The 2dF QSO Redshift Survey - IX. A measurement of the luminosity dependence of QSO clustering
本文给出了红移z=0.3-2.9范围内类星体随光度变化的聚类分析。我们使用的样本10566类星体的初步数据发布目录的2dF类星体红移巡天（2 QZ）。我们分析类星体集群视星等的函数。类星体强烈的光度演化意味着，这近似相当于在2 QZ探测的红移范围内分析数据作为相对于M* 的绝对星等的函数。在2 QZ相对较窄的视星等范围内，我们没有发现明显的（>2sigma）聚类强度变化，然而，有边缘证据表明，具有较亮视星等的类星体具有较强的聚类幅度。在Einstein-de Sitter（EdS）宇宙中，18.25<bj<19.80的类星体的相关标度长度为s 0 =5.50+-0.79h-1Mpc;在ω 0 =0.3和λ 0 =0.7（λ）的宇宙中，s 0 =8.37+-1.17h-1Mpc。在相同的空间尺度上，全星等间隔（18.25<bj<20.85）的最佳拟合值分别为s 0 =4.29 ± 0.30h-1 Mpc（EdS）和s 0 =6.35 ± 0.45h-1 Mpc（Lambda）。因此，我们可以确定最亮子样本的偏差比完整数据集的偏差大1.22+-0.15（EdS）或1.24+-0.15（Lambda）。如果得到证实，随着光度的增加，集群的增加将与类星体的光度与其所在的暗晕质量相关的模型在定性上一致，这意味着宿主的质量至少在确定类星体的形成和演化方面起着一定的作用。这些模型预测，在较亮的类…
2002-05-03 astro-ph
The evolution of AGNs in the Hard X-Rays and the Infrared
本文用HELLAS巡天的硬X射线（2-10 keV）和ELAIS巡天的红外（15 μ m）谱估计了1型活动星系核的演化。我们发现活动星系核1在2-10 keV波段的局部光度函数（LF）可以用双幂律函数很好地表示。在（Omega_m，Omega_lambda）=（1.0，0.0）和（Omega_m，Omega_lambda）=（0.3，0.7）的纯光度演化模型Lx（z）~（1+z）^k（k=2.12和k=2.19）中，存在显著的宇宙演化证据。在（Omega_m，Omega_lambda）=（1.0，0.0）的宇宙中，观测数据显示了过量的微弱的高红移1型活动星系核，这与在软X射线中观测到的情况类似，可以用光度依赖的密度演化很好地模拟。在（Omega_m，Omega_lambda）=（1.0，0.0）的宇宙学条件下，红外波段的LF演化与其它波段的观测结果相似，是一个亮斜率为2.9、暗斜率为1.1的双幂律函数，符合L（z）~（1+z）^[3.0]的光度演化模型。
2001-11-07 astro-ph
Luminosity Evolution of Early-type Galaxies to z=0.83: Constraints on Formation Epoch and Omega
我们提出了深光谱与凯克望远镜的八个星系在发光的X射线星系团MS 1054 -03在z=0.83。这些数据与哈勃太空望远镜（HST）的成像观测相结合。光谱数据用于测量星系的内部运动学，HST数据用于测量其结构参数。六个星系有早型光谱，两个有“E+A”光谱。具有早型光谱的星系定义了一个紧密的基本面（FP）关系。质光比的演化是从FP导出的。M/L比的演变为Δlog M/L_B \propto -0.40 z（Omega_m=0.3，Omega_Lambda=0）。观测到的M/L比的演变提供了一个组合约束的形成红移的恒星，IMF和宇宙学参数。对于Salpeter IMF（x=2.35），我们发现<0.86 with 95% confidence. The constraint on the formation redshift is weaker if Omega_Lambda>如果Omega_m=0.3和Omega_Lambda=0.7，则z_form>2.8和Omega_m 0：z_form>1.7。目前，制约早型星系光度演化的z_form和Omega的限制因素是对IMF的认识不足。我们发现，当Omega_m=1时，IMF必须比Salpeter IMF（x>2.6）陡得多。
1998-07-23 astro-ph
The Omega_M-Omega_Lambda Constraint from CNOC Clusters
星系团的hocC红移巡天测量Omega_M的公式是Omega_e（z）= M/L x j/ρ_c，它可以应用于一个星系团一个星系团的测量。质光比，M/L，估计从丰富的星系团，校正到外地人口超过0.18至0.55红移范围。由于光度密度依赖于宇宙学体积，因此得到的Omega_e（z）对宇宙学有很强的依赖性，这允许我们将结果放置在Omega_M-Omega_Lambda平面中。如果Omega_Lambda>0，则所得Omega_M下降，并且我们发现Omega_Lambda<1.5。
1998-04-28 astro-ph
A Viewing Angle - Kinetic Luminosity Unification Scheme For BL Lacertae Objects
我们提出了一个统一的分类BL Lac对象（BLs），专注于同步峰值频率的光谱能量分布。统一方案是基于角θ，描述的方向的相对论性喷流和电子动力学光度λ的喷流。我们假设λ以自相似的方式（λ propto r^2）与喷流的大小r成比例，这一点得到了观测数据的支持。射流在几何形状上是自相似的，并且在入口处具有相同的压力和中值磁场，与尺寸无关。自相似性被打破的最高能量的电子，主要是在高频率辐射，因为大的来源，他们遭受更严重的辐射能量损失超过一个给定的分数的射流长度。我们使用基于简单相对论气体动力学的加速内喷流模型计算光学薄同步辐射谱，并表明它可以拟合观测到的PKS 2155- 304的红外和X射线谱。我们耦合加速喷流模型的统一方案，并比较结果的BL的完整样本。X射线选择性BL的负的表观演化被解释为喷流电子动力学光度$Λ_{kin}$的正演化的结果。我们回顾了支持在BL中存在按比例缩小的吸积盘和宽发射线区域的观测论据。所提出的统一方案可以解释在X射线选择BL中观察到的宽发射线的缺乏，以及在发光的无线电选择BL中优先存在这些线。最后，我们回顾了观测参数，这表明该统一计划的扩展到所有耀变体。
1998-06-11 astro-ph
New Indicators for AGN Power: The Correlation Between [O IV] lambda 25.89 micron and Hard X-ray Luminosity for Nearby Seyfert Galaxies
本文研究了由斯皮策光谱获得的25.89 μ m [O IV] λ发射线亮度，主要由ASCA获得的2-10 keV波段的X射线连续谱，以及由SWIFT/Burst Alert Telescope（BAT）获得的14-195 keV波段的亮度之间的关系。为了比较，我们已经检查了[O III] 5007，2-10 keV和14-195 keV的光度为同一组对象之间的关系。我们发现[O IV]和[O III]光度与BAT光度都有很好的相关性。另一方面，[O III]的光度与2-10 keV的光度比[O IV]的光度更好地相关。当比较不同类型星系的[O IV]和[O III]光度时，我们发现Seyfert 2的[O III]与[O IV]之比明显低于Seyfert 1。我们认为这是由于Seyfert 2的窄线区域（NLR）更红。假设银河系尘埃与气体的比例，额外变红的平均量对应于氢柱密度约为10^21 cm^-2的几倍，这只是塞弗特2号中吸收X射线的一小部分。红化和X射线吸收的组合效应是[O III]与2-10 keV的相关性优于[O IV]与2 - 10 keV的相关性的可能原因，因为[O IV]发射线受消光的影响要小得多。总的来说，我们发现[O IV]是一个准确的和真正的各向同性指标的权力的活动星系核。这表明，它可以是有用的反褶积的贡献的活动星系核和星暴的康普顿厚和/或X射线弱源的频谱。
2008-04-07 astro-ph
A model-independent dark energy reconstruction scheme using the geometrical form of the luminosity-distance relation
我们提出了一个新的模型无关的暗能量的重建方案，利用预期的几何特征的亮度距离关系。这个方案的重要优点是它不需要对宇宙学参数进行明确的ansatzes，而只是通过重建的光度-距离关系的几何特征来假设一些非常一般的宇宙学性质。使用最近发布的超新星数据的超新星遗产调查与相空间表示，我们表明，重建的亮度-距离曲线最适合的数据对应于一个略有变化的暗能量密度与宇宙膨胀略慢于λ CDM模型。然而，Lambda CDM模型在1 sigma显著性水平上拟合数据，并且我们的最佳拟合亮度-距离曲线低于相应的Lambda CDM模型的事实可能是由于系统性。从加速膨胀到减速膨胀的转变发生在红移大于z=0.35时。将暗能量解释为最小耦合的标量场，我们也重建了标量场及其势。我们用SDSS明亮红星系样本中的重子声学振荡峰来约束$Ω_{m_0}$，发现用$Ω_{m_0}=0.27$得到的拟合最好，与CMB数据一致。
2006-09-25 astro-ph gr-qc
Occurrence and Global Properties of Narrow CIV lambda 1549 Absorption Lines in Moderate-Redshift Quasars
本文统计研究了1.5 <~ z <~ 3.6射电静和射电响类星体的窄CIV λ 1549吸收线的频率，以及被吸收类星体的紫外和射电性质。类星体样本在吸收特性方面是无偏的，射电安静和射电大声子样本在红移和亮度方面匹配良好。射电静和射电响类星体的窄CIV吸收体的发生率都很高（>~50%），并且在所有类星体中，无论射电类型如何，都有恒定的~25%的类星体的CIV吸收体比静止等效宽度0.5A强。具有窄吸收线的射电安静类星体和射电响亮类星体都有系统的红色连续谱，特别是强吸收的物体。射电类星体的尘埃红化和吸收与倾角有关。另一个关键结果是，吸收最强的射电类星体具有最大的射电源范围。这一结果与最近对低频选定的Molonglo调查的研究形成鲜明对比，该调查提出了窄吸收体的强度与射电源的（年轻）年龄之间的联系。这些不一致的结果的可能起源进行了讨论，可能与这里研究的类星体的较高的源光度。
2003-09-20 astro-ph
Continuum and Emission Line Strength Relations for a large Active Galactic Nuclei Sample
我们报告了对744个1型活动星系核的大样本分析，包括类星体和Seyfert 1星系，其红移范围从0 < z < 5，连续光度跨越近6个数量级。我们讨论了在静止坐标系紫外和可见光谱范围内的连续谱和发射谱线性质的相关性。从OVI 1034到[OIII]5007的几乎所有发射线都检测到了公认的鲍德温效应。它们的等效宽度与连续谱强度显著反相关，而与红移几乎无关。这就是众所周知的鲍德温效应。它的斜率β，测量为log W_lambda ~ beta * log lambda * L_lambda（1450 A），显示出朝向更高光度变得更陡的趋势。鲍德温效应的斜率也随着产生单独谱线所需的电离能而增加。与此相反的是，NV 1240的等效宽度几乎不受连续光谱亮度的影响，并且几乎保持不变。整体线的行为是一致的软紫外线连续的形状，也许增加气体金属在更明亮的活动星系核。
2002-09-04 astro-ph
Measurements of the Cosmological Parameters Omega and Lambda from the First 7 Supernovae at z >= 0.35
我们已经开发了一种系统地发现和研究高红移超新星的技术，可以用来测量宇宙学参数。我们在这里报告的结果是基于超新星宇宙学项目的高红移超新星搜索中发现的28颗超新星中的最初7颗。我们发现sigma_{M_B}的峰值星等的色散为0.27，在使用Calan/Tololo巡天（Hamuy et al. 1996）中发现的附近（z <= 0.1）Ia型超新星的光变曲线“宽度-光度”关系“校正”星等后，色散缩小到sigma_{M_B,corr} = 0.19。将我们的遥远（z = 0.35-0.46）超新星与附近的Ia型超新星的光曲宽度校正星等作为红移的函数进行比较，得到了质量密度的全球测量值，对于λ = 0的宇宙学，Ω_M = 0.88^{+0.69}_{-0.60}。对于空间平坦的宇宙（即，Omega_M +Omega_Lambda = 1），我们发现Omega_M = 0.94 ^{+0.34}_{-0.28}，或者等价地，一个宇宙学常数的测量值，Omega_Lambda = 0.06 ^{+0.28}_{-0.34}（在95%的置信水平下<0.51）。对于更一般的具有独立Omega_M和Omega_Lambda的Friedmann-Lemaitre宇宙学，结果被表示为Omega_M-Omega_Lambda平面上的置信区域。该区域不对应于减速参数q_0的唯一值。我们目前的统计和系统误差的分…
1997-01-25 astro-ph
Distant Cluster Hunting I: A Comparison Between the Optical and X-ray Luminosity Functions from an Optical/X-ray Survey
我们提出了一个比较的X射线和光学光度和光度函数的集群候选人从联合光学/X射线调查，ROSAT光学X射线调查。完全独立的X射线和光学目录的23 ROSAT领域（4.8 deg2）创建的匹配滤波器的光学算法和小波技术的X射线。我们直接比较了光学和X射线选择技术的结果。匹配滤波器技术在X射线选择的样本中检测到74%（35个中的26个）最可靠的簇候选者;其余的可能是X射线点源的星座或z> 1的簇。匹配滤波器技术识别出的候选者数量（152个候选者）大约是在几乎相同天空的X射线调查中发现的候选者数量（57个候选者）的3倍。虽然星系团的光学光度和X射线光度的估计值是相关的，但这种关系中的内在散射非常大。如果H0 = 75 km s-1 Mpc-1，并且LX Lambda cl关系比预期的LX Lambda 2cl更陡，我们可以用由X射线光度函数和LX Lambda cl关系定义的模型再现光学团簇的数量和分布。从统计学的角度来看，X射线亮和X射线暗的团簇的双峰分布对于解释我们的观测是不必要的。后续的工作需要确认没有明亮的X射线对应物的星系团是否仅仅是因为它们的质量低或年轻而使它们的光学亮度变暗的X射线，或者是由于某种原因没有致密的星系团内介质的一个独特的星系团。我们怀疑这些光学团簇是低质量系统，具有相应的低X射线温度和光度，或者它们还不是完全维里化的系统。
2001-12-21 astro-ph
Concordance between the Dynamics of Satellite Galaxies in the 2dFGRS and Lambda-CDM
我们计算了在2 dFGRS和Lambda-CDM GIF模拟中主星系卫星星系的速度色散剖面\sigmav（r_p）。我们在2dFGRS中发现了1345个光度在0.5L * < L <5.5L * 范围内的主星系，共得到2475个卫星星系。GIF模拟中星系的星等被转换为b_J带通，主星系和伴星系的选择与2dFGRS相同。在模拟中发现了1200个主机和4100个卫星。总的来说，在2dFGRS和GIF模拟中的卫星的\sigmav（r_p）之间有很好的一致性。在大尺度上，\sigmav（r_p）随投影半径的增大而减小，这与CDM宇宙的理论结果一致.此外，\sigmav（r_p）对宿主光谱类型和宿主光度都有显著的依赖性。特别地，对于早型寄主的卫星，\sigmav（r_p）比对于晚型寄主的卫星具有显著更高的幅度和更陡的斜率。此外，\sigmav（r_p）的振幅和斜率都随宿主发光度的增大而增大.位于小投影半径（r_p < 120 kpc）内的卫星的速度色散仅与局部B波段塔利-费希尔关系勉强一致，最适合的关系式为σ_v \propto L^{0.45 \pm 0.10}。
2004-09-15 astro-ph
The third dredge-up and the carbon star luminosity functions in the Magellanic Clouds
我们研究了碳星的形成与恒星质量和母星金属丰度的关系。理论建模是基于一个改进的计划，用于治疗第三次疏浚的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）星的综合计算。在这种方法中，通常的标准（基于一个恒定的最小的核心质量的发生疏浚，M_c ^min）被取代的最低温度的对流信封的底部，T_b ^dred，在闪光后的光度最大的阶段。包线积分可以确定M_c ^min作为恒星质量、金属丰度和脉冲强度的函数（见Wood 1981），从而推断出是否以及何时发生了疏浚。此外，预测了该过程的最终可能关闭。用该格式计算了TP-AGB模式的扩展网格。本文提出并讨论了在大麦哲伦星云中重建碳星光度函数（CSLF）的两个参数（λ和T_b ^dred）的定标。结果表明，暗尾对母星系的恒星形成率（SFR）历史几乎不敏感（它基本上由T_b ^dred决定），而亮翼可能更受最近SFR细节的影响。一旦再现了微弱的末端，峰值位置就是λ的严格校准器。在Z = 0.008，λ = 0.50，log（T_b ^dred）= 6.4，以及5 × 10^8年前的恒定SFR的情况下，可以获得与LMC中观测到的CSLF的最佳拟合。一个很好的拟合CSLF在SMC，然后很容易从Z = 0.004模型，一个单一的选择参数，并在整个显着的年龄间隔恒定的SFR。结果与理论预期一致，即第三次疏浚在较低的Zs下更有效。
1999-01-18 astro-ph
High Resolution Imaging of the HeII lambda 4686 Emission Line Nebula Associated with the Ultraluminous X-Ray Source in Holmberg II
我们目前的哈勃太空望远镜图像的He{ \sc iii}区域周围的明亮的X射线源在矮不规则星系Holmberg II。使用{ \it Chandra}，我们找到了$α=$ 08 h 19 m 28.98 s、$δ=$ +70 \arcdeg 42 \arcmin 19的X射线源位置。\arcsec 3（J2000），不确定度为0.6 PDMATHAMT。我们发现了一个明亮的，点状的光学对应物，位于星云中心，有X射线源。对应物的光学星等和颜色与光谱类型在O 4 V和B3 Ib之间的距离为3.05 Mpc的恒星或从X射线照射吸积盘再处理的发射一致。星云He{ \sc ii}的光度是$2.7 \times 10^{36} \rm erg s^{-1}$。He{ \sc ii}、H $β$和[O{ \sc i}]发射的形态与归因于X射线光电离一致，并且与X射线发射的窄射束不一致。一个由热日冕的逆康普顿辐射的圆盘黑体组成的光谱模型与用XMM-牛顿法得到的X射线谱有很好的拟合。利用拟合后的X射线谱，计算了He{ \sc ii}与X射线亮度之间的关系，发现如果X射线谱在54 eV ~ 300 eV之间的外推是准确的，那么He{ \sc ii}通量在4 ~ $6 \times 10^{39} \rm erg s^{-1}$范围内暗示了X射线亮度的下限。为了避免违反爱丁顿极限，需要一个至少为25比$4…
2004-07-01 astro-ph
Star Formation History since z = 1.5 as Inferred from Rest-Frame Ultaviolet Luminosity Density Evolution
我们研究了宇宙静止坐标系中紫外光密度从z = 1.5到现在的演化。我们分析了来自夏威夷测量场和哈勃深场的大量多色数据（U '，B，V = 24.5）以及光谱红移。我们的光谱数据使我们能够在z = 1.5的整个红移范围内选择静止帧紫外（2500埃）中的样品。我们的结论是：对于平坦的λ宇宙学，光度密度的演化是形式为（1+z）^{1.7 \pm 1.0}的函数;对于爱因斯坦-德西特宇宙学，光度密度的演化是形式为（1+z）^{2.4 \pm 1.0}的函数。
2002-03-11 astro-ph
Intrinsic Absorption Properties in Active Galaxies Observed with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
在远紫外光谱探测器观测到的活动星系核的持续调查中，我们提供了一个更深入的分析，在35个对象中发现的内在吸收功能。我们的调查是低红移和中等光度的物体，主要是塞弗特星系。我们发现最大径向速度和光度之间有很强的相关性。我们还研究了等效宽度（EW），半高全宽，速度：和连续通量之间的关系。速度和光度之间的相关性已经由Laor & Brandt先前探索过，但在一个显着更高的红移和严重加权的宽吸收线类星体。我们还检查了每个对象与多个观测的变化，在每个上述数量，并具有特征的EW的变化与连续通量。在我们的调查中，我们发现，变化的O VI λ 1032，λ 1038是不太常见的CIV和N V的UV双峰在较长的波长，因为O VI吸收通常是饱和的。莱曼β吸收变异性更频繁。在一个目标的目标检查中，我们发现，宽吸收线吸收和窄吸收线吸收相关的最大流出速度和光度，两者都可以表现在类似的光度对象。我们还发现一个对象，显示径向速度变化，七个对象，显示等效宽度变化，和两个对象，显示横向速度变化或电离的变化。
2008-07-01 astro-ph
Clusters and Groups of Galaxies in the Simulated Local Universe
我们比较了从更新的Zwicky目录（UZC）中提取的星系群的属性与从局部宇宙的N体模拟中提取的星系群的属性，在LambdaCDM和tauCDM宇宙学中。在模拟中，暗物质密度场的初始条件被设置为再现银河系80 Mpc/h内星系的当前时间分布。这些初始条件最大限度地减少了宇宙方差引起的不确定性，这影响了以前对这个小体积宇宙的分析。模拟还模拟了半解析处方的星系人口的光度特性的演变。该模型产生的星系光度函数明显不同于UZC的光度函数，并且无法再现星系群的分布及其光度含量。如果在保持星系光度等级不变的情况下，根据UZC光度函数对模拟中的星系光度进行重新分配，则模型与UZC之间的差异将大大减小。修改后的LambdaCDM模型提供了与UZC最好的匹配：谐波半径，速度色散，质量和光度的组丰度与观测结果一致。我们发现，该模型还再现了晕占据数的集团和集群。然而，集团的大规模分布是勉强符合UZC和红移空间的关联函数的星系尺度大于6兆秒差距/小时仍然是超过3西格玛小于观察。我们的结论是，复制观察到的群体的属性肯定需要一个更复杂的处理星系形成，并可能改善的暗物质模型。
2006-09-04 astro-ph
Gravitational Lensing and the Hubble Deep Field
利用在哈勃深场（HDF）四个通带中观测到的m_I < 27的星系的光度红移信息，计算了HDF中多重成像星系的预期数量。将这些期望值与观测到的强透镜星系数量进行比较，限制了Omega_m-Omega_Lambda的当前值，其中Omega_m是宇宙的平均质量密度，Omega_Lambda是归一化的宇宙学常数。根据目前对HDF光度函数的估计和单个参数的相关不确定性，我们对Omega_m-Omega_Lambda的95%置信下限范围在-0.44（如果HDF中没有强透镜星系）和-0.73（如果HDF中有两个强透镜星系）之间。如果HDF中唯一的透镜星系是目前可行的候选者，那么在平坦的宇宙中（Omega_m+Omega_Lambda=1），Omega_Lambda < 0.79（95% C.L.）。这些极限与基于高红移超新星的估计和先前基于引力透镜的极限是一致的。
1998-11-07 astro-ph
Lambda Orionis: A 0.02-50 Msun Initial Mass Function
猎户座λ恒星形成区主要由O 8 III型恒星猎户座λ ^[1]占据。在其他结构中，它包括一个CO和一个直径约为9度的尘埃环，S264 HII区域，大量的IRAS源，巴纳德30和35暗云以及与中心恒星相关的星团，猎户座λ星团（Collinder 69）。我们推导出这个星系团的初始质量函数（~ 500万年），涵盖了几个数量级的质量（50 - 0.02 Msun）。
2004-09-21 astro-ph
A Differential Volume-Redshift Test
Freedman-Roberston-Walker宇宙学模型的几何形状由质量密度参数Omega_M和宇宙学常数Omega_Lambda确定。经典的体积-红移宇宙学关系是一个敏感的Omega=[Omega_M，Omega_Lambda]指标，但它的红移依赖性随星系的光度或数密度演化而退化。引入不变的宇宙共同运动的质量密度的测量减少了星系演化的问题，集群和场星系之间的差分测量。代价是对欧米茄的灵敏度降低了25%，尽管这个测试仍然比星等-红移关系对欧米茄的灵敏度高出50%。本文考虑了用某些星系团或星系团的质光比M/L与标准化光度密度j/rho_c的乘积作为检验的实现。在0到1的红移范围内，表观Omega_e（z）=M/Lxj/rho_c有一个零点，斜率分别与Omega_M和Omega_Lambda有关。所有的量都是在微分意义上使用的，因此共同的选择效应、动力学尺度误差和星系演化效应将在很大程度上被抵消。从样本数据中可以测量出场星系和团星系之间的剩余差异星系演化。用观测数据校准的蒙特卡罗模拟表明，20个星系团分布在0到1的红移范围内，每个星系团有100个速度，允许99%的置信度区分开放和封闭的低密度宇宙模型。一个类似分布的大约100个富星系团的样本，或者在一个大的实地调查中发现的大约1000个星系群，将测量欧米茄λ，统计误差约为7%。
1997-08-06 astro-ph
The Flat Spectrum Radio Luminosity Function, Gravitational Lensing, Galaxy Ellipticities and Cosmology
在JVAS平谱射电源引力透镜调查中发现的透镜数量与透镜类星体光学调查的统计模型一致。在平坦宇宙学模型（Omega_0+ Omega_0 =1）中，Omega_0的90%置信限约为0.15 < Omega_0 < 2。根据RLF模型，我们预测在JVAS调查和较暗CLASS调查的第一部分中有2.4到3.6个透镜，在较亮的PHFS调查中有0.3到0.6个透镜，Omega_0=1模型。不确定性是由于透镜数量少（只有4个紧凑的JVAS透镜）和缺乏10-300 mJy射电源的红移分布信息导致的射电光度函数（RLF）的不确定性。如果我们强迫模型产生观测到的JVAS透镜的数量，则50 mJy源的平均红移从Omega_0=0的z_s=0.4变化到Omega_0=1的z_s = 1.9，再到Omega_0+ Omega_0 =1的Omega_0=2的几乎4.0。在JVAS和CLASS巡天中得到的源通量和透镜体的红移与统计模型一致。在JVAS调查和透镜类星体调查中发现的四像透镜的数量是相互一致的，但略大于使用E和S 0星系观测到的轴比的模型的预期。晶状体数据的最佳拟合要求投影轴比b/a=0.50，90%置信范围为0.25 < b/a < 0.65。
1996-11-27 astro-ph
Constraining the AGN Contribution in a Multiwavelength Study of Seyfert Galaxies
我们研究了103个Seyfert星系样品的高、低电离[O IV] λ 25.89 μ m、[Ne III] λ 15.56 μ m和[Ne II] λ 12.81 μ m发射线之间的关系，目的是限制活动星系核（AGN）和恒星形成的贡献。我们用[O IV]和[Ne II]辐射作为活动星系核功率和恒星形成的示踪物，研究了辐射线气体的电离状态。我们发现，Seyfert 2星系的[O IV]/[Ne II]比值平均比Seyfert 1星系的低。这一结果表明了两种可能的情况：1）Seyfert 2星系具有内在较弱的活动星系核，或2）Seyfert 2星系具有相对较高的恒星形成率比Seyfert 1星系。我们估计的分数[Ne II]直接与活动星系核，并发现，塞弗特2星系有一个更大的贡献，从恒星形成的一个因素，平均约1.5倍，比发现在塞弗特1星系。使用[Ne II]的恒星成分作为当前恒星形成的示踪剂，我们在Seyfert 1和Seyfert 2星系中发现了类似的恒星形成率。我们研究了中红外和远红外连续光谱，发现[Ne II]与60微米处的连续光谱光度有很好的相关性，而[Ne III]和[O IV]与25微米处的连续光谱光度的相关性比与更长波长处的连续光谱光度的相关性好，这表明中红外连续光谱光度主要由活动星系核控制，而远红外光度主要由恒星形成控制。总的来说，这些结果测试AGN的统一模型，并建议，塞…
2008-08-29 astro-ph
Systematic corrections to the measured cosmological constant as a result of local inhomogeneity
假设宇宙是均匀的，我们计算了系统不稳定性引起的对宇宙学常数的修正，这一修正可以从Ia型超新星的光度和红移分析中推断出来。计算需要一个后牛顿膨胀的框架内的二阶微扰理论，其中我们考虑的影响，在一个平坦的，尘埃为主的宇宙中的地平线下的密度扰动。在这种形式主义，我们计算光度的距离和红移沿过去的光锥的观察者。由此得到的光度距离-红移关系与均匀模型的关系相拟合，以推导出最佳拟合的宇宙学常数密度Ω_λ。我们发现，光度距离-红移关系确实被修正了，修正量为10^{-5}阶的一小部分。当我们将这种扰动关系与均匀宇宙的扰动关系拟合时，我们发现，根据取样的红移范围，推断出的宇宙学常数可以大得惊人。对于从z=0.02延伸到z=0.15的超新星样本，我们发现Ω_λ =0.004。Omega_Lambda的值有很大的变化，并且它的大小往往会随着红移的减小而变大，这意味着从附近超新星数据中进行精确测量需要考虑这种影响。然而，我们发现这种影响可能太小，无法解释观察到的Omega_Lambda=0.7的值。以前曾有人声称有更大的逆反应效应。与这些计算相比，我们的工作直接关系到观测者如何从天文数据中推导宇宙学参数。
2007-06-19 astro-ph gr-qc
The shape of the blue/UV continuum of B3-VLA radio quasars: Dependence on redshift, blue/UV luminosity and radio power
本文利用完成约80%的B3-VLA射电类星体样品的UBVR测光，分析了它们的光谱能量分布。SED通常与幂律很好地拟合，平均斜率α =-0.39（S_nu propto nu^alpha）。两个类星体看起来明显不同，表现出比其他类星体更红的颜色，它们的红移z=0.50和1.12。从剩余的类星体中获得了1300-4500 AA范围内的宽带复合SED，它们显示了CIV 1549线和在3000 A附近的断裂，其中SED从λ>3000 A时的alpha_blue=0.11+-0.16变化到λ <3000 A时的alpha_UV=-0.66+-0.15。连续谱的形状取决于红移。对于z<1.2的类星体，我们发现alpha_blue=0.21+-0.16和alpha_UV=-0.87+-0.20，而对于z>1.2的类星体，alpha_UV更平坦，为-0.48+-0.12。在2400 A，L_2400的α_UV和光度之间发现了类似的趋势，发光类星体表现出更蓝的光谱。此外，一个内在的相关性之间的L_2400和无线电功率在408 MHz。α_UV-z、α_UV-L_2400和L_2400-z的相关性与具有近似恒定的黑洞质量和吸积率随红移而增加的吸积盘模型一致。如果趋势L_2400-z和P_408-z主要与样品的放射性通量限值相关，则相关性alpha_UV-L_2400或alpha_UV-z中仅一个需要是…
1999-01-22 astro-ph
Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae
我们报告的质量密度，欧米茄_M，和宇宙常数能量密度，欧米茄_λ，宇宙的基础上分析的42个Ia型超新星发现的超新星宇宙学计划的测量。这些SNe的星等红移数据，在0.18和0.83之间的红移，与一组来自卡兰/托洛洛超新星巡天的SNe，在红移低于0.1，以产生宇宙学参数的值。所有SN峰值的大小都使用SN Ia光变曲线宽度-光度关系进行标准化。测量产生了宇宙学参数的联合概率分布，在感兴趣的区域（Omega_M <~ 1.5）中，其近似关系为0.8 Omega_M - 0.6 Omega_Lambda ~= -0.2 +/-0.1。对于一个平坦的（Omega_M + Omega_Lambda = 1）宇宙学，我们发现Omega_M = 0.28{+0.09，-0.08}（1 sigma统计）{+0.05，-0.04}（已识别的系统学）。这些数据与最简单的暴胀宇宙模型--λ = 0的平坦宇宙学--非常不一致。一个开放的，λ = 0的宇宙学也不能很好地拟合数据：数据表明宇宙学常数是非零的和正的，置信度P（λ> 0）= 99%，包括确定的系统不确定性。对于平坦宇宙学，宇宙相对于哈勃时间的最佳年龄是t_0 = 14.9{+1.4，-1.1}（0.63/h）Gyr。我们的样本量允许我们进行各种统计测试，以检查可能的系统误差和偏差。我们没有发现显着差异，无论是主机红化分布或Malmquist偏见之间的低…
1998-12-08 astro-ph hep-ex hep-ph
