Deep Chandra Monitoring Observations of NGC 4649: II. Wide-Field Hubble Space Telescope Imaging of the Globular Clusters
我们目前的g和z测光和大小估计的球状星团（GC）在大质量的室女座椭圆NGC 4649（M60）使用五点哈勃太空望远镜/高级相机的调查马赛克。贫金属GC在数据的整个径向范围内（约24 kpc）显示出单调的负金属丰度梯度（-0.43 +/-0.10）dex/dex（半径）。有证据表明，大量的颜色子结构之间的金属丰富的GC。贫金属GC的典型尺寸比富金属GC大约0.4 pc，直到大的银河系距离（约> 20 kpc），有利于对尺寸差异的内在解释，而不是投影效应。半光半径和超过15 kpc的银河系距离之间没有明确的关系，这表明GC的大小一般不受潮汐限制。最后，我们确定了大约20个候选的超致密矮星，它们的绝对星等非常微弱（M_z ~ -8.5），可能弥补这类矮星与本星系群中“扩展星团”之间的差距。其中三个较亮的候选者已经公布了径向速度，并且可以被证实是真正的超紧凑矮星;后续的光谱学将确定其余候选者的性质。
2012-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmology at at Crossroads: Tension with the Hubble Constant
我们正处于宇宙学的一个有趣的转折点。随着新方法和新技术的出现，哈勃常数的测量精度有了很大的提高，但最近出现了一种紧张局势，这要么是新物理学的信号，要么是尚未认识到的不确定性。
2017-06-08 astro-ph.CO
The Self-Calibrating Hubble Diagram
随着越来越多的Ia型超新星（SNe Ia）被观测到，w的统计不确定性已经降低到与系统不确定性相同的程度。在不久的将来，统计误差将进一步减少，因此，如果要取得进一步进展，就需要解决改善系统不确定性的问题。我们研究如何在主要的参考光谱的不确定性-这是一个主要的贡献，系统的不确定性预算-影响的暗能量状态方程参数w从超新星Ia的测量。越来越多的SN观测可以用来减少不确定性，包括参考光谱的扰动作为宇宙学拟合中的滋扰参数，从而“自校准”哈勃图。我们首次将这种方法应用于真实的SNe数据，发现参考光谱的扰动在1%的水平上与零一致。对于未来的调查，我们估计，~3500 SNe将需要我们的方法优于标准方法推导宇宙学参数。
2012-03-08 astro-ph.CO
Type Ia supernova Hubble diagrams with host galaxy photometric redshifts
本文研究了用光度测定法选取的SN主星系红移样本的SN Ia哈勃图的情况。主机红移的不确定性和核心坍缩SNe的污染的解决。作为测试，我们使用超新星遗产巡天（SNLS）的3年光度SN Ia样本，由437个红移在0.1和1.05之间的物体组成。我们将这个样本与JLA光谱样本的非SNLS对象相结合，该样本由501个红移大多低于0.4的对象组成。我们研究了两种选择的光度样品的红移的起源，要么提供完全从主机光度红移目录或混合的起源，其中75%的样品可以分配光谱红移。使用光变曲线模拟受相同的光度选择的数据，我们研究的影响，光度红移的不确定性和污染的平面$ΛCDM$适合哈勃图从这样的组合样本。我们发现测光红移和污染导致有偏的宇宙学参数。两种红移选项的偏差大小相似。如果在计算SN星等偏差修正时考虑到测光红移的不确定性和污染，由于选择效应，这种偏差可以在很大程度上解释。为了进一步减少宇宙学偏差，我们探索了两种方法来传播红移的不确定性到宇宙学似然计算，无论是通过改装光度红移与宇宙学或通过采样的红移分辨率函数。无论选择哪种红移，红移修正都无法纠正宇宙学偏差，而采样在两种情况下都会略微减少它。对于实际数据，我们发现兼容的结果与JLA的混合光度和光谱红移，而完整的光度选项是有偏见的，但与JLA一致时，所有的不确定性。
2022-10-24 astro-ph.CO
PINNferring the Hubble Function with Uncertainties
本研究利用物理信息神经网络（PINNs）模拟动力系统以快速预测光度距离，基于超新星数据实现了模型无关且无参数的哈勃函数重建，并开发验证了基于异方差损失和排斥集成的PINNs不确定性处理方法。
2024-03-20 astro-ph.CO astro-ph.IM hep-ph
The pursuit of the Hubble Constant using Type II Supernovae
本文系统综述了利用II型超新星作为独立河外距离指示器测量哈勃常数的方法、理论、校准挑战及最新测量结果，以应对哈勃常数紧张问题。
2023-05-26 astro-ph.CO
Measurement of Hubble constant: Non-Gaussian Errors in HST key project data
假设中心极限定理，在任何数据集的实验不确定性预计将遵循高斯分布与零均值。我们提出了一种基于Kolmogorov-Smirnov统计量的优雅方法来检验上述结果，并将其应用于确定宇宙膨胀率的哈勃常数的测量。这些测量是使用哈勃太空望远镜进行的。我们的分析表明，在上述测量的不确定性是非高斯的。
2016-08-31 astro-ph.CO physics.data-an
Merger-driven Fueling of Active Galactic Nuclei: Six Dual and Offset Active Galactic Nuclei Discovered with Chandra and Hubble Space Telescope Observations
双活动星系核和偏置活动星系核是星系合并过程中产生的kpc尺度分离的超大质量黑洞对，其中两个或一个黑洞分别是活动星系核。这些双重和偏移活动星系核是合并和活动星系核之间联系的有价值的探针，但很难识别。在这里，我们提出了钱德拉/ACIS观测的12个光学选择的双重活动星系核候选者在z < 0.34，在那里我们使用X射线来识别活动星系核。我们还提出了HST/WFC 3观测10个这些候选人，这揭示了伴随AGN的任何恒星凸起。我们发现了一个距离为2.2kpc的活动星系核双系统，其中两个恒星凸起有重合的[O III]和X射线源。这个系统是一个非常小的合并（460：1），可能包括一个矮星系托管中等质量的黑洞。我们还发现了6个单一的活动星系核，和5个系统，无论是双或偏移的活动星系核的分离< 10千秒差距。六个双重活动星系核和双重/偏移活动星系核中有四个正在进行大合并，这些活动星系核的平均亮度是我们样本中单个活动星系核的10倍。这暗示了大的合并可能优先触发更高光度的活动星系核。此外，我们发现，确认双活动星系核的硬X射线光度的一半，在固定的[O III]光度的单一活动星系核，平均。这可以解释为在合并过程中有高密度的气体流入星系中心，并强调需要对双重活动星系核候选者进行更深入的X射线观测。
2015-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ultraviolet number counts of galaxies from Swift UV/Optical Telescope deep imaging of the Chandra Deep Field South
深雨燕紫外/光学望远镜（UVOT）对钱德拉深场南的成像被用来测量三个近紫外（NUV）滤光片（uvw 2：1928 A，uvm 2：2246 A，uvw 1：2600 A）和u波段（3645 A）的星系数。UVOT观测覆盖了NUV数计数斜率的突变，比哈勃太空望远镜（HST）空间望远镜成像光谱仪（STIS）和星系演化探测器（GALEX）的数计数精度更高，范围从21 < m_AB < 25。数计数模型证实了早期的调查有利于模型与不断发展的星系光度函数。
2009-09-30 astro-ph.CO
The Hubble Tension Revisited: Additional Local Distance Ladder Uncertainties
在最近的一篇论文中，我们研究了与造父变星色光度校准方法相关的可能的系统不确定性，以及它们对哈勃常数（从Ia型超新星的距离推断）和普朗克卫星测量的宇宙微波背景之间的张力的影响。在这里，我们研究了超新星距离阶梯中其他不确定性来源的影响，包括造父变星温度和金属丰度变化，超新星星等和GAIA视差距离。利用Riess等人（2016）的19个Ia型超新星宿主星系的造父变星数据，Riess等人（2016，2019，2021）的锚数据和一组重新校准的银河系造父变星距离，我们从普朗克值获得了$H_0 = 71.9\pm 2.2$ km/s/Mpc，$2.0\,σ$。不包括估计颜色超过$\hat{E}({\rm V} - {\rm I})=0.15$ mag的造父变星，以减轻造父变星颜色-光度校准的影响，推断的哈勃常数为$H_0 = 68.1\pm 2.6$ km/s/Mpc，消除了普朗克值的张力。
2023-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Comparing GC and Field LMXBs in Elliptical Galaxies with deep Chandra and Hubble data
本文对NGC 3379、NGC 4278和NGC 4697这三个邻近的老椭圆星系的低质量X射线双星（LMXB）进行了统计研究。在Chandra ACIS的累积~1 Ms观测时间下，我们在每个星系的D25椭圆内探测到90-170个LMXB。通过对Chandra X射线源和HST光源的交叉相关，我们识别出75个球状星团（GC）LMXB和112个场LMXB。在我们更深的数据所允许的低光度范围内（LX < 5 x 1037 erg s-1），我们发现与场源相比，GC-LMXB相对缺乏。利用这三个星系的共加样本，我们发现GC和场LMXB的不完全校正X射线光度函数（XLF）在LX < 5 × 1037 erg s-1时相差~4#显著性。如前所述，这些XLF在较高的光度下是一致的。我们的观察结果可能表明GC-LMXB的潜在优势与捐助者演变超出了主序列，当与目前的模型相比，但它们的有效形成需要相对较高的初始二进制分数的集群。场LMXB XLF可以用一个单一的幂律模型加上一个在5-6 x 1037 erg s-1光度下的局部过剩，或者一个类似的低光度破缺的破缺幂律模型来拟合。这种XLF可以用NS红巨星LMXBs来解释，在~ 5x 1037 erg s-1下，约占LMXBs总数的15%。在GC和字段XLF的差异是一致的，不同的起源和/或两个LMXB人口之间的进化路径，虽然一小部分的字段源可能起源于GC…
2009-07-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cluster Cepheids with High Precision Gaia Parallaxes, Low Zeropoint Uncertainties, and Hubble Space Telescope Photometry
本文给出了疏散星团中17颗造父变星的HST测光结果和它们的平均弛豫时间。这些星表比以前用来测量哈勃常数的单个造父变星（G<8等）的星表更精确，因为它们是从每个星团平均>300颗恒星中得出的。星团视差也有较小的系统不确定性，因为它们的恒星位于盖亚视差校准最全面的范围内（G>13等）。造父变星光度学中的周期-光度关系是用与SNIa宿主中河外造父变星相同的仪器（WFC 3）和滤光片（F555 W，F814 W，F160 W）测量的。我们发现在这个星等范围内没有剩余视差偏移的证据，zp=-3+/-4 μ as，与Lindegren：2021 b和大多数研究一致。在HST近红外、Weseneirs系统中，从星团样本中得到的造父变星光度（P= 10 d，太阳金属丰度）分别为M_{H,1} ^W=-5.902+/-0.025和-5.890+/-0.018等，同时测定视差偏移或不同时测定视差偏移。这些结果与造父变星的测量结果相似，证实了盖亚双星在广泛星等范围内的准确性。单独标定的SH 0 ES距离阶梯，在有或没有偏移距边缘化的情况下，给出H_0=72.8+/-1.3和H_0=73.2+/-1.1 km/s/Mpc;结合所有锚点，我们分别得到H_0=73.01+/-0.99和73.15+/-0.97，不确定性降低5%或7%，相对于普朗克+ λ CDM的哈勃张力为5.3西格玛。似乎越来越难以调和两个最…
2022-08-01 astro-ph.CO
A crack in the track of the Hubble Constant
自从20世纪20年代埃德温·哈勃第一次测量宇宙膨胀以来，测量宇宙在给定时间膨胀的速率--“哈勃常数”--一直是一个有争议的话题。早在20世纪70年代，Sandage et de Vaucouleurs就一直在争论这种测量的适当方法。天文学家是否应该只关注他们最好的指标，例如，造父变星，并根据一个独特的物体尽可能提高这种测量的精度？或者他们应该“分散风险”，即，在对其结果求平均值之前将指标和方法相乘？就像目前为捍卫“哈勃危机”的存在而争论的那样，在几个不确定的指标上达成一个强有力的协议比一个单一的百分之一的精度测量更能说明问题吗？我认为，这种争议源于对管理与这种实验测量相关的不确定性的误解。天体物理测量，如测量哈勃常数，需要一种既能减少已知不确定性又能跟踪未知的未知量的方法。基于从所谓的哈勃危机中吸取的教训，我草拟了一个方法指南，用于识别，量化和减少天体物理测量中的不确定性，希望这样的指南不仅有助于重新构建当前的哈勃紧张局势，而且可以作为天体物理学家，天文学家和哲学家之间未来富有成效的讨论的起点。
2022-10-18 astro-ph.CO astro-ph.IM
Impact of modelling galaxy redshift uncertainties on the gravitational-wave dark standard siren measurement of the Hubble constant
本研究针对暗标准烛光法测哈勃常数的系统误差问题，探究星系测光红移不确定性的影响，通过GWTC-3事件和不同红移误差模型计算发现，该不确定性带来的偏差小于当前统计误差及其他已研究的系统误差。
2023-10-10 astro-ph.CO gr-qc
Unbiased Hubble constant estimation from binary neutron star mergers
引力波（GW）观测的中子星（BNS）合并可以用来测量光度距离，因此，当结合估计合并的主机红移，推断哈勃常数，$H_0$。然而，这些观测结果受到GW测量噪声，主机红移和特殊速度的不确定性的影响，并可能受到选择效应和宇宙学模型或BNS人口的错误指定的偏见。估计$H_0$从样本的BNS合并与光学同行在这里进行测试，通过使用的GW应变，捕获数据驱动的事件选择和距离倾斜退化的现象学模型，同时足够简单，以方便大量的模拟。一个严格的贝叶斯方法来分析从这样的模拟BNS合并样本的数据，产生的结果是无偏的，有适当的不确定性，并具有鲁棒性的模型误指定。将这种方法应用于$N \simeq 50$ BNS合并事件的样本，正如LIGO+Virgo在下一个$\sim 5$年可能产生的那样，应该会产生可靠而准确的哈勃常数估计，精确到$\sim 2$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$的水平，足以可靠地解决当前$H_0$的局部和宇宙学测量之间的紧张关系。
2019-10-07 astro-ph.CO
On the use of galaxies as clocks and the universal expansion
我们着手重新推导由Simon等人[Physical Review D，71，123001（2005）]从估计的相对星系年龄中获得的8个哈勃参数值。我们发现，要获得$H(z)$中声称的精度水平，必须假设不切实际的小星系年龄不确定性。此外，一些参数值将是相关的。在我们的分析中，我们发现，在哈勃参数值的不确定性显着较大时，8个独立的$H(z)$使用蒙特卡罗采样。使用高斯过程可以获得较小的不确定性，但以强相关结果为代价。我们没有得到任何有用的约束哈勃参数的星系数据。
2023-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lens Models Under the Microscope: Comparison of Hubble Frontier Field Cluster Magnification Maps
利用大质量星系团的引力透镜放大能力，哈勃前沿场提供了高红移宇宙的六个补丁的深度视图。深度哈勃成像和特殊的透镜强度相结合，揭示了最大数量的多重成像星系，可用于约束星系团质量分布模型。然而，即使每个聚类具有$\mathcal{O}(100)$图像，与重建相关联的不确定性也是不可忽略的。本文的目的是展示模型放大预测的多样性。我们分别研究了Abell 2744和MACS J0416的7和9个质量模型，这些模型于2015年9月提交给Mikulski Archive for Space Telescopes供公众分发。模型预测值之间的离散度从常见低放大倍数（$μ\sim2$）下的30%增加到罕见高放大倍数（$μ\sim40$）下的70%。MACS J0416对$2<μ<10$的分散性小于Abell 2744。我们表明，放大率地图的基础上，不同的镜头反转技术通常彼此不同，超过他们引用的统计误差。这表明，一些模型低估了真正的不确定性，这主要是由于各种透镜简并。虽然精确的质量片简并被打破，但它的广义对应物至少在Abell 2744中没有被打破。其他的，本地简并也存在于这两个集群。我们的模型比较是互补的重建已知的合成质量分布的比较。通过关注观察到的星系团，我们可以识别出那些受到最好约束的星系团，从而提供遥远宇宙的最清晰视图。
2016-10-28 astro-ph.CO
Gravitational wave observations, distance measurement uncertainties, and cosmology
由致密双星合并产生的引力波，以及伴随的电磁波，是宇宙学模型的理想探测器。正如GW 170817所展示的那样，这种多信使观测允许人们使用该源作为标准警报器，类似于传统天文学中的标准蜡烛，以测量宇宙学参数，如哈勃常数。从探测到的引力波来估计源光度距离不需要宇宙学阶梯。光度距离的误差在哈勃常数的推导中起着决定性的作用。本文给出了由引力波资料推求的光度距离的统计误差随天空位置和探测器网络变化的解析表达式。特别是，我们考虑到退化的引力波形的参数空间中示出，在某些条件下的引力波探测器网络和源天空的位置，它可能是不可能的，以估计源的光度距离。我们的解析近似值与贝叶斯采样器和模拟数据测量的不确定性有很好的一致性。我们还提出了哈勃常数的估计误差的影响。
2019-09-27 astro-ph.CO gr-qc
Worry No More, The Hubble Tension is Relieved: A Truly Direct Measurement of the Hubble Constant from Mooniversal Expansion
利用沉积和基于日食的月球衰退速度的测量，我们推导出一个新的本地宇宙测量的哈勃常数（$H_0$）从地球的月球衰退率。考虑到潮汐的影响，我们发现一个值为$H_{0}$ = 63.01 $\pm$ 1.79 km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$，这是在近似的协议与普朗克空间任务的测量使用宇宙微波背景（CMB）和基地$Λ$ CDM。我们的新测量代表了有史以来第一次独立于模型的单步测量宇宙当前的膨胀率。这也是$H_0$的第一个主要的本地宇宙测量，低于普朗克的测量。重要的是，它是鲁棒的系统误差，可能存在于其他$H_0$测量使用其他宇宙学探针，如Ia型超新星，重子声学振荡，或透镜类星体。我们的工作提供了关键证据，证明现有的哈勃紧张局势可能确实是局部距离阶梯系统不确定性的结果。
2022-03-30 astro-ph.CO
Free-form Grale reconstruction of Abell 2744: robustness of uncertainties against changes in lensing data
Abell 2744，一个巨大的哈勃前沿场合并的星系团，在核心有许多多重图像，已经成为许多使用不同方法的透镜反演的主题。虽然大多数现有的研究比较各种反演方法，我们专注于使用不同的输入透镜数据的重建的比较。由于透镜效应数据的数量和质量不断提高，因此有必要询问估计的不确定性是否对数据变化具有鲁棒性。我们使用自由形式的Grale来解决这个问题，它只需要图像信息作为输入，与星系团无关。我们重建阿贝尔2744使用两套强透镜数据从哈勃前沿领域的社区。我们的第一次和第二次重建分别使用55和91张图像，91张图像中只有10张具有与第一次重建相同的位置和红移。两个质量图的比较表明，Grale的不确定性对这些变化是强大的，以及在反演程序的小修改。此外，应用Sebesta等人（2016）在MACS J0416中使用的方法，我们得出结论，从统计意义上说，Abell 2744中的光遵循质量，较亮的星系比较暗的星系更容易聚集在恢复的质量上。我们还表明，最暗的星系是反相关的质量，这可能是由于明亮的星系的光污染，和透镜放大率的偏差作用于星系背景的集群。
2019-07-22 astro-ph.CO
The Hubble constant from eight time-delay galaxy lenses
我们提出了一个确定的哈勃常数的联合，自由形式的分析，8强，四倍透镜系统。在和谐宇宙学中，我们找到了精确度为$4.97\%$的$H_0 = 71.8^{+3.9}_{-3.3}\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{Mpc}^{-1}$。这与Ia型超新星和普朗克观测的宇宙微波背景的最新测量结果一致。我们的精度较低，这些和其他最近的时间延迟宇宙学测定相比，因为我们的建模策略反映了系统的不确定性透镜退化。此外，我们能够找到合理的透镜图像重建约束的$H_0$的本地和早期宇宙测量值。这使我们得出结论，目前对$H_0$的透镜约束还不足以打破宇宙学的“哈勃张力”问题。
2021-02-19 astro-ph.CO
Reconciling Planck cluster counts and cosmology? Chandra/XMM instrumental calibration and hydrostatic mass bias
星系团的质量可以从其X射线发射气体$T_{\mathrm{X}}$的温度推断出来。如果假设气体处于流体静力平衡，它们的质量可能被低估，低估量为模拟所建议的$b^{\mathrm{hyd}}\sim(20\pm10)$ %。我们以前已经发现的样品之间的一致性观察到的\textit{Chandra} X射线质量和独立的弱透镜测量。不幸的是，{ \em Chandra}和{ \em XMM-Newton}天文台仪器校准的不确定性意味着它们测量相同气体的不同温度。在本文中，我们将相对仪器偏差转化为质量偏差，并推断\textit{XMM-Newton}质量的$\sim 10^{14}\,\mbox{M}_{\odot}$（$> 5\cdot 10^{14} \mbox{M}_{\odot}$）集群是无偏的（$\sim 35$ %低）相比，WL群众。对于大规模的集群，\textit{Chandra}的校准可能因此更准确。在低质量端，情况似乎相反。我们观察到的质量偏差增加集群质量，但爱丁顿偏见的存在排除了公司的结论，在这个阶段。然而，系统的\textit{Chandra} - \textit{XMM-Newton}差异是重要的，因为{ \em普朗克}通过Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应对大质量星系团的探测是通过{ \em XMM-牛顿}观测校准的。SZ星系团的数目与{ \em Pl…
2015-01-07 astro-ph.CO
The Pantheon+ Analysis: Dependence of Cosmological Constraints on Photometric-Zeropoint Uncertainties of Supernova Surveys
Ia型超新星（SNe Ia）的哈勃常数H $_0$、宇宙质量密度$Ω_M$和暗能量状态方程参数$w$的测量依赖于三十年来使用不同测光系统的大量SNe调查。在这里，我们确定即将到来的SH0ES+万神殿+H $_0$，$Ω_M$，和$w$的约束的敏感性未知的系统在相对光度零点校准之间的17个调查，包括万神殿+超新星数据集。改变这些调查的零点同时与宇宙学参数，我们确定的SH0 ES+万神殿+测量H $_0$是强大的对调查间光度计的误校准，但测量$Ω_M$和$w$不是。具体来说，我们发现，校准不当的调查系统可以代表H $_0$的测量值不大于$0.2$公里秒$^{-1}$ Mpc $^{-1}$的不确定性的来源。H $_0$不确定性的适度增加不能解释H $_0$的SH0ES测量和H $_0$的普朗克$Λ$ CDM推断之间的$7$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$“哈勃张力”。然而，我们发现，SH0 ES+万神殿+$Ω_M$和$w$的最佳拟合值分别滑动，一阶，由$0.04$和$-0.17$每$25$毫米级的测量间校准不确定性，强调交叉校准在准确测量这些参数中发挥的重要作用。由于Pantheon+纲要包含许多共享低$z$哈勃流和造父变星配对SNe的测量，H $_0$的SH0ES+Pantheon+联合约束对于测量间光度校准误差是稳健的，并且此类误差不代表联合使用SH0ES+Pan…
2021-10-07 astro-ph.CO
Hubble Space Telescope Combined Strong and Weak Lensing Analysis of the CLASH Sample: Mass and Magnification Models and Systematic Uncertainties
我们提出的结果从一个全面的透镜分析HST数据，完整的CLASH集群样本。我们确定了新的多个图像以前未发现的允许改进或第一个集群内部质量分布和配置文件的约束。我们将这些强透镜约束与HST FOV内的弱透镜形状测量相结合，以共同约束质量分布。分析是在两个不同的共同参数化（一个采用光迹质量的星系和暗物质，而另一个采用分析，椭圆NFW形式的暗物质），以提供一个更好的评估的基础系统-这是最重要的深，集群透镜调查，特别是当研究放大的高红移对象。我们发现，在整个中心FOV中，典型的（中值）相对系统性差异是（无量纲）质量密度$κ$中的$\sim40\%$和放大率$μ$中的$\sim20\%$。我们显示了每个集群的这些差异的地图，以及质量分布，临界曲线和二维集成质量配置文件。对于爱因斯坦半径（$z_{s}=2$），我们发现两个模型之间的$10\%$通常都一致，爱因斯坦质量通常在$\sim15\%$内一致。在较大半径处，两个模型在$r\sim2\arcmin$内的总投影二维积分质量分布相差$\sim30\%$。将两种方法得到的样品表面密度分布叠加在一起，我们得到了$d\log (Σ)/d\log(r)\sim-0.64\pm0.1$的平均斜率，径向范围为[5，350] kpc。最后，我们还描述了两个模型之间的平均放大率，表面密度和剪切差异的行为，作为从中心到半径的函数，以及这些量的最佳拟合值。
2015-01-16 astro-ph.CO
Evidence for possible systematic underestimation of uncertainties in extragalactic distances and its cosmological implications
1.我们发现，任何两个距离模量测量相同的星系彼此不同的2.07倍，平均报告的一个西格玛的不确定性。2.同一星系的距离模量测量值之间的平均差异是报告不确定性的倍数，随着出版时间的推移而增加，从2014年到2018年报告的所有距离的1 sigma不确定性上升到3.00倍。3.同一星系的距离模量测量值之间的平均差异是报告的一个西格玛不确定度的倍数，其中标准烛光（3.01）最高，包括造父变星（4.26），Ia型超新星（2.85）和红巨星分支的尖端（2.82）。4.这一数据表明，对河外距离的不确定性可能存在系统性低估。5.结果也给出了一个可能的出路的哈勃-勒梅特张力，主张增加误差条的哈勃-勒梅特常数测量通过距离阶梯的标准蜡烛和尺子。
2021-11-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
Estimating Cosmological Parameters and Reconstructing Hubble Constant with Artificial Neural Networks: A Test with covariance matrix and mock H(z)
本文利用人工神经网络结合协方差矩阵和模拟H(z)重建哈勃参数，并通过MCMC约束宇宙学参数，证明重建样本的统计精度与真实观测数据相当。
2025-09-03 astro-ph.CO
Constraining Sterile Neutrino Warm Dark Matter with Chandra Observations of the Andromeda Galaxy
我们利用仙女座星系12 '-28'（2.8-6.4 kpc）环形区域的Chandra未分辨X射线发射光谱来约束无菌中微子暖暗物质的辐射衰变。通过切除最重子占主导地位的，中央2.8千秒差距的星系，我们减少了我们的估计的暗物质质量的视野内的不确定性，并提高了信噪比的预期不育中微子衰变签名相对于热气体和未解决的恒星排放。在Dodelson-Widrow模型中，我们的发现对无菌中微子的质量提出了迄今为止最严格的限制，即m_s < 2.2 keV（95%C. L.）。我们的研究结果也限制了在非常小的活跃-无菌中微子混合角的替代无菌中微子生产方案。
2012-01-10 astro-ph.CO hep-ph
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 Panchromatic Hubble Andromeda Treasury IV. A Probabilistic Approach to Inferring the High Mass Stellar Initial Mass Function and Other Power-law Functions
我们提出了一个概率的方法来推断目前的幂律恒星质量函数（MF）的参数，解决了年轻星团。这种技术（a）充分利用了给定数据集的信息内容;（b）以直接的方式解释了观测的不确定性;（c）为推断的参数分配了有意义的不确定性;（d）避免了与合并数据有关的陷阱;（e）几乎适用于任何已分辨的年轻星团，为系统研究大质量恒星MF（M > 1 Msun）奠定了基础。使用模拟的星团和概率分布函数的马尔可夫链蒙特卡罗抽样，我们证明了MF斜率α的估计是无偏的，并且不确定性Δα主要取决于观测恒星的数量和它们所跨越的恒星质量范围，假设单个质量的不确定性和完整性是良好的。使用理想化的模拟数据，我们计算了α的下限精度，并给出了Δα作为观测恒星数和质量范围的函数的解析近似。我们发现，约3/4的引用文献的不确定度小于理论下限。通过将这些不确定性校正到理论下限，我们发现文献研究得出<α>=2.46，1-σ离差为0.35 dex。我们验证，这是不可能的幂律MF获得有意义的限制上的IMF的质量上限。我们表明，避免MF斜率的实质性偏差需要：（1）在推导单个恒星质量估计值时将MF作为先验;（2）对单个恒星质量的不确定性进行建模;（3）充分表征并明确建模给定质量恒星的完整性。（节略）
2012-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Carnegie Hubble Program
我们提出了一个正在进行的综合计划，其目标是确定哈勃常数的系统精度为2%的概述和初步结果。作为该计划的一部分，我们目前正在使用斯皮策上的红外阵列相机（IRAC）获得3.6微米的数据，该计划旨在将来包括JWST。我们证明了造父变星在3.6微米的中红外周期光度关系是迄今为止测量造父变星距离的最准确的方法。在3.6微米，有可能最大限度地减少造父变星河外距离尺度中已知的剩余系统不确定性。我们讨论了3.6微米观测的优势，最大限度地减少系统的影响，在造父变星校准的哈勃常数，包括绝对零度点，消光校正，和金属丰度的影响的颜色和星等的造父变星。我们正在进行三个独立的测试中红外造父变星莱维特定律的金属丰度的敏感性，当结合起来，将允许一个强大的约束的效果。最后，我们提供了一个新的中红外Tully-Fisher关系的旋涡星系。
2011-09-17 astro-ph.CO
Reduced uncertainties up to 43\% on the Hubble constant and the matter density with the SNe Ia with a new statistical analysis
本研究通过测试SNe Ia数据的高斯似然假设，发现Pantheon和Pantheon+的实际分布分别为logistic和Student's t分布，应用新似然拟合平坦ΛCDM模型可将Ω_M和H_0的不确定性降低约40%。
2024-01-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing large scale coherence between Spitzer IR and Chandra X-ray source-subtracted cosmic backgrounds
我们提出了新的测量的大规模集群组件的交叉功率谱源扣除斯皮策IRAC宇宙红外背景（CIB）和钱德拉ACIS宇宙X射线背景（CXB）的表面亮度波动。我们的调查使用的数据从钱德拉深场南（CDFS），哈勃深场北（HDFN），EGS/AEGIS领域和UDS/SXDF调查，包括1160斯皮策小时和$\sim$ 12毫秒的钱德拉数据收集的总面积为0.3度$^2$。我们报告了第一次（$>$ 5 $σ$）检测到交叉功率信号的大角度尺度>20角秒之间的[0.5-2] keV和3.6和4.5 $μ$ m波段，在$\sim$ 5 $σ$和6.3 $σ$的显着性，分别。与较硬X射线带的相关性略微显著。比较新的观察与现有的模型的贡献，已知的未掩蔽源人口在$z<$ 7，我们发现一个超过约一个数量级，在5 $σ$的信心。我们讨论了可能的解释，这种过剩的起源的贡献，从吸积早期黑洞，包括直接坍缩黑洞和原始黑洞，以及从散射的星际介质和内晕光。
2017-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
XMM-Newton and Chandra Cross Calibration Using HIFLUGCS Galaxy Clusters: Systematic Temperature Differences and Cosmological Impact
来自星系团的宇宙学约束依赖于精确的引力质量估计，这在很大程度上依赖于星系团气体温度的测量。因此，系统的校准差异可能会导致偏差，仪器依赖的宇宙学约束。这是特别感兴趣的光之间的紧张关系的普朗克结果的主要温度各向异性的CMB和Sunyaev-Zel'dovich加上X射线团簇计数分析。我们量化的系统性和不确定性的交叉校准的有效面积之间的五个X射线仪器，EPIC-MOS 1/MOS 2/PN板载XMM-牛顿和ACIS-I/S板载钱德拉，和温度测量的影响。此外，我们评估了交叉校准不确定性对宇宙学的影响。使用HIFLUGCS样本，由64个X射线最亮的星系团，我们约束ICM温度通过光谱拟合在相同的，主要是等温，区域和比较。我们的工作是一个扩展到以前的一个使用X射线集群由IACHEC。在全能带中进行光谱拟合，我们发现用XMM-牛顿/EPIC确定的最佳拟合温度显著低于Chandra/ACIS温度。我们证明，多温结构和不同的相对灵敏度的仪器在某些能带的影响，不能解释所观察到的差异。我们的结论是，使用XMM-牛顿/EPIC，而不是钱德拉/ACIS获得完整的能带温度分布的集群质量测定的结果在一个完整的样本的星系团的宇宙学分析中，向较低的OmegaM值的8%的移动和向较高的sigma 8值的<1%的移动。这样的转变不足以显著缓解普朗克CMB各向异性和SZ加上XMM-牛顿宇宙学约束之间的紧张关系。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Simultaneous Inference of Neutron Star Equation of State and the Hubble Constant with a Population of Merging Neutron Stars
我们开发了一种方法来实现一个建议，利用知识的中子星（NS）的状态方程（EoS）推断的哈勃常数从人口的二进制中子星（BNS）合并。这种方法对于在没有红移的情况下利用BNS作为标准塞壬是有用的。来自致密天体双星的引力波（GW）信号提供了它们光度距离的直接测量，但不是它们的红移。与过去不同的是，在这里，我们采用了一个现实的EoS参数化的贝叶斯框架，同时测量的哈勃常数和细化的EoS参数的约束。红移的不确定性取决于EoS的不确定性和从GW数据估计的质量参数。结合BNS红移和相应的光度距离，建立了红移-距离关系，并由此推导出哈勃常数。在这里，我们证明了在宇宙探测器时代，人们可以测量哈勃常数到$\lesssim 5\%$的精度（有一个$90\%$可信区间），同时考虑到它们的EoS参数的不确定性。这样的测量可以潜在地解决当前对早期和晚期宇宙的哈勃常数测量中的紧张局势。在这项工作中实施的方法展示了一个全面的处方推断NS EoS和哈勃常数，同时结合GW的观测合并NS，同时采用一个简单的人口模型NS群众和保持合并率NS常数红移。这种方法可以立即扩展到合并率，人口属性，和其他宇宙学参数。
2022-12-30 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
A gravitational constant transition within cepheids as supernovae calibrators can solve the Hubble tension
Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）
本文提出在造父星作为校准器的背景下，引力常数G的近期变化可能解决哈勃张力，并通过观测数据验证了这一假设。
2024-04-10 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
The Chandra Local Volume Survey: The X-ray Point Source Catalog of NGC 300
我们提出了一个新的钱德拉ACIS-I观测NGC 300的源目录的钱德拉本地体积调查的一部分。我们的63 ks曝光量覆盖了D25等照度线（R~6.3 kpc）的~88%，并产生了一个包含95个X射线点源的目录，这些点源的探测结果非常显著，其极限未吸收的0.35 ~ 8 keV光度为~10^36 erg s^-1。源与之前的XMM-Newton目录进行了交叉相关，我们发现了75个“X射线瞬时候选”源，这些源被一个天文台检测到，但没有被另一个天文台检测到。我们得到的X射线尺度长度为1.7+/-0.2 kpc，最近的恒星形成速率为0.12 Msun/yr^-1，与光学观测结果非常吻合。深，多色成像从哈勃太空望远镜，覆盖我们的钱德拉领域的32%，被用来寻找光学对应的X射线源，我们已经开发了一个新的源分类方案，以确定哪些来源可能是X射线双星，超新星遗迹，和背景AGN候选人。最后，我们提出了X射线光度函数（XLF）在不同的X射线能量，我们发现总的NGC 300 X射线点源人口与其他晚型星系托管年轻恒星星族（<50百万年）是一致的。我们发现与老恒星种群相关的源的XLF比与年轻恒星星族一致的X射线源的XLF具有更陡的斜率，与理论预测一致。
2012-08-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searching for bulk motions in the ICM of massive, merging clusters with Chandra CCD data
我们寻找大规模集群的集群内介质（ICM）的散装运动显示正在进行或最近的主要合并与空间分辨光谱{ \sl钱德拉} CCD数据的证据。我们确定了一个样本的6个合并集团与$>$ 150 ks { \sl钱德拉}曝光的红移范围$0.1 < z < 0.3$。通过对根据表面亮度选择的ICM投影区域进行X射线光谱分析，我们得到了所有这些星系团的投影红移图。在对测量的X射线红移$z_{\rm X}$的统计和系统不确定性进行了稳健的分析后，我们检查了ICM静止时的全局$z_{\rm X}$分布是否与预期的不同。在A2142和A115中，我们发现了大于3 $σ$的显著体运动的证据，在A2034和A520中，$σ$小于2 $σ$。专注于单个区域，我们确定了显着的本地化速度差异，在所有的合并集群。我们还进行了同样的分析，两个放松集群没有签名的最近合并，没有发现散装运动的迹象，正如预期的那样。我们的研究结果表明，深{ \sl钱德拉} CCD数据使我们能够确定在$0.1<z<0.3$的大规模合并集团的ICM中的$v_{\rm BM} >$ 1000\ ${\rm km\ s^{-1}}$水平的整体运动的存在。虽然CCD光谱分辨率不足以对ICM动力学进行详细分析，但{ \sl Chandra} CCD数据构成了补充未来X射线飞行任务中X射线测辐射热计的关键诊断工具。
2016-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of the bright ULX X-2 in NGC3921: a Chandra position and HST candidate counterpart
本文报道了钱德拉天文台对NGC 3921中明亮超亮X射线源的观测结果。文献中先前报道的XMM观测表明，在0.5-10 keV的光度为2x10^40 erg/s的明亮ULX的存在。我们的钱德拉观测发现该源的光度较低，约为8x10^39 erg/s，此外，我们提供了ULX的钱德拉位置，精确到0.7”，置信度为90%。X射线的可变性使得高亮度不太可能是由几个独立的X射线源引起的。在3个时期的档案哈勃太空望远镜（HST）的观察，我们发现了一个候选对应的ULX。有直接的证据表明WFPC 2 F814 W观测的两个时期之间的变化，2000年获得的观测结果显示了一个更明亮的来源。此外，将1994年F336 W和2000年F300 W WFPC 2以及2010年F336 W WFC 3观测转换为约翰逊U波段滤波器，假设光谱类型为O 7I，我们发现2000年U波段光变亮的证据。使用更高分辨率的WFC 3观测，候选对应物被分解为两个颜色相似的源。我们讨论了ULX的性质和可能与光学对应物的关联。最后，我们调查了一个潜在的新的解释，一些（明亮的）ULX作为耀斑的衰减阶段所造成的潮汐破坏的恒星反冲超大质量黑洞。然而，我们发现在z=0.08范围内，最多应该只有1个这样的系统。
2012-08-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Chandra follow up of the Hectospec Cluster Survey: Comparison of Caustic and Hydrostatic Masses and Constraints on the Hydrostatic Bias
星系团是研究宇宙学和天体物理学的强大探测器。然而，对于许多应用来说，对星系团质量的精确测量是必不可少的。系统性地低估了X射线观测的流体静力学质量（所谓的流体静力学偏差）可能是不同宇宙学测量结果之间存在矛盾的原因。我们比较X射线流体静力学质量与质量估计使用焦散方法（基于星系速度），以探讨这两种方法的系统的不确定性，并提出新的限制水平的流体静力学偏差。流体静力学和焦散质量配置文件的基础上，从Hectospec集群调查集群钱德拉观测的44个集群的样本独立确定。这是同类研究中规模最大的系统比较。使用模型在标准化半径（$R_{500}$）处比较质量，该模型包括两种质量估计值中可能的偏倚和分散。详细探讨了影响这两种质量测定方法的系统学。流体静力学的质量被发现系统高于平均焦散质量，我们发现的证据表明，焦散方法越来越低估的质量时，较少的星系被用来测量焦散。我们限制我们的分析，以14个集群的最佳采样焦散这种偏见最小化（$\ge210$星系），并发现在$R_{500}$的流体静力学焦散质量的平均比例是$M_X/M_C=1.12^{+0.11}_{-0.10}$。我们将此结果解释为对流体静力学偏倚水平的限制，有利于流体静力学偏倚的小水平或零水平（在$3σ$水平小于$20\%$）。然而，我们发现与这两种质量估计方法相关的系统不确定性仍然保持在$10-15\%$水平，这将允许显着更大的水平的流体静力学偏差。
2022-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectral Properties Of Populations Behind The Coherence In Spitzer Near-Infrared And Chandra X-Ray Backgrounds
利用UDS/SXDF巡天、Hubble Deep Field North巡天、EGS/AEGIS巡天、Chandra Deep Field South巡天和COSMOS巡天等多个Spitzer和Chandra巡天的数据，研究了近红外和X射线背景起伏的相干性以及产生背景起伏的源的X射线光谱特性。包括$\sim$ 2275 Spitzer/IRAC小时和$\sim$ ~16 Ms Chandra数据，在$\sim$ ~1 deg $^2$的总面积上收集。我们报告了在3.6和4.5 \mum \和X射线波段之间的大角度尺度$>$ 20 $''$上的交叉功率信号的整体$\sim$ 5 $σ$检测，在5.2 $σ$处检测到IR vs [1-2] keV信号。[0.5-1]和[2-4] keV带与红外波长在$\sim$ 1 $-$ 3 $σ$显著性水平上相关。最硬的X射线带（[4-7] keV）单独与任何红外波长不显著相关，这是由于光子和采样统计不佳。本文研究了交叉功率信号的X射线SED。我们发现，它的形状是一致的各种源人口的吸积紧凑的对象，如本地未吸收AGN或高Z吸收源。我们不能排除过度波动是由不止一个总体产生的。由于统计数据不足，目前采用的相对较宽的光度带不允许区分这些紧凑物体的确切性质，或者如果一小部分波动具有局部起源。
2019-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cross Calibration of Galaxy Cluster Temperatures Measured with NuSTAR, XMM-Newton, and Chandra
针对Chandra与XMM-Newton对星系团温度测量的长期差异，利用NuSTAR对轫致辐射连续谱指数转折的高灵敏度及在轨校准能力，分析10个松弛团簇光谱，发现其温度与两者的差异规律，并指出Chandra有效面积增加可解释该趋势，为解决温度差异提供新方法。
2025-11-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
A method to search for bulk motions in the ICM with {\sl Chandra} CCD spectra: application to the Bullet cluster
本文提出了一种基于{ \sl Chandra} CCD数据在合并星系团的团内介质（ICM）中搜索体运动的策略。我们的目标是从$K_α$线发射的质心得到的ICM投影区域的平均红移的鲁棒测量。我们深入探讨了视线方向上未知温度结构的影响，以准确评估系统不确定性对ICM红移的影响。我们把我们的方法应用到“子弹星系团”（1 E ~0657-56）。我们直接确定23个独立的区域的表面亮度轮廓的基础上，并测量的红移平均沿视线在每个ICM。我们发现，在这些地区的红移分布是轻微的不一致的零假设，一个恒定的红移或没有散装运动的ICM，在约$2\, σ$的置信水平。我们尝试性地确定了最可能受整体运动影响的区域，并发现沿视线的最大速度梯度约为$(46\pm 13)$ $\rm km~s^{-1}~kpc^{-1}$，沿“子弹”路径的尺度为$\sim 260 $ kpc。“我们将其解释为一个重要的ICM质量沿着垂直于合并的方向被推开的可能特征。这一初步结果是有希望的系统搜索的基础上空间分辨光谱分析的{ \sl钱德拉} CCD数据的明亮，中等红移星系团的整体运动。这一初步结果是有希望的系统搜索的基础上空间分辨光谱分析的{ \sl钱德拉} CCD数据的明亮，中等红移星系团的整体运动。
2015-08-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measurements of the Hubble Constant: Tensions in Perspective
近几十年来，对邻近星系距离的测量迅速改进。始终存在的挑战是减少系统性影响，特别是随着探测距离的增加，不确定性变得更大。在本文中，我们结合了最近的几个校准的尖端的红巨星分支（TRGB）方法。这些校准在1%水平下内部自一致。新的盖亚早期数据发布3（EDR 3）数据提供了额外的一致性检查，准确度（较低）为5%，这是有据可查的盖亚角协方差偏差的结果。更新的TRGB校准应用于来自卡内基超新星计划的遥远的Ia型超新星样本，得到的哈勃常数值为Ho = 69.8 $\pm$ 0.6（stat）$\pm$ 1.6（sys）km/s/Mpc。基于TRGB的Ho值与由宇宙微波背景测量得到的Ho值在统计上没有显著差异。TRGB结果也与SHoES和Spitzer plus HST关键项目Cepheid校准的2 $σ$一致。TRGB的结果本身并不需要标准Lambda-CDM宇宙学模型之外的额外新物理。它们的优点是基础物理简单（核心He闪光）和系统不确定性小（从灭绝，金属丰度和拥挤）。最后，回顾了TRGB和造父变星的优点和缺点，并讨论了解决当前与未来盖亚、HST和JWST观测之间差异的前景。解决这种差异是必不可少的，以确定是否声称的紧张局势Ho之间的本地测量和CMB推断的值是物理动机。
2021-06-29 astro-ph.CO hep-ph hep-th
A rapid transition of $G_{\rm eff}$ at $z_t \simeq 0.01$ as a solution of the Hubble and growth tensions
从低红移和高红移观测得到的哈勃常数值的不匹配可能被重新解释为Ia型超新星光度的低红移和高红移测定之间的差异，后者的绝对星等要低$\approx 0.2$ ~等。在这里，我们提出相对有效引力常数$μ_G\equiv\frac{G_{\rm eff}}{G_N}$在$z_t\simeq 0.01$的快速转变可以解释本地超新星的低光度（高等），从而解决了$H_0$危机。一个以$μ_G = 1$为$z \lesssim 0.01$，而以$μ_G \simeq 0.9$为$z \gtrsim 0.01$的模型与局部引力约束基本一致，但会提高克拉塞卡质量，从而使$z \gtrsim 0.01$的Ia型超新星的绝对星等降低所需的$\approx 0.2$ ~有效引力常数的这种快速转变不仅可以解决哈勃张力，而且还有助于解决增长张力，因为它在不影响Planck/ $Λ$ CDM背景展开的情况下减少密度扰动的增长。
2021-07-03 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
