Measuring Cluster Peculiar Velocities and Temperatures at cm and mm Wavelengths
我们提出了一个详细的调查有关的问题的测量特有的速度和温度使用Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应。我们估计的精度，可以测量遥远的星系团的特殊速度和气体温度。在几个频率下，具有角分刻度的uK灵敏度，将有可能测量精确度约为130 km/s的特殊速度和优于1 keV的气体温度。限制因素的准确性所测量的奇特的速度是存在的整体运动的星系团，即使是明显放松的集群。温度的准确性主要受到噪声的限制。这些结果与红移无关。这样的限制可以最好地实现只有三个频率：一个在瑞利-金斯区域（<40 GHz），一个接近150 GHz，第三个在300 GHz或更高。在零的热SZ效应的测量是边际效用，而不是作为一个前台/后台监控。
2002-08-28 astro-ph
Determining Tangential Peculiar Velocities of Clusters of Galaxies using Gravitational Lensing
本文提出了两种测量富星系团切向特有速度的新方法。我们的第一种方法是基于弱引力透镜，并利用不同的图像所造成的移动和静止的引力势的背景星系。我们的第二种方法是基于测量一个单一的强透镜背景星系的多个图像之间的相对频移。我们以星系团CL 0024+1654为例说明了这种方法。
2002-11-11 astro-ph
The Cosmological Mean Density and its Local Variations Probed by Peculiar Velocities
用两种不同的轨道追迹方法重建了整个局域超星系团区域的奇异速度。重建速度的径向分量和从我们广泛的新距离目录中获得的观测到的特殊速度之间的最佳相关性的要求对宇宙学参数的值提出了严格的限制。我们的约束相交的微波背景波动和星系团的统计特性的研究：约束的合奏是一致的Ω_m=0.22 \pm 0.02。虽然整个本超星系团的运动提供了一个衡量质量与光的平均比率的方法，但可能会有很大的局部波动。我们重建的下落速度在附近的室女星系团表明，有一个质量轻异常的3至6倍之间的群体在一般的现场环境和人口稠密的室女星系团。
2005-11-07 astro-ph
Predicting the peculiar velocities of nearby PSC-z galaxies using the Least Action Principle
我们用最小作用量原理预言了PSC-z星系在$cz=2000$ \km中的奇异速度。线性理论被用来解释潮汐效应对$cz=15000$ \km的影响，我们用星系的位置来解释红移失真。由于最小作用量原理的有效性超越了线性理论，我们甚至可以预测非常接近的星系（即$cz \leq 500$ \km）的可靠的奇特速度。这些预测的奇特的速度，然后与12个星系的造父变星距离的观测速度进行比较。PSC-z星系巡天（具有大的天空覆盖范围和均匀的选择）与精确的造父变星距离相结合，使得这种比较相对不受系统影响。我们发现，星系是很好的示踪剂的质量，即使在小（$\leq 10$ \mpc）尺度;和假设没有偏见，$0.25 \leq β\leq 0.75$（在90%的置信度）。我们使用可靠的预测特有的速度来估计哈勃常数\ho从当地的体积没有“加强”的距离阶梯，找到一个置信范围为65-75 \kmM（在90%的置信度）。
2000-12-07 astro-ph
Peculiar velocities of galaxy clusters: a comparison with the linear theory
假设初始密度涨落场为高斯分布，我们研究了Lambda冷暗物质（$Λ$ CDM）模型中预测的星系团的奇特速度。为了研究非线性政权，我们使用N体模拟。我们研究了不同质量的星系团的均方根速度和星系团特有速度的概率分布函数。为了在模拟中识别聚类，我们使用两种方法：标准的朋友的朋友（FOF）方法和方法，其中聚类被定义为平滑密度场（DMAX）的最大值。使用平滑半径$R_s=1.5h^{-1}$ Mpc和$R_s=1.0h^{-1}$ Mpc，利用顶帽窗口对密度场进行平滑。DMAX星系团的特有速度被定义为半径为$R_s$的球体内物质的平均特有速度。我们发现FOF团簇的均方根速度随着团簇质量的增加而减小。DMAX星系团的均方根速度几乎与星系团质量无关，可以用半径为$R=R_s$的线性均方根特征速度来近似。DMAX团簇的速度分布函数类似于高斯分布。
2003-07-04 astro-ph
Peculiar velocities of galaxies and clusters
我们提出了一个简单的模型，星系特有的速度分布函数的形状。我们展示了如何将非线性和线性理论项结合起来，产生一个具有近似高斯核和指数翼的分布。该模型很容易扩展到研究统计量如何依赖于用于跟踪速度场的粒子类型（暗物质粒子，暗物质晕，星系），以及测试粒子所处环境的密度。与模拟的比较表明，我们的模型是准确的。我们还表明，独特的速度的演变取决于当地的，而不是全球的密度。由于星系团平均分布在更密集的区域，使用线性理论标度的星系团速度可能会导致高估欧米茄的全局值。相反，使用线性理论和Ω的全局值来衡量星系团从初始到现在的速度，会导致低估它们的真实速度。然而，一般来说，晕的运动方向可以用线性理论很好地描述。我们的结果有助于简化模型的红移空间扭曲相当。
2000-09-11 astro-ph
Quantifying parameter errors due to the peculiar velocities of type Ia supernovae
观测到的Ia型超新星的红移和星等与我们在均匀宇宙学模型中看到的相吻合，导致了宇宙学参数的限制。然而，在进行这样的拟合时，假设采样的超新星随着哈勃流运动，即它们的特有速度为零。实际上，奇特的速度会以一种可能影响最佳拟合宇宙学参数的方式修改超新星数据。我们从理论上量化这种影响的非线性制度与蒙特卡洛分析，使用的数据从半解析星系目录，是建立从千年N体模拟。我们发现的标度关系的最佳拟合参数的错误，仅从奇特的速度，作为一个函数的超新星调查N和它的最大红移z_max的源的总数。对于低红移的巡天，我们发现这些误差可以与0.1等的内禀星等散射引起的误差在同一数量级上。对于N=2000和z_max=1.7的巡天，我们估计在最佳拟合的宇宙学常数密度和状态方程中，预期的特殊速度引起的误差可以分别为sigma_Lambda~0.009和sigma_w~0.01，其对于由于固有散射引起的误差是次主导的。我们进一步发现，丢弃低于红移z~0.01-0.02的超新星数据可以减少由于特殊速度和内在散射引起的综合误差，但只有大约10%。
2008-09-23 astro-ph
SFI++ II: A New I-band Tully-Fisher Catalog, Derivation of Peculiar Velocities and Dataset Properties
我们提出的SFI++数据集，均匀派生的目录的光度和旋转性能和塔利-费舍尔距离和奇特的速度来自他们。我们利用数字光学图像，光学长缝光谱，和全球HI线配置文件，提取相关的磁盘缩放关系的参数，将几个以前公布的数据集，以及一个新的光度样本的约2000对象。根据天空区域内现有红移样本的完整性，我们利用改进的渗流算法和Voronoi-Delaunay方法将单个星系分配到星系团和星系团中，从而减少由局部轨道运动引起的散射。利用2 MASS红移巡天的密度场来近似大尺度结构，我们还对均匀和非均匀Malmquist偏差下的特殊速度进行了修正。我们总结了样本选择标准，对原始观测参数的修正，分组技术，以及我们推导特殊速度的过程。最终的SFI++4861个场星系和星系团星系的特殊速度表足够大，不仅可以研究大尺度流的全局统计，而且可以研究局部速度场的{ \it细节}。
2007-05-04 astro-ph
THE VALUE OF βFROM THE LG AND ABELL CLUSTER PECULIAR VELOCITIES
将观测到的本星系群和附近Abell星系团的特有速度与用线性微扰理论和Branchini & Plionis（1995）的三维重建算法预测的速度进行比较，可以估算出$β$的值。我表明，各向异性，导致LG运动不仅延伸到非常大的深度（$\sim 160 \; h^{-1}$ Mpc），但它也是非常连贯的，这表明，从LG速度获得的值$β\approx 0.21 \pm 0.015$，不应该受到宇宙方差显着影响。通过比较Abell星系团和QDOT星系偶极在实空间中的相对偏置因子，估计出它们的相对偏置因子为$b_{cI}\approx 3.5\pm0.5$。最后，使用一组合适的可用的集群特有的速度，我得到一个有点低的值$β\approx 0.15 - 0.17$，但有很大的不确定性（$\gtrsim 0.1$）时，加权的大观测误差。
1995-05-15 astro-ph
RECONSTRUCTING POSITIONS AND PECULIAR VELOCITIES OF GALAXY CLUSTERS WITHIN 20000 Km/sec
从观测到的红移分布的体积有限的Abell/ACO集群样本，我们使用2步程序来恢复它们的距离和特有的速度（假设线性理论和线性偏置）。由此产生的3D偶极子被发现是23\%小于相应的z-空间的一个，从而导致一个值的$β\approx 0.21$一致的$Ω_{\circ}=1$宇宙。集群速度场是由一个大规模的流运动的Shapley浓度和由此产生的体积速度同意非常好，推导出的POTENT，在较小的尺度。我们的结果与Lauer和Postman的结果有很大的不同。
1995-04-06 astro-ph
Determining Omega from Peculiar Velocities
通过POTENT程序，从观测到的星系奇特速度推断出物质的大尺度动力学。从目前约3000个星系的数据恢复的平滑场的速度和质量密度波动。宇宙学密度参数Ω可以通过三种方式来约束：（a）通过比较质量和星系的密度场，（b）通过使用空隙中的速度场，以及（c）通过研究高斯涨落的准线性偏差。结果表明，Omega的值很高，接近1;在0.1-0.3范围内的值被拒绝，置信度很高。
1993-09-19 astro-ph
Reconstructing the ZOA from Galaxy Peculiar Velocities
银河系特有速度数据为研究被回避带遮蔽的结构提供了重要的动力学线索，其分辨率>~ 500 km/s。这种间接探测补充了直接绘制银河系后面星系分布的非常具有挑战性的方法。本文利用迄今为止最大的速度表SEcat，用维纳滤波方法重建了~ 8000 km/s范围内宇宙的三维密度和速度分布。该星表是由SFI旋涡星系特有速度表和新近完成的邻近早型星系特有速度表ENG 40合并而成。恢复的密度用900 km/s高斯平滑。重建的主要结构与从IRAS 1.2-Jy红移星系表中提取的结构一致。所揭示的结构进行了鉴定，并讨论了其鲁棒性和意义。
2000-06-09 astro-ph
The observed distribution function of peculiar velocities of galaxies
我们给出了第一次测定的观察到的奇特的速度分布函数的代表性样本的星系（在50兆秒差距（H=100）的本地组），其中包括广泛的集群属性。我们详细探讨了采样和距离测量的估计分布函数的不确定性的影响。观察到的分布函数是一致的引力集群的早期预测，在整个范围内的奇特的速度，从场星系丰富的集群，规模高达50 Mpc（H=100）。在最简单的相容模型中，宇宙的大部分不均匀质量都在星系或它们的晕中。我们估计在50 Mpc（H=100）范围内的整体流的“马赫数”约为0.8，这包括了星系团中高色散星系的影响。
1996-02-01 astro-ph
Modeling peculiar velocities of dark matter halos
我们提出了一个简单的模型，准确地描述了各种统计特性的特殊速度的暗物质晕。我们特别注意以下两个效应：第一，晕特有速度的演化依赖于局部物质密度，而不是整体密度。其次，暗物质晕是潜在质量分布的有偏示踪剂，因此晕倾向于优先位于高密度区域。对于前者，我们开发了一个经验模型与N体模拟校准，而对于后者，我们使用传统的晕偏置模型的基础上扩展的Press-Schechter模型结合经验对数正态概率分布函数的质量密度分布。我们发现，与线性理论相比，本模型显着提高的精度的统计性质的晕特有的速度场，包括速度分散，概率分布函数，和成对的速度分散在大的分离的预测。因此，我们的模型预测可能是有用的，在分析未来观测的特殊速度的星系团。
2004-12-06 astro-ph
The distribution of pairwise peculiar velocities in the nonlinear regime
成对的分布，相对特有的速度，$f(u;r)$，在小的非线性尺度，$r$，是来自按Schechter方法。这种推导假设Press-Schechter团块是维里化的和等温的。维里化假设要求圆速度$V_c \propto M^{1/3}$，其中$M$表示团块的质量。等温假设意味着圆速度与半径无关。此外，它被假定在一个团块内的速度分布是麦克斯韦，成对的相对速度分布是各向同性的，并且在非线性尺度上的团块运动是不重要的，当计算速度差的分布。与$N$ -体模拟的比较表明，在小的非线性尺度上，所有这些假设都是准确的。对于大多数感兴趣的功率谱，所得到的视线、成对的相对速度分布$f(u_{\rm r})$很好地近似于指数分布，而不是高斯分布。这个简单的Press-Schechter模型也能够为观测到的非麦克斯韦形状的$f(v)$，即特殊速度的分布提供一个自然的解释。
1995-11-15 astro-ph
The peculiar motions of early-type galaxies in two distant regions - VII. Peculiar velocities and bulk motions
我们提出了特殊的速度为84星系团在两个大体积之间的距离6000和15000公里/秒的方向上的武仙座，北冕座和英仙座，双鱼座，鲸鱼座。这些速度是基于每个星系团中早期星系的基本面（FP）距离估计。我们使用极大似然算法来拟合FP，该算法考虑了选择效应和测量误差，并产生比其他拟合程序具有更小偏差和方差的FP参数。我们找到了一个最适合的FP与现有的最佳确定一致的系数。我们使用50个具有最佳确定的特有速度的集群来测量样本体积的批量运动。我们发现，在这两个地区的整体运动是小的，并与零一致的约5%的水平。EFAR结果与Dale等人（1999）在类似尺度上发现的小体积运动一致，但与Lauer & Postman（1994）和Hudson等人（1999）发现的具有大振幅的纯偶极子运动不一致。EFAR样品与劳尔和波兹曼偶极子的对准产生了对该方向上的大振幅体运动的强烈排斥，但对Hudson等人结果的排斥不太确定，因为他们的偶极子与EFAR样品的主轴成很大的角度。我们发现，我们的样本的大部分运动是一致的宇宙学模型，近似再现所观察到的星系功率谱的形状和归一化。我们的结论是，现有的测量大规模的整体运动提供了没有显着的证据对标准模型的结构形成。
2000-08-28 astro-ph
Cosmological Parameters and Power Spectrum from Peculiar Velocities
质量密度波动的功率谱的评价从Mark III和SFI目录的特殊速度的极大似然分析，使用参数模型的功率谱和误差。应用到两个不同的数据集，使用广义CDM模型与COBE规范化，给出了一致的结果。一般结果是功率谱的相对高的幅度，在90%置信度下，σ_8 Ω_m^{0.6} = 0.8+/-0.2。将结果投射到Ω_m - Ω_Λ平面，得到了与高红移超新星互补的约束条件，它们共同支持一个近似平坦的、无束缚的、加速的宇宙，且Ω_m和Ω_Λ的贡献相当。进一步的宇宙学参数的影响，所产生的联合分析的速度连同小规模的CMB各向异性和高红移超新星，也简要介绍。
1999-09-29 astro-ph
Peculiar Velocities from Type Ia Supernovae
Ia型超新星直到最近才被用来测量星系的特殊运动。Ia超新星可以观测到的距离很远，这使得它们特别适合于约束大尺度的速度流。Ia超新星距离测量的高精度限制了Malmquist或样本选择偏差对此类测量的污染。我回顾了最近使用的SNe Ia来衡量本地集团的运动（更新，包括44 SNe Ia）。最佳拟合运动的方向仍然与从CMB推断的方向一致（尽管不能排除适度的整体流动），并且与劳尔-波兹曼框架不一致。通过比较Ia型超新星的奇异速度和IRAS星系和ORS星系的引力图，得到了引起奇异运动的质量密度的限制。IRAS的$β$ =0.4，ORS的$β$ = 0.3，IRAS比较在95%置信水平下排除了$β>0.7$和$β<0.15$。Ia超新星对特殊速度研究的贡献受到统计数据的限制，但最近发现率的大幅增加表明Ia超新星在限制流动方面可能变得越来越重要。
1999-08-20 astro-ph
Peculiar Velocities of 3000 Spiral Galaxies from the 2MFGC Catalog
我们所使用的2 MFGC星表包含了从2 MASS红外巡天的扩展天体中选出的18020个视轴比b/a<0.3的星系。利用多参数红外Tully-Fisher关系，计算了2724个已知自转速度和径向速度的2 MFGC星系的距离。列出了这些星系的距离和奇特的速度。2 MFGC星系相对于宇宙微波背景的集体运动速度为V = 199 ± 37 km/s，方向为l = 304 o ± 11 o，b =-8 o ± 8 o。我们的列表是目前最具代表性和统一的样本，用于分析非哈勃星系运动的尺度为~100 Mpc。
2006-11-30 astro-ph
Distances and peculiar velocities of spiral galaxies in the 2MFGC and SFI++ samples
我们比较了来自两个最大数据集的螺旋星系的红外Tully-Fisher（TF）距离和特殊速度：2 MASS选择的扁平星系目录，2 MFGC [19，20]和Arecibo通用目录与I波段测光，SFI++ [30，7]。这些样本分别包含约3000和约4000个物体的特殊速度。基于约1000个常见的深倾斜星系的子样本，我们得出以下结论。无论高（SFI++）或低（2 MFGC）质量的光度数据，约10%的星系在这两个样本中的TF关系的主体偏离很大。删除后，标准TF散射下降到0.47 μ m（2 MFGC）和0.40 μ m（SFI++）。由两个样品得到的TF距离显示出高度的相互一致性，相关系数\ro =+0.95，σ（H_0r）=837 km/s。星系的奇异速度也与\ro =0.56-0.59和σ（V_pec）=610 km/s相关。我们发现，在H_0r~5700 km/s的典型尺度上，2 MFGC和SFI++星系的整体运动可以用振幅V=297+/-23 km/s的偶极子解来表示，其方向指向l=292+/-4 °，b=-12+/-3 °，对TF关系的不同修改仅略微敏感。
2008-11-25 astro-ph
How accurately can the SZ effect measure peculiar cluster velocities and bulk flows?
Sunyaev-Zel'dovich效应是宇宙学的一个强有力的工具，可以用来测量星系团的径向特殊速度，从而检验和限制结构形成和演化的理论。原则上，这需要精确测量效果，Sunyaev-Zel'dovich分量之间的良好分离，以及对信号源及其对测量速度的影响的良好理解。在这项研究中，我们评估的误差与Sunyaev-Zel'dovich测量确定的个别径向特有的速度。我们估计，对于三个宇宙学模型，所引起的主要贡献信号（主要宇宙微波背景各向异性，Sunyaev-Zel'dovich效应由于背景集群人口，从组件分离和仪器噪声的残差）的错误。我们概括我们的结果估计在大尺度上的体积速度的误差。在这种情况下，我们调查的限制，由于Sunyaev-Zel'dovich源（或空间）的混乱，在普朗克仪器配置。最后，我们提出了一个战略的基础上，未来的全天空Sunyaev-Zel'dovich调查，这将提供的普朗克任务，以准确地测量大尺度上的整体速度高达红移1，或更多。
2001-05-01 astro-ph
Effect of Internal Flows on Sunyaev-Zeldovich Measurements of Cluster Peculiar Velocities
星系团是宇宙大尺度速度场的潜在探测器，因为它们的速度可以通过运动学的Sunyaev-Zeldovich效应（kSZ）直接估计。使用高分辨率的宇宙学模拟的一个不断发展的星系团，我们评估如何以及通过kSZ测量得到的平均速度反映了实际的集群特有的速度。我们发现，内部的速度在集群内的气体是可比的整体集群特有的速度，20%至30%的声速，即使当集群是相对放松。然而，在kSZ地图内的圆形孔径匹配到集群维里区域的平均速度提供了一个无偏的估计集群的径向特有的速度与50至100公里/秒的色散，这取决于视线和集群的动力学状态。这种分散性使测量星系团特有速度的准确性受到了一个下限。虽然平均值的离散度相对较小，但速度分布很宽;必须小心处理低信号区域，以避免偏差。我们讨论了在何种程度上系统误差可能被建模，以及由此产生的限制使用星系团作为宇宙学速度示踪剂。
2002-12-19 astro-ph
EFAR peculiar velocities and bulk motions
EFAR项目使用基本面（FP）距离测量了85个cz=6000-15000 km/s的星系团在宇宙两个遥远体积中的特殊运动。对于EFAR样本，FP周围的距离散射被观察到为每个星系20%，导致50个具有3个或更多星系的星系团的中位精度为1075 km/s的特殊速度。我们发现，有没有证据表明，一个大的散装流量内的两个体积采样的EFAR集群。在这两个区域中测量的体运动是小的并且与零一致。Lauer和Postman（1994）的体运动在4-sigma水平被排除。没有证据支持SMAC（Hudson等人，1999）或LP 10 K（Willick 1999）的整体运动，但EFAR样本的方向性最多只能检测到弱（2-sigma）。
1999-09-03 astro-ph
Large Scale Peculiar Velocities: Effects from Superclusters
我们研究了星系团所追踪的非常大尺度结构对本星系群运动和大尺度流的引力影响。本文从$300~$ Mpc/h范围内Abell团簇的分布出发，导出了间距为$5~$ Mpc/h的三维网格上的超密度场，然后求解了特殊势的Poisson方程，最后得到了特殊速度场。非常有趣的是，从这个全球解决方案中，我们：i）在$\sim 10^o$中恢复LG在宇宙微波背景（CMB）坐标系中的运动方向，ii）发现大吸引子本身向CMB坐标系运动，iii）通过与Mark~II表中的奇特速度的初步比较，导出$β_c^{-1} \equiv b_c Ω_0^{-0.6} = 5.3 \pm 0.20$，iv）得出与从POTENT和Spiral样本得出的水平相当一致的球体中整体流量的估计值，v）发现Lauer & Postman [L &P]体流的振幅太大，与我们的结果不一致.
1995-07-25 astro-ph
Using the kinematic Sunyaev-Zeldovich effect to determine the peculiar velocities of clusters of galaxies
研究了从散射的宇宙微波背景（CMB）光子的多普勒频移推断星系团特有速度的可能性。我们发现，如果气体分布的核心半径或仪器的光束尺寸大于3-7弧分，则可达到的最大信噪比由与初级波动的混淆决定。对于较小的角标度，"宇宙混乱“不太重要，仪器噪声和/或前景发射将是限制因素。对于具有后发座星系团的光学深度的星系团和最佳滤波技术，典型的一西格玛误差跨越400至1600 km/s的宽范围，这取决于宇宙学模型、仪器的分辨率和星系团的核心半径。这些结果对未来CMB高分辨率调查的设计具有重要意义。除非宇宙涨落比大多数标准宇宙学假设预测的要小，否则只有少数快速移动的中等红移星系团才能测量到个别的奇特速度。然而，一个可靠的测量整体速度的合奏X射线明亮的集群将有可能在非常大的规模（100-500 Mpc/h）。
1995-07-20 astro-ph
Tracing large-scale structure at high redshift with Lyman-alpha emitters: the effect of peculiar velocities
本文研究了奇异速度对z> 2星系红移空间分布的影响，特别是对Ly-alpha发射体的影响。我们生成了暗物质（DM）晕的目录，并确定了具有相同共同运动空间密度（M（Ly-alpha发射体）~ 3 × 10^11 M_sun）的晕的发射体。我们将晕的速度场分解为流场、梯度场和随机场，并计算和分析了它们随尺度的变化。流速是由非常大尺度的波动决定的，受样本方差的影响很大，但对观测结果的解释影响不大。梯度速度是最重要的，因为它们扭曲了红移空间中的结构，改变了片和丝的厚度和方向。随机速度通常低于或等于红移上典型的观测不确定性。我们讨论的重要性，这些影响的解释数据上的大尺度结构跟踪Ly-alpha发射器（或类似的天体物理高红移对象），专注于在灯丝的视角引起的错误。我们比较我们的预测的速度模式的Ly-alpha发射器的观察，并发现红移聚集的Ly-alpha发射器，例如在高红移射电星系领域的报告，不允许推断是否观察到的领域是采样早期星系过密。
2005-06-13 astro-ph
Chandra Observations of A2670 and A2107: A Comet Galaxy and cDs with Large Peculiar Velocities
本文分析了对星系团A2670和A2107的钱德拉观测结果。它们的cD星系有很大的奇特速度（> 200 km/s），因此星系团似乎正在进行合并。在A2670中，我们发现一个彗星状结构围绕着最明亮的星系之一。在结构的前缘，有一个冷锋。彗星状结构中的X射线气体质量表明，该星系是一个小的星系团或星系群，其星系团内介质（ICM）正在被冲压压力剥离。A2670和A2107中的cD星系的冷星际介质（ISM）区非常致密。这与后发座星系团中最亮的星系相似，后发座星系团也是一个合并星系团。在每个星系中，ISM的冷却时间很短，需要一个加热源; ISM的紧凑性质使得加热源不太可能是中央活动星系核（AGN）。
2005-12-12 astro-ph
Seeking the Local Convergence Depth. V. Tully-Fisher Peculiar Velocities for 52 Abell Clusters
我们获得了分布在天空中50 - 200 \h Mpc的52个富Abell星系团场中522个晚型星系的I波段Tully-Fisher（TF）测量结果。在这里，我们估计各种形式的观测偏差，最显着的Malmquist和集群人口不完全性偏差的数据校正。偏差校正后的数据被应用到一个I波段TF模板的建设，导致与0.38星等的色散和运动零点的精度为0.02星等的关系。这代表了目前可用的最精确的TF模板关系。利用平均模板关系计算簇的特殊运动，并将簇的TF关系与簇的TF关系进行比较.特殊运动的视线色散为341+/-93 km/s，与Giovanelli及其同事在星团样本中发现的结果基本一致。
1999-07-08 astro-ph
Peculiar Hubble Flows in Our Local Universe
提出了一种同时求单极和偶极奇异速度的方法。该方法应用于（1）Mark III星表，（2）Lauer和Postman的Abell星表，（3）Riess等人的星表。的Ia型超新星样本。重点是单极特有的速度，即，奇特的哈勃流。这些样品在$\sim 60h^{-1}$ Mpc的深度范围内显示出不一致的特殊哈勃流。超过$\sim 80h^{-1}$ Mpc的深度，所有样本的哈勃流收敛到全局哈勃流，在$2σ$水平上好于10%。结果与理论预测进行了比较。从表面上看，他们不赞成预测较小奇特速度的模型，如倾斜的冷暗物质模型。的目录的局限性进行了讨论，所以是如何改进的目录，以便在我们的本地宇宙的哈勃流量的准确地图可以绘制和理论预测进行比较。
1997-09-11 astro-ph
The 2MASS Tully-Fisher Relation and Local Peculiar Velocities
本研究评估的效用，应用塔利-费舍尔（TF）关系使用光度数据从2 MASS项目。这是通过使用2 MASS扩展源数据和Giovanelli等人（1997）的SCI样本进行初步分析来实现的。距离和特有的速度测量了11个集群，约。75/h Mpc.发现统计数据受到当前2 MASS第二次增量发布的47%覆盖率的限制。然而，2 MASS J，H和K-波段测光产生的结果与SCI I-波段数据的结果吻合得很好。这些结果也与Giovanelli等人（1997，1998）自己的分析基本一致。比较两个不同的2 MASS星等得到的结果表明，它们对所使用的星等类型并不过分敏感。得出的结论是，2 MASS TF是一个有用的工具，距离和特殊的速度工作，特别是与改进的覆盖范围，将提供完整的2 MASS版本。的塔利-费舍尔关系和以前的工作，特别是在近红外线的一般性讨论，也提出。
2003-03-14 astro-ph
Large-Scale Mass Power Spectrum from Peculiar Velocities
这是一个关于长期合作项目的简要进展报告，该项目旨在测量Mark III和SFI特殊速度目录中质量密度波动的功率谱（PS）。通过应用极大似然分析，使用具有和不具有COBE标准化的广义CDM模型来估计PS。应用到这两个目录产生相当相似的结果为PS。稳健的结果是相对较高的PS，在k=0.1 h/Mpc时，P（k）Ω^{1.2}=（4.5+/-2.0 <$X10^3（Mpc/h）^3。使用不同的CDM模型外推到更小的尺度得到σ_8Ω^{0.6}=0.85+/-0.2。宇宙学参数组合的一般约束是Ω \h_{50}^μ n^v =0.75+/-0.25，其中μ=1.3，v = 3.7，2.0，分别适用于有张量涨落和无张量涨落的ΛCDM模型。对于开放的CDM，没有张量涨落，幂是μ=0.9和ν=1.4。
1998-07-09 astro-ph
Estimation of Peculiar Velocity from the Inverse Tully-Fisher Relation
我们提出了一种方法来推导一组星系的特殊速度场的平滑估计与测量的圆速度$η\equiv {\rm log} Δv$和视星等$m$。该方法是基于最小化散射的线性逆塔利-费舍尔关系$η= η(M)$的绝对星等推断从它的红移$z$，由一个特殊的速度场，$M \propto m - 5\log(z-u)$校正。我们描述的径向特有的速度场$u({\bf z})$的一组正交函数，可以从任何方便的基组，作为一个例子，我们把它们的线性组合的低阶球谐函数和球贝塞尔函数。然后通过最大化用于测量一组观察到的$η$的似然函数来找到模型参数。预测的特有速度是免费的Malmquist偏差的情况下，多流，提供没有选择标准的圆周速度的测量。这个过程可以被认为是一个广义的平滑算法的奇特的速度场，是特别有用的比较来自全天空星系红移目录，如IRAS调查的平滑重力场。我们使用来自N体模拟的“星系”目录来演示该技术。将速度平滑的分辨率增加到超过一定水平会降低拟合速度与从线性理论方法计算的速度的相关性，线性理论方法具有有限的分辨率，
1994-08-08 astro-ph
Galaxy peculiar velocities and evolution-bias
星系偏差可以分为两个部分：基于星系创建位置的形成偏差，以及详细描述其随后演化的演化偏差。在这封信中，我们考虑进化偏置的峰值模型。在这个模型中，星系形成发生在局部最大的密度场，我们分析了这些星系的结构形成的线性模型中随后的特殊运动。峰值限制产生的速度分布和星系和暗物质场之间的相关性的差异，这导致总偏差的演化偏差分量以尺度依赖的方式演化。这种机制自然会引起星系和物质之间的关联函数的形状变化，这取决于星系人口的平均年龄。这个模型预测，与年轻星系相比，年长星系在大尺度上会有更强烈的偏差。我们的论点是支持的蒙特卡罗模拟的星系对传播的Zel'dovich近似描述线性奇特的星系运动。
2007-12-17 astro-ph
Reconstructing Positions and Peculiar Velocities of Galaxy Clusters within 20000 km/sec. I: The Cluster 3D Dipole
从观测到的星系团在红移空间中的分布出发，我们用两步程序恢复它们的距离和特有速度。在对回避区（$|b|\le 20^{\circ}$）中未观测到的团簇分布进行统计校正以及对较高$|b|$的平滑吸收进行校正之后，我们使用动态迭代算法通过最小化红移空间失真来恢复实空间团簇位置。整个过程假设星系团跟踪质量，引力引起的特殊速度和线性微扰理论适用。在三维空间中测得的团簇偶极振幅比在红移空间中测得的小$\sim 23\%$。在这两种情况下，偶极子的方向都与$\sim 10^{\circ}$内的宇宙微波背景偶极子一致，同时考虑到本星系群运动的室女心下沉分量。观测误差、重建过程中的局限性和宇宙学的内在方差是不确定性的主要来源，因此需要严格确定$β$参数，其中心值为$β\approx 0.2$，而其总的不确定性为$\pm 0.1$。这意味着，对于一个星团质量偏差参数$\sim 5$，一个平坦的宇宙是不排除的，与以前的星团偶极子$z$空间分析。
1995-01-12 astro-ph
A measurement of large-scale peculiar velocities of clusters of galaxies: results and cosmological implications
星系团的特殊速度可以通过研究星系团内部炽热的X射线发射气体对微波光子的散射所产生的宇宙微波背景（CMB）的涨落来测量。虽然对于单个簇，这样的测量导致大的误差，但是簇的大的统计样本允许研究由样本的整体整体流量主导的累积量，其中统计误差向下积分。我们目前的结果，从这样的测量使用最大的全天X射线星团目录相结合的日期和3年的WMAP CMB数据。我们发现了一个强大的和连贯的整体流的尺度至少超过300 h^{-1} Mpc，我们的目录的限制。这种流动很难在和谐LCDM模型的框架内用引力演化来解释，并且可能表明遥远的前暴胀不均匀性在整个当前视界上施加的倾斜。
2008-09-22 astro-ph
Limits on the Peculiar Velocities of Two Distant Clusters Using the Kinematic Sunyaev-Zel'dovich Effect
本文报道了两个遥远的星系团中Sunyaev-Zel'dovich效应的毫米波观测结果。对S-Z数据作了相对论正确的分析，并结合X射线观测结果，确定了星团的径向特征速度v_r。我们观测到阿贝尔2163（z=.201）在三个毫米波段，中心在2.1，1.4，和1.1毫米。我们报告了一个显着的检测的热分量的S-Z效应视为既减少在2.1毫米的CMB的亮度，并作为一个增量在1.1毫米。包括由于仪器的校准不确定性，根据IC气体的分布和温度，以及天体物理学上的混乱，同时拟合所有三个波段的数据，在68%的置信度下，v_r=+490 +1370/-880 km/s。我们在2.1和1.4 mm波段观察到Abell 1689（z=.181）。包括对不确定性的同样详细的说明，同时拟合两个波段的数据得到v_r=+170 +815/-630 km/s。A2163和A1689的特殊速度的极限对应于与均匀哈勃流的偏差<= 2- 3%。
1997-02-26 astro-ph
KLUN+ peculiar velocity survey
增强的本机宇宙动能（KLUN+）星系样本是一组适合于Tully-Fisher（TF）或Faber-Jackson（FJ）距离估计的星系。在这里，我们提取了一个子样本的6229 KLUN+星系接近80 Mpc/h，并计算它们的距离和奇特的速度与迭代归一化距离的方法。在这种方法中，我们可以推导出一个独立于密度不均匀性的分析公式，用于校正选择偏差。然后由红移和修正后的距离可以导出径向特有速度。对速度进行平滑，并且将平滑的速度场用作归一化距离的下一次推导时的校正项。重复该迭代过程，直到达到收敛值。在这里，我们提出了在< 80 Mpc/h的环境下的径向特有速度场的结果地图。向主星系团的坠落模式清晰可见。彩色版地图、其他数字和动画在项目网站上提供。
2003-09-30 astro-ph
General relativistic analysis of peculiar velocities
本文对存在宇宙学常数时由物质密度扰动引起的宇宙学奇速度进行了仔细的广义相对论和（1+3）协变分析。在我们的拟牛顿方法中，约束方程的出现，以保持零剪切的非共动的基本世界线，定义了一个牛顿类框架，这些导致（1+3）-协变动力学方程，包括广义泊松型方程。我们调查之间的关系特有的速度和特有的加速度，找到的条件下，他们对齐。在这种情况下，我们发现（1+3）-协变相对论推广的著名牛顿的结果。
2001-09-12 astro-ph gr-qc
The Peculiar Velocities of Local Type Ia Supernovae and their Impact on Cosmology
我们量化的Ia型超新星特有的速度的宇宙学参数的推导上的效果。用于超新星遗产调查第一年宇宙学报告的已发表的遥远和本地Ia SNe形成了本研究的样本。虽然以前的工作已经假设，当地SNe在CMB帧（无流假设）中处于静止状态，我们测试这一假设，通过应用特殊的速度校正到当地SNe使用三种不同的流模型。这些模型基于IRAS PSCz星系红移巡天，具有变化的β = Omega_m^0.6/b，并在CMB坐标系中再现了本星系群的运动。然后使用平坦度或Lambda CDM和BAO先验来拟合这些数据集的w、Omega_m和Omega_Lambda。卡方检验统计量用于检验速度修正对拟合质量的影响。最受欢迎的模型是beta=0.5模型，其拟合效果明显优于无流假设，与之前的特殊速度研究一致。通过比较无流假设和有利的模型，我们得出由于忽略特殊速度而引起的w的最大潜在系统误差为Δ w =+0.04。对于Omega_Lambda，潜在误差为Delta Omega_Lambda = -0.04，对于Omega_m，潜在误差为Delta Omega_m <+0.01。有利流动模型（beta=0.5）产生以下宇宙学参数：w = -1.08（+0.09，-0.08），Ω_m = 0.27（+0.02，-0.02），ω_λ = 0.80（+0.08，-0.07），ω_m = 0.27（+0.02，-0.02）。
2007-04-12 astro-ph
Peculiar Velocities into the Next Generation: Cosmological Parameters From Large Surveys without Bias from Nonlinear Structure
我们调查的方法，以最好的估计归一化的质量密度波动功率谱（sigma_8）使用特殊的速度数据从一个调查，如六度场星系速度调查（6dFGSv）。我们专注于两个潜在的问题（i）偏差从非线性增长的结构和（ii）大量的速度在调查中。LambdaCDM类模型的模拟被用来测试的方法。我们计算的可能性，从一个完整的协方差矩阵的速度平均在网格单元。这同时减少了数据点的数量，并消除了在小尺度上占主导地位的非线性。我们展示了如何平均可以考虑在预测中以一种实际的方式，并显示的效果的选择的细胞大小。我们发现，可以选择一个细胞的大小，显着降低非线性，而不会显着增加宇宙学参数的误差条。我们将我们的结果与Watkins等人（2002）和Feldman等人（2003）的主成分分析结果进行比较，以选择一组由对非线性尺度最不敏感的特殊速度的线性组合构建的最佳矩。我们的结论是，平均在网格单元执行同样好。我们发现，对于一个调查，如6dFGSv，我们可以估计sigma_8与小于3%的非线性偏差。在对Omega_m进行边缘化之后，sigma_8上的预期误差约为16%。
2008-11-03 astro-ph
Peculiar Velocities and the Mean Density Parameter
我们研究的特殊速度场推断马克III螺旋使用一种新的分析方法。我们估计最佳值的Tully-Fisher散射和零点偏移，我们得到的三维均方根特有速度（$σ_v$）的星系在分析的样本。我们检查我们的统计分析使用模拟目录来自CDM模型的数值模拟考虑测量的不确定性和采样变化。我们对观测结果的最佳测定是$σ_v= (660\pm50) km/s$。我们利用$σ_v$、密度参数$Ω$和星系关联函数$ξ(r)$之间的线性理论关系，推导出光学星系的线性偏置参数$β=Ω^{0.6}/b = 0.60^{+0.13}_{-0.11}$，其中$b$是光学星系的线性偏置参数，不确定度对应于自举响应和一个估计的宇宙方差的正交叠加。我们的结果与两点关联函数的星系团丰度和红移空间畸变的结果一致。这些统计测量表明，如果光学星系没有强烈偏置的质量示踪剂的密度参数$Ω\sim 0.4$的低值。
1999-10-19 astro-ph
Peculiar velocities in the Zone of Avoidance: Determining the Distance to the Norma cluster
用1.4米红外巡天仪（IRSF）和NTT上的SOFI获得了低银河纬度Norma星团的深J、H和Ks测光。与英澳天文台使用2dF拍摄的光谱一起，Norma星团的近红外基本面将用于确定该星团的距离，并评估其在大吸引子过密度中的位置。潜在的系统的不确定性有关的特殊速度的确定在回避区进行了详细讨论。特别是在低纬度地区的消光和恒星拥挤的派生星等的影响（不确定性，系统和散射）进行了详细的调查。我们提出了第一次看新兴的KS波段基本面的诺玛集群。我们预计在我们基于76个星系的最终基本平面距离估计中的不确定性为~ 3%（在诺玛星系团的距离上为~ 150 km/s）。
2004-10-29 astro-ph
Proper Motions Of VLBI Lenses, Inertial Frames and The Evolution of Peculiar Velocities
利用VLBI精确测定四透镜引力像的位置，可以用来测量透镜星系和观测者的横向速度。典型的自行是$μ$作为yr $^{-1}$，因此测量运动的时间尺度是十年。通过测量透镜系综中自行的偶极，我们可以限制由透镜定义的惯性系与由CMB偶极定义的惯性系的偏差，并估计哈勃常数。减去偶极后的剩余自行可以探测到奇异速度随红移的演化，并可以用来估计密度参数$Ω_0$。对于$N$透镜，VLBI测量精度为$σ_θ$，基线为$T$年，我们估计透镜星系均方根特有速度的2- $σ$极限为$3100 (σ_θ/10μ\{as})({yrs}/T)/N^{1/2} \kms$，2- $σ$极限达到局部均方根特有速度$v_{0,rms}$水平所需的时间约为$10 N^{-1/2} (v_{0,rms}/600\kms)(σ_θ/10μas)$年。对于10年基线和$N=10$镜片，我们预计与CMB偶极子的未对准的1个$σ$限值为$Δθ=20^{\circ}$，或等效地获得$ΔH_0 /H_0 < 0.34 $的上限。
1996-02-09 astro-ph
Reconstructing Positions \& Peculiar Velocities of Galaxy Clusters within 25000 km/sec: The Bulk Velocity
利用一个动态的三维重建程序，我们估计$R\ge0$ Abell/ACO星系团的特殊速度从它们的测量红移在25000公里/秒。重建算法依赖于线性引力不稳定性假设，假设线性偏置，并需要星团$β$参数（$β_c \equiv Ω_{\circ}^{0.6}/b_c$）的输入值，我们在Branchini \& Plionis（1995）中估计为$β_c\simeq 0.21$。由此产生的集群速度场主要是由一个大规模的流运动沿英仙座双鱼座-大吸引子基线指向Shapley浓度，在定性协议与星系速度场在较小的尺度上。在局域群框架中，在$\sim 18000$ km/sec的距离内，用偶极项拟合预测的星系团特有速度，我们很好地恢复了局域群速度和方向，与Lauer \& Postman（1994）的观测结果不一致。然而，我们发现一个$\sim 6\%$概率，他们观察到的速度场可能是我们相应的一个实现，如果后者是卷积与他们的大距离相关的错误。我们预测的星系团体速度振幅与POTENT和da Costa等人（1995）对观测到的星系运动在$\sim 5000 - 6000$ km/sec处的分析结果吻合得很好;此后它减小，而在Lauer \& Postman极限深度（$\sim 15000$ km/sec）处，它的振幅为$\sim 150$ km/sec，与大多数宇宙学模型吻合得很好。
1995-12-10 astro-ph
Substructure in Clusters and Central Galaxy Peculiar Velocities
星系团中央主导星系的形成理论要求它们位于星系团引力势的最小值。然而，32%（25个中的8个）测量到的红移超过50个的星系团的中心星系具有显著的速度偏移（相对于其他星系团成员）。通过研究它们的速度分布和速度与位置之间的相关性，我表明，一个大的特有的速度的存在是强烈相关的子结构在这些大规模的系统中的存在。大约85%（25个中的21个）的星系团显示出一些子结构的证据，而仅使用星系或气体分布时发现的证据只有30- 40%。亚结构和中心星系位置之间的相关性验证了Merritt（1985）和Tremaine（1990）的假设，即高的特殊速度表明最近在较小质量的星系系统之间发生了合并事件。动力学摩擦应该迅速地将星系团中质量最大的离散物体--中央星系拉到最小的势能。质量较小的星系在更长的时间内保留了有关其原始子星系团的信息。我使用一个客观的分割算法来分配星系团星系的主机子块。当星系以这种方式分配到它们的子星系团时，75%的显著速度偏移被消除。在25个星系团中，只有2个星系团的中心星系在考虑子结构时不位于中心。
1994-02-23 astro-ph
Comparison of the ENEAR Peculiar Velocities with the PSCz Gravity Field
比较了ENGINEER 4全天空$D_n-σ$星表和IRAS PSCz红移巡天星系分布的速度场。分析的基础上，这些数据在红移空间的模态扩展的球谐函数和贝塞尔函数。膨胀的有效平滑尺度几乎是线性的，在3000 km/s时红移达到1500 km/s。在6000 km/s范围内，假设质量和PSCz星系之间存在线性偏置关系，则过滤后的ENERGY速度场和PSCz速度场的一般流型吻合得很好。比较使我们能够确定参数$β=Ω^{0.6}/b$，其中$Ω$是宇宙学密度参数，$b$是线性偏置因子。ENERGY和PSCz模式的似然分析产生$β=0.5 +- 0.1$，与从Tully-Fisher调查获得的值非常一致。
2000-06-05 astro-ph
Homogeneous Velocity-Distance Data for Peculiar Velocity Analysis. III. The Mark III Catalog of Galaxy Peculiar Velocities
这是第三次在一系列的文件中，我们收集和分析一个均匀的目录的奇特的速度数据。在论文I和II中，我们描述了构成星表大部分的塔利-费舍尔（TF）红移距离样本，以及我们为这些样本获得相互一致的TF校准的方法。在本文中，我们提供了进一步的技术细节的数据处理，并提出了一个子集的目录中的表格形式。完整的星表，称为Mark III的银河系特殊速度星表，可在可访问的在线数据库中获得，如本文所述。电子星表不仅包含了论文I和II中讨论的TF样本，还包含了最初在其他地方提出的椭圆星系Dn-sigma样本。这里讨论椭圆和螺旋数据集的相对零点。Mark III星表的基本元素是每个天体的观测值（红移、星等、速度宽度等）。以及从TF或Dn-sigma关系导出的推断距离。Malmquist偏差校正的距离计算每个目录对象使用从IRAS 1.2 Jy红移调查获得的密度场。提供了单个对象和组的距离。各种辅助数据，包括距离和本地密度预测的IRAS红移调查重建方法，以及制表。我们研究了三个样本的TF残差分布，并得出结论，它们很好地近似为高斯分布。对于Mathewson等人的样本，我们证明了随着速度宽度的增加，TF散射显著降低。我们测试，但没有发现证据，TF残差和星系形态之间的相关性。
1996-10-25 astro-ph
Peculiar Motions in the Region of the Ursa Major Supercluster of Galaxies
我们研究了大熊座超星系团及其邻域中星系团的特殊运动。本文根据SDSS（Sloan Digital Sky Survey）数据，编制了一个早型星系的样本，并利用它们的基平面确定了星系团的距离和特有速度。在12个UMa星系团的中心区域（R_200以内）、超星系团的三个主要子系统--连接星系团的附属结构和离最近的UMa邻域的9个星系团中的早型星系样品具有相似的参数。相当高的过密度（星系数为3，星系团数为15）表明超星系团作为一个整体是受引力约束的，而没有发现明显的特殊运动：特殊速度不超过测量误差的1.5-2倍。超星系团的平均随机奇异速度和对哈勃膨胀的系统偏差与理论估计一致。为了确认三个UMa子系统的可能方法，测量精度必须提高2-3倍。
2007-05-27 astro-ph
Biased Estimates of Omega from Comparing Smoothed Predicted Velocity Fields to Unsmoothed Peculiar Velocity Measurements
我们表明，对奇特的速度预测从平滑的星系密度场的非平滑的奇特的速度测量的回归导致有偏见的宇宙学密度参数欧米茄的估计，即使当星系跟踪基本的质量分布和星系的位置和速度是完全已知的。偏差的出现是因为预测速度中的误差与预测速度本身相关。我们调查这种偏见使用宇宙学N体模拟和分析参数。在线性微扰理论中，对于冷暗物质功率谱和高斯或礼帽平滑滤波器，Ω的偏差总是正的，并且其幅度随着平滑尺度的增加而增加。当高斯光滑半径R_s > 10 Mpc/h时，线性计算再现了N体结果，而非线性效应降低了较小光滑尺度上的偏差，当R_s < 3 Mpc/h时，Ω被低估而不是高估。对于给定的平滑滤波器，Ω的净偏差取决于底层的宇宙学模型。相对于其他不确定性，速度-速度比较对当前欧米茄估计值的影响可能很小，但要充分利用未来特殊速度数据集的统计精度，需要对预测和测量的速度场进行同等平滑，或者仔细考虑这里讨论的偏差。
2000-01-07 astro-ph
Peculiar Velocity Reconstruction with Fast Action Method: Tests on Mock Redshift Surveys
我们提出了广泛的测试的快速行动方法（FAM）恢复过去的轨道的质量示踪剂在膨胀的宇宙从他们的红移空间坐标在目前的时代。测试的重点是重建当今特有的速度使用模拟目录提取的高分辨率$N$体模拟。该方法允许通过直接最小化宇宙引力系统的修正作用来自洽地处理红移空间畸变。当应用于理想的、体积有限的目录时，如果速度在5 Mpc/h的尺度上平滑，则FAM可以恢复无偏的特有速度，1-D、1σ误差为~220 km/s。或者，当不应用平滑时，FAM预测驻留在最高密度区域之外的对象的几乎无偏的速度。在第二种情况下，1σ$误差减小到~150 km/s的水平。在大于5 Mpc/h的尺度上，也正确地恢复了特殊速度场的相关特性。当FAM应用于模拟IRAS PSCz调查的通量限制目录时，得到了类似的结果。在这种情况下，FAM重建了具有类似内在随机误差的特殊速度，而速度-速度相关特性在~8 Mpc/h的尺度之外得到了很好的再现。我们还表明，FAM提供了更好的速度预测比其他竞争的方法，基于线性理论或Zel'dovich近似。这些结果表明，FAM可以成功地应用于目前可用的星系红移调查，如IRAS PSCz。
2002-05-03 astro-ph
A New Approach to Probing Large Scale Power with Peculiar Velocities
我们提出了一种新的策略，探测大尺度上的功率谱使用星系特有的速度。我们探讨的性质调查，只覆盖两个小领域在相反的方向上的天空。这类巡天比那些试图覆盖整个天空的巡天有几个优点;特别是，通过将星系集中在狭窄的圆锥体中，这些巡天能够实现所需的密度，以测量速度场的几个时刻，只需少量的物体，即使是设计用于探测尺度$\gtwid 100$ \hmpc的巡天。我们构建模拟调查与这种几何形状和分析他们的三个时刻，他们是最敏感的。我们计算这些时刻的窗口函数，并构建一个$χ^2$统计，可以用来把约束的功率谱。为了探索这些调查的敏感性，我们计算的期望值的时刻和它们相关的测量噪声的函数的调查参数，如密度和深度和几个流行的模型的结构形成。此外，我们还研究了这类巡天如何区分不同的功率谱，并发现，对于相同数量的天体，圆锥巡天在区分流行的宇宙学模型方面与全天空巡天一样好，甚至更好。我们发现，调查与$200-300$星系特有的速度与距离误差为15%，在两个锥与$\sim 10^\circ$的开口角可以把显着的限制功率谱的尺度上的$100-300$ \hmpc，很少有其他的限制存在。
1997-12-16 astro-ph
Peculiar Velocities of Clusters in CDM Models
最近，对一个新的星系团样本进行了奇特的速度测量。从一个精确校准的塔利-费舍尔关系的螺旋星系，我们计算的均方根集群特有的速度，并将其比较的线性理论预测的COBE归一化的低密度和开放的CDM模型（LambdaCDM和OCDM，分别）。模型拒绝的置信水平估计使用蒙特卡罗程序为每个模型生成一个大的合奏的人工数据集。在Zaroubi等人（1997）的基础上，我们用（Omega_0，n_pr，h）参数空间上的约束来表示我们的结果。这些约束在90% c.l.下变为σ_8 Ω_0 ^{0.6}=0.50^{+0.25}_{-0.14}，因此与来自簇丰度的结果一致。我们表明，我们的约束条件也是一致的暗示的星系功率谱的形状在一个相当宽的范围内的模型参数的值。最后，我们指出，我们的研究结果不同意在约3sigma水平的Zaroubi等。（1997），基于马克III目录，倾向于更大的Omega_0值的CDM类模型。
1997-03-24 astro-ph
Correlation Analysis of SFI Peculiar Velocities
我们目前的统计分析结果的SFI目录的奇特速度，最近完成的调查螺旋场星系与I波段塔利-费舍尔距离（海恩斯等，1999年）。所用的速度场统计量是速度关联函数$ψ_1(r)$（Gorski等，1989）。分析是在红移空间中进行的，以避免与非均匀Malmquist偏置校正相关的潜在模糊性。从SFI样品的结果进行了比较与线性理论的预测。我们生成了一个大的模拟样本集，从N体模拟中提取，用于评估我们的分析的可靠性，并估计相关的不确定性。定义$η_8=σ_8Ω_0^{0.6}$，我们发现，测量的$ψ_1(r)$意味着在$η_8-Γ$平面上的退化约束，与$η_8=(0.3 +/- 0.1) (Γ/0.2)^{0.5}$，在$2σ$水平，本文提出的逆Tully-Fisher（ITF）校准。模型约束对ITF校准相当敏感。Giovanelli等人（1997）和da Costa等人（1998）的其他ITF校准都给出了$Γ=0.2$的最佳拟合值，即$η_8\simeq 0.6$。
1999-08-14 astro-ph
Large-Scale Mass Power Spectrum from Peculiar Velocities
质量密度波动的功率谱估计从Mark III和SFI目录的奇特的速度通过应用极大似然分析，使用参数模型的功率谱和误差。广义CDM模型与COBE规范化和不使用。应用于两个不同的数据集给出了一致的结果。一般的结果是功率谱的振幅相对较高，例如，在k=0.1 h/Mpc时，我们发现P（k）Ω^{1.2} =（4.5+/-2.0 X10 ^3（Mpc/h）^3，对应于σ_8 Ω^{0.6} = 0.85+/-0.2。宇宙学参数的组合依赖于模型的约束得到的COBE归一化CDM模型的家庭。这些可以粗略地近似为Ω h_{60} ^μn^v = 0.6+/-0.2，其中μ=1.3，v =3.7，2.0分别对于有和没有张量涨落的平坦ΛCDM模型。对于开放的CDM，没有张量涨落，幂是μ=0.9和ν=1.4。引用的误差条反映了每个模型的90%形式似然不确定性以及不同模型和目录之间的方差。这是对一个合作项目的简要回顾（更多细节见Zaroubi et al 1997，Freudling et al 1998）。在Ω-Λ平面的初步约束。
1998-10-15 astro-ph
