Rethinking Lensing and Lambda
传统上，强引力透镜是少数几个被认为与大宇宙学常数相反的现象之一;许多对透镜统计的分析给出了$Ω_Λ$的上限，这与和谐宇宙学略有不一致。这些结论是基于这样的模型，即中等红移（z~0.5-1）的星系预测数随着$Ω_Λ$的增加而显著增加。我认为，模型现在应该校准的计数遥远的星系。当这样做时，透镜统计就失去了对宇宙学常数的大部分敏感性。
2002-06-27 astro-ph
The X-ray virial relations for relaxed lensing clusters observed with Chandra
我们研究的关系连接质量，X射线温度和辐射热光度的样品的发光，相对轻松的星系团观察到的钱德拉天文台，独立确认的质量结果可从引力透镜研究。在半径对应于一个固定的过密度三角洲= 2500相对于临界密度在红移的集群，所观察到的温度分布，缩放的单位T_2500和r_2500，表现出一个近似的普遍形式上升r~0.3 r_2500，然后保持近似恒定的r_2500。我们获得了质量-温度和温度-光度关系的最佳拟合斜率，分别与简单标度参数（即M_2500 \propto T_2500^{3/2}和L_2500 \propto T_2500^{2}）的预测一致。我们证实了存在一个系统的偏移量~ 40%的观测和预测的质量-温度关系的SCDM和LambdaCDM宇宙学的归一化之间。
2001-10-29 astro-ph
Strong lensing optical depths in a LCDM universe II: the influence of the stellar mass in galaxies
我们研究了在和谐LCDM宇宙学中，星系中恒星质量对引力透镜的影响。我们扩展了我们以前的研究，通过千禧年模拟的射线追踪的基础上，包括恒星成分预测的星系形成模型。我们发现，包含这些组件大大提高了强透镜的概率相比，“暗物质只有”宇宙。对与强透镜事件有关的“透镜”的鉴定表明，星系的恒星质量（一）大大增强了星系团和星系团晕的强透镜横截面，（二）在较小的晕中产生强透镜，在没有恒星的情况下不会产生明显的影响。即使我们只考虑图像分裂>10角秒，发光物质也可以将强透镜光学深度提高到2倍。
2008-05-23 astro-ph
Calibration of the Mass-Temperature Relation for Clusters of Galaxies Using Weak Gravitational Lensing
目前从X射线发光星系团丰度中测定功率谱归一化σ_8的主要不确定性来自于质量-温度关系的校准。我们利用我们对迄今为止最大的具有透镜质量的星系团样本中的30个星系团的弱透镜质量测定，结合文献中的X射线温度数据，在8 keV的温度下校准了该关系的归一化，M_{500c,8 keV} =（8.7 +/- 1.6）h^{-1} 10^{14} M_sun。这种归一化与先前基于较小集群样本的基于透镜的结果一致，并且与来自数值模拟的一些预测一致，但高于基于X射线衍生集群质量的大多数归一化。假设理论上预期的质量-温度关系的斜率α =3/2，我们推导出空间平坦的Lambda CDM宇宙的σ_8 = 0.88 +/-0.09，Ω_m = 0.3。引力透镜质量的主要系统误差来自于在引力透镜测量的视场之外外推星系团质量，以及来自于星系团/背景星系的分离，每个星系的散射率为20%。考虑到这一点，在质量-温度关系中仍然存在显著的固有散射，表明这种关系可能不是很紧密，至少在高质量端。此外，我们发现动态松弛的集群比非松弛集群热75 +/-40%。
2007-05-25 astro-ph
Strong gravitational lensing and galactic bulges
在平坦的宇宙学常数主导（\LambdaCDM）宇宙中，利用前景暗物质晕计算了像距大于Δθ、通量密度比小于q_{ \mathrm{r} }的类星体的透镜几率.透镜的质量密度取所有质量尺度上的Navarro-Frenk-White（NFW）剖面，加上低质量晕的中心点质量，M<M_c=5 \times 10^{13}h^{-1} M_{\odot}。我们引入一个质量M_{ \mathrm{eff} }来描述星系中心超大质量黑洞超大质量黑洞和星系核球对引力透镜几率的贡献。M_{\mathrm{eff}}是一个点质量，其范围为星系中心超大质量黑洞M_{\bullet}的1 ~ 1000倍。在我们的计算中，透镜截面和透镜几率对多个图像的通量密度比q_{ \mathrm{r} }非常敏感。结果表明，对于q_{ \mathrm{r} }<10的星系，为了重现JVAS/CLASS的透镜观测结果，每个星系需要约20%的核球质量作为点质量。由于谱归一化参数σ_8的值仍有相当大的不确定性，我们研究了在其整个观测范围内（从0.7到1.1）改变该参数的影响，发现低σ_8值（\leq 0.7）被排除，最佳拟合值为σ_8 \simeq 1.0。
2003-03-10 astro-ph
Optimising Baryon Acoustic Oscillation Surveys - I: Testing the concordance LCDM cosmology
我们通过精确测量重子声学振荡（BAO）来优化未来光谱红移测量的设计，特别强调宽场多目标光谱仪（WFMOS）的设计。我们开发了一个模型，预测可能的目标星系的曝光时间和红移的函数的数量密度。我们使用这个数计数模型与拟合公式的准确性BAO测量，以确定不同的调查和仪器设计的有效性。我们搜索通过可用的调查参数空间，以找到最佳的调查方面的暗能量状态方程参数根据暗能量工作组图的优点，包括预测未来的测量从普朗克卫星。我们优化的调查，以测试的LambdaCDM模型，假设星系预先选择使用光度红移有一个恒定的数密度与红移，并使用非线性截止的物质功率谱，随红移的演变。我们发现，线发射星系强烈首选连续发射星系作为目标。最佳测量覆盖红移范围0.8 < z < 1.4，覆盖尽可能宽的区域（6000平方米）。从1500小时观察时间开始）。光谱仪最有效的光纤数量是2，000根，随着额外光纤的增加，测量性能不断提高，直到达到10，000根光纤的平台。在调查参数空间中的最佳点不是高峰值，并没有显着影响，包括即将到来的超新星调查和其他BAO实验的约束。
2007-05-16 astro-ph
The formation history of elliptical galaxies
我们利用有史以来最大的高分辨率模拟宇宙结构的增长-千年模拟的和谐LambdaCDM宇宙演化-研究如何恒星形成的历史，年龄和椭圆星系的金属含量取决于环境和恒星质量。我们专注于一个星系形成模型，该模型被调整以适应联合光度/颜色/形态分布的低红移星系。在这个模型中，大质量椭圆星系有更高的金属丰度，更老的光度加权年龄，更短的恒星形成时间尺度，但比质量较小的系统有更低的组装红移。在集群内的椭圆星系的典型质量，年龄和金属丰度的预测，平均减少，随着距离集群中心。我们还量化了椭圆星系前身星的有效数量与当前恒星质量的函数关系，发现M* < 10^{11} Msun的典型数量低于2，对于大质量系统则上升到5左右。这些研究结果是一致的，最近的观测结果表明"缩小“或"反层次”的行为的恒星形成历史的椭圆星系人口，尽管事实上，我们的模型包括所有的标准元素的层次星系形成，并实施标准，LambdaCDM cosmogony。
2005-11-21 astro-ph
Cross-correlation of 2MASS and WMAP3: Implications for the Integrated Sachs-Wolfe effect
利用Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）第三年的观测数据和2 μ m全天巡天（2 MASS）星系图（约828000个星系，中位红移z ~ 0.07）对宇宙微波背景（CMB）进行了互相关分析。其中一个动机是检测积分萨克斯-沃尔夫（ISW）效应，如果宇宙引力势是时间依赖的，例如，因为它是在一个平坦的宇宙与暗能量组件。测得的球谐互相关信号有利于ISW信号的一致性LambdaCDM模型中预期的零相关，虽然两者都是一致的2西格玛内的数据。在平坦的Lambda CDM模型中，我们发现Omega_Lambda=0.85和Omega_Lambda < 0.89（95%CL）的最佳拟合值。上述极限假设星系偏差b_g（sigma_8/0.75）~ 1.40 +/- 0.03，这是我们直接从2 MASS自相关得到的。另一个目标是测试WMAP数据中先前报告的异常是否与星系分布（所谓的“邪恶轴”- AoE）有关。在2 MASS数据中没有观察到这种异常，也没有观察到2 MASS和WMAP 3数据之间的AoE相关性。
2007-04-03 astro-ph
The chemical evolution of a Milky Way-like galaxy: the importance of a cosmologically motivated infall law
我们的目标是找到一个宇宙学动机的下落法，以了解如果LambdaCDM宇宙学可以重现的主要化学特征的银河系般的螺旋星系。在这项工作中，我们测试了几种不同的气体下落定律，从Chiappini等人提出的银河系化学演化的两个下落模型开始，但重点是从宇宙学模拟得出的定律，它遵循一个和谐的LambdaCDM宇宙学。通过一个详细的太阳附近区化学演化模型，我们研究了不同的气体降落规律对丰度分布和G矮星金属丰度分布的影响。宇宙学气体下落定律预言了两个主要的气体吸积事件。通过这个宇宙学动机的下落法，我们研究的恒星形成率，SNIa和SNII率，在太阳附近的气体和恒星的总量和几个化学丰度的行为。我们发现，两个下落模型的结果是完全兼容的银河系的演化与宇宙吸积定律。来自DM晕的气体组装历史，从形态学的角度来看，与晚型星系的形成相兼容，可以产生与现有观测一致的化学性质。
2008-02-13 astro-ph
Testing the DGP model with gravitational lensing statistics
自加速膜世界模型（DGP）似乎提供了一个简单的替代标准$Λ$ CDM宇宙学来解释当前的宇宙加速，这是强烈表明的测量Ia超新星，以及其他一致的观察。在这项工作中，我们使用宇宙透镜全天巡天（CLASS）透镜样本，从引力透镜统计数据中研究了这种情况的观测约束。我们表明，一个大的参数空间的DGP模型是在很好的协议与此无线电源引力透镜样本。在平坦情况下，$Ω_\mathrm{K}=0$，对于$\1 = 0.30_{-0.11}^{+0.19}$，似然性被最大化，${\cal L}={\cal L_\mathrm{max}}$。如果我们放松$Ω_\mathrm{K}$上的先验，则可能性在$\{\1,\2 \} \simeq \{0.29, 0.12\}$处达到峰值，仅在开放模型的区域中略微达到峰值。然而，置信度曲线相当长，因此我们不能丢弃封闭、平坦或开放的模型
2008-04-17 astro-ph
A combined analysis of 3D Weak Lensing, Lyman-alpha forest and WMAP year three data
我们提出了一个标准的LambdaCDM模型的框架内的物质功率谱和暗物质的密度的振幅和形状的限制。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法，结合独立测量的三维弱引力透镜剪切场的COSMOS巡天，低和高分辨率Ly-alpha森林通量功率谱的SDSS和LUQAS，和宇宙微波背景温度和偏振各向异性的WMAP。我们注意到，从Ly-alpha森林和透镜数据推断，在中等和小尺度上的物质功率谱的振幅之间有很好的一致性。Ly-alpha森林数据有助于打破弱透镜结果的sigma_8-Omega_m简并特性，对于COSMOS加上Ly-alpha SDSS数据，得到sigma_8 = 0.876 +- 0.048。这略大于WMAP第三年CMB数据的首选值。结合所有三个数据集显着收紧了对sigma_8的约束，原始密度波动的光谱指数n_s，光谱指数n_run和物质密度Omega_m的可能运行。假设没有运行，COSMOS、SDSS和WMAP的联合约束为sigma_8 = 0.800 +- 0.023，n_s = 0.971 +- 0.011，Omega_m = 0.247 +- 0.016（1-sigma误差条）。
2007-10-10 astro-ph
Giant Arc Statistics In Concordance With A Concordance LCDM Universe
巨弧的频率-高度扭曲和强烈的引力透镜背景星系-是宇宙学模型的一个强有力的测试。以前比较目前流行的和谐宇宙学模型（一个平坦的宇宙主导宇宙）的弧统计与观测结果显示出明显的巨大差异。在这里，我们提出了新的射线拍摄的结果，基于高分辨率（1024^3粒子在320 Mpc/h的盒子）大尺度结构模拟归一化的WMAP观测。我们遵循光线通过一个伪3D物质分布近似由多达38个透镜平面，并评估各种源红移弧的发生。我们发现强透镜背景源的频率是源红移的陡峭函数：当背景源从z_s = 1.0移动到z_s = 1.5时，巨弧的光学深度增加了5倍。这是一个结果的临界表面质量密度的透镜，结合非常陡峭的集群质量函数在高质量端的适度减少。我们的结果与Bartelmann等人（1998）的结果一致，如果我们像他们那样将所有源严格限制在z_s = 1。但是如果我们考虑到源红移的分布更真实，扩展到z_s > 1.5或更大，那么明显的差异就消失了：弧的频率比以前的估计增加了大约10倍，并且在天空中大约每20平方度就有一个弧。这种预测的LCDM模型，然后在很好的协议与观察到的频率的电弧。因此，我们认为“失踪弧”的问题，一个和谐的LCDM宇宙学解决。
2003-06-04 astro-ph
Statistics of Giant Arcs in Galaxy Clusters
我们研究了LambdaCDM宇宙中由星系团产生的巨弧的预期性质和统计，并研究了CDM星系团的特性如何决定它们产生的弧的性质。由于CDM晕的三轴性和亚结构，单个星系团的巨弧截面随视角的变化超过一个数量级。此外，浅的密度尖点和三轴性的CDM集群导致系统的巨大的弧，这应该是测试与更大的样本从即将到来的透镜调查。我们计算预测的统计数据的巨弧的LambdaCDM模型，并从以前的调查结果进行比较。预测的弧统计与EMSS样本中低红移（0.2 < z < 0.6）星系团周围观察到的巨弧数量非常一致，但是在高红移z > 0.6星系团周围观察到的弧可能过多。这种过剩，如果是真的，似乎是由于在高红移处存在高质量或集中的星系团。
2003-10-11 astro-ph
On the Incidence of Strong Gravitational Lensing by Clusters in the Las Campanas Distant Cluster Survey
观测到的强透镜集群的发生率超过了Lambda-CDM模型的预测约10倍。我们重新审视这种差异的观测方面，通过测量从拉斯坎帕纳斯遥远星系团调查（LCDCS）得出的一个子样本中的强透镜效应的发生率。在红移范围为0.5<= z <= 0.7的星系团中，我们在69平方英尺的有效搜索区域内找到了两个强透镜系统。°的在LCDCS中，至少还有一个强透镜系统在这个红移范围之外，在那里我们不太完整。在所有的红移中，λ-CDM模型每146平方米产生一个大弧。度假设泊松统计，在69平方英尺中找到3个或更多强透镜簇的概率。度为0.012。LCDCS内的透镜入射与X射线选择样品和独立光学星系团巡天的初步结果一致。理论和观测之间的分歧的起源，这仍然至少在数量级尺度的Lambda CDM模型，在于和谐宇宙学模型，在所产生的集群潜力的特性，或在所采用的源人口。
2002-10-15 astro-ph
The CFHTLS Strong Lensing Legacy Survey: I. Survey overview and T0002 release sample
目的：我们提供了来自CFHTLS强透镜遗产调查（SL 2S）的数据。由于加拿大-法国-夏威夷遗产调查的无与伦比的深度，面积和图像质量，有可能发现一个大的，统计上明确定义的强引力透镜样本，它跨越了从星系到星系团晕的和谐模型预测的暗晕质谱。方法：我们描述了几个自动化程序的发展，找到强透镜的各种质量制度的CFHTLS图像。研究结果：CFHTLS T0002发布中发现的约40个强透镜候选者的初步样本，覆盖28度$^2$的有效视场。这些强透镜系统是使用自动搜索发现的，主要由引力弧系统组成，分裂角在2到15弧秒之间。这个样本第一次表明，有可能从典型晕质量约为$10^{13}h^{-1}M_\odot$的星系群中发现大量的强透镜。我们讨论了SL 2S项目的未来发展及其未来3年的主要科学目标，特别是我们提取这些领域中也存在的数百个引力环的观测策略。
2006-10-12 astro-ph
The ROSAT Deep Survey IV. A distant lensing cluster of galaxies with a bright arc
在洛克曼洞的ROSAT超深HRI图像中发现了一个不寻常的双叶扩展X射线源（RX J105343 + 5735）。该源的角尺寸为1.7 X 0.7弧分^[2]，X射线通量为2 X 10 ^-14 erg cm ^-2 s ^-1。凯克望远镜的R波段成像显示，有一部分星系亮度超过R = 24.5，但凯克LRIS光谱仪对X射线质心周围的24个天体进行了分析，并没有发现大量的一致红移。最明亮的星系靠近东部发射峰的中心，似乎是一个引力透镜弧，z = 2.570，这表明X射线物体与透镜有关，最有可能是一个星系团。基于透镜表面质量密度，X射线光度，形态和星系的星等与已知距离的集群的比较，我们认为，RX J105343 + 5735是一个集群的红移约1。未来对该系统的X射线、地基光学/近红外和高分辨率哈勃望远镜观测将能够澄清该物体的性质。
1998-10-21 astro-ph
A weak lensing estimate from GEMS of the virial to stellar mass ratio in massive galaxies to z~0.8
通过比较维里质量M_vir的弱透镜测量值和COMBO-17的恒星质量M_star估计值，我们提出了在红移范围0.2<z<0.8内，具有高恒星质量的星系的维里与恒星质量比演化的限制。对于log（M_star/ M_ \odot）> 10.5的完整星系样本，其中大多数星系具有早型形态，我们发现维里质量与恒星质量之比为M_vir/M_star = 53^{+13}_{-16}。根据协和宇宙学假设重子的比例，这对应于在质量为Ω_b^*/Ω_b = 0.10 +/- 0.03的星系中重子的恒星比例。分析不同红移切片中的星系样本，我们发现维里与恒星质量比几乎没有演化，并且从z=0.8到现在，通过气体转化为恒星，大质量星系的生长上限为~2.5。
2006-06-16 astro-ph
Gravitational Lensing Magnification and Time Delay Statistics for Distant Supernovae
遥远超新星（SNe）的强引力透镜，特别是Ia型超新星，具有一些其他类型的宇宙学遥远源被透镜化时所不具备的可利用性质。一个这样的性质是，SN在峰值亮度的"标准烛光“性质允许直接确定每个良好观察的图像的透镜放大因子。另一个原因是SN事件的持续时间与各种透镜图像之间的差分时间延迟具有相同的量级。测光事件和时间延迟的可比时间尺度吸引了各种应用，包括延迟的高精度测量和针对特别有趣的爆炸阶段进行密集观察，当它们出现在拖尾图像中时。作为对这些可能性的初步探索，我们提出了在“和谐宇宙学”中SN透镜统计的计算。我们强调放大和时间延迟效应。合理的超新星巡天，如SNAP太空任务，每年会发现几个到几十个强透镜的Ia超新星，其中至少有几个的红移远远超过那些通过非透镜事件可以获得的红移。如此巨大的高红移Ia超新星的总数将是对高红移恒星形成模型的一个有用的检验。当然，有限持续时间的SN调查会错过一些图像的外观;我们量化了这种选择偏差。最后，我们调查如何以及尾随图像的外观可以预测的基础上的透镜事件的各种可用信息量。如果透镜的红移也是已知的，那么对于前导图像的放大因子的知识使得可以相对准确地预测拖尾图像的出现。（节录）
2002-10-04 astro-ph
Baryon Fractions and Cluster Mass Estimates
本文报告了利用已发表的304个重子分数测量数据、320/21个团内气体/团星系质量测量数据，以及$σ$ - $T$关系，测定星系团的重子分数和动力学/透镜质量的现状。（152+228）/72个基于流体静力学平衡假设的X射线气体/光学星系的星系团质量数据点，46/33个基于强/弱透镜效应的投影星系团质量测量值。直接的统计分析表明：（1）在大的团半径下，团的重子分数确实有向$\sim30%$值增加的趋势;（2）团的动力学质量与弱透镜方法得到的质量相当一致;（3）强透镜方法和其它方法得到的团质量在$\sim2$的因子内基本一致.（4）星系团的$σ-T$关系与整个星系团是弛豫动力系统的假设是一致的。这些结果强烈地暗示了一个低质量密度宇宙（PDMATHAMR），其中重子物质（$\sim30%$）的比例并不很小！
1998-08-18 astro-ph
HST/ACS weak lensing analysis of the galaxy cluster RDCS 1252.9-2927 at z=1.24
我们提出了一个弱透镜分析的最遥远的大质量星系团之一，RDCS 1252.9-2927在z=1.24，使用深的图像从高级相机的调查（ACS）上的哈勃太空望远镜（HST）。通过利用ACS图像的深度和角分辨率，我们首次在i（F775 W）和z（F850 LP）滤波器中在z>1处检测到清晰的弱透镜效应信号。我们在i波段测量5-σ信号，在较浅的z波段图像测量3-σ信号。这两个径向质量分布被发现是非常好的一致，并提供了一个测量的总质量的集群内的1 Mpc半径M（<1 Mpc）=（8.0 +/- 1.3）× 10^14 M_ \odot在当前宇宙学和谐模型中h =0.70，Ω_m=0.3，Ω_Λ=0.7，假设背景星系的红移分布是从哈勃深场巡天中推断出来的。在我们的场的边界（3'半径，对应于星系团红移的1.5Mpc）检测到一个弱的透镜信号。我们检测到弱透镜质量图的质心和最亮的星系团之间的小偏移，我们讨论了这种差异的可能来源。累积的弱透镜径向质量分布被发现是在很好的协议与X射线质量估计的基础上，Bronze和XMM-牛顿观测，至少到R_500=0.5Mpc。
2005-01-10 astro-ph
Detection of Cosmic Magnification with the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个宇宙放大率的8 σ探测，它是通过类星体密度的变化来测量的，这种变化是由前景大尺度结构引起的引力透镜引起的。为了进行测量，我们使用了斯隆数字巡天（SDSS）的3800平方度的光度观测，其中包含20万个类星体和1300万个星系。我们对星系-类星体互相关联函数的测量显示出振幅、角度依赖性和符号变化作为观测到的类星体数计数的斜率的函数，这是由于弱引力透镜引起的放大偏差所预期的。我们发现，观测的不确定性（恒星污染，银河尘埃消光，看到的光度红移的变化和错误）得到很好的控制，并没有显着影响透镜信号。通过用数量计数斜率对类星体进行加权，我们结合了类星体在整个星等范围内的互相关，并在所有五个SDSS滤波器中检测到>4 sigma的透镜信号。我们的宇宙放大率探测尺度的测量范围从60千秒差距/小时至10百万秒差距/小时，并在良好的协议与理论预测的基础上WMAP和谐宇宙学。与星系-星系透镜一样，未来对宇宙放大率的测量将对星系-质量功率谱提供有用的约束。
2005-04-22 astro-ph
Cosmological parameters from strong gravitational lensing and stellar dynamics in elliptical galaxies
我们展示了如何将观测结果与椭圆星系中的强引力透镜和恒星动力学相结合，为测量宇宙物质和暗能量密度参数提供了一种新的方法。一旦知道系统的临界密度，就可以通过测量爱因斯坦角来获得封闭在爱因斯坦圆内的质量的引力透镜估计。一个依赖于模型的动力学估计，这个质量也可以通过测量恒星组件的中心速度色散。通过假设透镜椭圆星系中总密度分布的同系1/r^{2}分布经过了很好的检验，这两个质量测量值可以进行适当的比较。由此导出了爱因斯坦角与中心恒星速度色散之间的关系，并由此估算了宇宙物质和暗能量密度参数。我们通过模拟确定了宇宙学参数估计的准确性，其中包括相关量的实际测量不确定性。有趣的是，宇宙学参数平面上的预期约束与来自其他观测技术的约束是互补的。然后，我们将该方法应用于斯隆透镜ACS和透镜结构和动力学调查的数据集，并表明暗能量密度参数在0.7和0.8之间的一致性值包括在我们的99%置信区间内。目前可用的透镜数量很少，这使我们无法精确地确定宇宙学参数，但它仍然证明了该方法的可行性。当应用于由数百个透镜制成的样本时，预计将在即将进行的调查中获得，这种技术将成为测量宇宙几何形状的重要工具。
2007-11-06 astro-ph
Constraints on Velocity Dispersion Function of Early-type Galaxies from the Statistics of Strong Gravitational Lensing
我们使用宇宙透镜全天巡天（CLASS）和PMN-NVSS河外透镜巡天（PANELS）中观测到的引力透镜图像分离的分布来约束早型星系的模型速度色散函数（VF），这些图像分离范围$0''.3 \le Δθ\le 6''$几乎是完全的。假设一个当前的和谐宇宙学模型，并采用一个奇异的等温椭球（SIE）模型的银河系的潜力，我们考虑约束的特征速度色散（参数$σ_*$）和形状的功能（参数$α$和$β$ ; Sheth等。2003）为$0.3 \la z \la 1 $。如果所有三个参数都允许变化，那么由于样本的小尺寸，没有一个参数可以被透镜数据严格约束。如果我们通过SDSS本地恒星VF或基于SSRS 2星系样本推断的本地恒星VF来固定函数的形状，则$σ_*$的约束值几乎等于相应的恒星值;我们有$f_{\rm SIE/center} (\equiv σ_{*{\rm SIE}}/σ_{*{\rm center}})= 0.90\pm 0.18 {\rm (SDSS)}$或$1.04 \pm 0.19 {\rm (SSRS2)}$，假设函数在当前历元和$z \sim 0.6$之间没有演化。最后，仅使用CLASS统计样本（Browne et al. 2003），从而包括一个绝对的多重成像概率，我们发现，SDSS恒星VF可能显着低估了丰富的形态早型星系。
2005-05-30 astro-ph
Towards a Concordant Model of Halo Occupation Statistics
我们使用条件光度函数（CLF）和2dFGRS的数据来约束LCDM宇宙学中Omega_m=0.23和sigma_8=0.74（以下简称WMAP 3宇宙学）的光与质量之间的平均关系。再现观测到的星系两点关联函数的光度依赖性，得到的平均质光比LCDM宇宙学中Omega_m=0.3和sigma_8=0.9（以下简称WMAP 1宇宙学）低约35%。这消除了以前的晕占据模型的一个重要问题，该模型倾向于预测过高的集群质光比。对于WMAP 3宇宙学，我们的模型产生的平均质光比，中央星系光度，晕占领数，卫星分数，和光度差距的统计数据，这都是非常好的协议，从2dFGRS组目录和其他独立的研究。我们还使用我们的CLF模型来计算概率分布P（M| L_cen），中心星系的亮度L_cen居住在晕的质量M。我们发现这种分布要比HOD模型中通常假设的分布广泛得多，这对解释星系-星系透镜数据具有重要意义。最后，在2dFGRS中再现成对速度分散体的光度依赖性需要相对较低的质量-光比的集群和卫星部分，随着光度的增加强烈下降。这与我们的CLF限制仅略微一致。我们认为，WMAP 1和WMAP 3宇宙学之间的参数的宇宙学可能会产生更高水平的一致性的结果。
2006-10-23 astro-ph
Chandra Observations of Galaxy Cluster Abell 2218
本文介绍了1999年10月19日利用钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪对星系团A2218进行的两次观测（总曝光量~17 ks）的结果。在H_0=65 km/s/Mpc的LambdaCDM宇宙学中，利用修正了星系吸收的Raymond-Smith单温等离子体模型，我们得到了星系团的平均温度kT = 6.9 ± 0.5 keV，金属丰度0.20 ± 0.13（误差为90%CL），在2-10 keV能带的静止坐标系光度为6.2 × 10 ^{44} erg/s。星团中心4 '.2范围内的亮度分布可以用一个简单的球形β模型很好地拟合，其核心半径为66”.4，β = 0.705。高分辨率的Chandra数据显示，该星系团内部2'星系的x射线亮度质心与主星系的距离约为22”，并且沿星系团质量伸长的方向存在着方位角不对称的温度变化。X射线和弱透镜质量的估计值在星团的外部（r > 200 h ^{-1}）非常一致;然而，在核心，观测到的温度分布不能与任何模型中的X射线和强透镜质量的估计值相一致，其中星团内气体处于热流体静力平衡。我们的X射线数据与A2218最近的合并活动在核心和子结构中产生了显著的非热压力的情况一致;这些现象中的每一个都可能导致透镜效应和X射线核心质量估计之间的差异。
2001-09-17 astro-ph
Density profiles of galaxy groups and clusters from SDSS galaxy-galaxy weak lensing
我们目前的测量结果的形状的星系群和星系团的密度分布跟踪43 335发光红星系（LRGs）的光谱红移从斯隆数字巡天（SDSS）。星系被选择为在圆柱形孔径内最亮的，分成两个光度样本，并建模为恒星和暗物质成分的总和。我们提出了一个详细的调查，可能会污染我们的信号，并制定方法来去除它们，包括检测到的内在的星系排列在100 kpc/h的LRGs，我们删除使用光度红移信息。由此产生的透镜信号与NFW轮廓暗物质晕一致;当我们使用40 kpc/h和2 Mpc/h之间的透镜数据进行拟合时，SIS轮廓被排除在96%（保守）和99.96%置信水平（CL）的较暗和较亮的透镜样本（分别），两个透镜样本的总信噪比为19和25。透镜信号振幅表明，微弱和明亮的样本星系通常存在于质量分别为（2.9+/-0.4 x10 ^{13} M_{sun} /h和（6.7+/-0.8 x10 ^{13} M_{sun} /h）的晕中，这与基于晕空间密度的预测非常一致，标准化低于“一致性”σ_8 =0.9。当拟合NFW曲线中的浓度参数时，我们发现c = 5.0+/-0.6（stat）+/-1（sys），并且c = 5.6+/-0.6（stat）+/-1（sys）对于暗淡和明亮的样品，与Lambda-CDM模拟一致。我们还进一步分割明亮的样品以确定星团质量晕的质量和浓度，发现质量（1.3+/-0.2 x10 ^{14} M_{su…
2006-08-02 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
"The Perfect Slope": A new robust low-scatter X-ray mass indicator for clusters of galaxies
本文是我们最近的论文（Kravtsov，Vikhlinin和Nagai astro-ph/0603205）的Moriond版本，其中我们讨论了总星系团质量的X射线代理，包括光谱温度（Tx），在r500（Mg）内测量的气体质量，以及新的代理，Yx，这是Tx和Mg的简单产品。我们使用模拟钱德拉图像构建的一个样本的集群模拟高分辨率的和谐LambdaCDM宇宙学。模拟的集群表现出紧密的相关性之间的考虑的观测量和总质量。M500-Tx、Mg-Tx和M500-Yx关系的归一化与这些关系的当前观测测量值的一致性优于=~ 10-15%。我们的研究结果表明，Yx是最好的质量代理与一个非常低的散射只有~ 5-7%，在M500为固定的Yx，在低和高的红移，无论集群是否松弛或不。此外，我们表明，红移演化的Yx-M500关系是接近的自相似预测，这使得Yx一个非常有吸引力的质量指标的测量集群质量函数从X射线选定的样品。
2006-08-15 astro-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
Diffuse stellar component in galaxy clusters and the evolution of the most massive galaxies at z<~1
观测到星系质量函数的高端自z~1以来几乎没有演化。这是一个严格的约束合并为基础的模型，旨在解释最大质量的星系的和谐LambdaCDM宇宙学的演变。在这封信中，我们表明，这是可能的，以消除上述观测和模型预测之间的紧张关系，允许一小部分的恒星被分散到扩散恒星成分（DSC）的星系团在每个星系合并，最近建议的N体流体动力学模拟分析。为此，我们使用MORGANA模型的星系形成在一个最小的版本，其中气体冷却和恒星形成后关闭z=1。这样，任何预测的星系恒星质量函数的演化都纯粹是由合并驱动的。我们表明，即使在这种极端的情况下，预测的恒星质量函数的高端的演化程度大于数据所建议的。相反，假设一个显着的分数，~ 30%，恒星分散在DSC在每个合并事件，导致一个显着的抑制预测的演变，更好地符合观测约束，而提供的DSC在集群的总量是一致的，与最近的观测测定。
2006-10-19 astro-ph
Nucleosynthesis, Reionization, and the Mass Function of the First Stars
我们批判了第一批恒星是超大质量恒星（VMS; M > 140 Msun）的假设。我们回顾了VMS存在的两条主要证据：（1）极端贫金属星系晕星的相对金属丰度显示了VMS富集的证据;（2）WMAP发现的CMB的高电子散射光学厚度（tau_e）要求VMS在一致的LambdaCDM宇宙学中进行再电离。VMS的超新星产额模式与晕星的Fe峰和r过程丰度不一致。包括II型超新星和/或来自8 - 40 Msun的无金属祖星的“超超新星”的模型可以更好地解释观察到的趋势。通过一个简单的金属输运模型，我们估计在z ~ 20的约10^8年后，晕的富集减少了无金属恒星的形成。由于无金属恒星的电离光子效率在~120 Msun时达到峰值，并在更高质量时下降，因此下限为M ~ 10 - 20 Msun且没有VMS的IMF可以使电离光子预算最大化，并且仍然与核合成证据一致。缺乏低质量恒星的IMF是由原始恒星形成的模型独立证明的。用H I和He II再电离的半解析模型，我们发现这样的IMF可以重现τ_e = 0.10 - 0.14，与WMAP的范围一致。我们的结论是，在这些结果的基础上，VMS是没有必要满足现有的限制，通常采取激励他们。
2004-05-27 astro-ph
Constraining Galaxy Formation and Cosmology with the Conditional Luminosity Function of Galaxies
我们使用的条件光度函数（CLF），它给出了在[L，L+dL]的范围内，居住在质量M的晕星系的数量，连接星系的分布的暗物质晕。我们寻求CLF，再现星系光度函数和光度依赖的星系集群强度和测试模型，通过比较得到的质光比（M/L）与约束条件的塔利-费舍尔（TF）关系。我们得到了一些严格的限制星系形成和宇宙学。特别是，这种方法可以打破Ω_0和功率谱归一化σ_8之间的简并，固有的弱透镜和集群丰度的研究。对于σ_8用最近的弱透镜观测归一化的平坦LCDM天体演化，在Ω_0 ~0.3范围内得到最好的结果，Ω_0 < 0.2导致星系相关长度过大，而Ω_0> 0.4则导致M/L过大。LCDM和谐宇宙学的最佳拟合模型（Omega_0=0.3）预测的M/L略高。我们讨论了一些可能的影响，可能会解决这个问题，包括宇宙学参数的小修改，温暖的，而不是冷的暗物质，系统误差在目前的观测数据，和暗星系的存在。最后，我们使用CLF来预测一些关于星系光在本地宇宙中分布的统计数据。
2002-07-01 astro-ph
