Imaging systematics induced by galaxy sub-sample fluctuation: new systematics at second order
Institut de Física d’Altes Energies (IFAE), The Barcelona Institute of Science and Technology（高等物理研究所（IFAE），巴塞罗那科学技术研究院）；Institute for Theoretical Physics, Utrecht University（乌得勒支大学理论物理研究所）；Department of Physics, Imperial College London（帝国理工学院物理系）；Department of Physics and Astronomy, Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立大学罗格斯大学物理与天文学系）；Instituto de Fisica Teorica UAM/CSIC, Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学/西班牙国家研究委员会理论物理研究所）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）
本文研究了由星系子样本波动引起的成像系统偏差，推导了其公式并提出通过合成源注入进行缓解的方法。
2026-01-09 astro-ph.CO
From quantum fluctuations to galaxy power spectrum multipoles
Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（数据驱动发现中心，卡弗里宇宙学前沿研究所（WPI），UTIAS，东京大学）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（卡弗里宇宙学前沿研究所（WPI），UTIAS，东京大学）
本文讲义系统梳理了从暴胀量子涨落产生的原初扰动到星系功率谱多极矩的完整理论链条，涵盖线性功率谱、红移空间畸变、Kaiser模型及非线性偏袒和单圈有效场论等核心方法，为全形状分析提供明确推导。
2026-09-21 astro-ph.CO
Breaking the self-averaging properties of spatial galaxy fluctuations in the Sloan Digital Sky Survey - Data Release Six
有限样本分布的统计分析通常假设波动是自平均的，即它们在给定样本量的不同区域中在统计上是相似的。通过使用尺度长度方法，我们测试是否满足这一假设在几个样本的斯隆数字巡天数据发布六。我们发现，条件波动的概率密度函数（PDF），在足够大的空间尺度上过滤（即，r>30 Mpc/h），显示了调查的不同子体积中的相关系统变化。相反，对于尺度r<30 Mpc/h，PDF在统计上是稳定的，并且其一阶矩呈现出在1附近具有负指数的标度行为。因此，虽然高达30 Mpc/h的星系结构具有明确的幂律相关性，但在更大的尺度上，不可能将整个样本平均量视为有意义和有用的统计描述符。这种情况是由于星系结构对应的密度波动幅度太大，在空间上延伸得太远，以至于在样本体积内的大尺度上无法自平均：星系分布在最大尺度上是不均匀的，即SDSS样本探测到的r ~ 100 Mpc/h。我们表明，宇宙学修正，作为K-修正和标准的进化修正，不定性地改变相关的行为。最后，我们表明，在SDSS样本中观察到的大振幅星系波动与结构形成的标准LCDM模型的预测是不一致的。（删节版）。
2009-10-02 astro-ph.CO
AKARI near-infrared background fluctuations arise from normal galaxy populations
我们表明，从AKARI卫星的近红外背景（NIRB）的波动的测量可以解释在低红移微弱的星系种群。我们证明了这一点，使用重建图像从深星系目录（HUGS/S-CANDELS）和两个独立的星系人口模型。在所有情况下，我们发现AKARI测量的NIRB波动与暗星系一致，并且不需要未知群体的贡献。我们发现没有证据表明陡峭的瑞利-金斯光谱的基础来源，如以前报道的。大角度尺度下的瑞利-金斯光谱很可能是星系在较长波长通道中被系统地移到更深层次的结果。
2016-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy cluster strong lensing: image deflections from density fluctuations along the line of sight
研究星系团质量分布的标准方法是通过背景星系的强透镜效应，其中同一源的多个图像的位置限制了星系团的表面质量分布。然而，目前的参数化质量模型往往只能再现观察到的位置，在一个或几个弧秒，这是比位置测量不确定性更差。对这种差异的一种解释是，光线路径的额外扰动是由视线上的物质密度波动引起的。我们通过计算由密度波动引起的角偏转的统计期望值来研究这一点，这可以在给定物质功率谱的情况下完成。我们发现，密度涨落确实可以产生几个角秒的偏转。我们还发现，一个特定的图像的偏转角预计将增加源红移和天空上的角距离的镜头。由于相邻图像的光线通过几乎相同的密度波动，因此图像的预期偏转角度可以高度相关。这意味着，视线密度波动是一个显着的，可能占主导地位的强透镜质量建模系统，并设置一个下限，以及集群质量模型可以预期复制观察到的图像位置。我们讨论了在质量模型拟合过程中应如何明确地考虑偏转和相关性。
2011-12-08 astro-ph.CO
SCRIPT in the Cosmic Dawn: Distinguishing Redshift-Evolving Galaxy Populations with 21-cm Fluctuations
National Centre for Radio Astrophysics, TIFR（TIFR国家射电天文中心）
本研究扩展SCRIPT框架以计算宇宙黎明的21厘米自旋温度涨落，发现全局21厘米信号存在简并性，但21厘米功率谱可区分红移演化与静态星系群体，需结合两类测量约束高红移星系演化。
2026-08-05 astro-ph.CO
Probing Large Scale Ionizing Background Fluctuation with Lyman $α$ Forest and Galaxy Cross-correlation at z=2.4
在大尺度上，总银河系紫外背景（UVB）的振幅受两个因素的影响。首先，由于中性星系际介质的吸收，它在比UVB光子的平均自由程大的尺度上自然衰减。第二，宇宙中存在着离散的、稀有的电离源，它们发射出UVB光子，从而增强了局部的UVB振幅。因此，对于像Lyman- $α$森林谱这样对UVB振幅敏感的宇宙学探测器来说，电离源成簇引起的涨落是影响Lyman- $α$通量传输的重要因素，并在这些大尺度下的Lyman- $α$通量功率谱上留下印记。在这项工作中，我们利用的辐射转移模型，参数化的UVB源分布的偏置$b_{\rm j}$和散粒噪声$\overline{n}_{\rm j}$。以DESI Lyman-$α$森林巡天和罗马空间望远镜发射线星系巡天为例，通过Lyman- $α$森林巡天和星系巡天的互相关估计了该模型的约束条件。我们显示了检测灵敏度的改善UVB参数从不相交的DESI+罗马调查策略的最大重叠。我们还表明，两个电离源参数的简并可以打破通过增加重叠的调查面积。我们的研究结果激励调查策略更致力于探测UVB的大规模波动。
2023-01-18 astro-ph.CO
Joint constraints on galaxy bias and $σ_8$ through the N-pdf of the galaxy number density
我们提出了一个完整的描述的N-概率密度函数的星系数密度波动。这个N-pdf一方面是由冷暗物质相关性给出的，另一方面是由星系偏置参数给出的。该方法依赖于通常采用的假设，即暗物质密度波动遵循初始能量密度扰动的局部非线性变换。星系数密度波动的N-pdf允许对偏差参数的最佳估计（例如，如果存在关于偏差参数的任何先验信息，则通过最大似然估计或贝叶斯推断），以及定义暗物质相关性的那些参数，特别是其幅度（$σ_8$）。它还提供了适当的框架来执行两个竞争性假设之间的模型选择。的N-pdf的参数估计能力证明了SDSS模拟（理想的对数正态模拟和模拟从Las Damas模拟），表明我们的估计是无偏的。我们将我们的形式主义应用于SDSS主样本的第7版（对于具有绝对幅度$M_r \leq -20$的体积有限子集）。我们得到$\hat{b} = 1.193 \pm 0.074$和$\hat{σ_8} = 0.862 \pm 0.080$，星系数密度波动的细胞大小为$30h^{-1}$兆个人电脑。不同的模型选择标准表明，星系偏置明显有利。
2016-02-16 astro-ph.CO
New Perspective on Galaxy Clustering as a Cosmological Probe: General Relativistic Effects
我们提出了一个广义相对论描述的星系团在FLRW宇宙。观测到的星系红移和位置受源星系与观测者之间的物质涨落和重力波的影响，利用观测量构造的体积元与观测星系所占据的物理体积不同。因此，所观察到的星系波动场包含额外的贡献所产生的失真，在可观察到的数量，这些包括张量的贡献，以及众多的标量的贡献。我们推广了线性偏差近似，以规范不变的方式将观测到的星系涨落场与底层物质分布联系起来。我们完整的形式主义对于理论预言的一致性是必不可少的。作为我们的第一个应用，我们计算了大尺度结构的角度自相关及其与CMB温度各向异性的互相关。我们评论的可能性检测原始重力波使用星系团，并讨论我们的形式主义的进一步应用。
2009-10-03 astro-ph.CO
Probing the optical depth with galaxy number counts
本研究提出利用星系巡天，通过星系数计数的统计各向异性构建估计量探测星系际介质的光学深度涨落，证实近期巡天可实现信噪比超约10的检测，拓展了相关宇宙学观测的科学应用。
2024-04-16 astro-ph.CO
Joint inference of multiplicative and additive systematics in galaxy density fluctuations and clustering measurements
提出一种基于极大似然估计的新方法，通过联合推断星系超密度场污染物，有效缓解星系成团测量中的加法与乘法系统误差，将信号纠正至亚百分点水平。
2024-07-23 astro-ph.CO
Parameter constraints from weak lensing tomography of galaxy shapes and cosmic microwave background fluctuations
最近，它已被证明，互相关CMB透镜和三维宇宙剪切允许大大收紧宇宙学参数的约束。我们调查是否可以在传统的断层扫描设置实现类似的改善。我们目前的Fisher参数预测的欧几里德星系调查结合不同的正在进行的和即将到来的CMB实验。与完全三维分析相比，我们发现只有边际改进。假设普朗克一样的CMB数据，我们表明，包括合并的CMB和宇宙剪切数据的全部协方差提高暗能量的品质因数只有百分之三。中微子质量的总和的边缘化的错误减少在同一水平。对于下一代CMB卫星任务，如棱镜的预测改善的暗能量的优值相当于约25%.Further，我们表明，小的改善相比之下，由增加的偏差在暗能量参数时，星系的内在排列是不正确的占在全协方差矩阵。
2017-07-25 astro-ph.CO
Estimates for the impact of Ultraviolet Background fluctuations on galaxy clustering measurements
紫外线背景的空间波动可以微妙地调制河外源的分布，这是一个潜在的信号，也是大尺度结构调查的系统。虽然这种调制已被证明是显着的3D Ly α森林调查，其相关性的其他大尺度结构的探针几乎没有探讨，尽管是唯一的天体物理过程，可能会影响集群测量的规模>~Mpc。我们估计，调制H I量的背景涨落对z = 1-3处21 cm强度图的功率谱具有（0.03-0.3）x（k/[10^-2 Mpc^-1]）^-1的分数效应。我们发现，对于H α和Ly α强度分布测量（0.001-0.1）x（k/[10^-2 Mpc^-1]）-1的影响较小，对于将单个H α或Ly α发射体的位置关联起来的更传统的测量，影响甚至更小。我们还估计了背景对低红移星系巡天的影响，一般基于一个简单的模型，在这个模型中，背景波动调制晕气体冷却的速率，调制恒星的形成：我们估计在z = 1时，对~0.01（k/[10-2 Mpc-1]）-1的幂的最大分数效应。我们将这些印记的大小与下一代红移调查的宇宙学参数基准进行比较：我们发现，电离背景可能导致压缩三角形非高斯参数fNL的偏差，该偏差可能大于SPHEREx类星系调查的功率谱测量的单位，以及强度偏差的典型值。在k-1 PL形式的形状上边缘化，其中PL是线性物质功率谱，以大约40%的统计误差为代价消除了大部分这种偏差。
2019-10-15 astro-ph.CO
Proper-Time Hypersurface of Non-Relativistic Matter Flows: Galaxy Bias in General Relativity
计算了非相对论物质流真时超曲面中的二阶密度涨落，并将其与广义相对论中的星系数密度涨落联系起来。在线性级，它等价于同动同步规范中的密度涨落，其中两个独立的规范条件重合。然而，在二阶时，这些规范条件下的密度涨落是不同的，而这两种规范条件都代表了真时超曲面。与时间共动和空间C规范条件下的密度涨落相比，常用规范条件（$N=1$和$N^α=0$）下的密度涨落违反了质量守恒的二阶性质.通过求解测地线方程和非相对论物质的非线性演化方程，给出了它们在各种规范条件下的物理解释。我们将这一发现应用于广义相对论中的二级星系偏置，这补充了Yoo & Zaldarriaga（2014）中星系团的二级相对论描述。
2014-11-12 astro-ph.CO gr-qc
Spatial density fluctuations and selection effects in galaxy redshift surveys
观测宇宙学的主要问题之一是确定星系相关性的可靠测量范围。这对应于确定关联函数的形状、其随红移的可能演化以及大尺度结构的大小和振幅。不同的选择效应，不可避免地进入任何观察，在相关性的测量中引入了重要的限制。在星系红移巡天的背景下，观测技术和策略以及数据分析中使用的隐含假设可能会导致选择效应。一般来说，所有这些影响都考虑到使用成对计数算法来测量两点相关性。我们回顾这些方法，强调它们是基于先验假设，即星系分布是空间均匀的给定样本内。我们发现，当数据不满足这一假设时，相关分析的结果会受到有限尺寸效应的影响，为了量化这些效应，我们引入了一种新的方法，该方法基于计算沿微小圆柱的星系计数梯度。我们表明，通过使用人工均匀和不均匀的点分布，这种方法是确定红移依赖的选择效应，并解开它们从大尺度密度波动的存在。然后，我们将这种新方法应用到几个红移目录，我们发现的证据表明，星系分布，在这些样本中的选择效应是足够小的，其特征在于幂律相关指数$γ=0.9$高达$20$ Mpc/h，其次是斜率的变化，在[20，100] Mpc/h的范围内，对应于幂律指数$γ=0.25$。当前数据无法阐明在$\sim 100$ Mpc/h下是否发生空间不均匀性交叉。
2014-06-23 astro-ph.CO
Forecasting constraints from surface brightness fluctuations in galaxy clusters
本文综述星系团ICM表面亮度涨落功率谱的测算精度，提出三个径向环带方案，并预测现有及未来X射线与SZ设施对流体静力学质量偏差的约束能力。
2024-05-10 astro-ph.CO
Effects of long-wavelength fluctuations in large galaxy surveys
为了捕捉尽可能多的信息，大型星系巡天一直在增加它们的体积和红移深度。为了应对这一挑战，理论界做出了回应，即通过同样增加暗物质粒子和超级计算资源的数量来进行巨大计算量的宇宙学模拟。因此，理所当然地认为理想情况是当单个计算框包含观测勘测的整个有效体积时，例如，对于DESI和欧几里得巡天，约为50 Gpch ^3。在这里，我们使用几个相关的统计研究在有限体积中丢失的长波的影响：暗物质晕的丰度，PDF，关联函数和功率谱，和协方差矩阵。如果计算体积小于~（500 Mpch）^[3]，则有限体积效应可以显著地修正计算结果。然而，当盒子大小超过~ 1Gpch ^3时，这种影响变得非常小，几乎可以忽略不计。我们发现，暗物质波动的平均功率谱显示出显着缺乏依赖于计算盒的大小与小于0.1%的差异之间的1Gpch和4Gpch盒。预计这些体积的晕圈质量函数没有可测量的差异。协方差矩阵与体积成比例，并且可以添加由于超采样模式而引起的小的校正。我们的结论是，当1-1.5Gpch的盒子大小足以满足大多数调查科学要求时，没有必要进行那些非常大的模拟。
2019-08-06 astro-ph.CO
Extracting the Global Signal from 21-cm Fluctuations: the Multi-Tracer Approach
多示踪剂技术采用了两个不同的偏置星系样本的密度比，跟踪相同的底层物质密度场，并提出了减轻宇宙方差问题。在这里，我们提出了一种新的应用这种方法，将其应用到两个不同的示踪剂，其中之一是21厘米的中性氢信号的再电离和喜剧黎明的时代。第二个示踪剂被假定为高红移星系的样本，但该方法可以推广并应用于其他高红移示踪剂。我们表明，两个密度场之比的各向异性可用于测量天空平均21 cm信号，探测驱动该信号的辐射源的光谱能量分布，并提取第二示踪剂的大尺度特性，例如，星系偏见使用模拟的21厘米的地图和模拟星系样本，我们发现，该方法适用于理想化的星系调查。然而，在一个更现实的星系调查的情况下，只探测高度偏置的发光星系，不可避免的泊松噪声使重建更具挑战性。随着未来望远镜灵敏度的提高以及观测量的增加，这一困难可以得到缓解。
2019-12-04 astro-ph.CO
Primordial magnetic fields with X-ray and S-Z cluster survey
研究了太初磁场对X射线或S-Z星系团巡天的影响。重组后，原始磁场产生额外的密度波动。这样的密度波动增加了星系团的数量。考虑到原始磁场产生的密度涨落，我们基于Press-Schechter公式计算了星系团的数目.通过与Chandra X射线星系团巡天观测结果的比较，发现振幅大于10 nGuass的原初磁场的存在是不一致的。此外，我们表明，S-Z集群调查也有一个敏感的约束原始磁场。特别是SPT S-Z星系团巡天有可能用几个纳高斯来约束原始磁场。
2012-03-05 astro-ph.CO
Second-order matter fluctuations via higher-order galaxy correlators
我们提供了一个公式，用于直接从红移测量数据中提取R尺度上线性物质涨落的均方根值。它允许约束sigma_R的实空间振幅，而不需要对物质分布的性质和功率谱进行任何建模。此外，形式主义是完全不敏感的偏置函数的字符，即其最终的规模或非线性依赖。通过对比sigma_R的测量值和线性微扰理论的预测，人们可以检验在大宇宙尺度上对引力的标准描述的最终偏离。建议的估计利用的信息中包含的1-点的时刻和2-点的关联函数的物质和星系的密度场，它可以应用于宇宙尺度的线性和半线性微扰近似的物质overdensities的演变提供了一个令人满意的描述的完整的基本理论。我们实施的测试与N体模拟量化潜在的系统，并成功地表明，我们能够恢复今天的值sigma_8 '隐藏'在模拟中。我们还设计了一个一致性检查，以衡量的合理性推断的结果时，将形式主义应用于真实（而不是模拟）的数据。我们希望这种方法将提供一个敏感的探测集群的物质时，应用到未来的大型红移调查，如BigBOSS和EUCLID。
2012-10-08 astro-ph.CO
Intensity fluctuations of radio halo in galaxy cluster: Insights from power spectrum estimation
Indian Institute of Science（印度科学研究所）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业与技术学院）；MIT Art, Design and Technology University（麻省理工学院艺术、设计与技术大学）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究院国家射电天文学中心）；Manipal Centre for Natural Sciences, Manipal Academy of Higher Education（马尼拉高等教育学院自然科学中心）；Centre for Strings, Gravitation and Cosmology, Department of Physics, Indian Institute of Technology Madras（马德拉斯印度理工学院物理系弦论、引力与宇宙学中心）
该研究提出用功率谱估计研究星系团，通过对MACSJ0014.3-302和MACSJ0152.5-2852的610MHz观测估计角功率谱，发现仅MACSJ0014.3-302有过量发射，模拟表明需特定晕模型解释，此方法对相关研究可能有用。
2026-07-10 astro-ph.CO
The Contribution of Faint Galaxy Wings to Source-subtracted Near-infrared Background Fluctuations
早期分析哈勃近红外超深场时使用的减去源的1.1和1.6 μm NICMOS图像包含已识别源的扩展翼中的剩余通量，这些剩余通量对波动功率的贡献未知。与原始结果相比，减去剩余通量后的再分析表明，均方和均方根波动在1.6 μm处最大分别减少52%和31%，在1.1 μm处最大分别减少50%和30%。然而，在1.6和1.1 μm处，大于0.5弧秒的总均方波动仅分别减少6.5%和1.4%。这些变更不会影响基于先前分析的任何已发表结论。这些结果排除了先前的建议，即被探测星系的扩展翅膀可能是源扣除近红外背景的主要贡献者，并证实这些图像中的大多数波动功率必须通过其他手段来解释。
2015-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring the growth of matter fluctuations with third-order galaxy correlations
在不同红移下测量线性生长因子$D$是区分宇宙学模型的关键。人们可以从三维各向异性星系两点相关$ξ(z)$的红移空间测量中估计出$dD(z)/d\ln(1+z)$的导数，但其横向（或投影）分量随星系偏差$b$的简并，即$ξ_{\perp}(z) \propto\ D^2(z) b^2(z)$，在生长测量中引入了很大的误差。在这里，我们提出了两种方法，打破这种退化相结合的二阶和三阶统计量之间的比较。一个使用减少的三点相关的形状，另一个使用三阶一点和两点累积量的组合。这些方法利用的事实是，高斯初始条件和规模大于$20$ $h^{-1}$ Mpc，约化的三阶物质的相关性是独立的红移（因此的增长因子），而三阶星系的相关性依赖于$b$。我们使用的物质和晕目录从MICE-GC模拟，以测试如何以及我们可以恢复$b(z)$，因此$D(z)$与这些方法在三维真实空间。我们还提出了一种新的方法，这使我们能够直接测量$D$从红移演化的第二和第三阶星系的相关性，而不需要建模的物质相关性。对于质量低于$10^{14}$ $h^{-1}$ M $_\odot$的晕，我们发现$D$的不同估计值之间存在$10%$偏差，这与目前的观测误差相当。在较高的质量，我们发现较大的差异，可能是由于故障的偏见模型和非泊松散粒噪声。
2014-12-17 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
Redshift weighted galaxy number counts
本文介绍了作为规范不变宇宙学观测量的“红移涨落”，并给出了它在宇宙学扰动理论中的完全相对论性一阶表达式。我们表明，这有效地对应于数量计数与径向窗口函数与消失的意思，因此解决规模较小的径向模式比标准的数量计数。在这个新变量的角功率谱的详细分析中，我们研究了不同相对论贡献的相关性，以及它与传统可观测星系数计数波动的不同之处。为了研究其效用为未来的光谱调查，我们进行费舍尔预测的欧几里得和SKAII样的配置，作为例子。特别关注的是放置在分析中采用的$\ell$的红移箱的大小和截止的结果的依赖性。
2022-10-17 astro-ph.CO
Magnification bias as a novel probe for primordial magnetic fields
本文研究了早期宇宙中产生的磁场。这些磁场是解释星系和星系团中观测到的天体物理磁性起源的重要候选者，其起源至今仍不清楚。与标准的暴胀功率谱相比，如果在复合之前存在宇宙学磁场，那么中小尺度的物质将经历进一步的实质性聚集。因此，星系的偏置和红移分布也将被修改。近年来，原始磁场（PMF）已经被许多宇宙学观测量所测试和约束，例如宇宙微波背景辐射、星系团以及最近的弱引力透镜。在这里，我们探讨了由引力透镜放大引起的密度涨落偏差对星系-星系角功率谱的约束势。这种效应被称为放大偏差。与通常的星系聚类方法相比，放大偏差有助于解除功率谱归一化和星系偏差之间存在的病态退化。这是因为放大率偏差使附近天体的星系数密度波动与高红移源的弱透镜畸变相互关联。因此，它利用了光的引力偏转，这是不敏感的星系的偏见，但强大的约束密度波动幅度。为了仔细研究这种方法的潜力，我们采用了深宽场光谱星系调查。我们发现，放大偏差包含了重要的原始磁性信息，这将是有用的结合星系集群和剪切。我们发现，我们将能够排除在95.4% CL的PMF振幅大于0.0005 nG的值的PMF功率谱指数~0。
2014-03-18 astro-ph.CO
Power spectrum modelling of galaxy and radio intensity maps including observational effects
宇宙大尺度结构中的涨落包含了有关宇宙物理学的重要信息，但在巡天数据集中受到各种观测效应的调制。在现有文献的基础上，我们提供了一个一般的治疗波动功率谱如何修改的位置相关的选择函数，噪声，加权，平滑，像素化和离散化。我们的工作与光谱或精确的光度红移星系调查的空间功率谱分析，和无线电强度映射调查的天空亮度温度，包括一般的噪音，望远镜光束和像素化。我们考虑了一个场的自功率谱、两个场之间的互功率谱以及这些功率谱关于弯曲天空的多极子，导出了相应的功率谱模型、估计量、误差和最优权。我们注意到，当测量互功率谱时，单个示踪剂的“FKP权重”通常不提供最佳权重。我们使用从N体模拟中提取的模拟数据集来验证我们的模型，并在https://github.com/cblakeastro/intensitypower上提供了我们用于这些测试的Python代码。我们的治疗应该是有用的建模和研究宇宙学的波动场在观测和模拟数据集。
2019-08-07 astro-ph.CO
The signature of dark energy perturbations in galaxy cluster surveys
所有的动态暗能量模型都具有波动，这会影响宇宙中星系团的数量。我们已经研究了暗能量集群上的集群数量的影响，使用推广的球形坍缩模型和Press-Schechter形式主义。我们的统计分析是在一个7参数空间中使用Fisher矩阵方法，几个假设的Sunyaev-Zel'dovich和弱透镜（剪切图）调查。在某些情况下，这些波动的影响足够大，当南极望远镜的数据与WMAP和SDSS相结合时，它们的影响已经可以被现有的仪器检测到。未来的观测可以走得更远，通过区分不同模型的扰动，而不仅仅是它们的膨胀历史，来探测暗能量的本质。
2009-02-18 astro-ph.CO
Flux calculations in an inhomogeneous Universe: weighting a flux-limited galaxy sample
在超高能宇宙射线、甚高能伽马射线或中微子的背景下产生的许多天体物理问题需要计算追踪宇宙中星系分布的源产生的通量。我们讨论了一个简单的加权方案，林登-贝尔在1971年介绍的方法的应用，它允许直接从通量有限的星系目录计算通量天空图，而无需削减体积有限的子样本。使用这个方案，星系分布可以被模拟到大尺度，同时以最大的精度代表附近宇宙的分布。我们认为波动所产生的星系样本的有限性的流量地图。我们将展示如何减少这些波动的加权方案，并讨论如何剩余的波动限制该方法的适用性。
2009-07-01 astro-ph.CO hep-ph
Bye binormal: analysing the joint PDF of galaxy density and weak lensing convergence
Ludwig-Maximilians Universität München（慕尼黑大学）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Universität Bielefeld（比勒费尔德大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
本文提出CosMomentum工具包，用于分析星系密度与弱引力透镜收敛的联合PDF，以区分复杂偏差和结构增长特征。
2025-07-22 astro-ph.CO
Study of galaxy distributions with SDSS DR14 data and measurement of neutrino masses
我们研究星系分布与斯隆数字巡天SDSS DR 14数据和模拟搜索变量，可以约束中微子质量。具体地说，我们考虑了三个具有近似相同质量的活动中微子本征态的情况，即$\sum m_ν= 3 m_ν$。拟合的$Λ$ CDM模型的预测的萨克斯-沃尔夫效应，$σ_8$，星系功率谱$P_\textrm{gal}(k)$，波动的星系计数在球体的半径范围从$16/h$到$128/h$ Mpc，BAO测量，和$h = 0.678 \pm 0.009$，在各种组合，与自由光谱指数$n$，和自由星系偏差和星系偏差斜率，我们得到一致的测量$\sum m_ν$。结果依赖于$h$，因此我们在$(\sum m_ν, h)$平面上给出了置信度轮廓。与$h = 0.678 \pm 0.009$的全局拟合获得$\sum m_ν= 0.719 \pm 0.312 \textrm{ (stat)}^{+0.055}_{-0.028} \textrm{ (syst)}$ eV，以及线性密度波动$P(k)$的功率谱的振幅和谱指数：$N^2 = (2.09 \pm 0.33) \times 10^{-10}$和$n = 1.021 \pm 0.075$。拟合还返回星系偏差$b$，包括其尺度依赖性。
2018-06-04 astro-ph.CO
Direct Minkowski Functional analysis of large redshift surveys: a new high--speed code tested on the luminous red galaxy Sloan Digital Sky Survey-DR7 catalogue
随着更深层次星系星表的出现，用覆盖星系分布所有时刻的强统计量来测量星表中的大尺度涨落变得更加重要，本文通过采用胚芽粒方法计算Minkowski泛函族来加强对星系数据的直接分析。本文介绍了一种新的代码，它适用于分析大型数据集而无需平滑和构造偏移集。我们提供了新的工具来测量相关性，重点放在明确隔离非高斯相关性的帮助下的积分几何关系。作为第一个应用程序，我们提出了在发光的红色星系样本的斯隆数字巡天数据发布7数据的大尺度波动的分析。我们发现$Λ$冷暗物质模拟目录的显着偏差大到$500h^{-1}$ Mpc（超过$3σ$）和周围的$2σ$的$700h^{-1}$ Mpc的轻微偏差，我们调查这些偏差的可能来源。
2014-07-21 astro-ph.CO
Galaxy distribution and extreme value statistics
我们考虑了每个星系周围的条件星系密度，并研究了斯隆数字巡天数据发布7的最新样本中的波动。在很大的尺度范围内，平均条件密度及其方差都表现出非平凡的标度行为，这类似于临界性。对于10 < r < 80 Mpc/h，密度仅微弱地（化学地）依赖于系统大小。相应地，我们发现密度涨落服从极值统计量的Gumbel分布。这种分布与高斯分布有明显的区别，高斯分布在均匀的空间星系结构中出现。我们还指出了统计物理学的星系分布和临界系统之间的相似之处。
2009-09-08 astro-ph.CO cond-mat.stat-mech
Investigating the turbulent hot gas in X-COP galaxy clusters
本研究提出一种基于模拟推断的贝叶斯方法，通过分析X-COP星系团样本的X射线表面亮度涨落约束湍流功率谱，发现密度涨落归一化与多种形态参数相关，谱指数符合Kolmogorov级联，并据此推导了非热压力剖面。
2023-03-27 astro-ph.CO
Search for the Sunyaev-Zel'dovich Effect in a Giant Radio Galaxy B1358+305
本文介绍对巨型射电星系B1358+305中心区域的成像观测结果。Fanaroff-Riley II射电星系的经典标准场景表明，射电星系中包含的冲击产生的热电子是来自活跃核的喷流提供的能量的良好储备。我们观测的目的是寻找由这些超热电子引起的Sunyaev-Zel'dovich效应。观测是用Nobeyama 45米望远镜在21 GHz进行的。对6.7 'x6.7'宽区域的深度成像观测，光束大小theta_HPBW=81.2”，能够对射电星系中可能包含的电子热能进行最详细的检查。在95%的置信水平下，得到的强度波动为0.56 mJy/束（就康普顿y参数而言，y= 1.04 x 10^{-4}）。成像分析得到的强度波动设置了最严格的上限波动在一个巨大的射电星系的中心区域迄今为止，我们的结果将是一个立足点，为未来计划的SZE观测在一个射电星系。
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy number-count dipole and superhorizon fluctuations
鉴于宇宙学远源的计数偶极各向异性与宇宙微波背景（CMB）之间日益紧张的关系，我们研究了由波长相当于或超过今天哈勃半径的原始扰动引起的计数偶极。首先，我们发现绝热和等曲率超视界模都不能产生内禀计数偶极子。然而，超视界等曲率模式确实会在CMB和（暗）物质静止坐标系之间产生相对速度，从而影响CMB偶极子。我们重新审视的可能性，它有一个内在的组件，由于这样的模式，从而使一致性与星系数计数偶极，如果后者实际上是运动学的起源。虽然这种情况不是特别自然，但可能与其他异常有关，它预测了一个可能在未来调查中测量的伴随星系数计数四极。我们还研究了小于哈勃半径的模式引起的计数偶极，发现受CMB约束，这是太小了，调和偶极张力。
2022-07-04 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Galaxy sizes as complementary (zero-)bias tracers of local primordial non-Gaussianity
Center for Data-Driven Discovery, Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学数据驱动发现中心，Kavli宇宙学前沿研究所（WPI），UTIAS）；Institute For Interdisciplinary Research in Science and Education, ICISE（ICISE跨学科科学研究与教育学院）；Theory Center, Institute of Particle and Nuclear Studies, High Energy Accelerator Research Organization (KEK)（高能加速器研究机构（KEK）粒子核研究理论中心）；Center for Gravitational Physics and Quantum Information, Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所引力物理与量子信息研究中心）；Korea Institute for Advanced Study（韩国高等研究院）
利用星系尺寸而非数量密度波动，可有效探测局部原初非高斯性，提升检测显著性，并通过正负号翻转缓解系统误差。
2026-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the relation between turbulent velocity and density fluctuations in the stratified intracluster medium
团内介质（ICM）的动力学过程受到星系团合并、吸积和活动星系核反馈等过程驱动的湍流的影响。X射线表面亮度波动已经被用来限制星系团中的湍流。在这里，我们使用模拟进一步研究气体密度和湍流速度波动之间的关系，重点是ICM的分层的效果。在这项工作中，我们通过分析一个用宇宙学程序ENZO模拟的星系团样本来研究由分级吸积驱动的湍流。我们使用固定尺度的滤波方法来分离层流和湍流。在动态扰动的星系团中，我们发现了密度和速度波动的均方根之间的关系，尽管与以前报道的斜率不同。Richardson数是一个参数，代表湍流和浮力之间的比例，我们发现，这个变量有很强的依赖于过滤尺度。然而，我们无法检测到理查森数和对数密度波动之间的任何强关系，最近和更理想化的模拟结果相反。特别是，我们发现一个强大的影响，径向吸积，这似乎是气体波动的主要驱动程序。普遍存在的径向偏差的动态ICM表明，均匀性和各向同性并不总是有效的假设，即使湍流谱遵循柯尔莫哥洛夫的标度。最后，我们发现速度和密度谱的斜率是独立的集群中心半径。
2021-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Properties of polarized synchrotron emission from fluctuation-dynamo action -- I. Application to galaxy clusters
利用涨落发电机的磁流体动力学模拟，我们进行了宽带合成观测，以研究偏振同步辐射的性质和法拉第旋转在推断星系团的团内介质（ICM）的偏振结构中所起的作用。在饱和状态下的发电机，我们发现法拉第深度（FD）色散$σ_{\rm FD} \approx 100$ rad m $^{-2}$，在ICM中的观察值一致。值得注意的是，FD功率谱在性质上与$M(k)/k$相似，其中$M(k)$是磁谱，$k$是波数。然而，由于FD空间中光谱的分辨率差和复杂性，当通过将RM合成应用于ICM的偏振发射来获得FD时，这种相似性在高$k$处被打破。与FD获得的高斯概率分布函数（PDF）不同，同步加速器强度的PDF是对数正态的。ICM中相对大的$σ_{\rm FD}$引起低频下逐像素平均和峰值偏振强度的强烈频率依赖性变化（$\lesssim 1.5\,{\rm GHz}$）。在模拟分辨率下获得的平均分数极化$\langle p \rangle$从0.5 GHz下的$<0.1$增加到6 GHz下的$\sim0.3$的本征值。光束平滑显著影响低于$\lesssim 1.5\,{\rm GHz}$的偏振特性，在0.5 GHz下将$\langle p \rangle$降低到$\lesssim 0.01$。在频率$\gtrsim 5\,{\rm GHz}$下，即使使用RM合成进行恢复，偏振也基本上不受影响。因此，我们的研究…
2021-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on Primordial Power Spectrum from Galaxy Luminosity Functions
我们得到的原始功率谱的限制，第一次，从星系紫外光度函数（LF）在高红移。由于星系LF反映了一个潜在的晕质量函数，这取决于原始波动，可以限制原始功率谱，特别是在小尺度上。我们进行马尔可夫链蒙特卡罗分析，通过改变原始功率谱的参数，以及那些描述天体物理。我们采用$z = 6 -10$的哈勃前沿场数据导出的紫外低频，这使我们能够探测$k \sim 10 - 10^3~{\rm Mpc}^{-1}$尺度上的原始波动。我们的分析还阐明了宇宙学假设如原初功率谱对天体物理参数测定的影响。
2020-09-23 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Correlation and time delays of the X-ray and optical emission of the Seyfert Galaxy NGC3783
我们提出了同时X射线和光学B和V波段的光变曲线的塞弗特星系NGC 3783跨越2年。所有波段中的通量变化很大，波动之间存在显著的相关性。如Stirpe等人之前所示，光学波段同时变化，延迟小于1.5天，但B和V波段都比X射线波动滞后3-9天。该延迟指向由X射线再处理产生的光学可变性，并且延迟值将再处理器置于接近宽线区域。然而，光变曲线的功率谱分析表明，X射线变异性具有幂律形状，在时间尺度~2.9天处弯曲到更陡的斜率，而光学带中的变异幅度继续向覆盖的最长时间尺度（~ 300天）增长。我们表明，功率谱连同小的时间延迟值是不一致的图片，其中所有的光学可变性是由X射线再处理，虽然小振幅，快速的光学波动可能会产生这样的方式。我们在光学波段的长时间尺度上检测到比X射线更大的变化幅度。这种行为增加了类似的结果，最近获得的至少三个其他活动星系核，并表示一个单独的源长期的光学可变性，可能吸积率或热波动的光学发射吸积盘。
2009-05-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Deep Silicate absorption features in Compton-thick AGN predominantly arise due to dust in the host galaxy
我们利用硬能（E > 10 keV）X射线光谱测量，探索了附近所有20个（z < 0.05）真正的康普顿厚度（NH> 1.5 x 10^24 cm^-2）活动星系核中红外尘埃消光的起源。我们精确地测量了低分辨率（R~57-127）Spitzer红外光谱仪（IRS）在λ ~ 9.7 μ m处的硅酸盐吸收特征，并表明只有少数（~45%）的附近康普顿厚度的活动星系核具有强的Si吸收特征（S_9.7 = ln（f_{int} / f_{obs}）> 0.5），这表明尘埃有明显的衰减。大多数（约60%）在中红外波段以恒星形成为主（活动星系核：SB<0.5），在光学波段缺乏活动星系核活动的光谱特征，很可能是因为活动星系核的发射线是光学熄灭的。小倾角星系中的康普顿厚度活动星系核的Si吸收范围很窄（S9.7 ~ 0-0.3），这与团环模型的预测结果一致。然而，根据红外光谱和其他证据，我们得出结论，对观测到的中红外尘埃消光的主要贡献是位于宿主星系中的尘埃（即，由于扰动形态;尘埃带;星系倾角），而不一定是围绕中央引擎的紧凑模糊环面。
2012-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Zooming in on radio relics -- II. How relic morphology probes density fluctuations at the edge of galaxy clusters
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universität Potsdam（波茨坦大学）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究通过模拟展示无线电遗迹形态能编码周围密度波动的功率谱，揭示其作为新观测窗口的作用，发现遗迹形态对密度波动参数敏感，且功率谱斜率影响遗迹特征。
2026-04-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
J-PLUS: Tomographic analysis of galaxy angular density and redshift fluctuations in Data Release 3. Constraints on photo-$z$ errors, linear bias, and peculiar velocities
本研究利用J-PLUS DR3数据对星系角密度与红移波动进行层析分析，发现线性偏置在z<0.15时单调递增，并首次一致测得photo-z平均不确定度约为0.014，比LePhare估计值高约40%。
2025-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can AGN and galaxy clusters explain the surface brightness fluctuations of the cosmic X-ray background?
宇宙X射线背景（CXB）的表面亮度起伏携带着微弱和低光度源群的独特信息，这是传统的基于分辨源的大尺度结构（LSS）研究所无法获得的。我们使用钱德拉数据的XBOOTES领域（$\sim9\,\mathrm{deg^2}$）进行最精确的测量迄今为止的功率谱的波动，未解决的CXB的角度尺度$\sim3\,$ arcsec $-$ $\sim17\,$ arcmin。我们发现，在次弧分角尺度，功率谱是一致的AGN散粒噪声，没有太多的需要从他们的一个晕项的任何显着的贡献。这与低光度活动星系核单独存在于暗物质晕中的理论预期是一致的。然而，在更大的角度尺度上，我们检测到一个显着的LSS信号以上的活动星系核散粒噪声。它的功率谱是在减去活动星系核散粒噪声后得到的，其斜率为$-0.8\pm0.1$，功率谱的振幅比活动星系核双晕项所能解释的振幅大得多。我们证明，所检测到的LSS信号产生的未解决的星系团和星系群。对于XBOOTES巡天的通量极限，它们的通量加权平均红移等于$\left<z\right>\sim0.3$，而它们的团内介质（ICM）的平均温度$\left<T\right>\approx 1.4$ keV对应于$M_{500} \sim 10^{13.5}\,\mathrm{M}_\odot$的质量。CXB涨落的功率谱携带了这些天体的红移分布信息，以及它们ICM在$\sim$ Mpc线性尺度上的…
2016-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
