Mass profiles of Galaxy Clusters from X-ray analysis
S. Ettori, A. Donnarumma, E. Pointecouteau, T. H. Reiprich, S. Giodini, L. Lovisari, R. W. Schmidt
本文综述了重建X射线发光星系团质量分布的方法。我们讨论的局限性和影响这些测量的偏差，以及如何这些质量配置文件可以用作宇宙学代理。
We review the methods adopted to reconstruct the mass profiles in X-ray luminous galaxy clusters. We discuss the limitations and the biases affecting these measurements and how these mass profiles can be used as cosmological proxies.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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The Galaxy Number Density Profile of Haloes
本文提出一种新的暗晕星系数密度轮廓模型，以替代NFW轮廓，更准确地描述星系偏向暗晕外围的分布，并通过DARKSAGE模拟和SDSS DR10数据验证其能更好地再现晕占据分布和星系两点相关函数。
Analytical Galaxy Profiles for Photometric and Lensing Analysis
本文引入了一类解析函数族x^ν K_ν（x），其中K_ν是第三类不完全Bessel函数.这类函数可以描述星系的密度分布、投影和积分光分布以及引力势。对于适当的参数选择，这些功能准确地近似Sersic函数的指数范围内，是很好的适合星系光剖面。加上一个与星系核心半径相对应的额外参数，这些函数可以将像M87这样的星系的半径拟合到100，000倍。与Sersic轮廓不同，这些函数具有简单的解析二维和三维傅立叶变换，因此它们很容易与空间变化的点扩散函数卷积，并且非常适合于光度和透镜分析。我们使用这些功能来估计看到的透镜测量的影响，并表明，高S/N测量，即使当PSF大于星系有效半径，应该能够恢复准确的估计透镜失真的加权光在外部等照度线的影响较小看到。
Measurement of the halo bias from stacked shear profiles of galaxy clusters
我们提出的观测证据的2-halo项的堆叠剪切剖面的约1200个光学选择的星系团的基础上成像数据和公共剪切目录从CFHTLenS。我们发现晕偏置是对星系团周围物质相关分布的一种度量，它与星系团质量具有振幅和相关性，这与基于LCDM标准宇宙学模型的预言非常吻合.质量浓度关系是平坦的，但高于理论预测。我们还证实了星系团的光学丰度与其质量之间密切的标度关系。
Galaxy cluster outskirts: a universal entropy profile for relaxed clusters?
我们适合一个通用的ICM熵配置文件的函数形式的X射线星系团郊区的结果，这是所有放松的冷核心团在红移低于0.25的目录的缩放熵配置文件。我们还研究了Lapi等人和Cavaliere等人提出的函数形式，用于郊区熵分布的行为，并发现它在0.3r200之外很好地拟合了数据。我们强调了观测结果与Burns等人的数值模拟结果之间的郊区熵分布行为的差异，并表明Nagai & Lau计算的由于气体成团而导致的熵分布平坦化不足以与观测结果相匹配，这表明气体成团不能单独对星团外围的所有熵分布平坦化负责。与朱雀发现的熵分布与ROSAT，XMM牛顿和普朗克的结果是一致的。
A Semi-Parametric Approach to Fitting Gas Pressure Profiles of Galaxy Clusters
提出一种基于节点的半参数方法以克服gNFW参数简并，并利用Planck后发座数据和贝叶斯分析确定其最优五节点气体压力分布。
Stirred, not Clumped: Evolution of Temperature Profiles in the Outskirts of Galaxy Clusters
最近对团内介质（ICM）的统计X射线测量表明，星系团外围的气体温度分布偏离了自相似演化。使用质量有限的样本的星系团从宇宙流体动力学模拟，我们表明，偏离自相似性可以解释由非热气体运动驱动的合并和吸积。与以前的说法相反，气体亚结构在星系团外围的温度演化中只起很小的作用。在自相似标度中仔细选择晕圈过密度定义减轻了这些偏离。我们的工作突出了非热气体运动在ICM演化中的重要性，以及星系团作为宇宙学探测器的应用。
Simulating Galaxy Clusters
这篇星系团模拟的教学评论是基于2008年恩里科费米暑期学校题为“星系团的天体物理学“的三个讲座。内容包括标准宇宙学框架、线性区域中微扰的增长、非线性微扰增长的分析模型、星系团人口统计、维里标度关系、数值方法概述、星系团中气体的模拟、绝热星系团的基本结果（圣巴巴拉星系团比较项目），附加物理的影响，星系团建模的最新进展（Galcons，湍流，AGN喷流，集群范围的B场），模拟统计样本和光锥，和模拟SZE调查。
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。
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。
Mass Accretion and its Effects on the Self-Similarity of Gas Profiles in the Outskirts of Galaxy Clusters
星系团表现出显著的自相似行为，使我们能够建立简单的可观测量和星系团质量之间的标度关系，使星系团有用的宇宙学探针。最近的X射线观测表明，自相似性可能在星系团的外围被打破。在这项工作中，我们分析了一个质量有限的样本的大质量星系团的Omega 500宇宙流体动力学模拟调查的自相似性的漫射X射线发射的星系团内介质（ICM）在外围的星系团。我们发现，外部ICM配置文件的自相似性是更好地保存，如果他们是相对于宇宙的平均密度归一化，而内部配置文件是更自相似的使用临界密度归一化时。而星系团外围的ICM轮廓和吸积激波的位置对星系团的质量吸积速率很敏感，这导致了星系团外围自相似性的明显破缺。我们还发现在星系团的陷落区，碰撞气体并不完全遵循无碰撞暗物质的分布，导致气体与暗物质密度比偏离宇宙平均值10%。我们的研究结果对解释X射线观测的星系团和通过Sunyaev-Zel'dovich效应及其在星系团宇宙学中的应用具有一定的意义。
The diverse density profiles of galaxy clusters with self-interacting dark matter plus baryons
我们首次模拟了具有自相互作用暗物质和重子物理的星系团（M_200 > 10 ^14 Msun）。它们在暗物质和恒星密度剖面上表现出比无碰撞暗物质（CDM）模拟中的对应物更大的多样性，CDM是由暗物质自相互作用和重子物理之间复杂的相互作用产生的。尽管在形成历史的变化，我们表明，分析牛仔裤模型预测的SIDM密度分布非常好，和不同的性质的晕可以理解的不同的最终重子分布。
Galaxy Cluster Pressure Profiles as Determined by Sunyaev Zel'dovich Effect Observations with MUSTANG and Bolocam I: Joint Analysis Technique
我们提出了一种技术来约束星系团的压力分布的联合拟合Sunyaev-Zel'dovich效应（SZE）数据获得的MUSTANG和Bolocam的集群Abell 1835和MACS 0647。Bolocam和Mustang探测不同的角度尺度，因此具有高度互补性。我们发现，除了高分辨率MUSTANG数据可以改善相对于那些来自单独从Bolocam的压力剖面参数的约束。在Abell 1835和MACS 0647中，当$α$和$β$分别被约束为0.86和4.67时，我们分别找到了$γ= 0.36_{-0.21}^{+0.33}$和$γ= 0.38_{-0.25}^{+0.20}$的gNFW内斜率。拟合的SZE压力分布与X射线导出的压力分布吻合得很好。
Unifying cluster and galaxy cosmology analyses using the galaxy-halo connection
本文提出一种基于模拟的统一框架，利用星系-暗物质晕关联来统一建模星系和星系团的统计量，从而提高宇宙学参数的约束精度。
Studying Inter-Cluster Galaxy Filaments Through Stacking GMBCG Galaxy Cluster Pairs
本文提出了一种通过将星系群堆积在成对的星系团之间来研究暗条中星系光度特性的方法。利用Sloan数字巡天数据，该方法可以探测到星系团间暗条星系的过密度，其显著性为$\sim 5 σ$到$z=0.40$。利用这种方法，我们研究了暗条星系的$g-r$颜色和光度分布随红移的变化。与预期一致，丝状星系的颜色分布是双峰的，并且包含比星团更大的蓝色星系群。丝状星系通常也比团星系暗。更有趣的是，观测到的暗条数量似乎在$0.12<z<0.40$处表现出红移演化：蓝星系比例在更高的红移处有增加的趋势：暗条的“屠夫奥姆勒效应”。我们测试所观察到的灯丝密度的集群对的丰富度的依赖性：更丰富的集群连接密度较高的灯丝。我们还测试了空间依赖性的灯丝星系过密：这个数量减少时，远离集群对之间的集群间的轴。这种方法提供了一种经济的方法来探测丝状星系的光度特性，并应证明对即将到来的项目，如暗能量调查有用。
Galaxy Zoo: an unusual new class of galaxy cluster
我们已经确定了一个新的类别的星系团使用的数据从银河动物园项目。这些星团很罕见，因此尽管它们有着不同寻常的特性，但以前显然没有被注意到。当考虑到它们的组成星系的形态特征时，它们显得特别反常。因此，它们的识别取决于对大量星系的目视检查，这一壮举直到最近才由银河动物园和斯隆数字巡天计划一起实现。我们提出了我们的集群样本的基本属性，并讨论可能的形成方案和宇宙学的影响。
Testing phenomenological and theoretical models of dark matter density profiles with galaxy clusters
我们使用Umetsu等人的4个高质量（M >~10^{15}Msun）星系团在z ~ 0.3附近的叠加引力透镜质量分布来拟合暗物质分布的唯象模型[Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Sérsic，Stadel，Baltz-Marshall-Oguri（BMO）和Hernquist]和理论模型（非奇异等温球，DARKexp和Kang & He）的密度分布。我们占大尺度结构的影响，包括在分析中的2-晕项。我们发现，BMO模型提供了对数据的最佳拟合，这是通过约化卡方来衡量的^[2]。其次是Stadel轮廓，广义NFW轮廓与自由内斜率和Einasto轮廓。NFW模型提供了最好的拟合，如果我们忽略2-halo项，在协议的结果从Umetsu等人。在理论配置文件中，DARKexp模型与一个单一的形式参数具有最好的性能，非常接近的BMO配置文件。这可能表明这个理论模型和暗物质晕现象之间的联系，揭示了从数值模拟中出现的经验配置文件的动力学基础。
Quantifying galaxy shapes: Sersiclets and beyond
参数化星系形态是一项具有挑战性的任务，例如，在弱透镜的剪切测量或星系演化的研究中。形态的巨大变化需要高度灵活的方法，例如，考虑到方位角结构。我们重温的方法，星系形态被分解成基函数的基础上的Sersic配置文件。这种方法是合理的事实，Sersic的轮廓是一阶泰勒展开的任何真正的光分布。我们表明，sersiclets克服了造型失败的shapelets。然而，sersiclets暗示了光剖面的陡度和方位角结构的空间尺度之间的非物理关系，这不符合真实的星系形态，因此可能导致建模失败。此外，我们表明，sersiclet是容易采样不足，这限制了sersiclet建模高分辨率的星系图像。通过分析Great08挑战赛的数据，我们证明了sersiclets不应该用于弱透镜研究。我们的结论是，虽然sersiclet的方法似乎非常有前途的第一眼看，它遭受的概念和实际问题，严重限制了它的实用性。泰勒展开中的高阶项可以增强Sersic轮廓，这可以大大改善星系图像的模型重建。如果orthonormalised，这些高阶配置文件可以克服的问题，同时保持其数学理由的sersiclets。
Cosmological Constraints from Galaxy Clustering and the Mass-to-Number Ratio of Galaxy Clusters: Marginalizing over the Physics of Galaxy Formation
许多获得宇宙学约束的方法都依赖于星系和暗物质之间的联系。然而，星系的分布依赖于它们的形成和演化以及宇宙学模型，星系形成仍然不是一个很好的约束过程。因此，使用星系作为暗物质示踪剂来探测宇宙学的方法必须能够在不事先知道星系形成细节的情况下准确地估计宇宙学参数。我们应用这种推理的方法获得$Ω_m$和$σ_8$星系团结合质量与数量比的星系团。为了测试这种方法的灵敏度变化，由于星系形成，我们考虑了几种不同的模型应用于同一宇宙学暗物质模拟。然后，使用每个模型中的观测值估计宇宙学参数，边缘化晕占据分布（HOD）的参数。我们发现，在模型中的星系可以很好地表示由一个参数化的HOD，这种方法可以成功地提取所需的宇宙学参数范围广泛的星系形成处方。
Impact of the mean pressure profile of galaxy clusters on the cosmological constraints from the $Planck$ tSZ power spectrum
基于通过Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应观测到的星系团调查的宇宙学分析强烈依赖于星系团人口的平均压力分布。目前的紧张局势之间的宇宙学约束的CMB的主要各向异性的分析和那些从集团丰富的SZ调查。这种差异可能是由流体静力学偏差参数的错误估计来解释的，该参数将流体静力学质量与星系团的真实质量联系起来。然而，平均压力分布的振幅和形状的变化也可以解释这种张力的一部分。我们分析的影响，修改此配置文件的$σ_8$和$Ω_m$参数的约束，通过分析的SZ功率谱测量的$Planck$合作。我们选择了两个平均压力分布，分别低于和高于$Planck$从附近的星系团的观察。这两个轮廓的参数的选择是基于目前的估计的压力和气体质量分数的轮廓分布在低红移。这两个配置文件中发现的宇宙学参数是显着不同的$Planck$压力配置文件中获得的。我们得出结论，平均归一化压力曲线幅度的${\sim}15\%$降低将缓解在CMB和聚类分析中观察到的$σ_8$和$Ω_m$约束之间的张力，而不需要质量偏差参数的极值。
Towards Quantifying the Impact of Triaxiality on Optical Signatures of Galaxy Clusters: Weak Lensing and Galaxy Distributions
该研究利用DES和DECaLS中数千个近弛豫星系团，以中央星系方位角指示三轴取向，测量沿长短轴的弱透镜与星系密度剖面，量化三轴性对星系团光学信号的影响。
We present \textsc{MG-MAMPOSSt}, a license-free code to constrain modified gravity models by reconstructing the mass profile of galaxy clusters with the kinematics of the cluster's member galaxies. We describe the main features of the code and we show the capability of the method when the kinematic information is combined with lensing data. We discuss recent results and forecasts on two classes of models currently implemented in the code, characterized by different screening mechanisms, namely, chameleon and Vainshtein screening. We further explore the impact of possible systematics in view of…
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。
Ram pressure profiles in galaxy groups and clusters
利用一种混合方法，结合无辐射流体动力学模拟与半解析模型的星系形成，我们确定的冲压压力的函数的星系经历的晕的维里质量12.5 <= log（M_200 h/M_Sun）< 15.35，红移0 <= z <= 3。冲压压力的计算采用自洽方法，该方法利用模拟气体粒子来获得星系际介质的性质。所获得的冲压压力分布可以很好地描述的β轮廓模型，与参数依赖于红移和晕维里质量在一个简单的方式。这里提供的拟合公式将被证明是有用的，包括冲压压力的影响到半解析模型的基础上缺乏气体物理的方法，如暗物质的模拟或Press-Schechter形式主义。
The evolution of mass profiles of galaxy clusters
我们确定了星系团在两个不同红移下的平均质量分布，并将其演化与宇宙学模型的预测进行了比较。我们使用两个样本的星系团跨越类似的（进化校正）质量范围在不同的红移。低红移（z ~ 0.0-0.1）星系团的样本是从ESO近区阿贝尔星系团巡天（ENACS）星表中提取的。高红移（z ~ 0.4-0.8）星团的样本主要来自ESO远距离星团巡天（EDisCS）。我们确定这两个集群样本的平均质量配置文件通过求解流体静力平衡的Jeans方程，使用星系作为示踪剂。通过使用两个集群星系人口，其特征在于存在和，分别，没有发射线在其光谱（“ELG”和“nELG”以下），我们能够部分打破质量剖面轨道各向异性简并。我们发现，质量配置文件的附近和遥远的集群是合理的纳瓦罗，弗伦克和怀特（NFW）模型拟合。NFW浓度参数的最佳拟合值与宇宙学数值模拟所预测的一样;团簇质量密度分布随着时间的推移变得更加集中。nELG的数量-密度分布的演变在相反的意义上进行，随着时间的推移变得不那么集中。在我们的分析中，我们还恢复nELG和ELG的轨道各向异性。我们发现，在低z集群nELG遵循几乎各向同性的轨道和ELG有更多的径向拉长的轨道。在高z星系团中，nELG和ELG都遵循径向伸长的轨道。我们讨论了这些结果的预测长期质量增长的星系团和ELGs到nELGs的转换。
Constraints on radio source clustering towards galaxy clusters: application for cm-wavelength simulations of blind sky surveys
我们使用NVSS点源星表对$Planck$选择的星系团约束射电源聚类。该约束可用于生成逼真的Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）模拟，并用于预测可检测的集群计数和量化无线电调查中的源混淆。
Entropy is an advantageous diagnostics to study the thermodynamic history of the intracluster plasma of galaxy clusters. We present the entropy profile of the Abell 2244 galaxy cluster derived both exclusively using X-ray data from the low-background Swift XRT telescope and also using Planck y data. The entropy profile derivation using X-rays only is robust at least to the virial radius because the cluster brightness is large compared to the X-ray background at low energies, temperature is strongly bounded by the lack of cluster X-ray photons at energies kT>3 keV, and the XRT background is low…
The projected gravitational potential of the galaxy cluster MACS~J1206 derived from galaxy kinematics
我们重建了星系团MACS-J1206的投影引力势的径向轮廓从592光谱测量的集群成员的速度。为了做到这一点，我们使用的方法，我们最近开发的Richardson-Lucy反投影算法和反演的球对称的Jeans方程的基础上。我们发现，在不确定性，我们的重建同意非常好，从弱和强引力透镜的潜在的重建，以及从X射线测量获得的潜力。此外，我们的重建是在良好的协议与几个常见的分析轮廓的透镜势。改变Jeans方程中的各向异性参数，我们发现，各向同性参数是小的，$β\lesssim0.2$，或减少与半径产生的潜在的配置文件强烈不同意从引力透镜。如果各向异性参数在$\approx0.5\,\mathrm{Mpc}$内非常陡峭地上升到$β\approx0. 6$，并且在更远的地方保持恒定，那么我们的潜在轮廓与引力透镜轮廓之间达到最佳一致。
Weighing Galaxy Clusters with Gas. II. On the Origin of Hydrostatic Mass Bias in LambdaCDM Galaxy Clusters
使用星系团作为宇宙学探测器取决于我们准确和高精度测量它们质量的能力。流体静力学质量是估算单个星系团质量的最常用方法之一，但由于偏离流体静力学平衡而存在偏差。使用一个大的，质量有限的样本的大规模的星系团从高分辨率流体动力学宇宙学模拟，在这项工作中，我们表明，除了湍流和散装气体速度，气体加速介绍了偏见的流体静力学质量估计的星系团。在非松弛集群中，加速偏置是由于合并引起的湍流和散装气体运动的非热压力的偏见。在松弛的团簇中，由于加速引起的平均质量偏差很小（<3%），但质量偏差的分散可以通过考虑气体加速来减少。此外，这种加速偏差在高红移星系团的外围更大，那里的合并更频繁，星系团的吸积更快。由于气体加速度不能直接观测到，它引入了一个不可约的偏差流体静力学质量的估计。这种加速偏差限制了我们从未来的X射线和微波观测中恢复星系团质量的能力。我们讨论了基于X射线、Sunyaev-Zeldovich效应和引力透镜观测的星系团质量估计及其对星系团宇宙学的影响。
Galaxy clusters exhibit a rich morphology during the early and intermediate stages of mass assembly, especially beyond their boundary. A classification scheme based on shapefinders deduced from the Minkowski functionals is examined to fully account for the morphological diversity of galaxy clusters, including relaxed and merging clusters, clusters fed by filamentary structures, and cluster-pair bridges. These configurations are conveniently treated with idealised geometric models and analytical formulae, some of which are novel. Examples from CLASH and LC$^2$ clusters and observed cluster-pair…
Galaxy subgroups in galaxy clusters
星系团作为同一个陨晕的一部分落入星系团中，由于它们有共同的起源，因此可以保持相关性。N-body模拟被用来研究星系团中这些星系亚群的性质，包括它们的丰度和普遍性。发现了大于等于8个星系的所有子群的大小、密度和速度色散，并与主星系团的大小、密度和速度色散进行了比较。最大的星系群提供了一个星系团中的首选方向，并与星系团中的其他首选方向进行比较。在集群质量测量（通过五个观测），沿~ 96视线的散射，比较视线的关系，这个首选的方向：在集群速度分散测量散射显示最强的相关性。Dressler-Shectman检验（Dressler & Shectman 1988）应用于这些聚类，以查看其识别的子结构是否与这些子组相关。任何特定视线的结果看起来都是嘈杂的;然而，具有较大子组的聚类往往具有较高的视线分数，其中测试检测到子结构。
Clues on void evolution II: Measuring density and velocity profiles on SDSS galaxy redshift space distortions
利用空-星系交叉关联函数的红移-空间畸变，分析了不同环境中空的动力学行为。我们计算了斯隆数字巡天（SDSS）中的空-星系交叉关联函数，它是根据视线上的距离和投影到天空中的距离计算的。我们分析的互相关等密度水平上的失真，我们发现各向异性等值线与膨胀的大空隙，顺利上升的密度分布和崩溃的小空隙与周围的过密壳一致。基于引力坍缩理论的线性化方法，我们建立了空-星系红移空间交叉关联函数的参数模型。我们表明，该模型可以用来成功地恢复底层的速度和密度分布的红移空间样品的空洞。通过将这种技术应用于实际数据，我们确认了空隙动力学的双重性质：大空隙通常处于膨胀阶段，而小空隙往往被过密和塌陷区域所包围。这些结果是从SDSS分光星系表和半解析模拟星系表中得到的，从而支持了标准LCDM模型再现大尺度结构和动力学的可行性。
Dark matter phenomenology of high speed galaxy cluster collisions
本文对存在弱自相互作用暗物质的高速星系团碰撞中可能的碰撞后质量分布进行了一般的计算分析。使用这种分析，我们表明，弱自散射暗物质可以赋予微妙的，但可测量的功能，碰撞星系团的质量分布，即使没有显着中断碰撞星系团本身的暗物质晕。最深刻的此类证据被发现存在于暗物质晕分布的尾部，在碰撞的星系团之间的空间中。在我们的模拟中，这一特征表现为散射的暗物质的壳层与传出的原始星系团对齐膨胀，在距离碰撞中心很远的地方和高达$90^\circ$的大散射角处，对投影质量分布贡献了显著的密度。我们的模拟表明，碰撞总质量的20%可能会沉积到这样的结构中，而不会对主要的星系团造成明显的破坏。然而，在纯粹的引力高速星系团碰撞中，大散射角下的这种结构是被禁止的。在真实的碰撞星系团中令人信服地识别出这样的结构将是暗物质自相互作用本质的明确指示。我们的发现可以解释最近在对碰撞星系团CL 0024 +017的质量分布进行长距离重建时发现的暗物质环特征。
Unveiling the 3D temperature structure of galaxy clusters by means of the thermal SZ effect
Sunyaev-Zel'dovich（以下简称SZ）效应是推导星系团气体温度的一个很有前途的工具。球对称气体分布的近似通常用于确定星系团的温度结构，但这种近似不能正确描述合并的星系团。到目前为止所使用的方法，不假设球对称分布，使我们能够获得合并星系团的二维温度图。本文提出了一种求取沿视线方向温度标准差和温度方差的方法，使我们能够利用热SZ效应分析星系团的三维温度结构。我们还提出了一种方法来揭示合并冲击波的星系团通过分析存在的温度不均匀性沿视线。
The Density Profiles of Massive, Relaxed Galaxy Clusters. II. Separating Luminous and Dark Matter in Cluster Cores
我们提出了恒星和暗物质（DM）的密度分布的样本7个大规模的，放松的星系团来自强和弱的引力透镜和解决恒星运动学观测内位于中心的最亮的星系团（BCGs）。在该系列的论文I中，我们证明了从这些半径跨越30年的数据中得出的总密度分布与半径>~ 5-10 kpc的仅DM数值模拟一致，尽管核心中的恒星物质做出了显着贡献。在这里，我们将这些星团的内部质量分布分解为恒星和暗成分。将DM密度分布参数化为小尺度上的幂律rho_DM ~ r^{-β}，我们发现平均斜率<β> = 0.50 +- 0.10（随机）+0.14-0.13（系统）。或者，取心Navarro-Frenk-White（NFW）剖面（<log r_core/kpc> = 1.14 +- 0.13（随机）+0.14-0.22（系统））也提供了同样良好的描述。这些密度分布在半径<~ 30 kpc处比典型的NFW模型要浅得多，与BCGs的有效半径相当。内DM配置文件与BCG中的恒星分布相关，表明内晕与中央星系中的恒星集合体之间存在联系。如果采用Salpeter初始质量函数，则由透镜效应和恒星动力学推导的恒星质光比与由恒星星族合成模型推导的结果一致。我们将这些结果与描述星系团核心中重子和DM之间相互作用的理论进行比较，包括绝热收缩模型和星系合并和活动星系核反馈的可能影响，并评估可能的替代DM候选人的签名。
Cosmic Chronometers: Constraining the Equation of State of Dark Energy. II. A Spectroscopic Catalog of Red Galaxies in Galaxy Clusters
本文给出了用凯克一号望远镜上的LRIS仪器在红移0.17 < z < 0.92范围内获得的24个星系团中（大部分）红星系的光谱表。在这里，我们描述的观测和星系光谱，包括发现的三个cD星系的LINER发射光谱，和光谱发现的四个新的星系星系透镜在集群环境。
Cosmological implications of a modified galaxy cluster pressure profile using the $Planck$ tSZ power spectrum
星系团的平均压力分布是基于通过Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应观测到的星系团的宇宙学分析中的一个关键要素。这一配置文件的形状和幅度的变化可以解释目前观察到的宇宙学约束之间的差异的一部分，从分析的CMB主要各向异性和那些从集群丰度在SZ调查的固定质量偏置参数。通过对$Planck$测量的SZ功率谱的分析，我们研究了平均压力剖面修正的宇宙学意义。我们定义了两个平均压力分布两侧的$Planck$的观测附近的集群。这些配置文件的参数的选择，以确保其兼容性的压力和气体质量分数的分布在低红移观察到的配置文件。我们发现显着的差异，通过使用这两个配置文件，以适应$Planck$ SZ功率谱和以前的分析中发现的宇宙学参数。我们得出结论，平均归一化压力曲线的幅度的${\sim}15\%$减小足以减轻从CMB和聚类分析中观察到的$σ_8$和$Ω_m$的约束之间的差异。
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。
Detecting Galaxy Clusters in the DLS and CARS: a Bayesian Cluster Finder
在当前和未来的巡天中对星系团的探测能够测量质量与光的比率、聚集特性或星系团丰度，从而限制宇宙学参数。提出了一种基于贝叶斯匹配滤波算法的星系团探测新方法。该方法能够确定的位置，红移和丰富的星系团通过最大化的过滤器取决于星系的光度，密度和光度红移结合星系团的先验。我们通过真实的模拟星系目录测试了该算法，揭示了对于z <1.2且丰度大于Λ> 25（Abell丰度> 0）的星系团，检测是100%完整的，纯度为80%。我们将该算法应用于CFHTLS档案研究调查（CARS）数据，使用相同的数据加上非常可能真实的额外集群恢复与先前发布的类似检测。我们还将该算法应用于深透镜巡天（DLS），获得了本次巡天中的第一个光选星系样本。该样本是完整的红移0.7，我们检测到超过780个集群候选红移1.2。最后，我们讨论了以前的弱透镜检测在这次调查和光学检测在两个样本之间的差异。
Fitting functions for a disk-galaxy model with different LCDM-halo profiles
我们提出了一个适应的标准场景的磁盘星系形成的和谐LCDM宇宙学的目的是推导出解析表达式的尺度长度和旋转速度的现今磁盘内形成四个不同的，宇宙学动机原星系暗物质晕密度配置文件。我们调用一个标准的星系形成模型，其中包括维里平衡的球形暗晕，气体冷却过程中的特定角动量守恒，和绝热晕响应的气体流入。中心星盘的平均质量分数和质光比被视为自由参数，其值被调谐到与观测到的星系的大小-光度和圆速度-光度关系的零点相匹配。我们提供了在Einasto r^{1/6}、Hernquist、Burkert和Navarro-Frenk-White暗物质晕中形成的圆盘的特征尺寸和旋转速度的解析公式。这些表达式同时匹配所观察到的零点和斜率的不同的相关性，可以建立在RVL空间的盘星系的星系和恒星形成效率的合理值。
A Simple Physical Model for the Gas Distribution in Galaxy Clusters
星系团的主要重子成分是热气体，其分布通常通过热韧致辐射产生的X射线辐射来探测。由此获得的密度分布传统上用β分布建模，β分布是仅具有三个参数的简单函数。然而，已知该模型不足以表征团簇气体分布的范围，并且试图纠正该缺点通常引入额外的参数以增加拟合灵活性。我们使用宇宙学和物理学的考虑，以获得一个家庭的配置文件的气体比β模型的参数少，但更好地占所观察到的气体分布在很宽的径向间隔。
X-ray Emission and Orientation of Selected PF Galaxy Clusters
在XMM-Newton档案中找到了包含在PF星系团和星系群星表中的35个星系团的X射线对应物。22个（全部来自ACO星表）具有适于确定方位的扩展椭圆X射线晕。计算了位置角和偏心率，并与团簇取向光带进行了比较。
We present a full set of numerical tools to extract Galaxy Cluster pressure profiles from the joint analysis of Planck and South Pole Telescope (SPT) observations. Pressure profiles are powerful tracers of the thermodynamic properties and the internal structure of the clusters. Tracing the pressure over the cosmic times allows to constraints the evolution of the cluster structure and the contribution of astrophysical phenomena. SPT and Planck are complementary to constrain the cluster structure at various spatial scales. The SPT cluster catalogue counts 677 cluster candidates up to redshift 1.…
Near-IR search for lensed supernovae behind galaxy clusters: III. Implications for cluster modeling and cosmology
中等红移的大质量星系团充当引力透镜，可以放大背景星系中发生的超新星（SNe）。我们评估的可能性，使用透镜SNe把约束的质量模型的星系团和哈勃参数在高红移。由于Ia型超新星（SNe Ia）的标准烛光性质，从干预星系团的透镜放大率的观测信息可以用来约束集群质量分布的模型。使用参数化的星系团模型进行统计分析，以调查可能的改善，从透镜Ia星系团的精确建模的星系团A1689和较少约束的集群A2204。通过精确模拟的星系团对SNe的透镜作用，获得了时间延迟测量值，可用于测量哈勃参数。对于A1689的调查，我们估计可检测SNe Ia和多重成像SNe的预期率。的速度色散和核心半径的主要集群潜力表现出很强的相关性与预测的放大率，因此，可以约束在背景星系的超新星Ia的观测。事实证明，这种技术对于已知多图像系统很少的星系团来说尤其强大。从强透镜SNe的时间延迟测量哈勃参数的主要不确定性是由于集群模型的不确定性。对于非常好地模拟的星团A1689，单次时间延迟测量可以用来确定哈勃参数，精度约为10%。我们的结论是，观测的SNe Ia背后的星系团，可以用来改善质量建模的大尺度组成部分的星系团，从而暗物质的分布。由精确模拟的星系团产生的SNe强透镜的时间延迟可以用来测量高红移下的哈勃常数。
Cosmological constraints from the mass accretion rate I: galaxy cluster number count evolution
星系团计数已被证明是一种强有力的宇宙学探测。然而，用星系团数计数建立的宇宙学约束高度依赖于质量-可观测关系的校准。由于星系团的比质量吸积率几乎与质量无关，因此它对质量-可观测关系的标定几乎不敏感。对星系团数计数演化的研究可以在均匀宇宙的背景下探索星系团的质量吸积历史。本文利用相对丰度匹配方法，对$z \in [0.0,0.6[$的星系团质量吸积率进行了推导。然后，我们使用MAR设置宇宙学约束。我们发现这个宇宙学探测器对$σ_8 Ω_{\rm m}^{-0.3} H_0^{-0.2}$敏感，而星系团计数对$σ_8 Ω_{\rm m}^{0.3}$敏感。我们使用了Sunyaev-Zel'dovich源的第二个$Planck$目录，并推导出了$σ_8 Ω_{\rm m}^{-0.3} H_0^{-0.2} = 0.75 \pm 0.06$。这一结果与由星系团数、角功率谱和宇宙微波背景分析得出的宇宙学约束是一致的。因此，MAR是一个关键的宇宙学探测器，可以打破$σ_8$简并，这是不敏感的质量可观测关系的校准，不需要一个参数形式的星系团质量函数。
On the Density profile slope of Clusters of Galaxies
本文将Del Popolo（2012）关于重子-暗物质（DM）相互作用如何塑造矮星系密度分布的研究扩展到星系团。考虑到动力学摩擦、随机和有序角动量以及暗物质晕对重子凝聚的响应，确定了星系团的密度分布。我们发现，只含DM的晕具有Einasto轮廓的特征，并且轮廓随重子含量和随机角动量值的增加而变化。在第一部分的文件中得到的分析结果被应用到研究集群的内部配置文件具有比NFW预测（A611，A383）的斜率平坦或其特征在于与NFW模型（MACS J1423.8+2404，RXJ 1133）的配置文件。利用独立测量的重子分数和典型的自旋参数值$λ\simeq 0.03$，并调整随机角动量，重新得到了上述星系团的质量和密度分布.最后，我们证明了$\simeq 10$ kpc，$M_{b,in}$内部的重子质量与团簇的总质量相关，发现这两个量之间的相关性为$M_{b,in} \propto M_{500}^{0.4}$。
Reconstructing the projected gravitational potential of galaxy clusters from galaxy kinematics
我们发展了一种从观测到的星系团星系的视线速度色散中重建星系团的二维投影引力势的方法。这是第三次打算一系列的文件，旨在一个独特的重建方法，集群潜力相结合的透镜，X射线，Sunyaev Zel 'dovich和运动学数据。用Richardson-Lucy算法对观测到的星系速度色散进行了解投影。然后，所获得的径向速度色散的引力势通过使用测试的假设之间的有效星系压力和密度的多方关系。一旦得到了三维的引力势，沿视线的投影就得到了二维的引力势。为了简单起见，我们采用球对称和已知的配置文件的各向异性参数的星系速度色散。我们用数值模拟的星系团和其中识别的星系来测试该方法。我们从模拟集群中提取了一个投影速度色散曲线，并将其通过我们的算法，表明真实和重建的引力势之间的偏差小于10%，距离集群中心约1.2 Mpc/h。
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Selection of the Most Massive Clusters
我们发展了一种基于Delaunay网格化场估计（DTFE）结合焦散线分析的星系团发现技术。我们的方法使我们能够恢复质量范围在10^12到10^16 Msun之间的星系团。我们在星系和质量集合巡天（GAMA）中总共发现了113个星系团。在相应的质量范围内，在这项工作中发现的集群的密度是由热Sunyaev Zel'dovich效应选择的集群跟踪的密度相媲美;然而，我们能够覆盖更广泛的质量范围。我们提出了两点关联函数的分析，我们的集群样本。
Exploiting Machine Learning and Disequilibrium in Galaxy Clusters to Obtain a Mass Profile
本研究用3-D K Means聚类分析Abell 2146星系团的4个子结构，判定其处于形成早期，利用其非平衡态构建径向质量分布，发现该分布中心集中度低于NFW分布，揭示暗物质分布的平衡演化特征。
Determining all gas properties in galaxy clusters from the dark matter distribution alone
我们证明了星系团中热X射线发射气体的所有性质完全由底层的暗物质（DM）结构决定。除了标准条件的球对称性和流体静力平衡的气体，我们的证明是基于金斯方程的DM和两个简单的关系，最近出现了从数值模拟：平等的气体和DM温度，和DM速度各向异性的轮廓和它的密度斜率之间的几乎线性关系。对于DM分布所描述的NFW或Sersic的配置文件，由此产生的气体密度分布，气体总质量比的配置文件，和熵的配置文件都是在良好的协议与X射线观测。所有这些轮廓都是使用零自由参数导出的。我们的研究结果使我们能够预测的X射线光度分布的集群在其DM内容单独。因此，一个新的策略成为可用的限制DM形态的星系团的X射线观测。我们的结果也可以作为一个实用的工具，用于创建初始条件的现实宇宙学结构中使用的数值模拟。
The scatter in the radial profiles of X-ray luminous galaxy clusters as diagnostic of the thermodynamical state of the ICM
利用ENZO和GADGET 2程序对X射线发光星系团径向剖面的方位角散射进行了两组高分辨率的宇宙学再模拟。平均气体分布计算不同的角度扇区的集群投影体积，并与平均集群配置文件在每个半径的中心。我们报告说，在一般的方位角散射的水平被发现是约10%的气体密度，温度和熵内R200，约25%的X射线光度相同的体积。这些值通常会加倍，从集群中心到2 R200，并且在扰动系统的情况下通常会更高（约20- 40%）。与最近的SUZAKU观测结果的比较进行了讨论，显示出简单地解释我们的模拟结果中的大方位角散射的观测值的可能性。
3D-Matched-Filter Galaxy Cluster Finder I: Selection Functions and CFHTLS Deep Clusters
提出了一种优化的星系团探测器--三维匹配滤波器（3D-MF），它利用星系团的径向轮廓、光度函数和红移信息来探测光学巡天中的星系团。这种方法是对其他匹配滤波器方法的改进，最明显的是通过实施数据的红移切片来显着减少视线投影和相关的误报。我们将我们的方法应用于加拿大-法国-夏威夷望远镜遗产巡天（CFHTLS）的深场，在0.2 <= z <= 1.0的红移范围内发现每平方度约170个星系团。未来的调查，如LSST和JDEM可以利用3D-MF的自动化方法来产生完整和可靠的星系团目录。我们确定的可靠性和准确性的统计方法，我们的方法通过一个彻底的分析模拟数据从千年模拟。我们探测到了M_200 >= 3.0x10^（14）M_sun的完整性为100%的星系团，M_200 >= 1.0x10^（14）M_sun的完整性为88%，而在10^（13）M_sun星系团质量范围内的完整性为72%。对于质量大于等于1.5 × 10 ^（13）M_sun的星系团，多重探测率为36%，而对于质量大于~ 5 × 10 ^（13）M_sun的星系团，错误探测率为16%，对于质量小于~ 5 × 10 ^（13）M_sun的星系团，错误探测率可能会增加到~ 24%。利用这些选择功能，我们得出结论，我们的星系团目录是最完整的CFHTLS深星系团目录的日期。
Hydrodynamic Simulation of Non-thermal Pressure Profiles of Galaxy Clusters
来自星系团的X射线和微波观测的宇宙学约束受到系统不确定性的影响。星系团内部气体运动引起的非热压力支持是天体物理不确定性的主要来源之一。使用质量有限的样本的星系团从高分辨率流体动力学宇宙学模拟，我们的非热的压力分数的配置文件的特点，并研究其依赖于红移，质量和质量吸积率。我们发现，当星系团半径定义为宇宙的平均物质密度而不是通常使用的临界密度时，非热压力分数分布在整个红移范围内是普适的。当星系团半径以宇宙平均物质密度定义时，气体速度各向异性分布具有很强的普适性.然而，我们发现，非热压力分数是强烈依赖于质量吸积率的星系团。我们提供了通用的非热压力分数和速度各向异性的星系团，这应该是有用的建模天体物理学的不确定性，使用星系团作为宇宙学探测器中的气体轮廓的拟合公式。
Modelling Baryonic Effects on Galaxy Cluster Mass Profiles
引力透镜是研究星系团质量分布和宇宙学的有力工具。然而，精确测量的集群质量分布是有限的，在集群天体物理学的不确定性。在这项工作中，我们提出了一个物理激励模型的重子效应的集群质量配置文件，自洽地考虑到重子的浓度以及质量吸积历史的星系团的影响。我们校准这个模型使用Omega500流体动力学宇宙学模拟的星系团与不同的重子物理。我们的模型将使我们能够同时约束集群质量，浓度和宇宙学参数使用堆叠弱透镜测量即将到来的光学集群调查。
Future constraints on the gravitational slip with the mass profiles of galaxy clusters
引力滑移参数是宇宙学尺度和天体物理尺度两大类引力理论之间的一个重要参数。在这项工作中，我们使用的组合的模拟信息的星系团的质量配置文件，推断强+弱透镜分析和集群成员星系的动力学的研究，重建的引力滑移参数$η$和预测的准确性，它可以约束与当前和未来的星系团调查。执行全似然统计分析，我们表明，星系团的观测可以约束$η$下降到百分之几的集群已经与水平。我们讨论了可能的系统学的意义，并表明，用于重建的动力学质量分布的星系团的质量和星系成员的数量有一个温和的影响预测的约束。
Galaxy cluster profiles: A Gaussian mixture model approach to halo miscentering
针对星系团轮廓测量中因假设中心偏离真实晕心导致的心偏偏差问题，提出结合单星系团轮廓与高斯混合模型似然的新方法，经IllustrisTNG模拟测试，3D与2D投影轮廓的心偏参数估计均显著改善，可应用于未来宇宙学巡天。
The peculiar velocity and temperature profile of galaxy clusters
利用准平衡态热力学理论确定了星系团的平均速度色散和温度分布等动力学参数。理论和模拟计算的速度弥散结果与Abdullah等人的\cite{Abd11}的速度弥散结果吻合较好。一个自适应网格细化（AMR），网格为基础的混合代码已被用来进行模拟。结果表明，$20$ Abell星系团的平均速度色散分布在$500-1000$ km/s范围内，温度分布在$10^7$ ~ $10^8$ K量级。图中的数据显示了在星系团中心附近聚集在一起的引力粒子的显着贡献，并且超过一定区域，该速度消失并被哈勃流所主导，由于哈勃流，膨胀宇宙中的所有星系团都参与了哈勃膨胀。
Resolving the outer density profile of dark matter halo in Andromeda galaxy
最近在仙女座星系（M31）晕中观测到的大尺度暗物质结构为研究M31外冷暗物质（CDM）晕的结构提供了一个有吸引力的窗口。利用N体模拟方法研究了吸积中的卫星星系与M31星系的相互作用，得到了CDM晕的质量密度分布。我们找到了M31中CDM晕外密度分布再现仙女座巨星流和M31东西两侧壳层的充分条件。结果表明，M31外暗物质晕的密度分布比基于CDM模型的结构形成理论的预测陡。
PreProFit -- Pressure Profile Fitter for galaxy clusters
在过去的十年中，基于Sunyaev-Zeldovich（SZ）效应的高分辨率观测的星系团分析已经变得普遍。我们提出的PreProFit，第一个公开可用的代码，旨在适应的压力配置文件的星系团从SZ数据。PreProFit基于贝叶斯前向建模方法，允许分析来自不同来源的数据，采用灵活的压力分布参数化，并将模型与Abel积分、光束拖尾和传递函数滤波的数据相拟合。PreProFit在计算上是高效的，被广泛记录，已作为开源Python项目发布，并被开发为星系团X射线和SZ数据联合分析的一部分。PreProFit返回$χ^2$、模型参数和不确定性、边缘和联合概率等值线、诊断图和表面亮度径向剖面。PreProFit还允许使用对可行性研究有用的梁和传递函数的解析近似。
Satellite Galaxy Number Density Profiles in the Sloan Digital Sky Survey
利用Sloan数字巡天（SDSS）的分光光度星系星表，研究了孤立主星周围卫星星系的空间分布。我们从光谱样本中选择孤立的原色，并在更深的光度样本中寻找潜在的卫星。对于特定的光度原色，我们通过堆叠多达50000个星系系统获得了可靠的统计结果。我们没有发现卫星星系分布相对于主星主轴有任何各向异性的证据。我们得到准确的预测数密度分布的卫星下降到4级比他们的初选微弱。我们发现归一化卫星剖面一般具有普遍的形式，可以很好地拟合投影NFW剖面。NFW浓度参数随卫星光度的降低而增加，而与主星的光度无关，除了非常明亮的主星。最微弱的卫星的配置文件显示从NFW形式的偏差与过量的小银河系投影距离。此外，我们量化了卫星的径向分布如何取决于卫星的颜色及其原色的颜色和浓度。
Confirmation of the compactness of a z=1.91 quiescent galaxy with Hubble Space Telescope's Wide Field Camera 3
我们提出了非常深的宽视场相机3（WFC 3）测光的一个巨大的，紧凑的星系位于哈勃超深场。这个静止星系的光谱红移z=1.91，并且被Daddi等人在2005年确认为一个非常紧凑的星系。我们使用新的H-F160 W成像数据获得哈勃太空望远镜/WFC 3测量去卷积表面亮度轮廓H = 28 mag arcsec**-2。我们发现，表面亮度轮廓是很好的近似n=3.7 Sersic的配置文件。我们的反卷积配置文件是由一种新的技术，它纠正了最佳拟合Sersic配置文件与残差的适合观察到的图像。这允许星系的轮廓偏离Sersic轮廓。在观测到的H-F 160 W波段，我们确定了该星系的有效半径：r_e=0.42 ± 0.14kpc。我们表明，这一结果是强大的Sersic模型中使用的拟合偏差。我们测试的灵敏度，我们的分析微弱的“翅膀”的配置文件使用模拟的星系图像组成的一个明亮的紧凑的组件和一个暗淡的扩展组件。我们发现，由于结合了WFC 3成像深度和我们的方法对扩展微弱发射的敏感性，我们可以准确地跟踪固有的表面亮度分布，因此我们可以自信地排除观察到的星系周围存在一个微弱的扩展包络，直到我们的表面亮度极限。这些结果证实，星系位于一个10的因素，从当地的质量大小关系。
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