Cosmological Redshift-Space Distortion II: distance in an inhomogeneous universe and evolution of bias
我们讨论了两个潜在的重要影响，应考虑在宇宙学的红移空间畸变的分析，特别是在高红移的光传播和偏压的演变的不均匀性的影响。虽然这种不均匀性会显著影响宇宙学红移畸变的程度，但人们可以从$z=0$的畸变图案中确定密度参数$Ω_0$，并从$z = (1\sim 2)$中确定宇宙学常数$λ_0$。特别是，我们表明，在低密度（$Ω_0\ll 1$）的宇宙中，可以确定的值$λ_0$，甚至演变的偏置参数几乎不敏感的程度，在宇宙中的物质分布的块状。
1996-07-22 astro-ph
Ω_0 and λ_0 from galaxy and quasar clustering: cosmic virial theorem and cosmological redshift-space distortion
本文讨论了两种利用两点关联函数的各向异性和宇宙学红移-空间畸变来确定宇宙学密度参数Ω_0和宇宙学常数λ_0的宇宙学检验。
1996-09-03 astro-ph
Cosmological Redshift Distortion of Correlation Functions as a Probe of the Density Parameter and the Cosmological Constant
我们提出星系和类星体的关联函数的宇宙学红移-空间畸变作为密度参数$Ω_0$和宇宙学常数$λ_0$的探测器。特别是，我们表明类星体关联函数在$z\sim2$的红移空间畸变原则上可以对$λ_0$的值设置约束。这与在红移空间中对星系关联函数的流行分析相反，该分析基本上确定了$Ω_0^{0.6}/b$，其中$b$是偏置参数，但对$λ_0$不敏感。对于具体的应用，我们提出了红移空间失真的关联函数在冷暗物质模型和幂律相关函数模型，并讨论在何种程度上可以区分不同的$λ_0$模型。
1996-07-21 astro-ph
Redshift Distortions: Perturbative and N-body Results
我讨论的红移空间双谱的演化通过微扰理论（PT）和大型高分辨率数值模拟。在大尺度下，我们给出了多极展开的双谱PT，这提供了一个自然的方式来打破之间的退化偏置和$Ω$目前在测量的功率谱失真。在中等尺度下，我们提出了一个简单的唯象模型，考虑到非线性效应。N-体的结果表明，在小尺度的扰动的形状的双谱线在红移空间被保存，打破了有效的层次形式在没有扭曲。
1998-08-10 astro-ph
Cosmological redshift-space distortion on clustering of high-redshift objects: correction for nonlinear effects in power spectrum and tests with N-body simulations
我们研究了宇宙学红移-空间畸变效应对高红移天体功率谱的影响，这是广义相对论宇宙学中不可避免的观测污染。特别是，我们认为在冷暗物质模型中使用高分辨率N体模拟的密度和速度演化的非线性效应。我们发现，非线性密度场和速度场的拟合公式的基础上的理论模型准确地描述了数值结果，特别是在准非线性制度。这些对非线性效应的修正对于使用宇宙学红移-空间畸变作为宇宙学检验是必不可少的。我们进行了一个可行性测试，从未来的高红移类星体目录使用我们的理论模型和N体模拟的结果，以获得约束。将目前的方法应用于未来正在进行的高红移星系和类星体的调查数据，将提供一个有用的工具来约束宇宙的几何形状。
1999-08-17 astro-ph
Using Perturbative Least Action to Reconstruct Redshift Space Distortions
本文提出了一种类似于Goldberg & Spergel（2000）提出的微扰最小作用量（PLA）方法的红移空间重构方案。我们首先表明，该计划是有效的重建甚至非线性观测。然后，我们建议，通过改变宇宙学，以尽量减少重建的密度场的四极矩，它可能会降低红移失真参数，$β$的误差棒，以及打破线性偏置参数，$b$，和$Ω_M$之间的简并。最后，我们讨论了如何解放军可能被应用到现实的红移调查。
2000-08-17 astro-ph
Non-Perturbative Effects of Geometry in Wide-Angle Redshift Distortions
我们使用Szapudi（2004）的形式推导出线性两点关联函数的全显式表达式，包括红移空间畸变和大角度效应。我们考虑到非微扰的几何项的雅可比矩阵，这仍然是线性的动力学。这一项以前曾被发现过（Kaiser 1987，Hamilton and Culhane 1996），但在线性红移空间两点关联函数的所有后续显式计算中都被忽略了。我们的结果代表了一个显式的修正，以前的明确表达，并在很好的协议与我们的测量哈勃体积模拟。
2010-12-15 astro-ph
Quasar clustering redshift distortion constraints on dark energy
本文模拟了二度场类星体红移巡天（2 QZ）中类星体团簇的几何和运动学红移畸变，表明它们对宇宙学密度和状态方程参数Omega_{m0}，Omega_{x0}和w的约束是非常有效的。特别是，它出现，对于宇宙学常数的情况下，测试是特别敏感的差异Omega_{m0} - Omega_{Lambda 0}，而对于空间平坦的情况下，它是相当有竞争力的未来超新星和星系计数测试，除了是互补的。
2001-12-14 astro-ph
The effect of bias and redshift distortions on a geometric test for the cosmological constant
我们重新审视的可行性的宇宙学测试的几何失真，侧重于一个模糊的因素演变的偏见。从定义空间两点关联函数和功率谱的估计量出发，以严格的方式，推导出考虑光锥效应和红移空间畸变的两点聚类统计量的实用公式。然后，我们研究如何预测的关联函数的红移空间失真和偏见的影响，假设类星体样本大致匹配的2dF调查。偏置的影响是至关重要的，特别是，在红移空间中的聚类统计的各向异性分量。通过测量预测的关联函数对偏置演化唯象模型参数的行为，表明光锥上的关联函数对偏置的平均幅度敏感，而对偏置的红移演化速度不敏感。此功能对于几何测试的分析非常有用。
2000-12-21 astro-ph
Two-point correlation function of high-redshift objects on a light-cone: Effect of the linear redshift-space distortion
本文在红移空间中导出了光锥上两点关联函数的理论公式。在Yamamoto & Suto（1999）提出的实空间中光锥上两点关联函数的理论公式的基础上，考虑到源的特殊速度，我们将其推广到红移空间中。导出了两点关联函数的简单表达式。本文采用一个简单的源模型，简要地讨论了光锥上类星体的关联函数。
1999-03-12 astro-ph
Redshift distortions in one-dimensional power spectra
我们提出了一个模型，一维（1D）物质的红移空间的功率谱估计提供的数据沿个别视线。我们推导出这些功率谱的线性和非线性制度的解析表达式，专注于红移所产生的奇特的速度扭曲。在线性区域，红移畸变只在小尺度上增强一维功率谱，而在大尺度上不影响功率谱。这与失真对从3D空间中的数据估计的三维（3D）功率谱的影响形成对比，其中增强与尺度无关。对于CDM宇宙学，红移和实空间中的一维功率谱对于波数$q<0.1h/Mpc$是相似的，其中两者都具有接近于1的谱指数，与三维功率谱的细节无关。非线性修正使红移空间的一维功率谱在$q<10h/Mpc$尺度上趋于普适的形状，而在小尺度上由于强的速度切变和随机运动而抑制了功率谱。红移空间、一维功率谱对初始密度扰动的幅度最为敏感。我们的结果是有用的，特别是从SDSS类星体样本计算的功率谱。
2004-07-07 astro-ph
Linear Redshift Distortions and Power in the PSCz Survey
我们提出了一个国家的最先进的线性红移失真分析最近出版的IRAS点源目录红移巡天（PSCz）。这个过程包括线性压缩成4096个卡胡南-洛维模，这些模是从大约3 × 10^5个模的势库中挑选出来的，然后二次压缩成三个独立的功率谱，即星系-星系功率谱、星系-速度功率谱和速度-速度功率谱。去相关功率谱的最小二乘拟合得到线性红移失真参数beta = Omega_m^0.6/b = 0.41（+0.13，-0.12）。
2000-09-02 astro-ph
Nonlinear Stochastic Biasing of Peaks and Halos: Scale-Dependence, Time-Evolution, and Redshift-Space Distortion from Cosmological N-body Simulations
我们量化的程度的非线性和随机性的有偏见的对象的集群，使用宇宙学N体模拟。以峰值和晕为代表的偏置模型，重点研究了有偏置的天体与暗物质的两点相关性及其互相关。特别地，我们考虑了红移空间畸变的影响，并试图通过分析偏置因子和互相关因子来阐明尺度依赖性和时间依赖性。在小尺度上，随机性和非线性变得明显和强烈的对象相关，特别是在红移空间中，由于成对的速度色散的偏见对象。然而，确定性的线性偏置$δ_{\rm obj}\simeq b_{\rm obj} δ_{\rm mass}$的近似工作相当不错，即使在准线性制度$r > 10 h^{-1}$ Mpc，和线性红移空间失真解释了在红移空间在这个制度的集群幅度。
2000-12-28 astro-ph
The Durham/UKST Galaxy Redshift Survey - VII. Redshift-space distortions in the power spectrum
我们调查的红移空间失真的影响，在功率谱平行和垂直于观察者的视线，P（k_par，k_perp），使用光学选择达勒姆/UKST星系红移调查。在小的非线性尺度上，功率谱中的各向异性主要由星系速度色散决定，即“上帝的手指”效应。在较大的线性尺度上，由于星系落入过密区域而产生的相干特有速度是各向异性的主要原因。根据引力不稳定性理论，这些畸变仅取决于密度和偏置参数。如果假设错误的宇宙学，也会发生几何扭曲，尽管考虑到巡天的低红移，这些扭曲相对较小。为了量化这些影响，我们假设APM星系巡天的实空间功率谱，并拟合一个简单的红移空间和几何失真模型。假设一个平坦的Ω = 1的宇宙，我们发现一维成对速度色散的值为sigma_p = 410 +- 170 km/s，beta = 0.38 +- 0.17。一个开放的Omega = 0.3和一个平坦的Omega = 0.3，Lambda = 0.7的宇宙分别产生sigma_p = 420 km/s，beta = 0.40和sigma_p = 440 km/s，beta = 0.45，误差相当。这些结果与使用两点星系关联函数xi（sigma，pi）的估计一致，并且如果星系跟踪潜在的质量分布，则有利于低密度宇宙的Ω ~ 0.3，或者如果Ω = 1，则偏向因子b ~ 2.5。
2000-09-25 astro-ph
Probing the dark energy with redshift space quasar clustering distortion
我们对二度场类星体红移巡天（2 QZ）中的类星体团簇红移畸变进行了蒙特卡罗模拟，以得出红移畸变（几何Alcock-Paczynski和线性运动学）对无压物质+暗能量模型的宇宙学密度和状态方程参数Omega_{m0}，Omega_{x0}，w的约束作用。结果表明，对于宇宙学常数情况（w = -1），该检验对Δ：= Omega_{m0} - Omega_{Lambda 0}之差特别敏感，而对于空间平坦情况（k = 0），该检验除了与SNAP和DEEP互补外，还与它们相当竞争;此外，我们发现，尽管不知道偏差的实际值不会损害Delta的正确恢复，但考虑线速度效应是绝对相关的，均在2 sigma置信水平内。
2002-01-31 astro-ph
The 2dF QSO Redshift Survey - VI. Measuring Lambda and Beta from Redshift-space Distortions in the Power Spectrum
当2dF类星体红移巡天（2 QZ）完成后，将有一个强有力的宇宙学常数的几何检验。通过比较沿着视线和穿过视线的聚集，并模拟红移空间中的特殊速度和整体运动的影响，可以检测到几何扭曲，如果假设错误的宇宙学，就会发生这种扭曲。在本文中，我们调查的效果的几何和红移空间失真的功率谱平行和垂直于观察者的视线。Ballinger等人开发了一个模型来估计宇宙学常数$Λ$和来自这些扭曲的重要参数$β\approx Ω_m^{0.6}/b$。我们将此模型应用于最终的25 k 2 QZ的详细模拟，使用Virgo Consortium的巨大{ \it Hubble Volume} N体$Λ$ -CDM光锥模拟产生。我们证实了Ballinger等人的结论;红移空间的形状和几何畸变非常相似。当考虑到所有不确定性时，我们发现只有联合$Λ- β$约束是可能的。然而，通过将这一结果与基于大规模聚类进化的第二个约束相结合，我们可以取得重大进展。我们预测，这种方法应该允许我们约束$β$约$\pm0.1$，和$Ω_{m}$ $\pm0.25$使用最终的目录。我们应用该方法的2 QZ目录的10000类星体，发现这个不完整的目录稍微有利于一个$Λ$宇宙学。
2001-08-06 astro-ph
Redshift Space Distortions of the Correlation Function in Wide Angle Galaxy Surveys
利用一种新的二维坐标系，我们导出了一种特别简单的方法来表示任意几何条件下星系红移观测中的红移畸变。这种方法提供了一种几乎理想的方法来测量$β=Ω_0^{0.6}/b$在广域调查中的值，因为调查中的所有对都可以用于分析。在小角度的限制下，这个结果直接简化为平面平行近似。这种扩展也可以与更复杂的方法一起使用，例如用于计算任意测量几何的红移空间中的Karhunen-Loeve本征向量。因此，这些结果应提供更精确的方法，其中测量大尺度功率谱和值的$β$同时进行。
1997-11-30 astro-ph
Redshift distortions of galaxy correlation functions
为了研究如何奇特的速度可以影响2-，3-和4-点红移关联函数，我们评估体积平均相关的配置，强调和最小化红移失真的四个不同的体积有限的样本从每个CfA，SSRS和IRAS红移目录。我们发现一个特征的失真的2点相关，$\xibar_2$：斜率$γ$是平坦的，相关长度是较大的红移空间比在实空间中，即红移失真“移动”的相关性从小到大的尺度。在最大的尺度上（直到$12 \Mpc$），红移分布中的额外功率与$Ω^{4/7}/b \approx 1$是相容的。我们估计CfA、SSRS和IRAS目录的$Ω^{4/7}/b$为$0.53 \pm 0.15$、$1.10 \pm 0.16$和$0.84 \pm 0.45$。高阶相关$\xibar_3$和$\xibar_4$遭受类似的红移失真，但在这样一种方式，在我们的分析精度，归一化幅度$S_3$和$S_4$是不敏感的这种效果。分级幅度$S_3$和$S_4$作为1- $12 \Mpc$之间的比例的函数是恒定的，并且在所有样本和目录$S_3 \approx 2$和$S_4 \approx 6$中具有相似的值，尽管事实上$\xibar_2$、$\xibar_3$和$\xibar_4$从一个样本到另一个样本相差很大（在$\xibar_2$中高达4倍，对于$\xibar_3$为8倍，对于$\xibar_4$为12倍）。$S_3$和$S_4$的独立估计之间的一致…
1993-05-26 astro-ph
The Correlation Function in Redshift Space: General Formula with Wide-angle Effects and Cosmological Distortions
本文用线性理论导出了红移空间中关联函数的一般公式。该公式同时包括广角效应和宇宙学扭曲。该公式适用于任何具有任意角度$θ$和任意红移$z_1$、$z_2$的双星对，这些红移不一定很小。适当地考虑了空间曲率对几何和涨落谱的影响，从而我们的公式在具有任意宇宙学参数$Ω_0$和$λ_0$的Friedman-Lematre宇宙中成立.我们用几种模型说明了所得到的关联函数的模式，并且还表明传统的远距离观测器近似的有效区域是$θ\le 10^\circ$。
2000-02-08 astro-ph
Redshift Distortions and Omega in IRAS Surveys
大尺度上的红移空间畸变可以用来测量线性增长率参数$\ff \approx Ω^{0.6}/b$。我在这里报告的测量这种扭曲的IRAS 2 Jy，1.2 Jy，和QDOT红移调查，发现$\ff = 0.69^{+ .21}_{- .19}$从合并QDOT加1.2 Jy目录。不幸的是，在QDOT中超过约$80 h^{-1} Mpc$的聚类模式的显著（$4σ$）变化破坏了对该结果的信心。在1.2 Jy的调查中，可能存在轻度的类似效应。这种效应可能是由天空中IRAS PSC有效通量极限的系统变化引起的，$\sim 0.1$ Jy在尺度$\sim 7^{\circ}$上的分散。如果是这样的话，那么从红外天文台观测中的红移畸变推断出的$\ff$的价值可能被系统性地低估了。
1997-10-02 astro-ph
Reconstructing the history of structure formation using redshift distortions
利用红移空间扭曲来测量星系特有速度的统计数据是探索结构形成历史的一个很好的方法。由于星系被期望作为物质流中的测试粒子，这种方法避免了由于未知的星系密度偏差而导致的不确定性。我们表明，红移空间失真测量的参数组合，$fσ_8^{\rm mass}$提供了一个很好的测试暗能量模型，即使没有知识的偏见或$σ_8^{\rm mass}$需要提取$f$从这个测量（这里$f$是对数导数的线性增长率，和$σ_8^{\rm mass}$是均方根质量波动半径为$8h^{-1}$ Mpc的球体）。我们认为，红移空间畸变测量将有助于确定宇宙加速背后的物理学，测试它是否与暗能量或修改的重力，并将提供一个机会来测试可能的暗能量聚集或耦合之间的暗能量和暗物质。如果我们能够测量星系的偏差，同时测量过密度场和速度场，可以通过连续性方程来检验等效原理的有效性。
2009-10-06 astro-ph
Redshift-Space Distortions with the Halo Occupation Distribution I: Numerical Simulations
我们展示了如何红移空间扭曲的星系关联函数或功率谱可以约束的物质密度参数Omega_m和线性物质波动幅度sigma_8。我们通过采用完全非线性描述的星系聚类和偏见，这使我们能够打破参数退化相结合的大规模和小规模的扭曲以前的治疗。我们考虑不同的组合Omega_m和sigma_8和发现参数的星系晕占领分布（HOD），产生几乎相同的星系关联函数在真实空间。我们使用这些HOD参数填充大N体模拟的暗物质晕，从中我们测量小尺度和大尺度上的红移空间扭曲。我们包括一个速度偏置参数α_v，使卫星星系的速度分散的晕系统高于或低于那些暗物质。大尺度畸变由参数组合beta = Omega_m^{0.6}/b_g确定，其中b_g是星系偏差，与线性理论一致。然而，线性理论并不能在我们的模拟中准确地描述失真本身。我们提供了拟合公式来估计β从红移空间关联函数或功率谱，我们表明，这些公式是显着更准确的比那些在现有的文献。在小尺度上，投影分离度约为0.1 Mpc/h时的“上帝之指”畸变取决于Ω_m* α_v^2，但与σ_8无关，而在中间分离度时，它们也取决于σ_8。因此，人们可以在很宽的尺度范围内使用红移空间失真来分别确定Omega_m、sigma_8和alpha_v。
2005-01-04 astro-ph
Measuring large-scale structure with the 2dF Galaxy Redshift Survey
2dF星系红移巡天是第一个测量超过10万个红移的星系。这使得可以精确测量星系聚集的许多关键统计指标，特别是红移空间失真和大尺度功率谱。本文介绍了目前在这些领域的2dFGRS的结果。红移空间的畸变被检测到具有很高的意义，确认了大规模的下落速度的详细凯泽畸变，并测量了畸变参数β = 0.43 +/- 0.07。功率谱的测量值为< 10% accuracy for k >0.02 h Mpc^-1，可以用CDM模型很好地拟合，其中Ω_m h = 0.20 +/- 0.03，重子分数为0.15 +/- 0.07。
2001-05-25 astro-ph
Linear Redshift Distortions: A Review
宇宙中星系的红移图被星系沿视线的特殊速度所扭曲。在大的线性尺度上的扭曲幅度产生了线性红移扭曲参数的测量，在标准宇宙学中，它是$β\approx Ω_0^{0.6}/b$，具有宇宙学密度$Ω_0$和光质偏差$b$。本文综述了到1997年年中为止发表的$β$线性红移畸变的测量结果。光学选择星系的平均值和标准差为$β_{optical} = 0.52 \pm 0.26$，IRAS选择星系的平均值和标准差为$β_{IRAS} = 0.77 \pm 0.22$。隐含的相对偏倚为$b_{optical}/b_{IRAS} \approx 1.5$。如果光学星系是无偏的，那么就是$Ω_0 = 0.33^{+0.32}_{-0.22}$，而如果IRAS星系是无偏的，那么就是$Ω_0 = 0.63^{+0.35}_{-0.27}$。
1997-09-25 astro-ph
Deciphering cosmological information from redshift surveys of high-z objects - the cosmological light-cone effect and redshift-space distortion -
在红移空间中观测到的天体的三维分布与真实分布有很大的不同，因为到每个天体的距离不能仅仅由它的红移$z$来确定;对于$z \ll 1$，特殊的速度场污染了哈勃流的真实后退速度，而对于在$z < 1$的天体，真实的距离敏感地取决于（未知的，因此是假设的）宇宙学参数。这就阻碍了对宇宙大尺度结构真实分布的理解。此外，所有的宇宙学观测都是在光锥上进行的，光锥是$z=0$观测者的零超曲面。这意味着它们的内在属性和聚类统计数据即使在调查量内也会发生变化。因此，考虑光锥效应的适当比较对于从红移星表中提取宇宙学信息是很重要的，特别是对于$z < 1$。本文介绍了21世纪观测宇宙学中两种重要效应--宇宙光锥效应和宇宙红移空间畸变的理论进展。
1999-03-04 astro-ph
Spherical Redshift Distortions
奇特的速度引起星系在红移空间中的视向位移，扭曲了星系团在径向和横向方向上的模式。在大尺度上，扭曲的幅度产生了无量纲线性增长率$β\approx Ω^{0.6}/b$的量度，其中$Ω$是宇宙学密度，$b$是线性偏置因子。为了在广角红移巡天中最大限度地利用数据，并获得最大的精度，需要正确处理畸变的球面特征，而不是简单的平面平行近似。在线性区域，红移空间的关联函数由作用于真实关联函数的球面畸变算符来描述。这里指出，存在一个算子，它本质上是相对于对分离的对数导数，它既与球面畸变算子交换，又同时定义了分离的特征尺度。关联函数可以展开为该算子的本征函数，这些本征函数是失真算子的本征函数。观察到的本征函数的振幅的比率以独立于关联函数的形状的方式产生线性增长率$β$的测量。更一般地，相对于深度$r$的对数导数$\partial/\partial\ln r$，连同角动量算符的平方$L^2$和分量$L_z$，形成作用于密度的球面畸变算符的交换算符的完整集合。这套完整的算子的本征函数是关于观察者的球面波，径向部分位于对数实空间或傅立叶空间。
1997-10-02 astro-ph
Application of Data Compression Methods to the Redshift-space distortions of the PSCz galaxy catalogue
本文将球谐分析应用于点源红移巡天（PSCz），计算了实空间星系的功率谱和由特殊速度引起的红移畸变程度。我们采用新的参数特征向量和分层数据压缩技术，允许更大数量的谐波模式被包括在内，相应地更小的误差条。用4644个谐波模压缩到2278个，我们发现IRAS红移空间畸变参数为$β= 0.39 \pm 0.12$，在$k=0.1 \Mpch$尺度上星系成团的振幅为$Δ_{\rm gal}(0.1)=0.42 \pm 0.02$。结合这些，我们发现质量扰动的幅度是$Δ_m(0.1)=(0.16\pm0.04) Ω_m^{-0.6}$。初步的模型拟合分析相结合的PSCz振幅的CMB和丰富的集群产生的宇宙学物质密度参数$Ω_m=0.16\pm 0.03$，振幅的原始扰动$Q=(8.4\pm 3.8) \times 10^{-5}$，和IRAS偏置参数$b=0.84\pm 0.28$。
2000-07-05 astro-ph
Baryonic acoustic oscillations in simulated galaxy redshift surveys
印刻在星系功率谱中的重子声波振荡为探测宇宙学距离尺度和暗能量提供了一个很有前途的工具。我们目前的结果，从一套宇宙学N体模拟，旨在调查可能的系统误差宇宙学距离的恢复。我们展示了重子峰对非线性、红移失真和线性和准线性区域内各种红移的轻度偏差的鲁棒性。虽然轻微偏置的示踪剂很好地遵循物质功率谱，但与真实空间相比，红移扭曲确实部分掩盖了红移空间中的重子特征。我们计算的统计约束N-体结果的宇宙学扭曲，并比较这些分析结果从Fisher矩阵形式主义。我们的结论是，角直径的距离将受到约束，以及我们以前的Fisher矩阵计算，而哈勃参数将受到较少的约束，因为非线性红移失真。
2005-07-14 astro-ph
Modelling the redshift-space distortion of galaxy clustering
我们使用一组大的、高分辨率的宇宙学N体模拟来研究星系团在10- 200 h ^{-1} Mpc量级上的红移空间畸变。目前正在进行的星系红移巡天，一旦完成，将使我们能够测量两点关联函数中的四极畸变，或其傅里叶变换，功率谱，P（k，μ），达到高精度。在这些尺度上，我们通常会发现一个正的四极，正如预期的相干infall到过密区域和流出欠密区域，但失真是实质上弱于纯线性理论预测。我们评估两个模型，可被视为线性理论的改进，Zel'dovich近似和色散模型，其中的非线性速度所产生的形成维里化的群体和集群被视为随机扰动的线性理论预测的速度。我们发现，既没有提供足够的物理描述的聚类模式。如果用来模拟尺度为10<λ<200 h^{-1}Mpc的红移空间畸变，β的估计值（β=f（Ω_0）/b，其中f（Ω_0）~ Ω_0^{0.6}，b是星系偏置参数）可能有百分之十或更大的系统误差。我们讨论如何避免这样的系统性，i）发展一个更完整的模型的红移失真和ii）直接使用的星系目录产生的非线性N体模拟。
1997-07-16 astro-ph
Redshift-Space Distortions of Group and Galaxy Correlations
两点关联函数计算的星系和星系群使用的三维信息，从更新的Zwicky星系表-（UZC）。本文计算了两两组特殊速度引起的关联函数$ξ(σ,π)$在平行和垂直于视线方向上的红移空间畸变。用两种方法刻画星系团和星系的两两速度场。最佳拟合参数为：星系群的$γ=-1.89 \pm 0.17$和$r_0=9.7 \pm 4.5$ $h^{-1}$ Mpc，星系群的$γ=-2.00 \pm 0.03$和$r_0=5.29 \pm 0.21$ $h^{-1}$ Mpc。我们找到了星系的$β_{gx}=0.51 \pm 0.15$，而对于星系群，我们获得了一个有噪的估计值$β< 1.5$。
2001-02-21 astro-ph
The 3-point function in large scale structure: redshift distortions and galaxy bias
我们研究了暗物质和模拟星系的三点关联函数xi_3的行为，集中在红移空间畸变的影响和当前红移星系巡天中星系偏置参数的确定。在大尺度上，红移空间的畸变往往会稍微消除约化三点函数Q3 ~ xi_3/xi_2^2对组态的依赖性。在较小的尺度上（< 10 Mpc/h），由于速度分散的影响，Q3在细长和开放的三角形之间发展出特征性的U形各向异性。我们发现，这种形状是相当普遍的，非常弱的尺度，初始光谱指数或宇宙学参数的依赖，应该是检测到在当前的星系调查，即使受散粒噪声或星系偏差。我们提出了一个详细的方法来获得约束的星系偏置参数的测量Q3在当前的星系红移调查，基于本征模分析类似的双谱。我们表明，我们的方法恢复的偏见参数引入到模拟星系的HOD处方，也能够处理潜在的系统学的情况下，当一个比理想的模拟目录的数量更小的协方差矩阵估计。我们发现，目前的红移调查（如SDSS或2dFGRS）只是足够大，以获得有趣的新的约束偏差。
2005-01-28 astro-ph
Nonlinear redshift distortions: The two-point correlation function
考虑实空间中密度和奇速度都是线性的情况，计算了红移空间中的两点关联函数，并考虑了从实空间到红移空间的映射所引起的所有非线性效应.我们的结果是非微扰的，它包括可能的多流效应在红移空间。我们发现，对于高次球谐函数，与线性红移畸变分析的预测的偏差增大。虽然偏差是微不足道的，十六碳极H_4表现出较大的偏差，从线性预测。对于COBE归一化的r =0.25，h=0.5的CDM功率谱，在~10 h^{-1} Mpc尺度下，我们的结果与线性预测相差两倍。与线性预测的偏差分别取决于Ω和b。这就有可能在红移巡天的线性分析中去除这两个参数之间存在的简并性，从而只得到β=Ω^0.6/b。我们还表明，常用的唯象模型，其中的非线性红移两点关联函数计算卷积的线性红移关联函数与各向同性对速度分布函数是我们的结果的一个限制情况。
2001-07-25 astro-ph
Wide Angle Redshift Distortions Revisited
我们从对称性的观点探讨了广角巡天中的线性红移畸变。我们证明了红移空间两点关联函数可以展开为总角动量为零的三极球谐函数$S_{l_1 l_2 l_3}(\hat x_1, \hat x_2, \hat x)$。展开式$B_{l_1 l_2 l_3}$的系数类似于角功率谱的$C_l$的系数，并且表示红移空间关联函数的各向异性。此外，只有少数的$B_{l_1 l_2 l_3}$是非零的：由此产生的公式揭示了一个隐藏的简单性相比，遥远的观察者的限制。该$B_{l_1 l_2 l_3}$取决于功率谱的球面贝塞尔矩和$f = Ω^{0.6}/b$。在平面平行极限下，恢复了\cite{Kaiser1987}和\cite{Hamilton1993}的结果。一般的形式主义是用来获得有用的新的表达式。我们提出了一个特别简单的三角多项式展开，这可以说是最紧凑的表达广角红移失真。由于基函数的正交性，这些公式适用于反演。得到了另一种勒让德多项式展开式。这可以证明与\cite{SzalayEtal1998}的结果等效。基础理论的简单性也允许对高阶统计量进行类似的计算。
2004-04-23 astro-ph
A Spherical Harmonic Approach to Redshift Distortion: Implications for $Ω$ and the Power Spectrum
我们研究星系团的性质，在红移空间使用的方法的基础上展开的银河系密度场的球谐函数和线性理论。我们推导出一个紧凑的和自洽的表达式时，适用于流量限制红移调查的失真。失真的幅度由密度和偏置参数，$β\equivΩ_\circ^{0.6}/b$以及实空间功率谱的形状，$P(k)$（其特征在于由形状参数$Γ$）的组合控制，其归一化，$σ_8$，我们利用这一事实来推导$β$，$Γ$，和$σ_8$的最大似然估计。我们检查我们的形式主义使用$N$体模拟，并证明它提供了一个无偏估计$β$时，星系功率谱的振幅和形状是已知的。当$σ_8$固定在由实空间相关函数确定的最佳值时，将该技术应用于1.2 Jy的\iras \红移巡天，得到了$β=0.94\pm 0.17$和$Γ=0.17\pm0.05$（1- $σ$）。允许$σ_8$是一个自由参数，我们发现$β=0.47\pm 0.25$，$Γ=0.15\pm0.05$，和$σ_8=0.81\pm0.06$。
1993-09-20 astro-ph
The Durham/UKST Galaxy Redshift Survey - IV. Redshift Space Distortions via the 2-Point Correlation Function
我们利用垂直和平行于观测者视线的两点星系关联函数研究了光学选择Durham/UKST星系红移巡天中的红移空间畸变。我们目前的结果为实空间2点关联函数，通过反转的最佳估计投影关联函数，并找到与其他实空间估计良好的协议。在小的非线性尺度上，我们观察到视线方向上的z空间相关函数轮廓的伸长。我们对一维两两均方根速度色散的结果为σ = 416 +- 36 kms^-1，这与最近的红移巡天观测结果和正则值一致，但与SCDM或LCDM模型不一致。在较大的线性尺度上，我们观察到视线方向上的z空间关联函数轮廓的压缩。这是由于星系会落入过密区域，达勒姆/UKST的数据支持Ω ^0.6/b = 0.5，其中Ω是宇宙的平均质量密度，b是与星系和质量分布相关的线性偏差因子。与其他光学估计的比较产生一致的结果，得出的结论是，数据并不有利于无偏的临界密度宇宙。
1997-02-26 astro-ph
Isodensity Statistics on Clustering of High-z Objects in Cosmological Redshift-spaces
讨论了宇宙学红移空间（几何）畸变对高红移星表等密度线统计分析的系统效应。特别地，我们给出了宇宙学红移空间中等密度统计的一个简单的理论模型，作为Matsubara（1996）工作的推广。这里考虑的统计量是等密度等高线的二维和三维亏格、表面面积、等高线与平面相交的长度和等密度等高线在直线上的交点数。我们给出了等密度统计的有用解析公式，该公式从唯象的角度考虑了几何畸变、非线性聚集和非线性速度畸变的校正。然后，我们展示了几何失真和非线性校正如何改变形状的统计量的基础上，似是而非的宇宙学模型。我们的结果表明，随着红移的增加，非线性校正对红移空间坐标的选择是敏感的。由于几何畸变和速度畸变，二维亏格等低维量系统地产生各向异性，它们的角度依赖性表现为振幅的$10\sim20%$差异。对典型高红移样品的灵敏度进行了解析估计，并讨论了光锥效应对等密度统计的影响。
2000-11-23 astro-ph
The 2dF QSO Redshift Survey - VII. Constraining Cosmology from Redshift Space Distortions via xi(sigma,pi)
我们描述了一种方法，从宇宙学可能会受到限制，从2 QZ调查。通过比较平行和垂直于视线的聚类特性，并通过模拟红移空间扭曲的影响，我们能够研究几何扭曲的聚类模式发生，如果一个错误的宇宙学假设时，翻译红移到共动距离。使用模拟的2 QZ星表，从哈勃体积模拟，我们发现，有一个几何和红移空间失真之间的简并，使得它很难获得一个明确的估计Omega_{m}（0）从几何测试单独。然而，我们展示了一种新的方法来确定宇宙学的工作原理，结合上述几何测试的基础上的类星体集群振幅的演变测试。我们发现，我们能够打破简并性，并且在完整的2 QZ调查中，Omega_{m}（0）上的+-20%（1 sigma）精度和beta_{QSO}（z）上的+-10%（1 sigma）精度的独立约束应该是可能的。最后将该方法应用于2 QZ类星体的10 k星表。类星体的数量较少和巡天的现状意味着不可能得到强有力的宇宙学结果，但我们确实将beta_{QSO}（z）限制在0.35+-0.2。通过将这个约束与类星体聚集幅度的进一步约束相结合，我们发现了支持具有非零Omega_{Lambda}（0）的模型的初步证据，尽管Omega_{m}（0）=1的模型只提供了稍微不那么好的拟合。排除了Omega_{Lambda}（0）=1的模型。结果与Outram等人在傅立叶空间中使用类似分析所发现的结果一致。（节录）
2001-07-18 astro-ph
Estimating Omega from Galaxy Redshifts: Linear Flow Distortions and Nonlinear Clustering
我们提出了一种方法来确定宇宙质量密度Ω红移空间扭曲引起的大规模流动中存在的非线性聚类。红移空间中的非线性结构，如上帝的手指，可以污染线性流的畸变，其尺度高达小尺度成对速度色散σ_v的几倍。用高分辨率数值数据进行的测试表明，该模型对跨线尺度及以上的质量和偏差星系晕都是可靠的。在此模型的基础上，我们提出了线性增长参数beta = Omega^0.6/b的估计量，其中b度量偏差，该估计量来源于经过调整以消除非线性聚类失真的采样函数。该措施进行了测试的数值数据，并发现恢复的真实值β在~ 10%。对IRAS 1.2Jy星系的分析得出，在1，000 km/s的尺度下，β = 0.8+0.4/-0.3，这接近于考虑到散粒噪声和有限的观测体积的最佳值。这一测量结果与从实空间和红移空间信息中得到的β的动力学估计是一致的。这里提出的方法的重要性是，非线性聚类效应被删除，使线性相关各向异性测量尺度接近translinear政权。我们讨论了即将到来的光学红移调查，其中的色散是一个以上的因素，两个以上的IRAS数据分析的影响。
1997-01-22 astro-ph
Testing cosmological structure formation using redshift-space distortions
在光谱星系巡天中观测红移空间畸变，为观测宇宙学结构的形成提供了一种有吸引力的方法。在本文中，我们开发和测试一个新的统计量的基础上测量星系功率谱的各向异性，这是独立的星系偏差和匹配的大尺度上的物质功率谱形状。幅度提供了对线性增长率通过f σ_8的导数的约束。这表明光谱星系巡天与弱透镜巡天具有许多相同的优点，因为它们都使用星系作为测试粒子来探测宇宙中的所有物质。它们是互补的，因为红移空间畸变探测非相对论性速度，因此探测时间度量扰动，而弱透镜测试时间和空间度量扰动的总和。我们的估计可以被推到非线性制度的程度被认为是我们表明，一个简单的高斯阻尼模型，类似于以前用于模拟非常小的尺度上的功率谱的行为，也可以模拟我们的估计的准线性行为。这增强了可以从LCDM模型的调查中提取的信息。
2008-11-11 astro-ph
Cosmological redshift distortion: deceleration, bias and density parameters from future redshift surveys of galaxies
由于宇宙的几何形状和特殊速度场的存在，观测到的星系在红移空间中的两点关联函数变得各向异性。基于线性微扰理论，我们将关联函数关于红移$z$的诱导各向异性展开，得到了减速参数$q_0$、密度参数$Ω_0$和偏置参数$d\ln b/dz$在$z=0$处的导数的解析表达式.本方法不需要任何假设的形状和振幅的基本波动谱，因此可以应用于未来的星系红移调查，包括斯隆数字巡天。我们还定量地评估了从星系红移测量中估计$β_0 \equiv Ω_0^{0.6}/b$值的系统误差，该系统误差是基于一个传统的$β_0$估计器，该估计器忽略了几何畸变效应和参数$β(z)$的时间演化。如果巡天的星等极限是像斯隆数字巡天一样微弱的18.5等（在B波段），那么系统误差范围在-20%至10%之间，这取决于宇宙学参数。虽然这种系统误差小于当前调查中的统计误差，但它们将主导未来调查的预期统计误差。
1997-08-26 astro-ph
Nonlinear perturbation theory with halo bias and redshift-space distortions via the Lagrangian picture
引力不稳定性的非线性微扰理论扩展到包括偏置和红移空间扭曲的影响，这是不可避免的预测可观测量的星系调查。精确确定重子声学振荡的尺度是通过星系巡天研究暗能量本质的关键。我们发现，当地的拉格朗日偏差和红移空间的扭曲自然纳入我们的形式主义的微扰理论与remation技术通过拉格朗日图片。我们的形式主义是适用于任何偏置计划，这是当地的拉格朗日空间，包括晕偏置作为一个特殊情况。给出了红移空间中晕团的弱非线性效应，我们只假设晕团模型的一个基本思想：晕团是根据扩展的Press-Schechter理论形成的，空间分布在Lagrange空间中是局部有偏的。没有必要假设球形坍缩模型遵循动力学演化，这在标准晕处方中是额外假设的。给出了红移空间中晕的功率谱和关联函数的单圈修正。而不是依赖于昂贵的数值模拟，我们的方法提供了一个分析的方式调查的弱非线性效应，同时包括非线性偏置和非线性红移空间失真。非线性在晕偏中引入弱尺度依赖。在傅立叶空间中，标度依赖是一个光滑函数，偏压并不严重改变重子声学振荡在功率谱中的特征。关联函数中的相同特征受偏置的非线性效应的影响较小。
2008-11-13 astro-ph
The Light-cone Effect on the Clustering Statistics in the Cosmological Redshift Space
我们提出了一种理论形式来预测两点聚集统计（功率谱和两点关联函数），同时考虑了线速度畸变、非线性速度畸变（上帝之指）、宇宙学红移空间畸变和光锥效应.为了证明这些影响在探索高红移的天体集群的重要性，我们展示了几个模型预测的星系和类星体的星等有限的调查。这种方法提供了一个定量的工具，以面对理论模型对即将到来的精确数据集群在宇宙中。
1999-12-17 astro-ph
Measuring q_0 from the Distortion of Voids in Redshift Space
由于从距离到红移的转换是非线性的，红移空间中的映射随着红移z变大而变得越来越扭曲。正如Alcock \& Paczyrobski（1979）所指出的，观测到的红移畸变可以用来估计减速参数$q_0$。如果$q_0$大于-1，红移空间中的空洞将沿着视线被拉长。此外，遥远的空洞在红移空间中的体积会比附近的空洞大。精确测量空洞的体积和轴比，作为其中心红移的函数，将提供$q_0$的估计。为了测试这种估算$q_0$的方法，我创建了一个没有特殊速度的二维玩具宇宙，其中星系位于Voronoi细胞壁附近。星系然后映射到红移空间，采用不同的值的$q_0$。在红移空间中，我估计的面积和轴比的空洞内拟合椭圆，使用的算法，最大化的空椭圆的面积，并确保椭圆不重叠。$q_0$的估计值的准确性受到空隙尺寸和形状的固有散射的限制。在玩具宇宙中，区分$q_0 = -1$宇宙和$q_0 = 1/2$宇宙需要在红移空间中进行深度z > 0.1的测量。奇特的速度将为N体模拟和真实宇宙中测量的$q_0$值带来额外的不确定性。
1995-06-05 astro-ph
The 2dF QSO Redshift Survey - XV. Correlation analysis of redshift-Space distortions
本文分析了2dF类星体红移巡天（2 QZ）中类星体成团的红移空间（z空间）畸变。为了解释z空间关联函数xi（sigma，pi），我们需要一个精确的类星体实空间关联函数xi（r）模型。尽管单个幂律模型xi（r）在小尺度下拟合投影关联函数（wp（sigma）），但在大于20 h^（-1）Mpc的更大尺度下，它意味着wp（sigma）和z空间关联函数xi（s）的斜率都太小。受2dF星系红移巡天（2dFGRS）和标准LCDM预测中的xi（r）形式的启发，我们对xi（r）使用了一个双幂律模型，它很好地拟合了xi（s）和wp（sigma）。该模型的参数化斜率为1<r<10 h^（-1）Mpc时γ =1.45，10<r<40 h^（-1）Mpc时γ =2.30。正如在2dFGRS中发现的那样，由xi（s）/xi（r）的比值确定的β值敏感地取决于假定的xi（r）的形式。利用我们的xi（r）的双幂律形式，我们测量beta（z=1.4）=0.32（+0.09）（-0.11）。假设xi（r）的模型相同，然后我们分析2 QZ xi中的z空间失真。（sigma，pi），并对Ω m和beta的值进行约束（z=1.4），使用Hoyle等人的方法的改进版本。我们推导出的约束条件为Ω m=0.35（+0.19）（-0.13），beta（z=1.4）=0.50（+0.13）（-0.15），与我们在~1 sigma水平…
2005-04-20 astro-ph
Time drift of cosmological redshifts and its variance
导出了宇宙学扰动对宇宙学红移时间漂移的贡献。它示出的主导修正来自于发射器和观测器的局部加速度。在z=2-4时，这种效应的幅度估计约为漂移信号的1%，但通过使用许多吸收线和类星体，可以很容易地降低到0.1%。
2007-12-11 astro-ph
Fourier Analysis of Redshift Space Distortions and the Determination of Omega
星系奇特的运动速度扭曲了星系团在红移空间中的分布，使红移空间功率谱具有各向异性。在线性区域，这种扭曲的强度只取决于比率$β\equiv f(Ω)/b \approx Ω^{0.6}/b$，其中$Ω$是宇宙学密度参数，$b$是偏置参数。基于红移空间功率谱的谐波矩，我们导出了$β$的线性理论估计。使用N-体模拟，我们研究的影响，非线性引力集群的功率谱各向异性和我们的$β$估计。非线性效应对于波长$λ\sim 50$ Mpc/h或更大可能很重要;在大多数情况下，它们降低功率谱的四极矩，从而将$β$的估计值降低到真实值以下。在足够大的红移巡天中，非线性效应的比例可以允许分别测定$Ω$和$b$。我们描述了一种实用的技术，用于测量星系红移调查的功率谱的各向异性，我们测试的模拟目录从N体模拟技术。我们的方法的初步应用，1.2 Jy IRAS星系巡天产量$β_{est} \sim 0.3-0.4 $在波长$λ\sim 30-40$兆秒差距/小时。在这些尺度下，非线性效应仍然很重要，因此$β$的估计值可能低于真实值。
1993-08-04 astro-ph
Redshift-Space Distortions, Pairwise Velocities and Nonlinearities
我们推导出精确的关系，包括所有的非线性，实空间和红移空间两点统计之间通过成对的速度分布函数。我们使用数值模拟表明，成对的速度PDF是强烈的非高斯在所有尺度，并解释为什么会这样。我们警告说，一个常用的animals模型的红移空间功率谱引起的成对速度的非物理分布，并表明，它是在一般情况下不可能得到的分布从测量的红移空间集群。声称这样做的方法获得的是其他的东西，我们推导出它们的属性。我们提供了一个一般的推导的红移空间功率谱的大规模限制，并表明它不同于凯泽公式的条款，依赖于高斯和非高斯的贡献，大规模流动的速度色散。我们还表明，速度场的大尺度演化是不好描述的线性理论，并讨论如何影响红移空间功率谱。最后，我们强调，使用的红移空间功率作为一个指标的实空间功率谱的形状可能会导致系统的影响，在宇宙学参数的测定，但一个简单的程序是能够恢复大规模的实空间功率谱相当不错。
2004-08-02 astro-ph
Clustering in the 1.2 Jy IRAS Galaxy Redshift Survey II: Redshift Distortions and ξ(r_p,π)
我们研究了红移空间畸变对星系两点相关函数$ξ(r_p,π)$的影响，它是平行于视线的距离（$r_p$）和垂直于视线的距离（$π$）的函数。我们发现，相对速度色散的IRAS星系对是$σ(r)= 317^{+40}_{-49}$ \kms在$r=1 \mpc$，与以前的估计来自光学选择星系目录。不幸的是，使用这个结果来估计$Ω$通过宇宙维里定理是由大系统的不确定性。我们还适合对，$v_{12}(r)$，它描述了线性和非线性尺度上的波动的增长的平均相对流动速度。我们发现，$v_{12}(r) = 167^{+99}_{-67}$ \kms在$r=4$ \mpc，因此，平均而言，大约一半的哈勃膨胀速度对在这个分离被取消的infall。在$r=10$ \mpc处，流的幅度较低并且为$v_{12}(r) = 109^{+64}_{-47} \kms$。线性微扰理论则意味着$Ω^{0.6}/b =0.45^{+0.27}_{-0.18}$在尺度$\sim 10-15 \mpc$上。$v_{12}(r)$的振幅对$σ(r)$的假定形状敏感;如果后者在小尺度上显著偏离维里化形式，则我们的最佳拟合振幅$v_{12}(r)$可以偏离两倍。
1993-08-09 astro-ph
Complete Treatment of Galaxy Two-Point Statistics: Gravitational Lensing Effects and Redshift-Space Distortions
我们提出了一个计算非均匀宇宙中的引力透镜效应和红移空间畸变的相干理论框架，并研究了它们对星系两点统计的影响。采用线性化的FRW度规，我们分别导出了引力透镜和广义Sachs-Wolfe效应，其中包括弱透镜畸变、放大和时滞效应，以及红移-空间畸变、Sachs-Wolfe效应和积分Sachs-Wolfe效应。基于这个框架，我们首先计算它们对观测到的源波动的影响，将它们分离为两个物理上不同的起源：涉及体积变化的体积效应，并且总是存在于星系两点统计中，以及取决于源种群的内在属性的源效应。然后，我们确定了几个条款，被忽略的标准方法，我们计算观察到的星系两点统计，系综平均的所有组合的内源波动和额外的贡献，从引力透镜和广义萨克斯-沃尔夫效应。这种对星系两点统计的统一处理阐明了引力透镜和广义Sachs-Wolfe效应与度规扰动和物质涨落的关系。对于不久的将来的暗能量调查，我们计算额外的贡献所观察到的星系两点统计，并分析其对各向异性结构的影响。星系两点统计的彻底理论建模不仅对于分析即将到来的暗能量调查的精确测量是必要的，而且还为理解潜在的物理机制提供了进一步的区分能力。
2009-01-07 astro-ph
The Stromlo-APM Redshift Survey III. Redshift Space Distortions, Omega and Bias
由于星系运动的非哈勃分量，星系红移巡天提供了一幅扭曲的宇宙图像。通过测量这种扭曲的线性制度，可以限制数量$β= Ω^{0.6}/b$，其中$Ω$是宇宙学密度参数和$b$是（线性）偏置因子的光学选择的星系。本文采用两种方法从Stromlo-APM红移巡天中估算$β$：（1）测量球谐函数中红移空间相关函数的各向异性;（2）比较方向平均红移空间相关函数与实空间相关函数的振幅。我们测试这些技术的有效性，特别是线性理论的假设是否合理，使用两套大型$N$体模拟。我们发现，第一种技术是受非线性的规模高达$\sim 30 \hMpc$。第二种技术对非线性效应不太敏感，因此对现有的红移测量更有用。Stromlo-APM调查数据支持$β$和$β\simlt 0.6$的低值。因此，如果是$Ω\equiv 1$，则需要偏置参数$b \approx 2$。然而，从APM星系巡天（Gaztañaga和Frieman 1994）测量的高阶相关性表明偏置参数$b \approx 1$的值很低，需要$Ω\simlt 0.5$。我们还测量了不同光度和形态类型的星系样本的相对偏差，发现低光度星系的偏差大约是$L^*$星系的三倍。对于作为一个整体的星系人口，我们测量了一个真正的空间方差的星系计数的$8 \hMpc$领域的$(σ^2_8)_g = 0.89 \pm 0.05$。
1996-03-11 astro-ph
Effects of Gravitational Evolution, Biasing, and Redshift Space Distortion on Topology
我们研究了大尺度结构的拓扑结构与示踪剂、引力演化、红移空间畸变和宇宙学的关系。一系列的大型N体模拟的$Λ$ CDM和SCDM模型，已经演变了1.1或8.6十亿粒子，在研究中使用。演化的属统计，作为一种拓扑测量，从红移8到0的准确计算在很宽的范围内使用模拟平滑尺度。所考虑的大尺度结构的示踪物是CDM物质、初始密度场中的偏置峰、暗晕以及按照晕占据分布（HOD）模型填充暗晕的“星系”。我们发现，偏压、引力演化和初始条件对大尺度结构拓扑结构的影响是相似的。对于除属曲线的高阈值部分之外的所有示踪剂，红移空间畸变效应相对较小，低至约5 $h^{-1}$ Mpc。当考虑CDM物质分布时，引力效应可以用解析微扰理论很好地模拟。但是，拓扑学的引力演化方向甚至可以因不同的示踪剂而逆转。例如，在大尺度上，物质和HOD“星系”的属曲线的偏移参数在相反的方向上演化。在小尺度下，我们最初的高斯模拟中，暗晕和“星系”的属曲线与物质的属曲线存在有趣的偏差。这些偏差应该被理解为是由于引力演化和偏置的综合影响。
2005-03-28 astro-ph
Redshift-Space Distortions and the Real-Space Clustering of Different Galaxy Types
We study the distortions induced by peculiar velocities on the redshift-space correlation function of galaxies of different morphological types in the Pisces-Perseus redshift survey. Redshift-space distortions affect early- and late-type galaxies in different ways. In particular, at small separations, the dominant effect comes from virialized cluster cores, where ellipticals are the dominant population. The net result is that a meaningful comparison of the clustering strength of different morphological types can be performed only in real space, i.e., after projecting out the redshift distortio…
1997-06-16 astro-ph
Weak Lensing by Large Scale Structure in Open, Flat, and Closed Universes
弱透镜效应是遥远天体（如高红移星系）的图像在畸变较小的极限处被引力场扭曲（偏振）。由大尺度结构引起的引力势涨落导致高红移星系图像的相关畸变。这些扭曲可以用目前的大型望远镜和仪器观测到。在Friedmann-Robertson-Walker（FRW）度规下，计算了任意$Ω_0$和零宇宙学常数$Λ$的由大尺度结构引起的弱透镜斑图。对于一个给定的宇宙学模型，指定的$Ω_0$和密度涨落的功率谱，我计算了一个简单的封闭形式的任意红移源分布的偏振场的统计性质。结果表明，对于低红移的源，偏振振幅与$Ω_0$成正比，而在高红移时，偏振度量为$Ω(z)$的值，其中$z$是特征源红移.此外，极化场的统计是密度涨落功率谱的直接度量。
1995-03-02 astro-ph
Characteristic Scales of Baryon Acoustic Oscillations from Perturbation Theory: Non-linearity and Redshift-Space Distortion Effects
原始光子-重子流体在退耦时间前后的声学振荡在当今的星系分布中留下了特征尺度，称为重子声学振荡（BAO）尺度。一些正在进行和/或未来的星系巡天旨在探测和精确确定BAO尺度，以追踪宇宙的膨胀历史。我们考虑了非线性和红移空间畸变对$k$ -空间中BAO标度位移的影响。由此产生的变化确实对BAO比额表定义的不同选择很敏感，在数据分析中需要牢记这一点。我们提出了一个玩具模型来解释的物理行为的转变。我们发现，在Percival et al.（2007）中定义的BAO标度相对于实空间中{ \it线性理论}的预测确实显示出非常小的偏移（$\lesssim$ 1%）。在微扰理论可靠的尺度上，可以准确地预测这些位移。
2007-08-20 astro-ph
