Reflection Symmetry of Cusps in Gravitational Lensing
重力微透镜的临界性是一个日常问题，因为这是产生微透镜信号的原因，这些信号可能是光子挑战的紧凑物体，如黑洞或行星系统ET称之为家。这些准解析透镜的临界性本质上是二次的，临界曲线表现为一面镜子，它沿象线（平行线+/- E_-）在相对两侧距临界曲线相同的距离处产生两个镜像。然而，在焦散曲线“反射”并形成尖点的（前）尖点处，由于退化临界性，“可能”的两对二次图像“叠加”以产生三个镜像。临界曲线表现为一个抛物柱面镜，抛物线内的图像实际上是一个叠加图像，具有抛物线外的其他两个图像的放大率之和。所有三个图像都位于由（前）尖点的性质（nabla J）成形的抛物线图像曲线上，并且系统的两个距离确定图像曲线的位置和三个图像在图像曲线上的位置。三重像满足sum J^{-1} = 0，并且函数sum J^{-1}在焦散交叉处是不连续的，在焦散交叉处，一对二次像消失到临界点。图像曲线的反射对称性是尖点对称性的表现，尖点的对称性也受到在（前）尖点处相切并定义图像域的三条抛物线的尊重。当J_{+-}消失或可以忽略时保证对称性，并且由于二元透镜的全局反射对称性，二元透镜的透镜轴上的尖点是强对称的，具有J_{+-} = 0。为了方便用户，还设计了“E_{+/-} -代数”。
2002-07-29 astro-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
Lensing Properties of Cored Galaxy Models
本文提出了一种计算类同心椭圆上透镜势星系像放大率的方法。提供了一个简单的轮廓积分，它使偶宇称或奇宇称或中心图像的放大率的总和可以很容易地计算。图像对的和随源位置变化很大，而在没有裸尖点的情况下，有符号和在切向焦散线内可以非常均匀。对于一个家庭的模型，其中潜在的是一个幂律的椭圆半径，可见图像的数量被发现作为一个函数的扁平化，外部剪切和核心半径。中心图像的放大率取决于核心半径和电势的斜率。对于典型的源和透镜红移，缺失的中心图像会导致强约束;透镜星系中的质量分布必须接近尖点，并且尖点必须是等温的或更强。这与附近大质量早型星系的高分辨率测光中看到的尖形核心一致，这些星系的表面密度通常在几百秒差距的破裂半径之外像距离^{-1.3}一样下降。Cuspy核心本身可以提供缺失的中心图像的解释。大半径的暗物质可能会改变投影密度的斜率;如果斜率保持等温或更陡，并且破裂半径保持较小，则中心图像仍然不可观察。无线电地图的灵敏度必须提高50倍才能找到大量的中心图像。
2002-04-12 astro-ph
Substructure and the Cusp and Fold Relations
前景星系透镜对背景源的引力透镜偶尔会产生四个源的图像。尖点和折叠关系对这些四像透镜的放大率施加了条件。在这一理论研究中，我们探讨了这些关系的灵敏度存在的子结构中的镜头。从一个光滑的透镜潜力，我们添加了不同量的子结构，同时保持源位置固定，并发现折叠关系是一个更强大的指标的子结构比尖点关系的图像。这种鲁棒性是独立的子结构的详细的空间分布，以及透镜势的椭圆度和外部剪切的存在。
2006-05-15 astro-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
The signature of substructure on gravitational lensing in the LCDM cosmological model
我们提出了一个四重成像系统的透镜特性的研究，透镜的数值模拟星系。我们研究了一个模拟的椭圆星系和盘状星系，该星系是从一致性$Λ$ CDM宇宙中星系形成的高分辨率模拟中得出的。模拟包括气体动力学，恒星形成和反馈过程的影响。在强引力透镜中观测到的通量比异常可能为CDM模拟预测的透镜星系中存在质量子结构提供了一个指标。我们特别专注于预测，一个理想的尖点焦散，三个高度放大的图像的符号放大率的总和应该消失时，源方法的尖点。强烈违反这一尖点关系表明存在的子结构，无论全球性的，光滑的质量模型的透镜星系。我们得出以下结论：（1）模拟中存在的子结构水平产生了与观察到的相比较的尖点关系的违反，（2）高阶突变（例如燕尾）也可以引起如平滑模型所预测的尖点关系中的0.6量级的变化，（3）通量异常分布取决于像奇偶性和通量，最亮的极小值像和鞍点像比较暗的像受子结构的影响更大。此外，最亮的鞍点被缩小w.r.t.最亮的最小值我们的结果是完全数值的，并适当地包括所有的质量尺度，而不作半解析假设。它们最终受到当前计算限制所确定的模拟中单个粒子的质量分辨率的限制，但是表明由于粒子数量有限，我们的结果不受散粒噪声的影响。
2004-05-13 astro-ph
Flat-Cored Dark Matter in Cuspy Clusters of Galaxies
Sand，Treu，& Ellis（2002）用引力透镜和速度色散测量了星系团MS 2137 -23的中心密度剖面，并以合理的M/L去除了恒星的贡献。在r<50 kpc的范围内，得到的暗物质分布可以用r^{-beta}的密度尖点拟合，其中beta=0.35。这与CDM对β ~1的预测明显矛盾，如果考虑下落重子对暗物质的绝热压缩，这种分歧将变得更大。根据El-Zant，Shlosman & Hoffman（2001）的观点，我们认为在暗物质背景中运动的星系上的动力学摩擦通过将星系的轨道能量转移到暗物质上，从而加热和软化中心密度尖点，从而抵消绝热压缩的影响。使用N体模拟的大质量固体团块在集群中移动，我们表明，确实内部的暗物质分布的β（与β约0.35的星系团像MS 2137 -23）时，星系螺旋向内。我们发现，作为一个强大的结果，而暗物质分布成为核心一样，整体质量分布保持其尖点性质，在协议的X射线和透镜观测的集群。
2004-04-20 astro-ph
Effects of Triaxiality on the Statistics of Large-Separation Gravitational Lenses
在冷暗物质（CDM）模型中研究了由非球形晕产生的大分离引力透镜系统的统计特性。具体来说，我们研究如何三轴的CDM晕影响整体透镜的概率和不同的图像配置（双，四倍，和裸尖透镜）的相对数量。我们发现，三轴性显着提高透镜概率的一个因素~2-4，所以它不能被忽略。如果CDM晕的中心密度斜率α <~1.5，我们预测大分离透镜的显著部分（>~20%）应该具有裸尖点像配置;这与等温（α~2）星系的透镜形成对比，其中裸尖点配置很少。像的多重性强烈地依赖于内部密度斜率α：当α=1时，裸尖分数>~60%;而当α=1.5时，四重透镜实际上是最可能的。因此，在大分离透镜的图像多重性提供了一个简单的新探测的内部密度分布的暗物质晕。我们还计算了斯隆数字巡天中透镜类星体的预期概率和图像多重性，并认为最近发现的大分离四重透镜SDSS J1004+4112与CDM的预期一致。
2004-04-14 astro-ph
Gravitational Lensing and Cluster of Galaxies
多重图像，巨大的弧，爱因斯坦十字，折叠，尖点，唇，焦散线，临界线，源，映射，时间延迟，弧，弱剪切，放大偏差，耗尽，椭圆，偏振，涂抹，收敛，内核，质量重建，子结构，暗晕，自然望远镜，放大，遥远的星系，最微弱的源......这是在星系团中使用引力透镜时最喜欢使用的术语的非详尽列表。在这里，我将介绍作为现代观测宇宙学有用工具的星系团透镜。我将总结我们在强和弱区域中的团簇质量分布方面所学到的知识，以及我们将在团簇物理方面获得的信息。我将强调使用星团透镜作为探测遥远宇宙的天然望远镜的好处。
2000-09-25 astro-ph
Confronting LCDM with Gravitational Lensing Constraints on Small Scale Structure
本文主要讨论的问题是，最近的透镜观测探测宇宙中的小尺度结构是否符合LCDM模型。一个保守的方法是只考虑最难解释的情况下，在强透镜的图像通量异常。数值模拟进行比较预测的LCDM小尺度质量函数与观测到的通量比。通过对几个典型事例的模拟发现，所有的尖焦散透镜异常以及单色光通量比与简单透镜模型之间的矛盾都可以在主透镜的暗物质晕中不存在任何亚结构的情况下得到解释。星系际LCDM晕足以自然地解释这些情况。然而，到目前为止，光谱引力透镜观测需要比LCDM模型中预期的更多的小质量晕（~ 10^6 Msun）。
2004-12-16 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
Effects of galaxy-halo alignment and adiabatic contraction on gravitational lens statistics
研究了早型星系中心三轴冷暗物质晕的强引力透镜统计。我们计算了双，尖点和四配置的图像分离分布。在大的分离的图像多重性的比率是一致的三轴NFW模型，并在小的分离是一致的奇异等温椭球（SIE）模型。在所有的分离，总的透镜几率增强绝热收缩。如果假设没有绝热收缩，裸露的尖形结构在大约2.5“处变得占主导地位，这与数据不一致。我们还表明，在小到中等的分离，图像的多重性敏感地依赖于发光和暗物质投影密度分布的形状的对齐。在与影响这些比率的其他属性的比较中，对准程度对总透镜概率没有显著影响。因此，这些相关性可以通过将理论图像分离分布与来自未来宽和深空巡天（例如Pan-Starrs、LSST和JDEM）的足够大的透镜样本进行比较来约束。了解星系形状与其暗物质晕之间的相关性对于未来的弱透镜巡天具有重要意义。
2007-11-16 astro-ph
Dynamical Cusp Regeneration
在被双超大质量黑洞摧毁后，恒星密度尖端可以通过在单个合并黑洞的引力场中运动的恒星之间的能量交换在星系中心重新生长。我们通过高精度N体模拟来说明这个过程。再生需要大约一个弛豫时间，新的尖点延伸到大约黑洞影响半径的五分之一，密度为rho ~ r^{-7/4};尖点的质量大约是黑洞质量的10%。增长的尖点之前的一个阶段，在该阶段中，恒星的速度色散演化向各向同性和远离的切线各向异性状态引起的二进制。我们发现，类似于在银河系和M32的中心观察到的密度分布可以再生几个Gyr以下的第二个黑洞的第二个黑洞，因此，在这些星系的中心的密度尖点的存在下，不能用来推断没有合并发生。我们认为，Bahcall-Wolf尖点在M_V ~ -18.5暗的含有超大质量黑洞的恒星球状体中是普遍存在的，但在本星系群之外还没有发现，因为它们的角尺寸小于0.1”。我们指出，尖点的存在意味着恒星潮汐破裂速率的下限为每年10^{-4}，并讨论了尖点对引力透镜和亚秒差距尺度上暗物质分布的影响.
2006-07-31 astro-ph
Analytic Relations for Magnifications and Time Delays in Gravitational Lenses with Fold and Cusp Configurations
引力透镜提供了一个独特的和强大的探测遥远星系的质量分布。具有折叠和尖点配置的四像透镜系统在临界点附近具有两个或三个明亮的图像。在奇异性理论的框架内，我们推导出解析关系，满足光源，位于一个小的，但有限的距离从星形焦散的四个图像镜头。使用的图像位置的微扰扩展，我们表明，在一个折叠透镜的规模与立方的图像分离的图像之间的时间延迟的密切对，与一个常数的比例，取决于一个特定的三阶导数的透镜电位。我们也适用于我们的形式主义，尖点透镜，在那里我们开发的图像的位置，放大率和时间延迟的图像在一个尖点三重微扰表达式。这些结果中的一些是以前推导出的源渐近接近一个尖点，但使用简化形式的透镜方程，其有效性可能是在怀疑的来源，在于在天体物理相关的距离从焦散。结合Keeton等人（2005）的工作，本文论证了微扰理论在理论透镜研究中的重要作用。
2008-12-02 astro-ph math-ph math.MP
Small-Scale Structure, Missing Galaxies and Gravitational Lensing
讨论了LCDM质量函数小质量端的引力透镜约束。这里采取保守的方法，只强调最难以解释的强类星体透镜中的图像通量异常。数值模拟进行比较预测的LCDM小尺度质量函数与观测到的通量比。研究发现，尖焦散透镜的反常现象以及单色光通量比与简单透镜模型之间的矛盾可以在主透镜的暗物质晕中不存在任何子结构的情况下得到解释。质量小于10^9 Msun的河外LCDM晕足以自然地解释这些异常。这并不意味着宿主晶状体内的子结构没有贡献。事实上，它可以支配透镜效应，这取决于星系晕中心有多少子结构幸存下来。光谱引力透镜提供了更多关于这些亚结构的信息。到目前为止，使用这种技术的一个相关案例，Q2237+0305的观测，显示出比LCDM模型中预期的更多的小质量晕（~ 10^6 Msun$）的证据。
2004-08-23 astro-ph
Constraints on the warm dark matter model from gravitational lensing
在暖暗物质（WDM）模型中，由于WDM粒子的热运动，亚星系晕的形成受到抑制.这可能为标准冷暗物质（CDM）理论中的一些难题提供了一个自然的解决方案，例如维里化暗晕的尖端密度剖面和低质量卫星的过剩。WDM模型的观测测试之一是测量亚角秒尺度以下的遥远类星体的重力透镜图像。在这封信中，我们报告了CDM和WDM模型之间的多个图像的透镜概率的比较，使用一个奇异的等温球模型的质量密度分布的暗晕和Press-Schechter质量函数的分布和宇宙演化。它示出了多个图像的小角间距下降到10毫弧秒的差分概率应该允许一个设置有用的WDM粒子质量的约束。本文简要地讨论了这种方法在未来射电观测（如VLBI）中观测引力透镜的可行性和不确定性。
2001-01-30 astro-ph
Connecting the Galactic and Cosmological Scales: Dark Energy and the Cuspy-Core Problem
我们提出了一个解决方案的“尖核”的问题，延长使用暗能量长度尺度$λ_{DE}=c/(Λ_{DE} G)^{1/2}$的测地线方程的运动。这种延伸并不影响光子的运动，引力透镜效应也没有改变。对该理论进行了宇宙学检验，并计算出$σ_8$是$0.68_{\pm0.11}$，而WMAP是$0.761_{-0.048}^{+0.049}$。我们估计的物质的分数密度，不能通过重力在$0.197_{\pm 0.017}$确定，相比$0.196^{+0.025}_{-0.026}$，非重子物质的分数密度。与$Ω_B$的$0.0416_{-0.0039}^{+0.0038}$相比，可以通过重力确定的物质的分数密度在$0.041_{-0.031}^{+0.030}$中估计。
2007-12-03 astro-ph
A simple analysis of halo density profiles using gravitational lensing time delays
引力透镜的时间延迟依赖于哈勃常数和透镜星系的密度分布。这允许人们对透镜进行建模并估计哈勃常数，或者使用来自其他研究的哈勃常数的先验知识并研究优选的密度分布是什么。一些研究需要致密的暗物质晕（恒定的M/L比），以使引力透镜与HST/WMAP的哈勃常数值（分别为72 +/- 8 km/s /Mpc和72 +/- 5 km/s /Mpc）相一致。这与X射线、恒星动力学和弱透镜效应研究直接矛盾，这些研究都指向扩展晕和等温密度分布。在这项工作中，我们研究了一个最新的样本13透镜星系产生的数据集，包括21个时间延迟。我们选择的系统中有一个单一的主透镜星系（例如，排除系统正在进行合并）。使用基于幂律密度分布（rho \propto r^-n）的分析模型进行分析，其中等温分布是一种特殊情况（n = 2）。当用哈勃常数的先验进行建模时，这产生平均轮廓的n = 2.11+/-0.12（3 σ）的值，这仅与3 σ内的等温性一致。请注意，这是我们计算中的正式错误，不包括样本选择或晶状体建模简化的影响。我们的结论是，时间延迟是一个有用的探头的密度分布，特别是作为一个功能的环境中的镜头驻留，当结合之前的哈勃常数。
2006-09-11 astro-ph
Lensing Constraints on the Cores of Massive Dark Matter Halos
宽分离（6“<θ <15”）引力透镜的统计数据限制了暗物质晕核心在群和星系团质量尺度上的质量。对于具有中心尖点$ρ\propto r^{-alpha}$（1.0 <= alpha <= 1.9）的晕模型族，在大型宇宙透镜全天巡天中缺乏宽分离透镜，产生了包含在维里半径约4%内的晕质量分数的上限，f_{core} < 0.023（95%置信水平，LCDM）。这一极限为冷暗物质范式提供了一个重要的测试。虽然从数值模拟得出的晕轮廓似乎与这个上限一致，但目前正在进行的较大调查，如2dF和SDSS，应该可以检测到宽分离透镜，从而提供大量暗物质晕中核心质量分数的测量。
2001-01-10 astro-ph
A Characteristic Planetary Feature in Double-Peaked, High-Magnification Microlensing Events
在高倍率事件中发现了相当一部分微透镜行星，其中相当一部分在其峰值处表现出双峰结构。然而，非常宽或非常近的双星也可以产生双峰高倍率事件，与行星产生的事件具有相同的总体性质。传统上，区分这两种解释依赖于详细的建模，这既耗时又通常不能提供对允许区分这两类模型的可观察属性的洞察。我们研究了这两类双峰高放大率事件的形态，并确定了一个简单的诊断，可用于立即区分行星和双同伴造成的扰动，而无需详细的建模。该诊断基于光变曲线的峰内区域的形状差异。二元透镜的形状是光滑和凹面的，而行星透镜的形状往往是四方形或凸面的。在行星透镜中，这种峰内形态是由于行星中央焦散线的小而弱的尖点位于两个较强的尖点之间。我们将此诊断应用于五个观察到的双峰高放大率事件，以推断其潜在的性质。我们的研究的一个推论是，双峰高放大倍数事件的峰内区域的良好覆盖可能是重要的独特的解释。
2008-05-08 astro-ph
Correlation between galaxies and QSO in the SDSS:na signal from gravitational lensing magnification?
本文报道了斯隆数字巡天（SDSS）早期数据发布（EDR）中0.2-30角分尺度的星系-类星体互相关w_GQ的探测结果。我们将不同平均深度r '= 19-22（z_G =0.15-0.35）的星系样本与平均z_Q=1.6的主要类星体群体（i'<19.1）进行了交叉相关。我们发现显着的正相关性，在所有情况下，除了最微弱的类星体，如预期的那样，如果信号是由于弱透镜放大。弧分尺度上的信号幅度约为20%。这比目前预期的LCDM弱透镜效应大几倍，但在更高的意义上证实了几个小组以前的测量结果。当与星系-星系相关性w_GG相比时，弱透镜解释表明底层物质波动的非线性幅度很大：在0.2 Mpc/h的尺度上，σ =400，与LCDM波动的非线性模型相矛盾。我们还探测到一个标准化的偏度（星系-星系-类星体相关性），在z=0.15时为S_3=21 +/-6（在z=0.35时为S_3= 14 +/-4），比LCDM的预期值低几个sigma。这些观测的趋势可以与透镜在一个平坦的Lambda宇宙与sigma_8=1，提供的线性光谱是陡峭的（n = 1）比LCDM模型在这些小（集群）尺度。在这种解释下，星系分布以小100倍的幅度跟踪物质方差：即星系在小尺度上是反偏的，b=0.1，在10 Mpc/h时增加到b=1。
2003-01-31 astro-ph
Galaxy density profiles and shapes -- II. selection biases in strong lensing surveys
许多当前和未来的天文调查将依赖于强引力透镜系统的样本来得出有关星系质量分布的结论。我们使用一个新的强透镜管道（在本系列的论文I中提出）来探索可能导致强透镜系统的人口与一般星系人口不同的选择偏差。我们的重点是点源透镜的早期类型的星系与两个质量组件（恒星和暗物质），有各种各样的密度分布和形状的星系属性的观测和理论研究的动机。我们不仅要量化，而且要理解选择偏差背后的物理学：星系质量，方向和形状;暗物质轮廓参数，如内部斜率和浓度;和绝热收缩。我们研究了所有这些属性如何影响透镜的爱因斯坦半径，总截面，四倍比，和图像分离分布。我们发现显着的（几个因素）选择偏差与质量;方向，对于一个给定的星系形状在固定的质量;尖状暗物质配置文件内的斜率和浓度;浓度的恒星和暗物质deprojected Sersic模型。有趣的是，当我们对视角进行平均时，星系的固有形状并不会强烈影响它的透镜截面。我们的研究结果是理解强透镜系统与一般星系人口关系的重要的第一步。
2009-06-18 astro-ph
A Test of the Collisional Dark Matter Hypothesis from Cluster Lensing
Spergel和Steinhardt提出了暗物质粒子是自相互作用的可能性，作为解决冷暗物质模型的预测和观测之间的两个差异的方法：首先，在一些矮星系中观测到的暗物质分布具有大的，恒定密度的核心，而不是预测的中央尖点;第二，正常星系的小卫星比预测的要少得多。这种暗物质的自相互作用会在晕圈中产生等温的核心，也会将暗物质粒子从在大晕圈内轨道运行的矮星中排出。然而，该模型的另一个不可避免的结果是，一旦大多数粒子相互作用，晕应该变成球形。在这里，我排除了这个模型的事实，暗物质晕在大质量星系团的最里面的区域是椭圆形的，如引力透镜和其他观测所示。在大质量星系团的透镜核心中没有碰撞意味着任何暗物质的自相互作用都太弱了，不足以影响暗物质占主导地位的矮星系中观测到的密度分布，也不足以减轻星系晕中矮卫星的破坏。如果$s_x$是横截面，$m_x$是暗物质粒子的质量，那么$s_x/m_x < 10^{-25.5} \cm^2/\gev$。
2001-11-02 astro-ph
Cosmological puzzle resolved by stellar feedback in high redshift galaxies
标准宇宙学模型，现在强烈地受到早期直接观测的限制，在描述大尺度和中等尺度的演化宇宙结构方面非常成功。不幸的是，严重的矛盾仍然存在于较小的星系尺度上。在主要的小尺度问题是一个显着的和持久的差异之间的观测附近的星系，这意味着银河暗物质（DM）晕有一个密度分布与一个平坦的核心，宇宙学模型，预测晕应该有发散的密度（尖点）在中心。在这里，我们使用数值N体模拟来表明，在小的原始星系中，气体的随机整体运动，在这些系统中预期的幅度，导致中央DM尖点在短时间尺度上（10^8年的数量级）变平。早期星系中的气体运动是由超新星爆炸驱动的，超新星爆炸是恒星形成过程中的结果。我们的机制是通用的，并将在所有恒星形成星系的红移z>~ 10。一旦被移除，尖点就不能在随后的合并过程中重新引入，这些合并过程涉及到更大星系的形成。因此，在目前的宇宙中，无论大小星系都将有平坦的DM核心密度分布，与观测结果一致。
2006-05-26 astro-ph
Gravitational Lensing by CDM Halos: Singular versus Nonsingular Profiles
宇宙晕的引力透镜特性取决于每个晕内的质量分布。描述的晕作为非奇异的，截断的等温球，一个特定的解决方案的等温莱恩-埃姆登方程（适当修改为λ非零），已被证明是一个有用的近似的晕形成从现实的初始条件在CDM宇宙。非奇异TIS模型再现了CDM晕的N体结果的许多定量特征，除了在最中心，CDM N体晕显示密度分布随rho ~ r^（-α）变化，α>1，而不是一个小的扁平核。CDM N体模拟的这些尖状晕预测与矮和LSB盘星系根据其旋转曲线和星团根据强透镜测量的内部质量分布观测之间可能存在的差异导致了对其他诊断的搜索。在这方面，TIS晕透镜的描述将是有用的，作为一个自洽的模型CDM晕在适当的宇宙学背景下，非奇异的，但在其他方面与CDM N体的结果一致。我们在这里得到的基本透镜性质的个人TIS晕。为了比较，我们还考虑了三个奇异的配置文件：Navarro-Frenk-White密度配置文件，奇异的等温球，和史瓦西透镜。对于所有的配置文件，我们计算的临界曲线和焦散线，图像分离，放大率和亮度比，剪切，时间延迟，和潮汐半径内的平均剪切。这为研究TIS和其他透镜在宇宙结构形成理论背景下的透镜效应的统计特性提供了工具。
2003-06-01 astro-ph
Joint Analysis of Cluster Observations: I. Mass Profile of Abell 478 from Combined X-ray, Sunyaev-Z'eldovich, and Weak Lensing Data
我们提供了一个新的框架，使用同时适合X射线，Sunyaev-Zel'dovich（SZ）和弱透镜数据的集群观测（JACO）的联合分析。我们的方法适合的质量模型，同时所有的数据，提供明确的分离的气体，黑暗，和恒星的组成部分，并-第一次-允许联合约束所有可测量的物理参数。JACO包括对以前的X射线技术的进一步改进，例如对星团终止激波的处理和对BCG恒星质量分布的明确列入。JACO的丰富的星系团阿贝尔478之间的X射线，透镜，和SZ数据的应用显示出良好的协议。我们发现，阿贝尔478是一致的尖暗物质配置文件的内部斜率n=1。考虑到BCG的恒星质量分布，我们可以在99%的置信水平上排除内部暗物质的斜率n>1.1。在大半径下，1/r^3的渐近斜率优于1/r^4的行为。所有的单一幂律暗物质模型都被排除在大于99%的置信水平之外。JACO表明，多波长数据的自洽建模可以提供强大的约束的形状的黑暗的配置文件。
2007-03-14 astro-ph
A combined analysis of cluster mass estimates from strong lensing, X-ray measurement and the universal density profile
本文综合分析了由强透镜、X射线测量和普适密度剖面（NFW）估算的星系团中心质量。特别注意的问题是：（1）是否先前声称的强透镜和X射线测量之间的质量差异与冷却/非冷却流的存在有关，（2）尖点NFW密度模型是否能提供一个与强透镜结果一致的星团质量;（3）非零宇宙学常数是否有助于减弱强透镜效应- X-射线质量比我们分析了21个聚类中的26个弧形图像的样本。X射线和NFW星系团的质量是通过假设星系团内气体是等温的，并与星系团的引力势处于流体静力平衡而得到的。这三个质量估计值的统计比较显示，所有事件的质量差异都在2倍以内。我们证实了Allen的结果，即较大的质量差异只在中间冷却，特别是非冷却流团中检测到，从而归因于在中心区域的局部动力学活动的质量差异。我们表明，NFW配置文件产生一致的集群质量与传统的X射线测量，这两个模型之间的任何差异必须发生在更小的半径（例如，在弧形图像）或在大半径。最后，非零的宇宙学常数能够适度地减小m_lens与m_x射线的质量比。
2000-06-09 astro-ph
Neutrino Star as Galactic Cluster Dark Halo
最近的强透镜数据和矮星系的自转曲线表明，许多星系团的密度分布可能有一个软核而不是一个中央尖点。这一结果挑战了基于N体模拟的标准CDM（冷暗物质）理论预测。我们发现，所观察到的密度分布是一致的，在流体静力学平衡的退化费米子，如中微子的球形气体。此外，我们比较了两种不同的模型的暗物质晕和他们的预测的热气剖面。
2004-01-16 astro-ph
Radial distribution and strong lensing statistics of satellite galaxies and substructure using high resolution LCDM hydrodynamical simulations
我们分析的数量密度和径向分布的子结构和卫星星系使用宇宙学模拟，遵循气体动力学的重子组件，包括冲击加热，辐射冷却和恒星形成的层次一致性LCDM模型。我们发现，重子的耗散大大提高了subhaloes的生存，特别是在星系的核心，导致卫星星系的径向分布，密切遵循的整体质量分布在内部的晕。流体动力学模拟是必要的，以解决绝热收缩和致密的核心星系，导致卫星的总数比纯暗物质模拟中发现的大两倍，与观测到的星系和星系团内的卫星星系的空间分布很好地吻合。收敛性测试表明，以前的作者在纯N体模拟中发现的核心分布是由于物理上的暗物质结构的过度合并。我们继续使用射线拍摄技术，以研究这些额外的子结构的影响的尖点焦散放大率关系的违规次数。我们开发了一种新的方法，试图解开子结构的影响，从N体模拟的内在离散性。即使星系中心的子结构数量增加，我们也无法重现在多透镜类星体的通量比中观察到的大量差异。
2005-12-07 astro-ph
A radial mass profile analysis of the lensing cluster MS2137-23
利用ESO VLT获得的新数据集，我们重新分析了星系团MS 2137 -23的强透镜模型。我们发现两个主弧系统的光度红移都在z=1.6处。在减去HST图像的中心cD星光之后，我们发现只有一个位于下面的物体具有与切向弧相关联的第五图像的预期特性。我们改进了以前的透镜模型的中心暗物质分布的集群，使用一个等温模型与核心（IS）和NFW的模型与尖点。在没有第五幅图像的情况下，弧的性质与剪切图轮廓一起同样很好地由IS和具有范围为0.7<alpha<1.2的内斜率功率指数的广义NFW质量轮廓的子类拟合。添加由第五图像提供的新约束有利于更好地预测第五图像属性的IS简档。考虑星系团扰动或恒星质量分布的模型并不改变我们的结论，但在99%的置信水平下，cD恒星分量的M/L_I小于10。使用我们新的详细的透镜模型，结合钱德拉X射线数据和cD恒星分量，我们最后讨论了引力势的内在性质。虽然X射线和暗物质在不同半径下具有相似的形状，但cD恒星等照度线扭曲了13度。我们观察到的径向弧位置和椭圆模型的预测之间的亚弧秒方位角位移对应于质量分布扭曲的预期。这种移动可能是由于cD和星系团晕的投影效应，从而揭示了系统的三轴性。
2003-03-05 astro-ph
The structure of dark matter halos. Observation versus theory
分析了以暗物质为主的矮星系的自转曲线。观测结果表明，暗物质晕是一个具有自相似密度分布的单参数族。整体晕参数，如总质量和尺度长度耦合简单的标度关系。内晕区域类似于具有恒定密度核心的非奇异等温球体。观测结果与宇宙学冷暗物质模拟产生的暗物质晕进行了比较。理论模型预测，暗物质晕代表一个单参数的家庭与观察一致。然而，在矛盾的观察，计算导致暗物质晕与$r^{-1}$密度尖点的中心和非等温的速度色散剖面。可能会影响内晕结构的过程，导致等温，恒定密度的核心进行了讨论。
1997-03-10 astro-ph
Probing the Core Structure of Dark Halos with Tangential and Radial Arc Statistics
为了探测暗物质晕的密度分布，我们研究了由暗物质晕产生的引力透镜的弧统计。我们用两个参数来描述晕的轮廓，中心尖点$α$的内斜率和浓度参数$c_{\rm norm}$的中值振幅，对于质量为$10^{14}h^{-1}M_\odot$的晕在$z=0$，并计算了星系团的引力透镜产生的切向弧和径向弧的数目。我们发现弧数除以晕数是一个很好的统计量，它对$c_{\rm norm}$和$α$都很敏感，对宇宙学参数的依赖性很弱。如果具有用于簇的明确定义的选择标准的弧样本变得可用，则可以强烈地约束$c_{\rm norm}$和$α$两者。虽然我们与现有观测数据的初步比较表明，暗晕的内部密度剖面确实与最近的模拟（$α\sim 1.5$）预测的一样陡峭，但需要切向弧和径向弧的均匀样本进行更定量的讨论。
2001-06-12 astro-ph
The Structure of Dark Matter Haloes in Dwarf Galaxies
最近的观测表明，暗物质晕具有平坦的中心密度分布。然而，用非重子暗物质进行的宇宙学模拟预测了具有中心密度尖点的自相似晕。这种矛盾导致了暗物质必须是重子物质的结论。结果表明，矮旋涡星系的暗物质晕是一个具有自相似密度分布的单参数族。观测到的全球晕参数通过简单的标度关系相互耦合，如果假设所有的晕都是由具有相同原始振幅的密度涨落形成的，则可以用标准的冷暗物质模型来解释。我们发现，有限中心晕密度与其他全球参数。这一结果排除了平坦晕核随后通过重子分量中的剧烈动力学过程形成的情况。相反，这些核心提供了关于矮星系中暗物质的起源和性质的重要信息。
1995-04-12 astro-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
A wide-field spectroscopic survey of the cluster of galaxies Cl0024+1654. II. A high-speed collision?
丰富的星系团Cl 0024 +1654的质量分布经常被用来限制暗物质的性质，但一个与所有观测数据一致的模型一直很难构建。在本文中，我们分析了这个星系团的三维结构，使用新的光谱信息约300星系的投影半径为3 Mpc/h。这些数据揭示了一个不寻常的前景组成部分的星系从主集群分离3000公里/秒。我们使用数值模拟表明，高速碰撞之间的视线Cl 0024 +1654和第二个集群的质量略小，可以重现所观察到的奇特的红移分布。碰撞极大地改变了束缚残余物的内部质量分布，从最初的尖状暗物质轮廓和散射星系到大的投影半径创造了恒定密度的核心。我们的研究结果可以调和推断的质量分布从引力透镜与预测的分层结构形成模型，而在同一时间解决的质量差异，结果从透镜，速度色散和X射线研究之间的比较。
2002-02-13 astro-ph
Status of Cold Dark Matter Cosmology
冷暗物质（CDM）已成为现代宇宙结构形成的标准理论。它的预测似乎与大尺度上的数据非常一致，并且它自然地解释了星系的许多性质。但是，尽管它取得了许多成功，人们一直担心CDM在小尺度上，因为在一些暗物质占主导地位的星系中观察到的线性上升的旋转曲线与模拟CDM晕中心的$1/r$密度尖点之间可能存在矛盾。其他小尺度的CDM问题包括模拟中大量的小卫星晕，远远超过当地观测到的小星系数量，以及关于暗物质晕中重子角动量的问题。最新的数据和模拟已经减轻了这些担忧，尽管还没有完全解决。同时，已经被认为是解决这些问题的CDM的主要替代方案，自相互作用暗物质（SIDM）和暖暗物质（WDM），已经被发现具有严重的缺点。
2002-05-22 astro-ph
The Nature of Dark Matter
冷暗物质（CDM）已成为现代宇宙结构形成的标准理论。它的预测似乎与大尺度上的数据非常一致，并且它自然地解释了星系的许多性质。但是，尽管它取得了许多成功，人们一直担心CDM在小尺度上，因为在一些暗物质占主导地位的星系中观察到的线性上升的旋转曲线与模拟CDM晕中心的$1/r$密度尖点之间可能存在矛盾。其他小尺度的CDM问题包括模拟中大量的小卫星晕，远远超过当地观测到的小星系数量，以及关于暗物质晕中重子角动量的问题。最新的数据和模拟已经减轻了这些担忧，尽管还没有完全解决。同时，已经被认为是解决这些问题的CDM的主要替代方案，自相互作用暗物质（SIDM）和暖暗物质（WDM），已经被发现具有严重的缺点。
2001-12-14 astro-ph
Is there Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies?: The Case of NGC 3109 and NGC 6822
两个研究得很好的矮星系-- NGC 3109和NGC 6822 --为银河系暗物质（DM）晕中心的扁平核心提供了一些最强有力的观测支持。我们使用详细的宇宙学动机的数值模型来研究星系的系统学和恢复参数的准确性。我们的一些模型与观测到的两个星系的结构非常吻合。我们的分析表明，这两个星系的旋转曲线，而不是相当兼容的DM晕具有陡峭的尖状密度分布。我们模型中的旋转曲线是使用标准观测技术测量的。模型再现了两个星系的自转曲线、盘面亮度轮廓以及等照度椭圆率和位置角的轮廓。模型的中心是重子占主导地位，然而，暗物质的组成部分是全球占主导地位。模拟的盘质量与观测到的颜色一致的恒星质光比略有一致。我们发现，非圆形运动与气体压力支持和投影效应相结合的结果在一个很大的低估的圆速度在中央$\sim 1$千分位秒区域，创造一个恒定密度的核心的错觉。虽然上述系统效应在有棒系统中更强，但它们也存在于轴对称圆盘中。我们的结果强烈地表明，在矮星系中观测到的旋转曲线与冷暗物质模型预测的尖形中心暗物质密度分布之间并不矛盾。
2006-08-23 astro-ph
Further evidence for a merger in Abell 2218 from an XMM-Newton observation
星系团阿贝尔2218，z=0.171，以X射线和强透镜分析得出的质量估计之间的差异而闻名。利用目前的XMM观测，我们追踪到了半径约为1400 h_70^-1 kpc（近似于星系团的维里半径）的气体密度和温度分布。表面亮度分布很好地拟合了三个数量级的β模型，核心半径为0。95和β=0.63。投影的温度分布随半径急剧下降（约50%），并由参数t_0=8.09 keV和γ=1.15的多变性很好地描述。温度图显示在中心弧分有一个明显的峰值，增加了2倍（从~5 keV到~10 keV）。假设流体静力学平衡和球对称计算的质量分布，最适合与国王近似的等温球，这意味着暗物质分布的中心核心，在对比中发现的尖形核心更明显的松弛集群。在r ~ 80 h_50^-1 kpc处，X射线质量比强透镜质量小两倍，尽管在较大半径（r ~ 400 h_50^-1 kpc）处X射线和弱透镜质量测量之间的一致性稍好一些。虽然X射线总质量估计值可以根据质量模型变化30%，但所有测量值都低于光学测量的相应总质量。考虑到X射线结果表明星团内气体的扰动，导致可能违反流体静力平衡的假设，以及在光学上观察到的子结构，表明视线合并，这个星团的不同质量估计不太可能被调和，至少与标准建模假设。
2005-02-16 astro-ph
Dark Energy and Structure Formation: Connecting the Galactic and Cosmological Length Scales
在宇宙学长度尺度上，WMAP最近的测量已经验证了$Λ$ CDM的精确度在宇宙学中是前所未有的。然而，在星系长度尺度上情况并非如此，“尖核”问题表明我们对结构形成缺乏了解。在这里，我们提出了一个解决“尖核”问题的基础上，观察到，随着暗能量，$Λ_{DE}$的发现，现在有一个通用的长度尺度，$λ_{DE}=c/(Λ_{DE} G)^{1/2}$，与宇宙。这种长度尺度允许扩展测地线运动方程，只影响有质量的测试粒子的运动;无质量的测试粒子的运动不受影响，引力透镜等现象保持不变。导出了密度分布的演化方程，并构造了密度分布的有效自由能密度泛函。我们推测，伪等温的配置文件是首选的尖状配置文件，因为它具有较低的有效自由能。利用观测到的1393个旋涡星系的自转速度和核心大小对该理论进行了宇宙学检验。我们将$σ_8$计算为$0.68_{\pm0.11}$ ;这在WMAP值$0.761_{-0.048}^{+0.049}$的实验误差范围内。然后我们计算了$R_{200}=270_{\pm 130}$ kpc，这与观测结果一致。我们估计不能通过重力确定的物质的分数密度为$0.197_{\pm 0.017}$ ;这几乎等于非重子物质$0.196^{+0.025}_{-0.026}$的分数密度的WMAP值。可以通过重力确定的物质的分数密度计算为$0.041_{-0.031}^{+0.030}$ ;这几乎等于$…
2007-12-04 astro-ph
Merger Histories in Warm Dark Matter Structure Formation Scenario
对星系尺度的观测似乎与最近的高分辨率N体模拟相矛盾。这种所谓的冷暗物质（CDM）危机已经通过几种方式得到了解决，从引入自相互作用的冷暗物质粒子来改变基础物理到调整复杂的天体物理过程，如全局和/或局部反馈。所有这些努力都试图软化密度分布，减少模拟星系晕中卫星的丰度。在本文中，我们探索了一种不同的方法，其中包括过滤小尺度上的暗物质功率谱，从而改变低质量物体的形成历史。衰减这些波动的物理动机在于暗物质粒子具有不同性质的可能性，即是温暖的（WDM）而不是寒冷的。我们发现，这导致了一些有趣的新结果，在合并的历史和大规模分布的低质量晕，相比标准的CDM方案。然而，水需求管理似乎不是最终的解决办法，因为它不能完全解决清洁发展机制的危机，即使一个主要的缺点，即卫星数量过多，是可以补救的。事实上，在所有的红移，以及我们所研究的所有晕和次晕中，晕轮廓的尖度仍然存在。尽管DM晕的尖度问题仍然存在，但WDM似乎仍然值得认真对待，因为它解决了星系晕子结构过多和模拟盘星系可能缺乏角动量的问题。WDM也减少了需要调用强反馈来解决这些问题，并可能提供一个自然的解释的集群属性和年龄的矮星。
2001-11-09 astro-ph
The Dynamics of Groups and Clusters of Galaxies and Links to Cosmology
本文综述了星系群和星系团的内部结构与宇宙学参数之间的联系。星系团的质量密度分布，从光学分析的星系表面数密度分布加上内部运动学，并从弱引力透镜，出现尖形与内部密度分布至少一样陡峭的$r^{-1}$，预计从高分辨率宇宙学$N$体模拟开始与无标度或CDM初始条件。在X射线中看到的星系分布和弥漫的热气体中的高层次的子结构与动态年轻的星系团和宇宙学密度参数$Ω_0 \gta 0.5$是一致的。尽管这些子结构见证了星团-星团合并的重要性，但球形礼帽宇宙学似乎很好地表明了星团和群体的基本物理学，包括群体观测参数空间中的基本进化轨迹。动态过程中运行的群体和集群进行审查。在理论上，预计群体和集群在完全崩溃之前不会出现Previrialization，而紧凑群体相对于基本轨道的位置集合对previrialization是一个潜在的有用约束。
1996-01-30 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
How many arcminute-separation lenses are expected in the 2dF QSO survey?
宽分离透镜统计提供了有关暗晕密度分布和丰度的信息。最近，Miller等人（2003，astro-ph/0210644）报道了可能发现的六个类星体对，它们可能是透镜多重图像。这些对是从2dF类星体（QSO）的调查，包括22163类星体的目录中选择。考虑到类星体目录的红移和星等分布，我们计算了透镜类星体的预期数量。假设六对中的一些是真正的透镜系统，我们对暗晕的内斜率Ω_0和σ_8施加了有趣的限制。我们发现，即使是一个分离> 30 "的透镜的检测也与具有尖形内部密度轮廓ρ \propto r ^{-1.5}和非常大的σ_8的模型勉强一致，对于Ω_0 = 0.3，σ_8>~1.2。为了与来自X射线团或宇宙剪切的约束相协调，需要更低的Ω_0和更高的σ_8，尽管如此高的σ_8似乎太极端了。较浅的内部密度分布ρ \propto r ^{-1}几乎不可接受。特别地，具有> 200 "的分离的透镜的预期数量太小而不能解释这种异常宽的分离透镜系统的发现。这些结果意味着我们错过了一些重要的系统效应，在冷暗物质的情况下有一个问题，或者这六个类星体对中没有一个可能是透镜图像。
2003-01-09 astro-ph
Self-Similar Models for the Mass Profiles of Early-type Lens Galaxies
我们引入了一个早型星系的自相似质量模型，并使用从22个引力透镜的几何形状确定的孔径质量-半径关系来约束它。该模型由两个部分组成：一个是追踪光分布的集中部分，另一个是代表暗物质的更广泛的幂律部分（rho propto r^-n）。我们发现，透镜星系的总质量分布是近等温的，或稍陡，在几千秒差距的径向尺度跨越的透镜图像。在单组分、幂律径向分布的限制下，该模型意味着n=2.07+/-0.13，与等温（n=2）一致。在> 99%的置信度下排除质量痕迹光的模型。一个n=1的尖点（如Navarro-Frenk-White剖面）需要在2个有效半径内投影出的暗物质质量分数f_cdm = 0.22+/-0.10。这些是迄今为止对透镜质量分布的最佳统计约束，并为早期星系内部区域的小但非零的暗物质质量分数提供了明确的证据。此外，我们还导出了恒星质光比与星系光度之间关系的第一个强透镜约束：Upgradient propto L^[0.14（+0.16）（-0.12）]，这与基平面所提出的关系是一致的。最后，我们将我们的自相似质量模型应用于当前的问题，关于引力透镜系统中的时间延迟和通量比异常的解释。
2003-06-05 astro-ph
Constraints on the Baryonic Compression and Implications for the Fraction of Dark Halo Lenses
我们预测的分数暗晕透镜，即透镜系统的分数产生的引力势的暗晕，重子压缩的一个简单的参数模型的基础上。暗晕透镜的分数主要包含重子压缩效应和暗晕密度分布的信息，并且预计对宇宙学参数和源布居不敏感。我们所采用的模型包括描述重子压缩的整体效率的星系形成概率p_g（M）和表示重子压缩如何改变暗晕内部结构的星系圆周速度与暗晕维里速度之比γ_v=v_c/ v_{vir}。模型参数由星系的速度函数和引力透镜的像距分布约束，但模型参数之间的简并性仍然存在。我们发现，暗晕透镜的分数强烈依赖于γ_v和暗晕的密度分布，如内斜率α。这意味着，如果暗晕透镜的密度分布完全稳定，则暗晕分数的观测可以打破模型参数之间的简并性。另一方面，通过将gamma_v限制在物理上合理的范围内，我们可以根据我们的模型预测暗晕透镜的分数的下限。我们的结果表明，暗晕（α>~ 1.5）或过于集中的暗晕的陡峭的内尖与观测中缺乏暗晕透镜不一致。
2002-07-24 astro-ph
Observational and Theoretical Constraints on Singular Dark Matter Halos
星系晕或星系团晕周围的暗物质的分布通常被假定为近似等温的，具有非零的核心半径，预计其大小与可见物质分布的大小相当。最近，有人提出，暗物质晕可能是奇异的，在这个意义上，暗物质密度$ρ$可以单调增加半径$r$下降到一个非常小的距离从星系或星系团的中心。这种暗物质密度的中央尖点可能会导致来自WIMP暗物质湮灭的高通量伽马射线。在这里，我们分析了两种可能性，已在文献中讨论过，$ρ\propto r^{-n}$与$n \approx 1\ {\rm or}\ 2$，并指出，这样的密度配置文件被排除在星系团尺度上的重力透镜分析和小尺度上的气体丰富，晕为主的矮螺旋的旋转曲线。我们还指出，如果螺旋星系形成的气体落入内暗物质晕，因为他们预计在任何层次聚类模型，这样的配置文件几乎总是导致下降的旋转曲线后，与观测相反。
1994-02-02 astro-ph hep-ph
Strong Gravitational Lenses in a Cold Dark Matter Universe
我们目前的理论和观测研究星系团产生的强引力透镜。我们的目的是测试冷暗物质（CDM）模型在小的和高度非线性的尺度，它已被声称，CDM模型可能会面临一些困难。我们把注意力集中在强引力透镜的统计上。我们使用两个互补的统计，透镜弧和类星体，探测质量分布。首先，我们建立了一个三轴透镜模型，并发展了一种新的方法，包括三轴度的暗晕的透镜统计。我们发现，三轴性的影响是显着的，它提高了透镜的概率由几个到十个因素，假设在CDM模型中预测的三轴性的程度。特别是，我们认为，中心浓度和大的三轴性的暗晕需要复制所观察到的弧的数量在集群中，因此，该结果可以被解释为一个强有力的证据冷和碰撞的暗物质。三轴建模最显著的优点之一是三轴建模允许我们预测图像的多重性。我们发现，CDM晕预测显着的分数（超过20%）裸尖透镜。此外，我们指出图像的多重性强烈依赖于暗晕的中心浓度。因此，我们提出图像多重性作为CDM模型的一个新的强大的测试。最后，我们从斯隆数字巡天的数据中寻找了大分离透镜类星体，并成功地发现了第一个大分离透镜类星体SDSS J1004+4112。我们发现，大分离度四重透镜SDSS J1004+4112的发现与基于CDM模型的理论预言是完全一致的。（节录）
2004-08-31 astro-ph
Six Puzzles for LCDM Cosmology
LCDM宇宙学模型是一个定义明确、简单和具有预测性的模型，它与当前大多数宇宙学观测结果是一致的。尽管取得了这些成功，但仍有一些具体的宇宙学观测结果与LCDM的预测存在2σ或更高的差异。这些观察包括以下内容：1.大规模速度流（LCDM预测的流动幅度和规模明显小于观测结果），2。Ia型超新星（SnIa）在高红移z时的亮度（LCDM预测SnIa在高z时较暗），3。空洞的空洞（LCDM预测空洞中的矮星系或不规则星系比观测到的要多），4。星系团晕轮廓（LCDM预测的是较浅的低浓度和密度轮廓，而观测结果显示的是较密集的高浓度星系团晕）星系晕的轮廓（LCDM预测晕质量轮廓具有尖形核心和低外部密度，而透镜和动力学观测表明中心核心的密度恒定，并且具有平坦的高暗质量密度外部轮廓），6。盘星系的相当大的人口（LCDM预测由于最近的合并预计会破坏冷旋转支撑的盘星系的一小部分）。尽管上述一些挑战的起源可能是天体物理的或与暗物质性质有关，但应该强调的是，即使在星系和星系团尺度上，暗能量对天体物理系统平衡和稳定性的影响也是不可忽视的，它们可能在解决上述难题中发挥关键作用。在这里，我简要地回顾了这六个挑战的LCDM和讨论可能的暗能量属性所需的解决方案。
2008-12-22 astro-ph gr-qc hep-ph
