Testing the anisotropy of the universe using the simulated gravitational wave events from advanced LIGO and Virgo
引力波的探测为宇宙学参数的约束提供了强有力的工具。在本文中，我们探讨了使用引力波作为宇宙各向异性检验标准的可能性。我们考虑的GW信号的合并产生的二元黑洞系统和模拟数百GW事件从先进的激光干涉仪引力波天文台（LIGO）和处女座。我们发现，如果GW源的红移是精确已知的，宇宙的各向异性可以被严格约束。如果观测到$\gtrsim 400$ GW事件，则各向异性振幅可以被限制为与Ia型超新星的Union 2.1并发症相当的精度。对于优选方向，需要$\gtrsim 800$ GW事件以实现Union2.1的准确性。对于800 GW事件，具有与Union2.1相当的幅度的伪各向异性信号的概率可以忽略不计。这些结果表明，在检验宇宙的各向异性方面，引力波可以提供超新星的补充工具。
2018-05-09 astro-ph.CO gr-qc
Mass profiles and galaxy orbits in nearby galaxy clusters from the analysis of the projected phase-space
我们分析了41个附近（z<0.1）放松星系团的运动学数据的投影相空间密度使用唯象，完全各向异性模型的分布函数。我们应用马尔可夫链蒙特卡罗方法放置约束的总质量分布近似的普遍NFW配置文件和配置文件的各向异性的星系轨道。在维里质量M_v= 5 × 10 ^{14}M_sun时，平均质量浓度关系的归一化值为c=6.9_{-0.7}^{+0.6}。假设σ_8与一致性模型框架中的质量浓度关系的归一化之间一一对应，我们估计线性功率谱的归一化为σ_8 =0.91_{-0.08}^{+0.07}。我们的质量配置文件的参数的约束进行了比较，从其他方法的估计。我们发现星系轨道在星系团中心是各向同性的（径向与切向速度色散的平均比值σ_r/σ_θ =0.97+/-0.04），在维里球处是径向各向异性的（平均比值σ_r/σ_θ =1.75^{+0.23}_{-0.19}）。虽然中心各向异性的值似乎是普遍的，但维里半径处的各向异性在1<（sigma_r/sigma_theta）<2的范围内在簇之间不同。利用Bautz-Morgan形态学分类和冷核突出的信息，我们选择了两个子样本的星系团对应于较低和较先进的演化状态。研究表明，演化程度较低的星系团具有较浅的质量分布，它们的星系轨道在维里球上更偏向径向。这一属性是一致的质量分布的预期演变，以及与观测到的轨道分离的晚型和早型星系。
2010-07-22 astro-ph.CO
Projected Axis Ratios of Galaxy Clusters in the Horizon-AGN Simulation: Impact of Baryon Physics and Comparison with Observations
我们用恒星、暗物质和X射线表面亮度空间分布的投影轴比来表征星系团的非球性。我们选择了40个模拟组和星系团的质量大于5E 13 Msun从地平线模拟，充分结合了相关的重子物理，特别是活动星系核反馈。我们发现，在星系团中心区域周围的重子物理显著影响暗物质分布的非球性，甚至超过中心区域，大约达到维里半径的一半。因此，这是非常困难的预测的概率密度函数（PDF）的投影轴比XSB从暗物质只有N体模拟在以前的研究中尝试。事实上，我们发现，来自我们的模拟集群的PDF表现出更好的协议，从观察到的X射线集群。这表明，我们目前的方法来估计非球度直接从地平线模拟是有用的和有前途的。数值模拟和观测数据的进一步改进将使星团的非球形性成为一种宇宙学检验，与基于球形平均量的更传统的统计学互补。
2016-11-16 astro-ph.CO
Dynamical analysis of clusters of galaxies from cosmological simulations
星系团质量和速度各向异性剖面的研究是对暗物质模型和星系团聚集历史的有用检验。这些研究可能会受到投影效应引起的未知系统学的影响。我们的目标是测试观测方法的质量和速度各向异性配置文件的星系团的测定。特别是，我们专注于MAMPOSSt技术（Mamon等人，2013）。我们使用的结果，从两个半解析模型的星系形成加上高分辨率的N体宇宙学模拟，目录的De Lucia & Blazot（2007年）和FIRE目录的基础上新的银河系演化和组装模型。我们测试的可靠性，在恢复真实的质量分布时，充分投影相空间信息的Jeans方程。我们研究的MAMPOSSt方法的可靠性，在估计真实的质量和速度各向异性配置文件的模拟晕时，只有投影相空间信息是可用的，在观测。球形金斯方程提供了一个可靠的工具，用于确定集群的质量配置文件，也为子样本的示踪剂分离星系的颜色。结果是同样好的扁长和扁圆星系团。仅使用投影的相空间信息，MAMPOSSt提供了质量分布的估计，标准偏差为35- 69%，负偏差为7- 17%，几乎与半径无关，我们将其归因于投影样品中存在的闯入者。偏置改变了符号，也就是说，质量被高估了，对于长轴沿着视线排列的长轴星团。MAMPOSSt测量的速度各向异性的配置文件准确地在内部集群区域，在外部区域略有高估，无论是对整个样本的观测确定的集群成员和单独的红色和蓝色星系。
2021-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling mass independent of anisotropy
Wolf等人（2010）通过操纵球面Jeans方程表明，只要投影的速度色散分布在半光半径附近相当平坦，就可以通过对恒星速度色散各向异性的空间变化的温和假设来确定3D解投影的半光半径r_1/2内的质量，正如通常观察到的那样。他们发现M_1/2 = 3 σ_los^2 r_1/2 / G ~ 4 σ_los^2 R_eff / G，其中σ_los^2是视线速度色散的亮度加权平方，R_eff是二维投影半光半径。这一发现可以用来表明，所有的银河系矮球状星系（MW dSphs）都是在一个质量约为3 x 10^9 M_sun的晕中形成的，假设是LCDM宇宙学。此外，色散支持星系的I波段动态质光比（M/L）与M_1/2的关系呈U型，在M/L ~ 3附近有一个宽的极小值，跨越矮椭圆星系和正常椭圆星系，对于超暗dSphs，M/L急剧上升到3，200，而对于星系团球状体，M/L上升到800。
2010-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recovering the Tidal Field in the Projected Galaxy Distribution
我们提出了一种方法来恢复和研究投影引力潮汐力从星系调查包含很少或根本没有红移信息。详细描述了恢复潮汐图作为宇宙网示踪剂的方法和物理解释。我们首先将该方法应用于模拟的星系调查和研究的准确性，宇宙网可以恢复在不同的观测效果的存在下，显示投影的潮汐场可以估计在大面积的天空合理的精度。然后，我们将我们的方法应用于2MASS调查，并提出了一个公开的全天空地图的投影潮汐力在当地的宇宙。作为应用这些数据的一个例子，我们进一步研究了宇宙网不同元素中星系光度的分布，发现虽然在最密集的环境中优先发现更明亮的物体，但潮汐环境没有进一步的分离。
2015-12-10 astro-ph.CO
Constraints on fNL from Wilkinson Microwave Anisotropy Probe 7-year data using a neural network classifier
我们提出了一个多类神经网络（NN）分类器作为一种方法来测量nonGaussianity，其特征在于由当地的非线性耦合参数fNL，在地图的宇宙微波背景（CMB）辐射。分类器训练模拟非高斯CMB地图与一系列已知的fNL值，通过提供它与小波系数的地图，我们认为这两个HealPix（HW）小波和球形墨西哥帽小波（SMHW）。当应用于模拟测试地图，NN分类器产生的结果非常好的协议，使用标准的卡方最小化。对于SMHW和HW，WMAP类模拟的fNL估计的标准偏差分别为σ = 22和σ = 33，这与Curto等人和Casaponsa等人使用经典统计方法获得的标准偏差非常接近。此外，NN分类器不需要求大协方差矩阵的逆，因此，当矩阵不是直接可逆的时，避免了对正则化矩阵的任何需要，并且相当快。
2012-01-31 astro-ph.CO
The Two Dimensional Projected Spatial Distribution of Globular Clusters: Method and Application to NGC4261
提出了一种确定星系外球状星团（GC）二维投影空间分布的新方法。该方法基于Dressler（1980）的K-最近邻密度估计，并辅以MonteCarlo模拟以确定结果的统计显著性。我们将这种方法应用到NGC 4261，一个“测试星系”，其中显着的二维各向异性的GC分布已被报道。我们证实，GC的二维分布不是方位各向同性的。此外，我们表明，二维分布偏离平均GC径向分布的结果在非常显着的螺旋状或破碎的外壳功能。总体而言，在“红色”和“蓝色”GC中发现了相同的扰动，但存在一些差异。特别是，我们观察到一个中心特征，大致与NGC 4261的短轴对齐，由红色和最明亮的GC组成。蓝色和较暗的GC在大的径向距离上更频繁，并且遵循整体密度结构的螺旋状特征。这些结果表明NGC 4261的合并历史复杂。
2013-06-18 astro-ph.CO
ADDGALS: Simulated Sky Catalogs for Wide Field Galaxy Surveys
我们提出了一种方法来创建模拟星系目录与现实的星系光度，宽带颜色，并预计在大宇宙体积集群。该技术，表示ADDGALS（增加密度依赖星系光锥模拟），使用经验的方法来放置星系内的光锥宇宙学模拟输出。它可以应用于比通常使用的方法所需的分辨率低得多的模拟，例如晕占据分布，晕下丰度匹配和半解析模型，同时仍然准确地再现投影星系聚类统计数据，直到r ~ 100 kpc/h的尺度。我们发现，\addgals \目录再现了斯隆数字巡天（SDSS）的主要星系样本，包括星系数密度，观测到的星等和颜色分布，以及光度和颜色相关的集群测量的星系分布的几个统计特性。我们还比较了集群星系的交叉相关性，在那里我们发现显着的差异与测量SDSS可能与人工subhalo中断模拟。DeRose et al（2019）介绍了该模型在模拟深广域测光调查中的应用，包括弱透镜统计建模，测光红移和星系团发现，DeRose et al（2021）介绍了对暗能量调查（DES）第3年类似数据的完整宇宙学分析的应用。我们计划公开发布一个10，313平方度的星表，该星表使用ADDGALS构建，其星等适合于几个现有和计划中的调查，包括SDSS，DES，VISTA，WISE和LSST。
2021-05-25 astro-ph.CO
On the isotropy of SnIa absolute magnitudes in the Pantheon+ and SH0ES samples
使用半球比较法测试 Pantheon+ 和 SH0ES 样本中 SnIa 绝对星等的各向同性，发现真实样本在近距（<40Mpc）存在罕见的各向异性急剧转变，该现象与观测者位于具有独特物理或系统误差的 30Mpc 气泡边缘的假设相符。
2023-05-22 astro-ph.CO gr-qc
Spatial Anisotropy of Galaxy Kinematics in Sloan Digital Sky Survey Galaxy Clusters
星系团运动学的测量对于理解星系团的动力学状态和演化，以及约束宇宙学模型具有重要意义。虽然星系团呈现出非球形的几何形状，在天空中的星系分布中很明显，但星系团内星系运动学的方位角变化尚未被观察到。在这里，我们测量的视线速度色散分布在一个堆叠的样本1743星系团从斯隆数字巡天（SDSS）的方位角的依赖性。这些聚类来自SDSS DR8 redMapPer星表。我们发现，在中心星系的长轴上的星系的视线速度色散大于在短轴上的星系。这是第一次观测到星系团中星系的各向异性运动学。我们的结果是一致的数值模拟的预测。此外，我们发现，投影各向异性的程度是强烈依赖于视线方向的星系团，光学集群发现评估系统开辟了新的可能性。
2012-09-24 astro-ph.CO
Globular Cluster Scale Sizes in Giant Galaxies: The Case of M87 and the Role of Orbital Anisotropy and Tidal Filling
我们提出了新的哈勃太空望远镜成像的外部区域的M87，以研究其球状星团（GC）的人口到大银河系的距离。我们特别讨论了GC有效半径$r_h$与投影银河系中心距$R_{gc}$之间的关系。观测结果表明，$r_h \propto R_{gc}^{0.14}$有向$R_{gc} \sim 100$ kpc方向移动的浅趋势，这与其他巨型椭圆星系的研究结果一致。为了从理论上再现这种关系，我们模拟了具有各种轨道分布的GC种群。对于各向同性分布的集群轨道，我们发现一个陡峭的趋势$r_h \propto R_{gc}^{0.4}$。相反，我们建议，（a）如果集群系统有一个轨道各向异性的配置文件，其中轨道成为优先径向与银河系中心的距离增加，和（b）如果集群成为更多的潮汐填充不足与银河系中心的距离，可以恢复所观察到的关系。我们还将这种方法分别应用于红色和蓝色GC种群，并预测红色集群优先在大$R_{gc}$填充不足，并且具有比蓝色集群更各向同性的轨道分布。
2013-10-17 astro-ph.CO
Weighing simulated galaxy clusters using lensing and X-ray
我们的目的是调查潜在的偏见，透镜和X射线方法来测量集群的质量分布。我们这样做是通过执行现实的模拟透镜和X射线观测，随后使用观测技术进行分析。将由此产生的质量估计值在它们之间以及与输入模型进行比较。从最先进的流体动力学模拟，其中每一个已被投射沿三个独立的视线，三个集群，用于此分析。我们发现，强大的透镜模型可以信任在集群核心周围的有限区域。将强透镜质量模型外推到爱因斯坦环之外可能会导致质量估计的显著偏差，例如，如果BCG没有正确建模。弱透镜质量测量可能在很大程度上受到子结构的影响，这取决于将剪切转换为质量估计的方法。使用非参数方法，结合弱和强透镜数据，在R200内的投影质量可以限制在约10%的精度。由于星团的三轴性，透镜质量的去投影使真实质量周围的散射增加了两倍以上。X射线质量测量具有小得多的散射（大约比透镜质量小两倍），但是它们通常被低偏置5- 20%。这种偏差是由于我们模拟的星系团的气体中的大块运动。使用透镜效应和X射线质量作为模拟团簇的真实质量和流体静力平衡质量的代理，并对团簇样品进行平均，我们能够测量我们所研究的系统中流体静力平衡的缺乏。
2009-12-07 astro-ph.CO
Velocity Anisotropy and Shape Bias in the Caustic Technique
我们使用千年模拟量化的统计准确性和精确度的逃逸速度技术测量集群大小的晕质量在z~0.1。我们发现，在3D空间中，我们可以在散射率为10-15%的情况下测量出几乎无偏（<4%）的晕质量（> 1.5 × 10^14 M_solar h^-1）。视线投影效应将散射增加到约25%，其中包括已知的速度各向异性。经典的“焦散”技术结合了一个校准因子，这是从N体模拟确定。我们推导并测试了一个新的实现，它消除了校准的需要，只利用观测值：星系速度相对于集群平均值v，投影位置r_p，Navarro-Frenk-White（NFW）密度浓度的估计和速度各向异性的估计，β。我们发现，潜在的和密度NFW浓度之间的差异引起的苛性群众的10%的偏见。我们还发现，大（100%）的系统误差在观测到的合奏平均速度各向异性和浓度转化为小（5%-10%）的偏差推断的质量。
2013-06-28 astro-ph.CO
Density profile, velocity anisotropy and line-of-sight external convergence of SLACS gravitational lenses
利用斯隆透镜ACS巡天观测到的58个强透镜事件的数据，通过两种独立的方法：恒星动力学和强引力透镜，估算了它们的爱因斯坦半径内的投影星系质量。我们进行了联合分析，这两个估计模型内的透镜密度分布，恒星速度各向异性和视线（LOS）的外部收敛，其中包括强透镜效应的大尺度结构的影响，具有高达三个自由度。采用贝叶斯分析来估计模型参数，评估其显著性并比较模型。我们发现，数据有利于贾菲的光剖面Hernquist的，但这两者之间的任何特定的选择并不改变定性的结论，我们调查的系统的功能。的密度分布是兼容的等温，是稍微陡峭，并具有不确定性的对数斜率的顺序为5%的模型，考虑到各向异性和外部收敛的先验知识。我们确定了一个相当大的退化之间的密度剖面斜率和各向异性参数，这在很大程度上增加了这些参数的估计的不确定性，但我们没有遇到任何证据，有利于平均为整个样本的各向异性速度分布。由宇宙学给出的先验概率分布后的LOS外部收敛对透镜密度分布的估计有很小的影响，但可以增加其值的色散近40%。
2011-01-18 astro-ph.CO
Is there evidence for anomalous dipole anisotropy in the large-scale structure?
利用WISE-2 MASS星表对大尺度结构（LSS）的各向异性进行了研究。这种分析是通过对整个天球的星系数计数进行方向性比较来进行的，一旦系统性影响，如恒星-星系分离和前景污染，得到了适当的考虑。我们发现了一个最大的半球不对称性，其偶极分量是$A = 0.0507 \pm 0.0014$朝向$(l,b) = (323^{\circ},-5^{\circ})$方向，其结果是一致的，与我们以前的估计，在低和中等红移的自行，与Ia型超新星和类似的LSS目录进行。此外，这个偶极振幅在统计上是一致的（$p$ -值= $0.061$）与模拟目录模拟根据预期的$Λ$ CDM物质密度波动，除了观测偏差，如不完整的天体覆盖和各向异性的天空曝光。我们的研究结果表明，因此，有没有强有力的证据异常各向异性的LSS，考虑到目前的数据的局限性和系统性，在和谐模型的情况下。
2017-01-19 astro-ph.CO
Simulated Analogs of Merging Galaxy Clusters Constrain the Viewing Angle
在解释双峰合并星系团的观测结果时，一个关键的不确定性是子星系团分离矢量和天空平面之间的未知角度。我们提出了一种新的方法来约束这个关键参数。我们在宇宙学n体模拟中发现了观测到的系统的类似物，并量化了它们与观测到的投影分离和子集群之间的相对径向速度相匹配的可能性，作为视角的函数。我们推导出许多观察到的双峰合并，包括子弹团（1 E 0657-558）和埃尔戈多（ACT-CL J 0102 -4915）的视角上的限制。我们还提出了更通用的约束作为投影分离和相对径向速度的函数，这可以用来评估更多的集群，因为它们的信息变得可用。仅从这两个观测量的约束是弱的（通常$\gtrsim 70-75^\circ$在68%置信度和$\gtrsim 55-60^\circ$在95%置信度），但是比经典的定时参数包含更多的宇宙学背景，边缘化子结构的许多实现、特殊速度等。与在NFW晕上实现定时参数的MCMAC代码相比，我们的约束通常预测更接近天空平面的子集群分离向量。这是因为在实际的合并中，子星系团的速度向量并不完全平行于分离向量（即合并并不是完全迎面的）。因此，非零相对径向速度的观测并不排除天空平面中的分离矢量，就像MCMAC采用的迎面定时参数一样。
2018-07-17 astro-ph.CO
Observational Evidence of Velocity Anisotropy Assembly Bias in Galaxy Clusters
CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学研究委员会理论与实验天体物理研究所）；Universidad Nacional de Córdoba (UNC). Observatorio Astronómico de Córdoba (OAC)（科尔多瓦国立大学科尔多瓦天文台）；INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Centre for Particle Cosmology, University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学粒子宇宙学中心）；Departamento de Física, Universidad Técnica Federico Santa María（智利费德里科·Santa María理工大学物理系）
利用eROSITA和DESI巡天的91个星系团，通过Jeans动力学建模测量速度各向异性，首次观测证实了速度各向异性组装偏置：各向同性星系团成团性更强。
2026-09-29 astro-ph.CO
The behaviour of shape and velocity anisotropy in dark matter haloes
从宇宙学N体模拟得到的暗物质晕通常具有三轴形状和各向异性的速度分布。最近，它已被证明，速度各向异性，β，宇宙晕和主要的合并残留物取决于方向在这样一种方式，β是最大的沿长轴和最小的沿短轴。在这项工作中，我们使用了广泛的非宇宙学N体模拟研究晕的形状和方向依赖的速度各向异性配置文件。对于我们的每个模拟晕，我们定义了48个圆锥指向不同的方向，并从每个圆锥内的粒子，我们计算速度各向异性配置文件。我们发现，细长晕可以有非常明显的速度各向异性。我们分组的行为的晕成三个不同的类别，范围从球对称的配置文件，一个更复杂的行为，其中显着的差异被发现沿长轴和短轴的β。我们鼓励未来的研究速度各向异性的晕从宇宙学模拟计算β-配置文件中的锥，因为它揭示了信息，这是隐藏在一个球形平均配置文件。最后，我们表明，球平均配置文件往往服从β和对数密度斜率之间的线性关系的内部部分的晕，但这种关系不一定服从，当性能计算在圆锥体。
2012-10-08 astro-ph.CO
Reconstruction of the two-dimensional gravitational potential of galaxy clusters from X-ray and Sunyaev-Zel'dovich measurements
星系团的质量不是直接可观测的，尽管如此，它通常被用来探测宇宙学模型。基于星系团的X射线辐射、热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号、速度色散和引力透镜等主要观测量的组合，可以联合重建星系团的引力势。我们推导出这种联合重建所需的两个主要成分：从观测值及其协方差矩阵单独重建的潜力，作为联合重建的权重。我们在这里展示了导出这些量的方法。联合重建应用于一个真正的集群的结果将在即将发表的论文中讨论。我们将Richardson-Lucy反投影算法应用于二维网格上的数据。我们首先在$β$轮廓上测试2D去投影算法。假设流体静力平衡，我们进一步重建的引力位的模拟星系团的基础上合成的SZ和X射线数据。然后，我们重建的质量和动态活跃的集群Abell 2142的投影引力位的基础上收集的X射线观测与XMM-牛顿和SZ观测从普朗克卫星。最后，我们根据XMM-Newton收集的X射线测量数据计算了星系团Abell 2142的投影重建势的协方差矩阵。由合成X射线和SZ数据恢复的模拟星系团的引力势是一致的，即使从X射线重建的势显示出较大的偏离真实的潜力。对于Abell 2142，由SZ和X射线数据恢复的投影引力团势很好地再现了由引力透镜观测推断的投影引力团势。（节略）
2018-02-20 astro-ph.CO
Primordial black holes with mass ratio-modulated initial clustering: merger suppression and projected constraints
National Institute of Physics, University of the Philippines - Diliman（菲律宾大学迪利曼分校国立物理研究所）
研究通过考虑质量比调节的初始聚类，探讨原始黑洞并合抑制对约束的影响，发现低质量端约束窗口的延伸及对SGWB的约束影响。
2025-11-24 astro-ph.CO
The Kinematic Sunyaev-Zel'dovich Effect with Projected Fields: A Novel Probe of the Baryon Distribution with Planck, WMAP, and WISE Data
运动学的Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应--由于非零体速度的自由电子的康普顿散射而导致的宇宙微波背景（CMB）光子的多普勒增强--探测宇宙中重子的丰度和分布。迄今为止，所有kSZ测量都明确要求光谱红移。在这里，我们实现了一种新的估计kSZ -大规模结构互相关投影领域的基础上：它不需要红移估计个别对象，允许kSZ测量大规模成像调查。我们应用此估计清洁CMB温度图构建普朗克和威尔金森微波各向异性探测器数据和星系样本的宽视场红外巡天探测器（WISE）。我们测量的kSZ效应在3.8-4.5 $σ$的意义，这取决于使用额外的WISE星系偏置约束。我们验证，我们的测量是强大的可能的尘埃排放的WISE星系。假设标准的$Λ$ CDM宇宙学，我们直接约束$( {f_{b}}/{0.158} ) ( {f_{\rm free}}/{1.0} ) = 1.48 \pm 0.19$（仅统计误差）在红移$z \approx 0.4$，其中$f_{b}$是重子形式的物质的分数和$f_{\rm free}$是自由电子分数。这是迄今为止对这些参数报告的最严格的kSZ衍生约束。这里发现的$f_{b}$值与从原始CMB和大爆炸核合成分析中推断的值之间的一致性证实了重子近似地将暗物质分布追踪到$\sim$ Mpc尺度。虽然我们的投影场估计器在应用于当前数据集时已经与其他kSZ方法具有竞争力（因为我们能…
2016-08-01 astro-ph.CO
Testing Local Anisotropy Using the Method of Smoothed Residuals I - Methodology
我们讨论了一些细节的平滑残差的方法，最近被用来搜索各向异性信号的低红移距离测量（超新星）。在这篇简短的笔记中，我们重点介绍了有关该方法实现的一些细节，特别是有效检测天空中不均匀分布的数据中的信号的问题。使用模拟数据，我们认为Colin等人提出的原始方法。[1]由于不完整的天空覆盖而无法检测到虚假信号，并且[2]中对统计量引入额外的高斯加权会阻碍其检测信号的能力。还讨论了与高斯平滑宽度相关的问题。
2014-05-07 astro-ph.CO physics.data-an
Testing strong lensing subhalo detection with a cosmological simulation
强引力透镜提供了一个令人信服的测试冷暗物质的范例，因为它允许质量为$\sim10^{9}$ M $_\odot$及以下的亚晕被检测到。我们测试常用的技术检测subhaloes叠加在强透镜星系的图像。对于透镜，我们采取了一个模拟星系中的$\sim10^{13}$ M $_\odot$晕生长在一个高分辨率的宇宙学流体动力学模拟，我们认为从两个不同的方向。虽然分辨率很高，但我们注意到模拟的星系仍然有一个人工核心，这增加了重子主导区域的额外复杂性。为了去除粒子噪声，我们用一系列高斯分布来表示投影星系的质量分布，这些分布精确地捕捉了投影星系的特征。我们首先将透镜质量建模为（破碎的）幂律密度分布，然后搜索小晕。在两个投影中，一个具有规则的椭圆形状，而另一个具有与椭圆形状的明显偏差。对于前者，破幂律模型给出了没有假阳性和正确恢复叠加的小晕的质量，但对于后者，我们发现假阳性和推断的晕质量高估了$\sim4-5$倍。然后，我们使用一个更复杂的模型，其中的透镜质量被分解成恒星和暗物质组件。在这种情况下，我们表明，我们可以捕捉到模拟星系的复杂的投影结构，并正确地推断输入的小晕。
2022-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Clustering Fossil from Primordial Gravitational Waves in Anisotropic Inflation
暴胀模型可以将小尺度密度扰动与长波长引力波（GW）以张量-标量-标量（TSS）双谱的形式关联起来。这种关联影响了宇宙中的质量分布，并导致了四极各向异性形式的密度场模式的非对角关联。有趣的是，这种效应甚至在张量模重新进入视界时衰减后仍然存在，称为化石效应。因此，密度涨落的不同傅立叶模之间的非对角关联函数可以作为探索大尺度GW和化石效应背后的暴胀机制的一种途径。单场慢卷膨胀模型一般预测TSS中的四极各向异性非常小，而在多场膨胀模型中，可以观察到这种效果。因此，这种大尺度的四极各向异性可以被认为是不同暴胀模型的光谱。此外，在各向异性暴胀模型中，曲率扰动功率谱存在四极各向异性。在这里，我们认为TSS的各向异性膨胀模型，并表明四极各向异性的形状是不同的，比在单场模型。此外，在这些模型中，四极各向异性被投影到优选方向，其幅度与$g_* N_e$成比例，其中$N_e$是曲率扰动功率谱中e折叠的数量，$g_*$是四极各向异性的幅度。我们使用这个关联函数来估计大尺度GW以及优选方向，并讨论了在像欧几里德和21厘米调查的星系调查的信号的可检测性。
2015-06-02 astro-ph.CO hep-th
Tighter Dark Matter Constraints from the Projected Mass Method: A Neural Network Enhanced Method for Galaxy Groups and Clusters
Freie Universität Berlin（柏林自由大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿诺德·爱因斯坦研究所）；Department of Physics, Bar Ilan University（巴伊兰大学物理系）
该研究针对测量银河系等星系群总质量困难的问题，提出用神经网络增强投影质量估计器的新框架，经模拟测试改进了质量高估问题，应用于银河系得出总质量，对星系群和星系团的暗物质相关量给出更严格限制。
2026-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Analytical Solutions to the Mass-Anisotropy Degeneracy with Higher Order Jeans Analysis: A General Method
金斯分析经常被用来推断一个系统的总密度，通过将一个可观测的示踪粒子群的速度矩与潜在的引力势联系起来。这项技术最近已被应用于寻找物体中的暗物质，如矮球状星系，其中暗物质的存在是通过恒星速度推断的。密度的精确计算需要约束预期的伽马射线通量从DM自湮灭和区分冷和暖暗物质模型。不幸的是，传统的方法拟合的二阶Jeans方程的示踪剂分散遭受一个牢不可破的退化的解决方案，由于未知的速度各向异性的投影系统。为了解决这种简并性，我们可以求助于Jeans方程的高阶矩。通过在四阶引入宾尼各向异性参数的模拟，我们创建了一个框架，该框架包括四阶Jeans方程的所有解，而不是文献中在二阶矩和四阶矩的各向异性之间施加不必要的相关性的那些解。条件beta' = f（beta）确保了简并性的提升，我们将可分增广密度系统解释为与阶无关的情形beta'= beta。对于一个通用的选择β '，我们提出了视线投影的四阶矩，以及如何将其纳入一个联合似然分析的分散和峰度。提出的数学框架，然后我们用它来开发一个统计方法的目的是把约束的暗物质密度参数从离散的速度数据。该方法进行了测试模拟矮椭球体数据集导致的结果，激发真正的矮椭球体数据集的研究。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Testing the Cosmic Anisotropy with Supernovae Data: Hemisphere Comparison and Dipole Fitting
宇宙学原理是现代宇宙学的基石之一。它假设宇宙在宇宙尺度上是均匀的和各向同性的。宇宙的均匀性和各向同性都应该仔细检验。在目前的工作中，我们感兴趣的是探索可能的首选方向的Ia型超新星（SNIa）的分布。据我们所知，两个主要的方法已被用于几乎所有的相关工作在文献中，即半球比较（HC）方法和偶极子拟合（DF）方法。然而，这两种方法的结果并不总是近似一致。在这项工作中，我们使用这两种方法与联合光变曲线分析（JLA）和模拟SNIa数据集测试宇宙的各向异性。在许多情况下，这两种方法都能很好地工作，并且它们的结果彼此一致。然而，在具有两个（甚至更多）优选方向的情况下，DF方法失败，而HC方法仍然工作良好。这可能对我们理解这两种方法有新的启发。
2018-06-17 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Cores in Classical Dwarf Spheroidal Galaxies? A Dispersion-Kurtosis Jeans Analysis Without Restricted Anisotropy
我们尝试使用一种新的方法来测量两个矮椭球星系天炉座和玉夫座中的暗物质的密度，该方法采用基于无碰撞玻尔兹曼方程的二阶矩和四阶矩的Jeans方程（即视线恒星速度的方差和峰度）。与以前的相关努力，我们允许径向和切向的二阶和四阶矩的各向异性，以彼此独立地变化。我们应用该方法模拟数据，并建立在一定程度上，它似乎能够打破与二阶仅牛仔裤分析的退化。当我们将这项技术应用于实际数据时，我们对天炉座内部密度的理解并没有得到很大的改善，仍然可以用一个非常尖的或核心的密度轮廓来拟合。然而，对于Sculptor，我们发现该技术表明数据与陡峭的剖面不相容，取芯剖面似乎更一致。以及提出这些新的结果，并将它们与文献中的其他估计进行比较，我们试图理解为什么该技术在一个系统中比其他系统更有效。
2013-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
