We calculate the redshift space correlation function and the power spectrum of density peaks of a Gaussian random field. In the linear regime k < 0.1 h/Mpc, the redshift space power spectrum is
P^s_{pk}(k,u) = exp(-f^2 s_{vel}^2 k^2 u^2) * [b_{pk}(k) + b_{vel}(k) f u^2]^2 * P_m(k), where u is the angle with respect to the line of sight, s_{vel} is the one-dimensional velocity dispersion, f is the growth rate, and b_{pk}(k) and b_{vel}(k) are k-dependent linear spatial and velocity bias factors. For peaks, the value of s_{vel} depends upon the functional form of b_{vel}. The peaks model is remarkable because it has unbiased velocities -- peak motions are driven by dark matter flows -- but, in order to achieve this, b_{vel} is k-dependent. We speculate that this is true in general: k-dependence of the spatial bias will lead to k-dependence of b_{vel} even if the biased tracers flow with the dark matter. Because of the k-dependence of the linear bias parameters, standard manipulations applied to the peak model will lead to k-dependent estimates of the growth factor that could erroneously be interpreted as a signature of modified dark energy or gravity. We use the Fisher formalism to show that the constraint on the growth rate f is degraded by a factor of two if one allows for a k-dependent velocity bias of the peak type. We discuss a simple estimate of nonlinear evolution and illustrate the effect of the peak bias on the redshift space multipoles. For k < 0.1 h/Mpc, the peak bias is deterministic but k-dependent, so the configuration space bias is stochastic and scale dependent, both in real and redshift space. We provide expressions for this stochasticity and its evolution (abridged).
Nonlinear stochastic biasing of halos: Analysis of cosmological N-body simulations and perturbation theories
理解和模拟星系偏置行为对于未来雄心勃勃的星系红移调查至关重要。使用40个大的宇宙学N体模拟的标准的LambdaCDM宇宙学，我们研究的交叉相关系数的物质和晕密度场，这是一个指标的随机性的偏见，在很宽的红移范围0 \le z \le 3。互相关系数对于提取关于物质密度场的信息是重要的，例如，通过结合星系团和星系-星系透镜测量。我们比较了模拟结果与集成微扰理论（iPT）提出的本作者和标准微扰理论（SPT）结合局部偏置的唯象模型。对于我们考虑的所有红移和晕质量，由iPT得到的互相关系数与N体模拟结果在0.5%（1.0%）以内一致，直到r~15（10）h^{-1}Mpc。具有局域偏置的SPT不能解释低红移下准线性尺度上的复杂行为，但大致再现了完全非线性尺度上互相关系数的一般行为。iPT是强大的预测互相关系数下降到准线性制度，具有高精度。
A Prescription for Galaxy Biasing Evolution as a Nuisance Parameter
目前还没有一致的方法来模拟宇宙学推断中的星系偏差演化。由于缺乏共同的标准，很难对探针进行严格的比较或组合。我们发现，选择的偏置模型有显着的影响宇宙学参数的约束，如暗能量调查（DES），考虑到2点的相关性的星系在5个层析红移箱的调查。我们发现，用每个红移箱的自由偏置参数对星系偏置进行建模，会给出暗能量状态方程参数w_0、w_a的品质因数（FoM），比假设恒定偏置时小10倍。不正确的偏差模型也会导致宇宙学参数测量值的偏移。受这些观点的启发，并专注于线性偏差的红移演化，我们提出了一个广义的星系偏差，其中包括一系列的偏差模型，从理论，观测和模拟，b（z）= c +（b_0 - c）/D（z）^alpha，其中参数c，b_0和alpha依赖于星系的性质，如晕质量。对于一个类似DES的星系巡天，我们发现该模型在相同或更少的干扰参数下给出了w_0，w_a的无偏估计，并且比允许z仓变化的简单b（z）模型有更高的FoM。我们展示了这个模型的参数是如何与宇宙学参数相关的。我们拟合了一系列的偏差模型，最近的两个数据集，并得出结论，这种广义的参数化是一个明智的基准表达大尺度上的星系偏差。
Testing standard perturbation theory and the Eulerian local biasing scheme against N-body simulations
我们测试三阶标准微扰理论（SPT）作为一个近似的非线性宇宙结构的形成。本文从两个高分辨率宇宙学模拟的初始条件出发，采用一种新的方法，用标准粒子群方法数值计算三维暗物质密度场。计算出的密度场进行比较的非线性暗物质场的模拟都逐点和统计。对于平滑尺度超过8兆秒差距/小时，它显示了良好的协议，红移0。我们提出了一个简单的拟合公式来关联线性和非线性密度对比度，该公式在百分比水平上精确地恢复了0 <= z <= 10的非线性时间演化。为了解决模拟中确定的物质场和晕之间的偏置问题，我们采用欧拉局部偏置模型（ELB），包括三阶非线性偏置。偏置参数通过拟合晕和物质密度的散点图（均来自模拟和SPT）获得。利用这些偏置参数，我们可以重建晕密度场。我们发现，这种重建是不能够捕捉所有的细节晕分布。我们研究如何以及大尺度偏差可以描述为一个常数，如果它对应于线性偏置参数b_1的局部偏置模型。我们还讨论了如何以及从重建的晕密度场的晕-晕功率谱和晕-质量互谱同意从模拟相应的统计。结果表明，虽然SPT是一个很好的近似的物质场的适当大的平滑尺度，即使在红移0，ELB模型只能解释晕密度场的一些属性。
The Kinematics of Multiple-Peaked Ly-alpha Emission in Star-Forming Galaxies at z~2-3
本文给出了18个具有多峰Ly-alpha轮廓的z~2-3恒星形成星系的Ly-alpha发射线运动学的新结果。我们的大型光谱数据库的紫外线选择的恒星形成星系在这些红移，我们已经确定，约30%的这样的对象与可检测的Ly-alpha发射显示多峰的发射轮廓。这些配置文件提供了额外的限制逃逸的Ly-alpha光子，由于丰富的速度结构的出射线。尽管最近在模拟Ly-alpha从恒星形成星系中逃逸的高红移方面取得了进展，但模型和数据之间的比较往往缺少关键的观测信息。使用H-alpha（z~2）和[OIII] 5007（z~3）的Keck II NIRSPEC光谱，我们测量了样本中物体的准确系统红移、静止框架光学星云速度色散和发射线通量。精确的系统红移使我们能够将多峰Ly-alpha分布转化为速度空间，揭示了大多数（11/18）显示双峰发射跨越速度场零点，具有更强的红边发射。我们将我们的数据与高红移星系周围流出和下落气体分布的简单模型的预测进行比较。虽然流行的“壳”模型提供了一个定性的匹配与许多观测的Ly-alpha发射，我们发现，在细节上有重要的差异之间的模型和数据，以及问题的应用框架的膨胀薄壳的气体来解释高红移星系光谱。我们的数据突出了这些不一致性，以及在未来的高红移星系外流和流入模型中成功的关键因素。[摘要]
Cosmological constraining power of the redshifts, heights, and angular clustering of weak gravitational lensing peaks
Lorentz Institute for Theoretical Physics, Leiden University（莱顿大学洛伦兹理论物理研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理学研究所）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（杜伦大学物理学院计算宇宙学研究所）
Searching for the highest redshift sources in 250-500 micron submillimeter surveys
我们探索了一种技术，通过定位远红外尘埃峰的位置来识别Herschel/SPIRE和BLAST亚毫米巡天中最高红移（z>4）源。正如斯皮策/IRAC被用来识别恒星的“碰撞”源一样，远红外峰值也是一个红移指标;尽管后者也取决于平均尘埃温度。我们证明了一个合理的范围内的尘埃温度允许的红移范围很宽，并表明，这是不可能的约束单独使用的远红外峰的位置的物体的红移。通过拟合光谱能量分布模型，模拟赫歇尔/SPIRE测光，我们显示的实用程序的无线电和/或远红外数据在打破这种简并。有了尘埃温度分布的先验知识，就有可能获得高红移亚毫米星系候选者的统计样本。我们将这种技术应用于ECDFS的BLAST调查，以限制z>4的尘埃星系的数量。我们发现了8个+/- 2的星系，其通量密度比为S500>S350;如果我们假设所有星系都在z>4，则上限为17 +/- 4 deg-2。这是<35% of all 500 micron-selected galaxies down to S500>45 mJy（LIR> 2 e13 Lsun，z>4）。用传统的温度和红移分布模型估计，z>4的500微米峰值星系的百分比在10- 85%之间。我们的结果与其他对非常高红移亚毫米星系数密度的估计一致，并且遵循z>4时恒星形成率密度的下降。
On the recovery of Local Group motion from galaxy redshift surveys
在全天红移巡天中，观测到的本星系群相对于宇宙微波背景的运动与基于大尺度结构引力场的线性理论预测存在着$\sim 150 km s^{-1}$差异。我们进行了各种测试，表明LG运动不能恢复到比$150-200 km s^{-1}$更好的幅度和$\approx10^\circ$内的方向。这些测试依赖于千禧年模拟中使用半解析星系形成模型确定的模拟星系目录。我们将这些结果与$K_s=11.75$双质量星系红移巡天进行了比较，该巡天提供了迄今为止最深、最宽和最完整的星系空间分布。在我们的分析中，我们使用一个新的，简洁的关系推导LG运动和整体流量的星系在红移空间的真实分布。我们的研究结果表明，不确定性的主要来源是小的有效深度的调查，如2MRS，防止适当的采样的大尺度结构超过$\sim100 h^{-1} Mpc$。为了达到$Λ$ CDM宇宙中$\approx 250 h^{-1}Mpc $的“收敛尺度”，需要更深的红移测量。更深入的调查还将减轻“凯撒火箭”的影响，在2MRS这样的调查中，凯撒火箭仍然是一个重要的不确定性来源。由于LG的安静和适度的密度环境，线性预测的纯动力学不确定性在$\sim 90 km s^{-1}$的水平上是次主导的。最后，我们表明，从线性星系偏置和散粒噪声误差的偏差提供了一个较小的贡献，总的误差预算。
