一般分析表明，新的有趣的结果与大的修正，可能是重要的，例如，在即将发射的GLAST伽马射线太空望远镜上进行搜索。特别是，它指出，参数空间的区域，有一个近简并之间的暗物质中性伴子和τ slepton，辐射校正可能会提高伽玛射线产量高达三个或四个数量级，即使中性伴子质量大大低于TeV规模，并将增强非常典型的签名暗物质湮灭，即在暗物质粒子的质量上有一个急剧的台阶。由于这是一个特别有趣的区域，更多的约束mSUGRA模型的超对称性，我们使用广泛的扫描在这个参数空间，以验证我们的研究结果的意义。我们还重新访问的直接湮灭的中性子到光子，并指出，对于相当一部分的参数空间，内部韧致辐射是更重要的间接暗物质搜索比线信号。
2008-09-13 astro-ph hep-ph
Planned Dark Matter searches with the MAGIC Telescope
MAGIC 17米直径成像空气切伦科夫望远镜（IACT）已于2005年初投入使用。该望远镜的设计是为了实现IACT获得的最低探测能量阈值，约为50 GeV。伽马射线天文学的一个新窗口正在打开，对激动人心的新物理学和新发现产生了巨大的影响。MAGIC的目标之一是间接探测暗物质（DM）。我们已经考虑了不同的DM晕模型的高DM密度的对象，如银河系的中心，它的最近的卫星和附近的星系（M31，M87）。对于每个对象，检测限计算不同的DM晕模型在mSUGRA的超对称中性子湮灭$γ$ -射线生产的情况。这些对象的优点和缺点，并为今后的观测计划进行了讨论。
2005-05-15 astro-ph
Starcounts in the Hubble Deep Field: Constraining Galactic Structure Models
恒星源在哈勃深场中被识别，并提供准确的颜色和星等。一个银河系恒星计数模型的预测进行了比较，在这个领域的微弱的恒星计数。该模型在21.0 < V < 26.4的星等范围内很好地再现了观测结果，而在26.4 < V < 30.0的范围内，它将计数高估了四倍。晕状天体的光度函数必须比盘状恒星的太阳邻域光度函数外推预测的小2倍（置信度为95%）。这一结果，以前在哈勃太空望远镜拍摄的球状星团的深空图像中看到过，因此在晕场的总体中得到了证实。还研究了一组淡蓝色物体的可能性质，得出的结论是它们很可能是非恒星。排除了它们是类星体的可能性。如果我们坚持它们的恒星性质，它们将是晕状白矮星，要么具有非常陡峭的晕状白矮星光度函数（Mv >+11.0），要么恒星密度是太阳附近圆盘状白矮星的0.4倍。
1996-11-06 astro-ph
Constraining the Mass Distribution of Cluster Galaxies by Weak Lensing
分析微弱背景星系图像的弱透镜畸变提供了一种手段来限制星系团的平均质量分布，并可能测试其暗物质晕的程度作为其环境密度的函数。可观测到的图像失真是一个全球性的集群质量分布的影响和由于个别星系团的扰动之间的相互作用的结果。从用常规方法重建的星系团质量分布出发，我们应用极大似然方法来推断星系团系综的平均性质。从模拟发现，这种方法是可靠的，只要星系，包括他们的暗物质晕只贡献了一小部分的系统的总质量。如果它们的晕被扩展，星系包含相当大的质量分数。在这种情况下，我们的方法仍然适用于在外部区域的集群，在那里的表面质量密度是低的，但产生偏差的估计参数描述的质量分布的星系团星系在集群的中心部分。在这种情况下，将有必要采取更复杂的战略，同时模拟星系团和潜在的全球质量分布。我们的结论是星系团中的星系透镜提供了一个独特的手段来探测星系团星系暗晕的存在和范围。
1997-07-03 astro-ph
The RAVE Survey: Constraining the Local Galactic Escape Speed
我们报告新的限制本地逃逸速度的银河系。我们的分析是基于RAVE调查和两个以前发表的数据集的高速恒星的样本。我们使用盘星系形成的宇宙学模拟来激发我们对速度分布形状的假设，与以前的研究相比，可以更精确地测量逃逸速度。我们发现逃逸速度位于$498\kms < \ve < 608 \kms$范围内（90%置信度），中位可能性为$544\kms$。$\ve^2$明显大于$2\vc^2$（其中$\vc=220\kms$是局部圆速度）的事实意味着在太阳圈之外一定有大量的质量，也就是说，这令人信服地证明了银河系中存在暗晕。对于一个简单的等温晕，可以计算出最小径向范围为$\sim58$ kpc。我们使用我们的$\ve$的限制，以确定银河系晕的质量为三个晕配置文件。例如，一个压缩的NFW晕模型的维里质量为$1.42^{+1.14}_{-0.54}\times10^{12}M_\odot$，维里半径为$305^{+66}_{-45}$ kpc（90%置信度）。对于该模型，维里半径处的圆速度为$142^{+31}_{-21}\kms$。虽然我们的晕质量依赖于模型，我们发现，他们是在良好的协议彼此。
2007-05-09 astro-ph
Constraining the population of cosmic ray protons in cooling flow clusters with gamma-ray and radio observations: Are radio mini-halos of hadronic origin?
我们希望能限制星系团中的宇宙射线质子（CRp）数量。通过强子与团内介质（ICM）的热气体相互作用，CRp产生γ射线，我们发展了一种解析形式来推导它们的光谱分布。假设CR p与热能密度比X_CR p和CR p谱指数在空间上是常数，我们导出了γ射线通量和X射线辐射热通量F_gamma和F_X之间的解析关系。基于我们的关系，我们编译了一个样本的合适的集群，这是有前途的候选人，为未来的探测伽马射线产生强子CRp相互作用。与EGRET上限相比，我们将冷却流团Perseus和Virgo中的CRp粒子数限制为X_CRp <20%。假设CRp扩散系数kappa的值是合理的，我们发现M 87的中心CRp注入光度被限制在10^43 erg s^-1 kappa/（10^29 cm^2 s^-1）。同步辐射产生的次级电子在CRp强子相互作用允许更严格的限制，放置在CRp人口使用无线电观测。我们获得了很好的协议之间的观测和理论的无线电亮度配置文件英仙座，但不是后发座没有径向增加CRP-热能密度分布。由于CRp和磁能密度复制所观察到的无线电通量是非常合理的，我们建议同步辐射从次级电子作为一个有吸引力的解释发现在冷却流集群的无线电迷你晕。这个模型可以用未来对伴随的π 0衰变的灵敏伽马射线观测来检验。我们确定英仙座（A 426），处女座，蛇夫座，后发座（A 1656）作为最有前途的候选集群，这样的意见。
2004-08-11 astro-ph
Constraining Warm Dark Matter using QSO gravitational lensing
暖暗物质（WDM）被用来解决冷暗物质（CDM）模型与亚星系尺度观测的明显冲突。在这项工作中，我们提供了一个新的和独立的WDM粒子质量（如无菌中微子）的下限，通过在引力透镜类星体的图像通量的分析。从理论上未扰动的尖形位形出发，分析了星系际晕对类星体多重像通量的影响，即所谓的异常通量比。我们发现，这种晕的全球效应强烈依赖于它们的质量/丰度比，它是最大的晕在质量范围$10^6-10^8 \Msun$。这一结果开辟了一个新的可能性，以限制CDM预测在小尺度上，并测试不同的温暖的候选人，因为自由流动的温暖暗物质粒子可以大大抑制在这个质量范围内的物质功率谱。因此，虽然（$Λ$）CDM模型能够产生类似于所观察到的水平的通量异常，WDM模型，与一个不够大质量的粒子，未能再现观测证据。我们的分析表明，以无菌中微子形式存在的暖暗物质候选者的质量下限为几keV（$m_ν \sim 10$）。这一结果使得无菌中微子温暗物质作为冷暗物质的替代品不那么有吸引力，与莱曼- $α$森林和宇宙微波背景分析的先前发现非常一致。
2007-09-11 astro-ph
An indirect dark matter search with diffuse gamma rays from the Galactic Centre with the Alpha Magnetic Spectrometer
研究了通过银河系中心的伽马射线湮灭探测非重子暗物质。对不同模型的伽马通量进行了模拟，并将其与国际空间站长期飞行任务期间预计用阿尔法磁谱仪观测到的伽马通量进行了比较。在假设暗物质晕是由最轻、最稳定的超对称粒子--中性伴子组成的情况下，mSUGRA模型的模拟结果表明，在尖状暗物质晕或暗物质晕的情况下，AMS都能探测到湮灭γ射线信号。异常介导超对称破缺（AMSB）模型获得了更乐观的前景。后者也导致宇宙学上重要的6Li丰度。最后，大规模卡鲁扎-克莱因暗物质候选者的发现潜力进行了评估，他们的检测看起来是可行的。
2006-05-23 astro-ph
Constraining the Collisional Nature of the Dark Matter Through Observations of Gravitational Wakes
我们建议使用引力尾流作为暗物质碰撞性质的直接观测探测器。本文用解析方法计算了在高碰撞和无碰撞极限下，星系在X射线团核心运动产生的暗物质尾流的结构。我们表明，这些限制之间的差异可以从详细的X射线或弱透镜观测恢复。我们还讨论了在这些限制的子晕的大小。关于NGC 1404穿过天炉座群的运动的初步X射线数据不支持流体状的暗物质，但不排除暗物质是弱碰撞的情况。
2001-07-30 astro-ph
Constraining the mass distribution of galaxies using galaxy-galaxy lensing in clusters and in the field
我们提出了一个最大似然分析星系星系透镜效应的星系团和在外地。其目的是确定的准确性和鲁棒性的限制，可以获得在这两种环境中的星系晕属性-高密度集群和低密度场。本文是理论上的动机，因此，我们专门与模拟数据（但定义为匹配的观测），以研究的准确性，可以提取的质量分布的星系的输入参数。我们的星系团和使用广泛的质量配置文件的字段模型：截断伪等温椭圆质量分布，纳瓦罗，弗伦克和怀特配置文件，和幂律模型的核心半径。我们发现，独立的配置文件的选择的星系的平均质量（10^{12}Mo的顺序）可以估计到15%以内的地面数据和空间观测的误差小于10%。此外，可以获得对质量分布的平均斜率的鲁棒约束。最大似然分析还可以可靠地反演出星系晕模型的两个标准参数：中心速度色散和截断半径。此外，超越通常的配方，我们提出了一个重新参数化的质量模型，使我们能够把更强的约束的光圈质量的星系晕（误差小于10%）。在检索输入参数的准确性方面，与地面数据相比，使用空间观测的信噪比增益是非常显著的，例如使用拟议的SNAP卫星。
2004-05-30 astro-ph
Effects of halo substructure on the power spectrum and bispectrum
我们研究了晕子结构和晕浓度参数的分布对大尺度结构统计的影响。功率谱和双谱的影响进行了研究，从未来的调查访问的最小尺度。我们比较晕模型的预测结果的基础上N体模拟，但也扩展我们的预测到10千秒差距的规模，这将是未来的模拟探测。我们发现，弱透镜调查提出了在未来十年可以探测功率谱足够小的尺度上检测大规模的子结构晕。我们讨论的前景，约束的质量分数的子结构中的部分退化的参数，如倾斜和运行的原始功率谱。
2004-09-22 astro-ph
Halo Concentrations and Weak-Lensing Number Counts in Dark Energy Cosmologies
本文研究了状态方程为p=w ρ，常数w >= -1的暗能量组分对冷暗物质（CDM）晕形成的影响。我们发现两个主要的影响：首先，随着w的增加，晕形成得更早，其次，为了保持与大尺度宇宙微波背景（CMB）各向异性的相容性，暗物质功率谱的幅度减小。这些影响相互抵消。使用配方来自数值模拟，我们表明，晕预计将高达50%以上的集中在CDM模型的精髓相比，λ-CDM模型，最大的增加达到w ~-0.6。当w较大时，功率谱的幅值迅速减小，使期望的晕浓度下降。通过弱引力透镜进行的晕探测对晕的浓度具有很高的灵敏度。我们发现，弱透镜晕计数与孔径质量技术可以增加约2倍，作为w从-1增加到-0.6，提供了一种新的方法来约束的性质的暗能量。
2002-06-28 astro-ph
Status of indirect searches in the PAMELA and Fermi era
由于银河系晕中的暗物质粒子的对湮灭，对伽马射线、反质子和正电子的探测是一种可行的间接技术，用于寻找超对称暗物质的特征，其中主要的挑战是从标准生产机制产生的背景中区分信号。新的PAMELA反质子数据与标准的二次生产是一致的，这使我们能够限制奇异贡献的光谱由于中性伴子湮灭。特别是，我们表明，在最小超引力（mSUGRA）的框架下，在clusiphalo的情况下（与clumpiness因子> 10）和大值的tan（beta）> 55，几乎所有的参数空间允许的WMAP被排除在外。相反，PAMELA正电子分数数据显示出无法用次级生产解释的过量。PPB-BETS和ATIC报道了几百GeV电子能谱的一个特征。这些过剩似乎是一致的，并暗示着额外的轻子成分的来源，无论是传统的还是外来的。在这里，我们讨论了间接暗物质搜索的现状和PAMELA和费米伽马射线空间望远镜（费米）实验的前景。
2008-11-21 astro-ph
Constraints on a Local Group X-ray Halo
一个简单的模型热本星系团晕的构造，使用标准的β模型的晕密度和选择模型参数的基础上，所有可用的观测X射线发射在其他星系团和光学数据的本星系团形态。根据所预言的晕的X射线强度、总的本振群质量和中心冷却时间，我们导出了中心晕密度N_0和全球温度T的非常保守的上限N_0 = 5e-4 cm-3和kT = 0.5 keV，而与密度轮廓参数r_c和β的实际值无关。一个典型的β = 0.5的弱群值要求kT < 0.15 keV和N_0 <1 e-4 cm-3，由此得出结论：本振群极不可能具有显著的X射线晕。进一步约束晕参数的紫外吸收线观测的前景被认为是。我们明确计算的能力，晕扭曲的宇宙微波背景（CMB）的CMB温度变化和多极各向异性。
2001-05-28 astro-ph
