Improving lensing cluster mass estimate with flexion
引力透镜一直被认为是确定星系团总质量的有价值的工具。从背景星系的椭圆率统计推断的剪切剖面允许探测星系团的中间和外部区域，从而确定维里质量估计。然而，质量片退化和需要大量的背景星系激励寻找替代示踪剂，可以打破模型参数之间的退化，从而提高质量估计的准确性。透镜弯曲，即透镜势的三阶导数，已经被认为是对上述探索的一个很好的回答，因为它探测了质量分布的细节。我们在这里调查是否确实是这种情况下，考虑共同使用弱透镜，放大和屈曲。我们使用Fisher矩阵分析来预测在剪切和屈曲信号噪声（S/N）比上的不同假设的质量精度的相对改善，也改变了集群质量，红移和椭圆率。结果表明，对于屈曲S/N比的合理值，簇质量的误差可以减小到2倍。作为一般的结果，我们得到的质量精度的改善是更扁平的晕较大，但提取一般的趋势是一个困难的，因为许多参数在发挥作用。然而，我们发现，弯曲是一样有效的放大，以提高质量和浓度测定的准确性。
2016-07-20 astro-ph.CO
Flexion in Abell 2744
我们提出了第一个弯曲聚焦的引力透镜分析的第一个强透镜的“宇宙望远镜”星系团，观察哈勃前沿领域倡议的一部分。使用阿贝尔2744（z = 0.308）的HST观测，我们应用修改后的解析图像模型（AIM）技术来测量源星系的弯曲和剪切值在最终的数密度为82弧分$^{-2}$。通过单独使用屈曲数据，我们能够识别除了距簇核心偏移1.43'的主要子结构峰之外，沿簇的心脏对齐的主要质量结构。我们生成两种类型的非参数重建：屈曲孔质量图，其分别识别质量信噪比为3.5 $σ$和2.3 $σ$的中央电位和子结构峰;以及直接从平滑屈曲场导出的收敛图。对于主峰，我们在45”（145 h $^{-1}$ kpc）孔径内发现了$1.93\times10^{14}\,h^{-1}\,M_{\odot}$的质量，对于西部亚结构，我们在25”（80 h $^{-1}$ kpc）孔径内发现了$7.12\times10^{13}\,h^{-1}\,M_{\odot}$的质量。通过将非奇异等温球轮廓拟合到屈曲数据，确定相关的峰值速度分散分别为$σ_v$ = 1630 km/s和$σ_v$ = 766 km/s。此外，我们使用同步剪切测量独立重建更广泛的集群质量结构，并发现它是无法重现的小规模结构与屈曲重建。最后，我们对Abell 2744平行天场进行了同样的分析，在噪声重建中没有发现强的幻影信号。
2016-11-24 astro-ph.CO
Estimate of dark halo ellipticity by lensing flexion
目标。众所周知，从结构形成模型中预测出的暗物质晕的椭圆率很难用观测来检验。直接测量将对星系的形成及其对晕中暗物质分布的影响产生重要的限制。在这里，我们表明，星系星系弯曲提供了一个直接的和潜在的强大的方法来确定椭圆透镜（合奏）的椭圆率。方法.我们将自旋1屈曲分解为径向和切向分量。使用切线与径向弯曲的比率，这是独立的径向质量分布，质量椭圆度可以估计。结果的质量分布的椭圆率的估计，推导和模拟测试。我们表明，估计是略有偏置。我们量化这种偏差，并提供了一种方法来减少它。此外，参数拟合的弯曲比和方向提供了另一种估计的黑暗晕椭圆，这是更准确的个别镜头总体而言，星系星系弯曲出现作为一个强大的工具，用于约束质量分布的椭圆。
2010-09-16 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
Gravitational lensing properties of isothermal universal halo profile
N体模拟预测，具有不同质量尺度的暗物质晕可以用一个通用的模型Navarro-Frenk-White（NFW）密度剖面来描述。由于重子冷却效应，晕将变得更加集中，并且类似于大范围半径（$\sim 300$ $h^{-1}$ kpc）的等温球。然而，奇异等温球模型必须在大半径处人为截断，因为它延伸到无穷远。我们模型的一个大规模的星系晕作为一个等温球和NFW密度分布的组合。我们给出了不同重子分数下质量浓度的近似值，并给出了这种晕的弱透镜剪切和弯曲的精确表达式。我们比较了奇异等温球和NFW配置文件的透镜特性。我们发现，组合轮廓可以在小半径处产生高阶透镜信号，并且在产生强透镜事件方面更有效。为了将这样的晕轮轮廓与SIS或NFW轮廓区分开，需要结合对小半径和大半径的强透镜约束和弱透镜约束。
2012-12-17 astro-ph.CO
Hydrostatic Mass Profiles of Galaxy Clusters in the eROSITA Survey
假设星系团内介质与引力势之间的流体静力平衡是研究星系团总质量的一种广泛使用的方法。我们希望在SRG/eROSITA调查的背景下测试用观测代码获得的流体静力质量。我们使用流体静力学建模代码MBProj 2来拟合表面亮度分布，以模拟具有理想化属性的集群，以及从Magneticum Pathfinder模拟中获得的93个集群的样本。我们调查后者的假设下，理想化的观测条件，也为现实的eROSITA数据质量。拟合的累积总质量曲线和模拟提供的真实质量曲线的比较允许获得关于我们方法的可靠性的知识。此外，我们使用的气体密度和压力的真实配置文件计算流体静力学质量分布的基础上理论为每个集群。对于一个理想化的集群，模拟，以满足完美的流体静力学平衡，我们发现，在真正的$r_{500}$和$r_{200}$的累积总质量可以重现偏差小于7%。对于理想观测条件下来自Magneticum Pathfinder模拟的星系团，考虑到流体静力学质量偏差，在真实$r_{500}$和$r_{200}$下拟合的累积总质量的中值与我们的预期一致。然而，我们发现一个倾向于太高的陡峭度的累积总质量的轮廓在郊区。对于现实的eROSITA数据质量，这种陡峭度问题加剧了具有高红移的星系团，从而导致在$r_{200}$的累积总质量过高。对于流体静力学质量的基础上从模拟已知的真实配置文件，我们发现一个很好的协议与我们的期望有关的流体静力学质…
2022-11-22 astro-ph.CO
Typical density profile for warm dark matter haloes
利用Salvador-Solé等人（2012）最近提出的（自下而上）层次晕生长模型，我们推导出了具有两种不同质量的非热无菌中微子的和谐暖暗物质（ΛWDM）宇宙学中具有多个相关质量的晕的典型球平均密度分布。预测的密度分布在小半径处变得平坦，正如从光谱截止的影响所预期的那样。核心不能解决，但是，因为非零粒子速度产生的最小质量的原晕在小节点，这在相应的半径无效的模型的碎片。
2012-07-09 astro-ph.CO
Deriving accurate galaxy cluster masses using X-ray thermodynamic profiles and graph neural networks
Univ. Lille, Univ. Artois, Univ. Littoral Côte d’Opale（里尔大学、阿尔图瓦大学、海岸线大学）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的的里雅斯特天文台）；IFPU（弗里乌利-威尼斯朱利亚基础物理研究所）；Department of Physics（密歇根大学物理系）；University of Michigan（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理信息与管理实验室）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（雷伊胡安卡洛斯国王大学）；Universidad Rey Juan Carlos（巴黎萨克雷大学、法国原子能和替代能源委员会、粒子物理系）；Université Paris-Saclay, CEA, Département de Physique des Particules（马德里自治大学理论物理系）；Departamento de Física Teórica, Módulo 15 Universidad Autónoma de Madrid
本文利用图神经网络和X射线热力学剖面推导星系团质量，发现SZ推导质量存在质量依赖性的偏差，并在5σ水平上提供证据。
2025-09-29 astro-ph.CO
CHEX-MATE: towards a consistent universal pressure profile and cluster mass reconstruction
IRAP, CNRS, Université de Toulouse, CNES, UT3-UPS（IRAP, 法国国家科学研究中心, 图卢兹大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学, 巴黎西岱大学, 法国原子能和替代能源委员会, 法国国家科学研究中心）；Université Grenoble Alpes, CNRS, LPSC-IN2P3（格勒诺布尔阿尔卑斯大学, 法国国家科学研究中心）；Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（巴黎萨克雷大学, 法国国家科学研究中心, 空间天体物理研究所）；INAF, Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Milano（意大利国家天体物理研究所, 米兰空间天体物理与宇宙物理研究所）；Dipartimento di Fisica, Università degli studi di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学物理系）；INFN, Sezione di Roma ‘Tor Vergata’（意大利国家核物理研究所, 罗马托尔维加塔分部）；Sapienza Università di Roma（罗马智慧大学）
CHEX-MATE方法通过联合拟合通用压力分布和团体质量，提高了团体质量估计的准确性和精度，避免了建模热压力时的偏差。
2025-10-21 astro-ph.CO
Hydrostatic and Caustic Mass Profiles of Galaxy Clusters
我们比较了16个大质量星系团样本的X射线和焦散质量分布。我们假设流体静力平衡解释的X射线数据，并使用大样本的集群成员的红移作为应用焦散技术的基础。在两种技术$(\sim[0.2-1.25]R_{500})$覆盖的径向范围内，流体静力学质量和焦散质量的平均值均优于$\approx20\%$。质量分布是独立测量的，并不假设一个共同的功能形式。先前的研究表明，在$R_{500}$，流体静力学和焦散质量分别偏低和偏高。我们发现，在$R_{500}$的静水质量与焦散质量的比值为$1.20^{+0.13}_{-0.11}$ ;因此，在$\approx3σ$，它大于0.9，这两种技术对质量的低估和高估的组合最多为$\approx10\%$。没有任何迹象表明的质量比上的X-射线形态的集群，表明流体静力学的质量并没有强烈系统的集群的动力学状态的影响。总的来说，我们的研究结果有利于一个小的值，所谓的流体静力学偏置由于非热压力源。
2016-08-12 astro-ph.CO
Forecasting cosmological parameter constraints using multiple sparsity measurements as tracers of the mass profiles of dark matter haloes
暗物质晕的稀疏度，即包围两个不同的超密度的球形晕质量之间的比率，提供了一个非参数代理的晕质量分布已被证明是一个敏感的探测器的编码在质量分布的晕托管星系团的宇宙学印记。在几个超密度下的质量估计将允许多个稀疏测量，这可以潜在地检索印在晕轮廓上的全部宇宙学信息。在这里，我们调查的影响，多个稀疏测量的宇宙模型参数推断。为此，我们分析N体晕目录Raygal和M2 Csims模拟和评估六个不同的稀疏度之间的相关性从球形高密度晕群众在$Δ=200,500,1000$和$2500$（在单位的临界密度）。值得注意的是，与不同的晕质量壳相关的稀疏性并不高度相关。这是不是从纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）的最佳拟合配置文件，人工相关的不同的稀疏度，以一阶估计使用晕质量获得的稀疏度的情况。这意味着，有额外的信息，在质量配置文件以外的NFW参数化，它可以利用多个稀疏。特别是，从合成的平均稀疏数据的似然分析，我们表明，宇宙学参数的约束显着改善时，稀疏组合的数量增加，虽然超过四个稀疏估计的约束饱和。我们预测的CHEX-MATE集群样本的限制，并发现系统的质量偏差误差温和地影响参数推断，但在这个方向上需要更多的研究。
2022-08-01 astro-ph.CO
Hydrostatic mass profiles in X-COP galaxy clusters
本文对13个X射线发光星系团的流体静力学质量剖面进行了重建，这些星系团的X射线和SZ信号被映射到XMM-牛顿星系团外围计划（X-COP）的$R_{200}$中。使用的气体的温度，密度和压力，已在空间上解决了（中值）0.9 $R_{500}$，1.8 $R_{500}$，和2.3 $R_{500}$，分别配置文件，我们能够恢复流体静力学重力质量配置文件与几种方法，并使用不同的质量模型。在$R_{500}$和$R_{200}$处，流体静力学质量的相对（统计学）中位误差分别为3%和6%。通过使用几种不同的方法来解决流体静力平衡方程，我们评估了一些系统的不确定性是在$R_{500}$和$R_{200}$的5%的顺序。Navarro-Frenk-White分布在13种情况中的9种情况下提供了最佳拟合，其余4种情况下没有显示出统计学显著的张力，质量浓度的分布遵循与数值模拟预测的总质量的相关性，散射为0.18 dex，流体静力学质量的固有散射为0.15 dex。我们将它们与通过应用于$Y_X$、气体分数和$Y_{SZ}$的X射线标度关系以及从弱透镜和星系动力学技术获得的总引力质量的估计值进行比较，并测量出与标度定律的结果基本一致，从WL在$R_{500}$和$R_{200}$（差异低于15%），从集群速度分散，但一个显着的紧张关系与焦散质量，往往低估了40%的流体静力学质量在$R_{200}$。…
2018-10-31 astro-ph.CO
Mass scaling relations for dark halos from an analytic universal outer density profile
针对ΛCDM宇宙中星系团周转半径内质量测量的难题，本研究基于excursion set理论和球对称坍缩模型建立解析质量剖面框架，推导的新质量标度关系与模拟结果偏差优于15%，可实现更大尺度质量估算并探测星系团外围结构形成动力学。
2024-11-28 astro-ph.CO
The radial and azimuthal profiles of Mg II absorption around 0.5 < z < 0.9 zCOSMOS galaxies of different colors, masses and environments
我们映射的径向和方位角分布的Mg II气体在200千秒差距（物理）的4000星系在红移0.5 < z < 0.9 using co-added spectra of more than 5000 background galaxies at z >1。我们调查的Mg II静止框架等效宽度的径向碰撞参量的功能的不同子集的前景星系选择在其静止框架的颜色和质量的变化。蓝色星系有一个显着更高的平均镁II等效宽度在接近银河中心半径相比，红色星系。在蓝色星系中，Mg II等效宽度和宿主星系的星系恒星质量之间存在相关性。我们还发现，Mg II吸收周围的群星系的分布是更广泛的非群星系，作为一个整体的群体有更多的扩展比个别星系的径向配置文件。有趣的是，这些影响可以令人满意地模拟一个简单的叠加的吸收个人成员星系，假设这些是相同的非组星系，这表明集团环境可能不会显着增强或减少个别星系的Mg II吸收。我们发现，有一个很强的方位角依赖性的Mg II吸收在50千秒差距的倾斜盘为主的星系，表明存在一个强烈的双极流出沿磁盘旋转轴对齐。Mg II的吸收对盘状星系的视倾角没有明显的依赖性。
2011-08-25 astro-ph.CO
Independent Measurements of the Dynamical Masses of Six Galaxy Clusters in the Local Universe
我们采用Falco等人最初在2014年开发的动态质量估计（DME），对局部宇宙中星系团的质量进行了独立测量。在Tempel等人根据Sloan Digital Sky Survey Data Release 10构建的星系群/星系团目录中，我们在由红移和投影距离所涵盖的位形空间中寻找那些周围星系构成薄直结构的目标。在拥有$100$或更多成员星系的$29$斯隆星系团中，总共发现了6个目标星系在它们的束缚带中具有平行结构。对于六个目标中的每一个，我们构造的轮廓的丝状星系的衰退速度，这取决于集群的质量和相对于视线方向的丝状体的角度。拟合构造的配置文件具有恒定的振幅和斜率的通用公式，我们统计确定每个集群的动力学质量，并将其与以前的传统方法的估计进行比较。讨论了DME的优缺点及其在高$z$团簇动力学质量测量中的应用前景。
2017-03-21 astro-ph.CO
Shear-Selected Clusters From the Deep Lens Survey III: Masses from Weak Lensing
我们提出了七个剪切选择的星系团候选人从深透镜调查的弱透镜质量估计。这些簇先前被确定为8.6平方英尺的收敛图中的质量峰。度的R波段成像，并随后与X射线和光谱确认，跨越红移范围0.19 - 0.68。大多数集群包含多个X射线峰，产生17个总质量浓度。在本文中，我们约束这些X射线源的质量与弱透镜，使用光度红移从全套BVRz的成像适当加权背景星系根据他们的透镜距离比。我们拟合了NFW和奇异等温球轮廓，发现结果对假设的轮廓不敏感。我们还表明，结果并不依赖于假设的质量峰的位置上的先验显着，但这可能会成为一个问题，在未来更大的样本。扩展的X射线源的推断速度分散范围从250-800公里/秒，除了一个源，其中没有发现透镜信号，这项工作进一步建立剪切选择作为一个可行的技术，寻找集群，但也突出了一些悬而未决的问题，如确定的质量分布中心，而不偏置的质量估计，并充分考虑到视线投影。后续论文将研究这些星系团的质量-X射线标度关系。
2009-07-13 astro-ph.CO
Why are we still using 3D masses for cluster cosmology?
星系团的丰度对物质分布的后期演化非常敏感，因为星系团形成于密度最高的峰值。然而，3D集群质量不能推断出没有反投影的观测，引入模型依赖的偏见和不确定性，由于假设和真实的集群密度分布和忽视的问题沿视线之间的不匹配。由于投影孔径质量可以直接测量模拟和观测通过弱透镜，我们认为，它们更适合于集群宇宙学。使用米拉-泰坦套件的重力模拟，我们表明，光圈群众强烈相关的三维晕群众，虽然与大的内在散射由于沿视线的物质分布的变化。尽管如此，孔径质量可以测量$\approx 2-3$倍更精确地从观察，因为他们不需要假设的密度分布，只受形状噪声在弱透镜测量。我们直接用高斯过程模拟孔径质量函数的宇宙学依赖性。在观测立体角和红移间隔一定的情况下，比较了孔径质量函数和三维晕质量函数的宇宙学灵敏度，发现$Ω_\mathrm{m}$和$w_a$的孔径质量灵敏度较高，$σ_8$、$n_\mathrm{s}$和$w_0$的孔径质量灵敏度相近，而$h$的孔径质量灵敏度稍低。通过仔细校准的孔径质量函数仿真器，星团宇宙学分析可以直接使用星团孔径质量，降低对模型相关质量校准偏差和不确定性的敏感性。
2022-06-14 astro-ph.CO
New catalogue of dark-matter halo properties identified in MICE-GC -- I. Analysis of density profile distributions
弱引力透镜对暗物质晕质量的约束可以通过使用关于其密度分布形态的额外信息来显着改善，从而导致来自晕质量函数的更严格的宇宙学约束。这项工作是第一个两个，我们调查的准确性晕形态和质量测量的2D和3D。为此，我们确定了几个晕物理性质的MICE-Grand挑战暗物质唯一的模拟。我们提出了一个公开的目录，这些属性，包括密度分布和形状参数测量的2D和3D，晕中心的3D密度分布的峰值，以及重力和动能和角动量矢量。密度分布计算使用球形和椭球形的径向箱，考虑到晕的形状。我们还提供了晕浓度和质量来自拟合的2D和3D密度分布使用NFW和Einasto模型晕超过$1000$颗粒（$\gtrsim 3 \times 10^{13} h^{-1} M_{\odot}$）。我们发现，Einasto模型提供了更好的拟合相比，NFW，无论晕弛豫状态和形状。从2D分布拟合得到的3D密度分布的质量和浓度参数通常是有偏差的。当约束质量和浓度使用弱透镜叠加分析时，也会得到类似的偏差。我们发现，这些偏差依赖于在拟合过程中采用的径向范围和密度剖面模型，但不是晕的形状。
2022-05-13 astro-ph.CO
Weak lensing density profiles and mass reconstructions of the galaxy clusters Abell 1351 and Abell 1995
利用弱引力透镜研究了星系团Abell 1351和Abell 1995的整体质量分布。这两个星系团的质量结构和动力学状态有很大的不同，是从38个大小和红移相似的X射线发光星系团中选取的两个极端。我们测量微弱的背景星系的剪切值，并使用KSB+方法校正PSF各向异性。使用有限场质量重建算法创建簇的二维质量图，并与孔径质量统计进行验证。从重建推断的群众相比，从拟合球对称SIS和NFW模型的切向剪切剖面。我们详细讨论了NFW浓度参数。根据质量重建，我们推断Abell 1351和Abell 1995的M200质量分别为11.7 +/- 3.1 * 10^14 h_70^-1 Msun和10.5 +/- 2.7 * 10^14 h_70^-1 Msun。在Abell 1351的主质量峰东北约3'处，我们在质量重建以及孔径质量统计中检测到一个显著的次峰。这个特征也可以通过V-I色的星系团成员来追踪，因此很可能是阿贝尔1351的真实子结构。根据我们对切向剪切的拟合，我们推断M200的质量约为8-9 * 10^14 h_70^-1 Msun（Abell 1351）和M200约为5-6 * 10^14 h_70^-1 Msun（Abell 1995）。浓度参数仍然受到我们的弱透镜分析的约束。
2009-06-16 astro-ph.CO
Resolving the hydrostatic mass profiles of galaxy clusters at z~1 with XMM-Newton and Chandra
本文详细研究了在$z\sim1$通过Sunyaev-Zel'dovich效应选取的五个最大质量（$M^{\mathrm{SZ}}_{500} > 5 \times 10^{14}$ M $_{\odot}$）星系团的综合流体静力学质量分布。这些物体代表了一个理想的实验室来测试结构形成模型，其中主要驱动力是重力。最佳地利用XMM-牛顿和钱德拉观测的空间分辨光谱信息，我们使用参数（前向，后向）和非参数方法来恢复质量分布，发现当密度和温度测量都可用时，结果非常稳健。我们在$R_{500}$得到的X射线质量比哈勃太空望远镜（HST）得到的弱透镜质量高，平均比值为$1.39^{+0.47}_{-0.35}$。在流体静力学方法产生有偏差的、低估的质量的情况下，这种偏移的方向与预期的方向相反。我们研究了晕的形状参数，如稀疏度和浓度，并与当地的X射线选择集群，发现线索的演变在中心区域（或选择效应）。重子总含量与$R_{500}$的宇宙值一致。与数值模拟结果的比较表明，质量分布和浓度符合预期。这些结果说明了X射线观测的力量，以探测在这个高质量，高红移制度的气体和总质量分布的统计特性。
2018-06-25 astro-ph.CO
The masses of Local Group dwarf spheroidal galaxies: The death of the universal mass profile
我们调查的索赔，所有矮球状星系（dSphs）居住在晕内，共享一个共同的，普遍的质量配置文件已得出的星系dSphs。通过折叠25仙女座dSphs的运动学信息，以前的样本量增加了一倍多，我们发现，一个奇异的质量分布不能很好地适合所有的观测。此外，仅针对银河系dSphs测量的最佳拟合的暗物质密度分布与仙女座dSphs的密度分布略有差异（仅超过1西格玛水平），仙女座dSphs的密度分布最好具有较低的最大圆周速度，因此质量是首选的。当样本中省略了三个极端的仙女座异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（> 600 pc）和低速度色散（sigma_v <5 km/s）时，一致性明显更好。我们认为，这些异常值的不寻常的属性可能是由潮汐与宿主星系的相互作用。
2013-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo Profiles and the Concentration-Mass Relation for a ΛCDM Universe
暗物质主导的星系晕在星系群和星系团尺度上的分布在现代宇宙学中起着重要的作用。从两个非常大的宇宙学$N$体模拟，这增加了大约两个数量级的质量分辨率的可用体积的结果，我们鲁棒地确定了晕的浓度-质量$(c-M)$的关系在很宽的质量范围内，采用多种方法的浓度测量。我们表征个人的晕配置文件，以及堆叠的配置文件，相关的星系-星系透镜和下一代集群调查，涵盖的红移范围是$0\leq z \leq 4$，最小晕质量$M_{200c}\sim2\times10^{11} M_\odot$。尽管一个光环（环境影响，合并的历史，nonsphericity，弛豫状态）的适当描述的复杂性，当质量按比例缩放的非线性质量尺度$M_\star(z)$，我们发现，一个简单的非幂律形式的$c-M/M_\star$关系提供了一个很好的描述我们的模拟结果在$M/M_{\star}$和$0\leq z \leq 4$跨越八十年。在所涵盖的质量范围内，$c-M$关系有两种渐近形式：低于质量阈值$M/M_\star\sim 500-1000$的近似幂律，在更高的质量下过渡到恒定值$c_0\sim 3$。弛豫晕分数随质量减小，在相同质量阈值以上转变为恒定值$\sim 0.5$。我们比较Navarro-Frenk-White（NFW）和Einasto拟合在不同红移的窄质量仓中的堆叠配置文件;正如预期的那样，Einasto配置文件提供…
2018-05-07 astro-ph.CO
A new non-parametric method to infer galaxy cluster masses from weak lensing
提出一种从弱引力透镜观测推断星系团三维质量分布的非参数方法，假设球对称，能修正偏心问题，用 Julia 高效实现，并用 KiDS DR4 数据验证了 Abell 1835 和 Abell 2744 的质量分布，结果与文献一致。
2024-12-18 astro-ph.CO
Elliptical galaxy masses out to five effective radii: the realm of dark matter
我们用行星状星云和球状星团作为示踪物，估算了五个有效半径范围内椭圆星系的质量。一个样本的15个椭圆星系的广泛变化的质量是从文献中编译。分布函数-极大似然分析用于估计示踪剂的总体潜在斜率、归一化和速度各向异性。我们假设幂律配置文件的潜力和示踪剂密度和一个恒定的速度各向异性。推导出的潜在的幂律指数位于等温和开普勒制度之间，并随质量而变化：有初步的证据表明，质量较小的星系比质量较大的星系有更陡峭的潜在配置文件。我们使用恒星的质量-光比适合于Chabrier/KTG（Kroupa，Tout & Gilmore）或Salpeter初始质量函数来解开恒星和暗物质成分。暗物质在五个有效半径内的比例随质量增加而增加，与其他几项研究一致。我们采用简单的模型表明，恒星形成效率和重子范围的组合能够解释这一趋势。当采用普适的Chabrier/KTG初始质量函数时，这些模型与我们在五个有效半径范围内的测量和最近在一个有效半径范围内的SLACS测量都符合得很好。
2012-01-04 astro-ph.CO
Can we use Weak Lensing to Measure Total Mass Profiles of Galaxies on 20 kiloparsec Scales?
目前对弱透镜作用的暗物质密度分布的限制通常限于大于50-100 kpc的径向尺度。在本文中，我们探索了通过测量仅几十千秒差距尺度上的堆叠弱透镜来探测星系/晕密度分布最内部区域的可能性。我们的预测集中在小于相等半径（Req）的尺度上，其中恒星成分和暗物质成分对透镜信号的贡献相等。计算了Req随透镜恒星质量和红移的演化，结果表明，对于恒星质量为10^{9.5}-10 ^<$11.5}太阳质量的星系，Req=7-34 kpc.在这些尺度上，无偏剪切测量将具有挑战性。我们引入一个简单的度量来量化有多少源星系与它们的邻居重叠，剪切测量将是具有挑战性的。拒绝源星系与附近的同伴导致约20%的整体源密度下降。尽管这种减少，我们表明，欧几里德和WFIRST将能够限制星系/晕密度轮廓在Req与信噪比>20的恒星质量>10^{10}太阳质量。弱透镜测量在Req，结合恒星运动学在较小的尺度上，将是一个强大的手段，通过它来约束的内部斜率的暗物质密度分布以及质量和红移的恒星初始质量函数的依赖。
2015-02-23 astro-ph.CO
MultiDark simulations: the story of dark matter halo concentrations and density profiles
准确预测暗物质晕的结构性质是现代宇宙学的基本目标之一。我们使用新的MultiDark宇宙学模拟套件来研究暗物质晕密度分布、浓度和速度各向异性的演化。MultiDark模拟涵盖了1e10 - 1e15Msun的大范围质量和高达50Gpc ** 3的体积。所有模拟中的暗物质晕总数超过600亿。我们发现，为了了解暗物质晕的结构，并作出~1%的密度分布准确的预测，需要认识到，晕浓度是比传统的维里半径的NFW配置文件中的核心半径的比率更复杂。对于质量晕，平均密度分布远离NFW形状，浓度由核半径和Einasto近似中的形状参数α定义。结合不同的红移，质量和宇宙学的结果，我们表明，通过三个阶段的演化晕的进展。(1)它们开始是罕见的密度峰值，经历非常快和几乎径向的下降。这种径向下沉使质量更接近中心，产生高度集中的晕。在这里，晕浓度随着晕质量的增加而增加，并且浓度由具有几乎恒定的核心半径的α参数定义。后来的晕滑入（2）高原区，在那里吸积变得不那么径向，但频繁的合并仍然影响甚至中心区域。现在浓度不依赖于晕质量。(3)一旦吸积速度减慢，晕就会进入浓度-质量关系下降的区域，因为新的吸积堆积了接近维里半径的质量，而核心半径保持不变。我们提供准确的分析适合晕密度分布和浓度的数值结果。
2016-02-03 astro-ph.CO
Galaxy cluster lensing masses in modified lensing potentials
我们在直接修正透镜势的引力理论中，确定了从CLASH巡天中选出的19个X射线星系团星系团的浓度-质量关系。我们模拟集群的NFW晕和适合他们的透镜信号，在立方Galileon和非局部重力模型，透镜会聚配置文件的集群。我们讨论了一些重要的问题，需要考虑到，与使用非参数和参数透镜的方法，以及假设的背景宇宙学。我们的结果表明，在修正的重力模型的浓度和质量的估计，在误差范围内，在$Λ$ CDM相同。这一结果表明，对于非定域模型，引力修正在星系团红移处太弱，而对于Galileon模型，屏蔽机制在星系团半径内是非常有效的。然而，在距离$\sim \left[2-20\right] {\rm Mpc}/h$从集群中心，我们发现，周围的力的配置文件是由$\sim20-40\%$在立方伽利略模型增强。这对动力学质量的估计有影响，这意味着基于透镜和动力学质量之间比较的引力测试也可以应用于立方伽利略模型。
2015-05-13 astro-ph.CO
Sunyaev-Zel'dovich-Measured Pressure Profiles from the Bolocam X-ray/SZ Galaxy Cluster Sample
我们描述了Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的测量和分析的一组45个大质量的星系团使用Bolocam在加州理工学院亚毫米波天文台成像的集群内介质（ICM）的压力分布。我们使用钱德拉X射线观测确定的质量，通过过密度半径R500和质量和红移相关的归一化因子P500来缩放每个星系团的轮廓。我们将我们的样品的平均压力分布分解成13个在0.07R500和3.5R500之间的径向空间。我们发现，广义Navarro，Frenk和White（gNFW）配置文件描述了我们的数据与足够的拟合优度和最佳拟合参数（C500，α，β，γ，P0 = 1.18，0.86，3.67，0.67，4.29）。我们还使用X射线数据来定义冷芯和扰动子样本的集群，我们约束的平均压力分布的每个子样本。我们发现，考虑到我们的数据的精度，在R>~0.15R500时，受扰和冷核星系团的平均压力分布是一致的，而在R<~0.15R500时，冷核系统显示出更高的压力。此外，对于第一次，我们放置同时约束的质量缩放的集群压力分布，他们的合奏平均配置文件，和他们的半径依赖的内在散射之间的0.1R500和2.0R500。曲线间的散射在~0.2R500和~0.5R500之间的半径处最小化，值为~ 20%。最适合的质量缩放有一个幂律斜率为0.49，这是浅于名义预测的2/3从自相似流体静力平衡模型。这些结果的内在散射和质量标度在很大程度…
2013-05-24 astro-ph.CO
Central Mass Profiles of the Nearby Cool-core Galaxy Clusters Hydra A and A478
我们对附近的冷核星系团Hydra A（$z=0.0538$）和A478（$z=0.0881$）进行了弱透镜研究，其中最亮的星系团（BCGs）拥有强大的活动星系核（AGN）活动。对于每个集群，所观察到的切向剪切剖面是很好地描述了一个单一的Navarro-弗伦克-怀特模型或两个组件的模型，包括BCG作为一个未解决的质点。对于A478，我们确定的BCG和它的主机晕质量从联合适合弱透镜和恒星测光测量。我们发现，初始质量函数（IMF）的选择可以引入一个因素的两个不确定性的BCG质量，而BCG主机晕质量是很好的数据约束。我们进行了联合分析的弱透镜和恒星运动学数据可用于长蛇座A集群，这使我们能够约束的中央质量分布，而无需假设特定的IMF。我们发现，从联合分析确定的中心质量分布（$r<300$ kpc）是在良好的协议与独立的测量，包括动力学质量估计从冷气盘组件，X射线流体静力学总质量估计，和中心恒星质量估计的基础上Salpeter IMF。观察到的暗物质馏分周围的BCG水螅A被发现是小于绝热收缩模型预测的，这表明其他物理过程的重要性，如活动星系核的反馈和/或耗散合并。
2015-12-11 astro-ph.CO
The Pseudo Evolution of Galaxy-Cluster Masses and Its Connection to Mass Density Profile
一个质量的暗物质晕通常被定义为相对于参考密度的球形过密度（SO）质量，而SO质量的时间演化会受到参考密度红移演化以及晕周围物理质量吸积的影响。在这项研究中，我们直接测量的伪演化量的SO质量的集群大小的晕的参考密度的变化从时间序列的$N$体模拟的第一次。我们发现，$z=0$和$1$之间的位力SO质量的$52\pm19\%$差异可以解释为在$z=0$的位力质量为$10^{14}\, h^{-1}M_{\odot}$的团簇的赝演化。赝演化量与星系团的年龄和密度环境有关。在SO质量中具有更大量伪演化的团簇大小的晕的堆叠质量密度分布图显示了更高的浓度${\it and}$更大的线性偏置参数，这是由于团簇尺度上的浓度而导致的已知的二次晕偏置的反例。我们讨论了如何更集中的集群可以显示更大的集群振幅比他们的集中度较低的同行，并认为丰富的沉积结构的存在起着关键作用，在确定线性晕偏置的星系团。
2019-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Accurate Comprehensive Approach to Substructure: III. Masses and Formation Times of the Host Haloes
本文对暗物质晕的亚结构进行了全面的研究。在第一篇论文中，我们导出了吸积子晕的径向分布和质量函数（MF）（与主晕的半径和质量成比例），并表明它们基本上是普适的。然而，对于剥离的次晕，情况并非如此，这取决于晕质量和组装历史。在论文II中，我们在纯粹吸积晕的最简单情况下导出了后一种性质。在这里，我们将研究扩展到遭受重大合并的普通晕。在显示子结构的所有属性编码的平均截断原始subhalo质量比配置文件后，我们证明了subhalo MF对晕质量的依赖性来自于它们的质量依赖性浓度，而subhalo径向分布的形状取决于主机晕的最后一次重大合并的时间。在这个意义上，后者比前者更能反映晕的形成时间。不幸的是，这是不是卫星的径向分布的情况下，因为这种配置文件基本上是断开从subhalo剥离和吸积subhaloes的属性是独立的晕形成时间。
2022-01-10 astro-ph.CO
The Atacama Cosmology Telescope: Dynamical masses for 44 SZ-selected galaxy clusters over 755 square degrees
我们目前的星系速度色散和动力学质量估计的44个星系团选择通过Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应的阿塔卡马宇宙望远镜。本文首次报道了18个星系团的动力学质量。使用\Nbody \仿真，我们模拟不同的观测策略，用于测量速度分散和帐户的系统性影响，从这些策略。我们发现，星系的速度分布可以被视为各向同性的，并在速度色散高达7%的孔径校正是必要的，如果光谱星系样本是足够集中的集群中心。考虑到模拟中速度分散的径向分布，无论观测策略如何，都可以进行一致的动态质量估计。簇质量$M_{200}$在范围$(1-15)\times10^{14}M_\odot$内。与根据SZ畸变估计的质量相比，假设来自X射线观测的气体压力分布给出了平均SZ与动力学质量比$1.10\pm0.13$，但由于未知的速度偏差，存在额外的0.14的系统不确定性;统计不确定性主要由质量-速度弥散标度关系中的散射决定。这一比例与先前在这些质量尺度下的测定结果一致。
2016-05-26 astro-ph.CO
Neutrino Halo profiles: HR-DEMNUni simulation analysis
本研究利用高分辨率 HR-DEMNUni 模拟分析中微子晕轮廓，更新拟合参数并扩展至更小质量晕和更低中微子质量，发现低质量晕中核心减弱、轮廓接近幂律，并观测到晕内前后不对称性及高质量晕中的尾流效应。
2024-07-17 astro-ph.CO hep-ph
Statistical properties of filaments in weak gravitational lensing
我们通过大宇宙学$N$体模拟研究了连接星系团的细丝的弱透镜性质。我们从模拟中选取了4639个质量大于$10^{14}h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕对，并利用光线追迹模拟研究了两个晕之间的暗物质分布。为了对候选细丝进行分类，我们估计收敛曲线并进行曲线拟合。我们发现，晕之间的物质分布可以被分类在一个平面的拟合参数，这使我们能够选择直丝的光线跟踪模拟。我们还调查了这些细丝的统计特性，发现它们与以前的研究是一致的。我们发现晕对的$35\%$具有直丝结构，其$4\%$可以在弱透镜作用下直接在$S/N\geq2$上检测到。此外，我们还研究了暗条边缘晕的统计特性。我们发现，晕是优先延长沿冠状结构，并与增加的灯丝质量质量较小。然而，这些晕性质的直丝质量的依赖性是非常弱的。
2014-03-26 astro-ph.CO
Towards 1% accurate galaxy cluster masses: Including baryons in weak-lensing mass inference
星系团是一个很有前途的探测晚时间结构的增长，但限制宇宙学从集群丰度目前受到系统学在其推断的质量。在弱透镜质量推论中，一个绝对的系统效应是忽略重子的存在，并将整个星系团视为一个暗物质晕。在这项工作中，我们提出了一个新的灵活的集群密度模型，捕获重子和暗物质的配置文件，一个新的通用技术计算透镜信号的任意密度配置文件，和堆叠这些透镜信号的方法，适当的模型堆叠弱透镜测量的星系团目录。我们在1400个模拟集群上测试了这个模型。与以前的研究类似，我们发现只有暗物质的模型将平均质量高估了$7.5\%$，但包括我们的重子项后，将其降低为$0.7\%$。此外，为了减轻我们模型的计算复杂性，我们构建了一个仿真器（代理模型），它可以准确地内插我们的模型进行参数推断，同时比原始模型使用起来要快得多。我们还为我们的模型和仿真器提供了一个开源软件框架，称为maszcal，它将作为一个平台，继续努力改进这些质量校准技术。在这项工作中，我们详细介绍了我们的模型，模拟器的构造，以及我们用来验证我们的模型确实减轻了偏见的测试。最后，我们描述了仿真器的准确性测试
2021-04-14 astro-ph.CO
Galaxy Kinematics and Mass Calibration in Massive SZE Selected Galaxy Clusters to z=1.3
星系团中星系的相空间分布不仅可以用来研究星系团的形成和演化，而且可以用来测量星系团的质量分布。本文利用$\sim$ 3000从110个星系团中抽取的被动无发射谱线星系团进行了动力学研究。星系团是在2500度$^2$ SPT-SZ巡天中利用Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）选择的，覆盖了红移范围$0.2 < z < 1.3$。我们使用Jeans方程模拟集群，同时采用NFW质量分布和广泛的速度色散各向异性配置文件。数据更喜欢的速度色散各向异性配置文件，是近似各向同性的中心附近，并越来越多的径向对集群维里半径，这是真实的所有红移和质量，我们研究。被动星系的伪相空间密度分布与宇宙学$N$体模拟中暗物质粒子和暗晕的预期一致。动力学质量的限制是在良好的协议与外部质量估计的SPT集群样本从弱透镜，速度色散，或X射线$Y_X$测量。然而，动力学质量较低（在2.2 $σ$水平）相比，质量校准时，有利于拟合的SPT集群数据$Λ$ CDM模型与外部宇宙学先验，包括从普朗克CMB各向异性数据。这种差异随着红移的增加而增加，在最高的红移区间，动力学质量与SPT+普朗克质量的比值是$η=0.63^{+0.13}_{-0.08}\pm0.06$（统计和系统），对应于$2.6σ$差异。
2018-09-26 astro-ph.CO
Sterile neutrino fits to dark matter mass profiles in the Milky Way and in galaxy clusters
在最近的几篇论文中，SN 1987 A数据支持4.0 eV和21.4 eV活性中微子质量本征态的存在，并且表明这样大的质量可以与现有的约束相一致，包括中微子振荡数据和中微子味态质量的上限，条件是还存在一对质量几乎与活跃中微子简并的不育中微子质量态，加上第三个活跃-不育的双重态，即快子（$m^2 <0$）。在这里，提出了独立的证据与先前声称的质量适合的暗物质分布在银河系和四个星系团的基础上，不育中微子的存在。拟合结果与观测结果非常吻合。此外，具有建议质量的不育中微子解决了“尖点”问题和丢失卫星问题，以及结构形成的“自上而下”场景-以前HDM粒子的主要缺点。尽管如此，这一说法的高度争议性，以及暗物质需要两个自由参数，在被认为是证明之前，还需要额外的证实证据。
2015-12-08 astro-ph.CO hep-ph
Abundances, masses, and weak-lensing mass profiles of galaxy clusters as a function of richness and luminosity in LambdaCDM cosmologies
我们测试的一致性LCDM宇宙学比较预测的平均性能的星系团的观测。我们使用高分辨率的N体模拟宇宙结构的形成和星系形成的半解析模型来计算的丰度，平均密度分布，和质量的星系团的丰富度和光度的函数，我们比较这些预测的观察斯隆数字巡天（SDSS）maxBCG目录中的集群。讨论了质量丰度关系中的散射、由质量丰度关系重建星系团质量函数以及对弱透镜星系团质量分布的拟合。宇宙学参数的预测的影响进行了研究，通过比较结果从银河系模型的基础上千年模拟（MS）和另一个WMAP 1模拟从WMAP 3模拟。我们发现模拟的弱透镜质量分布和观测到的SDSS maxBCG团簇的分布在形状和振幅上吻合得很好。模拟中的质量-丰度关系与观测关系接近，相差不超过30%。MS和WMAP 1模拟产生的星团丰度与观察到的相似，而WMAP 3模拟中的丰度要低2-3倍。模拟和观测之间的星系团丰度、质量和密度振幅的差异可以归因于基础宇宙学参数的差异，特别是功率谱归一化σ_8。预测和观测之间的更好的一致性应该通过归一化$0.722<sigma_8<0.9$（可能更接近上限值）来实现，即在两个模拟集的基础值之间。
2009-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cluster density slopes from Dark Matter-Baryons Energy Transfer
在本文中，我们推广了前人关于暗物质密度剖面中质量与内斜率关系的工作。我们计算了从矮星系到星系团的质量范围内的关系。这要归功于通过SN和AGN反馈的能量转移模型，以及通过重子团的动力学摩擦。我们表明，在星系质量以上的质量范围内（星系群和星系团），内部斜率-质量关系改变了其趋势。它在对应于星系群的质量周围变陡（朝向不太尖的轮廓），在大质量的星系团中再次变陡。这种扁平化是由活动星系核的外流（活动星系核反馈）产生的。$α$上的单$ σ$散射在所有质量范围内（$Δα\simeq 0.3$）近似恒定。这是第一篇论文扩展的内部密度轮廓斜率质量关系的星系团，占重子的作用。结果可以用来获得一个完整的密度分布，也考虑到重子。这种密度分布以前只适用于星系。
2021-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
M31 Satellite Masses Compared to LCDM Subhaloes
我们比较运动学的M31的卫星星系的subhaloes，他们预计居住在LCDM的质量配置文件。我们认为最大的一个大约M31大小的晕subhaloes，以下的假设单调的星系亮度subhalo质量映射。虽然这种丰度匹配关系与银河系和M31明亮卫星的光度下的星系运动学数据一致，但它与较暗的矮星系（L <~ 10^8 Lsun）的运动学数据不一致。将M31的矮球体（dSph）卫星的运动学与半晕进行比较，发现M31的dSph卫星密度太低，与半晕的质量分布不一致。银河系dSphs和它们预测的subhalo之间也有类似的差异，即“太大而不能失败”的问题。相比之下，矮椭圆（和类似的明亮）卫星的总质量分布与subhaloes一致。然而，它们的暗物质含量有很大的系统不确定性，因为它们的半光半径内的重子有很大的贡献（可能是主要的贡献）。
2014-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way is a less massive galaxy--new estimates of the Milky Way's local and global stellar masses
本文利用 Gaia 和 APOGEE 数据重建银河系垂直与径向质量密度剖面，得到总恒星质量约为 2.607×10¹⁰ M⊙，比此前估计低两倍，并指出差异源于此前缺失的内盘剖面。
2025-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of galaxy formation on the total mass, mass profile and abundance of haloes
我们使用宇宙流体动力学模拟研究如何纳入相关的物理过程星系形成（恒星形成，金属线冷却，恒星风，超新星和反馈活动星系核，AGN）改变的性质晕，超过四个数量级的质量。我们发现，气体排出和由超新星驱动的风引起的相关暗物质（DM）膨胀对于质量M200 < 10^13 Msun的晕很重要，相对于仅DM模型，它们的质量降低了20%。活动星系核反馈是防止过冷所必需的，它对晕质量的影响一直到星系团尺度（M200 ~ 10^15 Msun）。重子物理学将晕的总质量分布改变为维里半径的几倍，这种改变不能通过晕浓度的变化来捕获。总晕质量的减少导致晕质量函数减少约20%。这种效应对丰度匹配技术以及大多数星系形成的半解析模型都有重要的影响。我们提供了解析拟合公式，来自模拟，重现观察到的重子分数，以纠正晕质量和质量函数从DM-唯一的模拟。重子物理学（特别是活动星系核反馈）对星系团数计数的影响大约相当于将宇宙学从WMAP 7改为普朗克，即使采用M 500 ~ 10^14 Msun的中等高质量限制。因此，对于精确的宇宙学来说，重子的效应必须被考虑进去。
2014-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy cluster mass density profile derived using the submillimetre galaxies magnification bias
在这项工作中，我们要研究的平均质量密度分布的数十至数百个星系团作为透镜，产生放大偏差的SMG，并估计其相关的质量和浓度为不同的丰富度范围。背景样本由Herschel观测到的SMG组成，1.2 <z <4.0（平均红移约为2.3），而前景样本由SDSS III中提取的星系团组成，光度红移为0.05 <z <0.8（平均红移约为0.38）。测量值通过堆叠SMG-簇对来获得，以使用Davis-Peebles估计器来估计交叉关联函数。这种方法使我们能够推导出质量密度分布的角度范围很广，约2 - 250 arcsec或约10 - 1300 kpc的z = 0.38，具有高的径向分辨率。我们发现，这是不可能的拟合数据与一个单一的质量密度分布在所有的尺度。对于外部，估计的平均质量从$M_{200c}=5.8$增加到$51.5\times 10^{13} M_\odot$，浓度参数从C = 0.74增加到1.74。在小尺度区域，得到的平均质量在$M_{200c}=3-4 \times 10^{13}M_\odot$附近波动，平均C~4。总平均质量与由星表估算的M-R关系完全一致。虽然中央星系晕的估计平均C值与传统的M-C关系是一致的，我们发现低浓度的外部。此外，C值随着R值的降低而降低，这可能表明该星系群不能被认为是弛豫系统。最后，我们注意到在星系团晕和中央星系晕（~100千秒差距）之间的过渡处系…
2021-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phase Space Models of the Dwarf Spheroidal Galaxies
介绍了矮球状星系的新相空间模型。恒星成分具有各向同性的、降低的等温（或King）分布函数。恒星速度的各向同性的物理基础是由潮汐搅拌，而等温的分布函数保证所观察到的平坦度的内部部分的速度色散曲线。我们的模型再现的半光半径和视线中心速度色散的dSphs的数据。我们发现，不同的暗晕配置文件-无论是核心或尖-导致非常相似的质量估计在一个特定的半径，即1.7半光半径。由于不同的密度分布造成的质量测量之间的偏差大大小于观测误差所传播的不确定性。我们对每个银河系dSphs都进行了质量测量，发现质量最大的两个dSphs是最明亮的，即人马座（~ 2.8 x 10^8太阳质量）和天炉座（~ 1.3 x 10^8太阳质量）。银河系中质量最小的卫星是威尔曼1号（约4 x 10^5太阳质量）和赛格1号（约6 x 10^5太阳质量）。
2011-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quasi-stellar objects and galaxy mass density profiles derived using the submillimetre galaxies magnification bias
在这项工作中，我们要利用SMG的放大偏差使用两个不同的前景样本，类星体（QSO）和星系。我们的目的是研究和比较它们的质量密度分布，并估计它们的质量和浓度。背景SMG样本由\textit{Herschel}观察到的物体组成，其中1.2<z<4.0。前景样本是光谱红移在0.2和1.0之间的类星体和大质量星系。互相关测量估计与戴维斯-皮布尔斯估计堆叠SMG类星体和SMG星系对的两个分析的情况下，分别。这种方法使我们能够研究从$\sim2$到$\sim250$ arcsec的质量密度分布。此外，分析是通过结合两个最常见的理论质量密度分布，以适应互相关测量。在将可用的角标度分成内部和外部部分之后，使用每个区域的独立质量密度分布正确地拟合测量。对于类星体，我们得到了内部的$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.51\pm0.04; C=6.85\pm0.34$和外部的$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.44\pm0.17; C=0.36\pm0.18$的质量和浓度。星系样本的内部和外部分别有$\log_{10}(M/M_{\odot})=13.32\pm0.08; C=8.23\pm0.77$和$\log_{10}(M/M_{\odot})=12.78\pm0.21; C=1.21\pm1.01$。在这两个样品中，内部部分具有过量的质量密度分布和相对于外部部分高…
2022-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational lensing by wave dark matter halos
波暗物质（WaveDM）最近作为解释宇宙中暗物质含量的可行候选者而受到关注。在本文中，我们探讨在何种程度上暗物质晕在这个模型中，在什么条件下，能够重现强透镜系统。首先，我们分析探讨透镜的模型-发现一个纯粹的WaveDM密度分布，孤立子的配置文件，产生较弱的透镜效应比其他类似的核心配置文件。然后，我们分析模型与孤立子嵌入在NFW的配置文件，已经发现在数值模拟的结构形成。我们使用一个基准模型与玻色子质量的$m_a=10^{-22}{\rm eV}$，我们看到，有一个双模态的贡献的外部NFW部分的配置文件，实际上，一些自由参数与它没有很好的约束。我们发现，配置与玻色子质量$10^{-23}$ - $10^{-22}{\rm eV}$，矮星系运动学的首选质量范围内，孤立子配置文件单独可以适合的数据，但它的大小是不兼容的透镜星系的发光程度。同样地，$10^{-21}{\rm eV}$量级的玻色子质量与莱曼- $α$约束一致，并且由更紧凑的孤子组态组成，为了再现观测到的爱因斯坦半径，它必然需要NFW部分。然后，我们得出结论，透镜系统施加一个保守的下限$m_a > 10^{-24}$和孤子周围的NFW包络必须存在，以满足观测要求。
2019-02-06 astro-ph.CO gr-qc
Testing adiabatic contraction with SDSS elliptical galaxies
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）的75086个椭圆星系在大（50-500 kpc/h）和小（~3 kpc/h）尺度上的轮廓。弱透镜观测在外围的晕相结合的恒星速度色散的测量在内部地区的星系堆叠的星系样本。弱透镜测量的特点是纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）的配置文件。即使减去估计的恒星质量后，动态质量测量结果仍超过外推的NFW轮廓，为重子对暗物质轮廓的修改提供了证据。这个多余的质量在数量上与绝热收缩（AC）假说的预测一致。我们的发现表明，AC在星系形成的影响是稳定的后续轰击从主要和次要的合并。我们探讨了几个理论和观测系统，并得出结论，他们不能解释推断的质量过剩。系统误差最重要的来源是IMF，它必须将恒星质量估计值相对于Kroupa IMF的质量增加两倍，才能充分解释没有AC的质量过剩。这样的增加将与SAURON的结果产生矛盾（Cappellari等人，2006）。我们证明了暗物质晕轮廓的收缩水平和散射的大小-光度关系，这是一个基本平面的投影之间的连接。无论AC是否是提供多余质量的机制，星系形成和演化的模型都必须将观测到的弱透镜晕质量与星系半光半径处相对较大的动力学质量相协调。
2010-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultra-light Dark Matter is Incompatible with the Milky Way's Dwarf Satellites
矮星系的密度分布是一个高度变化的集合。如果暗物质是一种超轻粒子，如轴子，那么模拟预测一个独特的和独特的配置文件。如果轴子质量大到足以适合超暗矮（UFD）卫星（$m\gtrapprox 10^{-21}$ eV），那么模型就不适合天炉座和玉夫座的密度分布，并且被超过$3-σ$的置信度排除。如果轴子的质量在可以拟合天炉座和玉夫座矮椭球体的质量分布的质量范围内，那么它的扩展分布意味着UFD的巨大质量（$\approx10^{11}-10^{12}M_{\odot}$）。这些大质量的UFDS被排除在$3-σ$以上的信心动力学摩擦参数。考虑到UFD的恒星形成历史和恒星质量，这种张力会进一步增加。除非未来的重子反馈超轻暗物质（ULDM）模拟显示晕的密度结构发生重大变化，否则当前的数据与ULDM方案不相容。放松经典矮星系的斜率限制将导致排除质量小于$6\times10^{-22}$ eV的ULDM。
2020-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The orbital PDF: the dynamical state of Milky Way sized haloes and the intrinsic uncertainty in the determination of their masses
利用真实的银河系大小的晕的宇宙学模拟，我们研究了它们的动力学状态和用动力学示踪剂的稳态模型推断它们的质量分布的准确性。我们使用一种新的方法，描述了相空间分布的稳态示踪剂人口在球势没有任何假设，关于他们的轨道分布。从水瓶座$Λ$ CDM N-体模拟的五个晕应用该方法，我们发现，暗物质粒子是一个准确的示踪剂，使晕质量和浓度参数恢复与$5\%$的准确性。假设NFW形式的电位分布在大多数情况下不会显著影响拟合，除了晕A，晕A的密度分布与NFW形式显著不同，导致动态拟合参数中的$30\%$偏差。暗物质示踪剂中子结构的存在只影响$\sim 1\%$的拟合。应用该方法模拟恒星晕产生的粒子标记技术，我们发现恒星比暗物质粒子更远离平衡，产生系统的偏差$\sim 20\%$推断的质量和浓度参数。从传统的分布函数拟合恒星获得的系统偏差的水平与我们的相当，而类似的适合DM示踪剂显着偏置，与我们的配合。与以前的研究一致，质量偏差在示踪剂半质量半径附近大大降低。
2015-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why are some galaxy clusters underluminous? The very low concentration of the CL2015 mass profile
由于我们在理解样本选择效应的严重性方面取得了进展，我们对星系团多样性的了解在过去几年中一直在增加。为了了解观察到的变化的原因，我们研究了CL 2015，这是一个在X射线选择的观察样本中很容易错过的簇。它的核心切除X射线光度是低的，其质量M500，远低于平均关系的X射线选择的样品，但只有约1.5西格玛低于X射线无偏样品。我们用获得的深斯威夫特X射线数据推导出热力学分布和流体静力学质量，我们使用爱因斯坦，普朗克和SDSS数据来推导其他测量值，如综合康普顿参数，总质量和恒星质量。CL 2015的压强和电子密度分布系统地超出了通用分布的+/- 2 sigma范围;特别是电子密度分布甚至低于普朗克选择的簇。与X射线选择的样本相比，CL 2015在X射线亮度与积分压力缩放方面也有相当大的不同，但就恒星质量分数而言，它是一个正常的物体。CL 2015的流体静力学质量分布，本身或当与动力学质量一起考虑时，表明与X射线选择样品中的星团相比，该星团具有不寻常的低浓度和不寻常的稀疏性。CL 2015的不同行为是由其低浓度引起的。当考虑到浓度差异时，CL 2015的性质与比较样品一致。CL 2015可能是第一个已知的具有非常低质量浓度的星团，其高质量的X射线数据存在。与CL 2015类似的天体未能进入观测X射线选择样本，因为它们的X射线光度相对于它们的质量较低。
2019-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitational Lens Recovery with GLASS: Measuring the mass profile and shape of a lens
我们使用一种新的非参数引力建模工具-- \Glass{} --来确定需要什么样的数据质量（强透镜效应、恒星运动学和/或恒星质量）来测量透镜的圆平均质量分布及其形状。\Glass{}使用质量像素的欠约束自适应网格来对晶状体进行建模，搜索数千个模型以边缘化模型的不确定性。我们的主要发现如下：（i）对于纯透镜数据，具有宽红移分离的多个源给出了最强的约束，因为这打破了众所周知的质量片或陡度简并;（ii）具有时间延迟的单个四元体也表现良好，给出了质量分布和形状的良好恢复; ㈢恒星质量-对于恒星主导中心势的透镜-也可以打破陡度简并，使加倍的恢复几乎与具有时间延迟数据或多源红移的四倍的恢复一样好;（iv）恒星运动学提供了恒星$r_{1/2}$的半光半径质量的可靠测量，如果爱因斯坦半径为$r_E \neq r_{1/2}$，也可以打破陡度简并;（v）如果$r_E \sim r_{1/2}$，那么恒星运动学数据可以用来探测恒星速度各向异性$β$ -一个本身就很有趣的量。当来自透镜和/或其他探测器的质量分布信息变得多余时，这就开辟了使用强透镜来约束宇宙学模型的可能性。
2014-08-29 astro-ph.CO astro-ph.IM
Resolving the baryon-fraction profile in lensing galaxies
利用恒星星族合成和基于像素的质量重建方法，给出了CfA-Arizona空间望远镜LENS巡天中21个透镜星系的恒星重子分数曲线的径向依赖关系.样本覆盖的恒星质量范围为Ms~2x10^9-3x10^11 Msol（太阳质量），对应的总质量范围为ML~7x10^9-3x10^12 Msol（有效半径），范围从0.25到5 Re。通过研究MS到ML依赖于每个星系中心的径向距离，我们发现对小到中等质量尺度的透镜，在大半径接近相同的值，其封闭的总质量，但表现出非常不同的恒星质量和恒星重子分数。这种现象在最大质量的透镜中会减弱。所有的重子分数剖面表明，暗物质晕超过恒星的内容之间的1.5和2.5 Re。我们发现了恒星重子分数在整个质量范围内稳步下降的证据。我们揭示了基本平面之谜，通过显示ML（<R）到Ms（<R）关系的斜率接近最近基本平面研究在大半径下的质光关系。质量较小的暗物质晕被证明受到恒星物质分布的影响，其分辨率低于10千秒差距。目前正在进行的研究解决重子分数档案将有可能评估的有效性，恒星形成模型以及绝热收缩处方中常用的模拟。[删节]
2011-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmology dependency of halo masses and concentrations in hydrodynamic simulations
本文利用Magneticum流体动力学模拟，首次提供了跨多种宇宙学的质量-浓度关系及稀疏性关系，并量化了NFW假设的影响，发布了转换工具hydro_mc。
2023-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
