Galaxy Clusters in Formation: Determining the Age of the Red-Sequence in Optical and X-ray Clusters at z~1 with HST
利用哈勃空间望远镜的深两波段成像，我们测量了红序列星系团巡天（RCS）中9个光学选择星系团中E/S 0星系在0.9 < z < 1.23处的色-星等关系（CMR）。我们发现，在这组集群的观察框架中的CMR中的平均散射为0.049 +/- 0.008，相比之下，在类似的红移下，在类似成像和相同分析的X射线样品中的平均散射为0.031 +/- 0.007。CMR散射的单次爆发恒星星族模型表明，这些RCS星团中的E/S 0种群在z~1.6处截断了它们的恒星形成，比在z~2.1处截断的X射线E/S 0对应物晚了约0.9 Gyrs。这是两个星系团不同演化状态的一种表现，这一观点得到了两个样本中膨胀主导星系比例的比较的支持，这表明光学选择的星系团在其核心包含较小比例的E/S 0星系
2009-07-28 astro-ph.CO
Towards determining the neutrino mass hierarchy: weak lensing and galaxy clustering forecasts with baryons and intrinsic alignments
第四阶段透镜巡天测量中微子质量总和和区分正常和倒置质量等级的能力取决于描述小尺度重子天体物理学和内在排列的讨厌参数的影响。对于欧几里德的调查，我们进行了第一次相结合的弱透镜和星系聚类与重子，固有的路线，和大规模的中微子两个层次的Fisher分析。我们使用的晕模型，捕获重子反馈和绝热收缩的影响产生的物质功率谱。对于弱透镜，我们发现重子导致严重退化的中微子质量总和的预测，$Σ$，大约一倍$σ_Σ$。我们发现，包括星系聚类约束欧几里得和BOSS，宇宙微波背景（CMB）普朗克先验，可以减少这种退化$σ_Σ$到9%和16%的正常和倒置的层次结构。组合的预测，$σ_{Σ_{\rm{NH}}}=0.034\, \rm{eV}$和$σ_{Σ_{\rm{IH}}}=0.034\, \rm{eV}$，排除了一个有意义的区别的层次，但可以改善与未来的CMB先验的$n_s$和信息，从中微子双β衰变，以实现2 $σ$的区别。内在对齐对预测的影响被证明是最小的，由于内在对齐信号的信息，$σ_Σ$甚至经历了轻微的改善。我们发现，虽然绝热收缩和内在的路线将需要仔细的校准，以防止显着偏置的$Σ$，有较少的风险，如活动星系核和超新星的能量事件的反馈。
2020-06-08 astro-ph.CO
Golden gravitational lensing systems from the Sloan Lens ACS Survey. II. SDSS J1430+4105: A precise inner total mass profile from lensing alone
我们研究了z=0.285的SLACS强透镜系统SDSSJ 1430 +4105。该系统的透镜源（z=0.575）具有复杂的形态与几个子组件。它的子元件在透镜平面内的径向范围从4到10 kpc。因此，我们可以约束的总投影质量分布的爱因斯坦半径（R_E）的斜率从单独的透镜。我们测量到的密度剖面比R_E处的等温密度剖面略浅，但并不明显。我们将透镜星系的质量分解成一个de Vaucouleurs（DEV）分量来跟踪恒星和一个额外的暗分量。在一个大的径向范围内的多个图像组件的传播也使我们能够确定的DEV和暗物质组件分别的振幅。我们得到了M_deV/L_B~5.5 \pm ~ 1.5M/L_sun，B的质光比和R_E范围内的暗物质分数~20 ~ 40%。假设太阳金属丰度下的复合恒星星族与星系光度学的关系，模拟恒星形成历史，得到Salpeter和Chabrier IMF的质光比分别为M_star，salp/L_B~4.0_{-1.3}^{+0.6}M/L_sun，B和M_star，chab/L_B~2.3_{-0.8}^{+0.3}M/L_sun，B。因此，来自透镜的质光比更像Salpeter，与大质量后发星系和附近其他大质量早型星系的结果一致。我们研究的后果的星系群中嵌入的透镜星系，表明它有很小的影响，得到的质量与光比的DEV组件的透镜星系。最后，我们将透镜信号的deV和暗物质分量的投影方位角…
2012-09-10 astro-ph.CO
Neutrinos and dark energy constraints from future galaxy surveys and CMB lensing information
我们探讨了通过Fisher信息矩阵形式主义从未来的天文数据中获得更好的约束的可能性。特别是，我们考虑如何宇宙微波背景（CMB）透镜信息可以改善我们的参数误差估计。在$Λ$ CDM框架下考虑了大质量中微子和随时间演化的暗能量状态方程。我们使用普朗克卫星的实验规格，连同未来的星系巡天欧几里德在我们的预测。我们发现，在几乎所有的研究参数考虑普朗克单独使用时，CMB透镜信息的改进。在这种情况下，改善相对于没有使用CMB透镜的约束是93%左右的中微子参数的基准值。其中一个暗能量参数的改善达到4.4%。当Euclid信息被包括在分析中时，中微子参数约束的改进约为基准值的128%。欧几里德信息的增加也提供了暗能量参数的更小误差。对于单独的欧几里德，FoM是$\sim$ 29的一个因素，甚至从普朗克单独考虑CMB透镜。最后，一个近乎完美的CMB实验的考虑表明，CMB透镜不能被忽略，特别是在更精确的未来的CMB实验，因为它提供了在我们的情况下，一个6倍更好的FoM关于unlensed CMB分析。
2013-07-10 astro-ph.CO
Probing baryonic feedback with fast radio bursts: joint analyses with cosmic shear and galaxy clustering
University of Oxford（牛津大学）；Universität Bonn（波恩大学）
本文通过联合分析宇宙shear和快速射电暴数据，探讨重子反馈机制，提升宇宙学参数约束，尤其在S8参数上改进显著。
2026-03-19 astro-ph.CO
The Fundamental Metallicity Relation Reduces Type Ia SN Hubble Residuals More Than Host Mass Alone
Ia型超新星的哈勃残差已经被证明与宿主星系的质量相关，这对它们在测量暗能量属性中的应用构成了主要障碍。在这里，我们校准了Mannucci等人（2010）的基本金属丰度关系（FMR），用于单独从宽带颜色测量的宿主质量和恒星形成率。我们将FMR应用于Gupta等人（2011）的SDSS-II样本中的大量宿主，并发现与仅使用恒星质量（或质量-金属丰度关系）作为拟合参数相比，哈勃残差中的散射显着减少。我们对FMR的校准仅限于恒星形成星系，在哈勃残差计算中，我们只包括log（SFR）>-2的宿主。我们的研究结果强烈表明，金属丰度是哈勃残差和宿主星系质量之间的相关性的潜在来源。由于FMR在z = 2和当前之间几乎是恒定的，因此FMR连同光变曲线宽度和颜色的使用应当提供使系统误差最小化的鲁棒距离测量方法。
2012-12-19 astro-ph.CO
Determining Type Ia Supernovae Host galaxy extinction probabilities and a statistical approach to estimating the absorption-to-reddening ratio $R_V$
我们调查的Ia型超新星的消光值的限制，以统计确定最可能的颜色过剩，E（B-V），与银河系的距离，并使用这些统计数据来确定的吸收，红化比，$R_V$，在宿主星系的尘埃。我们确定了59个星系的基于像素的尘埃质量表面密度图，这些星系来自于对邻近星系的关键洞察：一个使用\textit{Herschel}的远红外巡天（KINGFISH，Kennicutt等人（2011））。我们使用Ia型超新星的光谱模板（Hsiao et al. 2007），对$R_V$ = 3.1的色过剩E（B-V）进行了蒙特卡罗模拟，并研究了色过剩概率E（B-V）与投影径向星系中心距离的关系。此外，我们还利用观测到的三个KINGFISH星系的SN 1989 B、SN 2002 bo和SN 2006 X的光谱对模型进行了检验。最后，我们确定了Sa-Sap，Sab-Sbp，Sbc-Scp，Scd-Sdm，S 0和不规则星系类作为$R/R_{25}$函数的最可能红化。我们发现，最大的预期红化概率是在Sab-Sb和Sbc-Sc星系，而S 0和不规则星系是非常贫穷的尘埃。本文提出了一种利用色余概率函数确定吸收红化比$R_V$的新方法，并对在Sab-Sbp星系中观测到的21个Ia型超新星和在Sbc-Scp星系中观测到的34个Ia型超新星的样本进行了计算，得到了吸收红化比$R_V$ = 2.71 $\pm$ 1.58和吸收红化比$R_…
2016-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the Nature of the Extended HI Structure Around LITTLE THINGS Dwarf Galaxy NGC 1569
这项工作提供了麦哲伦型矮不规则星系（dIM）NGC 1569周围的扩展中性氢发射图。在2010年的春天，罗伯特·C。伯德绿岸望远镜（GBT）被用来绘制一个9度x 2度的HI线发射区域，其中包括NGC 1569和IC 342以及另外两个矮星系。这些观测的主要目的是寻找可能将NGC 1569与IC 342群成员联系起来的结构，以追踪以前的相互作用，从而为NGC 1569中普遍存在的星暴和特殊的运动学提供解释。一个大的，半度直径的HI云被探测到，与NGC 1569共享相同的位置和速度。此外，还发现了两个长的结构，让人联想到星系间的细丝，以V形的方式从NGC 1569延伸到附近的矮星系UGCA 92。这些对流结构延伸约1.5度，在NGC 1569处为77千秒差距。有一个连续的速度序列与0.5度HI云，细丝，和星系的主体。0.5度的HI云和星系结构可能是前景银河系，但也可能是NGC 1569和UGCA 92之间相互作用的残留物。数据还显示了分别从UGCA 86和IC 342延伸的两个潮汐尾。这些结构可能是连续HI桥的一部分，但需要更多的数据来确定是否是这种情况。
2013-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The importance of stochasticity in determining galaxy emissivities and UV LFs during cosmic dawn and reionization
本研究构建半经验模型，量化高红移星系性质离散对辐射率的影响，发现忽略离散会推迟再电离完成并低估辐射率，但现有离散不足以完全解释JWST观测。
2024-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modified Gravity (MOG) and its test on galaxy clusters
莫法特的修正引力（MOG）理论假设一个有质量的矢量粒子对张量引力有排斥作用。对于星系团A1689的X射线气体和强透镜性质的新数据。通过调整星系密度剖面，可以与MOG拟合。然而，这似乎是一种有效的暗物质成分，给MOG带来了严重的问题。星系团A1835的新的气体和强透镜数据支持这些结论，并指出在MOG理论中气体单独高估透镜效应的趋势。
2018-02-13 astro-ph.CO
Determining the Baryon Impact on the Matter Power Spectrum with Galaxy Clusters
本研究利用星系群和星系团的观测数据约束半解析重子校正模型，给出不同尺度下物质功率谱的重子抑制幅度，验证相关结果并为未来宇宙剪切实验的宇宙学研究提供支撑。
2024-03-13 astro-ph.CO
Determining the Hubble Constant without the Sound Horizon: Perspectives with Future Galaxy Surveys
来自星系巡天的$H_0$约束来源于两个标准化标尺的几何性质：声视界尺度$r_s$和物质辐射平等尺度$k_{\rm eq}$。虽然过去十年的大多数分析都集中在第一个尺度上，但最近的工作强调，第二个尺度可以提供有关宇宙膨胀率的独立信息来源。最近的方法，以获得一个声音地平线独立的测量$H_0$从平等的规模已避免$r_s$为基础的信息，通过删除声音地平线校准之前的重子密度。我们提出了一种新的方法来边缘化$r_s$，这使得重子信息被保留，使更严格的参数约束。对于一个欧几里德光谱调查，我们预测声音地平线独立的$H_0$约束的$σ_{H_0} = 0.7\rm{\ km\ s^{-1}\ Mpc^{-1}}$我们的方法使用的平等规模，相比之下，$σ_{H_0} = 0.5\rm{\ km\ s^{-1}\ Mpc^{-1}}$从声音地平线。即将到来的平等规模$H_0$测量，因此可以是极具竞争力的，虽然我们警告说，观测系统对这种测量的影响仍然需要详细调查。将我们的新方法应用于BOSS功率谱，仅从相等性给出$H_0 = 69.5^{+3.0}_{-3.5}\rm{\ km\ s^{-1}\ Mpc^{-1}}$，比以前的约束更严格。基于$r_s$和$k_{\rm eq}$的$H_0$测量的一致性可以为宇宙学模型提供有价值的内部一致性检验;作为一个例子，我们考虑早期暗能量产生的$H_0$的变化。假设\…
2023-03-06 astro-ph.CO
2dFLenS and KiDS: Determining source redshift distributions with cross-correlations
我们开发了一个统计估计推断的红移概率分布的光度样本的星系从它的角度交叉相关的红移箱重叠的光谱样本。该估计量是数据的最小方差加权二次函数：二次估计量。这扩展并修改了McQuinn & White（2013）提出的方法。导出的源红移分布是退化的源星系的偏见，这必须通过额外的假设约束。我们应用这个估计量来约束源星系红移分布在千度成像巡天通过交叉相关与光谱2度场透镜巡天，呈现的结果首先作为一个分级的逐步分布的范围z < 0.8，然后建立一个连续的分布使用高斯过程模型。我们证明了我们的方法的鲁棒性，使用模拟目录构建从N体模拟，并与其他技术推断红移分布的比较。
2016-11-22 astro-ph.CO
Comparing Dense Galaxy Cluster Redshift Surveys with Weak Lensing Maps
我们使用在$z\sim0.2$的九个星系团的密集红移调查，比较在每个系统中的星系分布与弱透镜投影的物质分布。结合2087个新的MMT/Hectospec红移和文献中的数据，我们构造了高（70- 89%）和一致完备性的弱透镜映射区域内的光谱样本。利用这些密集的红移观测，我们用几个星系子样本构建了星系数密度图。弱透镜图中的主团簇浓度的形状类似于仅基于团簇成员的数密度图的全局形态，主要由红色成员主导。我们交叉关联的星系数密度图与弱透镜地图。当我们包括0.5 $z_{\rm cl}<z<2z_{\rm cl}$的前景和背景星系时，交叉相关信号比在星系团维里半径下单独的星系团成员大$10-23$ %。根据集群的不同，超出部分可能高达30%。交叉相关的星系数密度和弱透镜的地图表明，叠加结构靠近集群的红移空间比无关的大尺度结构沿视线更显着的过剩互相关信号。有趣的是，对于具有最大互相关信号过量的簇（A383、A689和A750的$>$ 20%），弱透镜质量分布没有很好地约束。在互相关信号，包括前景和背景结构的分数过剩可能是一个有用的代理评估弱透镜集群质量估计的可靠性。
2014-10-14 astro-ph.CO
The role of the galaxy stellar mass function in determining the cosmological distribution of astrophysical transients with applications to fast radio bursts and merging binary black holes
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；The Open University of Israel（以色列开放大学）
通过引入星系恒星质量函数及其红移演化，修正了快速射电暴和并合双黑洞等暂现源的宇宙学分布模型，发现快速射电暴的单位恒星质量形成效率需提高约3倍，并指出忽略宿主星系信息会导致有偏结果。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Determining the extragalactic extinction law with SALT. II. Additional sample
我们提出了新的结果，从一个正在进行的方案，研究在E/S 0星系的尘埃带与南部非洲大望远镜（SALT）在其性能验证阶段的尘埃河外消光定律。七个星系的尘埃消光的波长依赖性，从近紫外大气截止到近红外的六个光谱波段。消光定律的推导是通过将模型星系拟合到每个光谱带中图像的未消光部分，并从这些实际图像中减去。我们将我们的结果与银河系中的消光定律进行比较，发现它们与银河系消光曲线平行，平均总消光值为2.71 ± 0.43。我们使用总消光值来估计每个星系的尘埃质量，将其与IRAS测量的尘埃质量进行比较，发现它们的范围从10^4到10^7太阳质量。我们研究了著名的尘埃带星系NGC 2685的情况下，HST/WFPC 2数据可用于测试不同尺度上的尘埃分布。我们的研究结果意味着一个无标度的尘埃分布在整个尘埃带，至少在~1 arcsec（~60 pc）的区域。
2010-11-01 astro-ph.CO
Network analysis of the COSMOS galaxy field
本文用复杂网络方法分析了COSMOS巡天提供的1 × 1度视场的星系数据。本文研究了三个星系样品（切片）的红移范围为0.88-0.91，0.91-0.94和0.94-0.97，作为星系空间分布的二维投影。我们构建网络和计算网络措施，为每个样本，以分析不同的样本的网络相似性，区分各种拓扑环境，并找到星系属性（颜色指数和恒星质量）和它们的拓扑环境之间的关联。结果表明，不同的星系样本的几何形状和拓扑结构之间的高度相似性，没有明确的证据表明网络措施的演变趋势。局部成团系数C的分布有三种模式，分别是独立的单态和哑铃状星系（0 <= C <= 0.1）、中间态（0 < C < 0.9）和团状星系（0.9 <= C <= 1）。分析星系的天体物理性质（颜色指数和恒星质量），我们发现，分布是相似的，在所有的切片，但弱的演化趋势也可以看到整个红移切片。为了确定不同的拓扑环境，我们根据C分布的不同模式从每个样本中提取了星系的选择。我们已经发现了统计上显着的关联星系的演化参数和选择的C：与临时C的星系的恒星质量的分布不同于相应的独立和团星系的分布，这种差异适用于所有的红移片。颜色指数实现了一些不同的行为。
2018-03-27 astro-ph.CO
Constraining extended cosmologies with GW$\times$LSS cross-correlations
本文利用Multi_CLASS代码研究引力波与星系巡天交叉关联对修正引力及双黑洞本质的约束能力，发现加入星系巡天可使约束提升一个数量级，并能有效检验原初黑洞暗物质假说。
2023-12-01 astro-ph.CO
Method for Determining AGN Accretion Phase in Field Galaxies
大质量星系活动星系核活动的最新观测（log Mstar / Msun > 10.4）表明：（1）在z < 1时，活动星系核的宿主星系并没有表现出比正常星系更强的合并特征;（2）在z < 1时，活动星系核也大多由静止星系所承载;（3）z > 1时，恒星形成星系中活动星系核的比例增加，与z ~ 2时静止星系中活动星系核的比例相当。在没有合并特征和没有恒星形成的大质量静止星系中，大合并如何解释活动星系核的活动？通过将宇宙学N体模拟中的合并事件与COSMOS巡天中观测到的活动星系核发生概率相匹配，我们发现主要合并事件触发的活动星系核活动与观测结果是一致的。通过区分“峰值”活动星系核（最近合并引发和恒星形成星系主办）和“褪色”活动星系核（合并引发了很久以前，现在居住在静止星系），我们表明，活动星系核占领分数在恒星形成和静止星系简单地遵循星系合并率的演变。由于星系的合并率在z < 1时急剧下降，剩下的唯一可观测的活动星系核是由旧的合并触发的，现在正处于核活动的衰退阶段，由静止的星系承载。当我们向更高的红移移动时，星系合并的速率增加，“峰值”活动星系核和“褪色”活动星系核的百分比变得相当。
2016-06-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Galaxy Dark Matter Haloes in COSMOS with Weak Lensing Flexion
目前的结构形成理论预测了星系暗物质晕的特定密度分布，并且利用弱引力透镜，我们可以在几个尺度上探测这些分布。在小尺度上，被称为弯曲的高阶形状失真为弱透镜测量增加了重要的细节。我们在这里提出了第一次检测的星系星系弯曲信号的空间数据，获得使用新的Shaperies管道介绍。我们结合这种高阶透镜信号与剪切约束的平均密度分布的星系透镜在哈勃太空望远镜COSMOS调查。我们还表明，来自附近明亮物体的光可以显着影响屈曲测量。校正透镜光的影响后，我们表明，包括弯曲提供更严格的约束密度分布比单独剪切。最后，我们发现一个平均密度分布符合等温球。
2010-11-28 astro-ph.CO
A statistically-selected Chandra sample of 20 galaxy clusters -- II. Gas properties and cool-core/non-cool core bimodality
我们调查的热力学和化学结构的团内介质（ICM）的统计样本的20个星系团分析与钱德拉X射线卫星。特别是，我们专注于气体密度，金属丰度和熵的标度性质和集群与没有冷核（CC）之间的比较。我们发现，除了气体金属丰度外，这两个类别之间存在显着差异，对于所有集群（Z ~ r^{-0.31}），其随着半径的下降而强烈下降，在~0.02 r500之外。气体熵的标度是非自相似的，我们发现明显的证据双峰分布的对数斜率的熵配置文件。只有一个例外，陡峭的斜率熵分布被发现在CC集群，而平坦的斜率人口都是非CC集群。我们探讨了热传导在稳定ICM中的作用，并得出结论，这种机制本身就足以平衡非CC集群中的冷却。然而，CC集群似乎形成一个独特的人口中，除了传导，还需要从反馈加热。在非CC团簇仅通过传导热稳定的假设下，我们发现Spitzer传导抑制因子f_c的分布是对数正态的，log（基数10）平均值为-1.50+/-0.03（即f_c=0.032），log标准差为0.39+/-0.02。
2009-02-10 astro-ph.CO
Determining the Hubble Constant without the Sound Horizon: Measurements from Galaxy Surveys
两个来源的几何信息编码在星系的功率谱：在重组的声音视界和视界的物质辐射平等。分析BOSS DR 12星系的功率谱使用微扰理论与$Ω_m$先验从万神殿超新星，但没有先验的$Ω_b$，我们得到的约束$H_0$从第二个规模，发现$H_0 = 65.1^{+3.0}_{-5.4}\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$，这不同于最佳拟合的SH0 ES在95\%的置信度。如果$Ω_m$受未校准BAO：$H_0 = 65.6^{+3.4}_{-5.5}\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$的约束，则获得类似的结果。添加Baxter \& Sherwin 2020的类似透镜效应结果，后验转换为$70.6^{+3.7}_{-5.0}\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$。使用模拟数据，Fisher分析，和规模削减，我们证明了我们的约束条件没有收到显着的信息，从健全的地平线规模。由于许多模型解决了$H_0$的争议，通过添加新的物理来改变声音视界，我们的测量是标准宇宙学在重组之前的一致性测试。一个简单的预测表明，这样的约束可能会达到欧几里德时代的$σ_{H_0} \simeq 1.6\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}…
2021-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Quantifying the Importance of Ram Pressure Stripping in a Galaxy Group at 100 Mpc
我们研究了NGC 4065星系群的两个成员：一个双星系（a.k.a.宽角尾）射电源和HI缺乏的螺旋星系。用X射线辐射的星系团内气体模型和双射电源NGC 4061来探测星系团内星系际气体的密度。HI观测揭示了螺旋星系UGC 07049中中性气体的不对称截断分布，伴随的射电连续辐射揭示了强烈的恒星形成。我们研究了冲压压力剥离作为气体去除机制的有效性，发现它本身不能解释在UGC 07049中观察到的HI不足，除非该星系以~800 km/s的速度穿过该星系团的核心。潮汐和冲压压力剥离的组合是必要的，以产生HI的不足和不对称在这个星系。
2010-07-19 astro-ph.CO
Determining the HI content of galaxies via intensity mapping cross-correlations
我们提出了一种创新的方法来测量中性氢（HI）含量的光学选择光谱样品的星系通过互相关HI强度映射测量。我们发现，HI-星系交叉功率谱包含一个附加的散粒噪声项，它与光学选定的星系的平均HI亮度温度成比例，允许限制放置在每个星系的平均HI质量。这种方法可以估计的HI含量的人口太微弱，直接观察到通过他们的21厘米发射在很宽的红移范围。这种互相关，作为光学光度或颜色的函数，可以用来导出HI缩放关系。我们证明，这个信号将是可检测的交叉相关即将到来的澳大利亚SKA探路者（ASKAP）的意见与现有的光学选择的样本。我们还使用半解析模拟来验证HI质量可以通过我们的技术在M_HI > 10^8 M_solar的范围内以独立于基础功率谱形状的方式成功地恢复。我们的结论是，这种方法是一个强大的工具来研究星系演化，它只需要一个单一的强度映射数据集来推断互补HI气体信息从现有的光学和红外观测。
2017-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forecasts for Warm Dark Matter from Photometric Galaxy Surveys
我们提出了一个Fisher矩阵预测的热暖暗物质（WDM）粒子的质量从当前（DES类）和未来（LSST类）光度星系调查使用星系角功率谱的敏感性。我们使用修改后的Halo模型来模拟WDM效应的非线性聚类。我们估计，从这个观察单独的下限$m_{\text{wdm}}>647$ \，eV（$m_{\text{wdm}}>126$ \，eV）的LSST（DES）的情况下，可以得到。
2018-08-21 astro-ph.CO hep-ph
Impact of redshift distribution uncertainties on Lyman-break galaxy cosmological parameter inference
Imperial College London（帝国理工学院）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
本文研究红移分布不确定性对宇宙学参数推断的影响，利用恒星人口合成模型估计 LBG 红移分布的不确定性，并通过 Fisher 预报预测 sigma8 参数约束。
2025-06-06 astro-ph.CO
Determining Satellite Infall Times Using Machine Learning
银河系（MW）卫星的一个关键未知数是它们的轨道历史，特别是它们被吸积到MW系统上的时间，因为它标志着它们经历了许多环境过程。我们提出了一种新的方法来确定下落时间，即使用神经网络（NN）算法。NN在EAGLE流体动力学模拟中的MW类似物上进行训练，以预测矮星系是否是第一次坠落或后溅星系，并推断其坠落时间。由此产生的神经网络预测与85%的准确性，如果一个星系目前的维里半径以外是一个后溅卫星，并确定了一个典型的68%的置信区间为4.4 Gyrs的落入时间。将神经网络应用于具有盖亚EDR3自行的MW矮星，我们发现所有300 kpc以内的矮星都在星系晕内。总体MW卫星吸积速率与理论预测一致，除了晚些时候，当MW显示出第二个峰值时，在1.5 Gyrs的回望时间对应于LMC及其卫星的坠落。我们还发现，超微弱矮星的淬火时间没有显着的相关性与下落时间，从而支持的假设，他们在再电离过程中淬火。相比之下，恒星质量高于$10^5~M_\odot$的矮星被发现与星系晕内的环境淬灭一致，恒星形成在坠入后平均在$0.5^{+0.9}_{-1.2}$ Gyrs停止。
2023-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Synergy between Weak Lensing and Galaxy Redshift Surveys
我们研究了弱透镜（WL）和光谱星系团（GC）调查的互补性，预测暗能量和修改后的重力约束三个即将到来的调查组合：SuMIRe（斯巴鲁测量图像和红移，超Suprime-Cam透镜调查和Prime Focus光谱仪红移调查的组合），EUCLID和WFIRST。从WL调查，我们考虑到剪切和集群的源星系和GC调查，我们使用三维集群的光谱星系，包括红移空间扭曲。在所有情况下，都包括CMB之前。聚焦于大规模的两点函数信息，我们发现两个探针之间有很强的协同作用。WL+GC的暗能量优值比单独使用任何一个探测器的优值大2.5倍。考虑到修正的重力，如果生长因子f（z）被视为自由函数，则它仅受WL或GC的约束非常差，但可以通过两者的组合在百分之几的水平上测量。另一方面，对于来自（角）功率谱的宇宙学约束，并且只考虑统计误差，巡天是否在天空上重叠几乎无关紧要。例如，重叠勘测的暗能量优值最多比不相交的情况好~ 20%。这种适度的增益可以追溯到一个基本事实，即GC调查（或WL调查）采样的模式总数中只有一小部分有助于WL和GC之间的互相关。
2013-08-29 astro-ph.CO
Implementing a Robust Test of Galaxy Catalogue Completeness for Dark Siren Measurements of the Hubble Constant
School of Physics & Astronomy, University of Glasgow（格拉斯哥大学物理与天文学院）；The Nicholas and Lee Begovich Center for Gravitational-Wave Physics and Astronomy, California State University, Fullerton（加州州立大学富勒顿分校尼古拉斯和莉·贝戈维奇引力波物理与天文学中心）
本文提出一种稳健的恒星目录完整性测试方法，用于改进GWTC-1和GLADE+数据集对哈勃常数的推断，提升暗回声和GW170817联合分析的精度。
2026-06-23 astro-ph.CO
The Structure of Clusters with Bimodal Distributions of Galaxy Radial Velocities. I. A1035
A1035星系团的结构（10 h32 m +40 d13 '，cz ~ 22000 km/s），其径向速度呈双峰分布（ΔV \approx 3000 km/s），用三种方法来确定星系团与早型星系的相对距离：校正了残差对星系星等、测光平面和基本平面的依赖关系的科门迪关系。利用俄罗斯科学院特殊天体物理观测站1米望远镜观测的数据和SDSS（DR 5）的观测数据，证明了A1035是由两个引力未结合的独立星系团组成的。这些星团的速度色散分别为566 km/s和610 km/s，质量在R_200范围内，分别为2.7 × 10^14和3.5 × 10^14 M_sun，符合哈勃定律。
2009-12-13 astro-ph.CO
Why are some galaxy disks extremely thin?
一些低表面亮度的星系被认为具有极薄的恒星盘，垂直轴与平面轴的比率为0.1或更小，通常被称为超薄盘。虽然它们的存在已被发现超过30年，但薄分布的物理起源尚不清楚。我们模型的恒星厚度的两个组件（引力耦合的恒星和气体）磁盘嵌入在一个暗物质晕，超薄星系UGC 7321，它有一个密集的，紧凑的晕，并与一个典型的矮星系HoII，它有一个非紧凑的晕。我们表明，虽然气体的存在约束磁盘的厚度，它是紧凑的暗物质晕在确定超薄磁盘分布在低质量磁盘中起着决定性作用。因此，致密的暗物质晕对盘的结构有着重要的影响，这对星系的早期演化有重要意义。
2012-10-31 astro-ph.CO
A Multi-Wavelength Technique for Estimating Galaxy Cluster Mass Accretion Rates
本文提出仅基于X射线与热Sunyaev-Zeldovich观测的机器学习模型，利用MillenniumTNG模拟数据训练，可低偏差估算星系团质量吸积率并显著降低离散度。
2024-12-06 astro-ph.CO
The first direct measurement of gravitational potential decay rate at cosmological scales and improved dark energy constraint
积分的萨克斯-沃尔夫（ISW）效应探测了大尺度引力势的衰变率（$DR$），从而对暗能量（DE）提供了独特的约束。然而，它的约束力下降的ISW测量，这依赖于互相关的大尺度结构（LSS），并遭受星系偏差和物质集群的不确定性。结合透镜-LSS互相关，$DR$可以以一种没有星系偏差和物质聚集不确定性的方式被分离出来。我们将这个建议应用于结合DR 8星系目录的DESI成像巡天和普朗克宇宙微波背景（CMB）地图。我们实现了第一个$DR$测量，总显著性为$3.2σ$。我们用两个LSS示踪剂（“低密度点”和常规星系位置）验证了三个红移仓（$[0.2,0.4)$，$[0.4, 0.6)$，$[0.6,0.8]$）的测量结果。尽管其相对较低的S/N，$DR$的增加显着改善了暗能量的限制，SDSS重子声学振荡（BAO）数据单独或万神殿超新星（SN）单独编译。对于平坦的$w$ CDM宇宙学，$Ω_m$的精度的改进是BAO的1.8倍和SN的1.5倍。对于DE状态方程$w$，改进因子在BAO上为1.3，在SN上为1.4。这些改进表明$DR$是一个有用的宇宙学探针，因此我们提倡在未来的宇宙学分析中使用它。
2022-10-29 astro-ph.CO
The MOND phenomenology
Lambda-CDM宇宙学模型成功地再现了关于大尺度宇宙的各种独立观测集。然而，这个模型目前，实际上在原则上，无法预测的引力场的星系，从它观察到的重子单独。事实上，引力场应该取决于粒子暗物质分布对重子物质分布的相对贡献，而它本身又取决于星系的个体组装历史和环境，包括许多复杂的反馈机制。然而，在过去的30年里，米尔格罗姆的公式，在MOND范式的核心，一直成功地预测单独从重子的旋转曲线，并已恢复到各种星系尺度上的观测测试。我们发现，少数个别星系的旋转曲线，已被声称是高度有问题的Milgrom的公式，如Holmberg II或NGC 3109的预测，实际上是假警报。我们认为，事实上，它实际上是可以预测的引力场的星系单独从重子提出了一个挑战，目前的Lambda CDM模型，并可能表明我们的引力和动力学的理解崩溃，和/或实际的拉格朗日暗扇区是非常不同的，比目前假设的更丰富。另一方面，很明显，任何替代方案也必须在大规模上复制Lambda-CDM模式的成功，该模式经过了充分的测试，其本身对任何此类替代方案提出了挑战。
2013-10-15 astro-ph.CO gr-qc
Bulge mass is king: The dominant role of the bulge in determining the fraction of passive galaxies in the Sloan Digital Sky Survey
我们调查星系双峰的起源，通过量化的内在和环境的驱动程序的相对作用，停止（或“淬火”）超过50万本地斯隆数字巡天（SDSS）星系的恒星形成。我们的样本包含z=0.02-0.2的各种星系，恒星质量为8 < log（M*/M_sun）< 12，跨越了从纯盘到球状体的整个形态范围，局部星系密度和晕质量超过四个数量级。我们利用公布的恒星形成率，并添加到我们小组最近的GIM 2D光度和恒星质量膨胀+磁盘分解。我们发现，星系的被动分数急剧增加恒星质量，晕质量，和隆起质量，与局部星系密度和隆起总恒星质量比（B/T）的依赖性不太陡峭。在内部性质固定的情况下，我们发现中心星系和卫星星系具有不同的被动分数关系。对于中心，我们得出结论，在固定的凸起质量的被动部分的变化较小，比任何其他变量，包括总恒星质量，晕质量，和B/T。这意味着猝灭机制必须与凸起最紧密地耦合。我们认为，无线电模式活动星系核反馈提供了最合理的解释所观察到的趋势。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Classifying Supernovae Using Only Galaxy Data
本文提出了一种不使用超新星光谱或光度数据对超新星进行概率分类的新方法。不像以前所有的研究，分类SNe没有光谱，这项技术不使用任何SN测光。相反，该方法依赖于宿主星系的数据。我们建立在众所周知的SN类和宿主星系的属性之间的相关性，特别是核心塌陷SNe很少发生在红色，发光，或早期类型的星系。使用几乎光谱完整的利克天文台超新星搜索样本的SNe，我们确定SN分数作为宿主星系属性的函数。使用这些数据作为输入，我们构建了一个贝叶斯方法，用于确定SN属于特定类别的概率。该方法将常见的分类品质因数提高了>2倍，可与最佳光变曲线分类技术相媲美。在所研究的星系特性中，形态学提供了最具鉴别力的信息。我们进一步验证这种方法使用SN样本从斯隆数字巡天和Palomar瞬态工厂。我们证明，这种方法具有广泛的应用，包括分离不同的子类的SNe和确定的概率，SN是一个特定的类之前，测光，甚至光谱可以。由于该方法使用来自光变曲线技术的完全独立的数据，因此有可能进一步提高SN样品的整体纯度和完整性，并测试光变曲线技术的系统偏倚。进一步增强宿主星系的方法，包括额外的宿主星系的属性，结合光变曲线的方法，和混合方法，应进一步提高质量的SN样本从过去，现在和未来的瞬态调查。
2013-10-23 astro-ph.CO astro-ph.SR
Model Independent Reconstruction of Galaxy Stellar Velocity Map
本文提出一种模型无关的星系旋转速度重建方法，在低信噪比下准确率达99%，并应用于MaNGA数据构建速度图，同时开发了计算效率提升25倍的三次平滑技术，为暗物质研究提供无需星系模型假设的工具。
2023-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining $H_0$ using a model-independent method
利用Ia型超新星（SNIa）直接给出依赖于哈勃常数$H_0= 100 h\; {\rm km\; s^{-1}\; Mpc^{-1}}$的光度距离（LD），并根据距离对偶关系，由星系团或重子声振荡（BAO）的角直径距离导出LD，我们提出了一个模型无关的方法来确定$h$的事实，不同的观察应该给相同的LD在一个给定的红移。结合MLCS 2k 2光变曲线拟合的Sloan数字巡天II（SDSS-II）SNIa和星系团数据，我们发现在$1σ$置信水平（CL）下，椭圆$β$模型的样本为$h=0.5867\pm0.0303$，球形$β$模型的样本为$h=0.6199\pm0.0293$。前者小于其他观测值，而后者与普朗克在$2σ$ CL的结果一致，并与直接从$H(z)$数据重建的值非常吻合。通过SDSS-II SNIa和BAO测量，获得了更严格的约束$h=0.6683\pm0.0221$。为了比较，我们还考虑了来自SALT 2光曲线拟合的Union 2.1 SNIa。Union 2.1 SNIa的结果略大于SDSS-II SNIa的结果，Union 2.1 SNIa + BAO的结果最接近。我们发现，SNIa + BAO的值与普朗克和BAO的值以及造父变星和极低红移SNIa的局域测量值相当一致。
2016-11-03 astro-ph.CO gr-qc
Determining the full satellite population of a Milky Way-mass halo in a highly resolved cosmological hydrodynamic simulation
我们在一个非常高分辨率的磁流体力学宇宙学放大模拟（重子质量分辨率$m_b =$ 800 $\rm M_{\odot}$）中研究了银河系质量晕的卫星星系群的形成。我们表明，中央恒星形成星系的性质，如径向恒星表面密度分布和恒星形成历史，是：i）强大的随机变化与所谓的“蝴蝶星云”;和ii）以及收敛超过3.5个数量级的质量分辨率。我们发现，有大约五倍的卫星星系在这个高分辨率相比，标准（$m_b\sim 10^{4-5}\, \rm M_{\odot}$）分辨率模拟相同的系统。这主要是因为2/3的高分辨率卫星不是以标准分辨率形成的。小部分（1/6）卫星以高分辨率形式出现，并以标准分辨率破裂;这些物体优先是中低偏心率轨道上的低质量卫星，碰撞参量$\lesssim 30$ kpc。因此，卫星的径向分布在更高的分辨率下变得更加集中，与最近对银河系质量晕周围卫星的观测结果更加一致。最后，我们表明，我们的星系形成模型成功地形成了超暗星系，并再现了恒星的速度色散，半光半径，和$V$带光度观测银河系和本群矮星系在6个数量级的亮度（$10^3$ - $10^{9}$ $\rm L_{\odot}$）。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sliding into DM: Determining the local dark matter density and speed distribution using only the local circular speed of the Galaxy
本研究利用FIRE-2缩放模拟，建立银河系太阳位置处圆周速度与局域暗物质密度、速度弥散及速度分布的关联，据此推断太阳附近暗物质参数并修正标准晕模型的速度分布假设。
2024-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Can third- and fourth-order multipoles plus radial variation of iso-density ellipses explain the observed flux ratios in B1422$+$231? YES, and a lesson learned from a TNG100 lensing galaxy sample
Tsinghua University（清华大学）；Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；STAR Institute（STAR研究所）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学国家研究院）；INFN – Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理系）
以B1422+231为案例，研究非椭圆形状扰动（多极矩和径向变化）对图像位置和流量比的影响。从TNG100模拟提取扰动，用光滑宏观模型拟合，分析不同精度下扰动对模型拟合的作用，得出关于模型灵活性和简并性的经验。
2026-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the Hubble Constant without the Sound Horizon: A $3.6\%$ Constraint on $H_0$ from Galaxy Surveys, CMB Lensing and Supernovae
许多对所谓的“哈勃张力”的理论解决方案依赖于修改复合时的声音视界，$r_s$，从而在宇宙微波背景（CMB）和大尺度结构（LSS）数据集中用作标准标尺的声学尺度。如在一些最近的工作中所示，这些观测量也可以用于计算$r_s$ -独立的约束$H_0$通过利用地平线尺度在物质辐射平等，$k_{\rm eq}$，它具有不同的灵敏度高红移物理比$r_s$。因此，如果存在预重组的新物理，则$H_0$的基于$r_s$和基于$k_{\rm eq}$的测量（在$Λ$ CDM框架内）可能不同。在这项工作中，我们提出了最严格的约束，后者从目前的数据，发现$H_0=64.8^{+2.2}_{-2.5}$在68%CL（在$\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$单位）从BOSS星系功率谱的组合，普朗克CMB透镜，和新发布的万神殿+超新星的约束，以及物理先验的重子密度，中微子质量和光谱指数。BOSS和Planck测量具有不同的简并方向，导致改进的组合约束，其中$H_0 = 67.1^{+2.5}_{-2.9}$（$63.6^{+2.9}_{-3.6}$）仅来自BOSS（Planck）。结果表明，中微子的质量边界的一些依赖性，与约束扩大到$H_0 = 68.0^{+2.9}_{-3.2}$，如果我们而不是施加一个弱的先验$\sum m_ν$从地面实验，或转移到$…
2022-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Characterizing fast radio bursts through statistical cross-correlations
了解快速射电暴（FRB's）的起源是天体物理学中一个尚未解决的核心问题，它严重阻碍了其难以确定的距离尺度。确定FRB的红移分布似乎需要角秒角分辨率，以便将FRB与宿主星系联系起来。在本文中，我们预测的前景确定红移分布没有宿主星系协会，交叉相关FRB的星系目录，如SDSS光度样本。预测是非常有希望的：一个调查，如CHIME/FRB的测量目录的$\sim 10^3$ FRB的角分辨率可以放置强有力的约束FRB红移分布，通过测量作为一个函数的星系红移$z$和FRB色散措施$D$的互相关。此外，来自自由电子不均匀性的传播效应通过在色散测量（DM）箱之间移动FRB或通过依赖于DM的选择效应来调节观察到的FRB数密度。我们发现，这些传播效应，再加上星系和自由电子之间的空间集群，可以产生FRB星系的相关性，这是可比的内在集群信号。这种效应可以根据它们的角度和$(z, D)$依赖性来解开，提供了一个机会，不仅研究FRB的，但自由电子的集群。
2019-12-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
What is the Maximum Mass of a Population III Galaxy?
我们利用宇宙流体动力学模拟研究暴露于强电离辐射的暗物质晕中第三族（Pop III）恒星的形成。我们模拟了三个晕的形成受到广泛的电离通量，并发现，高通量，电离和光加热可以延迟气体崩溃和恒星形成晕质量显着大于原子冷却阈值。对于中间值，气体首先坍缩和冷却的阈值晕质量随着电离通量而增加，并且对于极高通量，在大约高于原子冷却阈值一个数量级的值处饱和（例如，$z\approx6$处的$\approx 5 \times 10^8 ~ M_\odot$）。这种行为可以理解为光加热，电离/复合，和在压力支持下，自保护气体核心的暗物质晕中心的Ly $α$冷却。我们研究了坍缩气体的球平均径向速度分布，发现高达$\approx 10^{6}~ M_\odot$的气体质量可以到达$3~{\rm Myr}$内的中心区域，提供了可以形成的大质量Pop III星的数量的上限。与单独的强莱曼-维尔纳（LW）辐射相比，电离辐射使该极限增加了几倍。我们的结论是，最近观察到的明亮的HeII 1640从高红移星系CR 7的发射不能解释的Pop III星单独。然而，在某些晕中，可能会形成足够数量的Pop III恒星，以便用未来的望远镜（如詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST））进行探测。
2017-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
