Line-of-sight statistical methods for turbulent medium: VCS for emission and absorption lines
我们提出了一个概述的速度坐标谱（速度坐标谱），一种新的技术，用于研究天体物理湍流，利用多普勒展宽谱线的视线统计。我们认为检索的湍流光谱从发射强度观测的高和低的空间分辨率，并发现，即使当发射湍流体积不空间分辨的湍流允许一个研究。这为使用该技术进行河外研究开辟了有趣的前景。如果使用光学深度而不是强度，则针对光谱发射线开发的方法也适用于吸收线。点源光谱中吸收线的消除得益于有效的窄波束，并且不需要通过采样方向来密集天空覆盖。即使是强饱和的吸收线仍然携带着关于小尺度湍流的信息，尽管仅限于线的翅膀。结合不同的吸收线，人们可以开发出星际气体中湍流的复杂性断层摄影。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spectroscopy along Multiple, Lensed Sightlines through Outflowing Winds in the Quasar SDSS J1029+2623
研究了大分离透镜类星体SDSS J1029+2623在z_em ~ 2.197处C IV宽发射线蓝侧吸收特征的起源。类星体图像是由前景星系团产生的，最大分离角为~ 22”。大的角距表明，类星体中心源的视线可以穿过类星体吸积盘流出风的不同区域，这为研究吸积盘流出风的结构提供了一个独特的机会，吸积盘流出风的结构是类星体演化以及星系形成和演化的关键因素。基于斯巴鲁望远镜进行的两个最明亮的图像的中分辨率和高分辨率光谱，我们发现每个图像具有不同的内在水平的吸收，这可以归因于透镜图像之间的时间延迟，~ 774天的吸收特征的变化，或者通过对类星体的多个视线探测类星体流出的精细结构。虽然这两种情况都与目前的数据是一致的，我们认为，他们可以区分额外的光谱监测观测。
2012-12-30 astro-ph.CO
Redshift-Space Enhancement of Line-of-Sight Baryon Acoustic Oscillations in the SDSS Main-Galaxy Sample
我们发现，星系相关性的红移空间扭曲有很强的影响，相关函数具有独特的，本地化的功能，如签名的重子声学振荡（BAO）。在视线附近，由于红移空间的扭曲，特征变得更清晰。我们通过测量高斯模拟和千禧年模拟中的关联函数来证明这种效应。我们还分析了SDSS DR7主星系样本（MGS），将样本在天空中以各种旋转方式分成2.5度的切片。测量每个切片中的2D关联函数，我们确实看到沿着视线的尖锐凸起。使用墨西哥帽小波，我们定位到（110 +/-10）Mpc/h。平均只沿视线，我们估计其意义在一个特定的小波尺度和位置在2.2西格玛。在（pi，r_p）坐标系中的平坦角度加权中，噪声水平被抑制，从而将凹凸的显著性推到4 sigma。我们估计，有大约0.2%的机会得到这样的信号在附近的BAO规模从功率谱缺乏BAO功能。然而，这些对重要性的估计在一定程度上使用了理想化的高斯模拟，因此可能有点乐观。
2010-12-02 astro-ph.CO
Clustering of galaxies around GRB sight-lines
有证据表明，相对于类星体的视线，沿着伽马射线暴余辉的视线分布着高密度的强MgII吸收线系统。如果这种过剩是真实的，我们也应该预期在GRB视线周围的场星系密度过高，因为强MgII倾向于追踪这些源。在这项工作中，我们通过计算120 $^{\prime\prime}$（$\sim470~h_{71}^{-1}~\mathrm{Kpc}$在$\langle z\rangle \sim0.4$）的伽玛暴余辉的星系的两点角关联函数来检验这一预期。我们比较了伽马射线暴光学和近红外探测器（GROND）GRB余辉样本-GRB领域的最大和最均匀的样本之一-与星系和AGN中发现的COSMOS-30测光目录。我们没有发现显着的异常星系集群的信号，在估计的中位数红移的$z\sim0.3$伽玛暴视线周围，下降到$K_{\mathrm{AB}}<19.3$。这一结果与从GRB余辉光谱中获得的MgII过量的预期相反，尽管许多已确认的MgII吸收剂的星系对应物可能太微弱而无法在我们的样品中检测到--特别是那些在$z>1$的星系。我们注意到，即使对我们样本的一个子集增加更高灵敏度的斯皮策IRAC或HST WFC 3数据，也会使这项调查的深度增加几个数量级，同时增加统计数据，并能够调查更大的红移空间。
2013-02-26 astro-ph.CO
Efficient Evaluation of Cosmological Angular Statistics
宇宙学观测量的角统计很难计算。主要的困难是由于存在的高度振荡的贝塞尔函数，需要集成。本文提供了一种计算任意观测量的角功率谱和角双谱的简单、快速的方法。该方法是基于使用FFTlog算法分解的动量空间统计到幂律函数的基础上。对于每一个幂律，贝塞尔函数上的积分都有一个简单的解析解。这使我们能够有效地评估这些积分，独立于多极$\ell$的值。特别是，这种方法显着加快了评估的角度双谱相比，现有的方法。为了说明我们的算法，我们计算了星系、透镜和宇宙微波背景温度的角功率谱和双谱。
2017-12-08 astro-ph.CO
Improving the Line of Sight for the Anisotropic 3-Point Correlation Function of Galaxies: Centroid and Unit-Vector-Average Methods Scaling as $\mathcal{O}(N^2)$
三点关联函数（3 PCF）测量星系三胞胎之间的相关性，编码关于特殊速度的信息，这些信息扭曲了星系沿视线的观测位置，偏离了它们的真实位置。为了访问这些信息，我们必须跟踪3 PCF不仅对每个三角形形状的依赖性，还对它相对于视线的方向的依赖性。因此，视线的不同选择将影响测量的3 PCF。到目前为止，视线已被视为一个单一的三元组成员（STM）的方向，但使用的三元组成员影响3 PCF的统计误差的20% BOSS类调查。对于DESI（2019-24），精确度提高了5倍，这将转化为100%的统计误差，使总误差条增加40%。在这里，我们提出了一种新的方法，是完全对称的三重态成员之间，并使用三个星系的位置矢量（我们显示点的三角形质心）的平均值，或其单位（方向）矢量的平均值。简单地说，这些方法似乎需要三元组计数，缩放为$N^3$，其中$N$是调查中对象的数量。通过利用固体谐波位移定理，我们在这里展示了如何这些方法可以评估缩放为$N^2$。我们期望它们可以用于对即将到来的红移调查（如DESI）的各向异性3 PCF进行鲁棒的，无系统的测量。这样做将反过来打开一个额外的渠道，以限制结构的增长速度，从而了解物质密度以及测试引力理论。
2020-11-06 astro-ph.CO
Probing dark matter structure down to $10^7$ solar masses: flux ratio statistics in gravitational lenses with line of sight halos
强透镜提供了一个强有力的手段，调查的性质，暗物质，因为它探测暗物质结构的亚星系尺度。我们提出了一个扩展的前向建模框架，使用四重成像类星体（四）的通量比来测量的形状和幅度的晕质量函数，包括视线（LOS）晕和主偏转器subhalos。我们将这种机制应用到50模拟镜头-大约是已知的四边形的数量-与温暖的暗物质（WDM）的质量函数表现出自由流截止参数化的半模质量$m_{\rm{hm}}$。假设冷暗物质（CDM），我们预测的界限上$m_{\rm{hm}}$和相应的热遗迹粒子质量在一个范围内的潮汐破坏的严重程度，假设一个特定的WDM质量函数和质量浓度关系。在$2 σ$，由于潮汐破坏严重，我们用来自$2\% \left(6\%\right)$测量和透镜建模的图像通量不确定性来约束$m_{\rm{hm}}<10^{7.9} \left(10^{8.4}\right) M_{\odot}$或4.4（3.1）keV热遗迹。潮汐破坏不太严重，我们限制$m_{\rm{hm}}<10^{7} \left(10^{7.4}\right) M_{\odot}$，或8.2（6.2）keV的热遗迹。如果暗物质是温暖的，与$m_{\rm{hm}} = 10^{7.7} M_{\odot}$（5.1 keV），我们将有利于WDM与$m_{\rm{hm}} > 10^{7.7} M_{\odot}$ CDM与相对似然22…
2019-07-26 astro-ph.CO
Galaxy-galaxy strong lens perturbations: line-of-sight haloes versus lens subhaloes
我们重新推导干预线的视线晕相对于透镜subhaloes在星系-星系强透镜观测，这些扰动可以产生可检测的图像波动的数密度。先前的研究已经通过比较它会引起的透镜偏转角和透镜内的次晕引起的偏转角来计算视线小质量暗晕的检测极限。然而，这过于简化了观测结果在次晕和视线晕之间的差异。此外，它没有考虑到一个额外的subhalo和主透镜的不确定属性之间的简并。更符合现实世界的观察分析，我们认为，只有当添加到一个平滑的模型产生了统计上显着的改善重建图像的视线晕检测。我们发现，在以前的文献中，可检测的视线扰动的数密度被高估了多达两个因素。对于典型的透镜几何形状和配置，非常深的成像是敏感的两倍多的视线扰动subhaloes，但中等深度的成像是敏感的视线扰动比subhaloes。
2022-09-26 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from the Anisotropic Clustering Analysis using BOSS DR9
我们对宇宙的观测基本上是各向异性的，来自横向于视线的星系的数据来自同一时代，而来自平行于视线的星系的数据来自不同的时代。此外，星系沿视线的速度改变了它们的红移，产生了红移空间扭曲。我们执行一个完整的二维各向异性分析的星系聚类数据，拟合在一个基本上模型独立的方式的角直径距离D_A，哈勃参数H，和增长率ddelta/dln a没有假设一个暗能量模型。结果证明了与LCDM膨胀和增长的一致性，因此也验证了广义相对论。我们还指出了有效红移z_eff的解释依赖性，以及它对下一代巡天的宇宙学影响。
2013-11-20 astro-ph.CO
Statistics and characteristics of MgII absorbers along GRB lines of sight observed with VLT-UVES
我们分析了MgII吸收系统的性质检测沿视线对GRB使用的样品10 GRB余辉光谱与VLT-UVES在过去的六年。信噪比足够高，我们可以将以前的研究扩展到更小的等效宽度（通常Wr>0.3A）。在Delta（z）~14的路径长度上，沿GRB和类星体视线方向探测到的弱吸收体的数量相似，而沿GRB视线方向探测到的强吸收体的数量较多，具有2-sigma显著性。使用文献中报道的中分辨率和低分辨率观测，我们将强系统的吸收长度增加到Delta（z）=31.5（大约是以前研究的路径长度的两倍），发现强MgII系统的数密度比类星体高2.1+/-0.6（大约3-sigma显著性），但是比以前报道的小两倍。我们将样品分成三个红移的仓，我们发现强MgII的数密度在低红移仓中较大。我们详细研究了UVES观察到的强MgII系统的性质。强GRB MgII系统中的尘埃消光和等效宽度分布与标准类星体系统的观测结果一致。我们还发现，在UVES样品中的单位红移的（子）-DLAs的数密度可能是预期的两倍，从类星体的视线，这证实了伽玛射线暴视线的特殊性。这些结果表明，无论是尘埃消光偏差，也不是不同的光束大小的来源是可行的解释过剩。目前的伽马射线暴样本仍然有可能受到微妙的引力透镜效应的影响。需要更多的数据和更大的样本来检验这一假设。（节略）
2009-06-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Pressure Support vs. Thermal Broadening in the Lyman-alpha Forest II: Effects of the Equation of State on Transverse Structure
我们研究了气体压力对沿着探测气体金斯尺度的相邻视线的高红移（2 <= z <= 4）莱曼α森林吸收的横向相干性的影响（投影分离Δ r <= 500 kpc/h共动;角分离Δ θ <= 30”）。我们比较两个平滑粒子流体动力学（SPH）模拟，有不同的光电离加热速率，从而在星系际介质（IGM）不同的温度-密度关系的预测。我们还比较光谱计算的气体分布的无压暗物质的计算。沿着邻近视线的相干性对于更热、更高压力的模拟明显更高，而对于暗物质光谱则更低。我们使用通量交叉关联函数和通量递减的条件分布作为横向和视线（速度）分离的函数来量化这种相干性。由Δ θ <= 15”分开的视线对于探测这种横向相干性是理想的。较高的压力降低了通量关联函数的红移空间各向异性，而较高的热展宽增加了各向异性。相反，Lya森林的纵向（视线）结构，在这些尺度上的横向结构主要是由压力的影响，而不是热加宽。随着最近已知的近距离类星体对数量的快速增长，成对的视线观测提供了一个有前途的新途径来探测IGM温度-密度关系，并测试从单视线分析中推断出的意外高温。
2010-01-23 astro-ph.CO
Characterizing line-of-sight variability of polarized dust emission with future CMB experiments
在宇宙微波背景（CMB）分析中，通常通过在每个像素中拟合一个简单的双参数修正黑体（MBB）模型来解释星系尘埃辐射，该模型名义上解释了尘埃的温度和不透明度。虽然这可能是一个很好的近似个别尘埃云，通常有一些这样的云被发现沿每条视线和每个角像素内，导致其光谱的叠加。在本文中，我们研究了这种叠加对基于像素的前景拟合策略的影响，通过将每个像素中的光谱能量分布（SED）建模为尘埃云特性的各种物理统计分布上的单个MBB光谱的积分。我们发现，拟合这些SED与简单的两参数MBB模型一般会导致在每个像素的CMB斯托克斯Q和U振幅的无偏估计，除非有显着的变化，在这两个灰尘SED和偏振角沿视线，在这种情况下，显着（$ > 10σ$）的偏差观察说明性模型。我们还发现，尘埃温度，$T_d$，光谱指数，$β_d$的最佳拟合值，显着偏离相应的统计分布的平均值/中位数时，分布是广泛的，这表明MBB模型拟合可以给出一个不具有代表性的图片的尘埃在微波波长的物理特性，如果不仔细解释。使用Fisher矩阵分析，我们还确定了实验灵敏度所需的恢复参数的$T_d$和$β_d$分布本身通过拟合的概率MBB模型，发现只有宽分布的参数可以通过SED拟合在一个单一的视线。
2022-07-28 astro-ph.CO
Degeneracies and modelling choices in double-plane time-delay cosmography
Laboratoire Univers et Particules de Montpellier (LUPM), CNRS & Université de Montpellier（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室（LUPM），法国国家科学研究中心与蒙彼利埃大学）；Université de Genève（日内瓦大学）；Institute for Particle Physics and Astrophysics, ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）
本文探讨了双平面时间延迟宇宙学建模中因视线修正带来的退化问题，提出通过展开关系减少自由度并改进H₀测量的准确性。
2026-02-02 astro-ph.CO
Angular-planar CMB power spectrum
宇宙的高斯性和统计各向同性是现代宇宙学的最小假设集。在这项工作中，我们引入了一个新的统计检验来检测观测偏差，从这个最小的集合。通过定义温度关联函数在整个天球，我们能够独立量化的角度和平面依赖（调制）的CMB温度功率谱在这个球的不同切片。考虑到平面依赖性导致通常的角功率谱$C_l$的进一步调制，该测试可以潜在地揭示原始温度场的形态中的更丰富的结构。我们还构造了一个无偏估计，这个角平面功率谱自然推广的估计通常的$C_l$的。借助卡方分析，我们已经使用这个估计搜索观测偏差的统计各向同性WMAP的5年发布的数据集（ILC 5），我们发现只有轻微的异常的角度尺度$l=7$和$l=8$。由于这种角平面统计是与模型无关的，因此理想的是用于搜索统计各向异性（例如，污染的银河平面）和表征非高斯。
2009-09-29 astro-ph.CO
Fast emulation of two-point angular statistics for photometric galaxy surveys
我们开发了一套基于机器学习的宇宙学仿真器，以获得快速的模型预测的$C(\ell)$角功率谱系数表征层析观测星系集群和弱引力透镜从多波段光度测量（及其互相关）。训练一组神经网络将宇宙学参数映射到系数中，相对于标准玻尔兹曼解算器，在计算给定的一组宇宙学参数所需的统计数据时实现加速$\mathcal{O}(10^3)$，其精度优于$0.175\%$（弱透镜情况下为$<0.1\%$）。这对应于$\sim 2\%$或更少的统计误差条，预期从一个典型的阶段IV光度测量。与先前的实现相比，通过（$\textit{i}$）在训练阶段之前的特定预处理优化和（$\textit{ii}$）更有效的神经网络架构来获得速度和准确性的这种整体改进。
2022-06-28 astro-ph.CO
General Relativistic Effects in Weak Lensing Angular Power Spectra
在即将到来的弱透镜调查的进展提出了新的挑战，透镜观测的准确建模。欧几里德广阔的天空覆盖范围使角度尺度下降到$l_\mathrm{min}=10$。在如此大的角度尺度下，广义相对论效应显现出来，而透镜放大率不能仅用标准的透镜会聚来正确描述。视线速度对放大角功率谱的影响，称为多普勒放大，已经在文献中得到了很好的认识。特别是，有人建议，可以通过测量宇宙切变和放大率来提取多普勒放大率。在这项工作中，我们指出了两个以前被忽视的方面，这种方法。首先，多普勒放大的影响通过与标准透镜收敛的非零交叉项来减小。当源在宽度为$Δz\approx 0.1$的面元上被平均时，例如在欧几里得的层析弱透镜勘测中，这是特别相关的。其次，广义相对论势项略微增强了信号。本文给出了大尺度下弱透镜角功率谱中所有相对论效应的数值计算。
2021-11-01 astro-ph.CO
Fisher matrix for the angular power spectrum of multi-tracer galaxy surveys
红移的演化和特殊的速度打破了宇宙学巡天在平行和横向于视线方向上的各向同性，限制了傅立叶表示在小区域和红移范围内的准确性。与傅立叶空间功率谱相反，大尺度结构示踪剂的两点函数的全部信息被封装在红移相关的角功率谱$C_\ell^{ij} (z_i,z_j)$中，用于示踪剂物质$i$和$j$在红移切片$z_i$和$z_j$，在调和空间中表示。本文推导了实空间和红移空间中多示踪剂Fisher角功率谱矩阵的半解析表达式，在线性结构形成区是精确的。我们的表达式可以用来预测约束力的星系调查与许多示踪剂和大量的红移切片，从数值评估的协方差矩阵的Fisher矩阵的推导可能是不可行的或不切实际的。
2022-09-20 astro-ph.CO
XMM-{\em Newton} and FUSE Tentative Evidence for a WHIM filament along the Line of Sight to PKS~0558-504
我们提出了一个可能的OVIII X射线吸收线在$z=0.117 \pm 0.001$，如果得到证实，将是第一个与广泛的HI Ly $β$（BLB：FWHM= $160^{+50}_{-30}$ km s $^{-1}$）吸收。这个吸收体沿着视线指向附近的（$z=0.1372$）塞弗特1星系PKS~0558-504，与WHIM灯丝一致。在PKS~0558-504的两个独立的XMM-牛顿光谱（长的$\sim 600$ ks来宾观察值和较短的$\sim 300$ ks总校准观察值）中检测到X射线吸收剂，合并的单线统计显著性为2.8 $σ$（两个光谱中分别为2.7 $σ$和1.2 $σ$）。当与我们的自洽混合光电离WHIM模型拟合时，组合的XMM-{ \em Newton}光谱与OVIII K $α$在$z=(0.117 \pm 0.001)$处的存在一致。该模型给出了最佳拟合温度和吸附剂的等效H柱密度$T=6.56_{-0.17}^{+0.19}$ K和logN $_H=(21.5 \pm 0.3) (Z/Z_{0.01\odot})^{-1}$ cm $^{-2}$。通过在PKS~0558-504的档案FUSE光谱中检测到宽的和复杂的HI Ly $β$吸收，增加了该单个X射线检测的统计显著性，其红移$z=0.1183 \pm 0.0001$与X射线吸收体的最佳拟合红移一致。该细胞系的单…
2010-04-12 astro-ph.CO
Cosmography with cluster strong lenses: the influence of substructure and line-of-sight halos
我们探讨了利用星系团的强透镜效应来约束暗能量状态方程及其可能的时间变化。大质量星系团的核心通常包含几个不同红移的背景星系的多重成像系统。透镜图像的位置可以用来约束宇宙学参数，因为它们依赖于角直径距离的比值。我们采用蒙特卡罗模拟集群透镜，包括子结构的贡献，以评估这种潜在的强大的技术的可行性。目前，参数透镜模型使用质量和光之间的良好动机的标度关系，将集群成员星系，并没有明确的模型的视线结构。在这里，我们量化的建模误差，由于分散在集群星系的比例关系和未建模的视线晕。对于位于典型红移（z ~ 0.2 - 0.3）的星系团，这些误差平均为几角秒的量级。使用贝叶斯马尔可夫链蒙特卡罗技术，我们表明包含这些建模误差对于推导出对暗能量的无偏约束至关重要。然而，当适当量化的不确定性，我们表明，竞争与其他方法的限制，可以通过结合从一个样本的结果，只有10个模拟集群与20个家庭。利用一组研究得很好的星团透镜进行宇宙学研究，可能会对暗能量状态方程提供一个强有力的补充探测。我们的模拟提供了一个方便的方法，量化建模误差和评估未来的强透镜调查策略。
2011-06-13 astro-ph.CO
Modelling the line-of-sight contribution in substructure lensing
我们研究如何爱因斯坦环和放大弧的小质量的暗物质晕沿视线放置到引力透镜系统的影响。通过比较引力签名的视线晕与透镜星系内的子结构，我们得出一个质量红移关系，使我们能够重新调整检测阈值（即最低可检测质量）的子结构的检测阈值的视线晕在任何红移。然后，我们量化的视线的贡献，可以通过强引力透镜检测到的低质量物体的总数密度。最后，我们评估了不同质量和红移的子结构和视线晕之间的简并性，以提供对当前和未来检测的统计解释，目的是区分CDM和WDM。我们发现，视线晕统计上占主导地位的子结构，由一个量，强烈依赖于源和透镜红移，并选择暗物质模型。对于低透镜和源红移（对于SLACS透镜），子结构约占微扰子总数的30%，但对于高红移系统，子结构不到10%。我们还发现，对于具有足够高的信噪比和角分辨率的数据，双透镜平面配置产生的非线性效应使得人们能够通过观测恢复视线晕红移。在68%的置信水平下，绝对误差精度为0.15。
2018-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring line-of-sight dependent Fourier-space clustering using FFTs
观测到的星系团具有局部横向统计各向同性的视线（LOS）周围。整个星系调查的LOS的变化复杂的测量所观察到的集群的角度的LOS的函数，作为快速傅立叶变换（FFT）的基础上笛卡尔网格，不能单独允许这一点。最近的进展，在傅立叶空间中计算LOS相关的聚类方法，包括实现功率谱LOS相关的时刻，可以构建从星系的总和，根据近似的LOS到每对星系的LOS到其中之一。我们证明了我们可以使用多个FFT来实现这种方法，每个FFT沿着不同的轴测量LOS加权聚类。FFT的N log（N）性质意味着计算速度比在星系上求和要快1000倍以上。这一发展应该有利于未来的项目，如DESI和欧几里得，这将提供一个数量级更多的星系比目前的调查。
2015-08-14 astro-ph.CO
Investigating MgII Absorption in Paired Quasar Sight-Lines
我们测试是否廷克和陈模型的MgII吸收由于星系周围的气体晕可以再现吸收类星体对（透镜和物理）和透镜的三倍体和四倍体的文献。这些类星体表现出吸收来自总共38个MgII系统，跨度z=0.043 - 2.066，平均红移<z>=1.099，加权平均静止框架等效宽度为0.87 Ang。利用Tinker & Chen模型生成模拟的视线，我们边缘化了吸收星系的未知参数：暗物质晕质量，碰撞参量和天空上的方位角。我们确定该模型的能力，以统计再现观察到的变化，在Mg II吸收强度对视线之间的不同值的气体覆盖分数f_c和特征长度尺度ell_c，其中吸收等效宽度的变化视线之间呈指数下降。我们发现最佳拟合f_c=0.60 \pm 0.15和ell_c<8/h_70 kpc（1σ置信限），在较大的ell_c下允许较小的f_c。在99.7%的置信度下，我们能够排除所有ell_c值以及ell_c<1.0/h_70 kpc和f_c<0.3的区域的f_c>0.87。
2011-12-07 astro-ph.CO
Galaxy Clusters in the Line of Sight to Background Quasars: II. Environmental effects on the sizes of baryonic halo sizes
根据最近在“RCS星系团背后的类星体”巡天（QbC）中对Mg Ⅱ吸收线系统频率的测量结果，分析了星系团环境对星系周围重子晕大小的影响。我们使用两个独立的模型，i）一个经验晕占领模型，适合当前测量的星系在低和高红移的集群和光度函数，和ii）的GALFORM半解析模型的星系形成，它遵循的星系人口的演变从第一原则，调整到匹配的统计数据的低和高红移星系。在这两个模型中，我们约束的MgII晕的大小的场和星系团的观测结果观测到的MgII统计。我们的结果与以前的工作一致，表明在半解析模型中，典型的\mgii晕的尺寸为50 h_71 ^-1 kpc，而在晕占据数方法中，尺寸略低。对于星系团环境，我们发现两个模型都要求MgII晕的平均尺寸r_MgII< 10h_71^-1 kpc，才能再现星系团中观测到的吸收线系统的统计数据。基于Chen & Tinker（2008）的结果，即更强的系统发生在更靠近MgII晕中心的地方，我们发现星系团中的强吸收系统发生在距离星系团中心大约1h_71^-1 Mpc的冷暖晕大小的固定部分。与此相反，较弱的吸收系统似乎发生在逐渐较短的相对分数，这个晕作为集群中心的距离减少。
2009-02-11 astro-ph.CO
Density Weighted Angular Redshift Fluctuations: a New Cosmological Observable
我们提出利用星系红移场中的角涨落作为提取宇宙学信息的一种新方法。这个新的探测器$δz (\hat{n})$由通过在以红移$z_{\rm obs}$为中心的宽度为$σ_z$的高斯窗口下投影红移并由星系密度场加权而建立的天空图的统计组成。我们计算的角功率谱的$δz (\hat{n})$字段在数值模拟和线性微扰理论。从中我们发现，$δz (\hat{n})$场：{ \it（i）}对下垫面密度场和特有速度场敏感，{ \it（ii）}在$\gtrsim 60\,\%$水平上与视线投影的特有速度场高度相关;{ \it（iii）}用于窄窗口$(σ_z < 0.03$），在相同的红移窗口下，它与投影星系角密度场几乎完全不相关;和{ \it（iv）}它在很大程度上不受乘性和加性系统误差对观测到的星系的数量是红移无关的$\simσ_z$。我们的结论是，$δz (\hat{n})$是一个简单而强大的宇宙密度和速度场的层析测量，补充角聚类，这将有助于更完整的利用当前和即将到来的星系红移调查。
2021-03-23 astro-ph.CO
Intrinsic Alignments in Redshift Space I: Symmetries
Theory Center, Institute of Particle and Nuclear Studies, High Energy Accelerator Research Organization (KEK)（高能加速器研究机构粒子核物理研究所理论中心）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Ruđer Bošković Institute（鲁德·博什科维奇研究所）
本文针对星系形状的红移空间内禀对齐问题，开发了含宇称选择规则的张量形状因子形式体系，构造最优估计量并通过N体模拟验证，为相关宇宙学研究提供方法支持。
2026-08-19 astro-ph.CO
Estimation of Full Sky Power Spectrum between Intermediate to Large Angular Scales from Partial Sky CMB Anisotropies using Artificial Neural Network
从观测到的宇宙微波背景（CMB）图中可靠地提取宇宙学信息可能需要从分析中去除强烈的前景污染区域。在这篇文章中，我们采用人工神经网络（ANN）来预测全天空的CMB角功率谱之间的中间到大的角度尺度从部分天空光谱从掩蔽CMB温度各向异性地图。我们使用一个简单的人工神经网络架构，其中一个隐藏层包含$895$神经元。使用$1.2 \times 10^{5}$训练样本的全天空和相应的部分天空CMB角功率谱在Healpix像素分辨率参数$N_{side} = 256$，我们表明，我们的人工神经网络预测的频谱符合目标频谱在每个实现的多极范围$2 \leq l \leq 512$。预测的光谱是统计无偏的，它们准确地保留了宇宙方差。从统计学上讲，平均预测光谱和基础理论光谱之间的差异在大约$3σ$范围内。此外，从预测的角功率谱得到的概率密度同意非常好，从“实际”全天空CMB角功率谱为每个多极。有趣的是，我们的工作表明，由于在部分天空上引入的模式-模式耦合，输入切割天空光谱中的显著相关性被有效地去除，因为ANN学习了部分天空和全天空光谱之间的隐藏模式，从而保留了整个统计特性。预测和地面实况之间的统计特性的极好的协议证明了在宇宙学分析中更广泛地使用人工智能系统的重要性。
2023-02-23 astro-ph.CO
Angular systematics-free cosmological analysis of galaxy clustering in configuration space
由于光谱观测固有的各种限制，星系红移巡天受到不完整性和不均匀采样的影响。这可能会在感兴趣的汇总统计上引入系统误差，这需要在宇宙学分析中减轻以实现高精度。标准做法是根据整个调查足迹的完整性估计数采用加权方案，可能还辅之以考虑密度依赖效应的其他加权方案。在这项工作中，我们专注于纯角度系统学，并描述了另一种方法，包括在分析星系的两点关联函数的角度模式为零。通过构造，这个过程删除了所有可能的已知和未知的角观测系统的来源，但也有一部分的宇宙学signals.We使用一个修改后的Landy-Szalay估计的两点关联函数，依赖于一个额外的随机目录的角位置是随机抽取的星系目录，并提供了一个分析模型来描述这个修改后的统计。我们通过分析发光红色和发射线星系在0.43 < z < 1.1的模拟目录中的完全各向异性聚类来测试模型。我们发现，该模型充分考虑了红移空间中的修正关联函数，没有引入新的讨厌的参数。从重子声学振荡和红移空间畸变的分析导出的宇宙学参数显示出稍大的统计不确定性，主要是结构参数fs 8的增长率，表现出50%的统计误差增加，但没有角系统误差。
2021-10-19 astro-ph.CO
Increasing the sensitivity of full-shape galaxy clustering measurements in configuration-space with three-point statistics
Kansas State University（堪萨斯州立大学）
研究压缩视线依赖的三点相关函数在小尺度上的宇宙学约束能力，发现结合三点统计可将σ_8约束提高5倍，且全视线依赖测量比单极矩提供额外2-3倍改进。
2026-06-19 astro-ph.CO
Confirming the Detection of two WHIM Systems along the Line of Sight to 1ES 1553+113
我们利用新获得的原子数据对Nicastro及其合作者（2018）报告的两种高度电离的干预OVII吸收剂的两次检测进行了重新分析。我们确认两个干预的温热星系际介质OVII检测，并修改统计意义和物理参数的吸收剂在$z=0.4339$在光的银河系星际介质NII K $α$吸收的部分污染。
2018-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Line-of-sight effects in strong lensing: Putting theory into practice
提出了一种通过图像重建精确推断星系尺度强透镜系统视线积分透镜效应的简单方法。我们的方法使我们能够从主要的强透镜偏转器中分离出弱透镜LOS效应。我们使用模拟数据测试我们的方法，并表明强透镜系统可以精确探测宇宙剪切，其剪切项的精度为HST类数据集的$\pm 0.003$（统计误差）。我们应用我们的形式主义重建镜头COSMOS 0038+4133和它的视线。此外，我们估计的LOS属性与晕渲染估计的基础上的COSMOS场星系和星系晕连接。这两种方法在其信息内容上是独立的和互补的。我们发现，当估计在强透镜系统的收敛，进行联合分析提高了一个因素的两个相比，晕模型的分析措施。此外，强透镜重构的约束导致了LOS星系晕质量的更严格的约束。多个强透镜系统的联合约束可能会增加有价值的信息，星系晕连接，并可能允许独立的弱透镜剪切测量校准。
2017-04-28 astro-ph.CO
Enhancing Cosmological Constraints by Two-dimensional $β$-cosmic-web Weighted Angular Correlation Functions
本研究提出结合 $β$-宇宙网分类的标记加权角相关函数方法，显著提升了宇宙学约束的判别能力，为无狭缝巡天的二维角聚类分析提供了有效框架。
2025-05-31 astro-ph.CO
Generalised model-independent characterisation of strong gravitational lenses VI: the origin of the formalism intrinsic degeneracies and their influence on $H_0$
我们给出一个物理解释的形式主义内在退化的引力透镜形式主义，我们推导出的数学基础上的第四部分，这一系列。我们发现，所有简并的发生都是由于质量密度沿视线的分配。通常，它被划分为背景（宇宙）密度和前景偏转对象。后者可以进一步分为一个主要的偏转对象和扰动。沿着视线的弱偏转物体也被添加到偏转物体或作为角直径距离的校正，扰动宇宙学背景密度。先验地，这是参考系和分区的任意选择。它们可以在不改变透镜观测量的情况下重新定义，透镜观测量对沿整个视线的积分偏转质量密度敏感。重新制定的时间延迟方程，使这种解释的简并变得很容易看到，我们注意到，源可以从这个公式中删除，这简化了重建的偏转质量分布或哈勃常数，$H_0$的推断。随后，我们列出了打破形式主义内在简并的必要条件，并讨论了通过模型选择或包括非透镜观测量（如沿视线的速度色散）来打破它们的方法及其优缺点。最后，我们系统地总结了所有形式主义的内在退化和打破它们的可能性。
2019-06-05 astro-ph.CO
Regarding the Line-of-Sight Baryonic Acoustic Feature in the Sloan Digital Sky Survey and Baryon Oscillation Spectroscopic Survey Luminous Red Galaxy Samples
分析了斯隆数字巡天（SDSS）亮红星系（LRG）样本（0.16 < z < 0.47）的两点关联函数谱中的视线重子声学特征。通过定义一个狭窄的视线区域，rp < 5.5 Mpc/h，其中rp是横向分离分量，我们测量到在~ 110 Mpc/h时的强烈过度聚集，如先前在文献中所报道的。我们还在另一个坐标系中测试了这些结果，将视线定义为θ < 3°，其中θ是开度角。这种过度聚集似乎比测量得更好的P2P中的特征强得多。红移空间中的一个基准ΛCDM非线性模型预测了一个弱得多的信号。我们使用现实的模拟目录来模拟预期的信号和噪声。我们发现，视线测量可以很好地解释我们的模拟，以及由一个无特征的θ = 0。我们的结论是，没有令人信服的证据表明，强集群测量是视线重子声学特征。我们还评估了在即将到来的重子振荡光谱测量LRG卷（BOSS）中如何检测到这样的信号。模拟LRG目录（z < 0.6）表明：（i）上述定义的窄视线圆柱体和圆锥体可能不会揭示BOSS中可检测的声学特征;（ii）可以排除与当前样品中一样高的聚类测量（或确认）在高置信水平使用BOSS大小的数据集;以及（iii）具有更宽的角度切割的分析，其提供更好的信噪比，然而可以用于比较视线距离和横向距离，并且由此约束膨胀率H（z）和直径距离DA（z）。
2010-04-13 astro-ph.CO gr-qc
Anisotropies of galaxy ellipticity correlations in real and redshift space: angular dependence in linear tidal alignment model
研究星系形状的内禀排列（IA）不仅对无偏地限制宇宙学参数与引力透镜的关系，而且对提取星系聚类分析所需的宇宙学信息具有重要意义。我们推导出简单而有用的公式的各种IA统计，包括内在的椭圆率-椭圆率相关性，引力剪切-内在的椭圆率相关性，和速度-内在的椭圆率关联函数。明确给出了每个统计量的角度依赖性，即视线方向与两点的分离向量之间的角度。因此，它使我们能够分析各向异性的重子声学振荡编码的IA统计，我们可以提取最大的宇宙学信息使用的Alcock-Pacyznski和红移空间失真的影响。我们还提供了这些公式分解成E和B模式的固有椭圆。
2020-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular bispectrum of matter number counts in cosmic structures
Université de Montpellier/CNRS（蒙彼利埃大学/法国国家科学研究中心）；Université de Genève, Département de Physique Théorique and Centre for Astroparticle Physics（日内瓦大学理论物理系与天体粒子物理中心）；Ruđer Bošković Institute（鲁德·博什科维奇研究所）；University of Vienna（维也纳大学）；Universität Zürich（苏黎世大学）
本文研究了宇宙结构中物质数目的角三阶谱，采用第二阶扰动理论计算并比较了理论预测与模拟结果，揭示了牛顿效应和相对论效应在不同红移下的差异。
2026-01-20 astro-ph.CO gr-qc
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
An Improved Method for 21cm Foreground Removal
21 cm断层扫描预计是困难的，部分原因是严重的前景污染。以往的研究发现，视线的方法是能够清洁前景到一个可接受的水平在大的空间尺度上，但不是在小的空间尺度。在本文中，我们介绍了一个傅立叶空间的形式主义描述的视线方法，并使用它来介绍一个改进的新方法，为21厘米的前景清洁。启发式地，该方法涉及使用加权多项式拟合在傅立叶空间中拟合前景，其中每个像素根据其信息内容加权。我们表明，新的方法再现了旧的大角度尺度上，并在小尺度上，基本上没有额外的计算成本显着改善。
2009-06-15 astro-ph.CO astro-ph.IM
Full-sky formulae for weak lensing power spectra from total angular momentum method
从总角动量（TAM）方法出发，系统地推导了标量、矢量和张量扰动产生的弱透镜功率谱的全天空公式。本文首先从测地线和测地偏差方程出发，给出了作为CMB透镜和宇宙剪切实验观测量的偏转角和Jacobi映射的规范不变表达式。然后，我们应用TAM方法，最初在CMB的理论研究中开发的，角功率谱的系统推导。TAM表示，其特征在于总的角度依赖性的空间模式投影沿视线，可以携带所有的信息所产生的标量，矢量和张量度量扰动的透镜模式。这大大简化了计算，我们提出了一套完整的全天空公式的角功率谱在E-/B-模式宇宙剪切和梯度/卷曲模式透镜势的偏转角。在此基础上，我们给出了在矢量和张量扰动存在下非零B模宇宙剪切和旋度模偏转角的例子，并计算了其功率谱.
2013-09-21 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Multi-Messenger Astrophysics with the Cosmic Neutrino Background
宇宙中微子背景的大质量中微子（C $ν$ B）是辐射主导的早期宇宙的基本成分，是研究晚期宇宙大尺度结构形成的重要非相对论探针。天空中中微子通量分布各向异性的主要来源是在C $ν$ B的非相对论阶段遇到的高度放大的度规扰动积分。本文数值比较了计算C $ν$ B各向异性的视线方法与线性理论中的Einstein-Boltzmann级数解在一定中微子质量范围内的差异。角功率谱的计算，是相关的未来极化氚目标运行的PIMMY实验。C $ν$ B的天空图和银河系的调查数据之间的相关性，使用视线技术，并在多信使天体物理学的背景下进行了讨论。
2021-06-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
