Measuring the Ultimate Mass of Galaxy Clusters: Redshifts and Mass Profiles from the Hectospec Cluster Survey (HeCS)
在$Λ$ CDM宇宙中，星系团的下落区是最大的引力束缚结构。测量落入区域的星团质量分布提供了对这些晕的最终质量的估计。我们使用焦散线技术测量星系团的质量分布从星系红移获得的Hectospec集群调查（HeCS），广泛的光谱调查的星系团与MMT/Hectospec。我们调查了58个集群选择的X射线通量在0.1 $<$ $z$ $<$ 0.3。巡天包含21，314个单一的MMT/Hectospec星系红移，其中10，275个星系是星系团成员。对于每个星系团，我们获得了$\sim 200$星系团成员和相当数量的前景/背景星系的高信噪比光谱。星系团成员描绘出星系团周围的坠落模式。成员定义了一个非常窄的红色序列。速度色散随半径下降，我们证明了速度色散的测定是不敏感的蓝成员（一小部分的集群人口）的列入。我们应用焦散线技术来定义成员资格和估计大半径的质量分布。星系团的最终晕质量（在$Λ$ CDM宇宙的遥远未来仍受约束的质量）平均为（1.99 $\pm$ 0.11）$M_{200}$，这是一种新的观测宇宙学测试，与模拟基本一致。在$M_{200}$和$L_X$中合并的求和轮廓表明，密度轮廓的预测NFW形式是与延伸到大半径的弱透镜结果一致的数据的非常好的表示。这些总的轮廓的浓度也与理论预测一致。
2013-04-25 astro-ph.CO
Measuring cosmic distances with galaxy clusters
除了基于质量函数和星系团聚集的宇宙学测试，探索宇宙结构的增长，自然界提供了两种独立的方法来使用星系团测量宇宙距离。第一种方法使用X射线发射气体质量分数的测量，这是一个近似的标准量，独立于质量和红移，对于质量最大的星系团。第二种方法使用组合毫米（mm）和X射线测量集群压力分布。我们回顾这些方法，他们的现状和未来十年的改进前景。对于第一种技术，目前提供了可比的暗能量限制Ia型超新星的研究，改进的一个因素6或更多的应该是容易实现的，连同严格的平均物质密度的约束，在很大程度上是独立的宇宙学模型假设。要实现这一潜力，就需要采取协调一致的多波长办法，利用新的星群调查、X射线、光学和毫米波设施，并继续强调改进流体动力学模拟。
2013-07-30 astro-ph.CO
Non-parametric method for measuring gas inhomogeneities from X-ray observations of galaxy clusters
本文提出了一种非参数方法，利用星系团的X射线观测测量团内介质（ICM）的不均匀性。模拟钱德拉X射线观测的模拟集群分析，我们表明，我们的新方法能够准确恢复的三维气体密度和气体聚集因子的配置文件到大半径的星系团。然后，我们将这种方法应用到钱德拉X射线观测的阿贝尔1835和目前的第一个确定的气体聚团因子的X射线集群数据。我们发现Abell 1835中的气体聚集因子随半径的增加而增加，当r= R_{200}时，聚集因子达到~2-3。这与流体动力学模拟的预测非常一致，但它显着低于最近朱雀观测推断的值。我们进一步表明，径向增加的气体聚集因子导致平坦化的ICM导出的熵分布，并影响集群气体结构的物理解释，特别是在大集群中心半径。我们的新技术有助于利用钱德拉和XMM-牛顿X射线空间望远镜提供的丰富数据集，从而有助于提高我们对星系团结构的理解，并促进将星系团用作宇宙学探测器。
2013-09-16 astro-ph.CO
Measuring redshift through X-ray spectroscopy of galaxy clusters: results from Chandra data and future prospects
在星系团的X射线光谱中普遍存在的Fe线复合物提供了测量它们的红移的可能性，而不诉诸光谱后续观测。在本文中，我们评估的准确性与星系团的红移可以从钱德拉存档数据的X射线光谱分析恢复。这项研究提出了一种对星系团进行大规模调查的策略，这些星系团的识别和红移测量都仅基于X射线数据。本文利用Chandra对星系团的观测资料，对X射线团簇谱中的K壳层和L壳层Fe线复合体进行了盲搜索。通过简单地分析C统计变化$ΔC_{stat}$作为红移参数的函数，可以检测到ICM谱中的Fe线。我们在不同的条件下重复测量，并将由X射线导出的红移$z_X$与通过光谱学$z_o$获得的红移进行比较。我们探讨了如何先验的金属丰度和光度可以有效地用于减少灾难性的错误。该$ΔC_{stat}$提供了最有效的手段，以丢弃错误的红移措施，并估计实际的误差$z_X$。我们确定了一个简单而有效的程序，最佳测量星系团的X射线光谱分析的红移。当这一方法应用于从高灵敏度、广域星系团巡天中提取的模拟星表时，如宽视场X射线望远镜（WFXT）任务中提出的星表，就有可能获得完整的X射线星系团样本，并得到可靠的红移测量，从而避免了耗时的光谱观测。这种方法将使人们有可能通过直接使用X射线数据研究星系团质量函数的演变来追踪宇宙的增长。
2011-04-05 astro-ph.CO
Prospects for measuring the relative velocities of galaxy clusters in photometric surveys using the kinetic Sunyaev-Zel'dovich Effect
我们认为，测量成对的动力学Sunyaev Zel 'dovich（kSZ）的信号从星系团在大型测光调查，如暗能量调查（DES）的前景。我们预计DES集群样本将与南极望远镜（SPT）现有的毫米波数据相结合，在8-13 sigma水平上检测成对kSZ信号，集群分离的灵敏度达到峰值约100 Mpc距离。SPT的下一代版本将允许18-30西格玛检测，并且将受到来自kSZ信号本身和残余热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）信号的方差的限制。在整个分析过程中，我们假设光度红移误差，它会洗掉分离<~50 Mpc的星系团的信号; DES样品的光谱测量将恢复这个信号，并允许26-43 sigma检测，并再次受到kSZ/tSZ方差的限制。假设结构形成的标准模型，这些成对kSZ信号的高精度测量将产生关于星系团气体含量的详细信息。或者，如果气体可以通过其他手段（例如使用tSZ，X射线或弱透镜）充分表征，那么星系团的相对速度可以被分离出来，从而提供100 Mpc尺度的重力精确测量。我们简要地考虑这些测量的效用约束理论的修改引力。
2013-02-14 astro-ph.CO
Measuring cluster masses with Planck and SPT-SZ CMB lensing
本研究利用SPT-SZ和Planck的CMB引力透镜观测直接探测星系团引力势，测量468个星系团样本的平均质量，得到与SPT-SZ数据一致的质量比，同时验证了CMB大尺度对二次估计子透镜势重建的重要性。
2024-05-16 astro-ph.CO
Measuring Transverse Motions for Nearby Galaxy Clusters
测量宇宙中银河系外天体的完整三维运动是一个似乎无法克服的挑战。在本文中，我们调查的应用程序的技术来测量切向运动，以前只适用于附近的本地集团的星系，星系团远远超出其边界。我们表明，映射整个星系团的平均视线运动的原则上可以用来检测“透视旋转”引起的集群的切线运动到视线的投影。对于具有最大角范围、最对称的固有速度分布和以尽可能多的点测量的群集，信号将是最突出的。我们调查的可行性检测这个信号使用三种不同的方法：测量个别集群成员的视线运动;采取光谱的集群内气体;和映射扭曲的宇宙微波背景辐射。我们的结论是，未来的光谱调查的1000的成员附近的星系团持有最有希望的测量集群切向运动使用这种技术。
2010-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring cluster masses with CMB lensing: a statistical approach
提出了一种利用星系团引力透镜信号在宇宙微波背景（CMB）温度各向异性上的印记来测量星系团质量的方法。该方法首先用二次估计重建投影引力势，然后应用匹配滤波器提取星团质量。该方法非常适合于根据其他质量代理对集群进行分组的统计分析。我们发现，目前的实验，如普朗克，南极望远镜和阿塔卡马宇宙学望远镜，实际上可以实现这样的统计方法，未来的实验将达到足够的灵敏度，为大规模系统的个人测量。作为说明，我们使用普朗克观测的模拟来证明，它是可能的约束一组62个大质量集群的质量尺度与X射线观测的先验信息，类似于已公布的普朗克ESZ-XMM样本。我们研究的热（tSZ）和动力学（kSZ）Sunyaev-Zeldovich（SZ）信号的影响，发现在这种情况下，kSZ的影响仍然很小。然而，更强的tSZ信号，必须积极地从CMB地图的组件分离技术之前重建的引力势。我们对两种方法的研究突出了宽频率覆盖的重要性。配套论文介绍了普朗克数据在ESZ-XMM样本上的应用。
2015-05-11 astro-ph.CO
Measuring the dynamical state of Planck SZ-selected clusters: X-ray peak - BCG offset
我们希望用普朗克的Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应来表征星系团的动力学状态，并将其与X射线巡天中选取的星系团的动力学状态进行比较。我们分析了一个有代表性的子样本的普朗克SZ目录，包含132个集群的最高的信噪比和表征其动力学状态作为指标之间的投影偏移的峰值的X射线发射和位置的Brilliant集群星系。我们研究了我们的指示剂在我们的样品中的分布，并将其与X射线选定样品（HIFLUGCS、MACS和REXCESS）中的分布进行比较。的分布是显着不同的和放松的对象的分数是较小的普朗克样品（$52 \pm 4 \%$）比X射线样品（$\simeq 74\%$）我们解释这一结果作为一个指示不同的选择影响X射线（如“冷芯偏置”）和SZ调查的星系团。
2015-12-01 astro-ph.CO
Measuring the surface mass density ellipticity of redMaPPer galaxy clusters using weak-lensing
在这项工作中，我们使用弱透镜叠加技术研究了星系团投影表面质量密度分布的形状。特别是，我们约束的平均对齐组件的投影椭圆率，$ε$，一个样本的redMapper集群（$0.1 \leq z < 0.4$）。我们考虑六个不同的代理的集群方向和措施$ε$的三个范围内的预测距离的集群中心。内部区域的质量分布（直到$700\,$ kpc）可以通过具有较高成员概率的星系团星系更好地追踪，而外部区域（从$700\,$ kpc到$5\,$ Mpc）可以通过包含可能性较小的星系团成员更好地追踪。内部区域的拟合椭圆率为$ε= 0.21 \pm 0.04$，与先前的估计一致。我们还研究了$ε$与星系团平均红移和丰度的关系。通过根据中值红移将样品分成两个红移范围，我们获得了更大的$ε$值，在更高的红移，与模拟的预期一致。此外，在低红移时，我们在团簇的外围区域获得了较高的椭圆率值。我们讨论了几个系统的影响，可能会影响测得的透镜椭圆率和它们的关系，导出的质量分布的椭圆率。
2020-06-15 astro-ph.CO
Measuring the hydrostatic mass bias in galaxy clusters by combining Sunyaev-Zel'dovich and CMB lensing data
宇宙微波背景辐射（CMB）的主要各向异性预测的宇宙学参数比那些已经通过热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）效应检测到的更多的星系团。这种张力吸引了相当多的关注，因为它可能是超越最简单的$Λ$ CDM模型的物理学证据。然而，一个准确的和强大的校准的质量可观测的集群关系是必要的比较，这已被证明是难以获得迄今为止。在这里，我们提出了新的约束的质量压力关系相结合的tSZ和CMB透镜测量光学选择集群。因此，我们的星系团的样本是独立的数据来推导宇宙学约束。我们估计平均流体静力学质量偏差为$b = 0.26 \pm 0.07$，没有显着的质量，也没有红移的演变。这个值大大降低了$Λ$ CDM的预测和观察到的tSZ集群的丰度之间的紧张关系，同时与最近的估计从tSZ集群。另一方面，我们的值为$b$是高于流体动力学模拟的预测。这表明存在驱动流体静力平衡的大偏差的机制，并且不包括在最先进的模拟中，和/或未考虑的系统误差，例如由于光学选择而导致的集群目录中的偏差。
2017-11-16 astro-ph.CO
Scattering of emission lines in galaxy cluster cores: measuring electron temperature
某些星系团的中心星系在Ly $α$和H $α$谱线上是强发射体。这种辐射可能来自位于星系团冷核心的冷/暖气体，也可能来自中央星系的明亮活动星系核。这些谱线的亮度可以高达$10^{42} - 10^{44}$ erg/s。这种源自团簇核心的发射将被团簇内介质（ICM）的热电子散射，光学深度$\sim$ 0.01，从而在散射光谱中产生非常宽（$Δλ/ λ\sim$ 15%）的特征。我们讨论的可能性测量的电子密度和温度使用的信息的通量和宽度的高度加宽的线功能。
2014-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the luminosity and virial black hole mass dependence of quasar-galaxy clustering at z ~ 0.8
通过测量SDSS中z $\sim$ 0.8类星体的WISE光度选择星系的角超密度，研究了类星体成团与类星体光度和黑洞质量的关系.通过测量类星体-星系交叉关联函数和使用光度选择的星系，我们实现了更高密度的示踪物体和更灵敏的检测聚类比类星体的自相关函数的测量。我们通过测量团簇振幅对光度的依赖性来检验类星体形成和演化的模型。我们发现，在预计的同动分离中，z $\sim$ 0.8类星体在0.2 - 6.4 h $^{-1}$ Mpc处的WISE星系密度显着过高。我们发现，在过去的十年中，类星体的光度并没有明显的增加集群振幅，光度和集群振幅之间的幂律拟合给出了$-$ 0.01 $\pm$ 0.06（1 $σ$误差棒）的指数。我们也没有找到一个显着的聚类幅度和黑洞质量之间的关系，虽然我们的动态范围的真实质量被抑制，由于维里黑洞质量估计的大的不确定性。我们的结果表明，一个小范围的主机暗物质晕质量映射到一个大范围的类星体光度。
2015-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
One Thousand and One Clusters: Measuring the Bulk Flow with the Planck ESZ and X-Ray Selected Galaxy Cluster Catalogs
我们提出了我们的测量的“整体流量”使用动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应在WMAP 7年的数据。作为奇特速度的示踪剂，我们使用普朗克早期Sunyaev-Zel'dovich探测星系团星表和基于ROSAT全天巡天的X射线探测星系团星表汇编。我们建立了一个全天空kSZ模板，并将其拟合到WMAP数据在W波段。使用维纳滤波器，我们最大化数据中的kSZ簇信号的信噪比。我们发现没有显着的检测散装流量，我们的结果是一致的LCDM预测。
2012-02-07 astro-ph.CO gr-qc
Measuring galaxy cluster masses with CMB lensing using a Maximum Likelihood estimator: Statistical and systematic error budgets for future experiments
我们发展了一个极大似然估计（MLE），通过引力透镜对宇宙微波背景（CMB）的温度和偏振各向异性的影响来测量星系团的质量。我们表明，在低噪声水平的温度下，这种最佳估计优于标准的二次估计的一个因素。对于偏振，我们表明，斯托克斯Q/U地图可以用来代替传统的E-和B-模式的地图，而不会丢失信息。我们测试和量化的潜在的系统误差的全面列表中恢复的透镜质量的偏差。使用现实的模拟，我们研究集群质量的不确定性，从CMB集群透镜作为实验的光束大小和噪声水平的函数。我们预测，对于SPT-3G，AdvACT和Simons Array实验，10，000个集群的集群质量不确定性将为3 - 6%，对于CMB-S4实验，样本包含100，000个集群，不确定性将小于1%。来自CMB偏振的质量约束对实验光束大小和图噪声水平非常敏感：对于光束大小或噪声水平的三个因子的减小，透镜化信噪比提高了大约两个因子。
2017-08-17 astro-ph.CO
A Method for Measuring Variations in the Stellar Initial Mass Function
我们提出了一种方法来调查的变化，在恒星初始质量函数（IMF）的上端探测电离光子的生产率在未解决的，紧凑的星团的年龄<~10万年和不同的质量。我们通过对附近星系NGC 5194（M51 a）中的年轻星系团人口进行试点研究来测试这种方法，哈勃太空望远镜的多波长观测可用。我们的结果表明，该方法可以探测位于至少~10 Mpc的星系中IMF的上端，即，比通过计算年轻致密星团中的单个恒星可能的距离远200倍。我们对NGC 5194的研究结果表明，IMF的上质量端对星团质量的依赖性不明显，直到~1000 M_sun，尽管需要对低质量星团和其他星系进行更广泛的分析来证实这一结论。
2010-07-19 astro-ph.CO
Measuring the Dark Matter Self-Interaction Cross-Section with Deep Compact Clustering for Robust Machine Learning Inference
EPFL（洛桑联邦理工学院）；Bocconi University（博科尼大学）
该研究提出利用深度紧致聚类技术，通过分析星系团图像来测量暗物质自相互作用截面，从而实现稳健的机器学习推断。
2025-11-12 astro-ph.CO
Measuring Bulk Flow of Galaxy Clusters using Kinematic Sunyaev-Zel'dovich effect: Prediction for Planck
我们预测的普朗克卫星在确定通过动力学Sunyaev-Zeldovich（KSZ）测量的整体流量的性能。作为速度示踪剂，我们使用ROSAT全天巡天（RASS）集群以及即将到来的普朗克和eRosita（全天巡天：EASS）任务的预期集群目录。我们实现了一个半分析的方法来模拟现实的普朗克地图以及普朗克和eRosita集群目录。我们采用无偏的动态SZ滤波器（UF）和匹配滤波器（MF），以最大限度地提高集群kSZ的信噪比。我们发现，使用普朗克CMB地图与目前现有的ROSAT集群样本结合使用时，提高了当前的上限的批量流量测定的一个因素\sim 5（\sim 10）的MF（UF）。总体流测量的准确性随着星系团样本的深度和丰度而增加：对于500 km/s的输入总体速度，UF恢复的速度误差从RASS的94 km/s降低到普朗克的73 km/s和EASS的24 km/s;而系统偏差从RASS的44%、普朗克的5%和EASS的0%降低。恢复的总体流动方向Δα的95%上限范围在4 \circ和60 \circ之间，取决于簇样品和采用的过滤器。kSZ偶极子的测定主要是有限的热SZ（tSZ）发射的影响，在所有情况下，但一个EASS集群分析与无偏滤波器。这一事实使UF更可取的MF时，分析普朗克地图。
2011-01-08 astro-ph.CO
Measuring the cosmological density field twice: A novel test of dark energy using the CMB quadrupole
宇宙微波背景（CMB）辐射在星系团中的散射，根据星系团位置光子分布的四极各向异性，产生偏振信号。这个“远程四极”来自于测量的诱导极化提供了一个机会，重建原始的大尺度波动。我们讨论，比较本地CMB四极预测这些重建的原始波动和CMB卫星所做的直接测量可能使我们能够测试宇宙方差极限之外的暗能量。
2022-02-23 astro-ph.CO
Measuring the Mass Distribution in Galaxy Clusters
团簇质量分布是对结构形成模型的检验。目前只有两种确定质量分布的观测方法，引力透镜和焦散技术，是独立于动力学平衡假设的。这两种技术都能够确定在超过维里半径的半径处的扩展质量分布。对于19个集群，我们比较了质量档案的基础上的焦散技术与弱透镜测量从文献中。这种比较提供了两种技术中系统性问题的测试。在维里半径附近，两种质量估计方法的一致性在约30%以内，与各个技术中的预期误差一致。在小半径处，焦散技术高估了数值模拟所预期的质量。在这些半径处的透镜分布与焦散质量分布之间的比率表明弱透镜分布是真实质量分布的良好表示。在大于维里半径的半径处，透镜化质量分布超过焦散质量分布，这可能是由于透镜化分布被透镜化内核内的大尺度结构污染的结果。我们强调的情况下，紧密相邻的集群MS 0906 + 11和A750说明的潜在严重性的污染的弱透镜信号无关的结构。
2012-09-25 astro-ph.CO
Cosmology with velocity dispersion counts: an alternative to measuring cluster halo masses
星系团计数的演化是对宇宙学若干基本参数的有力探索。最近的一些研究使用这个探测器声称与普朗克原始CMB数据分析所偏好的宇宙学的张力，在这个意义上，观察到的星系团比基于原始CMB宇宙学的预测要少。这个问题的一个可能的解决方案是集群研究中绝对晕质量校准中的系统误差，这需要将标准理论预测（晕质量函数）转换为作为可观测值的函数的计数（例如，X射线光度，Sunyaev-Zel'dovich通量，光学丰富度）。在这里，我们提出了一种替代策略，这是直接比较预测和观察到的集群计数作为一个函数的一维速度色散的星系团。我们认为，集团/集群的速度分散理论上可以预测的强大的质量，但与质量，它也可以直接观察到，从而规避了主要的系统偏差，在传统的集群计数研究。借助BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟套件，我们证明了速度色散计数的潜力，即使是类似的$Λ$ CDM模型的歧视。这些预测可以与现有的红移调查结果进行比较，如高度完整的星系和质量组装（GAMA）调查，以及即将进行的宽视场光谱调查，如广域Vista河外调查（WAVES）和暗能量调查仪器（DESI）。
2016-07-28 astro-ph.CO
Measuring the scatter of the mass-richness relation in galaxy clusters in photometric imaging surveys by means of their correlation function
质量-可观测关系中的散射知识是基于光度测量中星系团的宇宙学分析的关键因素。在本文中，我们的目的是量化的能力的关联函数的星系团的约束的内禀散射$σ_{\ln M}$。我们演示了如何在集群的关联函数测量的线性偏差可以用来确定这个参数的值。新方法进行了测试，在模拟的$5, 000 deg^2$光学调查到$z \sim 1$，类似于正在进行的暗能量调查（DES）。我们的结果表明，我们的方法在较低的散射值更好地工作。使用该技术，我们可以测量具有$σ(σ_{ln M}) \sim 0.03$的标准偏差的固有散射$σ_{ln M} = 0.1$。然而，DES RedMapPer星表$σ_{ln M} \sim 0.2$的预期的内在散射不能恢复与此方法在适当的准确度和精度，因为区域覆盖不足。对于未来更大面积的光度测量，如LSST和Euclid，统计误差将减少。因此，我们预测，更高的精度来测量包括上述值的本征散射。我们得出的结论是，该方法可以作为其简化假设的内部一致性检查方法，并与多波长集群观测中的交叉校准技术相辅相成
2017-01-05 astro-ph.CO
Measuring $H_0$ using X-ray and SZ effect observations of dynamically relaxed galaxy clusters
我们使用了一个样本的14个大质量，动态松弛的星系团，约束哈勃常数，$H_0$，结合X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应信号测量钱德拉，普朗克和Bolocam。这是第一个这样的分析边缘化的经验，数据驱动的X射线温度测量的整体准确性之前，而我们的限制，最宽松，大规模的集群也最大限度地减少天体物理系统。对于具有$Ω_m = 0.3$和$Ω_Λ = 0.7$的宇宙常数模型，我们发现$H_0 = 67.3^{+21.3}_{-13.3}$ km/s/Mpc受到温度校准不确定性的限制（与统计限制的约束$H_0 = 72.3^{+7.6}_{-7.6}$ km/s/Mpc相比）。在X射线/SZ压力比的内在散射被发现是$13 \pm 4$ %（$10 \pm 3$ %，当两个集群与显着的星系尘埃排放从样品中删除），符合主要是由于三轴性和投影。我们讨论的前景，减少占主导地位的系统限制，这种分析，改进的X射线校准和/或精确测量的相对论SZ效应提供了一个合理的路线，$H_0$的百分之一水平的限制。
2021-01-23 astro-ph.CO
A New Method for Measuring the Upper End of the IMF
本文介绍了一种方法，通过探测年龄小于1000万年、质量范围较大的致密星团中电离光子的产生率，来研究恒星初始质量函数（IMF）上端的变化。我们测试这种方法在附近的星系M51 a，从哈勃太空望远镜的多波长观测的年轻的集群人口。我们的结果表明，该方法可以探测位于至少10 Mpc的星系中IMF的上端，即，比通过计算年轻致密星团中的单个恒星可能的距离远200倍。我们的结果表明，该星系的IMF的上质量端的星团的质量没有明显的依赖性，下降到~1000 M_太阳，虽然更广泛的分析涉及低质量的集群和其他星系需要确认这一结论。
2010-10-24 astro-ph.CO
Cosmological Parameter Estimation from the Two-Dimensional Genus Topology -- Measuring the Shape of the Matter Power Spectrum
我们提出了测量的SDSS-III BOSS目录的二维属约束宇宙学参数的形状的物质功率谱。在红移范围$0.2 < z < 0.6$上，将BOSS数据划分为12个同心壳层，并从投影的二维星系密度场中提取星系属。我们比较的属振幅的高斯期望值，利用这个数量是相对不敏感的非线性引力坍缩的事实。属振幅提供线性物质功率谱的形状的量度，并且主要对$Ω_{\rm c}h^{2}$和标量谱指数$n_{\rm s}$敏感。观察到$Ω_{\rm c}h^{2}$和$n_{\rm s}$之间的强负简并，因为两者都可以分别通过移动峰值和倾斜功率谱来增加小尺度功率。我们对特定的组合$n_{\rm s}^{3/2} Ω_{\rm c}h^{2}$设置了一个限制--我们在组合LOWZ和CMASS数据集后发现了$n_{\rm s}^{3/2} Ω_{\rm c}h^{2} = 0.1121 \pm 0.0043$，假设一个平坦的$Λ$ CDM宇宙学。这个结果实际上对功率谱振幅和线性星系偏差的合理变化不敏感。我们的结果与普朗克最佳拟合$n_{\rm s}^{3/2}Ω_{\rm c}h^{2} = 0.1139 \pm 0.0009$一致。
2020-04-03 astro-ph.CO
Measuring the mass profile of galaxy clusters beyond their virial radius
传统的星系团质量估计假设星系团的组成部分（星系、团内介质和暗物质）处于动态平衡。另外两个不需要这个假设的估算方法在20世纪90年代被提出：引力透镜和焦散技术。利用这些方法，我们可以测量远大于维里半径的半径范围内的团簇质量。在焦散技术中，质量测量仅基于星系团视场中星系的天球坐标和红移;因此，与透镜不同，它原则上可以应用于任何红移的星系团。在这里，我们回顾了焦散方法的起源，基础知识和性能。
2009-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
An analysis of the temperature structure of galaxy clusters by means of the thermal Sunyaev-Zel'dovich effect
宇宙微波背景的Sunyaev-Zel'dovich效应畸变的测量为我们提供了一个独立的方法来推导星系团的气体温度。在合并的星系团中，气体分布是不均匀的，因此，基于SZ效应的温度测量方法应该比基于X射线发射分析的方法更相关。本文研究了利用SZ效应测量团簇合并过程中气体温度的方法。我们的SZ效应的强度图的计算包括相对论修正的赖特形式主义的框架内考虑，并利用宇宙学数值模拟的合并星系团演变与重子物理。我们发现，合并团簇中的气体温度可以通过低频（128 GHz）与高频（369 GHz）的SZ强度之比来测量。这个SZ强度比使我们能够揭示由剧烈的合并激波引起的温度结构的突出特征。因此，SZ强度的比率的测量是一个有前途的工具，用于测量气体温度的合并星系团。
2010-09-17 astro-ph.CO
Measuring the distance-redshift relation with the baryon acoustic oscillations of galaxy clusters
我们分析了迄今为止最大的星系团光谱样本，并从重子声学振荡中提供了距离-红移关系的观测约束。在这项工作中考虑的集群样本已被提取从斯隆数字巡天在三个中位数红移，$z=0.2$，$z=0.3$，和$z=0.5$。对象的数量分别为$12910$、$42215$和$11816$。我们在三个样品中都探测到了重子声学振荡的峰值。导出的距离约束为：$r_s/D_V(z=0.2)=0.18 \pm 0.01$、$r_s/D_V(z=0.3)=0.124 \pm 0.004$和$r_s/D_V(z=0.5)=0.080 \pm 0.002$。结合这些测量，我们得到强大的宇宙学参数的约束。我们的结果与标准的$Λ$冷暗物质模型一致。具体来说，我们约束的哈勃常数在$Λ$ CDM模型，$H_0 = 64_{-9}^{+14} \, \mathrm{km} \, \mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$，曲率能量的密度，在$oΛ$ CDM上下文中，$Ω_K = -0.015_{-0.36}^{+0.34}$，最后的参数的$ow$ CDM情况下，$w = -1.01_{-0.44}^{+0.44}$的暗能量状态方程。这是第一次只用星系团的重子声学振荡的峰值来约束距离-红移关系。
2015-10-29 astro-ph.CO
Why weak lensing cluster shapes are insensitive to self-interacting dark matter
我们研究了从弱引力透镜推断的星系团的形状是否可以用来检验暗物质的性质。我们分析模拟弱透镜数据，从两个不同的暗物质模型（CDM和SIDM）运行的宇宙学模拟中提取的引力透镜。我们拟合椭圆形NFW配置文件的模拟集群的剪切场。尽管CDM和SIDM之间的3D形状的分布有很大的差异，我们发现，弱透镜推断的集群形状的分布几乎是不可区分的。我们将这种信息丢失归因于两个原因。首先，弱透镜测量投影质量分布的形状，而不是基本的3D形状，投影效果会消除一些差异。其次，弱透镜效应对星系团的投影形状最敏感，在接近维里半径（~ 1.5 Mpc）的尺度上，而SIDM形状与内晕中的CDM最不相同。我们介绍了一个模型的质量分布的星系团的质量分布的椭圆率可以随距离的集群的中心。虽然这种质量分布并不能使弱透镜数据区分CDM和SIDM与集群形状（在小半径的椭圆率是弱透镜约束不良），它可能是有用的，当建模结合集群的强和弱引力透镜。
2022-10-24 astro-ph.CO
The shape of relaxed galaxy clusters and the public release of a HST shape measurement code, pyRRG
我们研究了八个动态松弛的星系团的形状与哈勃太空望远镜和钱德拉X射线天文台观测。利用强、弱引力透镜、布里渊星系团的形状和X射线等照度线，研究了四种不同半径的星系团晕的椭圆率。我们发现，代理探测的内部区域的集群是强烈耦合的BCG形状与预测的形状由强引力透镜和X射线等照度线。相反，我们发现没有这样的形状之间的相关性预测的弱透镜和其他三个探针之间的任何耦合的内部和外部区域是弱的。我们还在本文中公开发布了HST弱透镜形状测量代码pyRRG，可直接从PyPi（https：//pypi.org/project/pyRRG/）获得。这段基于Rhodes et al.（2000）的python3.7代码采用了一个基于随机森林的自动化恒星-星系分类器，并输出了科学上有用的产品，例如适用于质量映射算法Lentool的弱透镜星表。
2019-11-20 astro-ph.CO
Measuring the Thermal Sunyaev-Zel'dovich Effect Through the Cross Correlation of Planck and WMAP Maps with ROSAT Galaxy Cluster Catalogs
我们测量的热Sunyaev-Zel'dovich效应在普朗克和WMAP地图和基于ROSAT的X射线集群地图之间的显着相关性。我们使用100，143和343 GHz的普朗克地图和WMAP 94 GHz的地图，以获得这个集群的交叉频谱。我们检查我们的测量污染的尘埃星系使用的互相关与220，545和843 GHz的普朗克地图。我们的测量产生了直接表征的集群功率谱在很宽的角度尺度，这是符合大型宇宙学模拟。该信号的幅度取决于决定结构增长的宇宙学参数（σ_8和Ω_M），在多极（ell）~ 1000附近的尺度分别为σ_8 ^7.4和Ω_M ^1.9。我们将互功率谱中的σ_8和Ω_M约束为σ_8（Ω_M/0.30）^0.26 = 0.8 +/- 0.02。由于该互谱在σ_8和Ω_M平面上产生了一个紧约束，所以σ_8约束的误差将主要受到外部约束的不确定性的限制。未来的星团目录，如来自eRosita和LSST的星团目录，以及对星团的多波长观测，将提高这种交叉光谱测量的约束能力。原则上，这种分析可以推广到σ_8和Ω_M之外，以约束暗能量或中微子质量之和。
2013-09-12 astro-ph.CO
Measuring the neutrino mass from future wide galaxy cluster catalogues
我们目前的预测误差范围广泛的宇宙学参数从未来的广场欧几里德类调查的光度星系团目录。我们特别关注的总中微子质量的约束组合的星系团数计数和关联函数。对于后者，我们只考虑形状信息和重子声学振荡（BAO），而边缘化的频谱振幅和红移空间失真。除了标准LCDM+nu模型的宇宙学参数外，我们还考虑了一个非零曲率和两个描述暗能量状态方程红移演化的参数。为了完整性，我们还边缘化了一组“滋扰”参数，代表集群质量确定的不确定性。我们发现，集群计数与功率谱信息相结合，大大提高了约束力的每个探头单独采取，宇宙学参数的误差减少了一个数量级。特别是，最好的改进是用于定义暗能量的动态演化的参数，其中簇计数打破简并。此外，中微子质量的误差在σ（M_v）\sim 0.9 eV的水平上，与目前Ly-alpha森林测量和非平坦宇宙框架下的宇宙微波背景（CMB）数据的结果相当。进一步采用普朗克先验和减少自由参数的数量到LCDM+nu宇宙学允许对σ（M_v）\sim 0.08 eV的总中微子质量施加限制，接近中微子振荡实验所强制的下限。[删节]
2012-02-20 astro-ph.CO
Measuring the Galaxy Cluster Bulk Flow from WMAP data
我们在WMAP~7年的观测资料中寻找了星系团的整体运动。我们隔离的动力学Sunyaev-Zeldovich（SZ）信号通过过滤WMAP的Q，V和W波段图与多频率匹配滤波器，利用动力学SZ信号的空间特性，以优化检测。我们尝试两个过滤器：不具有光谱依赖性的滤波器，以及利用动力学和热SZ信号的光谱特性来去除热SZ偏置的滤波器。我们测量了736个ROSAT观测到的星系团位置上的SZ信号的振子和偶极球谐系数，以及$\ell=2-5$模式。我们没有发现显着的权力，在这些多极与任何过滤器的动力学SZ信号，符合$Λ$ CDM预测。我们的限值比声称的~ \citet{2009ApJ...691.1479K}的整体流量检测灵敏度高~ 3倍。使用模拟，我们估计，在我们的匹配滤波器过滤的地图，没有光谱依赖性有一个热SZ偶极子，将被错误地测量为一个整体运动的$\sim \! 2000-4000$公里/秒。对于WMAP数据，用无偏滤波器获得的信噪比几乎低一个数量级。
2011-06-18 astro-ph.CO
Measuring the escape velocity and mass profiles of galaxy clusters beyond their virial radius
焦散线技术仅使用星系红移来测量星系团的逃逸速度和质量分布，这些星系团的质心距离远远超过维里半径，那里的动力学平衡不一定成立。我们提供了一个详细的描述这种技术，并分析其可能的系统误差。我们将焦散技术应用于从Lambda CDM宇宙的宇宙学流体动力学模拟中提取的质量为M_200>=10^{14}h^{-1} M_sun的星系团。在星系团内，每平方移动几十兆秒差距的红移，平均而言，焦散技术恢复星系团的逃逸速度的轮廓，精度超过10%，直到r~4 r_200。焦散线技术还可以在（0.6-4）r_200范围内以优于10%的准确度恢复质量分布，但在较小半径处它高估了质量高达70%。这种高估是忽略填充函数F_beta（r）的径向依赖性的结果。当半径从r~0.1 r_200增加到~4 r_200时，单个逃逸速度曲线的1-sigma不确定性从~ 20%增加到~ 50%。在径向范围（0.6-4）r_200内，单个质量曲线的1-sigma不确定度在40%至80%之间。我们表明，这些不确定性的幅度是完全由于球对称的假设，这是很难下降。或者，我们可以将该技术应用于通过堆叠单个簇而获得的合成簇：在这种情况下，逃逸速度曲线上的1-sigma不确定性小于20%，达到4 r_200。因此，焦散线技术提供了可靠的平均轮廓，其延伸到用其他技术难以或不可能探测的区域。
2010-11-01 astro-ph.CO
The Chandra Strong Lens Sample: Measuring the Dynamical States and Relaxation Fraction of a Sample of 28 Strong Lensing Selected Galaxy Clusters
University of Cincinnati（辛辛那提大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；STAR Institute（STAR研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；University of Washington（华盛顿大学）
本研究基于钱德拉X射线数据结合HST成像，对SGAS的28个强透镜选星系团开展动力学状态分类，测得其弛豫比例为43%±9%，证实该类样本与其他选法星系团动力学特性平均一致。
2025-11-16 astro-ph.CO
The three-dimensional shapes of the galaxy cluster intracluster medium in eRASS1
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）
利用eRASS1巡天中3254个星系团的椭圆度分布，通过立体学方法推断出最可能的三维形状为长椭球，轴比(l,w)=(1.51±0.27,1.17±0.27)，为宇宙学和弱引力透镜研究提供先验。
2026-06-18 astro-ph.CO
Measuring Gravitational Redshifts in Galaxy Clusters
Wojtak { \it et al}在红移空间中叠加了来自SDSS调查的7，800个星团。他们发现，相对于最亮的星系团星系，星系团星系的净蓝移很小，这与GR. Zhao { \it et al.}已经指出，除了引力红移之外，人们还期望看到横向多普勒（TD）红移，并且这两种效应通常具有相同的量级。在这里，我们表明，还有其他的修正，也是相同的数量级。我们在过去的光锥上观察星系的事实导致了一种偏差，使得在星系团的框架中，更多的星系远离我们而不是向我们移动。这导致观测到的平均红移为$\langle δz \rangle = -\langle Φ\rangle + \langle β^2 \rangle / 2 + \langle β_x^2 \rangle$，其中$β_x$是视线速度。也就是说，如果我们对具有相同权重的星系进行平均。如果每个星系团中的星系都被它们的注量加权，或者等价地，如果我们不分辨运动的源，并且对每个光子给予相等的权重，对平均红移进行平均，那么观测到的红移就与通常的横向多普勒效应相反。在WHH实验中，由于光谱样品中包含物的通量限制，加权是一个阶梯函数，其结果也是不同的，并取决于光度函数和星系的SED的细节。包括这些效应实质上修改了蓝移曲线。我们表明，在相关范围内的碰撞参量，但变得重要的更大的尺度上的下降和流出有非常小的影响。
2013-07-24 astro-ph.CO
Intrinsic galaxy shapes and alignments I: Measuring and modelling COSMOS intrinsic galaxy ellipticities
星系图像的椭圆率的统计特性取决于星系如何形成和演化，因此限制了星系形态的模型，这是消除宇宙学弱透镜测量的内在对准污染以及校准弱透镜形状测量的关键。我们基于千禧年模拟的晕属性构建了这样的模型，并将它们与来自COSMOS巡天的90，000个星系样本进行了比较，涵盖了三十年的光度和红移z=2。针对点扩散函数拖尾、伪图像失真和测量噪声的影响，对椭圆度测量进行校正。将星系分为早期、晚期和不规则类型，我们发现早期型星系的内禀椭圆率色散比晚期型星系低两个因子。没有一个样本显示出红移演化的证据，而晚型星系的椭圆度色散在亮端的绝对星等上有很强的比例关系。基于模拟的模型再现的主要特征的内在椭圆率分布，虽然模型票价最好取决于星系样本的选择标准。我们观察到更少的接近圆形晚型星系图像的宇宙比预期的随机取向的圆形厚盘的样本，并讨论这种赤字的可能解释。
2013-05-27 astro-ph.CO
Measuring the redshift dependence of the CMB monopole temperature with PLANCK data
利用星系团引起的热Sunyaev-Zeldovich各向异性，研究了普朗克数据约束宇宙微波背景黑体温度偏离绝热演化的能力.我们考虑两种类型的数据集：宇宙学信号被删除的时间有序信息或从最终的地图中删除;和两个不同的统计估计，基于温度各向异性在两个不同的频率的比率，并在一个适合的频谱变化的集群信号与频率。为了测试系统学，我们从发射前普朗克天空模型中的水模拟中绘制的集群构建了一个模板。我们证明，使用专有的目录的X射线选定的集群测量的红移，电子密度和X射线温度，我们可以约束偏差的绝热演化，测量的参数$α$的红移标度$T(z)=T_0(1+z)^{1-α}$，与$σ_α=0.011$的准确性在最佳的情况下，与$σ_α=0.016$为一个不太理想的情况下。这些结果比使用类星体谱线进行的类似测量提高了2-3倍，比使用较小的星团样本的早期结果提高了6-20倍。
2012-03-08 astro-ph.CO
The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury III. Measuring Ages and Masses of Partially Resolved Stellar Clusters
当从低质量星团（小于~10^4太阳质量）的积分颜色推断时，星团的表观年龄和质量会受到恒星初始质量函数的随机采样的强烈影响。我们使用模拟的星团表明，这些影响最小化时，最明亮的，快速发展的恒星在一个集群可以解决，和光线较暗，更多的未解决的恒星可以单独分析。当比较来自亮度较低的星系团成员的光与未解析光的模型时，可以获得比在假设初始质量函数完全填充的情况下分析来自整个星系团的集成光时更准确的年龄估计。我们展示了这种技术的成功，首先使用模拟集群，然后与一个星团在M31。这种方法代表了一种方法占离散，随机抽样的恒星初始质量函数在质量较小的集群，并可以利用在整个本地集团和其他附近星系的集群的研究。
2012-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the X-ray luminosities of SDSS DR7 clusters from RASS
我们使用ROSAT全天巡天（RASS）的宽带X射线图像和SDSS DR 7确定的光学星团估计周围的X射线光度$\sim 65,000$候选团与质量$\ga 10^{13}\msunh$基于光学X射线（OTX）代码，我们开发的。我们得到了每个星系团的X射线光度星表。这个星表包含817个星团（473个在红移$z\le 0.12$），用$S/N> 3$进行X射线探测。我们发现这些X射线星系团的$65\%$的最大质量的成员位于附近的X射线通量峰，其余的$35\%$，最大质量的星系是分离的X射线峰，与分离的分布如下预期从NFW配置文件。我们研究了这些X射线团的光学性质和X射线性质之间的一些相关性，发现：团的X射线光度与团的恒星质量（光度）、中心星系的恒星质量（光度）和晕的质量都有相关性，但这些相关性的离散性很大。通过比较具有相似晕质量但具有不同X射线光度的X射线星系团的性质，我们发现质量为$\ga 10^{14}\msunh$的大质量晕在X射线较亮时含有较大比例的红色卫星星系。...包含成员星系的光学性质和X射线光度的星系团目录可在{ \it http：//gax.tag.ac.cn/data/Group.html}上获得。
2013-12-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The clustering of massive Primordial Black Holes as Dark Matter: measuring their mass distribution with Advanced LIGO
高级LIGO最近探测到的引力波（GW）来自一个二元黑洞系统的合并，这对大质量原始黑洞（PBH）的合并速率设置了新的限制，这些黑洞可能是宇宙中暗物质的重要组成部分，甚至是全部。aligo为确定这种大规模PBH的分布和聚集开辟了道路。如果PBH星系团的密度与在超暗矮星系中观察到的密度相似，我们发现合并率与aLIGO的预期相当。大质量PBH暗物质预测了数千个矮星系的存在，这些矮星系由于气体吸积到PBH上而不太可能形成恒星，这可能会为丢失的卫星和太大而不能倒的问题提供解决方案。最后，我们研究了使用aLIGO和未来的GW天线测量PBH的丰度和质量分布的可能性，测量范围为[5 - 200] Msun至10%的精度。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
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
Measuring galaxy cluster mass profiles into the low acceleration regime with galaxy kinematics
本研究利用星系运动学探测10个HIFLUGCS星系团的动力学质量轮廓，通过求解球对称金斯方程缓解质量-速度各向异性简并，发现非弛豫星系团质量比流体静力学质量平均高50%，且星系团偏离星系定义的径向加速度关系。
2023-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The probability distribution of 3-D shapes of galaxy clusters from 2-D X-ray images
本文提出了一种利用体视学方法从二维图像确定星系团三维形状概率分布的新方法。与传统的方法结合不同的数据集（如X射线，Sunyaev-Zeldovich效应和透镜），以适应每个星系团的3-D模型，我们的方法只需要一个单一的数据集，如X射线观测或Sunyaev-Zeldovich效应观测，由足够多的集群。而不是重建一个单独的对象的3-D形状，我们恢复的概率分布函数（PDF）的3-D形状的观测星系团。形状概率密度函数是一个相关的统计量，它可以与理论进行比较，并用于检验宇宙学模型。我们将这种方法应用于公开的\emph{Chandra} X射线数据的89个很好地解决了星系团。假设椭圆形的形状，我们发现，我们的样本的星系团是一个混合体的长和扁球形的形状，与扁率的主轴最可能的比例为1.4：1.3：1的偏好。椭球假设是不是必不可少的，我们的方法是直接适用于非椭球形状。我们的方法是不敏感的径向密度和温度分布的集群。我们的方法是敏感的X射线发射气体从内部到外部区域的形状的变化，我们发现的证据的X射线发射气体的3-D形状的变化与距离的中心。
2021-04-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measuring the dark flow with public X-ray cluster data
我们提出了新的结果"暗流"的偶极子的测量中的特殊速度分布的星系团，应用我们以前提出和发展的方法。我们最新的测量是使用新的，低噪声的7年WMAP数据，以及一个全天空的X射线样本选择星系团完全从出版的目录编译。我们分析的CMB签名的运动学Sunyaev-Zeldovich（SZ）的效果发现一个统计上显着的偶极子在星系团的位置。集群区域外的残余偶极子很小，使我们的整体测量3 - 4西格玛显着。偶极的振幅与簇的性质相关，对于大多数X射线发光的簇，其振幅更大，这是如果信号由SZ效应产生所需要的。由于它是在零色散下测量的，所以偶极子不可能是由于热SZ效应引起的。我们的结果是一致的，我们从5年的WMAP数据和使用专有的集群目录较早获得的。此外，他们是强大的四极删除，证明四极泄漏的信号可以忽略不计。较低的噪音的7年WMAP也使我们能够，第一次，获得初步的经验证实我们早先的猜想，即采用的过滤翻转现实集群的KSZ效应的迹象，从而推导出的流动方向。后者在振幅和方向上与我们先前的测量一致。假设过滤确实翻转了星系团的KSZ效应的符号，这个方向也与使用星系作为较低距离示踪剂的独立工作的结果吻合得很好。我们将从公共数据中推导出的所有地图和集群模板提供给科学界，以便对我们的方法和发现进行独立测试。
2011-03-28 astro-ph.CO gr-qc hep-th
