Velocity Profiles in the Solar Corona from Multi-Instrument Observations
我们提出了一种方法来推导出在日冕中的外流速度使用不同的数据集，包括太阳风质量通量来自SWAN/SOHO仪器，电子密度值LASCO-C2和行星际太阳风速度来自地面行星际闪烁观测（IPS）。在第一步中，我们结合LASCO电子密度在6个太阳半径和IPS速度，并比较产品的SWAN质量通量。结果表明，对于快风，该乘积代表6个太阳半径处的实际质量通量，而对于慢风，该乘积则不代表。在以慢风为主的地区，SWAN的通量系统性较小。这被解释为快速太阳风在大约6个太阳半径处达到其终极速度并以恒定速度扩张超过这个距离的证据。相反，缓慢的太阳风只达到了其终值的一半，因此在更远的地方被加速。在第二步中，我们结合LASCO-C2密度分布和SWAN通量数据，推导出2.5和6个太阳半径之间的日冕中的速度分布。这样的剖面可以用来测试快速太阳风加速机制的模型。
2007-06-13 astro-ph
Optical line profiles of the Helix planetary nebula (NGC 7293) to large radii
在赫敏行星状星云NGC 7293表面获得了新的、很长（25 '）的H α和[N II]光学发射线的空间分辨剖面。这些方向的选择是为了补充以前类似的，虽然更短，削减以及交叉有趣的现象，在这个星云信封。特别是一个新的削减跨越极端的建议CO J=2-1发射外“环面”哈金斯和他的同事所示，几乎正交于其内部对应。第二个新的切口穿过明亮星云核心两侧的广泛的外弧。结果表明，NGC 7293是由多个双极流出沿不同的轴。在11,000年的动态时间尺度上，哈勃型外流被证明是从最小的He II发射核心到最大的外部附属结构的所有现象。所有这些都必须在一个短的时间尺度内以一定的喷射速度被喷射出去
2007-11-23 astro-ph
Trends for Outer Disk Profiles
星系盘的表面亮度轮廓根据它们是简单指数（I型）、在大半径处弯曲（II型，“截断”）还是在大半径处弯曲（III型，“反截断”）而分为三个主要类别。在这里，我们讨论这些不同的配置文件的频率如何取决于哈勃类型，环境，以及酒吧的存在或不存在，这些趋势可能预示着重要的新的磁盘形成模型的测试。
2007-12-10 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
Tidal radii of globular clusters and the mass of the Milky Way
遥远的球状星团（R_{GC} >= 35 kpc）的潮汐半径被用来提供银河系的质量分布的约束，是独立的运动学数据。现有的数据与在35 kpc < R_{GC} < 100 kpc径向范围内圆速度V_c = 220 +/- 40 km/s的等温球体的轮廓是一致的，与最近的所有估计都很好地符合。在距离银河系中心较远的地方，NGC 2419提供了更强的约束，在R_{GC} = 90 kpc时，其封闭质量为~ 1.3（+2.9/-1.0）* 10**12 M_{sun}。
2003-09-11 astro-ph
Kinematically Cold Populations at Large Radii in the Draco and Ursa Minor Dwarf Spheroidals
我们提出了预测的速度色散配置文件的天龙座和小熊座（UMi）矮球状星系的基础上207和162离散恒星速度，分别。两个剖面都显示出在~30 arcmin（Draco）和~40 arcmin（UMi）以外的速度弥散急剧下降。天龙座的新的深层测光显示，在25弧分左右的光剖面中有一个中断。这些数据意味着在这两个星系的外部存在着一个运动学上的冷人口。详细讨论了平衡和非平衡模型的光度和运动学数据的可能解释。我们的结论是，这些数据挑战dSphs作为简单的，孤立的恒星系统的图片。
2004-06-23 astro-ph
Toward An Empirical Theory of Pulsar Emission. VII. On the Spectral Behavior of Conal Beam Radii and Emission Heights
在本文中，我们返回到圆锥分量对宽度和轮廓尺寸的老问题。在观测上，我们考虑一组10个具有突出的圆锥分量对，以及测量的配置文件存在于最大的频率范围内，现在可能。除了在高频时有变窄的趋势外，圆锥分量的宽度几乎不变。我们使用所有三个轮廓措施，组件分离以及外部半功率和10%宽度，以确定锥束半径，这是我们随后的分析的重点。Thorsett（1991）引入的关系式很好地拟合了不同频率下的这些半径，但得到的参数高度相关。三种不同类型的行为被发现：一组恒星表现出连续变化的光束半径，可以外推到恒星表面沿“最后的开放领域线”;第二组表现出光束半径渐近接近最小的高频值，是3- 5倍大;和第三组光束半径几乎没有光谱变化。前两个行为与外锥组件对，而恒定的分离似乎反映内锥发射。
2002-05-21 astro-ph
Are rotation curves in NGC 6946 and the Milky Way magnetically supported?
根据螺旋星系的磁支持旋转模型，内盘的旋转是由重力主导的，但在旋转曲线变得平坦的半径处，磁性是不可忽略的，并且在非常大的半径处确实成为主导。当曲线[ $B_ϕ$，R]（方位场强对半径）的斜率的绝对值小于$R^{-1}$时，1 $μ$ G级或更小的值产生向心力。$R^{-1}$ -配置文件称为临界配置文件。根据这一假设，可以预期以下情况：在大半径处，一个"亚临界“轮廓（斜率比$R^{-1}$更平坦）;在更大的半径处，随着密度逐渐消失，$B_ϕ$轮廓逐渐变得临界。最近对NGC 6946和银河系中磁场的观测与这些预测非常吻合。这种磁性替代既不需要银河系暗物质（DM），也不需要修改基本物理定律，但它与这些假设并不冲突，特别是与宇宙学冷暗物质（CDM）的存在。
2005-03-30 astro-ph
Tracing the X-ray emitting intra-cluster medium of clusters of galaxies beyond r_200
本文介绍了用ROSAT/PSPC观测到的14个邻近星系团的样本。我们只选择低银河nH的星系团，以便追踪发射X射线的星系团内介质（ICM）到大半径。我们将团簇的X射线表面亮度分布转换为基于球形坍缩模型的经典标度关系的发射测量分布。我们将簇分类到不同的温度箱中，并将簇的标度发射测量（ScEM）配置文件堆叠在一起。堆叠的轮廓允许我们观察到半径r>r_200。在中心，我们发现ScEM配置文件偏离预测的标度律。这一结果与目前对L_X-T关系和最近发现的熵-温度关系（S \propto T ^0.65）的研究结果是一致的。在半径r>0.4r_200处，我们发现ScEM轮廓在误差条内一致，表明自相似性。用β模型拟合不同子样本的总ScEM轮廓，我们发现r_c=0.15-0.18 r_200和β =0.8，这比通常发现的β =2/3要高。β模型通常对较热的团簇比对较冷的团簇更好地表示。我们看到随着半径的增加，轮廓不断变陡的迹象：在半径r>0.8r_200时，轮廓系统地低于β =0.8的β模型曲线。我们讨论了观测到的X射线光度L_X-T关系、气体质量M_gas-T关系和总质量M_gas-T关系。我们还解决所观察到的S-T关系的起源上的影响。此外，我们还讨论了观测到的陡峭度的X射线的配置文件，这比预测的NFW-配置文件冷暗物质晕下降得更快。
2005-05-03 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
CAIRNS: The Cluster And Infall Region Nearby Survey I. Redshifts and Mass Profiles
CAIRNS（Cluster And Infall Region Nearby Survey）计划是一项光谱调查，对八个附近的、富含X射线的发光星系团周围的坠落区域进行调查。我们收集了15665个红移（3471个新的或重新测量的）在\sim 5-10 Mpc的星系团中心，使其成为最大的研究星系团的下落区域。根据星系的相空间分布，我们确定了星系团的成员资格和质量分布。所有的集群显示降低速度分散的配置文件。的质量分布拟合良好的功能形式的基础上的数值模拟，但排除等温球。具体来说，NFW和Hernquist模型提供了很好的描述集群质量配置文件，其周转半径。我们的样本表明，预测的坠落模式是无处不在的丰富，X射线发光的集群在一个大的质量范围。焦散质量的估计是在良好的协议与独立的X射线估计在小半径和维里估计在中间半径。焦散质量与X射线质量的平均比值为1.03 \pm ± 0.11，焦散质量与维里质量的平均比值（当校正表面压力项时）为0.93 \pm ± 0.07。我们进一步证明，焦散技术提供了合理的质量估计，即使在合并集群。
2003-06-25 astro-ph
The HST Survey of BL Lacertae Objects. I. Surface Brightness Profiles, Magnitudes, and Radii of Host Galaxies
我们报告的BL Lac对象的大型HST成像调查，在空间分辨率~10倍优于以前的地基调查。我们专注于数据的减少和分析，描述用于模拟宿主星系表面亮度径向轮廓的程序。在观测到的110个天体中，总共分辨出69个宿主星系，包括几乎所有z < 0.5的源。我们通过拟合指数盘或de~Vaucouleurs轮廓对其进行形态学分类;当一种拟合优于另一种拟合时，在69例中的58例中，它总是椭圆形态。这是一个非常强大的结果，因为BL Lac天体数量众多，空间分辨率前所未有，数据集的均匀性。随着1418+546的宿主星系被重新分类为椭圆星系，仍然没有无可争议的盘状星系拥有BL Lac核的例子。这意味着，在99%的置信度下，只有不到7%的BL Lac可以在盘星系中。宿主星系的视星等会随着距离的变化而变化，如果它们的绝对星等近似相同的话，那么它们的视星等会随着距离的变化而变化，在红移z < 0.5的情况下，它们的绝对星等会在± 1等的范围内变化。在较大的红移，只有6的23 BL Lac的解决，所以目前的数据不约束可能的光度演化的宿主星系。BL Lac主星系和射电星系的集体哈勃图强烈支持它们的统一。
1999-11-09 astro-ph
Suzaku measurement of Abell 2204's intracluster gas temperature profile out to 1800 kpc
内容：测量大半径范围内的团内气体温度对于利用团进行精确的宇宙学研究和团物理学的研究是非常重要的。以前的尝试，以测量强大的温度在集群维里半径失败。目的：这项工作的目标是测量非常松弛的星系团Abell 2204的温度分布到大半径，可能达到维里半径。研究方法：利用其低地球轨道的低粒子背景，朱雀数据被用来测量Abell 2204的外部温度分布。这些数据与同一星团的Chandra和XMM-Newton数据相结合，以连接到朱雀星未解决的内部区域，并确定由于朱雀星PSF造成的涂抹。结果如下：Abell 2204的温度分布从10 kpc到1800 kpc，接近r200（维里半径的近似值）。温度从中心的4 keV以下急剧上升到中间范围的8 keV以上，然后在最大半径处再次下降到约4 keV。人为地将测量的粒子背景归一化改变± 10%不会显著改变结果。基于流体动力学模拟的外部温度分布的预测显示出良好的一致性。特别是，我们发现所观察到的温度分布是稍微陡峭，但一致的下降0.6的一个因素，从0.3 r200到r200，如模拟预测。结论：当仔细分析不同的背景成分和PSF的影响时，朱雀的维里半径的温度测量似乎是可行的。结果表明，数值模拟较好地反映了团簇外围的团内气体物理过程。
2009-05-18 astro-ph
Velocity profiles of Osipkov-Merritt models
提出了一种计算非旋转各向异性球形恒星动力学模型的投影视线速度剖面的简单算法，该模型具有Osipkov-Merritt型相空间分布函数.这些模型中的速度分布在各向异性半径r_a内是各向同性的，并且在更大的半径处变得越来越径向偏置。VP形状参数的一个家庭的模型，其中发光质量密度有一个r ^{-gamma}幂律尖在小半径和r ^{-4}幂律下降在大半径。讨论了自洽模型和发光物质嵌入暗晕的模型。记录尖点斜率γ和各向异性半径r_a的变化的影响，并描绘包含物理模型的（γ，r_a）平面中的区域。模型的VP的形状显示出相当大的（和可观察到的）变化与投影的银河中心半径。这些模型将是有用的解释数据的VP形状的椭圆星系，现在成为可用的。
1995-01-17 astro-ph
Chandra sample of nearby relaxed galaxy clusters: mass, gas fraction, and mass-temperature relation
我们目前的气体和总质量分布为13个低红移，轻松的集群跨越温度范围0.7-9千电子伏，来自所有可用的钱德拉数据足够的质量。在所有星系团中，气体温度分布测量到大半径（Vikhlinin等人）。因此，直接的流体静力质量估计可能接近r_500或更高。气体密度被精确地追踪到更大的半径;它的轮廓不能很好地用β模型描述，显示出随着半径的不断变陡。导出的rho_tot配置文件和它们的缩放质量一般遵循Navarro-Frenk-White模型与浓度预期的暗物质晕在LambdaCDM宇宙学。在内部区域（r<0.1r_500），气体密度和温度分布表现出显着的散射和质量的趋势，但它们变得几乎自相似的半径较大。相应地，我们发现，如果测量的气体温度不包括中心冷核，则这些弛豫团簇的质量-温度关系的斜率与简单的自相似行为M_500 ~ T^alpha（α =（1.5-1.6）+-0.1）很好地一致。该M-T关系的标准化显著高于大多数以前的X射线测定，约为30%。我们推导出准确的气体质量分数分布，这表明增加半径和集群质量。在r_（2500）=~ 0.4 r_（500）范围内，f_（2500）气体分布还没有达到任何渐近值，离宇宙微波背景辐射观测的普适重子分数还有很大的距离（1.5-2倍）。f_gas趋势变弱，并且其值在较大半径处更接近Universal，特别是在球壳r_2500<r<r_500中。
2005-07-05 astro-ph
The Sloan Lens ACS Survey. IV: the mass density profile of early-type galaxies out to 100 effective radii
我们提出了一个弱引力透镜分析的22个早期型强透镜星系，深HST图像的基础上获得的斯隆透镜ACS调查的一部分。使用最先进的技术来控制与ACS的可变PSF和电荷转移效率相关的系统不确定性，我们检测到300 kpc/h的弱透镜信号。我们以同样的方式分析了COSMOS调查的空白对照场，推断切向剪切的剩余系统不确定度<0.3%。一个联合的强和弱透镜分析表明，平均总质量密度分布是一致的等温超过二十年的半径（3-300 kpc/h，约1-100 Reff）。这一发现扩展了一个数量级以上的半径以前的结果，基于强透镜和/或恒星动力学，即明亮和黑暗的组件“合谋”，以形成一个等温质量分布。为了解开发光物质和暗物质的贡献，我们拟合了一个两分量质量模型（R^1/4 + NFW）的弱和强透镜约束。该模型仅用两个自由参数，即平均恒星质光比M_*/L_V=4.48 +- 0.46 hMo/Lo，与老恒星星族的预期值一致，平均维里质光比M_vir/L_V = 246+101-87 hMo/Lo，就能很好地拟合数据。[删节]
2007-04-18 astro-ph
Comparisons of an Evolutionary Chemical Model with Other Models
我们比较进化的化学模型与简单的经验模型的丰度和静态化学模型。我们专注于预测的分子线配置文件，通常观察到的低质量恒星形成的核心。我们表明，经验模型可以用来约束蒸发半径和降落半径使用线的一些物种。经验模型不能很好地代表具有更复杂丰度分布的物种。静态化学模型产生的丰度分布不同于从演化计算中获得的丰度分布，因为静态模型不考虑从外部区域向内的物质流动。用于探测下落的线的最终轮廓可能会有很大的不同。
2005-06-03 astro-ph
Surface Brightness Profiles and Structural Parameters for Globular Clusters in the Fornax and Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxies
我们目前的径向表面亮度配置文件的所有五个球状星团在天炉座矮球状星系，和人马座矮球状星系的四个成员。这些配置文件是来自档案哈勃太空望远镜的观测，并已计算使用相同的技术，我们测量配置文件在我们以前的研究LMC和SMC集群（astro-ph/0209031和astro-ph/0209046分别），除了一些小的修改。从表面亮度分布，我们已经确定了每个集群的结构参数，包括核心半径和光度和质量的估计。我们还提供了一个简短的总结文献测量这些集群的其他参数，包括他们的年龄，金属丰度和距离。我们的核心半径的测量大多是在较好的协议与以前的低分辨率的研究，虽然我们的新值是显着不同的几个集群。天炉座星团5的轮廓似乎不适合国王型模型，我们认为它是一个后核心崩溃的候选者。我们研究的两个矮星系系统中的每一个集群的核心半径的分布，并比较这些与老大麦哲伦星系团的核心半径的分布。这三种分布在测量误差和小样本量的范围内匹配。我们讨论了这方面的影响，我们以前强调的麦哲伦星系团的半径年龄的趋势。
2002-11-18 astro-ph
Scale Radii and Aggregation Histories of Dark Haloes
松弛的暗物质晕被发现表现出相同的普遍密度分布，无论它们是否形成在分层宇宙学或通过球形坍缩。同样，形成的晕的形状参数等级似乎不依赖于时代的最后一次重大合并发生。这两项研究结果表明，晕的密度分布并不依赖于他们的聚集历史。然而，这种可能性显然与数值模拟中发现的涉及尺度半径r_s的一些相关性不一致。在这里，我们证明了放松，非旋转，球对称晕赋予普遍的密度分布的尺度半径是完全由四个独立的，但相关的，数量：质量，能量和各自的瞬时吸积率的当前值。在此前提下，考虑到晕在主要合并之间的吸积阶段由内而外的生长，我们建立了一个简单的物理模型，描述了r_s沿晕合并树主干的演化，再现了N体模拟中该参数所显示的所有经验趋势。这证实了r_s的经验关联式并不意味着该参数依赖于晕聚集历史的结论。这些结果有力地支持了Manrique等人（2003）在最近的一篇论文中对晕普遍密度剖面起源的解释。
2005-01-21 astro-ph
Nonsingular density profiles of dark matter halos and Strong gravitational lensing
我们使用强引力透镜的统计来研究是否支持具有平坦密度核的质量分布。计算了由非奇异截断等温球（NTIS）模拟的图像分离大于一定值（范围从零到十角秒）的晕透镜化的概率。NTIS是Shapiro，Iliev & Raga提出的一个分析模型，用于研究维里化物体的坍缩后平衡结构。这个轮廓有一个软核，与从观测到的旋转曲线推断出的以暗物质为主的矮星系的质量轮廓相当匹配。它也同意以及与NFW（Navarro-Frenk-White）的配置文件在所有半径以外的几个NTIS核心半径。不幸的是，与奇异透镜晕（NFW和SIS+NFW）和强透镜观测的结果相比，NTIS晕透镜的概率太低了。由于这一结果是有效的任何其他非奇异的密度分布（具有大的核心半径），我们得出结论，非奇异的密度分布（具有大的核心半径）的CDM晕排除强引力透镜的统计。
2005-06-28 astro-ph
Empirical Models for Dark Matter Halos. III. The Kormendy relation and the log(rho_e)-log(R_e) relation
我们最近表明，3参数密度剖面模型从Prugniel和Simien提供了一个更好的适合模拟，星系和集群大小的，暗物质晕比NFW的模型与任意的内部轮廓斜率伽玛（纸我）。通过构造，Prugniel-Simien模型的参数等于拟合投影分布的Sersic R^{1/n}函数的参数。因此，利用Prugniel-Simien模型，我们能够证明模拟的（10^{12} M_sun）星系大小的暗物质晕在<mu>_e-log（R_e）图中的位置与最亮的星系团星系的位置一致，即，暗物质晕似乎与由发光椭圆星系定义的科门迪关系相一致。这些天体也被认为定义了新的、同样强的关系log（rho_e）= 0.5 - 2.5log（R_e），其中rho_e是r=R_e时的内部密度。模拟的（10^{14.5} M_sun）星系团大小的暗物质晕和真实星系团的气体成分符合log（rho_e）= 2.5[1 - log（R_e）]的关系。考虑到不同密度分布的形状，我们可以得出这样的结论：虽然矮椭圆星系和星系团可以有暗物质晕，其有效半径与它们的重子分量的有效半径相当，但亮椭圆星系不能。对于越来越大的椭圆星系，越来越大的轮廓形状“n”，是暗物质占主导地位的大半径需要暗物质晕与越来越大的有效半径相比，其恒星组成部分。
2006-08-29 astro-ph
Density Profiles of Dark Halos from their Mass Accretion Histories
我们使用最近报道的普遍的质量吸积历史的冷暗物质模型（CDM）的模拟晕的形成来分析一个单一的晕的形成和增长。我们推导出随时间变化的密度分布三种不同的方式，基于三个近似的连续更大的现实主义：平衡，径向轨道，和流体近似。对于平衡模型，密度分布在有限的半径和比例因子范围内与NFW或Moore分布拟合良好。对于径向轨道模型，我们发现的配置文件通常比NFW配置文件更陡峭，内部对数斜率接近-2，与纯径向无碰撞系统一致。在流体近似下，我们发现NFW和摩尔分布与N体模拟的半径很好地吻合（r/r_200> 0.01），浓度参数的演变与N体模拟中发现的几乎相同。因此，宇宙晕的演化结构最好理解为随时间变化的质量下落速率对平滑分布、各向同性、无碰撞流体的影响。
2003-02-17 astro-ph
Chandra temperature profiles for a sample of nearby relaxed galaxy clusters
本文给出了13个邻近的弛豫星系团和星系群的大半径钱德拉气体温度分布，它们包括A133，A262，A383，A478，A907，A1413，A1795，A1991，A2029，A2390，MKW 4，RXJ 1159 +5531和USGC S152。该样品涵盖了从1到10千电子伏的平均温度范围。这些簇是从档案中选择的或由我们观察到的，具有足够的曝光和偏离中心的区域覆盖，以实现准确的背景减除，并达到优于20-30%的温度精度，至少达到r=0.4-0.5 r_180，并且对于三个最好的簇，达到0.6-0.7 r_180。对于所有的集群，我们发现冷气体的核心，其外部的温度达到峰值r =~ 0.15 r_180，然后下降到其峰值的~0.5 r =~ 0.5 r_180。当用星系团平均温度（不包括冷核）和维里半径来衡量这些分布时，它们在小半径处表现出很大的分散性，但在r>0.1- 0.2r_180处，除了一个星系团（A2390）外，其余星系团都表现出显著的相似性。我们的结果与之前由Markevitch等人从ASCA和DeGrandi & Molendi从Beppo-SAX的测量结果非常一致。四个集群有最近的XMM-牛顿温度分布，其中两个同意我们的结果，我们讨论了其他两个不同意的原因。在最近的宇宙学模拟中再现了大半径温度分布的整体形状。
2005-04-24 astro-ph
Towards a Holistic View of the Heating and Cooling of the Intracluster Medium
X射线团簇通常分为两类：“冷核”（CC）团簇和“非冷核”（NCC）团簇。然而，相对较少的注意力已经给予了这种二分法的起源，特别是对这两个类的能量和热历史。我们从引力激波加热和辐射冷却建立的结构出发，建立了一个团簇熵分布模型。在大半径，重力加热占所观察到的配置文件和他们的缩放。然而，在小半径和中等半径的情况下，辐射冷却和引力加热不能结合起来解释观察到的任何类型的星系团的轮廓。推断的NCC集群的熵配置文件需要的材料被预热之前，集群崩溃，以解释在这些系统中的低熵（冷）的材料的情况。我们表明，CC集群中也需要类似的修改，以匹配它们的性能在中间半径。在CC簇中，这种修改是不稳定的，并且需要额外的过程来防止冷却到低于几keV的温度。我们表明，这可以通过增加一个自洽的AGN反馈回路，其中最低熵，最迅速冷却的材料被加热，使其上升到与材料在较大的半径混合。由此产生的模型不需要微调，并与各种各样的观测数据非常吻合。这个模型的其他一些影响进行了简要讨论。
2008-02-21 astro-ph
How far do they go? The outer structure of dark matter halos
我们研究了质量为1 e11 - 5e 12 Msun的坍缩星系大小的暗物质晕的密度分布，主要集中在从形式维里半径Rvir到5- 7 Rvir的晕外区域。我们发现，孤立的晕在这个质量范围内远远超出Rvir表现出的所有性能的维里化对象高达2-3Rvir：相对平滑的密度分布，没有系统的下降速度。在这个质量范围内的暗物质晕并不像人们天真地期望的那样通过稳定的卫星吸积而增长，即，平均而言，没有质量下降。这与质量更大的晕有着惊人的不同，后者在维里半径之外有着很大的下落速度。我们为这些星系大小的晕的密度分布提供了精确的拟合。在（0.01-2）Rvir半径范围内，晕密度分布可用近似rho=rho_s exp（-2n[x^{1/n}-1]）+rho_m拟合，其中x=r/r_s，rho_m是宇宙的平均物质密度，指数n在6-7.5范围内。这些配置文件没有显示出超过维里半径的行为的突然变化。对于较大的半径，我们结合统计的初始波动与球形塌陷模型，以获得预测的平均值和最可能的密度分布晕的几个质量。该模型给出了超过2-3个形式维里半径的优良结果。
2005-06-17 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
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
The radial profiles of the different mass components in galaxy clusters
目标。推导星系团中不同亮暗成分的质量分布。方法.星系团的质量分布是通过将Jeans方程应用于ESO近阿贝尔星系团巡天的59个邻近星系团的约3000个星系的相空间分布来确定的。重子和暗晕的质量分量是由星系的光度-密度分布通过光度与重子和暗晕质量之间的标度关系确定的。与团内气体有关的重子质量分量是用ROSAT的X射线数据确定的。结果重子占总质量的比例从中心附近的0.12下降到0.15维里半径处的0.08，然后再次增加，在维里半径处达到0.14。弥散的、星团尺度的暗物质在所有半径上都占主导地位，但它对总质量含量的贡献向外减小到维里半径，在维里半径处，子晕中的暗物质可能贡献总质量的23%，重子贡献14%。暗物质和弥散暗物质的轮廓与尖点模型和核心模型都很好地拟合。两种模型均不能拟合出亚晕的质量分布。
2006-03-03 astro-ph
On the Structure of Dark Matter Halos at the Damping Scale of the Power Spectrum with and without Relict Velocities
我们报道了一系列高分辨率的宇宙学N体模拟，旨在探索暗物质晕的形成和性质的质量接近阻尼尺度的原始功率谱的密度波动。我们进一步研究的效果，除了一个随机组件，v_rms，到粒子速度场的结构上的晕。我们采用的基准模型的λ温暖的暗物质宇宙学与非热无菌中微子质量为0.5千电子伏。过滤质量则对应于M_f = 2.6x10^12 M_sun/h。用几百万个粒子模拟了质量接近M_f的晕。结果表明，一方面，这些晕的内密度斜率（在半径<~0.02维里半径Rvir）系统地比对应于NFW拟合或CDM对应物的内密度斜率更陡。另一方面，整体密度分布（半径大于0.02Rvir）比NFW拟合更少弯曲和更少集中，外斜率小于-3。对于用v_rms进行的模拟，内晕密度轮廓在半径小于2-3 kpc/h（<~0.010-0.015Rvir）时显著平坦。在我们的模拟中没有检测到恒定密度的核心，除了一个晕，其扁平核心半径为~1 kpc/h。然而，如果用“核心”密度剖面来拟合晕剖面，则推断出的核心半径约为0.1-0.8 kpc/h，这与基于相空间约束和热引力坍缩动力学模型的理论预测大致一致。将v_rms减小3倍会导致纤芯半径适度减小，小于1.5倍。我们讨论了我们的结果扩展到几个方面，例如，在这个模型的阻尼尺度的冷DM微晕的结构。
2007-09-25 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: The Velocity Dispersion Profiles of the Ursa Minor and Draco Dwarf Spheroidals At Large Angular Separations
我们分析速度色散配置文件的天龙座和小熊座（UMi）矮球状（dSPH）星系的基础上公布的和新的凯克HIRES光谱的恒星在外部UMi领域。Washington+ DDO 51过滤光度星表提供了对单个恒星成员的额外影响，超过0.5 King极限半径（R_lim）识别真正的dSph成员的效率比简单的色星等图选择高4.5倍。以前报道的“冷人口”R_lim在数据中并不明显，只出现在特定的分箱;或多或少的常数和platykurtic色散曲线是这些dSphs大半径的特征。我们报告发现UMi星至少2.7 R_lim（即，210弧分或4kpc）。即使在保守的假设下，也需要M > 4.9 x 10^8 M_（sun）的UMi质量才能束缚这些恒星，这意味着M/L > 900（M/L）_（sun）的全球质光比是不可能的。我们的结论是，我们已经发现恒星潮汐剥离从UMi。
2005-11-17 astro-ph
Temperature gradients in XMM-Newton observed REFLEX-DXL galaxy clusters at z~0.3
我们目前的XMM-牛顿的温度分布的体积有限的样本的星系团在红移z~0.3，从REFLEX调查（REFLEX-DXL样本）选择的结果。在光谱分析中，只考虑1 keV以上的能量，我们得到了一致的结果，从EPN，EMOS 1和EMOS 2数据的温度。有用的温度测量可以进行到半径与超密度500（r500）的所有九个集群。我们发现了一个多样性的温度梯度在外部集群半径的例子都平坦和强烈下降的配置文件。使用的总质量和气体的质量配置文件的集群RXCJ 0307.0 -2840，我们证明，误差的REFLEX-DXL集群的质量估计是在25%以内的r500。
2003-09-22 astro-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
The Tolman Surface Brightness Test for the Reality of the Expansion. III. HST Profile and Surface Brightness Data for Early-Type Galaxies in Three High-Redshift Clusters
三个高红移星系团Cl 1324+3011中34个早型星系的测光数据（z = 0.76），Cl 1604+4304（z = 0.90）和Cl 1604+4321（z = 0.92），由Oke，Postman和Lubin用哈勃太空望远镜（HST）和凯克10米望远镜观测，的分析，以获得平均表面亮度的光度参数，幅度的增长曲线，和角半径在不同的Petrosian eta半径。程序星系在eta = 1.3等处的角半径均大于0.24”。所有的星系都很好地解决了在这个角度大小使用HST的点扩散函数是0.05”，半高宽。每一个星系的数据都列在eta = 1.0、1.3、1.5、1.7和2.0等处。它们是用色方程和K项校正的，以反映红移对C1 1324+3011和C1 1604 +4304的Cape/Reinins I静止坐标系和C1 1604+4321的R静止坐标系的影响。的K修正计算合成光谱能量分布来自不断发展的恒星星族模型的Bruzual和Charlot已被安装到观测到的宽带（BVRI）的AB星等的每个程序星系。所列出的光度数据与所有宇宙学参数无关。它们是在论文IV中进行的托尔曼表面亮度测试的源数据。
2001-06-29 astro-ph
A Comparison of Simple Galaxy Mass Estimators
比较了维里、投影和球形Jeans方程的星系质量估计。高分辨率模型的椭圆星系N体模拟被用来比较预测的质量分布。在三个内在投影中对八个模型和方向的比较表明，所有的质量估计量在r<4 kpc时都很差，但除了投影质量估计量外，在r=40 kpc时误差在10 - 20%以内。由于椭圆星系的运动学数据，现在可以提供几个有效半径，质量估计技术，这是简单的应用，可以提供大半径的质量分布和质光比。
1998-11-02 astro-ph
Large Einstein Radii: A Problem for LambdaCDM
星系团的爱因斯坦半径提供了一个相对独立于模型的质量密度测量，其投影半径为150 kpc，足够大，相对不受气体物理的影响。我们发现，所观察到的爱因斯坦半径的四个良好的研究大规模集群，可靠的维里质量测量，谎言远远超出爱因斯坦半径的预测分布在标准的LambdaCDM模型。基于数值模拟的星系团大小的物体（维里质量约为1 e15太阳）的大样本，预测的爱因斯坦半径只有15- 25“，比这四个星系团观测到的爱因斯坦半径低两倍。这是因为预测的质量分布太浅，不能超过在相当大的投影半径处的透镜化的临界表面密度。在仔细考虑测量误差以及集群选择和透镜测量质量投影中固有的偏差后，我们发现理论预测在4 σ显著性上被排除在外。由于LambdaCDM模型的大多数自由参数现在都建立在坚实的经验基础上，这种差异可能指向一种额外的机制，这种机制可以促进团簇在更早的时间崩溃，从而提高它们的中心质量密度。
2008-08-19 astro-ph
The Robustness of Dark Matter Density Profiles in Dissipationless Mergers
我们提出了一个全面的系列无耗散N体模拟研究等质量合并之间的暗物质（DM）晕和多组分星系的密度分布的演变。DM晕模型的构造与各种渐近幂律指数范围从陡峭的尖点到核心状的配置文件和星系模型的结构特性的动机由LCDM范式的结构形成。所采用的力分辨率允许在模拟系统的维里半径的内部~1%内进行稳健的密度分布估计。我们证明，残余物的密度分布的中心斜率和整体形状几乎是相同的初始系统，这表明残余物保留了显着的记忆，其祖先的密度结构，尽管放松，伴随着合并活动。我们还发现，晕浓度保持近似恒定，通过层次合并涉及相同的系统，并表明残余物包含显着的分数，其绑定质量远远超出其正式维里半径。这些结论适用于各种各样的初始渐近密度斜率，轨道能量和遭遇配置，包括连续合并事件的序列，同时合并的几个系统，并合并的晕嵌入冷重子组件的形式的磁盘，球体，或两者兼而有之。作为一个直接的后果，净效应的气体冷却，收缩和陡峭的DM晕的内部密度分布，应通过一段时间的无耗散的主要合并。我们的研究结果意味着DM密度分布的特征普遍形状可能是在晕演化的早期。
2005-12-15 astro-ph
Hobby-Eberly Telescope Observations of the Dark Halo in NGC 821
我们目前的视线恒星速度分布的椭圆星系NGC 821获得约100弧秒（超过2个有效半径）的长缝光谱从霍比-埃伯利望远镜。我们测量的恒星视线的速度分布大于行星状星云在类似的半径测量。我们适合轴对称轨道叠加模型与一系列的黑暗晕密度分布，包括二维运动学在较小的半径从SAURON数据。在我们的假设范围内，最佳拟合模型在100弧秒内给出的总封闭质量为2.0 × 10^11 M_sun，精度为2%;该质量在晕和恒星之间平分。在1R_e处，最适合的暗物质晕占星系总质量的13%。这个暗晕与之前通过行星状星云测量得出的星系中几乎没有暗物质晕的说法不一致。我们发现，幂律暗晕与斜率0.1是最好的拟合模型，没有暗晕和NFW模型是更差的拟合在大于99%的置信水平。NGC 821似乎没有预期的暗晕密度分布。恒星速度分布的内部矩表明，没有暗晕的模型是径向各向异性在小半径和切向各向同性在大半径，而最佳拟合晕模型是轻微的径向各向异性在所有半径。我们测试了模型平滑的潜在影响，发现在误差范围内对我们的结果没有影响。最后，我们运行模型使用行星状星云的运动学，并假设我们的最佳拟合晕，并发现行星状星云需要径向轨道在整个星系。
2010-04-27 astro-ph
Regularity in the X-ray surface brightness profiles of galaxy clusters and the M-T relation
我们使用档案ROSAT观测调查的X射线表面亮度轮廓的样本的26个集团在红移范围（0.04-0.06）。从文献中可以获得其中15个簇的精确温度（kT>3.5 keV）。在维里半径r_V的~0.2倍以上，标度的发射测量轮廓看起来非常相似。另一方面，在团簇核心性质中观察到大的散射。我们拟合了一个\betamodel（有和没有切除中央部分）的所有ROSAT配置文件，以量化集群人口的结构变化，解开一个强大的核心半径r_c和斜率参数β之间的二次相关性。我们通过对数斜率α n随半径的变化来量化每个气体密度剖面的形状。对于x=0.2以上的任意半径，团簇间α_n的双权离差小于20%.在x=0.3处有一个明显的最小散布，这与r_c和β之间存在相关性有关。这些合奏性能是不敏感的精确治疗时，可能的中央过剩拟合的配置文件。另一方面，当半径缩放到r_V时，散射减小。我们在x>0.2的气体轮廓中发现的规律性支持普遍的潜在暗物质轮廓的存在。这表明，对于温度高于~3.5keV的星系团，非引力加热可以忽略不计。在堆芯特性中观察到的非常大的分散有利于冷却流被合并事件周期性地擦除的情况。我们的结果与经典标度M-T关系一致。因此，从流体静力学等温betamodel导出的简化质量分布的扩展是小的。
1999-01-08 astro-ph
CIRS: Cluster Infall Regions in the Sloan Digital Sky Survey I. Infall Patterns and Mass Profiles
我们使用斯隆数字巡天的第四次数据发布来测试星系团周围的普遍存在的坠落模式，并测量大半径的星系团质量分布。我们匹配X射线集群目录与SDSS，搜索下落模式，并计算质量配置文件的一个完整的样本的X射线选定的集群。在大多数星系团中，非常清晰的下落模式是明显的，由于取样较浅，随着红移的增加，下落模式的比例会减少。在一个定义明确的样本中，所有72个星团都受到红移（确保良好的采样）和X射线通量（不包括叠加）的限制，显示出足以应用焦散技术的落入模式。这个样品是迄今为止最大的样品集群质量分布延伸到大半径。与CAIRNS类似，集群坠落模式在观测中比在模拟中更好地定义。需要进一步的工作来确定这种差异的来源。我们使用的降落模式来计算质量配置文件为72集群，并将它们与模型配置文件进行比较。集群缩放关系，使用焦散质量同意与那些使用X射线或维里质量估计，证实了焦散技术的可靠性。我们证实了CAIRNS的结论，即集团的下落区是很好的拟合NFW和Hernquist轮廓和奇异等温球拟合较差。这个更大的样本使集群属性与模拟中的集群属性进行新的比较。质量分布的形状（特别是NFW浓度）与模拟的预测吻合得很好。回转半径内的质量平均为2.19 $\pm$，是维里半径内的0.18倍。这个比例与最近对暗物质晕最终质量的模拟预测吻合得很好。
2006-05-12 astro-ph
Constraints on the Asymptotic Baryon Fractions of Galaxy Clusters at Large Radii
虽然X射线测量到目前为止已经揭示了具有星团半径$r$的星系团的体积平均重子分数$f_b(r)$的增加，但$f_b(r)$应该渐近地达到一个普适值$f_b(\infty)=f_b$，只要星团代表宇宙。在团内气体流体静力平衡的框架下，我们导出了$f_b(\infty)=f_b$的必要条件：对于$β<1$和$β>1$，由$β$模型描述的X射线表面亮度轮廓和由多方模型近似的温度轮廓应分别满足$γ\approx2(1-1/3β)$和$γ\approx1+1/3β$，这对多方指数$γ<4/3$提出了严格的限制。特别是，如果观测拟合的$β$参数在$1/3<β<2/3$范围内，则需要随半径温和增加的温度。这是可能的，一个可靠的测定的普适重子分数可以实现在小的$β$集团，因为之间的分歧与$β>2/3$集团的准确和渐近重子分数打破了相当大的半径（$\ga30r_c$），流体静力学平衡可能变得不适用。我们进一步探讨了如何从主要在团簇有限中心区域进行的X射线测量中获得重子分数的渐近值$f_b(\infty)$。我们证明了我们的方法使用的样本19强透镜集群，这使我们能够把一个有用的约束$f_b(\infty)$：$0.094\pm0.035 \leq f_b(\infty) \leq 0.41\pm0.18$。基于我们的透镜簇样本中具有$β<1/2$的三个冷却流簇对$f_b(\infty)$的最佳估计产生$…
1999-09-13 astro-ph
Semi-Analytic Models for Dark Matter Halos
对于暗物质晕的密度分布，人们提出了各种各样的解析表达式。我们考虑其中六个表达式，它们的密度分布在大半径处具有与r^{-3}成比例的幂律衰减ρ，在小半径处具有与r^{-gamma}（gamma=0，1/2，1，3/2）成比例的幂律尖点ρ。这些模型的相空间分布函数的计算假设球对称性和各向同性的速度色散张量或各向异性的色散张量的Osipkov和梅里特提出的类型。这些模型的微分能量分布也推导出来。几个应用程序进行了讨论，包括分析暗物质搜索实验和研究晕形成的宇宙学设置。给出了部分模型的解析拟合公式。
2000-03-21 astro-ph
Evolution of the Dark Matter Phase-Space Density Distributions of LCDM Halos
我们研究了LCDM晕的分级结构形成过程中相空间密度的演化。我们计算了相空间密度（Q）的球平均替代物和暗物质粒子的粗粒度分布函数f（x，v），这些粒子位于四个Milky Way大小的暗物质晕的~2维里半径内。估计的f（x，v）在任何半径上跨越四十年。在$z=0$的银河系大小的DM晕的两个维里半径范围内结束的暗物质粒子在早期红移时具有近似高斯分布的log（f），但在较低的红移时，分布变得越来越偏斜。对应于高斯峰的值随着演化的进行而减小，并且由（1+z）中的幂律很好地描述。最高的f值出现在暗物质晕和暗物质晕的中心，这里的f值可能比主晕中心高一个数量级。幂律Q（r）曲线可能反映了熵的分布（K = σ ^2/rho^{2/3} \propto r^{1.2}），这是暗物质在吸积到不断增长的晕上时获得的。另一方面，估计的f（x，v）表现出更复杂的行为。虽然中间粗粒相空间密度分布F（r）在晕圈内部区域可用幂律近似，但在较大半径处，分布明显变小。这是因为在小尺度上平均的相空间密度对与幸存的subhalos相关的高f材料以及由破裂的subhalos产生的相对未混合的材料（可能在流中）敏感，这在大半径处贡献了相当大的一部分物质。（简略）
2009-06-25 astro-ph
A Universal Temperature Profile for Galaxy Clusters
我们研究了两种宇宙学模型--当前最佳猜测LCDM模型和标准冷暗物质（SCDM）--预测的星系团中热的X射线发射气体的现今温度分布。我们的数值模拟集群的“目录”是来自高分辨率（15/h kpc）的模拟，利用一个复杂的，基于欧拉，自适应网格细化（AMR）的代码，忠实地捕捉正确建模集群温度必不可少的冲击。我们表明，在Mpc尺度上的温度结构是非常复杂的和非等温的。然而，模拟的LCDM和SCDM团簇的温度分布是非常相似的，并下降为$T +AFw-propto (1+-r/a_x)^{-+AFw-delta}$，其中$a_x +AFw-sim r_{vir}/1.5$和$+AFw-delta +AFw-sim 1.6$。这种下降与Markevitch等人的观测结果非常一致。（1998），但偏离，主要是在最里面的区域，从他们的拟合假设多方状态方程。我们的结果也与最近由BeppoSAX观测到的星团样本吻合得很好，尽管有一些迹象表明在小半径（$r<0.2 r_{vir}$）处缺少物理学。我们讨论了我们的结果的解释，并预测新的X射线观测，将扩展到更大的半径比以前可能的。最后，我们表明，对于$r>0.2 r_{vir}$，我们的通用温度分布与我们最近的模拟，其中包括辐射冷却和超新星反馈是一致的。
2002-07-03 astro-ph
The Mass and Mass-to-Light Ratio for Clusters of Galaxies at Large Radii
我们建立模型描述的速度场在集团的下落区域。速度场是一个系统分量和一个“噪声”分量的叠加，考虑了小尺度子结构和观测误差的影响。这个过程的结果在模型中类似的观察（红移和星系周围的星系的角间距）相当不错。我们证明，在模拟数据上，它是可能的，以正确地估计系统的速度分量的参数，知识，其中允许集群的质量分布的确定。为了避免分析真实数据时的系统性影响，应合并来自多个集群的观察结果。在没有足够的数据对其他集群，我们说明的方法，只适用于昏迷集群。这导致在维里半径附近以及在转弯半径处的质量估计。
1998-02-16 astro-ph
