Galaxy clusters and microwave background anisotropy
讨论了自由下落球形团簇产生的微波背景各向异性的估计。这些估计是基于瑞士奶酪和托尔曼邦迪模型。证明了这些模型只给出了观测到的星系团产生的各向异性的上限。通过使用球对称码，包括无压物质和一个热重子气体，得到了新的上限。比较了热气体和无压组分对总各向异性的贡献。由压力产生的影响被证明是可以忽略不计的，因此，基于N体模拟的集群各向异性的估计是合理的。在剧烈弛豫现象之后，任何实际的富团簇只能产生振幅为$10^{-7}$量级的小的各向异性。在剧烈弛豫的快速过程中，由非线性团簇产生的各向异性预计在区间$(10^{-6},10^{-5})$内变化。这些各向异性的角度尺度进行了讨论。
1995-07-08 astro-ph
Anisotropy in the Distribution of Satellite Galaxy Orbits
像室女座星系团和后发座星系团这样的邻近星系团，其星系分布倾向于与星系团本身的主轴对齐。这一点也被最近对大约300个阿贝尔星系团的统计分析所证实，其中该效应与星系团的动力学状态有关。此外，像我们银河系这样的星系系统中的卫星星系的轨道也表现出高度的各向异性-所谓的Holmberg效应，其起源已经争论了30多年。本研究主要针对暗物质晕中卫星星系的轨道进行宇宙学模拟分析。这些卫星轨道的远心点优先发现在一个锥的开度角约40周围的主晕的主轴，根据观察到的各向异性发现在星系团。然而，我们确实注意到，与星团动力学年龄的联系并没有很好地建立起来，因为我们最古老的暗物质晕确实显示出明显的各向异性信号。进一步的分析将这种分布与卫星沿着暗条的坠落模式联系起来：轨道是由宿主晕的环境决定的，而不是由宿主维里半径内的“动态选择”决定的。
2003-11-10 astro-ph
Sensitivity of solar off-limb line profiles to electron density stratification and the velocity distribution anisotropy
本文研究了电子密度分层对日冕洞中H I Ly- $α$线和O VI、Mg X双重线强度分布的影响。我们采用了一个分析的2-D模型的大规模日冕磁场，提供了一个很好的代表性的日冕在最低限度的太阳活动。我们使用质量通量守恒方程来确定太阳风在日冕中的任何位置的流出速度，并考虑到沿视线（LOS）的积分。我们所做的主要假设是，没有考虑日冕物质的动力学温度的各向异性。我们发现，在距离大于1 Rsun从太阳表面的O VI和Mg X的发射线的宽度是敏感的细节所采用的电子密度分层。然而，纯辐射线Ly- $α$几乎不受影响。计算的总强度的Ly- $α$和O VI双峰依赖于密度分层的程度较低，并与所观察到的大多数考虑的密度模型。所观察到的配置文件的Ly- $α$和Mg X的宽度很好地再现了大多数考虑的电子密度分层，而对于O VI的双重只有少数分层给出令人满意的结果。由SOHO资料推导出的密度结果得到的O-VI剖面的宽度和强度比与UNOPS观测到的值比较接近，尽管只采用了各向同性的速度分布。这些密度分布也再现了其他被认为具有良好精度的观测。因此，需要一个强的各向异性的速度分布（即温度各向异性）是不那么明确的，因为以前的调查的UNODC数据建议。...
2007-04-09 astro-ph
Breaking the mass / anisotropy degeneracy in the Coma cluster
我们提供了第一个直接提升的质量/各向异性简并星系团，通过联合拟合的视线速度色散和峰度配置文件的后发座星系团，假设一个NFW示踪剂密度配置文件，广义NFW暗物质配置文件和一个恒定的各向异性配置文件。我们发现，后发座的轨道必须是准各向同性的，并找到与以前的分析一致的质量，但浓度参数比宇宙学N体模拟中预期的高50%。然后，我们测试我们的方法在现实的非球形系统的子结构和流运动的准确性，通过将其应用到宇宙学N体模拟中的十个最大质量的结构。我们发现，我们的方法产生相当准确的结果平均（在20%以内），虽然有很大的变化（因子1.7在1西格玛）的浓度参数，与降低的准确性和效率时，预计的平均速度是不恒定的半径。
2004-04-21 astro-ph
The Anisotropy in the Galaxy Velocity Field Originated from the Gravitational Pancaking Effect
本文通过对千禧年半解析星系表的分析，定量地探讨了引力压扁效应对星系速度场取向的影响。我们首先计算了场星系速度与由两个最近邻场星系确定的局部饼状平面的法线方向之间夹角的余弦的概率密度分布。对于薄煎饼尺度在$5-8h^{-1}$ Mpc范围内的情况，检测到明显的对齐信号。当用三个相邻星系确定薄饼时，速度-薄饼排列的趋势仍然存在，表明它具有空间相干性。速度-饼状排列的程度随速度大小和局域密度的增加而增加，随星系到饼状排列的距离的增加而减小，当饼状排列呈椭圆形时，速度-饼状排列消失。最后的结论是，我们的工作可能为理解宇宙中的大尺度结构提供另一条线索。
2006-10-11 astro-ph
The trail of discrete X-ray sources in the early-type galaxy NGC4261: anisotropy in the globular cluster distribution?
钱德拉拍摄的椭圆星系NGC 4261的图像揭示了非核X射线源空间分布的各向异性，泽扎斯等人将其解释为与年轻恒星星族有关的证据。我们对存档X射线（钱德拉）和光学（INT和HST）观测的独立分析证实了X射线源的各向异性，但对其起源进行了不同的解释。我们发现，近一半的X射线源与一个球状星团（光学对应物），这表明它们是吸积低质量的X射线双星。当颜色指数信息可用时，发现X射线源位于红色（富金属）系统中。X射线源的光度函数也与低质量X射线双星的光度函数一致。我们进一步研究了从档案光学图像中获得的点状源样本的性质，我们认为这些点状源是很好的球状星团候选者，并且我们发现投影的空间分布是不均匀的。此外，我们还发现光学粒子数和X射线粒子数的分布非常相似，从而得出结论：NGC4261中X射线源的空间各向异性主要反映了球状星团粒子数的各向异性。
2005-08-08 astro-ph
Decaying neutron propagation in the Galaxy and the Cosmic Ray anisotropy at 1 EeV
我们研究了宇宙射线到达分布预计在银河系中心的中子源的能量在1 EeV左右，并比较它与AGASA和SUGAR检测到的各向异性。除了由直接中子产生的源方向上的点状信号之外，预期由于中子衰变中产生的质子而产生的扩展信号。这种相关的质子信号也会导致螺旋臂方向上的过量。对于规则和随机银河系磁场的现实模型，获得了作为能量函数的各向异性。我们发现，各向异性变得充分抑制低于E \sim 10^{17.9}eV，一个显着的随机磁场组件是必需的，而另一方面，这也往往会增加相关的质子信号的角展度，并减少在螺旋臂方向的过剩。为了使AGASA角曝光的赤经各向异性为4%，所需的源光度对应于与SUGAR探测到的通量相容的来自直接中子的点状通量的预测。我们还分析了一个大型统计南方天文台预测的显着特点。
2003-05-27 astro-ph
Radial orbital anisotropy and the Fundamental Plane of elliptical galaxies
基本面（FP）的存在对椭圆星系的结构和动力学有很强的约束作用，并蕴含着关于椭圆星系形成和演化过程的重要信息。在这里，我们专注于FP薄和倾斜和径向轨道各向异性量之间的关系。通过使用N体模拟的星系模型，其特征在于观测动机的密度分布，并允许存在的生活，大规模的暗物质晕，我们探索的径向轨道各向异性和不稳定性的FP属性的影响。数值结果证实了以前的半分析发现：稳定性的要求几乎完全匹配的FP的薄。换句话说，星系模型的径向各向异性足以在观测到的FP之外找到（其各向同性的母模型位于FP上）是不稳定的，它们的最终产物落在FP本身上。我们还发现，径向轨道各向异性与星系光度的系统性增加本身不能解释整个倾斜的FP，成为星系模型不稳定，在适度高的光度：在与以前的情况下，他们的最终产品被发现远远超出FP本身（删节）。
2002-01-24 astro-ph
Measurement of the dark matter velocity anisotropy in galaxy clusters
暗物质结构的内部动力学可能具有一个显著的特性，即结构中的局部温度取决于方向。这是参数化的速度各向异性β必须为零的放松碰撞结构，但已被证明是非零的暗物质结构的数值模拟。本文提出了一种从团内气体的X射线观测值推断星系团中暗物质晕速度各向异性径向剖面的方法。这种非参数方法是基于暗物质温度和气体温度之间的普遍关系，这是通过数值模拟确认。我们应用这种方法的观测数据，我们发现，β是显着不同的中间半径为零。因此，我们发现一个强有力的迹象表明，暗物质是有效的碰撞在集群的动力学时间尺度，这意味着上限的自相互作用截面每单位质量σ/m < 1 cm 2/g。我们的结果可能提供一个独立的方法来确定恒星质量密度在中心区域的一个松弛的集群，以及一个测试是否集群实际上是松弛的。
2008-08-14 astro-ph
Local virial relation and velocity anisotropy in self-gravitating system
本文从局域位力关系的角度研究了N体自引力系统中的并合过程。局域位力关系是局域动能与局域势的关系。我们比较了密度分布和相空间密度分布与满足局域维里（LV）关系的无碰撞静态临界解的宇宙学模拟。结果表明，临界解可以解释各向异性参数$β\sim 0.5$适当取值时的特征密度分布。它也可以解释束缚态外层相空间密度分布的幂律。然而，它未能解释与标度不变相空间密度有关的中心低温部分。它可以很好地拟合具有较高的$β\sim 0.75$值的临界解。这些结果表明，在宇宙学模拟中，LV关系与标度不变相空间密度是不相容的。
2005-12-23 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
2dFGRS and SDSS Galaxy Group Density Profiles
我们分析了目前最大的红移巡天中确定的星系群的分布：2dF星系红移巡天的最终版本和斯隆数字巡天的第一个版本。我们的工作包括研究星系密度分布和每光谱类型的星系的分数作为一个函数的组中心距离。为了增加结果的统计意义，我们用复合样本计算了星系群的投影星系密度分布。已采取特别照顾，以避免可能的偏见，在组识别和建设的预计星系密度剖面估计。结果表明，在$0.15< r/r_{200} < 1$范围内，两次红移巡天得到的投影星系密度轮廓与Navarro，Frenk & White的投影预测一致，而在整个$r/r_{200}$范围内，投影King轮廓与测量轮廓拟合良好。我们采用了广义国王配置文件，以适应测得的投影密度分布的光谱类型。为了推断3-D星系密度分布，我们使用类似于Allen & Fabian开发的反投影方法对2-D密度分布进行反投影。从2-D和3-D的星系密度配置文件，我们估计了相应的星系分数每光谱类型。使用投影轮廓计算的星系的2-D分数显示出与Dom 'ınguez等人在2dF星系红移巡天早期数据发布中获得的星系光谱类型相似的分离。正如预期的那样，3-D星系分数的趋势显示出比2-D分数中观察到的更陡的斜率。
2005-04-20 astro-ph
Measurement of the electron-pressure profile of galaxy clusters in Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) 3-year data
使用WMAP 3年的数据，在接近$\sim 700$ X射线选定的集群的位置，我们已经检测到的热Sunyaev-Zeldovich（TSZ）效应的幅度在15 $σ$水平，迄今为止报道的最高统计意义。由于我们的集群样本的大尺寸，我们能够检测到相应的CMB扭曲到大集群中心半径。在其上检测到TSZ信号的区域在半径上平均比X射线发射区域大四倍，延伸到$\sim 3h_{70}^{-1}$ Mpc。我们发现，等温$β$模型不适合在大半径的电子压力，相反，重子的配置文件是一致的Navarro-Frenk-White配置文件，预计暗物质的一致性$Λ$ CDM模型。在簇的维里半径处的X射线温度从中心值下降一个因子$\sim 3-4$，取决于簇浓度参数。我们的研究结果表明，在大半径的集群动力学是由暗物质和牛顿引力很好地描述。
2008-02-25 astro-ph
Distribution Function of Dark Matter with Constant Anisotropy
对暗物质晕的N体模拟表明，密度在晕的中心附近是尖点。密度分布在内部表现为$r^{-γ}$，其中NFW模型表现为$γ\simeq 1$，Moore模型表现为$γ\simeq 1.5$，但在外部，两种模型在密度分布的渐近行为上是一致的。模拟还显示了速度分布的各向异性参数$β(r)$的信息。$β\approx 0$在内部和$β\approx 0.5$（径向各向异性）在晕的外部。本文给出了两种球形暗物质晕模型：一种新的广义NFW模型和一种广义Moore模型的各向异性参数为常数的分布函数$β$。对于这两个广义模型，有两个参数$α$和$ε$来确定密度分布的渐近行为。在本文中，我们集中在$β(r)=1/2$的情况下，从模拟的角度。
2008-08-01 astro-ph
Dark Matter Halos: Velocity Anisotropy -- Density Slope Relation
在CDM宇宙学中形成的暗物质（DM）晕似乎具有幂律相空间密度分布的特征。DM晕的密度通常由NFW剖面拟合，但更好的拟合由Sersic拟合公式提供。这些关系是从宇宙学模拟结构形成的经验，但尚未解释的第一原则的基础上。在这里，我们解决了Jeans方程的假设下，一个球形DM晕在动态平衡，服从幂律相空间密度和NFW样或Sersic密度分布。然后，我们计算速度各向异性，β（r），解析。我们的主要结果是，对于NFW样的配置文件的β-γ关系是不是一个线性的（其中伽玛是对数导数的密度ρ [r]）。β（r）的形状主要取决于NFW尺度半径R_s内引力能与动能的比值。对于Sersic分布，恢复线性β-γ关系，并且特别地对于n = 6.0的Sersic指数情况，再现Hansen & Moore的线性拟合。我们的主要结果是，相空间密度幂律，Sersic密度形式和线性β-γ依赖性构成了一组一致的关系，服从球形Jeans方程，并因此提供了DM晕的动力学建模的框架。
2007-11-23 astro-ph
Evolution of Multi-mass Globular Clusters in Galactic Tidal Field with the Effects of Velocity Anisotropy
我们研究了在定常银河潮汐场影响下的球状星团的质量谱演化，包括速度各向异性的影响。与单质量模型类似，速度各向异性随着团簇的演化而发展，但各向异性的程度比孤立的团簇小得多。除了非常早期的集群演化，几乎所有的质量分量成为切向各向异性的外部部分。我们比较了我们的结果与多质量，国王米奇模型。由于切向各向异性，各向同性King模型更好地拟合Fokker-Planck结果。然而，它几乎是不可能的，以适应计算的密度分布的多质量国王模型的所有质量组件。因此，如果一个人试图获得全球质量函数的基础上，在有限的径向范围内使用多质量国王模型的质量函数，一个可能会得到一些不稳定的结果，特别是对低质量的恒星。我们已经研究了质量函数随时间的变化。具体来说，我们发现，幂律指数的质量函数单调递减的总质量的集群。这似乎与有限数量的星团的质量函数的观测斜率的行为是一致的，尽管定量比较还为时过早，因为还有其他机制有助于恒星从星团中蒸发。与各向同性模型或各向异性模型的能量标准相比，各向异性模型与蒸发的远心标准的投影速度剖面显示出显着的平坦化朝向潮汐半径。这种速度剖面的行为似乎与观察到的坍缩星系团M15的剖面一致。
1999-09-01 astro-ph
The Density Profile of Massive Galaxy Clusters from Weak Lensing
我们使用测量的弱引力剪切周围的大质量星系团在z = 0.3的样本，以约束其平均径向密度分布。我们的结果与数值模拟中CDM晕的密度分布一致，但与自相互作用暗物质的简单模型不一致。与最近的一些研究不同，我们没有探测重子质量分量在动力学上变得重要的尺度，因此我们的结果应该直接与CDM N体模拟相比较。
2003-10-20 astro-ph
Mass modelling of galaxy clusters via velocity moments
总结了基于再现星系投影速度分布的色散和峰度的星系团质量模型的方法。模型参数化的NFW密度分布的框架内，其特征在于由维里质量和浓度，以及恒定的各向异性的星系轨道。由于质量各向异性简并，单独使用速度色散不允许从运动学数据约束所有三个参数。通过引入第四个速度矩，峰度来打破简并性。我们测试的方法的基础上拟合两个时刻从模拟的暗物质晕模拟数据集，并表明它可靠地再现晕的属性。该方法已被应用于估计的质量，浓度和各向异性的20多个集群，使我们能够确认，第一次使用运动学数据，在N体模拟中发现的质量浓度关系。
2007-12-14 astro-ph
Breaking the degeneracy between anisotropy and mass: The dark halo of the E0 galaxy NGC 6703
我们测量了E0星系NGC 6703在2.6Re范围内的视向速度剖面。从这些数据中，我们约束的质量分布和各向异性的恒星轨道在这个星系。我们已经开发了一种非参数技术，直接从运动学数据中确定DF f（E，L^2）。从Monte Carlo测试使用的空间范围，采样，和误差棒的NGC 6703数据，我们发现，平滑的底层DF可以恢复到均方根精度为12%，和各向异性参数β（r）的精度为0.1，在一个给定的潜力。可以确定一个渐近恒定的晕圆速度v_0，其精度为± \lta 50 km/s。对于NGC 6703，在2.6 R_e处的真圆速度为250 ± 40 km/s，在95% c.l.相当于NGC 6703在78“（13.5 h_50^-1 kpc）内的总质量为1.6-2.6 x 10^11 h_50^-1 Msun。没有任何一个没有暗物质的模型能够拟合这些数据;然而，一个最大恒星质量模型却可以，在这个模型中，发光部分提供了中心几乎所有的质量。在这样的模型中，78“内部的总发光质量为9 × 10^10 Msun，积分M/L_B=5.3-10，相当于从中心上升至少1.6倍。NGC 6703中恒星分布函数的各向异性从中心的近各向同性变为轻微的径向各向异性（30“时β =0.3-0.4，60”时β =0.2-0.4），并且在数据的外边缘没有很好的约束。我们的结果表明，椭圆星系也开始由暗物质在半径为\sim…
1997-10-13 astro-ph
The velocity dispersion and mass profile of the Milky Way
我们重新分析了半径r>10 kpc的银河系恒星晕中的速度-色散曲线sigma（r），这是最近由Battaglia等人（2005）得出的结论，他们得出结论，对于示踪剂的恒定速度各向异性，这些数据排除了银河系平坦的圆周速度曲线。然而，我们证明了，如果我们做一个自然的假设，即示踪剂密度在r_t >~ 160 kpc时被截断，在r >~ 80 kpc时比r^-3.5明显更陡地下降，那么这些数据与平坦的圆速度曲线和恒定速度各向异性相一致，与太阳附近晕星的观测结果相当。我们还考虑了一个更详细的质量模型与指数恒星盘和扩展的非等温暗物质晕。在这个双分量模型中，银河系的维里半径和质量分别为r_vir = 200 kpc和M_vir = 1.5 x 10^12 M_sun。仍然假设示踪剂的速度各向异性是恒定的（在β =0.5），我们再次发现与观察到的σ（r）很好的一致性，只要示踪剂密度在维里半径附近被截断。这些数据本身不允许区分不同的暗晕或银河系的总质量模型，也不允许区分不同的示踪剂的速度各向异性分布。
2006-03-30 astro-ph
Galaxy mass distributions for some extreme orbital-speed Profiles
极端的速度配置文件，这是不可能正确地使用通常的方法分析，被证明是很容易处理使用的方法以前开发的Nicholson（astro-ph/0006330）。这些轮廓是恒定的轨道速度，在原点有尖锐和平滑的斜坡，恒定的角速度，速度线性增加到星系边缘。此外，还显示了NGC 3198的一个实际星系测量数据的例子。提出了一种新的格式来以无量纲形式显示结果，其中包括一种显示SMD结果的方法，以便轻松比较它们。基于对精确性的反复试验，代表基本部分质量的杆现在被放置在星系中心环的0.575*dr处。
2001-01-23 astro-ph
Constraints on the mass-profile of the lens galaxy G2237+0305
已发表的爱因斯坦十字引力透镜的参数模型表明，图像的几何形状可以复制的家庭的模型。特别是，透镜星系的质量分布的斜率是不受约束的。然而，最近的模型预测图像通量比的质量分布的斜率的依赖性。我们使用这种依赖性来约束质量分布，通过使用已公布的中红外通量比（包括微透镜变化）计算斜率的可能性。我们发现，星系很可能是平坦的比等温的，因此，在内部kpc的质光比正在减少。
2001-12-12 astro-ph
Weak weak lensing: correcting weak shear measurements accurately for PSF anisotropy
我们发展了一种新的弱透镜分析方法，利用该方法可以精确地校正小星系图像中的点扩散函数（PSF）效应。而不是依赖于检测到的图像的加权二阶矩，我们可以在剪切的百分比水平上留下残差，我们直接拟合（堆叠或单个）星系图像作为PSF卷积，剪切圆形源。我们通过模拟表明，这种技术是能够恢复剪切远低于百分比水平的各种PSF的形状，其噪声特性是类似于现有的方法。
1999-04-29 astro-ph
Robust Dark Energy Constraints from Supernovae, Galaxy Clustering, and Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations
Ia型超新星（SN Ia），星系团，宇宙微波背景各向异性（CMB）的数据提供了补充约束宇宙中的暗能量的性质。我们发现威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的三年观测给出了一个CMB位移参数R =（Ω_mH_0^2）^{1/2} \int_0^{z_{CMB}} dz '/H（z'）= 1.70 \pm 0.03。利用这个新的CMB位移参数的测量值，结合Sloan数字巡天（SDSS）的重子声学振荡（BAO）测量值，以及HST/GOODS计划和超新星遗产巡天第一年的超新星Ia数据，我们导出了与模型无关的暗能量暗能量ρ_X（z）和宇宙膨胀率H（z）的约束.我们还导出了暗能量状态方程w_X（z）=w_0+ w 'z（截止z=2）和w_X（a）=w_0+（1-a）w_a的约束条件。我们发现，目前的数据对rho_X（z）和H（z）作为红移的自由函数提供了稍微更严格的约束，而对w_X（z）的约束大约提高了两倍。宇宙学常数仍然与数据一致，然而，不确定性仍然很大的暗能量的模型无关的约束。在红移1和2之间观测到的Ia超新星数量的显著增加，加上改进的BAO和弱透镜宇宙学测量（正如联合暗能量任务的JEDI任务概念所预期的那样），将需要大大收紧与模型无关的暗能量约束。
2006-06-21 astro-ph
Preservation of Cuspy Profiles in Disk Galaxy Mergers
我们进行了三个自洽的$N$体模拟的星系合并，一个尖状的暗物质的配置文件，以研究如果内部的暗密度斜率是保存在残留物。在这些模拟中，祖先包括恒星盘和晕的固有角动量，这与以前的类似研究不同。前体星系的质量比约为1：1，1：3和1：10。我们发现，最初的尖状密度分布的黑暗晕被保存在这里考虑的情况下的残余。
2005-10-31 astro-ph
Mass distribution and orbital anisotropy of early-type galaxies: constraints from the Mass Plane
观测到大质量早型星系位于质量平面（MP）上，质量平面是一个有效半径为Re，投影质量为M_p（通过强引力透镜测量），投影速度色散σ在Re/2以内的二维流形。MP比基本平面的“倾斜”小，两者具有可比的相关散射。这意味着c_e2=2*G*M_p/（R_e*sigma^2）在sigma=175-400 km/s的范围内几乎是一个普适常数。这一发现可以用来限制早期星系的质量分布和内部动力学。我们发现，一个相对广泛的类球形星系模型的c_e2值在观测范围内，因为c_e2是不是很强的质量分布和轨道各向异性敏感。如果总质量分布是等温的，一个广泛的恒星光度分布和各向异性是与观测相一致的，而NFW暗物质晕需要更多的微调的恒星质量分数，光度分布和各向异性。如果未来的数据可以覆盖更广泛的质量范围，MP可以被视为倾斜的，任何这种倾斜的值将提供星系总质量密度分布模型之间的判别。[删节]
2008-07-23 astro-ph
Radial arc statistics: A new powerful probe of the central density profile of galaxy clusters
我们表明，径向弧（引力透镜图像的主轴位于径向的集群透镜潜力）切向弧（引力透镜图像的主轴位于切向）的预期数量比有很强的依赖于星系团的中心密度分布和其他参数，如集群温度，背景源星系红移等的依赖性很小。通过比较观测值与预期值的比值，可以对星系团的中心密度分布进行严格的检验。与观测数据的初步比较表明，星系团的中心密度剖面为r^{-1} - r^{-1.5}。这一结果表明，暗物质至少在星系团尺度上是无碰撞的。我们的结果给出了暗物质sigma_coll自相互作用碰撞截面的上限为sigma_coll/m < 0.1 cm ^2/g，其中m是暗物质粒子质量。
2000-09-21 astro-ph
Homeoidally striated density profiles. II. Anisotropy and rotation
对于等轴条纹雅可比椭球，本文发展了一个系统旋转和特殊运动的统一理论，其中既考虑了实旋转，又考虑了虚旋转。正或负剩余运动过剩的效果，示出为相当于一个额外的真实或虚旋转，分别。然后认识到，一个具有指定速度分布的等轴等面条纹雅可比椭球，总是存在一个伴随构形，即一个等轴等质量的经典雅可比椭球。此外，进一步的限制，建立沿主轴的剩余速度各向异性的量，三轴配置。特别的努力是致力于调查序列的维里平衡配置的归一化参数，包括密度和速度分布的影响。特别是，它示出的分叉点从轴对称到三轴配置发生在经典的雅可比椭球，与早期的结果。并对上述差异的原因进行了解释。根据该模型，对最近关于稳定性的数值模拟结果（Meza 2002）进行了解释。早期哈勃序列的物理解释进行了简短的审查和讨论，从模型的角度来看，根据椭圆星系被认为是孤立系或嵌入在暗物质晕。在任何情况下，扁球形构型的扁平化都有一个下限。另一方面，它被发现没有下限的伸长长轴状配置，并观察到缺乏椭圆星系更长的比E7需要一个不同的物理解释，如充分研究弯曲不稳定性。
2007-04-24 astro-ph
Constraints on galaxy halo profiles from galaxy-galaxy lensing and Tully-Fisher/fundamental plane relations
利用Sloan数字巡天（SDSS）观测到的星系-星系透镜效应，结合Tully-Fisher关系和基本面关系，导出了星系晕轮廓的约束条件，结果表明，无论是早型星系还是晚型星系，其自转速度都从光学半径处的峰值显著下降到维里半径，v_opt/v_200 \sim 1.8，不确定度约为20%.在晕圈轮廓非常集中的模型中，这样的下降是预期的，因此在大半径下，它比等温下降更陡。这种大的下降可以解释为一个集中的暗物质的轮廓和一个显着的恒星贡献的旋转速度在光学半径的结果。我们模型的恒星组件与薄的旋转支撑盘或Hernquist配置文件，并使用绝热暗物质响应模型，把限制晕浓度作为恒星的质量与光比的函数。对于后者的合理值，我们发现浓度与CDM预测一致，这表明没有证据表明宇宙中大多数晕的浓度较低。我们还讨论了费伯-杰克逊关系L \propto σ ^[4]的起源，并根据从星系-星系透镜作用中发现的早型星系的L \propto v_200 ^[2.5]关系进行了讨论。这导致v_opt/ v_{200}随着亮度高于L* 而减小，使得在7 L_* 处，比率为1.4。这是从基本平面关系中得到的，并意味着Tully-Fisher和Faber-Jackson等关系并不是简单的暗物质晕质量与星系光度之间的关系，而且还受到重子效应对光学半径处自转速度的显著影响。
2002-03-06 astro-ph
Multi-component models for disk galaxies. I. Stellar rotation and anisotropy
我们在这里提出了一个自洽的，三维模型的盘状星系组成的一些椭球分布的物质具有不同的扁平和密度轮廓。该模型是自洽的，并考虑到所观察到的光度分布，平坦的配置文件和恒星的旋转和速度色散曲线。在本文中，我们考虑了由两个球状体组成的盘状星系的特殊情况：一个指数盘和一个遵循r^{1/4}定律的凸起。我们研究了恒星旋转和速度色散的行为-配置文件沿序列的S 0 s和螺旋，确定了一个不断增加的光盘，以隆起的比例。在每个类中，运动学曲线是通过改变两个分量的相对浓度和星系相对于视线的倾角来产生的。与观测数据的比较只需要两个比例因子：星系的总质量和有效半径。该模型还允许检测速度分布中各向异性的存在。在S 0 s的特殊情况下，我们通过改变各向异性和凸起的平坦化来探索模型运动学的敏感性。对于中间平坦化（0.4<b/a<0.85），可以区分15%的各向异性变化。以NGC 5866的光度学和运动学数据为例进行了验证。我们计划在未来的论文中将这些模型应用到更大的S 0星系数据库中。
1999-06-30 astro-ph
Homeoidally striated density profiles: sequences of virial equilibrium configurations with constant anisotropy parameters
张量维里方程的制定推广到非松弛配置，维里平衡不符合动力学（或流体静力学）平衡。进一步的研究致力于特殊类的homeoidally条纹椭球，定义为homeoidally条纹，雅可比椭球。特别是，维里平衡配置与恒定的各向异性参数进行了更详细的研究，包括扁平和细长，三轴配置，并确定相关的分叉点。确定了不同旋转参数的显式表达式。根据Thuan & Gott（1975）的方法，并在许多方面加以推广，应用于巨星系的暗物质晕的初始和最终构型。在某些有代表性的情况下，说明了极限轴比的依赖性，在此之下，没有配置是允许考虑中的序列，在质量，总能量和角动量的变化，在演变过程中。轴比和旋转参数的依赖性上的一个额外的参数，有关的初始条件的密度扰动，分析与几个特殊情况。在Peebles（1969）的旋转参数范围内，高分辨率数值模拟结果表明，暗物质晕的形状主要取决于剩余速度分布的各向异性程度。另一方面，旋转的贡献对赤道面只有很小的影响，对赤道面没有影响，因为Peebles（1969）旋转参数的值越大，分叉点就越多。在这方面，暗物质晕被发现类似于巨大的椭圆星系。
2005-05-14 astro-ph
Usability of the NFW Galaxy Profile as a Cosmological Tool Estimated from 2-Image Gravitational Lens Systems
Navarro、Frenk和White的轮廓（NFW轮廓）是从冷暗物质晕的{ \it N}体模拟中得出的，是星系或星系团轮廓的有力候选者。为了检验NFW轮廓作为星系模型的一级近似的可用性，我们在以下简单假设下，通过再现2-像引力透镜系统的像位置和通量比，研究了星系的特征过密度和尺度半径：星系是球对称的，恒星和外部剪切对引力透镜没有贡献。透镜星系的尺度半径较小，特征超密度大于{ \it N}体模拟的预测值。这些结果表明，我们的假设过于简化。简单地采用不包括恒星的NFW剖面来探测宇宙学参数或非均匀宇宙中的光传播等可能是不可能的，如果对透镜星系采用软化的等温剖面，其尺度半径和中心物质密度与由其他观测结果导出的不依赖于引力透镜的早型星系模型一致。等温球作为星系模型的第一近似没有严重的问题。
1999-12-17 astro-ph
Dearth of dark matter or massive dark halo? Mass-shape-anisotropy degeneracies revealed by NMAGIC dynamical models of the elliptical galaxy NGC 3379
行星状星云摄谱仪（PN.S）最近的巡天结果显示，在附近的椭圆星系NGC 3379中，速度色散分布迅速下降，这让人怀疑这个中等光度的星系是否具有Lambda CDM宇宙学中预期的那种暗物质晕。结合长缝光谱、SAURON积分场数据和PN.S速度，我们对该星系进行了详细的动力学研究，有效半径（R_e）超过7。我们构建球形和轴对称的动力学模型，这些数据与灵活的测量NMAGIC代码，在一个序列的引力势与不同的暗晕质量。我们发现，数据是一致的近各向同性的球形系统占主导地位的恒星质量，并与模型中的大质量晕具有强径向各向异性的外部部分（β>~ 0.8在7R_e）。正式的似然极限将排除（在1 sigma）只有恒星的模型，以及v_circ（7R_e）>~ 250 km/s的晕模型。一系列更现实的不同倾角的轴对称模型和少量的三轴试验证实了球形的结果。拟合所有数据的所有有效模型在陀螺仪上是动态稳定的，包括最各向异性的。NGC 3379很可能有一个暗物质晕，正如最近在LambdaCDM宇宙学中的合并模型所预测的那样，只要它的外层是强烈的径向各向异性。（节略）
2008-04-21 astro-ph
Brightest Cluster Galaxy Profile Shapes
我们模拟了119个Abell Brilliant Cluster Galeries（BCG）样品的表面亮度分布，发现广义deVaucouleurs R^{1/n}定律是合适的，其中n是一个自由参数。从R^{1/4}定律得到的结果显示出星系轮廓的真实特征，而不是由于观测误差或n与其他模型参数的耦合。BCG通常具有大于4的n值。形状参数n与有效半光半径相关，使得较大的BCG具有较大的n值。这延续了在普通椭圆星系和矮椭圆星系中注意到的趋势，例如较暗的星系具有较小的n值。
1996-03-04 astro-ph
CHANDRA observations of the NGC 1550 galaxy group -- implication for the temperature and entropy profiles of 1 keV galaxy groups
我们提出了一个详细的\chandra研究星系群NGC 1550。NGC 1550星系群的温度为1.37 $\sim$ 0.01 keV，速度色散为300 km s $^{-1}$，是已知最明亮的星系群之一（在200 kpc以内，L $_{\rm bol}$ = 1.65 $\times10^{43}$ erg s $^{-1}$，或0.2 \rv）。我们发现，在$\sim 60$ kpc，其中气体冷却时间小于哈勃时间，气体温度不断下降的中心，这意味着存在一个冷却的核心。温度也下降超过$\sim$ 100 kpc（或0.1 \rv）。NGC 1550的温度分布与其他两个1 keV的群的温度分布有着显著的相似性。温度在0.07 - 0.1 \rv开始下降，而在热星团中，下降开始于或超过0.2 \rv。因此，至少有一些1 keV的集团，有显着不同的温度分布从那些热的集群，这可能反映了ICM/IGM演化的非引力过程中的作用。NGC 1550在其熵分布图中没有等熵核心，这与“熵底”模拟的预测相反。我们比较了3个1 keV的组（包括NGC 1550）和3个2 - 3 keV的组的标度熵分布。1千电子伏组的缩放熵曲线显示出比较热系统的散射大得多，这意味着不同的预热水平。讨论了NGC 1550群的质量含量和重元素丰度分布。
2003-08-03 astro-ph
Radial metallicity profiles for a large sample of galaxy clusters observed with XMM-Newton
目标。我们测量了从XMM-牛顿档案中选出的~50个热的、中等红移的星系团样本的径向金属丰度分布。方法.与我们之前的论文一样，我们使用了背景建模而不是背景减除，使用了Cash统计量而不是卡方。该方法需要仔细表征所有背景成分。我们还进行了蒙特卡洛模拟，以评估系统的影响。结果平均金属丰度曲线在中心显示一个峰值，并逐渐下降至0.2 R_{180}。超过0.2 R_{180}，金属丰度大约是0.2太阳，与最近公布的基于模拟的预期不同，与平坦一致。我们没有发现从z=0.1到z=0.3的轮廓演化的证据。当比较我们的平均配置文件与BeppoSAX和钱德拉最近的作品所获得的，我们发现在整个径向范围显着的协议。
2008-06-09 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
Mass Profiles of Galaxy Cluster Cores: Implications for Structure Formation and Self-Interacting Dark Matter
我们提出了一个光谱解投影分析的十个放松的星系团的样本。我们使用一组马尔可夫链蒙特卡罗模拟得出的经验F-检验，以确定在每个集群的核心等离子体可以包含多个阶段。我们推导出非参数重子密度和温度分布，并使用这些来构建总引力质量分布。我们比较这些配置文件与标准的晕参数化。我们发现中心密度的斜率与LCDM：$-1 \lesssim d\log(ρ)/d\log(r) \lesssim -2$的预测大致一致。我们限制每个星系团的核心大小，并使用宇宙学模拟的结果作为校准器，将暗物质粒子自相互作用截面的上限设定为~0.1 cm^2/g = 0.2 b（GeV/c^2）^{-1}（99%置信度）。
2004-08-19 astro-ph
Galaxy cluster mass profiles
准确测量星系和星系团晕中的质量分布是检验冷暗物质（CDM）范式的必要条件。宇宙学模型预测了一个普遍的形状的密度分布在所有的晕，独立的晕质量。它的轮廓有一个“尖”的中心，没有恒定密度核心的证据。本文对12个星系团进行了仔细的分析，在流体静力平衡的假设下，利用Chandra数据计算了每个星系团的质量分布。由于星系团的低浓度，它们是研究暗物质晕中心尖点的理想对象。大部分的系统是一致的CDM模型，但4个对象表现出平坦的内部密度分布。我们认为，这些星系团的平坦内部轮廓是由于低估了星系团中心的质量（而不是CDM模型的任何问题），因为这些物体也有一个中心峰值气体质量分数。我们讨论了一些系统的核心错误的低质量测量的可能原因。
2006-02-16 astro-ph
How reliable is the kinematical evidence for dark matter: the effects of non-sphericity, substructure and streaming motions
利用宇宙学$N$ -体模拟的暗物质晕，我们研究了非球性，亚结构和流动运动的影响，在再现星系团的结构和内部运动学的运动学测量。拟合NFW模型的三维密度分布，我们确定的维里质量，浓度参数和速度各向异性的晕，然后计算的投影速度矩的配置文件，因为它们将被测量的一个遥远的观察者。使用这些模拟数据，我们适用于球形物体的Jeans分析再现视线速度色散和峰度，并拟合三个参数。我们发现，一个给定的光环的视线速度色散和峰度配置文件可以有很大的变化与观察者的视角。我们表明，维里质量，浓度参数和速度各向异性的晕可以令人满意地再现独立的晕形状，虽然维里质量往往被低估，浓度参数高估，而恢复的各向异性通常是更切向比真实的。当晕的平均速度剖面接近零时，可以较好地恢复晕的质量、浓度和速度各向异性。
2003-10-19 astro-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
Measuring the dark matter velocity anisotropy in galaxy clusters
宇宙包含的暗物质大约是正常重子物质的6倍，直接观察到暗物质和重子之间的根本差异对于我们理解暗物质结构都很重要，并为我们提供有关暗物质粒子基本特征的信息。我们讨论了平衡态暗物质结构的一个显著特征，即局部暗物质温度可能依赖于方向的性质。这与重子气体形成鲜明对比。我们使用X射线观测两个附近的，放松的星系团，假设流体静力平衡和相同的暗物质和气体温度的外部集群区域，测量此暗物质温度各向异性β_dm，与非参数蒙特卡罗方法。我们发现，beta_dm是大于重子气体，beta_gas=0，在超过3西格玛的信心预测值。观测到的温度各向异性值与宇宙学N体模拟的结果相当一致，并表明暗物质粒子的平衡不受与重子气体相反的局部点状相互作用的控制。
2007-11-08 astro-ph hep-ph
Properties of spherical galaxies and clusters with an NFW density profile
利用球系统的标准动力学理论，计算了其密度分布服从Navarro，Frenk & White在高分辨率宇宙学N体模拟中首次获得的普遍形式的球形星系和团的性质。我们采用三种模型的内部运动学：各向同性的速度，恒定的各向异性和日益径向Osipkov-Merritt各向异性。的质量，引力势，速度色散，能量和维里比的径向依赖性的解析解被发现，我们测试它们的变化与浓度参数描述的密度分布和速度各向异性量。我们还计算结构参数，如半质量半径，有效半径和各种措施的浓度。最后，我们推导出投影量，表面质量密度和视线以及孔径速度色散，所有这些都可以直接应用于当前的结构形成的情况下的观测测试。在星系的质量尺度上，如果假定质量与光的比值为常数，则NFW面密度分布很好地符合哈勃-雷诺定律。当m ~ 3时，它也能很好地符合Sersic R^（1/m）定律，但m的范围要窄得多，有效半径也比观测到的大得多。假设有效半径的合理值，质量密度分布意味着质光比在所有半径处向外增加。
2000-09-14 astro-ph
An N-body/SPH Study of Isolated Galaxy Mass Density Profiles
我们研究了长期盘星系模型中质量密度分布的演化，特别注意从一个没有宇宙演化的单一初始指数盘（即，没有增长或相互作用）。作为密度分布变化的来源，我们研究了自旋参数，晕浓度，维里质量，磁盘质量和隆起质量的参数空间，共162模拟的背景下，一个合理的模型的恒星形成和反馈（GADGET-2）。星系质量密度分布的演化，包括发展的两个组成部分的配置文件的内部和外部的部分，是由磁盘的质量分数，$m_{d}$，晕自旋参数，$λ$的比率控制。两个分量之间的突变的位置和它发展的速度与$m_{d}/λ$成正比;然而，内部区域和外部区域之间的转变的幅度由晕浓度与维里速度的比率控制。内部轮廓和外部轮廓之间的分界线的位置不随时间而改变。（节录）
2008-03-18 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
Dark matter distribution in the Coma cluster from galaxy kinematics: breaking the mass-anisotropy degeneracy
利用Jeans方程研究了后发座星系团中椭圆星系的速度矩。星系团中的暗物质分布是基于宇宙学N体模拟的结果，用一个通用的公式来模拟的。它的内斜率（尖或平），浓度，和维里半径内的质量保持为自由参数，以及速度各向异性，假设独立的位置。我们表明，视线速度色散的研究不允许单独约束的参数。通过对观测到的速度色散和峰度曲线的联合分析，我们能够打破质量分布和速度各向异性之间的简并性。我们确定的暗物质分布在径向距离大于3%的维里半径，我们发现，星系轨道接近各向同性。由于有限的分辨率，不同的内斜率被发现是一致的数据，我们观察到一个强大的退化之间的内斜率$α$和浓度$c$：最佳拟合的配置文件有两个参数与$c=19 - 9.6 α$。我们最好的拟合NFW配置文件具有浓度$c=9$，这是50%以上的宇宙学模拟中发现的类似质量的对象的标准值。$2.9 h_{70}^{-1}$ Mpc维里半径内的总质量为$1.4 \times 10^{15} h_{70}^{-1} M_{\sun}$（准确度为30%），其中85%为暗物质。在这个距离上，蓝色波段的质光比是$351 h_{70}$太阳单位。维里半径内的总质量导致宇宙密度参数的估计，假设星系团追踪宇宙的质光比和重子分数，用$Ω_0=0.29 \pm 0.1$。
2003-04-07 astro-ph
UBVI Surface Photometry of the Spiral Galaxy NGC 300 in the Sculptor Group
我们提出了UBVI表面测光20。5X20 NGC 300是一个晚型螺旋星系。为了了解NGC300的形态特征和光度分布特征，我们导出了等照度图、表面亮度剖面、椭圆率剖面、位置角剖面和颜色剖面。通过合并我们的表面亮度测量与Boeker等人（2002）基于哈勃空间望远镜观测的I波段数据，我们得到了合并的I波段表面亮度轮廓。“02 < r < 500”，并将轮廓分解为三个部分：核，凸起和指数盘。
2004-04-02 astro-ph
Galaxy density profiles and shapes -- I. simulation pipeline for lensing by realistic galaxy models
在当前和未来的广泛和深入的测光调查中，强引力透镜的研究，以及在增加红移的恒星运动学（积分场）光谱学的研究，有望提供有价值的限制星系密度分布和形状。然而，这两种方法都受到各种选择和建模偏差的影响，我们的目标是以一致的方式进行调查。在这个系列的第一篇论文中，我们开发了一个灵活而有效的管道来模拟真实星系模型的透镜效应。这些星系模型有独立的恒星和暗物质成分，每一个都有一系列的密度分布和形状，代表早期类型的中心星系，没有来自其他附近星系的显着贡献。我们使用傅立叶方法来计算任意表面密度分布的星系的透镜性质，和蒙特卡罗方法来计算透镜统计，如点源透镜截面。演示各种放大率偏置模式，让我们检查不同的调查限制在图像分辨率和通量。我们严格测试的系统误差和基本假设的灵敏度的数值方法。我们还确定了必须采样，以恢复准确的取向平均透镜量的视角的最小数量。我们发现，对于一系列的非等温恒星和暗物质密度分布的典型椭圆星系，组合的密度分布和相应的透镜性质是令人惊讶的接近等温周围的爱因斯坦半径。相反的含义是，从强透镜和/或恒星运动学的约束，这确实是一致的等温模型附近的爱因斯坦半径，不能平凡地外推到更小和更大的半径。
2009-06-18 astro-ph
Image Separation vs. Redshift of Lensed QSOs: Implications for Galaxy Mass Profiles
最近，Park和Gott报道了一个有趣的观察：如果透镜是奇异的等温球或点质量，透镜类星体的像分离随着类星体红移的下降比任何现实世界模型中预期的都要急剧。在这封信中，我提出，如果透镜星系具有随半径逐渐变化的对数表面质量密度分布，则观察到的趋势自然会出现。如果观察到的缺乏中心（奇数）的图像也考虑在内，数据有利于一个普遍的暗物质密度分布超过等温球的核心。由于图像分离与源红移的趋势主要反映了星系的性质，因此它不能直接用作宇宙学模型的测试。此外，目前宇宙学常数的上限可能需要修改。
1997-09-28 astro-ph
XMM-Newton Observations of Galaxy Clusters: The Radial Temperature Profile of A2163
XMM-Newton具有高通量、高空间分辨率和高光谱分辨率，是进行团簇光谱成像观测的理想仪器。本文给出了A2163的XMM-牛顿镶嵌观测，并由此导出了一个新的径向温度廓线。背景减法的问题是解决在一些细节作为一个适当的治疗的背景是必不可少的正确的温度的推导，因此，正确的总集群质量。
2001-05-24 astro-ph
Probing Dynamics of Dark Energy with Supernova, Galaxy Clustering and the Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations
利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，结合超新星（Riess“Gold”样品）、星系团（SDSS 3D功率谱和SDSS lyman-α森林信息）和最近三年的Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）观测，对暗能量动力学进行了全局分析.我们允许暗能量状态方程跨越-1，并特别注意当错误地忽略暗能量扰动时的影响。我们发现动力学暗能量的参数空间现在受到很好的约束，忽略暗能量扰动将使参数空间显着更小。动态暗能量模型，其中状态方程交叉-1是温和的青睐和标准的\LambdaCDM模型仍然是一个很好的适合目前的数据。
2006-03-23 astro-ph gr-qc hep-ph
Probing galaxy density profiles with future supernova surveys
在本文中，我们讨论的可能性，测量哈勃参数和星系密度剖面的斜率，利用未来的超新星数据。随着未来的超新星调查，如SNAP，大量的核心坍缩超新星将被发现，其中一小部分将被多次成像。对这些系统的像分离、通量比、时间延迟和透镜前景星系的测量将对星系晕的斜率提供严格的约束，并为其他关于哈勃参数的宇宙学测试提供补充和独立的信息。
2004-10-12 astro-ph hep-ph
Spatial Periodicity of Galaxy Number Counts, CMB Anisotropy, and SNIa Hubble Diagram Based on the Universe Accompanied by a Non-Minimally Coupled Scalar Field
我们已经成功地建立了一个具有非最小耦合标量场$ϕ$的宇宙学模型，它不仅可以解释星系$N$ - $z$的2dF巡天所表现出的空间周期性或{ \it栅栏结构}，而且可以解释WMAP卫星观测到的宇宙微波背景辐射（CMB）温度各向异性的空间功率谱。我们模型的哈勃图也与Ia型超新星的观测结果相比较。我们的模型宇宙的标量场从核合成时期附近的极小值开始，保持在该状态足够长的时间，允许足够的时间形成CMB温度各向异性，然后在红移$z$为$\sim 1$时开始增长，随后是再现所观察到的$N$ - $z$关系的栅栏结构所需的阻尼振荡。为了实现标量场的这种行为，我们发现有必要引入一种新形式的势$V(ϕ)\propto ϕ^2\exp(-qϕ^2)$，其中$q$是常数。通过这个参数$q$，我们可以控制标量场开始增长的时期。
2008-04-26 astro-ph astro-ph.CO gr-qc
Constraints on Holographic Dark Energy from Latest Supernovae, Galaxy Clustering, and Cosmic Microwave Background Anisotropy Observations
全息暗能量模型是Li在量子引力理论框架下探索暗能量本质的一种尝试。全息暗能量的主要特征由模型中的数值参数$c$决定。参数$c$只能通过观察确定。因此，利用现有的观测数据对参数$c$进行约束，对于刻画暗能量的演化特征和预测宇宙的命运具有非常重要的意义。本文利用182颗Ia型超新星（SNIa）的金样品、三年的{ \it Wilkinson微波各向异性探测器}给出的宇宙微波背景辐射（CMB）位移参数等最新观测数据，导出了全息暗能量模型的约束条件（{ \it WMAP}）观测，以及斯隆数字巡天（SDSS）的重子声振荡（BAO）测量。联合分析给出了1- $σ$：$c=0.91^{+0.26}_{-0.18}$和$Ω_{\rm m0}=0.29\pm 0.03$中的拟合结果。也就是说，虽然$c<1$的可能性更有利，但在一个σ误差范围内不能排除$c>1$的可能性，这与使用早期数据的先前研究得出的结果有些不同。因此，根据新的数据，全息暗能量模型中五分像特征的证据不像以前那么强了。
2007-06-05 astro-ph gr-qc hep-ph
