Covariances for cosmic shear and galaxy-galaxy lensing in the response approach
在这项研究中，我们测量的响应的物质和晕投影功率谱$P^{\rm 2D}_{\rm XY}(k)$（X，Y是物质和/或晕），一个大规模的密度对比，$δ_{\rm b}$，使用单独的宇宙模拟。我们表明，分数响应函数，即，$\mathrm{d}\ln P^{\rm 2D}_{\rm XY}(k)/\mathrm{d}δ_{\rm b}$，在模拟测量误差内与它们各自的三维功率谱相同。然后，使用各种$N$ -体模拟组合（具有周期性边界条件的小盒子模拟和大盒子模拟的子体积）来构建{投影场的模拟观测}，我们研究了超级调查模式在平行和垂直于投影方向的方向上如何影响$P^{\rm 2D}_{\rm XY}(k)$的协方差矩阵，称为超级样本协方差（SSC）。我们的研究结果表明，SSC项在小尺度上对物质-物质和物质-晕谱的协方差提供了主要贡献，但在晕-晕谱中没有提供显着的贡献。我们观察到，在每个红移壳层的大规模的密度对比导致大部分的SSC效应，我们没有观察到的SSC签名所产生的大规模的潮汐场的测量精度的水平。我们还开发了一种响应方法来校准宇宙剪切关联函数和星系-星系弱透镜的SSC项，并通过与光锥光线追迹模拟的比较来验证该方法。我们的方法提供了一个相当准确的，虽然计算成本低，方法来校准的协方差矩阵聚类观测可从广域星系调查。
2018-10-26 astro-ph.CO
Comparing approximate methods for mock catalogues and covariance matrices II: Power spectrum multipoles
我们研究了引力动力学的几种近似方法的精度晕功率谱多极和估计的协方差矩阵。我们传播的协方差的差异到相关的结构，Alcock-Paczynski扭曲和偏置的增长率的参数约束。我们认为七种方法分为三大类：算法，解决晕密度演化确定性使用拉格朗日轨迹（ICE-COLA，匹诺曹和PeakPatch），方法依赖于晕分配方案到暗物质overdensities校准与目标N-体运行（卤素，补丁）和两个标准假设的全密度PDF（高斯和对数正态）。我们基准测试他们的性能对一组三百N体模拟，运行类似的近似模拟与匹配的初始条件，为每种方法。我们发现，大多数方法重现内$5\%$，而残差的四极杆有时更大，规模依赖。多极子的方差通常在$10\%$内再现。总体而言，我们发现，建立从近似模拟的协方差产生误差的模型参数内的$10\%$的N体为基础的协方差。
2019-02-18 astro-ph.CO
Fitting covariance matrix models to simulations
宇宙学中的数据分析需要可靠的协方差矩阵。从数值模拟中得到的协方差矩阵通常需要非常大量的实现才能准确。当协方差矩阵的理论模型存在时，模型的参数通常可以用更少的模拟来拟合。我们编写了一个基于似然性的方法来执行这样的拟合。我们演示了如何模型协方差矩阵可以通过检查适当的$χ^2$分布模拟测试。证明了在模型协方差具有振幅自由度的情况下，采用错误协方差矩阵的$χ^2$分布的二阶矩的期望值总是大于采用真实协方差矩阵的二阶矩的期望值.通过将这些步骤结合在一起，我们提供了一种产生可靠协方差的方法，而无需运行大量的模拟。我们证明了我们的方法上两个例子。首先，我们测量了一个大的$10000$模拟晕目录的晕的两点关联函数。我们使用$2$自由参数构建模型协方差，并使用我们的程序进行拟合。从$100$模拟实现中获得的最佳拟合模型协方差证明与从完整$10000$集构建的数值协方差矩阵一样可靠。我们还测试我们的方法的协方差矩阵是大的设置，通过测量晕双谱为同一组模拟的数千个三角形。我们建立了一个块对角模型协方差与$2$自由参数作为对角高斯协方差的改进。在这种情况下，我们的模型协方差仅部分通过了$χ^2$检验，表明即使使用自由参数，模型也是不够的，但比高斯模型有显著的改进。
2022-11-21 astro-ph.CO
Information content of weak lensing power spectrum and bispectrum: including the non-Gaussian error covariance matrix
我们解决的信息量在非高斯制度的弱透镜调查建模的功率谱和双谱的所有相关协方差，使用1000射线跟踪模拟实现的λ-CDM模型和分析晕模型。我们发展了一种形式化的描述所有三角形配置的功率谱和双谱的协方差矩阵。除了已知的贡献，扩展到六点关联函数，我们提出了一个新的贡献“晕样本方差（HSV）”所产生的耦合透镜傅立叶模式与大规模的质量波动的规模可比的调查区域通过晕偏置理论。我们表明，一旦我们考虑到HSV的模型预测是在良好的协议与模拟。在多极子l > 10^3时，HSV对协方差矩阵的贡献占主导地位，这是由质量大于10^14太阳质量且相对较低红移z < 0.4的大质量晕产生的。由于这种晕圈很容易从多色成像测量中识别出来，因此可以从数据中估计其影响。通过在功率谱中加入双谱，总的信息量或累积信噪比可提高20%~ 50%，最高可达10^3的某个最大多极，这相当于仅用功率谱测量就可将测量面积扩大1.4--2.3倍。然而，它仍然比高斯场的情况小3倍，主要是由于HSV。因此，双谱测量对宇宙学是有用的，但使用即将到来的调查的信息需要仔细估计非高斯协方差。
2013-07-16 astro-ph.CO
Gravitational Lensing Simulations I : Covariance Matrices and Halo Catalogues
引力透镜观测现在已经足够大和精确，以至于对引力透镜信号的解释必须考虑到越来越多的理论限制和观测偏差。由于透镜信号在小角度尺度下最强，因此只有数值模拟才能忠实地再现非线性动力学和次级效应。这项工作是一系列工作中的第一项，其中迄今为止已知的所有引力透镜校正将在同一组模拟中实现，使用现实的模拟目录和非高斯统计。在这第一篇论文中，我们提出了TCS模拟套件和计算基本的统计，如二阶和三阶收敛和剪切关联函数。这些简单的测试设置了我们的模拟的有效性范围，这些模拟在亚弧分钟级别（或$\ell \sim 10^4$）上解决了大多数信号。我们还计算了几个统计估计的非高斯协方差矩阵，包括许多在加拿大法国夏威夷望远镜透镜调查（CFHTLenS）中使用的。从同样的实现，我们构建晕目录，计算一系列的属性，所需的大多数星系人口算法。这些模拟产品可供公开下载。
2014-12-09 astro-ph.CO
Primordial non-Gaussianity from the covariance of galaxy cluster counts
最近有人提出，暗物质晕的大尺度偏差敏感地依赖于局部形式的原始非高斯性。在本文中，我们指出，强规模依赖的非高斯晕偏差印记一个独特的签名的协方差簇计数。我们发现，使用集群计数的全协方差的结果在三（一）个数量级的非高斯参数f_NL相对于集群计数（计数+集群方差）约束单独的约束上的改进。我们预测的f_NL约束下，即将到来的暗能量调查中存在的不确定性的质量可观测的关系，晕偏差，测光红移。我们发现，DES可以产生的非高斯sigma（f_NL）~ 1-5的约束，即使相对保守的系统学假设。在数百兆秒差距的尺度上，集群计数的过度相关性将代表局部类型的原始非高斯性的确凿证据。
2010-06-11 astro-ph.CO
The impact of braiding covariance and in-survey covariance on next-generation galaxy surveys
随着星系调查变得更加精确并推向更小的尺度，对经典高斯公式之外的精确协方差的需求变得更加迫切。在这里，我调查的分析实施和影响的非高斯协方差项，我以前推导出星系聚类。编织协方差就是这样一类项，它同时受到内测和超测模式的影响。我提出了一个近似的编织协方差，加快了数值计算。我表明，包括编织协方差是一个必要条件，包括其他非高斯条款：在调查2-，3-和4-晕协方差，产生负特征值的协方差矩阵，如果考虑自己。然后，我量化参数约束的影响，预测欧几里德样的调查。与高斯情况相比，编织和调查协方差显着增加了宇宙学参数的误差条，特别是w的误差条增加了50%。晕圈占据分布（HOD）误差条也受到12%至39%的影响。考虑超样本协方差（SSC）也增加了参数误差，w增加了90%，HOD增加了7%至64%。总的来说，非高斯性使w的误差线增加了120%（其他宇宙学参数的误差线在15%到80%之间），HOD参数的误差线在17%到85%之间。在SSC之上考虑1-halo三谱项不足以捕获完整的非高斯影响：必须考虑编织和其余的调查协方差。最后，我讨论了为什么包含非高斯性一般缓解参数退化，使宇宙学约束更强大的天体物理学的不确定性。数据和重现文章结果和图的Python笔记本可在\url{https://github.com/fabienlacasa/BraidingArticle}上获得。[摘要]
2020-01-09 astro-ph.CO
Localized massive halo properties in Bahamas and Macsis simulations: scalings, log-normality, and covariance
使用数以万计的晕实现BAHAMAS和MACSIS模拟产生一致的天体物理学治疗，包括AGN反馈，我们验证了多属性统计模型的恒星和热气体质量行为的晕托管集团和星系团。大的样本量使我们能够提取细尺度的质量-属性关系（MPR）进行局部线性回归（LLR）的个人晕恒星质量（${\rm M}_{\rm star}$）和热气体质量（${\rm M}_{\rm gas}$）作为总晕质量（${\rm M}_{\rm halo}$）的函数。我们发现：1）MPR的局部斜率和方差都与质量（主要）和红移（次要）有关; 2）条件似然，$p({\rm M}_{\rm star},\ {\rm M}_{\rm gas} | \ {\rm M}_{\rm halo}, z)$由多元对数正态分布精确描述; 3）在固定的${\rm M}_{\rm halo}$下，${\rm M}_{\rm star}$和${\rm M}_{\rm gas}$的协方差通常为负，反映了高质量晕的部分封闭重子盒模型。我们验证了Evrard等人（2014）的分析群体模型，发现当采用尺度相关MPR参数时，在固定属性$\langle \ln {\rm M}_{\rm halo} | {\rm M}_{\rm gas} \rangle$或$\langle \ln {\rm M}_{\rm halo} | {\rm M}_{\rm star} \ran…
2017-11-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Variance and Covariance of Counts-in-Cells Probabilities
细胞计数（CIC）测量包含了丰富的宇宙学信息，但很少用于约束理论。虽然我们可以预测给定宇宙学的分布形状，但要将模型拟合到观测到的CIC概率，需要协方差矩阵-一个概率箱中计数的方差和不同箱中计数之间的协方差。到目前为止，还没有这些差异的一般表达式。在这里，我们表明，相关性的特定水平，或“切片”的密度场确定的方差和协方差的CIC概率。我们推导出明确的公式，准确地预测子体积的模拟星系目录之间的方差和协方差，打开大门使用CIC测量宇宙学参数估计。
2020-06-30 astro-ph.CO
Impact of Property Covariance on Cluster Weak lensing Scaling Relations
本文利用MDPL2模拟和SAGE模型研究了弱引力透镜信号与星系团星系计数之间的内禀协方差，发现小尺度负协方差导致质量估计产生2-3%偏差，并归因于晕形成历史相关的次级性质。
2024-06-06 astro-ph.CO
Joint likelihood function of cluster counts and $n$-point correlation functions: Improving their power through including halo sample variance
对仅包括高斯误差的大尺度结构和弱透镜功率谱测量的统计的天真估计夸大了它们的科学影响。非线性演化和有限体积效应都是非高斯协方差的重要来源，它们降低了功率谱测量约束宇宙学参数的能力。使用晕模型的形式主义，我们得出一个直观的理解的各种贡献的协方差，并表明我们的分析处理同意模拟。这种方法使一个近似的推导的联合似然的集群数量计数，弱透镜功率谱和双谱。我们表明这种可能性是光线追踪模拟的很好描述。由于所有这些观测量对相同的有限体积效应敏感，并包含有关非线性演化的信息，因此组合分析可以恢复大部分“丢失”的信息，并消除非高斯协方差。对于即将到来的弱透镜调查，我们估计，功率谱，计数和双谱的联合分析将产生约$30-40\%$的物质密度和标量振幅的测定改善。这一改进相当于将调查区域扩大一倍。
2014-06-12 astro-ph.CO
Accurate mass and velocity functions of dark matter halos
$N$ -体宇宙学模拟是理解观测到的星系分布的重要工具。我们使用MultiDark模拟套件，运行普朗克宇宙学参数，重新审视质量和速度函数。在红移$z=0$，模拟覆盖了$\sim10^{11}M_\odot$的四个数量级的晕质量，有8，783，874个不同的晕和532，533个亚晕。使用的总体积为$\sim$ 515 Gpc $^3$，是先前研究的8倍多。我们测量和模拟晕质量函数，它的协方差矩阵相对于晕质量和大尺度晕偏差。通过建立晕集质量函数的形式，我们揭示了协方差矩阵、偏差和晕质量函数之间的紧密联系。我们得到了一个非常准确的（$<2\%$水平）模型的不同晕质量函数。我们还模拟了次晕质量函数及其与不同晕质量函数的关系。所得到的一组模型提供了一个完整的和精确的框架，在协和普朗克宇宙学的晕的描述。最后，我们提供了精确的解析拟合的$V_{max}$的最大速度函数的红移$z<2.3$推动的发展，晕占领分布使用$V_{max}$。数据和分析代码在\textit{Skies and Universes}数据库中公开提供。
2017-05-15 astro-ph.CO
Power Spectrum Super-Sample Covariance
我们提供了一个简单的，统一的方法来描述超样本协方差，或拍耦合，在有限体积调查的功率谱估计的影响。对于大范围的调查量，样本方差，从模式，大于调查的主导模式的功率谱估计量的协方差远远小于调查。这种效应的深度非线性版本称为晕圈样本方差。我们表明，所有的变种是统一的压缩配置的物质三谱，这样的配置服从的一致性关系，将它们与功率谱的响应在背景密度的变化。我们的方法也适用于统计的基础上径向投影的密度场，如弱透镜剪切。虽然我们使用晕轮模型进行分析描述以揭示效应的性质，但一致性描述可以直接从模拟中准确校准完整的效应。它还表明，超样本协方差可以被视为一个额外的有趣的信号，而不是多余的噪声。
2014-01-03 astro-ph.CO
Probing cosmology with weak lensing selected clusters I: Halo approach and all-sky simulations
我们利用分析模型和大型数值模拟，探索各种统计的集群选择与宇宙剪切测量。我们首先发展了一个晕模型来预测弱透镜选择星系团的丰度和成簇性。观测效应，如星系形状噪声包括在我们的模型。然后，我们生成现实的模拟弱透镜目录来测试我们的分析模型的准确性。为此，我们执行全天空光线跟踪模拟，使我们能够有一个大的连续区域的多个实现。我们使用明亮恒星的实际位置对天空中的遮蔽区域进行建模，并生成200个模拟弱透镜目录，天空覆盖范围约为1000平方度。我们表明，我们的理论模型同意以及从模拟目录直接计算的统计和它们的协方差的系综平均。在典型的选择阈值下，忽略形状噪声校正导致高估了具有约10%的水平的弱透镜选择的集群的聚类，并且形状噪声校正将集群丰度提高了几倍。我们使用晕圈模型计算互协方差，并考虑到由于掩模而有效减少的调查区域。宇宙切变自功率谱的协方差受来自天空遮蔽的模式耦合效应的影响。我们的模型和结果可以很容易地用于宇宙学分析与正在进行的和未来的弱透镜调查。
2015-09-04 astro-ph.CO
Do dark matter halos explain lensing peaks?
我们已经研究了最近提出的基于晕的模型，骆驼，预测弱透镜峰计数，并比较其结果在收集的162个宇宙学与那些从N体模拟。虽然来自两个模型的计数对于具有$\mathcal{S/N}>1$的峰一致（其中$\mathcal{S/N}$是峰高与r.m.s.形状噪声），我们发现$\approx 50\%$在$\mathcal{S/N}=0$附近的峰的计数较少，而在负$\mathcal{S/N}$尾的计数显著较高。添加形状噪声将所有宇宙学的差异减少到$20\%$内。我们还发现了更大的协方差对宇宙学参数更敏感。结果，$\{Ω_m, σ_8\}$中的可信度区域更大。尽管可信的轮廓是相称的，但每个模型都从不同类型的峰值中提取其预测能力。低峰，特别是那些具有$2<\mathcal{S/N}<3$的峰，在N体数据中传递重要的宇宙学信息，如\cite{DietrichHartlap, Kratochvil2010}所示，但\textsc{Camelus}几乎完全限制了高显著性峰$(\mathcal{S/N}>3)$的宇宙学。我们的研究结果证实了使用宇宙学相关的协方差的重要性，至少有14%的改进参数约束。我们将协方差估计确定为推理差异背后的主要驱动因素，并提出了使Camelus作为高度准确的峰值计数模拟器更加有用的可能方法。
2016-09-13 astro-ph.CO
Rhapsody-G simulations: galaxy clusters as baryonic closed boxes and the covariance between hot gas and galaxies
在一个足够大的宇宙体积内，重子守恒意味着一个简单的“闭箱”观点，其中重子分量的总和必须等于总封闭质量的一个常数。我们目前的证据，从狂想曲G流体动力学模拟的大规模星系团，封闭的盒子的期望可能会举行一个令人惊讶的程度内的内部，非线性区域的晕。在一个固定的晕质量，我们发现一个显着的反相关性之间的热气体质量分数和星系质量分数（冷气体+恒星），与$R_{500c}$内的秩相关系数为-0.69。由于这种反相关，重子总质量可以作为星团总质量的低散射代理。总重子分数的分数散射近似为$0.02 (Δ_c/100)^{0.6}$，而气体质量或恒星质量的散射幅度较大，并且随着半径的增加而下降得更慢。我们讨论了潜在的观测测试使用集群的光学和热气体特性选择的样本，模拟表明，联合选择恒星和热气体有可能实现5%的总晕质量的散射。
2015-07-22 astro-ph.CO
Super-Sample Covariance in Simulations
使用单独的宇宙模拟，我们准确地量化超样本协方差（SSC），通常占主导地位的抽样误差的物质功率谱估计在一个有限的体积，这是由于超级调查模式的存在。通过量化的功率谱响应的背景模式，这种方法自动捕获的拍耦合在准线性制度，晕样本方差在非线性制度和一个新的膨胀效应，改变尺度的功率谱相干整个调查量，包括重子声学振荡规模的单独影响。与直接在一套大体积模拟中使用数千个测量体积相比，它对任何测量几何结构的少量小体积模拟通常以百分之几的水平或更好的水平模拟这些影响。响应的随机性是足够小的，在准线性制度，SSC可以交替地包括通过拟合的平均密度在体积与这些固定的模板参数估计。我们还测试了晕轮模型处方，并发现协议通常优于10%的响应水平。
2014-04-25 astro-ph.CO
Combining cluster number counts and galaxy clustering
星系团丰度和星系成团是当前和未来大尺度星系巡天（如暗能量巡天）的两个重要宇宙学探测。为了把它们结合起来，必须考虑到它们不是独立的量，因为它们探测的是同一个密度场。为了提取参数约束，很好地理解它们的相关性是很重要的。我们提出了一个详细的建模的联合协方差矩阵之间的集群数计数和星系角功率谱。我们采用的光环模型的框架，辅以光环职业分布模型（HOD）。我们证明了会计非高斯产生准确的协方差预测的重要性。事实上，我们表明，非高斯协方差在小尺度，低红移或高集群质量成为主导。我们特别讨论了超样本协方差（SSC）的情况，包括星系散粒噪声，晕二阶偏差和非局域偏差的影响。我们证明了SSC服从数学不等式和正性。使用联合协方差矩阵和Fisher矩阵的方法，我们研究结合这两个探头约束宇宙学和HOD参数的前景。我们发现，该组合确实导致了明显更好的约束，与最好的单探针相比，宇宙学参数的改进为20%，HOD参数的改进甚至更大，误差线减少了1.4 - 4.8倍。这种情况尤其会发生，因为互协方差在小尺度上引入了探针之间的协同作用。我们的结论是，占非高斯效应是需要在星系调查这些观测值的联合分析。
2016-04-15 astro-ph.CO
Building a digital twin of a luminous red galaxy spectroscopic survey: galaxy properties and clustering covariance
明亮的红色星系（LRGs）是星系巡天所使用的宇宙大尺度结构的关键示踪物之一。因此，对它们的属性和聚类进行准确的预测是很重要的，包括这些统计数据的误差。在这里，我们描述了一种新的技术，它使用的半分析模型的星系形成{ \sc Galform}，嵌入在高分辨率的$N$ -体普朗克千年模拟，填充一千晕目录产生的使用PIMEL-PM $N$ -体{ \sc glam}代码。我们的混合方案使我们能够在原始$N$ -身体模拟中无法建模的尺度上进行聚类预测。在红移范围$z=0.6-1$内的LRG是从{ \sc Galform}输出中选择的，在$r$、$z$和$W1$波段中使用与暗能量光谱仪（DESI）测量中使用的类似的颜色幅度切割。我们发现，LRG晕连接是不平凡的，导致预测的非标准的晕占领分布，特别是，中央星系的占领没有达到统一的最大质量的晕，并随着质量的增加而下降。{ \sc glam}星表再现了{ \sc Galform}预测的LRGs的丰度和聚类，并与最近使用光度红移测量的类太阳能LRGs聚类结果显示出良好的一致性。我们使用\glam{}模拟计算的两点相关函数和功率谱的LRGs和它们的背景暗物质密度场的协方差矩阵，揭示了重要的差异。我们还预言了$z=0.6$、$0.74$和$0.93$的线性增长率和重子声振荡距离。所有类似LRG的目录都是公开的。
2020-05-31 astro-ph.CO
Analytic bispectrum covariance for galaxy survey cosmology
California Institute of Technology（加州理工学院）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本文利用大型语言模型推导并实现了球形窗口下星系双谱协方差的解析计算，发现了窗口相关主导项，并通过Quijote模拟验证了其高效准确性，展示了人机协作研究模式。
2026-09-09 astro-ph.CO
The Halo Bispectrum Multipoles in Redshift Space
我们提出了分析的晕双谱在红移空间中的多极，双极，四极和十六极，从一个大的模拟集测量。我们适合这样的测量与微扰理论的树级模型，依赖于线性和非线性偏置参数，以及对密度波动的增长率$f$。似然分析利用了一个非常大的一组模拟目录，使所有多极的协方差属性的鲁棒估计。我们比较的协方差矩阵的数值估计，其高斯预测发现差异的10%或更少的所有配置的唯一例外的挤压三角形的情况下。我们发现树级模型的有效性范围，约1000 $h^{-3}\, {\rm Gpc}^3$的总模拟量，达到$0.08 \, h \, {\rm Mpc}^{-1}$的最大波数的四极和十六极，而它是有限的$0.06$和$0.045\, h \, \rm{Mpc}^{-1}$分别。尽管如此，在分析中加入四极杆可以显著改善模型参数的确定，特别是$f$，类似于功率谱的情况。最后，我们比较了我们的数值估计的全协方差与其理论预测的高斯近似，发现后者的工作非常好的背景下，模拟框与周期性边界条件。
2022-07-27 astro-ph.CO
Analytic Gaussian Covariance Matrices for Galaxy $N$-Point Correlation Functions
本文导出了高斯极限下星系$N$ -点关联函数的协方差矩阵.我们的结果是针对任意$N$给出的，并投影到Cahn & Slepian（2020）的各向同性基函数上，最近表明这有助于有效的NPCF估计。4PCF协方差的数值实现相比，从一组对数正态模拟，Quijote暗物质晕目录，和MultiDark-Patchy星系模拟的样本协方差，后者包括现实的调查几何。的分析形式主义给出了合理的预测的协方差估计模拟与一个盒子的几何形状。此外，拟合的有效体积和数密度最大化的Kullback-Leibler发散的基础上的可能性，部分补偿的非均匀窗口函数的影响。
2021-08-03 astro-ph.CO
A fitting formula for the non-Gaussian contribution to the lensing power spectrum covariance
弱引力透镜是研究暗能量状态方程最有希望的工具之一。为了获得可靠的参数估计为当前和未来的实验，一个良好的理论理解的暗物质集群是必不可少的。特别令人感兴趣的是弱透镜观测，如宇宙剪切关联函数，可以确定的统计精度。我们构造了透镜功率谱协方差的非高斯部分的拟合公式。对协方差的高斯贡献（其与透镜功率谱的平方成比例）和可选的形状噪声可以通过将它们的贡献相加而容易地包括在内。从无量纲透镜功率谱的规范估计开始，我们首先在晕模型方法中对协方差进行建模，包括一个基准宇宙学的所有四个晕项，然后将两个多项式拟合到所找到的表达式。在大尺度上，我们在波数和无量纲功率谱中使用一阶多项式，其对于$\ell \to 0$渐近地朝向$1.1 C_{pt}$，即，使用树级扰动理论的协方差的非高斯部分的结果。另一方面，对于小尺度，我们采用二阶多项式的无量纲功率谱的拟合。我们得到了一个拟合公式的非高斯贡献的收敛功率谱协方差是精确到10%的非对角元素，和5%的对角元素，在范围$50 \lesssim \ell \lesssim 5000$，可用于单源红移$z_{s} \in [0.5,2.0]$在WMAP 5的宇宙学。
2009-07-09 astro-ph.CO
Comparing approximate methods for mock catalogues and covariance matrices I: correlation function
本文是第一次在一组分析的协方差矩阵的聚类统计的引力结构形成的几种近似方法。本文主要研究各向异性两点关联函数测量的协方差矩阵。我们的比较包括七种近似方法，可以分为三类：确定性地跟踪线性密度场演化的预测方法（ICE-COLA、Peak Patch和Pinocchio），需要使用N体模拟进行校准的方法（Patchy and Halogen）和更简单的配方的基础上的假设的概率分布函数（PDF）的形状的密度波动（对数正态和高斯密度场）。我们分析的影响，使用协方差估计从这些近似方法获得的星系团测量的宇宙学分析，作为参考的协方差推断从一组完整的N体模拟。我们发现，所有的近似方法都可以准确地恢复使用N体协方差推断的平均参数值。所获得的参数不确定性通常同意相应的N体的结果在5%内为我们的较低的质量阈值，和10%为我们的较高的质量阈值。此外，我们发现，某些方法的约束条件可以相差高达20%，这取决于用于定义协方差矩阵的晕圈样本是否通过匹配父N体样本的质量、数量密度或聚类幅度来定义。我们的配置空间分析的结果表明，最近似的方法提供了类似的结果，没有一种方法明显优于其他。
2019-05-13 astro-ph.CO
Indicator Power Spectra: Surgical Excision of Non-linearities and Covariance Matrices for Counts in Cells
在这里，我们引入指标函数，它确定一个给定的密度区域，以表征密度依赖的聚类。经过一般介绍这个工具，我们表明，指标函数功率谱有偏见的大尺度上的线性谱的版本。我们提供了一个计算从第一原理这种偏见，我们表明，它再现模拟结果，我们提供了一个简单的函数形式的跨导线性部分的指示函数谱。我们还概述了两个应用程序：第一，这些光谱便于手术切除的非线性，从而显着增加线性理论的范围。第二，指标函数谱允许计算理论协方差矩阵的细胞计数（CIC），促进参数估计与互补的CIC方法。
2021-11-03 astro-ph.CO
A pseudo-spectrum analysis of galaxy-galaxy lensing
本文介绍了赝谱方法在星系-星系透镜效应中的应用。我们推导出明确的表达式的伪谱分析的星系剪切交叉谱，这是傅立叶空间对应的堆叠星系星系透镜配置文件。伪谱方法校正观测问题，如测量几何，明亮恒星及其尖峰的掩模，以及不均匀的噪声，这些噪声使光谱失真，并混合了E模式和B模式信号。使用射线跟踪模拟N体模拟，包括现实的面具，我们确认，伪谱方法成功地恢复输入星系剪切交叉谱。我们还调查的协方差的星系剪切交叉频谱使用射线跟踪模拟表明，有一个多余的协方差相对于高斯协方差在小尺度的散粒噪声占主导地位的高斯近似。我们发现，过量的协方差是一致的期望从晕样本方差（HSV），这源于物质的波动尺度大于调查区域。本文应用伪谱方法对加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）切变星表的观测数据和Sloan数字巡天亮红星系（SDSS LRG）、重子振荡光谱巡天（BOSS）CMASS和LOWZ星系的三个不同光谱样本进行了分析。在7-10 $σ$的水平上，利用包含HSV贡献的协方差分析，发现了显著的星系切变交叉谱。我们还确认，所观察到的光谱与晕模型预测的晕占据分布参数估计从以前的工作是一致的。这项工作证明了在傅立叶空间中的星系-星系透镜分析的可行性。
2016-03-25 astro-ph.CO
On the Robustness of Cluster Clustering Covariance Calibration
本研究评估星系团两点相关函数协方差的半解析框架，用近似和全N体模拟校准三个冗余参数，验证近似方法的精度与参数对宇宙学量的依赖，为高精度星系团宇宙学提供支撑。
2025-04-03 astro-ph.CO
Cosmological Constraints from Weak Lensing Peaks: Can Halo Models Accurately Predict Peak Counts?
为了从下一代大型高精度弱透镜（WL）巡天（例如Euclid，Roman，LSST）中提取完整的宇宙学信息，需要利用高阶统计量来探测大尺度结构（LSS）的小尺度非线性区域。WL峰值计数，追踪宇宙网中的超密度，是一个有前途的和简单的统计约束宇宙学参数。WL峰的物理起源以前被链接到沿视线的暗物质晕，这种峰晕连接已被用于开发各种半解析晕为基础的模型，用于预测峰值计数。在这里，我们研究了WL峰值的起源和基于光晕的WL峰值计数模型的有效性，使用一套光线跟踪N体模拟。我们比较WL峰值收敛地图从完整的模拟到那些在地图中创建的粒子与晕-后者扮演的角色，一个“完美的”晕模型。我们发现，虽然光环的贡献是能够复制峰计数定性好，光环并不能解释所有WL峰。晕特别低估了负峰，这与沿视线的大规模欠密区域的局部密度过高有关。此外，对于大于$\geq$ 100 deg $^{2}$的测量，忽略非光晕对峰计数的贡献会导致参数（$Ω_{\rm m}$、$σ_{8}$）出现显著偏差。我们的结论是，宇宙网络的其他元素，外部和远离暗物质晕，需要纳入WL峰的模型，以推断无偏见的宇宙学约束。
2022-02-28 astro-ph.CO
RSD measurements from BOSS galaxy power spectrum using the halo perturbation theory model
本研究利用暗晕微扰理论模型分析SDSS-III BOSS DR12星系功率谱多极子，通过固定Planck+BAO先验仅约束$fσ_8$，得到严格的结构增长约束，并探讨了尺度截断等因素对参数估计的影响。
2023-03-08 astro-ph.CO
A roadmap to cosmological parameter analysis with third-order shear statistics IV. Analytic cross-covariance between second- and third-order aperture masses
本文推导并验证了二阶与三阶孔径质量统计量之间的解析互协方差模型，该模型基于功率谱、双谱和四谱，能高效实现联合参数推断，无需大型模拟套件。
2025-09-24 astro-ph.CO
Cell Count Moments in the Halo Model
我们研究细胞计数的时刻到第五阶的分布晕，晕子结构作为代理星系，和质量的晕模型的背景下，并比较理论预测的数值模拟的结果。规模大于最大的集群的大小，我们提出了一个简单的点集群模型，其结果只依赖于集群集群的相关性和集群内的对象的数量分布，或集群占用。点簇模型导致表达的时刻，星系计数的体积平均矩在大尺度上接近的晕分布和较小的尺度上表现出层次聚类的幅度$S_k$的时刻的占用分布。在这个极限下，晕轮模型的预测是纯组合的，并且不依赖于晕轮轮廓、浓度参数或潜在的非球面性。完整的晕模型只引入了两个额外的影响：在大尺度上，不同质量的晕具有不同的聚类强度，引入相对偏差参数;在最小尺度上，晕结构得到解决，晕轮廓的细节变得重要，引入形状依赖的形状因子。由于离散和连续统计之间的差异，星系和质量的分级振幅在小尺度上表现不同，即使星系数量与质量正好成正比，这种差异不一定能很好地描述偏差。
2010-07-27 astro-ph.CO
Improving cosmological covariance matrices with machine learning
宇宙学协方差矩阵是参数推断的基础，因为它们负责将不确定性从数据传播到模型参数。然而，当数据向量很大时，为了估计准确和精确的矩阵，我们需要大量的观察，或者相当昂贵的模拟-这两种方法都不可行。在这项工作中，我们提出了一种机器学习的方法来缓解这个问题的背景下，用于研究的大尺度结构的矩阵。仅用少量数据（用50-200个晕圈功率谱的样本构建的矩阵），我们就能够提供显着改进的矩阵，这些矩阵与用更大的样本（数千个谱）构建的矩阵几乎无法区分。为了执行这项任务，我们训练卷积神经网络来对矩阵进行降噪，在训练过程中使用完全由从简单，廉价的晕轮模拟（模拟）中提取的光谱组成的数据集。然后，我们表明，该方法不仅消除了廉价的模拟矩阵中的噪声，但它也能够成功地从N体模拟晕功率谱的矩阵去噪。我们使用几个指标将去噪矩阵与其他矩阵进行比较，在所有这些指标中，它们的得分都更高，没有任何虚假伪影的迹象。与Wishart分布的帮助下，我们推导出一个分析外推的有效样本增强允许的去噪。最后，我们表明，通过使用去噪矩阵，宇宙学参数可以恢复几乎相同的精度时，使用矩阵建立的样本30,000光谱的情况下，廉价的模拟，和15,000光谱的情况下的N体模拟。特别令人感兴趣的是哈勃参数$H_0$中的偏差，在应用去噪器后，该偏差显著降低。
2022-09-11 astro-ph.CO
Accurate halo-galaxy mocks from automatic bias estimation and particle mesh gravity solvers
从星系巡天的聚类测量中可靠地提取宇宙学信息需要估计观测量的误差协方差矩阵。协方差矩阵的准确性是有限的，我们的能力，以产生足够大的数量的独立的模拟目录，可以描述在广泛的尺度星系团的物理。此外，星系模拟目录需要研究星系巡天的系统学和测试分析工具。在这项调查中，我们提出了一个快速，准确的方法来生成模拟目录即将到来的星系调查。我们的方法依赖于低分辨率的近似重力求解器来模拟大规模的暗物质场，然后根据灵活的非线性和随机偏差模型填充晕。特别是，我们扩展了\textsc{patchy}代码与一个有效的粒子网格算法来模拟暗物质场（的\textsc{FastPM}代码），并与一个强大的MCMC方法依赖于\textsc{emcee}代码约束的偏差模型的参数。使用BigMultiDark高分辨率$N$体模拟中的晕作为参考目录，我们证明了我们的技术可以模拟参考目录中晕的二元概率分布函数（细胞计数），功率谱和双谱。具体而言，我们表明，新的成分使我们能够达到百分比精度的功率谱高达$k\sim 0.4\; \,h\,{\rm Mpc}^{-1}$（在5\%内高达$k\sim 0.6\; \,h\,{\rm Mpc}^{-1}$）与准确的bispectra改善以前的结果基于拉格朗日摄动理论。
2017-08-27 astro-ph.CO
KiDS-Legacy: Covariance validation and the unified OneCovariance framework for projected large-scale structure observables
介绍开源框架OneCovariance，利用晕模型精确计算大尺度结构两点统计量的协方差矩阵，在KiDS-Legacy宇宙剪切分析中验证了其百分比级准确度，并推导了多种统计量的交叉协方差。
2025-09-16 astro-ph.CO
Unlocking the secrets of stellar haloes using combined star counts and surface photometry
星系的恒星晕目前可以通过观测分辨的晕星或通过表面光度学来研究。奇怪的是，这两种方法似乎给出了相互矛盾的结果，因为一些表面测光测量显示，综合颜色太红，无法与从解析恒星研究中推断出的晕属性相协调。对于这种异常现象有几种解释，包括尘埃的光致发光、河外背景光的消光和底部重的恒星初始质量函数。然而，仍然缺乏决定性的考验。在这里，我们解释如何观测附近星系的晕，涉及表面光度和亮星计数的组合，可以用来区分所提出的解释。我们得出的观测要求，这一努力，并发现，在过滤器VI和表面测光过滤器VIJ的恒星计数似乎是最佳的策略。由于所需的晕星数已经可以用于许多邻近星系，这项测试最具挑战性的部分可能是光学表面测光，这需要在4-8米望远镜上曝光几个晚上，以及近红外表面测光，这是最容易使用即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜进行的。
2012-04-03 astro-ph.CO
Bispectrum non-Gaussian Covariance in Redshift Space
本文提出红移空间中星系双谱协方差及功率谱-双谱互协方差的解析模型，捕捉非高斯贡献，在挤压三角形极限下修正高斯预测的不足，并经模拟目录验证其准确性。
2024-03-13 astro-ph.CO
Bispectrum Supersample Covariance
波长大于测量窗口的模式可能对测量窗口内的协方差产生重大影响。超采样协方差已被认为是小尺度下功率谱协方差的重要来源，并且它对于双谱协方差也可能是重要的。在本文中，使用响应函数的形式主义，我们模型的超采样协方差的双谱协方差和功率谱和双谱之间的交叉协方差的贡献。由于长波长密度和潮汐扰动的超采样协方差进行了研究，和潮汐的贡献是几个数量级小于密度的，因为在配置空间的双谱估计涉及角平均和潮汐响应函数是各向异性的。超级调查模式的影响是量化使用定期框和子框设置的数值测量。对于物质双谱，超采样协方差校正和小尺度协方差之间的比率，可以使用周期盒来计算，大致比物质功率谱小一个数量级。这是因为对于双谱，小尺度非高斯协方差显著大于功率谱。对于互协方差，超采样协方差与功率谱协方差一样重要。用晕模型响应函数进行的超采样协方差预测与数值结果吻合较好。
2018-02-26 astro-ph.CO
Accurate Analytic Model for the Weak Lensing Convergence One-Point Probability Distribution Function and its Auto-Covariance
单点概率分布函数（PDF）是非高斯宇宙学场的一个强有力的统计量，例如从星系形状或宇宙微波背景（CMB）图重建的弱透镜（WL）收敛。到目前为止，没有分析模型已经成功地描述了高收敛尾的WL收敛PDF的小平滑尺度的第一原理。在这里，我们提出了一个halo模型的形式主义计算WL收敛PDF，建立在我们以前的结果为热Sunyaev-Zel'dovich场。此外，我们扩展我们的形式主义，解析计算的协方差矩阵的收敛PDF。与数值模拟的比较通常证实了我们的形式主义在WL收敛PDF的非高斯正尾中的有效性，但也揭示了收敛PDF对模拟中的小尺度系统效应的强烈敏感性（例如，由于分辨率有限）。最后，我们提出了一个简单的Fisher预测鲁宾天文台的调查，根据我们的新的分析模型。考虑到$\{A_s, Ω_m, Σm_ν\}$参数空间，并假设普朗克CMB之前的$A_s$只，我们预测一个边缘化的约束$σ(Σm_ν) \approx 0.08$ eV从WL收敛PDF单独，即使在边缘化参数描述的晕浓度-质量关系。中微子质量和的这个误差条与正常层次中允许的最小值相当，说明WL收敛PDF的强大约束力。我们在https://github.com/leanderthiele/hmpdf上公开发布我们的代码。
2020-12-23 astro-ph.CO
Variegate galaxy cluster gas content: Mean fraction, scatter, selection effects and covariance with X-ray luminosity
我们使用一个独立于星团内介质含量的具有可靠质量的星团样本来测量平均气体质量分数及其散射、X射线选择对气体质量分数的偏差以及X射线光度与气体质量之间的协方差。该样本是由附近（$0.050<z<0.135$）宇宙中的34个星系团组成的，大部分是$14<\log M_{500}/M_\odot \lesssim 14.5$，质量是用焦散技术计算的。首先，我们发现，集成的气体密度分布有类似的形状，扩展早期的结果的基础上的子群的集群，如那些放松或X射线明亮的质量。其次，我们的样本的X射线无偏选择使我们能够揭示一个多样化的集群人口;气体质量分数显示$0.17\pm0.04$指数的分散，可能表明从集群到集群的反馈量相当可变，这比以前的样本中发现的更大，目标是星系团的亚群，如放松或X射线明亮的集群。的气体密度分布的相似性诱导X射线光度，气体质量和晕质量之间的几乎无散射的关系，并调制选择效应的晕气体质量分数：富含气体的集群优先包括在X射线选定的样品。几乎无散射关系也固定了$L_X-M$和$M_{gas}-M$关系的相对散射和斜率，并使核心切除的X射线光度和气体质量完全协变。因此，涉及X射线或SZ选定样品的宇宙学或天体物理学研究需要考虑选择效应和所研究的量与X射线光度/SZ强度的协方差。
2017-08-04 astro-ph.CO
Euclid: Effect of sample covariance on the number counts of galaxy clusters
目标。我们调查的背景下，欧几里德调查的集群数计数推断宇宙学参数约束的不确定性的散粒噪声和样本方差的贡献。方法.通过分析1000欧几里德样光锥，与PINOCCHIO近似方法产生的，我们验证了胡和Kravtsov 2003年的协方差矩阵的分析模型，其中考虑到统计误差的两个来源。然后，我们使用这样的协方差来定义的似然函数，更好地提取宇宙学信息，从集群数量计数的精度水平，将达到未来的欧几里德测光表的星系团。我们还研究了协方差矩阵的宇宙学依赖性对参数约束的影响。结果分析协方差矩阵再现了在10%水平内从模拟中测量的方差;这种差异对在这个统计水平上宇宙学参数约束的误差没有相当大的影响。此外，我们发现，高斯似然与宇宙学相关的协方差是唯一的模型，提供了一个无偏的宇宙学参数的推断，而不会低估的错误。
2021-02-17 astro-ph.CO
HALOGEN: A tool for fast generation of mock halo catalogues
本文提出了一种生成近似合成晕目录的简单方法：HALOGEN。该方法结合了$2^{nd}$阶拉格朗日微扰理论（2LPT）来产生大尺度物质分布、解析质量函数来产生晕质量、以及单参数晕偏置随机模型来定位晕。HALOGEN代表了最近发表的类似方法的简化。我们的方法被限制为在中间恢复2点函数（$10Mpc/h<r<50Mpc/h$）规模，我们表明，这是成功的百分之二。（$\sim100Mpc/h$）的复制率在15%以内。（例如功率谱，点分布函数，红移空间失真）与N体模拟的结果，以确定我们的方法用于不同目的的有效性。HALOGEN的好处之一是它的灵活性，我们通过展示它如何适应不同的宇宙学和模拟规格来证明这一点。发展这种近似方案的一个驱动动机是需要计算协方差矩阵和研究大型星系巡天的系统误差，这需要数千次模拟实现。我们讨论了我们的方法在这种情况下的适用性，并得出结论，它是非常适合大规模生产的适当的光环目录。该代码可在https://github.com/savila/halogen上公开获取
2015-03-06 astro-ph.CO
Baryonic Imprints on DM Halos: Population Statistics from Dwarf Galaxies to Galaxy Clusters
在一个纯冷的暗物质宇宙中，初始物质功率谱及其随后的引力增长不包含特殊的质量或时间尺度，因此内部暗物质（DM）晕属性的新兴人口统计也不包含。使用150万晕从三个IllustrisTNG实现的LambdaCDM宇宙，我们表明，星系形成物理驱动器的非单调功能（“摆动”）到DM属性统计在六十年的晕质量，从矮星系到星系团。我们通过提取晕质量相关的统计数据的五个DM晕属性-速度色散，NFW浓度，密度和速度空间形状，和形成时间-使用核本地化线性回归（KLLR），这些功能的特点。比较精确的估计标准化，斜率，和协方差之间的实现与没有星系形成，我们发现系统的偏差在所有的质量尺度，最大偏差为25%，在银河系质量为1 e12 Msun。不同的冷却和反馈机制之间的相互作用的摆动的质量依赖性，我们讨论了其观测意义。性质协方差强烈依赖于晕质量和物理处理，但大多数相关性是稳健的。使用多变量KLLR和可解释的机器学习，我们表明，晕浓度和速度空间形状的主要贡献者，在不同的质量，速度色散方差。质量吸积率和DM表面压能的统计数据在附录中提供。我们公开发布晕属性目录和KLLR参数的TNG运行在20 epochs到z = 12。
2021-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulations of Wide-Field Weak Lensing Surveys II: Covariance Matrix of Real Space Correlation Functions
利用Sato等人（2009）对Λ主导冷暗模型的1000次射线追踪模拟，我们研究了宇宙剪切关联函数的协方差矩阵，这是以前测量中使用的标准统计量。特定分离角的剪切关联函数在很宽的多极范围内甚至在勘测区域之外受到傅立叶模式的影响，这使得协方差矩阵的分析变得复杂。为了克服这些障碍，我们首先从1000个实现中构建高斯剪切模拟，然后使用高斯模拟来解开高斯协方差对我们从原始模拟中测量的协方差矩阵的贡献。我们发现，高斯协方差的解析公式高估了协方差幅度，由于有限的调查面积的影响。此外，高斯协方差的干净分离允许检查作为分离角和源红移的函数的非高斯协方差贡献。对于即将到来的调查与典型的源红移z_s=0.6和1.0，非高斯贡献的对角协方差分量在1弧分尺度是大于高斯贡献的20倍和10倍，分别。基于晕模型的预测定性地再现了模拟结果，但是在协方差幅度上显示出相当大的分歧。通过结合这些模拟结果，我们开发了一个拟合公式的协方差矩阵的任意区域覆盖的调查，考虑到有限的调查区域的高斯协方差的影响。
2011-04-11 astro-ph.CO
Are group- and cluster-scale dark matter halos over-concentrated?
我们调查的晕质量，M_200，和浓度，c之间的关系，为26组和集群规模的强引力透镜的样本。与以前的结果相比，我们发现，这些系统只是~ 0.1德克斯超过集中比类似质量的晕从暗物质模拟; M_200 = 10^14 M_sun的晕的浓度是log c = 0.78 \pm 0.05，而在类似的红移（z ~ 0.4）下，具有该质量的晕的模拟预测log c ~ 0.56 - 0.71。我们还发现，尽管我们的样本量很大，但我们无法对M_200-c关系的斜率做出信息性推断;我们注意到，在以前的研究中发现的陡峭斜率往往遵循M_200和c之间的协方差的斜率，这表明这些结果可能测量的是数据中的分散性，而不是内在信号。此外，我们的结论是，我们无法约束的M_200-c斜率是由于晕质量的范围有限，明确地模拟我们的晕质量分布，我们认为，其他研究可能会产生偏见的结果，通过使用不正确的分布晕质量。
2013-08-28 astro-ph.CO
Gravitational lensing effects on sub-millimetre galaxy counts
研究了引力透镜对亚毫米星系计数的影响。我们探讨了由于晕密度分布，椭圆率和宇宙学参数（功率谱归一化$σ_8$）的放大截面的影响。结果表明，在引力透镜中，椭圆率对放大截面的影响并不强烈，而晕径向分布对放大截面的影响很大。由于星系的重子冷却效应比星系团更强，星系晕更集中。在此基础上，提出了一种新的双晕布居模型，其中星系被模拟为奇异的等温球轮廓，星系团被模拟为Navarro，Frenk和White（NFW）轮廓。我们发现两者之间的过渡质量对透镜几率有适度的影响。宇宙学参数$σ_8$改变了晕的丰度，因此影响了我们的结果。与其他方法相比，该模型更简单，更符合实际。前人工作的结论证实了引力透镜是亮端计数过剩的一个自然解释。
2013-01-03 astro-ph.CO
Gaussian covariance matrices for anisotropic galaxy clustering measurements
近年来，对红移空间星系团的测量一直是宇宙学信息的丰富来源。准确的协方差估计是验证红移空间两点统计星系团模型的重要步骤。通常，只有有限的一组精确的N体模拟可用。因此，评估数据协方差是不可能的，或者只会导致噪声估计。此外，依赖于调查数据的模拟实现意味着协方差的宇宙学依赖性的测试是昂贵的。考虑到这些点，这项工作提出了一个简单的理论模型的线性协方差的各向异性星系团观测与合成目录。考虑到勒让德矩（“多极”）的两点统计和投影到宽箱的视线参数（“聚类楔形”），我们描述了这些各向异性聚类测量星系样本的协方差建模与平凡的几何形状的情况下的高斯近似的聚类可能性。作为本文的主要结果，我们给出了傅立叶空间协方差矩阵和位形空间协方差矩阵的显式表达式。为了验证我们的模型，我们创建合成HOD星系目录填充的大容量N体模拟合奏的晕。使用线性和非线性输入功率谱，我们发现在准线性制度的合成目录的模型预测和测量之间非常好的协议。
2016-01-07 astro-ph.CO
Cosmology with velocity dispersion counts: an alternative to measuring cluster halo masses
星系团计数的演化是对宇宙学若干基本参数的有力探索。最近的一些研究使用这个探测器声称与普朗克原始CMB数据分析所偏好的宇宙学的张力，在这个意义上，观察到的星系团比基于原始CMB宇宙学的预测要少。这个问题的一个可能的解决方案是集群研究中绝对晕质量校准中的系统误差，这需要将标准理论预测（晕质量函数）转换为作为可观测值的函数的计数（例如，X射线光度，Sunyaev-Zel'dovich通量，光学丰富度）。在这里，我们提出了一种替代策略，这是直接比较预测和观察到的集群计数作为一个函数的一维速度色散的星系团。我们认为，集团/集群的速度分散理论上可以预测的强大的质量，但与质量，它也可以直接观察到，从而规避了主要的系统偏差，在传统的集群计数研究。借助BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟套件，我们证明了速度色散计数的潜力，即使是类似的$Λ$ CDM模型的歧视。这些预测可以与现有的红移调查结果进行比较，如高度完整的星系和质量组装（GAMA）调查，以及即将进行的宽视场光谱调查，如广域Vista河外调查（WAVES）和暗能量调查仪器（DESI）。
2016-07-28 astro-ph.CO
Simulations of Wide-Field Weak Lensing Surveys I: Basic Statistics and Non-Gaussian Effects
我们研究了标准LCDM宇宙学的透镜收敛功率谱及其协方差。我们运行了400个宇宙学N体模拟，并使用输出来执行总共1000个独立的射线跟踪模拟。我们比较分析模型预测的模拟结果。基于Smith等人的半解析模型。（2003）拟合公式在角分角度尺度下低估了约30%的收敛能力。对于收敛功率谱协方差，晕模型在很宽的角尺度和源红移范围内都能很好地再现模拟结果。在小角度尺度下，主要贡献来自于有限调查体积中晕数波动引起的样本方差。对于z_s ~1的弱透镜测量，非高斯协方差使收敛功率谱的信噪比降低高达5倍。收敛功率谱估计的概率分布，其中的实现，是很好地近似的卡方分布与扩大方差的非高斯协方差，但有一个较大的正尾。偏度和峰度具有不可忽略的值，特别是对于浅测量。我们认为，可能需要一个完整的分布的先验知识，以获得一个无偏估计的合奏平均频带功率在每个角度尺度从有限的体积调查。
2012-03-09 astro-ph.CO
Optimal capture of non-Gaussianity in weak lensing surveys: power spectrum, bispectrum and halo counts
我们比较了弱透镜选择星系团计数和弱透镜双谱在捕获非高斯特征的暗物质分布的效率。我们使用晕模型来计算弱透镜功率谱，双谱和预期数量的检测到的集群，并推导出一个大的，低系统的弱透镜调查的宇宙学参数的约束，通过专注于$Ω_m$-$σ_8$平面和暗能量状态方程。我们将功率谱分成数据的已解决部分和未解决部分，已解决部分被定义为检测到的簇，未解决部分被定义为场的其余部分。我们考虑四种类型的集群计数，考虑到不同的信息量：信噪比峰值计数;作为集群质量的函数的计数;作为集群红移的函数的计数;以及作为集群质量和红移的函数的计数。我们表明，当结合功率谱，这四种计数提供了类似的约束，从而允许一个执行最直接的计数，信噪比峰值计数，并得到百分比水平的宇宙学参数的约束。我们表明，弱透镜双谱给出的约束条件与功率谱给出的约束条件相当，并捕获非高斯特征以及簇计数，其与功率谱的组合给出的宇宙学参数的误差类似于，如果不是稍微小于，当功率谱与簇计数相结合时获得的误差。最后，我们注意到，为了达到其潜力，弱透镜双谱必须使用所有三角形配置计算，因为等边三角形单独不提供有用的信息。
2010-02-12 astro-ph.CO
The Effective Halo Model: Creating a Physical and Accurate Model of the Matter Power Spectrum and Cluster Counts
我们介绍了一个物理动机的物质功率谱模型，基于晕模型和微扰理论。该模型在$k=0.02h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$至$k=1h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$之间的所有$k-$量表上均达到1\%的准确度。我们的主要结论是晕的数密度依赖于在某种未知尺度$R$上滤波的非线性密度对比度。利用大尺度结构的有效场论来计算双晕项，我们得到一个只有两个拟合参数的功率谱模型：$R$和有效“声速”，它封装了小尺度物理。这是测试与两套宇宙学模拟在广泛的宇宙学和发现是高度准确的。由于其物理动机，统计可以很容易地扩展到功率谱之外，我们还推导出单圈协方差矩阵的集群计数和它们的组合与物质功率谱。与之前的模型相比，这产生了明显更好的模拟拟合，并且包括一个用于超样本效应的新模型，该模型通过单独的宇宙模拟进行了严格测试。在低的红移，我们发现一个显着的（$\sim 10\%$）排除协方差占有限大小的晕，以前没有建模。这种功率谱和协方差模型将使人们能够对即将进行的大尺度结构调查、引力透镜调查和宇宙微波背景图进行联合分析，其比例缩小到非线性比例。我们提供了一个公开发布的Python代码。
2020-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Improving fast generation of halo catalogs with higher-order Lagrangian perturbation theory
我们提出了最新版本的匹诺曹，代码生成目录DM晕在一个近似的，但快速的方式相对于N体模拟。与使用Zeldovich近似（ZA）的以前版本相比，该代码版本将粒子和晕位移的计算扩展到三阶拉格朗日微扰理论（LPT）。我们在参考N体模拟的相同初始配置上运行Pinocchio，以便比较扩展到对象级别。我们认为晕在红移0和1，使用不同的LPT订单无论是晕建设-位移需要决定粒子吸积到晕或晕合并-或计算晕的最终位置。通过计算实空间和红移空间（四极和四极）中Pinocchio晕的功率谱和2点关联函数（2 PCF），以及晕分布的双谱和相位差，比较了Pinocchio晕与模拟结果的聚类特性.我们发现2LPT和3LPT有明显的改善。3LPT用于置换晕时与N体的一致性最好，而2LPT用于构造晕时则更好。在最高阶，线性偏差通常以百分之几的水平恢复。在傅立叶空间和使用3LPT晕位移，晕功率谱恢复到10%以内的$k_{max}\sim0.5\ h/$ Mpc。本文提出的结果有有趣的影响，大合奏的模拟调查，旨在准确地计算协方差矩阵聚类统计的生成。
2016-05-16 astro-ph.CO
Cosmology-dependent covariance in galaxy cluster number counts: consequences for parameter inference
Universidade de Brasília（巴西利亚大学）；Universidade Estadual de Londrina（朗德里纳州立大学）
研究星系团计数似然中协方差固定假设对宇宙学参数估计的影响，发现固定协方差会显著高估或低估置信区间，但参数估计无偏，单次协方差更新可恢复正确不确定性。
2026-09-22 astro-ph.CO astro-ph.IM
Impact of the calibration of the Halo Mass Function on galaxy cluster number count cosmology
晕质量函数（HMF）是星系团星表宇宙学分析中的一个关键要素。我们量化的HMF参数的不确定性对宇宙学约束的影响，从集群目录类似的普朗克，那些预期从欧几里得，罗马和鲁宾调查，并从一个假设的更大的未来调查。我们分析模拟目录在每种情况下，逐步松动先验的HMF参数，以评估宇宙学约束的退化。虽然目前HMF参数的不确定性并没有实质性影响普朗克类调查，我们发现，它们可以显着降低宇宙学约束的欧几里得类调查。因此，目前HMF的精度将不足以用于欧几里得（或罗马或鲁宾）和可能的更大的调查。未来的实验将不得不适当地考虑HMF参数的不确定性，并且有必要提高HMF拟合的精度，以避免削弱对宇宙学参数的约束。
2021-01-08 astro-ph.CO
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: a large sample of mock galaxy catalogues
我们提出了一种快速的方法产生模拟星系目录，可用于计算大规模集群测量的协方差矩阵和测试的分析方法。我们的方法填充一个二阶拉格朗日微扰理论（2LPT）的物质场，在那里我们校准质量的暗物质晕的详细比较与N体模拟。我们证明了聚类的晕恢复在~ 10%的准确度。我们填充晕与模拟星系使用晕占领分布（HOD）处方，它已被校准，以重现30和80 Mpc/h之间的规模上的聚类测量。我们比较了样本协方差矩阵从我们的模拟与分析估计，并讨论差异。我们用这种方法制作了对应于重子振荡光谱巡天（BOSS）第9版数据的星表，产生了600个“CMASS”星系样本的模拟星表。这些模拟能够对方法和错误进行详细的测试，这些方法和错误构成了对这些星系数据进行伴随分析的一个组成部分。
2012-04-01 astro-ph.CO
