Probing the Galaxy I. The galactic structure towards the galactic pole
观测（B-V）的颜色分布对银河系的两极相比，从合成的颜色星等图，以确定在磁盘和球体的主要成分。该星盘被描述为四个恒星子群：年轻、中间、年老和厚星盘群，它们的标度高度分别为100 pc、250 pc、0.5 kpc和1.0 kpc。球状体的描述与恒星的贡献，从隆起和晕。在本研究中分析的数据并未很好地约束凸起。一个非平坦的幂律比一个去投影的R^{1/4}-律更好地描述了在较暗量级上观察到的分布。关于年龄、金属丰度和标准化的详细信息列于表1中。用上述的恒星星族可以很好地描述从中间视场的恒星到银河系反中心的恒星数和颜色分布。参数给出了实际的太阳偏移量是约15个PC北从银道面。
1997-02-14 astro-ph
Probing the Galactic cosmic ray flux with submillimeter and gamma ray data
对银河系扩散$γ$辐射的研究，结合对银河系中氢分子分布的认识，为探测银河系中宇宙线通量提供了一个独特的工具。利用NANTEN望远镜对银河系分子云进行高分辨率调查所得的数据和伽马射线仪器的数据，制定了一种研究宇宙射线“海”的水平和揭示银河系中目标加速器系统的方法。本文对费米望远镜和切伦科夫望远镜阵列等仪器在宇宙线源附近的宇宙线“海”和$γ$射线辐射水平作了一些预测。
2008-10-23 astro-ph
Probing the structure of the cold dark matter halo with ancient mica
云母可以存储（>1 Gy）由原子从WIMP反冲引起的可蚀刻轨道。古老的云母是一个方向探测器，尽管它相对于WIMP“风”的运动很复杂。我们可以利用方向性和长积分时间的特性来探测银河系暗物质晕的结构。我们计算一个样本的可能的信号在云母晕结构的一个合理的模型。
1997-11-05 astro-ph
Probing Inflation and Dark Energy with Current Cosmological Observations
人们普遍认为，我们的宇宙经历了两个不同的加速膨胀阶段。早期阶段被称为暴胀，目前的加速是由暗能量驱动的。观测暴胀和暗能量动力学是当前宇宙学研究的重要方面。在本文中，我们首次详细探讨了动力学暴胀和暗能量之间可能的简并性。我们发现，包括通货膨胀和暗能量参数一起使参数空间更宽，但有趣的是，偏离标度不变的原始光谱是稍微更有利于当前的宇宙学观测时，边缘化的动态暗能量模型。
2006-09-28 astro-ph
HVCs probing a gaseous Galactic halo
我们研究的假设，高速云（HVC）可能源于气相内的不稳定性的星系晕。根据Kalberla & Kerp（1998）的流体静力平衡模型，确定了星系晕内不稳定性发生的概率分布。不稳定性可能会在z距离超过4千秒差距的星系晕内产生凝聚，这种凝聚会因重力而加速，因阻力而减速。我们提出的证据表明，HI的高速色散分量，发现Kalberla等人（1998年）是与高速晕气体。这种高速晕气体的物理性质类似于Sembach等人（1995，1998）最近探测到的高度电离的HVC。因此，HI高速色散分量可能是星系晕内湍流气体运动的中性示踪物。我们的计算表明，天空平均信号的下降凝聚并没有显着不同的湍流星系晕气体的HI排放。
1998-11-27 astro-ph
Feasibility of Probing Dark Energy with Strong Gravitational Lensing Systems -- Fisher-Matrix Approach --
我们评估了利用强引力透镜系统探测暗能量的可行性。该方法的能力，这取决于与该透镜系统建模的精度，定量研究使用费舍尔矩阵形式主义。我们表明，这种方法可能会把有用的约束的密度参数和红移的暗能量的演化，通过结合超新星测量的约束。为此，需要精确地重建透镜势。我们确定所需的数据质量。我们还简要讨论了利用引力透镜系统约束宇宙学参数的最优策略。
2001-10-29 astro-ph
Probing the Galactic Halo with Globular Cluster Tidal Tails
我们讨论了最近的观测和数值计算工作的潮汐尾巴在球状星团。潮汐尾的证据已经在16个银河系球状星团和4个M31球状星团中发现。模拟表明，这些潮汐尾在大多数典型的集群的轨道映射可能是非常可行的。在这方面，相对适度的努力将为那些潮汐尾可以追踪到几度或更大角距的星团提供可靠的空间速度。挖掘即将到来的数据库应该使我们能够追踪大部分天空中球状星团的单个轨道路径。这将使我们能够更好地约束银河系坍缩的模型，并建立星系晕中物质分布的准确图像。
1997-11-19 astro-ph
Probing dark energy with future surveys
我回顾了观测前景，以约束状态方程参数的暗能量，我讨论了未来的成像和红移调查的潜力。贝叶斯模型的选择是用来解决的状态方程的参数，需要在解释替代宇宙学常数变得非常难以置信的准确性水平的问题。我讨论结果的预测空间的暗能量模型。如果没有检测到明显偏离w=-1，那么w的1%量级的精度将转化为反对流体状暗能量的有力证据，而决定性的证据则需要10^-3量级的精度。
2006-07-21 astro-ph
Probing the nature of the ISM in Active Galactic Nuclei through HI absorption
围绕活动星系核（AGN）的气体的物理和运动学条件为理解核周围几千秒差距内发生的过程提供了关键的诊断。中性氢可以对这些区域提供重要的见解。除了探测在相对稳定的条件下（即环核盘/环面）气体的存在外，它还可以追踪极端外流的存在。简要介绍了这些现象的一些例子。对于活动星系核周围中性氢的研究，VLBI提供的高分辨率是至关重要的，以便定位发生吸收的区域，并详细研究气体的运动学。这里讨论了最近的VLBI结果。
2005-01-25 astro-ph
Probing dark matter distribution with gravitational lensing and stellar dynamics
透镜结构和动力学巡天旨在通过将引力透镜分析与新确定的速度色散分布相结合，测量高红移早型星系的发光和暗物质分布。在这里，我们描述了LSD调查的第一个结果，这是对MG 2016 +112（z=1.004）透镜星系内部结构的测量。这种测量的宇宙学模型的相关性进行了简要的讨论，特别是在E/S 0星系形成和演化的背景下，普遍的暗物质配置文件的存在和形状，和测量的哈勃常数从引力时间延迟。
2002-05-20 astro-ph
Supernovae and Radio Galaxies Probing Gurzadyan-Xue Cosmological Models with Dark Energy
在以前的论文中，我们推导了Gurzadyan-Xue暗能量模型的宇宙学方程，进行了定性分析，特别是，揭示了一个显着的隐藏不变性的模型相对于分界线$Ω_{sep}$在其相图。现在，这些模型的新的解析解，显示在不同的曲率额外的对称性。超新星和射电星系的数据和他们的特点（年龄，减速参数）的可能性分析，再次证明了至关重要的作用的$Ω_{sep}$的所有模型，尽管两者的多样性，初始方程及其解决方案。
2006-04-27 astro-ph
Probing Dark Energy via Weak Gravitational Lensing with the SuperNova Acceleration Probe (SNAP)
SNAP是联合暗能量任务（JDEM）的候选者，该任务旨在使用两种不同的方法对暗能量进行限制。第一种是Ia型SN，在配套的白皮书中进行了讨论。第二种方法是弱引力透镜，它依赖于前景质量结构对背景星系形状的相干扭曲。2米天基天文台所提供的出色的空间分辨率和测光精度对于实现高表面密度的已分辨星系、严格控制望远镜点扩散函数（PSF）的系统误差以及该项目所需的精致红移精度和深度至关重要。这些都是通过消除大气失真和望远镜上的大部分热负荷和重力负荷来实现的。探测暗能量的SN和WL方法是高度互补的，并且这两种方法的误差轮廓在很大程度上是正交的。
2005-07-19 astro-ph
Probing the Density in the Galactic Center Region: Wind-Blown Bubbles and High-Energy Proton Constraints
最近在高能伽马射线（0.1TeV以上）中对银河系中心的观测为研究该区域开辟了新的途径，从了解这些高能光子的发射源到限制它们形成的环境。我们提出了围绕Sgr A* 的内部5秒差距的修正理论密度模型，该模型基于该区域的底层结构由绕Sgr A* 运行的沃尔夫-拉叶星的风主导的事实。这种密度结构的理想探测和应用是这种高能γ射线发射。我们假设产生这些伽马射线的质子散射模型，然后首先确定这样的模型是否与观测结果一致，其次确定我们是否可以使用这些观测结果来进一步限制银河系中心的密度分布。
2006-09-18 astro-ph
Probing Dark Energy with Supernovae : a concordant or a convergent model?
我们提出了一个修订的解释最近的超新星数据分析。我们评估了先验对提取暗能量状态方程的影响。我们发现，结论强烈依赖于$Ω_M$先验值和它的不确定性，并表明有偏拟合程序应用于非协调的模拟数据可以收敛到“协调模型”。放松$Ω_M$的先验指向其他解集，这些解集没有被观测数据排除。
2004-07-21 astro-ph
Probing Primordial and Pre-Galactic Lithium with High Velocity Clouds
前银河系丰富的锂提供了一个独特的窗口，非热宇宙学过程。原始锂丰度是保证存在的，并探测大爆炸核合成（BBN），而额外的锂组分很可能是由宇宙射线加速大尺度结构形成产生的。前银河Li目前只能在低金属丰度的星系晕星中观察到，但由于恒星大气和对流的建模，丰度测量受到系统不确定性的困扰。我们提出了一个新的网站测量前银河系锂：低金属，高速云（HVC），这是可能的河外气体吸积到银河系，并已被发现有氘丰度与原始一致。在这样一个HVC中对Li的观测将提供第一个河外Li的测量，并可能揭示BBN预测和晕星Li丰度测定之间的明显差异。此外，HVC Li可以同时测试由于宇宙射线而存在的非原始Li。元素和同位素锂丰度的可观测性进行了讨论，并确定候选网站。
2004-12-09 astro-ph
Probing dark matter with X-ray binaries
低质量X射线双星（LMXB）出现在古老的恒星星族中，其速度至少超过其母星分布的速度20 km/s。这使它们成为暗物质的理想探测器，特别是在矮椭球体（dSph）中，LMXB应该穿透可见星系之外。我们认为，Maccarone等人（2005年）在Sculptor dSph中观测到LMXB的最可能的解释是存在一个大于10^9 Msun的暗物质晕，对应于大于600（M/L_V）_sun的总质光比。在这种情况下，应该存在可以观察到的LMXB的扩展晕。
2005-12-05 astro-ph
Probing the Shape of the Galactic Halo with Hyper-Velocity Stars
最近发现的超高速星SDSS J 090745.0 +024507的自行测量（sigma_mu ~ 10 mkas/yr）将对星系晕的三轴模型的轴比和方向产生重要的约束。暗物质晕的三轴性是由冷暗物质星系形成模型预测的，并可用于探测暗物质的性质。然而，除非到这颗恒星的距离被确定为优于10%，否则这些约束会受到一维简并的影响，我们对其进行了量化。我们展示了如何自行测量几个HVS可以同时解决所有这些恒星的距离简并产生详细的图片的三轴晕。其他的HVS可以从径向速度测量或从GAIA获得的视差/自行数据中找到。使用空间干涉测量任务（SIM PlanetQuest）对这些恒星进行高精度的自行测量，将大大加强它们对银河系势能的约束。
2006-02-03 astro-ph
Probing Galactic reddening with the 8620 A diffuse interstellar band
利用8620 A处弥漫星际带（DIB）的等效宽度与Munari（2000）报告的星际红化之间的相关性，GAIA可以直接追踪整个银河系的星际消光。我们通过模拟银河系恒星星族合成模型（Robin et al.2003）提供的恒星样本的RVS数据，检查了该方法在42个银河系方向上的星等和距离限制。模拟结果表明，在星等V~16的恒星RVS谱中可以探测到8620 A DIB的痕迹，其精度不仅可以追踪到星际介质的分布，还可以追踪到其运动学运动的径向分量，即视线中尘埃云质心的径向速度。
2004-11-16 astro-ph
Real-Time Spectroscopy of Gravitational Microlensing Events - Probing the Evolution of the Galactic Bulge
我们描述了一个实时光谱计划，以观察明亮的引力微透镜事件对银河系隆起。该计划是在ESO使用NTT进行的。我们目前的初步分析，我们已经观察到的微透镜事件。我们证明，这些数据提供了详细的信息源恒星的内在属性;径向速度，大气参数，距离和丰度。这一活动的一个高度优先目标是获得高度放大的冷矮星和次巨星的光谱，以研究它们的化学成分，并暗示着隆起的形成和演变。这些数据还将使我们能够调查源（和透镜）的性质，这反过来可能有助于解释观测到的朝向隆起的光学深度。
1997-11-13 astro-ph
Probing the Galactic Bulge with deep Adaptive Optics imaging: the age of NGC 6440
我们目前的第一个试点项目的结果，旨在利用地面自适应光学成像在近红外线的潜力，以确定银河系隆起的星团的年龄。利用高分辨率自适应光学（ESO-VLT NAOS-CONICA）和宽视场测光（ESO-NTT-SOFI）相结合的方法，计算了位于球核内侧的富金属球状星团NGC 6440从红巨星分支顶端到J~22$（低于主序星关闭（TO）两个星等）的深色星等图。TO水平和红色水平分支之间的幅度差异被用作年龄指标。这是第一次用地基望远镜对球状星团进行这样的测量。通过与47 Tuc的直接比较和一组理论等时线，我们得出结论，NGC 6440是古老的，可能与47 Tuc同时代。这一结果增加了一个新的证据，即银河系隆起最多比原始的、金属贫乏的星系晕年轻2光年。
2008-09-23 astro-ph
Coping with Type Ia Supernova "Evolution" When Probing the Nature of the Dark Energy
对高红移Ia型超新星（SNe Ia）的观测为暗能量的存在提供了强有力的证据，而对高红移Ia型超新星进行进一步的精确观测是探索暗能量本质的最有希望的方法。我们讨论这样一个项目的关注之一-即应对超新星的演变。我们强调，超新星Ia的演化在一个重要的方面不同的那种已经挫败了一些过去的观测宇宙学项目的演化，我们概述了经验的策略，将考虑到它。本文还讨论了Ia超新星物理模型的支持作用。我们的结论是，由于超新星Ia演化的系统误差将是小的。
2001-09-05 astro-ph
Probing Dark Energy in the Accelerating Universe with SNAP
现在已经确定，宇宙正在加速膨胀，这是由目前未知形式的暗能量驱动的，这种暗能量似乎主导着我们今天的宇宙。设计了一个专门的卫星任务，以精确绘制宇宙的宇宙膨胀历史，从而确定暗能量的性质。超新星/加速探测器（SNAP）将研究数千颗遥远的超新星，每一颗都具有前所未有的精度，使用2米口径望远镜，配备宽视场，大面积光学到近红外成像仪和高通量光谱仪。SNAP不仅可以高精度地确定暗能量的数量，还可以通过检查其状态方程如何演变来测试暗能量的性质。SNAP产生的图像将具有前所未有的深度、立体角、角分辨率和时间采样的组合，并将提供丰富的辅助科学计划。
2003-08-22 astro-ph
Probing Post-Newtonian Gravity near the Galactic Black Hole with Stellar Doppler Measurements
接近银河系中心大质量黑洞的恒星提供了一个独特的机会，可以在尚未探索的天体力学领域探索后牛顿物理学。红外恒星光谱学的最新进展允许精确测量恒星的多普勒频移曲线，从而检测β平方后牛顿效应（黑洞势的引力红移和横向多普勒频移）。我们制定了一个检测过程中的一个简化的后牛顿参数化。然后，我们使用模拟来表明，经过大约十年的观察，这些影响可以用现有的仪器来确定地检测到。我们发现，忽略这些影响可能会导致统计上显着的系统误差推导出的黑洞的质量和距离。
2005-09-05 astro-ph
Probing the Canis Major stellar over-density as due to the Galactic warp
自行，恒星计数和测光表模拟被用来解释在大犬座（CMa）地区检测到的恒星过密度，声称是一个破裂的矮星系的核心（马丁等2004年，Bellazzini等2003年），由于银河系的翘曲和耀斑的外盘。我们比较了CMa M-巨星的运动学与周围的银河系盘星在UCAC 2目录，并没有发现特殊的自行签名：CMa星模仿厚盘运动学。此外，当考虑到银河系的翘曲和耀斑的磁盘，2 MASS恒星计数剖面再现CMa恒星过密度。这种恒星计数分析通过与贝桑松模型（Robin et al. 2003）模拟的合成色星等图（包括盘的翘曲和耀斑）进行直接比较而得到证实。所提出的证据使人怀疑CMa过密度的鉴定是一颗被破坏的银河系卫星的核心。然而，这并不能解释造成星系晕反中心方向环状结构的超密度的起源（Newberg et al. 2002; Yanny et al. 2003; Zaggia et al. 2004，in preparation）。
2004-05-26 astro-ph
Probing the High-Redshift Universe with Quasar Elemental Abundances
类星体附近的重元素提供了独特的措施，在年轻的星系核或前星系凝聚的恒星形成和化学演化。对类星体丰度的研究也自然地解决了关于类星体环境物理学的各种问题，包括这次会议上强调的鲍德温效应。在这里，我回顾了类星体丰度工作的现状。
1998-12-10 astro-ph
Probing the nature of dark matter with Cosmic X-rays: Constraints from "Dark blobs" and grating spectra of galaxy clusters
对星系团的引力透镜观测已经确定了具有非常低的重子含量的暗物质“斑点”。我们使用这样的系统来探测X射线观测的暗物质的粒子性质。我们还研究了一个星系团的高分辨率X射线光栅光谱。从这些光栅光谱，我们提高了一个特定的暗物质候选人，不育中微子的保守约束，超过一个数量级。基于仅从宇宙X射线观测中得到的这些保守约束，低质量（m_s <10 keV）和低混合角（sin ^2（2θ）10^{-6}）的不育中微子仍然是一个可行的暗物质候选者。
2006-10-02 astro-ph hep-ph
Prospects for probing the dark energy via supernova distance measurements
对Ia型超新星（SNe Ia）的距离测量表明，宇宙正在加速，并且三分之二的临界能量密度存在于具有负压的暗能量成分中。到Ia超新星的距离测量可以用来区分暗能量的不同可能性，如果它是一个演化的标量场，则可以重建标量场势。我们推导了重建方程，并通过蒙特卡罗模拟讨论了这种方法的可行性。
1999-06-24 astro-ph hep-ph
Probing Dynamical Dark Energy with Press-Schechter Mass Functions
对宇宙加速膨胀的测量导致提出一种新的宇宙流体作为其原因：暗能量。它的各种化身提供了丰富的模型，其相关性是重要的，通过与观察的联系进行区分。我将介绍我的调查的影响动力学暗能量模型的非线性暗物质结构的形成。特别是，我将集中在结构跟踪的质量函数的暗物质晕。
2007-03-04 astro-ph gr-qc hep-th
Probing Gravitation, Dark Energy, and Acceleration
宇宙膨胀的加速来自于未知的物理过程，涉及高能物理学中的新领域或引力理论的修正。通过宇宙学观测来表征暗能量或引力的性质，并对它们进行比较和区分，对于我们的理解至关重要。事实上，在态函数w（z）的暗能量方程和弗里德曼宇宙学方程框架的变化以及涉及加速度的直接时空几何量之间存在密切的联系，例如来自里奇标量的“几何暗能量”。我们调查这些相互关系，包括超加速或幻影能量的情况下，宇宙的命运可能比大撕裂更温和。
2004-02-20 astro-ph gr-qc
Probing dark energy with the CMB: projected constraints from WMAP and Planck
我们调查的准确性，即将到来的空间为基础的宇宙微波背景（CMB）的温度和偏振各向异性的观测约束的暗能量密度参数$\Oq$和状态方程$\wq=p_{\rm Q}/ρ_{\rm Q}$。尽管参数之间存在简并性，但WMAP和普朗克等高精度观测有可能提供有关暗能量性质的有趣信息。此外，我们表明，施加一个平坦的宇宙约束，使之有可能获得严格的限制空间的暗能量参数，甚至从CMB单独。
2003-06-18 astro-ph hep-ph
Probing dark energy with gamma-ray bursts
提出了一种利用伽马射线暴作为探测暗能量的新方法。在Ia型超新星（SNIa）的距离-红移关系已经确定的情况下，通过标定低红移下的亮度-变率和亮度-滞后时间关系，高红移下的伽玛暴可以作为距离指示器。我们调查的潜在影响，未来的伽玛暴数据确定当前的物质密度$Ω_{m}$和暗能量状态方程$w$，这是假定为常数。我们表明，从{ \it Swift}和当前SNIa数据预期的数据集的组合分析结果在两个$Ω_{m}$和$w$优秀的测定。
2003-06-01 astro-ph hep-ph
Probing Dark Matter Substructure with Pulsar Timing
我们证明，脉冲星定时测量可能能够检测到我们自己的星系内的暗物质子结构的存在。当暗物质子结构在脉冲星和观测者之间的视线附近经过时，引力场的变化将导致光子的光旅行时间延迟。我们计算了这种延迟的影响，由于过境暗物质子结构，并发现脉冲星定时的影响应该是可观察到的十年时间尺度的范围广泛的子结构质量和密度分布。我们发现，质量大于0.01太阳质量的凌日暗物质子结构目前应该可以用这些方法探测到。通过改进测量，这种方法可能能够区分重子，热非重子和非热非重子类型的暗物质。此外，通过该方法还可以提取小尺度上的结构形成信息和银河系暗物质子结构的密度分布。
2008-01-22 astro-ph gr-qc
Probing the Evolution of the Dark Energy Density with Future Supernova Surveys
暗能量密度的时间依赖性可能是宇宙中暗能量性质的重要线索。我们表明，未来的超新星数据从专用望远镜（如SNAP），当与附近的超新星的数据相结合，可以用来确定如何暗能量密度$ρ_X(z)$取决于红移，如果$ρ_X(z)$不是太接近一个常数。为了定量比较，我们对一些暗能量模型进行了广泛的研究。基于这些模型，我们模拟了数据集，以表明我们确实可以重建暗能量密度的时间依赖性的正确符号，在以$1+w_0 = -w_1 z_{max}/3$为中心的简并区域之外（其中$z_{max}$是调查的最大红移，例如，SNAP的$z_{max}=1.7$）。我们强调，在相同的数据下，人们可以直接获得更多关于暗能量密度的信息（以及它的时间依赖性），而不是关于它的状态方程。
2004-02-03 astro-ph hep-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 the curvature and dark energy
利用两种新的单参数跟踪行为暗能量表象$ω=ω_0/(1+z)$和$ω=ω_0 e^{z/(1+z)}/(1+z)$来研究宇宙的几何结构和暗能量的性质。综合Ia型超新星（SN Ia）、斯隆数字巡天（SDSS）和威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的数据表明，宇宙在空间上几乎是平坦的，暗能量占目前宇宙物质含量的72%。观测数据还告诉我们，$ω(0)\sim -1$。认为目前的观测数据很难区分不同的暗能量模型到零阶。利用我们的单参数暗能量模型计算了宇宙从减速膨胀阶段向加速膨胀阶段转变时的跃迁红移在$z_{\rm T}\sim 0.6$附近。
2006-04-12 astro-ph gr-qc hep-th
