Uncovering substructure with wavelets: proof of concept using Abell 2744
最近对大质量星系团Abell 2744与Millennium XXL（MXXL）N体模拟的比较暗示了观测到的子结构分布与LambdaCDM的预测之间的紧张关系。后续调查表明，这可能是由于来自宿主晕和所使用的次晕查找算法的贡献。为了独立于任何subhalo发现算法，我们因此直接研究MXXL模拟的粒子数据。我们提出了一种新的方法来找到子结构的二维质量地图，使用小波变换，同等对待的模拟和观察。使用相同的标准来定义一个subhalo的观测和模拟数据，我们发现三个阿贝尔2744类似物在MXXL模拟。因此，Abell 2744的观测结果与LambdaCDM的预测是一致的。我们调查从SUBFIND和全粒子数据分析获得的结果之间的差异的原因。我们发现，这是由于不兼容的子结构定义的意见和SUBFIND。
2018-09-18 astro-ph.CO
Substructures formation induced by gravitational tides?
物理课上总是把潮汐说成是一种破坏性的效应。然而，潮汐也可以是压缩的。当两个星系的势能重叠时，就像在合并过程中发生的那样，完全压缩的潮汐可以发展，并对星团或潮汐矮星系等子结构的动力学产生强烈的影响。使用N体模拟的一个大的合并，我们注意到这些潮汐模式在集群规模的重要性。通过一个新的星系模型，我们得出结论，这些潮汐模式的位置和时间尺度与年轻星系团的实际分布相匹配。对压缩潮汐统计数据的详细研究表明，这种纯粹的引力效应与星团的观测性质之间存在惊人的相关性。在这篇文章中，我们介绍了压缩潮的概念，并显示其相关性的特殊情况下的银河系。我们将我们的结论扩展到广泛的参数，并讨论了它们对几个关键点的影响，如婴儿死亡率，多个恒星形成时期的集群或年龄分布。
2009-08-18 astro-ph.CO
Detection of Substructure in the Gravitationally Lensed Quasar MG0414+0534 using Mid-Infrared and Radio VLBI Observations
我们提出了11.2微米的观测引力透镜，射电响亮z_s=2.64类星体MG 0414 +0534，获得使用的米歇尔相机双子座北。我们发现类星体图像A1和A2的通量比异常为A2/A1= 0.93 +/- 0.02。当结合Minezaki等人（2009）的11.7微米测量值时，A2/A1通量比与基于两个可见透镜星系的模型的预期比值相差近5 sigma。中红外线通量比异常可以用卫星（子结构）来解释，它位于图像A2东北方向0.3”处，类星体产生的喷流的详细VLBI结构也可以解释。当我们将中红外辐射通量比与高分辨率VLBI测量结果结合起来时，我们发现在主透镜红移（z_l=0.96）处，一个模拟为奇异等温球的卫星子结构在爱因斯坦半径内的最佳拟合质量在10^（6.2）和10^（7.5）M_sol之间。由于它与类星体图像A2很接近，我们无法对质光比设置一个有趣的限制。虽然这里使用的观测在技术上很困难，但用詹姆斯·韦伯太空望远镜对引力透镜中的通量异常进行调查将是简单、快速的，而且应该能很好地限制暗物质晕中的子结构丰度。
2013-07-02 astro-ph.CO
Weak lensing study of 16 DAFT/FADA clusters: substructures and filaments
虽然我们目前的宇宙学模型将星系团放置在细丝网络（宇宙网）的节点上，但我们仍然很难在高红移时检测到这些细丝。我们对来自DAFT/FADA巡天的16个大质量中高红移（0.4<z<0.9）星系团样本进行了弱透镜研究，这些星系团使用Subaru/Suprime-Cam或CFHT/MegaCam在至少三个光学波段成像。我们估计集群质量使用NFW适合KSB样的方法测量的剪切剖面，添加我们的贡献，集群丰度宇宙学研究所需的可观测质量关系的校准。我们计算收敛映射并选择其中的结构，通过噪声重采样技术确保其检测。利用我们的数据的大视场的优势，我们研究集群环境，增加信息从星系密度图在集群红移和X射线图像时可用。我们发现，集群在大尺度上表现出各种各样的弱透镜映射，它们可能都嵌入在兆秒差距尺度的引力结构中。我们根据弱透镜轮廓的平滑度和子结构的数量将它们分为三类：松弛（~7%），过去的合并（~21.5%），最近或现在的合并（~71.5%）。正在经历合并事件的集群的分数观测支持集群增长的层次方案，并意味着大规模集群强烈的研究红移的演变。最后，我们报告了在CLJ 0152、MACSJ 0454、MACSJ 0717、A851、BMW 1226、MACSJ 1621和MS 1621中检测到异常细长结构。
2016-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy-galaxy strong lensing cross section and the internal distribution of matter in ΛCDM substructure
本文研究星系-星系强引力透镜（GGSL）事件与ΛCDM模拟的差异，通过重新分布星系团亚晕内质量（如采用NFW轮廓并加入重子成分）尝试解决，但发现无法消除矛盾，提示需探索替代暗物质模型。
2024-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics and implications of substructure detected in a representative sample of X-ray clusters
我们提出了一个形态学研究的35个X射线发光星系团在0.15<z<0.3，以类似的方式选择本地集群子结构调查（LoCuSS），其中深XMM牛顿观测。我们通过测量每个团簇的功率比和质心位移来表征每个团簇的X射线表面亮度分布的结构，从而根据子结构的程度对团簇进行排序。这些互补的探针给出了一致的描述与一些很好理解的例外的集群形态。我们发现一个显着紧密的相关性，定期的形态与发生的冷核心的集群。我们还比较了我们的X射线形态测量的光度差距统计和椭圆率的最亮的星系团（BCG）。我们检查了我们的新的X射线形态分析如何映射到簇标度关系，发现（i）具有相对未受干扰的X射线形态的簇在固定的X射线温度下比具有干扰形态的簇平均更亮，并且（ii）在M-T关系中，对于给定的温度，干扰簇具有比规则簇更大的X射线质量。我们还表明，在X射线和弱透镜为基础的集群质量测量的比例的散射是更大的扰动集群比那些更规则的形态。总体而言，我们的研究结果表明，组装一个自洽的图片的物理结构的集群从X射线和光学数据的可行性，并有可能将其应用于宇宙学集群标度关系的测量。
2012-10-18 astro-ph.CO
Dynamics of ten clusters of galaxies with substructures
我们提出了一个详细的钱德拉研究的样本的10个星系团选择的基础上存在的子结构在其光学图像。大多数簇的X射线表面亮度图显示出各向异性的形态，特别是在中心区域。在星团的中心部分（r $_{\rm c}/2$内）共观察到22个分辨良好的显著明亮的X射线峰（对应于高密度区域）。在六个簇的中心部分看到多个峰。11个峰被发现有光学对应物（10个与10个星团的BCGs重合，一个与A539中第二亮的星系重合）。对于大多数的集群，在以前的研究中检测到的光学子结构被发现是钱德拉的视野之外。在光谱产生的二维温度图中，在三个峰（两个在A539中，一个在A376中）的位置处观察到明显较低的温度。在我们的样本中，五个星团的中心也有比周围介质温度更高的区域，这表明存在星系尺度的合并。给出了所有星系团的X射线光度、气体质量和中心冷却时间的估计。的径向X射线表面亮度分布的所有，但一个集群被发现是最好的拟合与双$β$模型，指向双相中心气体的存在下，由于冷芯。然而，对所有星系团的冷却时间估计表明，它们都没有一个强冷核，尽管不能排除弱冷核的可能性。
2014-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ongoing assembly of a central cluster galaxy: Phase-space substructures in the halo of M87
星系的晕保留了它们形成历史的独特记录。我们首次对室女星系团的中心星系M87的相空间晕子结构进行了观测和理论研究。我们分析了488个球状星团（GC）的前所未有的宽视场，高精度光度和光谱数据集，其中包括新的，大半径斯巴鲁/Suprime-Cam和Keck/DEIMOS观测。我们发现签名的两个子结构中的位置-速度相空间。一个是与外晕中已知的恒星细丝相关的小的冷流;另一个是内晕中的大的壳状图案，这意味着大规模的，迄今为止未被识别的吸积事件。我们进行了广泛的统计测试和独立的金属丰度分析，以验证这些功能的存在和特性，并提供更一般的方法，为未来的河外相空间子结构的研究。冷的外部流是一致的矮星系吸积事件，而对于内壳层有一个低的祖质量暗示的冷速度色散，和大量的GC，这可能是解决了~0.5 L* E/S 0祖的高质量之间的张力。我们还进行了M87类引力势中较小星系吸积的原理验证数值模拟。这些产生类似的功能，观察到的子结构，这应该有可观察的寿命~1 Gyr。壳层和流GC一起支持这样一种假设，即M87的扩展恒星包层是由持续到今天的稳定的物质雨建立起来的。这种相空间方法显示出独特的潜力，详细测试的星系形成超出本星系群。
2011-12-16 astro-ph.CO
A Chandra Study of Temperature Substructures in Intermediate-Redshift Galaxy Clusters
通过分析Chandra存档数据中的气体温度图，我们发现在9个中等红移（z~0.1）的星系团的中心区域普遍存在着~100 kpc尺度的温度子结构，这与室女座星系团和后发座星系团中的温度子结构相似。每个子结构包含一团热等离子体，其温度比环境高约2-3 keV，对应于每个团约1 E58 - 1 E60 erg的过量热能。由于如果没有显著的非引力热源，这些子结构将在1 E8 - 1 E9年内由于热传导和湍流（其速度范围约为200至400 km/s）而消亡，我们得出结论，子结构不能通过非均匀辐射冷却来创建和维持。我们还排除了温度子结构是由超新星爆炸或由于CMB光子的逆康普顿化引起的非热X射线发射引起的可能性。通过计算活动星系核产生的浮力气泡的上升时间，我们推测活动星系核的间歇性爆发（每次爆发约1 E60 erg）可能在高温亚结构的形成中起着至关重要的作用。我们的结果得到了McNamara & Nulsen（2007）最近研究的支持，对未来的理论和数值研究提出了严格的观测约束。
2009-05-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mass-Galaxy offsets in Abell 3827, 2218 and 1689: intrinsic properties or line-of-sight substructures?
我们制作了三个强透镜星系团Abell 3827，Abell 2218和Abell 1689的质量图，以测试质量-光偏移。所使用的技术是GRALE，它使镜头重建具有最小的假设，特别是没有关于集群光的信息。在前两个星系团中，我们发现中心区域的局部质量峰值与附近星系的距离为几到几千秒差距。这些偏移{ \em}可能是由于视线结构无关的集群，但这是非常不可能的，鉴于在$ΛCDM$模拟的机会视线重合的典型水平-为阿贝尔3827和阿贝尔2218的偏移似乎是内在的。在Abell 1689的例子中，我们在中心区域没有看到明显的偏移，但我们确实检测到了一个可能的视线结构：它只在$z\ga 3$的源被用于重建质量时才出现。我们讨论了Abell 3827和Abell 2218中质量星系偏移的可能来源：这些包括纯引力效应，如动力学摩擦，但也包括非标准机制，如自相互作用暗物质。
2014-02-18 astro-ph.CO
eROSITA cluster cosmology forecasts: cluster temperature substructure bias
eROSITA任务将提供迄今为止用X射线探测到的最大的星系团样本（预计10万个）。这个样本将被用来通过测量星系团的质量来约束宇宙学模型。一个重要的质量代理是在X射线中检测到的热等离子体的电子温度。我们想了解的检测性能和可能的偏差，由于未解决的子结构在集群晕的温度。我们模拟了大量的星系团光谱与已知的温度子结构，并比较分析eROSITA模拟观测的结果，从钱德拉早期的结果。我们能够限制集群温度的偏差及其对集群质量的影响，以及来自调查的宇宙学参数。我们发现，由于未解决的温度子结构，eROSITA调查中的温度偏低约5%（与Chandra地图的排放加权平均温度相比）。如果在校准中不考虑这种偏差，则会对eROSITA宇宙学约束产生重大影响。我们隔离的偏置效应，在星系团的子结构的温度测量和它们的影响，推导出的宇宙学参数的eROSITA集群调查。
2017-08-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Lensing time delays as a substructure constraint: a case study with the cluster SDSS~J1004+4112
众所周知，引力透镜的时间延迟依赖于宇宙学参数，但它们也依赖于透镜的质量分布的细节。通常是建立质量分布的模型，并使用时间延迟观测来推断宇宙学参数，但自然也可以将宇宙学参数视为给定的，并使用时间延迟作为质量分布的约束。本文开发了一种方法来隔离到底是什么这些约束，使用自由形式的质量模型的合奏的主成分分析。我们发现，时间延迟提供了更严格的约束，在非常高的密集区域的透镜集群的物质分布。我们将其应用于SDSS J1004+4112的集群透镜，其丰富的透镜数据包括两个时间延迟。我们发现，假设一个和谐的宇宙学，时间延迟限制集群的中心区域是圆的，不太不平衡的比单独的透镜图像所允许的。这些关于物质分布的详细信息对于研究星系团的致密区域非常有用，因为直接测量很难研究这些区域。进一步的时间延迟测量，这是预期的，将使这个系统更加有趣。
2014-12-10 astro-ph.CO
Constraining Dark Matter in Galactic Substructure
探测银河系子结构或暗晕中的暗物质湮灭信号是高能伽马射线实验的一个重要挑战。在本文中，我们讨论了探测前景相结合的两个不同方面的伽玛射线信号：角分布和光子计数概率分布函数（PDF）。最近（由Lee等人）已经显示了来自subhalos的真正PDF。偏离泊松;我们扩展了这种分析，并从一个详细的Lambda-CDM为基础的模型的subhalos属性的信号PDF。我们结合我们的PDF与银河系和银河系外的扩散伽马射线发射的模型，以获得估计和预测误差的暗物质粒子的属性（质量和湮灭截面）使用费米伽马射线太空望远镜。我们比较从真正的PDF获得的估计，从简单的泊松分析。我们发现，虽然这两个估计是unbaised在背景的存在下，从真正的PDF推导出的暗物质属性的错误是~50%小于利用泊松为基础的分析。
2010-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matter in the beam: Weak lensing, substructures and the temperature of dark matter
暖暗物质（WDM）模型为当前的冷暗物质（CDM）宇宙学模型提供了一个有吸引力的替代方案。我们提出了一种新的方法来区分WDM和CDM宇宙学，即使用弱透镜，这提供了一个独特的探针，因为它是敏感的所有“光束中的物质”，而不仅仅是暗物质晕和星系，居住在他们，而且晕之间的扩散材料。我们将CDM团簇的弱透镜图与对应于热产生的$0.5$ ~keV暗物质粒子的WDM模型中的弱透镜图进行了比较。我们的分析清楚地表明，弱透镜放大率，收敛和剪切分布可以用来区分CDM和WDM模型。WDM模型{ \em增加}弱放大率的概率，其差异对于$\gtrsim5σ$是显著的，同时在剪切分布上没有留下显著的印记。在这项工作中分析的WDM集群比CDM的更均匀，和分数减少的材料量晕成比例的放大率的平均增加。这种差异是由于在CDM中被束缚在致密晕中的物质在WDM中以较低的密度平滑地分布在更大的体积上。此外，签名不仅在于概率分布函数，而是在收敛场的全空间分布。
2016-05-27 astro-ph.CO
Noiseless Gravitational Lensing Simulations
原则上，DM粒子的微物理性质可以受到DM晕中子结构的性质和丰度的约束，如通过强引力透镜测量的那样。不幸的是，有一个缺乏准确的理论预测的子结构的透镜信号，主要是因为固有的N体模拟的离散噪声。在这里，我们提出了递归TCM，一种能够提供具有任意低离散噪声的透镜预测的方法，没有任何自由参数或平滑尺度。这种解决方案是基于一种新的方式来解释N体模拟的结果，其中粒子简单地跟踪拉格朗日相空间体积元素的演变和变形。我们讨论了这种方法的优势，广泛使用的云在细胞和自适应核平滑密度估计。应用新的方法，集群大小的DM晕模拟在温暖和寒冷的DM的情况下，我们展示了如何在他们的子结构人口的预期差异转化为收敛和放大地图的差异。我们预计，我们的方法将提供解释和充分利用强引力透镜观测所需的高精度理论预测。
2013-09-25 astro-ph.CO
Effects of baryonic and dark matter substructure on the Pal 5 stream
小尺度暗物质亚结构与银河系晕中冷恒星流之间的引力相遇导致后者的密度扰动，使恒星流成为探测暗物质亚结构的有效探针。2005年流就是这样一个系统，我们有一些最好的数据。然而，银河系的轨道靠近银河系的中心，并多次穿过银河系盘，其结构可能会受到银河系棒和巨分子云（GMC）等重子结构的扰动。为了了解这些重子结构如何影响银河系的密度，我们提出了一个详细的研究银河系的酒吧，螺旋结构，GMC，和球状星团对银河系的流的影响。我们估计每个扰动流密度的影响，通过计算其功率谱，并将其与CDM类人口的暗物质subhalos诱导的功率进行比较。我们发现，酒吧和GMCs可以单独创建的权力，是在大尺度上观察到的权力相媲美，几乎没有留下空间的暗物质子结构，而螺旋是次主导的所有尺度。在度尺度上，由酒吧引起的功率是小的，但GMC创建小规模的密度变化，是类似的幅度的暗物质引起的变化，但在其他方面无法区分从it.These结果表明，TMP5是一个穷人的系统，用于约束的暗物质子结构分数和观察流进一步在晕将是必要的，以自信地检测暗物质subhalos。
2019-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Adaptive Reconstruction of Cluster Halos (ARCH): Integrating Shear and Flexion for Substructure Detection
Drexel University（德雷塞尔大学）
ARCH是一种新的重力透镜管道，用于星系团质量重建，通过联合剪切-弯曲分析JWST图像。该方法采用分阶段优化策略，逐步过滤和选择候选晕，而非需要全局似然模型或强先验。该设计使重建计算可行且灵活，能够系统测试多种信号组合。
2026-04-29 astro-ph.CO
Hubble Space Telescope/Advanced Camera for Surveys Confirmation of the Dark Substructure in A520
利用哈勃空间望远镜/先进巡天照相机（ACS）观测数据，对合并星团A520进行了弱引力透镜研究。优秀的数据质量使我们能够达到每平方米约109个源星系的平均数密度。arcmin，与以前基于宽视场行星相机2（WFPC 2）图像的研究相比，它提高了质量重建的分辨率和重要性。我们注意消除仪器的影响，如由于ACS探测器的辐射损伤和位置相关的点扩散函数（PSF）的电荷拖尾。这个新的ACS分析证实了之前的说法，即在两个发光的子星系团之间存在大量的暗物质。我们研究了星系团的分布，并在这个位置观察到非常少的光。我们发现，在目前的ACS分析中的暗峰的质心是由~1 arcmin相对于WFPC 2分析的质心向西南偏移。有趣的是，这个新的形心与X射线发射最强的位置在空间上更一致，并且用这个形心估计的质光比之前的值高得多813+-78 M_sun/L_Rsun;基于WFPC 2形心的孔径质量提供了稍低但一致的质量。虽然我们不能提供一个明确的解释暗峰的存在，我们讨论了一个修订的方案，其中暗物质与更传统的范围sigma_DM/m_DM < 1 cm^2/g的自相互作用截面可以导致检测到这个黑暗的子结构。如果得到详细的数值模拟的支持，这一假设开辟了一种可能性，即A520系统可用于建立暗物质自相互作用截面的下限。
2014-01-16 astro-ph.CO
A machine learning-based method for populating dark matter halos in N-body simulations with substructure
Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University（纽约大学物理系宇宙学与粒子物理中心）；Department of Physics, Sharif University of Technology（谢里夫理工大学物理系）
提出一种基于机器学习的方法，利用分类器和最近邻搜索，从高分辨率模拟中为低分辨率N体模拟的暗物质晕快速填充亚晕，预测误差低于5%。
2026-10-01 astro-ph.CO
CLASH-VLT: Insights on the mass substructures in the Frontier Fields Cluster MACS J0416.1-2403 through accurate strong lens modeling
本文对CLASH和Frontier Fields星系团MACS J0416.1-2403进行了详细的质量重建和亚结构性质的研究。作为CLASH-VLT计划的一部分，我们展示并使用了我们的VIMOS光谱数据集，从光谱上确认了10个强透镜系统，并选择了175个可能的星团成员，其极限恒星质量为log（M */MSun）~ 8.6。我们再现了30多个图像的测量位置，具有显着的中位数偏移仅为0.3”的装置由2个集群暗物质晕，代表核心的椭圆伪等温质量分布，和集群成员组件的综合强透镜模型。后者的总质光比随着星系HST/WFC 3近红外（F160 W）光度的增加而增加。在爱因斯坦半径内的总封闭质量的测量精确到~ 5%，包括系统的不确定性。我们强调，使用多图像系统与光谱红移和知识的集群成员的基础上广泛的光谱信息是关键，以构建强大的高分辨率质量地图。我们还制作了覆盖HST观测的中心区域的放大图。我们调查星系的贡献，无论是在总质量和恒星质量，总质量预算的集群。当与宇宙学$N$体模拟的结果相比，我们的结果指出，缺乏大规模的subhalos在模拟集群的内部区域的总质量类似的MACS J0416.1-2403。我们的发现的位置和形状的集群暗物质晕密度分布和集群的子结构提供了有趣的测试假设碰撞，冷性质的暗物质和重子在结构形成过程中所扮演的角色。
2014-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
LoCuSS: First Results from Strong-lensing Analysis of 20 Massive Galaxy Clusters at z~0.2
我们提出了一个统计分析的样本20强透镜集群从本地集群子结构调查（LoCuSS），基于高分辨率的哈勃太空望远镜成像的集群核心和后续的光谱观测，使用Spark-I望远镜。我们利用详细的参数化模型计算了团核的质量分布，测量了R<250 kpc的团核总质量和与子结构相关的质量分数，并与由古老的恒星星族和团内X射线辐射介质追踪的团核重子分布进行了比较。我们的主要成果包括：（i）Einstein半径的分布是对数正态分布，峰值和1 σ宽度为<log（RE（z=2））>=1.16+/-0.28;（ii）在3 σ显著性下，我们检测到X射线/透镜质量差异<M_SL/M_X>=1.3--具有较大亚结构分数的团簇显示出更大的质量差异，因此更大地偏离流体静力平衡;（iii）团簇子结构分数也与小尺度上气体密度分布的斜率相关，这意味着团簇-团簇合并和气体冷却之间的联系。总体而言，我们的研究结果是一致的，认为集群集群合并发挥了突出的作用，在塑造集群核心的属性，特别是造成偏离流体静力平衡，并可能干扰冷核心。我们的研究结果不支持最近的说法，大爱因斯坦半径集群提出了一个挑战的CDM范式。
2010-01-05 astro-ph.CO
SubHaloes going Notts: The SubHalo-Finder Comparison Project
我们提出了一个详细的比较的子结构性质的一个单一的银河系大小的暗物质晕从宝瓶座套件在五个不同的分辨率，确定了各种不同的（子）晕发现者模拟宇宙结构的形成。这些发现者涵盖了广泛的技术和方法，以提取和量化更大的非均匀背景密度（例如宿主晕）内的子结构。这包括基于实空间、相空间、速度空间和时间空间的查找器，以及采用Voronoi曲面细分、朋友的朋友技术或细化网格作为定位子结构的起点的查找器。公共后处理流水线用于统一分析每个查找器提供的粒子列表。我们提取的subhaloes的定量和可比的措施，主要集中在质量和旋转曲线的峰值为这个特定的研究。我们发现，所有的发现者同意非常好的子结构的存在和位置，甚至有关的内部部分的subhalo（例如，旋转曲线的最大值）的属性。对于依赖于靠近晕外边缘的粒子的性质，一致性在20%左右。我们发现，一个subhalo的基本属性（质量，最大圆周速度）可以可靠地恢复，如果subhalo包含超过100个粒子，虽然它的存在可以可靠地推断为一个较低的粒子数限制为20。我们最后注意到，对于所有达到高分辨率的探测器，次晕累积数计数的对数斜率是非常一致的，并且<1。如果是正确的，这将表明，更大和更大的，分别，子结构是最动态的兴趣和更高层次的（子）subhalo层次变得越来越不重要。
2012-03-16 astro-ph.CO
The Spur and the Gap in GD-1: Dynamical evidence for a dark substructure in the Milky Way halo
我们提出了一个模型的GD-1恒星流的相互作用与一个大规模的扰动，自然解释了许多观察到的流功能，包括一个差距和离流马刺的恒星。该模型涉及到一个快速相遇的冲动，之后该流在不同的轨道能量下生长出一个恒星环。在特定的视角下，这个环看起来偏离了水流轨迹。毛刺和间隙特征的定量比较倾向于扰动物在$10^6\,\rm M_\odot$至$10^8\,\rm M_\odot$质量范围内的模型。回溯时间的轨道积分显示，这股气流的相遇不可能是由任何已知的具有确定轨道的球状星团或矮星系引起的，质量、大小和撞击参数的争论也表明，它不可能是由银河系盘中的分子云引起的。对于这种间隙-突刺结构，最合理的解释是与暗物质子结构的相遇，就像LCDM宇宙学中预测的那些填充星系晕的暗物质。然而，在这个质量范围内和银河系的这一部分，LCDM暗晕的预期密度比GD-1扰动的推断密度低$2-3\,σ$。这一观测开启了一种可能性，即对流的详细观测可以测量暗物质子结构的质谱，甚至可以识别星系晕中的单个子结构及其轨道。
2019-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Structure and Substructure of Galactic Spheroids
在低红移的所有类型和环境的星系的完整的空间化学动力学结构提供了一个重要的伴奏观测星系形成在高红移。接下来的十年带来了观测的机会，以强烈约束附近星系的恒星形成和组装的历史，特别是在球体中，这些球体构成了宇宙中绝大多数恒星质量，但到目前为止一直难以研究。为了限制建立球状“红序”的途径，随着改进的宽视场仪器越来越多，可以将测光和光谱学中的各种标准技术，特别是分辨球状星团和行星状星云等示踪物的技术，扩大到全面调查。与此同时，巨型望远镜上自适应光学的进展可能首次允许对这些系统中单个恒星的大样本进行深入、分辨的光度和光谱分析，从而使星系研究发生革命性变化。通过对整个宇宙时间内恒星和星系形成的详细建模和自洽模拟，需要强有力的理论支持来理解新的观测约束。
2009-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of substructure with adaptive optics integral field spectroscopy of the gravitational lens B1422+231
强引力透镜可以用来探测低质量的subhalos，根据图像通量和位置的偏差，从什么可以实现一个平滑的质量分布。到目前为止，这种方法一直受到限制的（无线电大声，微透镜免费）系统，可以分析的存在下的子结构的数量很少。利用引力透镜B1422+231，我们证明了自适应光学积分场光谱学也可以用来探测暗子结构。我们分析获得的数据与OSIRIS的凯克我望远镜，使用贝叶斯方法，占有关的不确定性的点扩散函数和图像的位置在单独的曝光。窄线[OIII]通量测量的透镜图像是一致的，在无线电中测量，并显示出显着的偏差，从预期的平滑的质量分布，与扰动的低质量晕的存在相一致。详细的透镜模拟表明，当透镜被模拟为一个系统时，图像通量和位置的拟合明显更好，该系统除了主晕之外还包含一个扰动子晕，而不是由主晕本身来模拟，这表明子结构的显著检测。在600 pc范围内的扰动质量的68%置信区间分别为：8.2 $^{+0.6}_{-0.8}$，8.2 $^{+0.6}_{-1}$和7.6 $\pm0.3$ $\log_{10}$ [M $_{\rm{sub}}$ /M $_\odot$ ]，对于单一等温球，伪Jaffe和NFW质量分布。这种方法可以扩展到几乎所有的四重成像类星体的流量比异常的研究，因此提供了很大的潜力，以提高在不久的将来确定的晕下质量函数。
2014-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Creation of cosmic structure in the complex galaxy cluster merger Abell 2744
本文详细介绍了Abell 2744（z = 0.308）的强透镜、弱透镜和X射线分析。Abell 2744是目前已知的最活跃的合并星系团之一。它似乎释放出了“黑暗”、“幽灵”、“子弹”和“剥离”的子结构，每个子结构的质量约为10^14太阳质量。现象是复杂的，将提出一个挑战，数值模拟再现。新的，多波段HST成像，我们确定了34强透镜图像的11个星系周围的大规模的南部“核心”。结合HST，VLT和斯巴鲁的弱透镜数据，我们制作了迄今为止该星团最详细的质量图。我们还对存档的钱德拉X射线成像进行了独立分析。我们的分析支持最近的说法，即南部核心和西北部的子结构是合并后，从一个角度来看，表现出类似于子弹星系团的形态。从南方核中X射线发射气体和透镜质量之间的分离，我们导出了暗物质粒子σ/m <~ 3 \pm 1 cm ^2 g^-1的自相互作用截面的一个新的独立约束。在西北亚结构中，气体、暗物质和星系成分之间的距离要大得多。最奇怪的是，“鬼”团（主要是气体）领先“暗”团（主要是暗物质）超过150千秒差距。我们提出了一个增强的“冲压压力弹弓”的情况下，可能会产生这样一个大的分离组件的这种逆转，但需要进一步确认的后续观测和数值模拟。第二次合并涉及北部的第二个“子弹”丛和西部的一个极端“剥离”丛。后者似乎展示了迄今为止在我们的天空中探测到的暗物质和X射线发射重子之间最大的分离。
2011-10-11 astro-ph.CO
Strong lensing signatures of luminous structure and substructure in early-type galaxies
强透镜系统中多个图像的到达时间、位置和通量可以用来推断偏转器中暗晕的存在，从而测试冷暗物质模型的预测。然而，引力透镜并不区分由重子和非重子质量引起的光滑引力势的扰动。在这项工作中，我们量化的偏转器的恒星质量分布可以再现通量比和天体测量异常通常与存在的暗物质subhalo的程度。利用哈勃空间望远镜拍摄的附近星系的图像，我们模拟了强透镜系统与实际分布的恒星质量，因为它们将被观察到的红移$z_d=0.5$。我们添加了一个暗物质晕和外部剪切帐户的顺利暗物质领域，省略黑暗的子结构，并使用蒙特卡罗程序来表征图像的位置，时间延迟和流量比的分布为一个紧凑的背景源的直径为5 pc。通过卷积高分辨率图像的真实星系与高斯PSF，我们模拟了最详细的光滑的潜力，可以构建给定的高质量的数据，并找到分散的流量比的$\approx 10\%$，我们解释为一个典型的偏离所造成的透镜星系的大小尺度结构的光滑的潜力。我们证明了由星系尺度重子结构引起的通量比异常可以通过选择最大质量和最圆的偏转器来最小化，并且通过同时模拟通量比和天体测量数据来最小化。
2016-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new study of stellar substructures in the Fornax dwarf spheroidal galaxy
利用深V、B-V宽视场测光技术，通过色星等图分析确定了天炉座矮球状星系的详细恒星形成历史，对恒星过密度进行了新的研究。我们集中在相对年轻的恒星组成部分（<4 Gyr），并将其与下面的天炉座场人口进行比较。我们更详细地研究了以前已知的内壳状结构，并表明它具有明确的年龄-金属丰度关系，峰值在~1.5 Gyr，[Fe/H]=-0.6 dex。与天炉座中心的比较表明，过密特征与年轻场星的年龄-金属丰度关系一致，可能是由天炉座气体形成的。这与超密度是由先前排出的气体再吸积形成的情况一致。我们还发现了一个新的恒星超密度，位于距离中心0.3度（0.7千秒差距），只有1亿年的历史，具有太阳金属丰度。这一特征构成了迄今为止在天炉座观测到的最年轻、最富含金属的恒星。目前还不清楚年轻的高密度是如何形成的，尽管恒星的年龄和金属含量表明这一特征可能代表了天炉座dSph最后的恒星形成活动。
2013-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
CODEX: Role of velocity substructure in the scaling relations of galaxy clusters
本研究更新CODEX光谱星系团证认，利用成员清洗、Anderson–Darling速度子结构检验和中心偏移分析，揭示子结构及低红移冷却与AGN反馈对标度关系散点的影响。
2023-07-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulations of gas sloshing induced by a newly discovered gas poor substructure in galaxy cluster Abell 1644
碰撞事件导致星系团团内气体出现特殊的形态。Abell 1644似乎就是这种情况，它是附近的一个星系团，由三个主要结构组成：南部的星系团呈现出螺旋状的形态，A1644 S;在X射线观测中看到的北部星系团A1644 N1;以及最近发现的子结构A1644 N2。通过$N$ -体流体动力学模拟，我们试图重建该系统的动力学历史。这些模拟产生了两种特定的情景：（i）A1644 S和A1644 N2之间的碰撞。我们的最佳模型在合并平面和$30^\circ$的天空平面之间有一个倾角，并在中心附近通过后达到最佳形态$1.6\,$ Gyr。此时，A1644 N2是贫气体的，在X射线发射中几乎无法检测到。该模型与观测结果吻合较好;（ii）A1644 S和A1644 N1之间的碰撞。这种方法并没有产生像第一种情况那样令人满意的结果，因为密度和不匹配的温度图存在很大的干扰。作为补充研究，我们进行了一个三集群模拟作为基础的最佳拟合模型再现A1644的三个主要结构的当前状态。这种情况下提出了一个很好的协议，全球形态的观察。因此，我们发现更有可能的情况是A1644 S和新发现的A1644 N2之间的碰撞，只要A1644 N1不会严重干扰螺旋特征的形成，它就可能存在。
2020-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Weak gravitational lensing as a probe of physical properties of substructures in dark matter halos
提出了一种利用弱引力透镜在星系群或星系团外围区域选择卫星星系的新方法。该方法是基于理论上的期望，切向剪切图案卫星星系周围会出现负值的偏移距离的中心的主晕。因此，我们可以定位的卫星星系的统计偏移距离的几个透镜平滑尺度，通过使用标准的重建表面质量密度图从弱透镜观测。我们使用高分辨率的宇宙学模拟来测试这个想法。我们表明，subhalos从主机晕的中心分离成功地定位，即使没有假设的中心的位置。对于一些这样的晕，特征质量和偏移长度也可以在统计的基础上估计。我们进行费舍尔分析，以显示如何以及即将到来的弱透镜调查可以约束卫星星系的质量密度分布。对于天空覆盖范围为20，000平方度的大型综合巡天望远镜来说，对于z=0.15时质量为10^14 Msun/h的星系团，星系团外部区域的成员星系质量可以被限制在约0.1 dex的精度。最后，我们探讨了质量范围在10^11-10^13 Msun/h的浅晕潮汐剥离特征的可探测性。
2014-12-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Lensing and the Power Spectrum of Dark Matter Substructure: Insights from the ETHOS N-body Simulations
强引力透镜被认为是研究暗物质粒子性质的一种很有前途的天体物理探测手段。在本文中，我们提出了一个银河系大小的晕子结构的投影质量密度（会聚）场的功率谱的详细研究。这个功率谱被认为是一个关键的可观测量，可以从强透镜图像中提取出来，并产生关于透镜星系内物质分布的重要线索。我们使用两种不同的$N$体模拟从ETHOS框架：一个与冷暗物质和另一个与自相互作用的暗物质和初始功率谱的截止。尽管早期的工作确定$ k \gtrsim 100$ kpc $^{-1}$作为最有希望的尺度来了解暗物质的粒子性质，我们发现，即使在较低的波数-这实际上是在不久的将来观测范围内-我们可以获得有关暗物质的重要信息。比较来自不同红移的透镜的$0.1 \lesssim k/$ kpc $^{-1} \lesssim 10$尺度上功率谱的振幅和斜率可以帮助我们区分冷暗物质和其他改变暗晕丰度和中心密度的奇异暗物质场景。此外，通过考虑不同的质量箱的功率谱的贡献，我们发现，在质量范围$10^7 - 10^8$ M $_{\odot}$的subhalos平均上最大的贡献者的功率谱信号的规模$2 \lesssim k/$ kpc $^{-1} \lesssim 15$，尽管众多的subhalos与质量$> 10^8$ M $_{\odot}$在一个典型的透镜星系。最后，通过比较从次晕目录中获得的功率谱与从模拟快照中的粒子数据中获得的…
2018-08-31 astro-ph.CO hep-ph
From the core to the outskirts: structure analysis of three massive galaxy clusters
结构形成的层次模型是Lambda冷暗物质模型的一个关键预测，可以通过研究大尺度环境和大质量星系团的子结构内容来检验。我们在这里提出了一个详细的分析集群RXCJ 0225.9 -4154，RXCJ 0528.9 -3927，和RXCJ 2308.3 -0211，作为一个样本的一部分，大质量的X射线发光的集群位于中间的红移。我们使用了多波长分析，结合WFI光度观测，VIMOS光谱，和X射线表面亮度图。我们研究了团簇的光学形态，我们在剩余的X射线发射中寻找重要的对应物，我们进行了几次测试来评估它们的动力学状态。我们相关的结果来定义各种子结构功能，研究它们的属性，并量化它们对简单的动态质量估计的影响。RXCJ 0225有一个双峰核心，两个大质量星系群位于其周围;它们排列成一个细长的结构，也可以在X射线中检测到。RXCJ 0528位于一个恶劣的环境中，X射线质心偏移和两个中心BCGs的存在为最近和活跃的动力学历史提供了温和的证据。RXCJ 2308具有复杂的中心动力学，它位于超巨星团的核心。星团中心动力学的复杂性反映了其大尺度环境的丰富性：RXCJ 0225和RXCJ 2308的子结构质量分数大于典型的0.05-0.15，而孤立的星团RXCJ 0528在其维里半径内没有任何主要的子结构。最大的子结构被发现在集群的郊区。团簇的光学形态与它们的BCG的取向以及吸积主轴的位置相关。
2017-03-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure lensing in galaxy clusters as a constraint on low-mass sterile neutrinos in tensor-vector-scalar theory: The straight arc of Abell 2390
修正牛顿动力学范式的某些协变理论似乎需要一个额外的热暗物质（HDM）成分--以重的普通中微子或最近的质量约为11 eV的轻无菌中微子（SN）的形式--来缓解从宇宙尺度到与星系团相关的中间尺度的问题。在这里，我们建议使用引力透镜的星系团来测试这样的婚姻中微子HDM和修改的重力，采用张量矢量标量理论（TeVeS）的框架。与传统的冷暗物质（CDM）不同，这种HDM受到强相空间约束，这使得人们可以检查在修改后的框架内推断的星团透镜模型的一致性。由于所考虑的HDM粒子不能坍缩成任意密度的团块，只能形成远高于银河系尺度的结构，因此表明需要暗子结构的系统特别令人感兴趣。作为第一个例子，我们研究了集群透镜阿贝尔2390和它的令人印象深刻的直弧与数值模拟的帮助。基于我们的研究结果，我们概述了一个通用的和系统的方法来模型集群透镜TeVeS显着降低计算复杂性。我们进一步考虑一个简单的双峰透镜配置，能够产生直弧，以证明我们的方法。我们发现，这样的模型是勉强符合11 eV SN的假设。未来的工作，包括更详细和现实的镜头模型可能会进一步限制必要的SN分布，并有助于最终评估这一点。因此，集束透镜可以在清洁发展机制和这种由SN或其他HDM选择补充的修改后的重力情景之间提供一个有趣的对比。
2010-11-18 astro-ph.CO gr-qc
Dark matter substructure modelling and sensitivity of the Cherenkov Telescope Array to Galactic dark halos
银河系中的暗物质呈团块状分布是由于星系的等级结构形成的结果。这些团块是用现在和将来的$γ$射线仪器寻找暗物质湮灭的可能目标。团块分布存在许多不确定性，导致关于可检测团块的预期数量和可从未检测中获得的随后限制的有争议的结论。在本文中，我们使用CLUMPY代码来模拟数千个天空图的几个集群分布。这使我们能够统计评估可检测团块的典型属性（质量，距离，角度大小，光度）。不同的参数的团块分布，使我们能够确定的关键数量，可检测的团块的数量是最敏感的。我们的分析集中在两个极端的团块配置，但与数值模拟的结果一致，我们重新审视和比较各种计算的费米-LAT仪器，在预期的黑暗团块的数量和银河信号的角功率谱。然后，我们专注于未来CTA仪器检测暗团块的前景，为此，我们使用开源CTA软件进行了详细的灵敏度分析。基于一个现实的情况下，预见CTA河外调查，并占审判后的敏感性调查，我们表明，我们获得竞争和互补的限制，那些基于长期观察一个明亮的矮球状星系。
2016-10-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Sensitivity of strong lensing observations to dark matter substructure: a case study with Euclid
我们介绍了一种机器学习方法，用于估计强透镜观测对透镜中暗物质晕的敏感性。我们的训练数据包括椭圆幂律透镜，哈勃深场源，外部剪切，噪声和PSF的欧几里得VIS仪器。我们使用$v_\mathrm{max}$-$r_\mathrm{max}$关系设置亚晕的浓度。然后，我们估计的暗物质subhalo的$16{,}000$模拟强透镜观测的深度和分辨率类似于欧几里德VIS图像的敏感性。我们发现，与$3σ$检测阈值，$2.35$百分之像素内的两倍爱因斯坦半径是敏感的subhaloes与质量$M_\mathrm{max}\leq 10^{10}M_\odot$，$0.03$百分之敏感的$M_\mathrm{max}\leq 10^{9}M_\odot$，和，灵敏度的极限被发现是$M_\mathrm{max}=10^{8.8\pm0.2}M_\odot$。使用我们的灵敏度图并假设CDM，我们估计在整个样本中，类欧几里得镜片将产生每个镜片的$1.43^{+0.14}_{-0.11}[f_\mathrm{sub}^{-1}]$可检测的亚晕，但在最敏感的镜片中，这增加到每个镜片的$35.6^{+0.9}_{-0.9}[f_\mathrm{sub}^{-1}]$。估计值以子结构质量分数$f_\mathrm{sub}^{-1}$的倒数为单位给出。假设使用$f_\mathrm{sub}=0.01$，一般情况下，每…
2023-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Second Data Release of the COSMOS Lyman-alpha Mapping and Tomographic Observation: The First 3D Maps of the Detailed Cosmic Web at 2.05<z<2.55
我们目前的第二个数据发布的COSMOS莱曼-阿尔法映射和层析成像观测（CLAMATO）的调查进行了LRIS光谱仪的PRACK-I望远镜。本项目利用暗恒星形成星系和类星体在z ~ 2-3的光谱中的莱曼α森林吸收来追踪星系际介质中的中性氢。特别是，我们使用了320个物体在~0.2 ° ^2的足迹上重建了2.05 < z < 2.55的吸收场，分辨率为~2 h^{-1}Mpc。我们对观测数据应用维纳滤波技术，以重建体积为4.1 × 10^5的共动立方Mpc的场的三维图。除了过滤的通量图，我们第一次推断出潜在的暗物质场，通过一个前向建模框架，从星系和莱曼α森林数据的联合可能性，找到明确的例子，详细的宇宙网络组成的宇宙空隙，片，丝，和节点。除了传统的数字，我们提出了一些交互式的三维模型，允许探索的数据和定性比较已知的星系调查。我们发现，我们推断的过密度与从星系场发现的一致。我们的简化光谱、提取的莱曼-阿尔法森林像素数据和重建的层析成像图可在https://doi.org/10.5281/zenodo.7524313上公开获得。
2023-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
LCDM halo substructure properties revealed with high resolution and large volume cosmological simulations
我们使用Phi-4096和Uchuu的N体宇宙学模拟研究了LCDM暗物质亚晕的结构性质、分布和丰度。由于它们的大体积，高质量分辨率和出色的统计数据相结合，我们能够量化-第一次在超过七十年的时间里始终保持subhalo-to-host-halo质量的比例-subhalo属性与质量，最大圆周速度，Vmax，主机晕质量和距离主机晕中心的依赖关系。我们还剖析了这些依赖关系随宇宙时间的演变。我们提供了准确的拟合subhalo的质量和速度函数，都表现出减少的幂律斜率在预期范围内的值，并没有显着的依赖红移。我们还发现subhalo丰度弱地依赖于主机晕质量。我们探讨了其主机内的subhaloes的分布和它的演变在宇宙时间的subhaloes位于深为0.1%的主机维里半径。次晕结构特性通过浓度参数cV进行编码，cV不依赖于任何特定的预定义密度分布，仅依赖于Vmax。我们推导出了7-1500 km/s范围内的cV-Vmax关系，并发现了对次晕到主晕中心距离的重要依赖性，如Moliné等人（2017）所述。有趣的是，我们还发现相同质量的次晕明显更集中于更大质量的宿主。最后，我们调查的红移演化的cV，并提供准确的配合，考虑到所有提到的依赖关系。我们的研究结果提供了一个前所未有的详细描述subhalo人口，在广泛的subhalo和主机晕群众，以及宇宙时间一致。我们的工作使精确的工作在任何未来的研究涉及暗物质…
2023-02-17 astro-ph.CO hep-ph
Gaps in globular cluster streams: giant molecular clouds can cause them too
由于内部动力学的相干性，由分裂球状星团（GC）形成的薄恒星流可以作为星系晕中暗物质（DM）子结构的探测器。近距离飞越引起的扰动放大到可检测的密度差距，提供了一个探针的丰度和质量的DM subhaloes。在这里，我们使用N体模拟表明，银河系人口的巨大分子云（GMC）也可以产生差距（和团块）的GC流，因此可能会混淆检测DM subhaloes。我们探讨流的情况下，类似于所观察到的Palomar 5和GD1系统，量化GMC扰动所造成的结构的预期发病率。无论银河系晕的子结构内容如何，深层观测都应该能探测到这种扰动。将需要详细的模型来证明，任何检测到的差距或团块所产生的DM subhaloes，而不是分子云。
2016-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the dynamical and X-ray mass proxies of the cluster of galaxies Abell S1101
内容：星系团Abell S1101（以下简称S1101）的X射线光度与速度色散关系（L-sigma）明显偏离了我们以前的研究。鉴于可靠的X射线光度测量结合XMM-牛顿和ROSAT，这可能是最有可能造成的偏差，在速度色散由于闯入者和低成员统计在以前的样本的成员星系，这是完全基于20星系红移从文献中得出。目的：我们打算增加星系成员的统计，以执行一个精确的测量的速度色散和动力学质量的S1101。我们的目标是一个详细的子结构和动力学状态表征这个集群，和质量估计的比较来自（一）的速度色散（M_vir），（ii）的焦散质量计算（M_casotic），和（iii）质量代理X射线观测和Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应。研究方法：我们用VIMOS对该星系团场中的星系进行了新的光谱观测，获得了S1101的~60个成员星系的样本。我们根据这个样本修正了星系团的红移和速度色散测量，并应用了Dressler-Shectman子结构检验。结果：该聚类显著提高了r200以内聚类成员的完整性。动态子结构测试并未显示S1101中存在重大干扰或合并活动的证据。我们发现动态集群质量测量和X射线质量估计，这证实了在2D子结构测试中显示的集群的放松状态之间的良好协议。深圳大众代理略高于其他估计。更新后的速度离散测量值消除了L-sigma关系中S1101的偏差。
2016-08-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
CLUMPY: Jeans analysis, $γ$-ray and neutrino fluxes from dark matter (sub-)structures
我们提出了一个更新的CLUMPY代码的天体物理J-因子的计算（从暗物质湮灭/衰变）的任何银河系或河外的暗物质晕，包括子结构：晕到晕浓度分散现在可以启用，助推因子可以包括几个层次的子结构，和三轴性是一个新的选择暗物质晕。这个新版本利用CFITSIO和HEALPix库，提出使用HEALPix像素化方案的FITS输出图。来自一般湮灭/衰变谱的$γ$射线和$ν$信号的天空图现在是CLUMPY的直接输出。利用HEALPix例程，通过用户定义的仪器高斯光束进行平滑，并计算地图的角功率谱，现在是可能的。除了这些改进之外，主要的新颖性是实施了Jeans分析模块，以从松弛球形系统中的运动学数据获得暗物质密度分布（例如，矮球状星系）。该代码还接口的伟大的工具包设计的马尔可夫链蒙特卡罗分析，从概率密度函数和可信区间可以得到速度分散，暗物质配置文件，和J-因子。
2015-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
