Improving the Line of Sight for the Anisotropic 3-Point Correlation Function of Galaxies: Centroid and Unit-Vector-Average Methods Scaling as $\mathcal{O}(N^2)$
The 3-Point Correlation Function (3PCF), which measures correlations between triplets of galaxies encodes information about peculiar velocities, which distort the observed positions of galaxies along the line of sight away from their true positions. To access this information, we must track the 3PCF's dependence not only on each triangle's shape, but also on its orientation with respect to the line of sight. Consequently, different choices for the line of sight will affect the measured 3PCF. Up to now, the line of sight has been taken as the direction to a single triplet member (STM), but which triplet member is used impacts the 3PCF by ~20% of the statistical error for a BOSS-like survey. For DESI (2019-24), which is 5X more precise, this would translate to 100% of the statistical error, increasing the total error bar by 40%. We here propose a new method that is fully symmetric between the triplet members, and uses either the average of the three galaxy position vectors (which we show points to the triangle centroid), or the average of their unit (direction) vectors. Naively, these approaches would seem to require triplet counting, scaling as $N^3$, with $N$ the number of objects in the survey. By harnessing the solid harmonic shift theorem, we here show how these methods can be evaluated scaling as $N^2$. We expect that they can be used to make a robust, systematics-free measurement of the anisotropic 3PCF of upcoming redshift surveys such as DESI. So doing will in turn open an additional channel to constrain the growth rate of structure and thereby learn the matter density as well as test the theory of gravity.
A new look at lines of sight: using Fourier methods for the wide-angle anisotropic 2-point correlation function
星系的各向异性两点关联函数（2PCF）测量成对聚集作为对分离的角度的函数的视线。后者通常被定义为双星系对三角形的角平分线或从观测者到分离中点的矢量。在这里，我们展示了如何使用傅立叶变换来加速这些测量中的任何一个，使用Yamamoto et al.（2006）估计器的轻微推广，其中对中的每个成员连续用作视线。我们还提出了扰动理论预测我们的广义估计，包括广角校正。
Very deep spectroscopy of the Coma cluster line of sight: exploring new territories
环境效应对星系团有重要的影响，但在非常微弱的星等（R>21）的研究几乎完全基于成像。我们在这里提出了一个非常深的光谱调查星系的视线后发座，根据红移获得的VLT/VIMOS的715个星系在前所未有的星等范围21<R<23（绝对星等-14至-12）。我们确认了Adami等人（2005年a）在昏迷中发现的亚结构，并发现了三个新的亚结构。我们在Coma后面检测到许多组：z~0.5的大型结构，SDSS长城，以及z~0.054的大型且非常年轻的结构。这些结构解释了Gavazzi等人（2009）最近弱透镜分析得出的质量图。矮星系的轨道可能是各向异性的和径向的，并且可能起源于径向落入星系团的场星系。后发座矮星系的光谱特征表明，红色或吸收线星系具有较大的恒星质量，比蓝色或发射线星系更古老。R <22 galaxies show less prominent absorption lines than R>22星系。对于场星系来说，这种趋势就不那么明显了，这表明部分暗淡的后发星系可能是在NGC 4911星系团坠落后从场星系中注入的。我们列出了五个超紧凑矮星系候选者。我们还在全球范围内证实了我们以前的星系光度函数的光谱结果，并发现矮星系遵循类似于明亮星系绘制的红色序列。后发座中有大量的矮星系，它们是沿着暗条落入星系团的部分场星系。
Reconstruction of halo power spectrum from redshift-space galaxy distribution: cylinder-grouping method and halo exclusion effect
星系巡天观测中红移空间畸变（RSD）测量到的奇特速度场为研究大尺度结构的生长提供了独特的途径。然而，系统的影响时，包括卫星星系的聚类分析。由于卫星星系倾向于居住在具有更大晕偏差的大质量晕中，因此包含物增强了集群能力。此外，维里运动的卫星星系的非线性RSD效应导致了显着的抑制集群的权力。我们发展了一种新的方法来恢复红移空间功率谱的晕从观测到的星系分布，通过最大限度地减少污染的卫星星系。我们研究的圆柱分组方法（CGM）有效地将卫星星系从星系样本中排除。然而，我们发现，这种技术产生明显的各向异性在重建的晕分布在所有规模模仿RSD。在小尺度上，明显的各向异性聚类是由CGM使用的各向异性圆柱体内的晕排除引起的。在大尺度上，将沿视线排列的大尺度结构中的不同晕错误识别为同一CGM组，通过它们与CGM晕的互相关引起明显的各向异性聚类。我们构建了一个经验模型的CGM晕功率谱，其中包括使用CGM窗口函数在小尺度以及线性物质功率谱乘以一个简单的各向异性函数在大尺度上导出的校正项。我们将这个模型应用到z=0.5的模拟星系表中，设计成类似于SDSS-III BOSS CMASS星系，发现我们的模型可以预测宿主晕的四极和四极功率谱，直到k<0.5 h/Mpc，误差在5%以内。
The clustering of galaxies in the SDSS-III Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: measurements of the growth of structure and expansion rate at z=0.57 from anisotropic clustering
我们分析了斯隆数字巡天III重子振荡光谱巡天（BOSS）数据发布9（DR 9）样本中大质量星系的各向异性聚类，该样本由264，283个星系组成，红移范围为0.43 < z < 0.7，跨度为3，275平方度。这两个奇特的速度和错误的假设红移距离关系（“Alcock-Paczynski效应”）产生的聚类幅度和方向之间的相关性，相对于视线。我们对四极和四极关联函数的宽带形状的测量与尖锐的重子声学振荡（BAO）标准尺一起，同时约束了共动角直径距离（2190 +/- 61 Mpc）到z=0.57，哈勃膨胀率在z=0.57（92.4 +/- 4.5 km/s/Mpc），以及在相同红移下的结构增长率（d σ 8/d ln a = 0.43 +/- 0.069）。我们的分析提供了目前最好的直接测定DA和H的星系聚类数据使用这种技术。如果我们进一步假设LCDM扩展历史，我们的增长约束收紧到d σ 8/d ln a = 0.415 +/- 0.034。结合宇宙微波背景，我们对DA、H和生长的测量都分别需要z > 0.57的暗能量，当结合起来时意味着Ω_Λ = 0.74 +/- 0.016，与z<0.57的宇宙演化无关。在我们的配套论文（Samushia et al. prep）中，我们进一步探讨了这些观测的宇宙学意义。
