Measurement of Neutrino Masses from Relative Velocities
提出了一种利用中微子相对于暗物质的流场测量中微子质量的新方法。现今中微子相对于暗物质和重子的流运动速度为几百公里/秒，与它们的热速度色散相当。这导致了物质-中微子交叉功率谱的独特偶极各向异性畸变，这可以通过不同星系群交叉相关中的偶极畸变来观察。如果没有这个相对速度，这样的偶极子就会消失，所以它是中微子质量的一个清晰的信号。我们估计了这种效应的大小，并发现当前和未来的星系调查可能对这些签名失真很敏感。
2016-05-09 astro-ph.CO hep-ph
Probing Neutrinos from Planck and Forthcoming Galaxy Redshift Surveys
我们调查有多少中微子属性的约束可以改善相结合的CMB，光度和光谱星系红移调查，其中包括CMB透镜，星系透镜层析成像，星系集群和红移空间畸变观测。我们特别注意中微子质量的约束，鉴于即将到来的红移调查，如欧几里德卫星和LSST调查以及普朗克CMB透镜测量。将角功率谱的横模信息和光谱测量的纵模信息与红移空间畸变测量相结合，可以确定中微子的总质量，其投影误差为O（0.02）eV。我们的分析固定的中微子物种之间的质量分裂是一致的中微子振荡的数据，我们相应地研究我们的参数估计的最小中微子质量的敏感性。如果中微子的最小质量< 0.005 eV，并考虑到1-σ的不确定性，那么中微子总质量的宇宙学测量可以区分正常和颠倒的质量等级。
2013-12-12 astro-ph.CO hep-ph
Constraints on $N_{\rm{eff}}$ of high energy non-thermal neutrino injections upto $z\sim 10^8$ from CMB spectral distortions and abundance of light elements
高能中微子和反中微子（$\gtrsim$ 100 GeV）可以通过电弱韧致辐射产生的电弱簇射、与背景电子和核子的非弹性散射以及背景中微子和反中微子对产生标准模型粒子，将高能电磁粒子注入到高红移宇宙的重子-光子等离子体中。本文以暗物质衰变为例，研究了高能非热中微子注入的粒子级联，包括这些中微子与背景粒子的碰撞过程，并考虑了宇宙的膨胀.我们研究了这些非热中微子注入对宇宙微波背景辐射谱形和大爆炸核合成中轻元素丰度的影响。我们发现，CMB光谱扭曲和丰富的轻元素可以约束中微子能量密度的重组，参数化的贡献$N_{\rm{eff}}$，从高能量中微子注入。这些约束比CMB各向异性约束强几个数量级。我们还表明，CMB光谱扭曲可以探测中微子注入显着更高的红移（$z>2\times 10^6$）相比，纯电磁能量注入。
2020-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Precision constraints on radiative neutrino decay with CMB spectral distortion
我们研究了宇宙中微子背景辐射的衰变，以及它对宇宙微波背景（CMB）光谱的影响。通过考虑中微子动量分布的精确形式，我们导出了较重中微子衰变为较轻中微子和光子的精确公式$ν_j \to ν_i + γ$，以及作为其逆的吸收公式$ν_i + γ\to ν_j$。我们的计算表明，如果中微子比$\mathcal O(0.1)$ eV重，精确公式给出的结果相差$\sim$ 50%，与近似的中微子被假定为在休息。我们还发现，由于吸收的光谱失真是更重要的重中微子质量（由$\sim$ 10的一个因素，从0.01 eV到0.1 eV的中微子质量）。通过分析COBE-FIRAS测量的CMB谱数据，得到了$τ_{12} \gtrsim 4 \times 10^{21}$ s（95% C. L.）对于较小的质量分裂和$τ_{13} \sim τ_{23} \gtrsim 10^{19}$ s对于较大的质量分裂。这些都代表了一个数量级的改进，比以前的CMB的限制。随着未来的CMB实验，如PIXIE，这些限制将提高约4个数量级。这转化为$μ_ν< 3 \times 10^{-11}\, μ_B$的中微子磁矩（对于某些中微子质量和衰变模式）的投影上限，其中$μ_B$是玻尔磁子。这样的限制将使未来的精确CMB测量与基于实验室的中微子磁矩限制竞争。
2018-07-03 astro-ph.CO hep-ph
The Effect of Redshift Distortions on the Integrated Sachs-Wolfe Signal
我们发现，线性红移扭曲的星系分布可以影响ISW星系温度信号，星系选择函数时，来自红移调查。我们发现这种效应在所有红移处都增加了ISW信号的功率，并且在更高的红移处更大。忽略这种效应会导致对暗能量密度$Ω_Λ$的高估以及对统计误差的低估。我们找到了一个新的表达ISW Limber方程，其中包括红移失真，虽然我们发现，ISW计算的Limber方程是不适合层析计算时，红移箱宽度小。包含红移扭曲提供了一个新的宇宙学处理的ISW光谱，这可以帮助约束暗能量参数，曲率和替代宇宙学。代码可应要求提供，并将很快作为模块添加到iCosmo平台（http：//www.example.com）
2009-02-11 astro-ph.CO
Reconstruction of the neutrino mass as a function of redshift
我们重建中微子质量的函数红移，z，从目前的宇宙学数据使用标准的装箱先验和线性样条先验变量结。利用宇宙微波背景温度、极化和透镜效应数据，结合重子声振荡和超新星的距离测量，我们发现中微子质量符合$\sum m_ν(z)$ = const.我们得到了一个较大的中微子质量的束缚，在低红移处，$\sum m_ν(z = 0)$ < 1.46 eV（95%CL），与暗能量支配的开始相一致.这一结果可以用众所周知的低红移下$\sum m_ν$和$Ω_Λ$之间的简并性来解释，也可以用中微子质量在宇宙中很晚才产生的模型来解释。最后，我们将我们的结果转换为非相对论中微子衰变模型的宇宙学极限，发现$\sum m_ν$ < 0.21 eV（95% CL），这将是卡特琳实验无法达到的。
2021-11-29 astro-ph.CO hep-ph
Cosmological limits on neutrino unknowns versus low redshift priors
最近的宇宙微波背景（CMB）的温度和极化各向异性测量从普朗克任务显着改善了以前的中微子质量的限制，以及扩展模型的无质量或大量的不育中微子状态的界限。然而，由于参数简并，额外的低红移先验是强制性的，以锐化CMB中微子边界。在这里，我们探讨不同的先验对低红移量的作用，如哈勃常数，集群质量偏置，和再电离光学深度$τ$。关于哈勃常数和星系团质量偏差的当前先验，中微子参数的界限可能会有所不同，这取决于分析中采用的选择。关于再电离光学深度的未来改进，由再电离红移的天体物理学估计激发的$τ=0.05\pm 0.01$的值，当结合完整的\textit{Planck}测量、重子声学振荡和普朗克团簇数据时，将导致在$90\%$ ~CL处的$\sum m_ν<0.0926$ ~eV，从而打开了用现有宇宙学探测器解开中微子质量等级的窗口。
2016-09-17 astro-ph.CO hep-ph
The WiggleZ Dark Energy Survey: Cosmological neutrino mass constraint from blue high-redshift galaxies
中微子的绝对质量尺度目前还不清楚，但可以从宇宙学中得到限制。与之前的调查相比，WiggleZ高红移恒星形成蓝色星系样本对非线性结构形成、红移空间扭曲和星系偏差的系统性不那么敏感。我们得到WiggleZ+Wilkinson微波各向异性探针的中微子质量之和的上限为0.60eV（95%置信度）。结合哈勃参数和重子声学振荡尺度的先验知识，给出了中微子质量的上限为0.29eV，这是光谱星系红移观测中得到的最强中微子质量约束。
2012-04-16 astro-ph.CO hep-ph
Power Spectrum Precision for Redshift Space Distortions
星系团的红移空间畸变为探测结构的增长率和测试暗能量性质和引力提供了一种很有前途的技术。我们考虑的问题，以什么样的精度，他们需要被建模，以不过度偏见宇宙学的结论。对波模中的线性理论实空间密度功率谱进行了非线性和红移空间修正的拟合，分析了边缘化对这些修正的影响以及由于没有完全修正它们而产生的偏差。虽然天真的subpercent的精度，以避免在固定的情况下的偏见，在拟合方法中的Kwan-Lewis-Linder重建函数的红移空间失真被发现是准确的自校准与小退化的暗能量和重力参数估计的下一代星系红移调查，如BigBOSS。
2012-11-10 astro-ph.CO
Distortion of neutrino oscillations by dark photon dark matter
本文研究 $L_μ-L_τ$ 暗光子暗物质对中微子振荡的影响，通过分析 T2K、SNO 和 Super-K 数据，在质量低于 $10^{-11}$ eV 区间获得了世界领先的耦合限制，并发现新物理效应与中微子振荡参数间存在简并性。
2023-01-31 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Redshift-space distortions from vector perturbations
我们计算出一个一般表达式的贡献矢量扰动星系调查的红移空间失真。我们表明，它们有助于相同的多极的关联函数的标量扰动，因此原则上应考虑在数据分析。我们推导出两个来源的向量扰动，即非线性聚类和拓扑缺陷的幅度上的下一代调查的限制。虽然拓扑缺陷留下一个非常小的印记红移空间扭曲，我们表明，多极的关联函数是敏感的涡度引起的非线性聚类。因此，未来的红移巡天，如DESI或SKA应该能够测量这种矢量模式，特别是十六极，这似乎是最敏感的涡度的存在。
2017-11-30 astro-ph.CO
Direct Determination of Expansion History Using Redshift Distortions
我们调查的膨胀历史的直接测定使用红移扭曲没有插入到详细的宇宙学参数。在红移空间中观测到的光谱包含了混合的信息：密度-密度和速度-速度谱的起伏，以及垂直和平行分量到视线的距离测量。不幸的是，在没有任何特定的先验假设的情况下，很难同时测量所有组件。常见的先验假设包括红移失真的线性/准线性模型或功率谱形状的模型，其最终在非线性结构形成干扰相干增长的稍后时期在小尺度上崩溃。例如，在宇宙距离和红移扭曲的影响之间，简并破缺取决于我们假设的先验。另一种方法是利用弗里德曼-勒芒-罗伯逊-沃克（以下简称FLRW）宇宙核心的宇宙学原理，即在这种简并破缺中，角直径距离和哈勃参数之间的特定关系。我们表明，利用FLRW之前的步骤中区分距离效应的红移失真的早期帮助我们提高功率谱和距离测量的可探测性，而不依赖于其他实验的组合。
2013-01-08 astro-ph.CO
Nonlinear reconstruction of redshift space distortions
对红移空间中的暗物质密度场进行非线性重构，求解从初始拉格朗日位置到最终红移空间位置的非线性映射。从非线性位移推断的重建各向异性场与线性初始条件的相关性比红移空间密度场小得多。在密度场中的线性模式的数目在重建后被提高了30-40倍。因此，我们期望这种重建方法，以大大扩大宇宙学信息，包括重子声学振荡和红移空间扭曲的密集低红移大尺度结构调查，包括例如SDSS主样品，DESI BGS，和21厘米强度映射调查。
2018-02-11 astro-ph.CO
Clustering and redshift-space distortions in modified gravity models with massive neutrinos
修正的引力和大质量中微子宇宙学是最近探索的两个最有趣的场景，以解释可能的观测偏离和谐$Λ$ -冷暗物质（$Λ$ CDM）模型。在这种情况下，我们研究了宇宙的大尺度结构，利用\dustp模拟，同时实施，$f(R)$引力和大质量中微子的影响。为了研究打破这两种效应之间简并性的可能性，我们分析了不同红移下暗物质晕成簇的红移空间畸变。具体地说，我们着重研究了实空间和红移空间中两点关联函数的四极矩和四极矩。相对于$Λ$ CDM模型的偏差已被量化的线性增长率参数。我们发现，红移空间扭曲提供了一个强大的探针，以区分$Λ$ CDM和修改后的重力模型，特别是在高红移（$z \gtrsim 1$），即使在大质量中微子的存在下。
2019-07-12 astro-ph.CO
Qualitative probe of interacting dark energy with redshift-space distortions
本文使用类Euclid光度测量研究红移空间畸变中相互作用暗能量的大尺度印记，发现将IDE动力学纳入星系偏置可避免误判其印记，且多示踪分析结合红移空间畸变在z≤1时具有约束IDE的潜力。
2024-03-21 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Optimal Redshift Weighting For Redshift Space Distortions
未来星系巡天所承诺的宇宙学参数的低统计误差，只有在新的、快速的分析方法的发展下才能实现，这些方法将潜在的系统问题降低到低水平。我们提出了一种有效的方法来测量的结构的增长，使用红移空间失真（RSD）的演变，消除了需要在红移壳层进行测量。我们提供了一套星系的权重，涵盖了广泛的红移，但优化，以提供有关宇宙演化的差分信息。这些导出最佳的测量系数的参数化的红移依赖的物质密度，它提供了一个框架来测量偏差的一致性$Λ$ CDM宇宙学，允许在几何和/或增长的偏差。我们通过与其他方案的比较来测试权重的鲁棒性，并研究星系偏差的影响。我们将结果扩展到测量组合的各向异性重子声学振荡（BAO）和RSD信号。
2016-11-04 astro-ph.CO
Nonlinear Perturbation Theory Integrated with Nonlocal Bias, Redshift-space Distortions, and Primordial Non-Gaussianity
将引力不稳定性的标准非线性微扰理论推广到包含非定域偏差、红移空间畸变和原初非高斯性。我们表明，当地欧拉偏差是不相容的当地拉格朗日偏差在非线性政权。在一般微扰理论中，欧拉偏差和拉格朗日偏差是非局部相关的。导出了有偏密度扰动的欧拉核和拉格朗日核之间的关系。原始的非高斯性和红移空间扭曲的影响也纳入我们的一般形式主义，和图解方法进行了介绍。考虑了存在偏置时高阶扰动的顶点逼近问题。拉格朗日偏差的恢复被证明是必不可少的处理偏置计划在一个一般的框架。
2011-03-15 astro-ph.CO
Measuring the redshift-space distortions by cross-correlating the density fields before and after reconstruction
本文提出一个理论模型，利用BAO重建前后星系密度场的互功率谱提取红移空间畸变参数，并通过高分辨率N体模拟验证其准确性与稳健性。
2025-04-22 astro-ph.CO
Constraints on interacting dark energy models from Planck 2015 and redshift-space distortion data
我们研究了暗物质和暗能量之间的唯象相互作用，并利用最新的宇宙学数据，包括普朗克2015年的宇宙微波背景辐射各向异性、Ia型超新星、重子声学振荡、哈勃常数和红移空间畸变，对这些模型进行了约束。我们发现，在暗扇区的相互作用参数作为一个能量转移从暗物质到暗能量强烈抑制了整个更新的宇宙学数据。另一方面，暗扇区之间的相互作用与能量流从暗能量到暗物质被证明与现有的宇宙学观测更好地符合。需要暗扇区之间的这种耦合来缓解重合问题。
2017-01-05 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Spectral and Spatial Distortions of PeV Neutrinos from Scattering with Dark Matter
我们研究了由于与银河系内外的暗物质的散射对高能中微子的光谱和分布的影响，重点是IceCube实验观察到的能量高达几个PeV的中微子。如果这些中微子来自银河系外的天体物理源，那么在传输过程中与暗物质粒子的散射将延迟它们到达地球。这导致了它们的光谱在散射截面所设定的能量处截止，这使得我们可以对截面$σ$设置一个上限，对于质量为m的暗物质粒子，在$σ$ < 10^{-17} x（m / GeV）x（E / PeV）^2 cm ^2的水平上，截面$σ$随能量E增加。一旦这些中微子进入我们的银河系，大的暗物质密度会导致进一步的散射，特别是朝向银河系中心。有趣的是，我们发现对于$σ$ ~ 10^{-22} x（m / GeV）x（E / PeV）^2 cm ^2，天空中中微子的分布有一小簇事件朝向星系中心，这可能解释了冰立方在这个区域看到的~2 sigma过量，而不需要星系源。
2015-05-07 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Quantification of the multi-streaming effect in Redshift Space Distortion
多流（随机运动）和体运动都会引起红移空间畸变（RSD）中的上帝之指（FoG）效应。我们应用直接测量的多流效应在RSD从模拟，证明它会导致一个额外的，不可忽略的FoG阻尼的红移空间密度功率谱。我们发现，包括多流效应，RSD建模显着改善。对测量效应给出了基于晕轮模型的理论解释，包括一个含有一到两个自由参数的拟合公式。对FoG的进一步理解有助于打破RSD宇宙学中的$fσ_8-σ_v$简并，并有可能显着改善宇宙学约束。
2019-02-13 astro-ph.CO
Complementarity of Peculiar Velocity Surveys and Redshift Space Distortions for Testing Gravity
对低红移宇宙的特殊速度观测对限制宇宙结构的增长率和检验引力有着重要的作用。结合多目标摄谱仪（如ZTF 2，LSST，DESI，4 MOST）的宽视场成像测量可以使用Ia型超新星作为速度场的信息示踪剂，在密度示踪剂不能比$\sim10\%$做得更好的情况下，在$z\lesssim0.2$处对$fσ_8$的增长率达到几个百分比的限制。结合利用LSST和DESI观测的高红移DESI观测的红移空间畸变和低红移超新星特有速度观测，可以确定引力增长指数为$σ(γ)\approx0.02$，检验广义相对论。我们研究了所需的特殊速度调查的特点，以及如何与聚类调查的互补性提高时，从一个$Λ$ CDM模型假设的$w_0$ - $w_a$宇宙学。
2019-11-20 astro-ph.CO
Modelling redshift space distortions in hierarchical cosmologies
红移空间中成团的各向异性提供了宇宙中大尺度结构生长速率的直接量度。未来的星系红移巡天将对这些扭曲进行高精度测量，并可能使我们能够区分宇宙加速膨胀的不同情况。为了区分相互竞争的宇宙学模型，需要精确的预测。利用大体积N体模拟研究了$Λ$ CDM和quintessence暗能量模型中红移空间功率谱的畸变，并对红移空间畸变形式的预言进行了检验.我们发现Kaiser（1987）的线性微扰理论预测与实测畸变的拟合很差，即使在令人惊讶的大尺度$k \ge 0.05 h$ Mpc $^{-1}$上也是如此。本文提出了一个改进的红移空间功率谱模型，其中包括非线性速度发散功率谱，它与从模拟到$k \sim 0.2 h$ Mpc $^{-1}$的测量功率谱相一致。我们已经发现了一个密度-速度关系，这是宇宙学无关的，它涉及到非线性速度发散谱的非线性物质功率谱。我们提供了一个公式，它产生的非线性速度发散$P(k)$在任何红移，仅使用非线性物质的功率谱和线性增长因子在所需的红移。这个公式在$k<0.2 h $ Mpc $^{-1}$尺度上对本文讨论的所有宇宙学模型的精度都优于5%。我们的研究结果将扩展未来星系调查的统计能力。
2010-09-22 astro-ph.CO
Joint growth rate measurements from redshift-space distortions and peculiar velocities in the 6dF Galaxy Survey
我们提出了一个新的模型星系红移空间扭曲和奇特的速度之间的互协方差。我们将其与两个探测器的自协方差模型以完全自洽的最大似然方法结合起来，使我们能够提取增强的宇宙学参数约束。当我们的方法应用于6度场星系巡天（6dFGS）时，我们对结构增长率的约束是$fσ_8 = 0.384 \pm 0.052 \rm{(stat)} \pm 0.061 \rm{(sys)}$，对红移空间畸变参数的约束是$β= 0.289^{+0.044}_{-0.043} \rm{(stat)} \pm 0.049 \rm{(sys)}$ .我们发现，结构的增长率的统计不确定性降低了64%，当使用完全的协方差模型相比，红移-空间畸变自协方差模型和50%，当使用特殊的速度自协方差模型。我们的限制是一致的，从文献中结合多个示踪剂的大尺度结构，以及从其他6dFGS分析。我们的测量也与标准宇宙学模型一致。
2020-04-14 astro-ph.CO
Testing Dark Matter Clustering with Redshift Space Distortions
大尺度结构的生长速率可以探测暗物质是否以重力强度聚集或偏离重力强度，例如由于自相互作用。在星系红移巡天中，通过测量红移空间的扭曲来测量星系的增长率，限制了星系团的强度及其对红移的依赖性。我们比较这些影响的增长，从高红移偏差（如早期的暗能量）或修改重力，并给出一个简单的，高度准确的分析处方。当前的观测可以将暗物质聚集强度限制为标准的F_{cl} =0.99 \pm 0.02，如果所有其他参数保持固定，但存在大量的协方差。未来的星系红移巡天可能会限制一个不断演化的聚集强度到28%，边缘化超过其他参数，或4%，如果暗能量参数保持固定，而适合暗物质的增长。通过结合宇宙学和天体物理学探测，可以对暗物质的性质进行更严格的限制。
2013-04-12 astro-ph.CO
Rich structure of non-thermal relativistic CMB spectral distortions from high energy particle cascades at redshifts $z\lesssim 2\times 10^5$
一般认为，对于复合前的能量注入，所有注入的能量在重子光子等离子体中以热的形式耗散，从而在CMB谱中产生$y$型、$i$型和$μ$型畸变。我们表明，这种假设是不正确的，当能量注入的形式充满活力（即能量远大于背景CMB温度）的粒子。我们进化的电磁级联，从注入的高能粒子，在膨胀的宇宙，并遵循CMB光谱失真的非热分量的电磁簇射与背景光子，电子和离子的相互作用所产生的。在簇射中的粒子的能量已经退化到足够低的能量以使它们可以与背景等离子体热化之前，电磁簇射将其能量的相当大一部分损失到CMB光谱失真。这种光谱畸变是簇射中的非热高能电子与CMB相互作用的结果，因此具有与$y$型或$i$型畸变基本不同的形状。最终的\emph{non-thermal relativistic}（$ntr$型）CMB光谱畸变的形状取决于注入的电子、正电子和光子的初始能谱，因此具有关于能量注入机制的信息，例如衰变或湮灭的暗物质粒子的衰变或湮灭通道。光谱畸变的形状对能量注入的红移也很敏感。我们的计算打开了一个新的窗口，在$z\lesssim 2\times 10^5$的能量注入，这是不简并，并可以区分从低红移热$y$型扭曲。
2019-03-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Mapping Growth and Gravity with Robust Redshift Space Distortions
星系特有速度引起的红移空间畸变为观测大尺度结构的生长速率提供了一个窗口，也为检验广义相对论提供了一种方法。我们通过比较N体模拟与线性区域以外的各种微扰理论扩展，研究了宇宙学参数提取的鲁棒性，包括引力增长指数γ。我们发现，凯泽公式和一些微扰理论的方法偏置的增长率由1 σ或更多的相对于基准的尺度为k > 0.07 h/Mpc。这种偏差会传播到引力增长指数、状态方程参数和Ω_m的估计上，对红移空间畸变的模拟提出了重大挑战。我们还确定了一个精确的拟合函数的视线阻尼和高阶角依赖性的组合，允许鲁棒的红移空间功率谱建模，以大幅提高k。
2012-02-03 astro-ph.CO
Redshift space distortions in the presence of non-minimally coupled dark matter
在本文中，我们充分研究宇宙学的情况下，暗物质是非最小耦合到一个额外的标量自由度。这种相互作用是通过变换后的引力度规中的共形项和非形式项来实现的。考虑到线性微扰理论，我们表明，暗物质的增长率不同于非耦合的情况下，著名的凯泽公式进行修改。因此，红移空间畸变测量不再是总物质线性增长率的直接探测器，因为畸变因子有一个额外的耦合依赖项。我们研究了三个宇宙学模型，两个共形和一个非正式耦合的耦合的效果，并预测耦合的约束，和其他宇宙学参数，从未来的星系调查。
2019-08-20 astro-ph.CO
Quantifying the $S_8$ tension with the Redshift Space Distortion data set
$Λ$ CDM模型的一个问题是在宇宙微波背景（CMB）实验中发现的$S_8$和在宇宙晚期的大尺度观测中获得的较小的$S_8$之间的张力。$σ_8$量化了相对较高的聚类水平。红移空间畸变（RSD）的贝叶斯分析选定的数据集产生：$S_8 = 0.700^{+0.038}_{-0.037}$。拟合具有$3σ$张力，符合普朗克2018结果。利用高斯过程方法研究了非均匀物质生长历史的模型无关重建。拟合产生不同内核的$S_8 = 0.707^{+0.085}_{-0.085}, 0.701^{+0.089}_{-0.089}$和$ 0.731^{+0.063}_{-0.062}$。张力减小，并且小于$1.5\, σ$。随着未来的测量，张力可能会减少，但张力是真实存在的可能性是一种似是而非的情况。
2021-01-09 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A Lower Growth Rate from Recent Redshift Space Distortion Measurements than Expected from Planck
我们对最近发表的宇宙增长率f（z）σ_8（z）的红移空间畸变（RSD）测量进行了元研究。我们分析了6dFGS，BOSS，LRG，WiggleZ和VIPERS星系红移调查的最新结果，并将测量结果与普朗克的预期进行了比较。在这封信中，我们指出，RSD测量值始终低于普朗克的预期值，RSD测量值之间的相对分散度低于预期。尽管低σ_8的趋势与最近普朗克提出的Sunyaev-Zeldovich团簇计数对σ_8和Ω_m的限制一致，但要完全解决这个问题可能需要对RSD模型中的非线性效应进行更稳健的处理。
2013-10-03 astro-ph.CO
Quantifying the Redshift Space Distortion of the Bispectrum I: Primordial Non-Gaussianity
红移空间双谱的各向异性包含了丰富的宇宙学信息。该各向异性取决于三个矢量${\bf k_1,k_2,k_3}$相对于视线的取向。在这里，我们已经分解的红移空间双谱的球谐完全量化这种各向异性。为了说明这一点，我们考虑线性红移空间失真的双谱所产生的原始非高斯性。在平面平行近似中，只有前四个偶$\ell$多极子具有非零值，我们给出了所有非零多极子的显式解析表达式{ \it，即}直至$\ell=6,m=4$。不同的多极矩与实空间双谱的比值仅取决于线性红移畸变参数$β_1$和三角形的形状。考虑到所有可能形状的三角形，我们研究了这个比率如何取决于$β_1=1$的三角形形状。我们还研究了一些极端三角形形状的$β_1$依赖性。如果将来测量，这些多极矩具有约束$β_1$的潜力。如果人们希望用红移巡天来约束$f_{\text{NL}}$，这里给出的结果也很重要。
2020-01-28 astro-ph.CO
The Impact of Foregrounds on Redshift Space Distortion Measurements With the Highly-Redshifted 21 cm Line
中性氢的21厘米高红移线已被认为是宇宙学的独特探针，从相对较低的红移（z ~ 1）一直到再电离期（z ~ 8）甚至更远。到目前为止，大多数工作集中在恢复球平均功率谱的21厘米的信号，因为这种方法最大化的信号噪声在初始测量。然而，像星系巡天一样，21厘米的信号受到红移空间畸变的影响，并且在视线和横向方向之间具有固有的各向异性。对这种各向异性的测量可以产生独特的宇宙学信息，甚至可能将物质功率谱与天体物理效应隔离开来。然而，在干涉测量中，前景在视线方向和横向方向之间也具有各向异性的足迹：所谓的前景“楔形”。虽然前景减法技术正在积极发展，“前景避免”的方法，简单地忽略污染模式可以说是最成功的日期。在这项工作中，我们分析了这种前景各向异性的影响，在恢复的红移空间失真签名在21厘米测量在高和中等的红移。我们发现，即使是最大的EoR实验（HERA和SKA）的前景楔损坏几乎所有的红移空间信号，使宇宙学信息无法恢复，没有前景减法。这种情况在较低的红移下有所改善，从观测坐标到宇宙学坐标的红移依赖映射显着减小了楔形的大小。仅使用前景回避，我们发现，像CHIME这样的大型实验可以对宇宙学参数施加非平凡的约束。
2014-12-17 astro-ph.CO
Redshift Space Distortions in the Effective Field Theory of Large Scale Structures
我们介绍了一种形式主义，有效的暗物质和塌陷的对象，使我们能够描述的背景下的有效场论的大尺度结构（EFTofLSS）的红移空间扭曲。在红移空间中表示密度扰动对应于执行坐标的改变，并且所得到的表达式包含在相同位置处评估的密度扰动和速度场的乘积。这些项对非微扰短距离物理很敏感，为了正确处理它们，需要通过添加合适的反项来重正化它们。因此，在红移空间表达式中需要比实空间表达式更多的反项。特别是在单圈物质功率谱的表达式中，有两个新的反项。正如在实空间中一样，长波长位移在红移空间中也会影响关联函数，需要进行数值计算。我们推广的IR remation的真实空间公式，这种情况下：最终的表达式是概念上相似的，但更具有挑战性的数值计算，由于其减少的对称性。
2014-09-03 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Beyond y and μ: the shape of the CMB spectral distortions in the intermediate epoch, 1.5x10^4 < z < 2x10^5
我们计算中间型光谱失真的数值解和解析近似。在CMB中检测到μ型畸变（饱和康普顿化）将把能量注入的时间限制在红移2x10^6> z > 2x10^5处，而检测到y型畸变（最小康普顿化）将意味着在红移z< 1.5x10^4处有CMB加热。我们指出，在1.5 × 10 ~ 4 < z × 2 × 10 ~ 5的红移范围内产生的部分康普顿化的光谱畸变比纯y型和μ型畸变信息丰富得多。在此期间产生的光谱介于y和μ型畸变之间，并且敏感地依赖于能量注入的红移。这些中间型失真不能在所有频率下通过y和μ型失真的混合来模仿，反之亦然。这些中间型CMB光谱畸变的测量不仅可以精确地限制早期宇宙中能量释放的数量，而且可以精确地限制机制，例如，粒子湮灭和丝绸阻尼可以与粒子衰变区分开来。中间型失真模板和使用这些模板来计算用户定义的能量注入率的CMB频谱失真的软件代码是公开可用的。
2012-09-12 astro-ph.CO hep-ph hep-th
The clustering of the SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey DR14 quasar sample: measuring the evolution of the growth rate using redshift space distortions between redshift 0.8 and 2.2
利用扩展重子振荡光谱巡天（eBOSS）数据发布14（DR 14）类星体样本的各向异性聚类，我们测量了增长率及其演化，该样本包括覆盖宽红移范围的$0.8 < z < 2.2$和天空区域的$2112.90$ $\rm deg^2$的$148\,659$类星体.为了优化测量，我们部署了一个红移相关的加权方案，这使我们能够避免分箱，并一致地执行数据分析，包括整个样本的红移演变。我们在傅立叶空间中进行分析，并利用红移演化功率谱多极子来测量红移空间畸变参数$fσ_8$和控制宇宙学微扰各向异性投影的参数。我们测量了$f σ_8(z=1.52)=0.43 \pm 0.05 $和$dfσ_8/dz (z=1.52)= - 0.16 \pm 0.08$，这与普朗克实验约束下对$Λ$ CDM宇宙学的期望一致。
2018-01-10 astro-ph.CO
Wide-angle redshift-space distortions at quasi-linear scales: cross-correlation functions from Zel'dovich approximation
星系红移巡天中的红移空间畸变（RSD）通常会破坏星系分布的各向同性和均匀性。虽然前一个方面是特别强调的重力引起的结构的增长的探针，后一方面，经常被引用为广角RSD，但在大多数情况下被忽视，将成为重要的和关键的帐户作为提高统计精度在下一代的调查。然而，大角度RSD的影响主要是使用线性扰动理论研究的。本文采用Zel'dovich近似，即，利用一阶拉格朗日微扰理论研究物质涨落的引力演化，提出了一种广角RSD的准线性处理方法，并计算了交叉关联函数。本形式主义一致地再现线性理论结果，并且可以容易地扩展到包含相对论修正（例如，引力红移）。
2019-12-19 astro-ph.CO
Bayesian redshift-space distortions correction from galaxy redshift surveys
我们提出了一种贝叶斯重建方法，该方法将星系分布从红移空间映射到实空间，从而推断出单个星系的距离。该方法是基于采样密度场假设对数正态先验与负二项分布函数建模随机偏差给出的可能性。我们假设一个确定性的偏见由幂律相关的暗物质密度场预期的晕或星系场。相干红移空间的失真校正吉布斯采样程序中移动的星系从红移空间到真实空间的特殊运动来自恢复的密度场使用线性理论与选项，包括潮汐场校正从二阶拉格朗日摄动理论。维里化的失真是通过对候选实空间位置进行采样来校正的（沿着视线的观测结果附近），这与在高密度塌陷区域中添加随机色散项的整体流校正红移空间位置是兼容的。后者是根据Hessian的特征值定义的。这种方法提供了一种利用三维空间信息并假设各向同性的方法来估计星系距离。因此，应用范围非常广泛。在这项工作中，我们显示了这种方法的潜力，以限制增长率高达$k$ ~ 0.3 $h$ Mpc $^{-1}$。此外，它可能是有用的，以纠正测光红移的错误，并获得改进的BAO重建。
2015-08-08 astro-ph.CO
Optimal Weighting in Galaxy Surveys: Application to Redshift-Space Distortions
使用多个大尺度结构示踪剂可以避免采样方差对宇宙学中某些感兴趣的参数所施加的限制。我们证明了最佳的方式进行多示踪剂分析的星系红移调查考虑的主成分的散粒噪声矩阵从两点聚类统计。我们将展示如何构建两个示踪剂，最大限度地提高采样方差和散粒噪声消除使用最佳权重的好处。基于高分辨率的N体模拟的暗物质晕，我们应用这种技术的红移空间扭曲的分析，并演示如何限制结构形成的增长率可以大大提高。主要的限制是非线性效应，这会在k<0.1h/Mpc的尺度上导致方法的显著偏差，这表明需要开发红移空间扭曲的非线性模型，以便从未来的红移测量中提取最大的信息。尽管如此，我们发现增益的几个因素的限制时，可以实现的增长率仅仅是线性制度的星系调查，如EUCLID被认为是。
2012-11-21 astro-ph.CO
Testing $F(Q)$ gravity with redshift space distortions
利用红移空间畸变数据进行贝叶斯统计分析，以检验引力非度量的对称遥平行引力模型。宇宙学背景模拟了$Λ$ CDM演化，但在扰动中出现了差异。线性物质波动的数值演化和结构的增长率的研究进行了分析，在这个宇宙学设置。最佳拟合参数表明，在此框架内，普朗克和大尺度结构数据之间的$σ_8$张力可以得到缓解。
2020-04-16 astro-ph.CO gr-qc
Redshift-space distortion from dynamical dark energy with time-dependent Lagrangian perturbation theory
我们应用拉格朗日微扰理论与时间相关的增长函数在第二和第三阶微扰的目的是模拟动力学暗能量的红移空间扭曲的影响。我们的基准星系红移调查是仿照即将到来的SKA和DESI红移调查。我们包括普朗克CMB先验和线性偏置参数的20\%的不确定性，结合未知的仪器噪声。边缘化后的结果表明，对密度参数的约束可能优于$\sim$ 1，而对$w_0$和$w_{\rm a}$的约束可能分别优于$\sim 5\%$和$\sim 60\%$，这与以前的工作一致.然而，包含时间相关的增长函数将改变非线性功率谱多达$\sim$ 10\%。随着精度的提高，包含时间相关的增长函数变得至关重要。
2018-10-28 astro-ph.CO
Dark photon distortions of NO$ν$A and T2K neutrino oscillations
针对 NO$ν$A 与 T2K 的振荡张力，本研究结合 MINOS 数据检验 $L_μ-L_τ$ 暗光子效应，给出耦合与质量的领先限制，并表明其不能显著缓解实验张力。
2025-06-10 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Probing reionization with LOFAR using 21-cm redshift space distortions
研究再电离时代（EoR）最有希望的方法之一是通过对中性氢红移21厘米线发射的射电观测。这些观测结果由于红移到视线位置的映射被气体的特殊速度扭曲而变得复杂。如果不能正确理解，这种扭曲可能是错误的来源，但它们也编码了宇宙学和天体物理学的信息。利用大尺度$N$ -体和辐射转移模拟研究了红移空间畸变对EoR 21 cm辐射功率谱的影响。我们量化的各向异性引入的21厘米功率谱的红移空间扭曲，并显示它是如何演变的再电离的进展，以及它是如何与底层的物理。我们继续研究红移空间失真对LOFAR观测的影响，同时考虑仪器噪声和前景减法。我们发现，LOFAR应该能够直接观察到的功率谱各向异性，由于红移的空间失真在空间尺度约$k \sim 0.1$兆位数$^{-1}$后，$\gtrsim$ 1000小时的积分时间。在较大尺度下，样本误差成为限制因素，而在较小尺度下，检测器噪声和前景使信号的提取成为问题。最后，我们展示了如何包含在21厘米功率谱的各向异性的演变中的天体物理信息可以从LOFAR观测中提取，以及它如何可以用来区分不同的再电离方案。
2013-07-19 astro-ph.CO
Testing for dynamical dark energy models with redshift-space distortions
星系功率谱的红移空间畸变可以用来测量物质密度扰动的增长率Δ_m。对于广义相对论中的动力学暗能量模型，我们给出了f（z）sigma_8（z）的一个方便的解析公式，表示为红移z的函数，其中f=d ln delta_m/d ln a（a是宇宙学尺度因子），sigma_8是在8 h^{-1} Mpc尺度下的过密度的均方根振幅。只要暗能量状态方程w不发生显著变化，声速不小于1，我们的公式就可以应用于不完美流体、精粹和k-本质的模型。我们还将观测约束的暗能量模型的常数w和跟踪的精髓，从最近的数据红移空间扭曲。
2013-01-25 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A redshift distortion free correlation function at third order in the nonlinear regime
提出了利用投影三点关联函数余弦展开的零阶分量进行宇宙大尺度结构的聚类分析。这些函数是三阶统计量，但可以类似于预测的两点相关性进行测量。N体模拟的数值实验表明，在~0.2- 10 Mpc/h尺度下，所提出的统计量在非线性区的红移失真小于10%。投影三点关联函数的零阶分量的Halo模型预测与模拟在~ 10%内一致。这为使用这些函数与投影的两点关联函数进行联合分析奠定了基础，探索了晕模型和相关扩展框架中的星系聚类特性。
2010-12-30 astro-ph.CO
Are redshift-space distortions actually a probe of growth of structure?
我们提出了暗物质和标量场之间的耦合的影响，这可能是负责暗能量，测量红移空间扭曲。我们指出，在共形和/或非正式耦合的存在下，线性化的连续性和欧拉方程的总物质流体显着偏离标准的，即使在亚地平线尺度。在这种情况下，总物质场的特殊速度不仅由其密度扰动的对数时间导数决定，而且还由暗物质和重子的密度扰动决定，从而导致对通过测量红移空间畸变获得的观测数据的物理解释的很大修改。基于修正的连续性方程和欧拉方程，我们在红移空间中重新构造了星系两点关联函数。我们得出的结论是，大尺度结构的线性增长率的真实值不一定受到红移-空间畸变的单红移测量的约束，除非观察到结构的实际时间演化。
2017-09-27 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Minkowski Tensors in Three Dimensions - Probing the Anisotropy Generated by Redshift Space Distortion
本文将Minkowski张量统计量应用于三维高斯随机场。闵可夫斯基张量包含关于偏移集的方向和形状的信息，这在标量闵可夫斯基泛函中不存在。它们可用于量化全局首选方向，并提供关于场子集的平均形状的信息。这使得它们成为测量低红移物质密度场中由红移空间畸变产生的各向异性信号的理想统计量。我们回顾了三维Minkowski张量统计量的定义，重点是两个坐标不变量$W^{0,2}_{1}$和$W^{0,2}_{2}$。我们计算了各向同性高斯随机场的这些$3 \times 3$矩阵的系综平均，发现它们与单位矩阵和相应的标量Minkowski泛函的乘积成比例。我们展示了如何从离散采样场数值重建$W^{0,2}_{1}$和$W^{0,2}_{2}$，并将我们的算法应用于从线性$Λ$ CDM物质功率谱产生的各向同性高斯场。然后，我们引入各向异性通过应用线性红移空间畸变算子的物质密度场，并发现$W^{0,2}_{1}$和$W^{0,2}_{2}$表现出不同的信号，其特征在于它们的对角分量之间的不平等。我们讨论了这个信号的物理起源，以及如何可以用来约束红移空间失真参数$Υ\equiv f/b$。
2018-05-22 astro-ph.CO
Probing redshift-space distortions with phase correlations
红移空间畸变是探测大尺度结构生长的灵敏探针。在线性区域，红移空间畸变完全由两点关联函数的多极子描述。然而，在非线性状态下，需要高阶统计来捕获星系密度场的全部信息。在本文中，我们表明，红移空间线关联函数-这是傅立叶相位相关的措施-是敏感的密度和速度场的非线性增长和实和红移空间之间的非线性映射。我们扩大了线关联函数在多极，我们表明，几乎所有的信息是编码在四极，四极和十六极。我们认为，这些多极是高度互补的两点关联函数的多极：第一，因为他们是直接敏感的密度和速度耦合内核之间的差异，这是一个纯粹的非线性量;第二，因为多极是成比例的不同组合的$f$和$σ_8$。因此，结合两点关联函数和双谱测量，线关联函数的多极可以使我们有效地解开这两个量，并检验修正的引力理论。
2019-06-10 astro-ph.CO
Anisotropic halo assembly bias and redshift-space distortions
我们使用一组N体模拟研究了大尺度潮汐场对内晕性质的影响。我们测量大尺度潮汐场和几个非标量晕属性：形状，速度色散和角动量之间的显着互相关。耦合到这些非标量晕属性的选择效应甚至可以在实空间中产生各向异性聚类。我们调查这种效果的大小，并表明，它可以产生一个非零的四极杆的大小类似的线性红移空间畸变（RSD）所产生的。最后，我们研究了红移空间中识别的晕的聚类特性，并发现与标准线性RSD模型的巨大偏差，再次由各向异性组装偏差引起。这些影响可能会污染宇宙学参数的值推断从观测到的红移空间星系团，团体，或21厘米发射原子氢，如果他们的选择取决于受晕组装偏差的属性。我们简要地讨论了在现有的和未来的大尺度结构调查中可以测量这种影响的方法。
2019-06-27 astro-ph.CO
Precision modeling of redshift-space distortions from multi-point propagator expansion
利用多点传播子展开的微扰理论（PT），我们对红移空间中物质涨落的两点统计提出了新的理论预言.的预测一致包括PT校正到两个循环的顺序，并基于改进的处方的红移空间失真（RSD），适当地考虑到其非高斯的影响，从系统的低k扩展。与以前部分使用标准PT计算的研究相比，本处理能够提供对功率谱和关联函数的一致预测。这些结果进行了比较与$N$体模拟，其中一个非常好的协议被发现的四极矩。然而，功率谱的十六极矩的理论预测被发现显着偏离的数值结果在低红移。我们研究了这个问题，发现它可能与RSD阻尼效应的不正确建模有关，这一时刻表现出很大的依赖性。
2013-01-16 astro-ph.CO
The effect of redshift-space distortions on projected 2-pt clustering measurements
虽然红移空间扭曲只影响推断的距离，而不是角度，他们仍然扭曲了使用红移依赖量选择的星系样本的投影角聚类。从欧拉的观点来看，这种效应是由星系的明显运动进入或离开样品造成的。从拉格朗日的观点来看，我们发现，投影红移空间的密度场在有限的径向距离并没有消除所有的各向异性失真。我们研究了这种效应，表明它强烈地提高了窄样本的聚类幅度，也可以降低关联函数中重子特征的重要性。我们认为，这种影响可以减轻分仓在明显的星系对中心，而不是星系的位置，并适用于径向星系分离的上限。我们证明了这种方法，对比标准的顶帽分仓星系距离，使用子样本从哈勃体积模拟。使用一个简单的模型，预计从暗能量调查（DES）的调查，如星系的径向分布，我们表明，这种分仓计划将简化分析，将测量重子声学振荡在这样的星系样本。比较不同的合并方案的结果有可能提供红移空间失真的幅度的测量。我们的分析是相关的其他光度红移调查，包括那些由全景巡天望远镜和快速响应系统（泛星）和大型天气巡天望远镜（LSST）。
2010-04-29 astro-ph.CO
Tidal alignments as a contaminant of redshift space distortions
我们研究了红移空间中依赖于方向的选择效应对星系成团的影响。据发现，如果星系排列的大尺度潮汐场，那么这些选择效应引起的依赖关系的观测星系密度的本地潮汐场，除了众所周知的依赖于物质密度和径向速度梯度。这改变了星系的功率谱的方式是不同的傅立叶模式平行和垂直的视线。这些潮汐星系的排列可以模仿红移空间的扭曲，从而导致速度功率谱测量的偏差。如果星系的方向只受局部潮汐场的影响，那么潮汐排列效应与线性区域中的红移空间畸变具有完全相同的尺度和角度依赖性，因此它不能通过在分析中掩盖小尺度而被投影或去除。我们考虑几个玩具模型的潮汐排列和方向依赖的选择，规范化的自由参数（振幅）最近的观察，并发现，他们可以偏差速度振幅f（z）G（z）的5- 10%，在某些模型中，虽然大多数模型给小得多的污染。我们的结论是，潮汐排列可能是一个显着的系统误差，在红移空间失真测量，旨在测试广义相对论通过增长的大尺度结构。我们简要讨论可能的缓解策略。
2009-07-03 astro-ph.CO
Decomposition of Spectra from Redshift Distortion Maps
我们发展了一种优化的方法，在红移空间中从观测谱中提取密度-密度谱和速度-速度谱。本文将红移畸变模拟图的晕分布谱的测量值合并到傅里叶空间的二维坐标中，利用角投影关系将它们分解为两个谱。引入阈值限制，以尽量减少非线性抑制，分解的速度-速度谱相当好地测量到规模k=0.07 h/Mpc，使用我们的方法测量的方差是一致的误差预测从Fisher矩阵分析。可检测性可扩展到k \sim 0.1 h/Mpc，且具有更保守的边界，代价是削弱了约束.
2010-03-11 astro-ph.CO
Nonlinear Biasing and Redshift-Space Distortions in Lagrangian Resummation Theory and N-body Simulations
了解星系偏置的行为对未来的星系红移调查至关重要。目标之一是在百分之几的精度范围内测量重子声学振荡（BAO）。使用30个大宇宙学N体模拟的标准LCDM宇宙学，我们研究了晕偏置在一个很宽的红移范围。我们将模拟结果与Matsubara（2008）提出的理论预测进行了比较，Matsubara（2008）自然地将晕偏置和红移空间扭曲纳入其微扰理论的形式，并通过拉格朗日图像进行重新建模。在BAOs尺度上，用拉格朗日重算理论（LRT）得到的晕的功率谱和关联函数与N体模拟结果吻合较好。特别是在实空间和红移空间中，对晕关联函数的重子声学峰的非线性效应作了精确的解释。我们发现，在实空间中，当k=0.35hMpc^{-1}（z=2和3）时，单圈LRT能很好地再现非线性效应和偏置的尺度依赖性;在红移空间中，当k=0.1hMpc^{-1}（z=2）和0.15hMpc^{-1}（z=3）时，单圈LRT能很好地再现非线性效应和偏置的尺度依赖性。因此，LRT是非常强大的准确提取宇宙学信息在即将到来的高红移BAO调查。
2011-07-23 astro-ph.CO
The Effect of Assembly Bias on Redshift Space Distortions
我们研究了红移空间畸变测量的宇宙学参数约束的组装偏差的潜在系统性影响。我们使用一个半解析的星系形成模型应用于千年N体WMAP-7模拟研究晕组装偏差的红移空间扭曲的星系关联函数的影响。我们看看成对的速度的星系生活在晕的浓度和年龄的上，下五分之一，并发现这些之间的速度差异是一致的真实空间聚类分析，即样品具有较高的聚类也表现出较强的infall成对运动。这也可以在红移空间关联函数的四极和四极中看到。我们发现，无论测量的方法，在$β$参数的变化，由于不同的二次晕参数完全跟踪的变化，在偏置参数。因此，装配偏差不会在推断的对数生长因子中引入可检测的系统学。
2018-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
