Redshift-dependent RSD bias from Intrinsic Alignment with DESI Year 1 Spectra
Claire Lamman, Daniel Eisenstein, Jessica Nicole Aguilar, Steven Ahlen, David Brooks, Todd Claybaugh, Axel de la Macorra, Arjun Dey, Biprateep Dey, Peter Doel, … 展开作者
Claire Lamman, Daniel Eisenstein, Jessica Nicole Aguilar, Steven Ahlen, David Brooks, Todd Claybaugh, Axel de la Macorra, Arjun Dey, Biprateep Dey, Peter Doel, Simone Ferraro, Andreu Font-Ribera, Jaime E. Forero-Romero, Satya Gontcho A Gontcho, Julien Guy, Robert Kehoe, Anthony Kremin, Laurent Le Guillou, Michael Levi, Marc Manera, Ramon Miquel, Jeffrey A. Newman, Jundan Nie, Nathalie Palanque-Delabrouille, Francisco Prada, Mehdi Rezaie, Graziano Rossi, Eusebio Sanchez, Michael Schubnell, Seo Hee-Jong, Gregory Tarlé, Benjamin Alan Weaver, Zhimin Zhou
We estimate the redshift-dependent, anisotropic clustering signal in DESI's Year 1 Survey created by tidal alignments of Luminous Red Galaxies (LRGs) and a selection-induced galaxy orientation bias. To this end, we measured the correlation between LRG shapes and the tidal field with DESI's Year 1 redshifts, as traced by LRGs and Emission-Line Galaxies (ELGs). We also estimate the galaxy orientation bias of LRGs caused by DESI's aperture-based selection, and find it to increase by a factor of seven between redshifts 0.4 - 1.1 due to redder, fainter galaxies falling closer to DESI's imaging selection cuts. These effects combine to dampen measurements of the quadrupole of the correlation function caused by structure growth on scales of 10 - 80 Mpc/h by about 0.15% for low redshifts (0.4<z<0.6) and 0.8% for high (0.8<z<1.1). We provide estimates of the quadrupole signal created by intrinsic alignments that can be used to correct this effect, which is necessary to meet DESI's forecasted precision on measuring the growth rate of structure. While imaging quality varies across DESI's footprint, we find no significant difference in this effect between imaging regions in the Legacy Imaging Survey.
Fundamental Plane of BOSS galaxies: Correlations with galaxy properties, density field and impact on RSD measurements
椭圆星系的基本面可以用来预测星系的内禀大小，在宇宙学和星系物理学的研究中也有许多可能的应用。我们提出了一个详细的分析SDSS-III BOSS LOWZ和CMASS星系的基本面。对于标准基本平面，我们发现一个强大的红移演化的平均残差，并表明它主要是由星系的表面亮度的红移演化。在对红移演化进行修正后，FP残差与星系性质和一些观测系统学有很强的相关性。我们发现，在FP的中央和卫星星系之间的变化，已观察到的文献中，主要可以解释的FP与星系光度的相关性。我们还测量了FP残差与星系密度场的互相关。交叉关联的幅度取决于星系的性质和环境，越亮越红的星系显示出越强的相关性。一般来说，在更密集的环境中（更高的星系偏差）的星系表现出更强的相关性。我们还比较FP振幅与星系形状（IA）的内在排列的振幅，发现两者是相关的。最后，利用FP残差，我们还研究了内禀排列对红移空间畸变的生长率约束的影响。我们没有观察到任何显着的增长率$f$作为FP-密度相关性的振幅的函数的测量趋势，导致在零检测IA的RSD测量的影响。
我们提出了一种快速迭代FFT为基础的重建算法，允许非并行红移空间失真（RSD）。我们测试我们的算法N体暗物质模拟和模拟分布的星系设计复制星系调查条件。我们比较螺线管和无旋分量的红移失真，并表明，这种失真的近似导致更好的估计的真实空间的潜力（因此更快的收敛）比忽略RSD估计位移场时。当我们从RSD的近似值开始时，我们的迭代重建方案在两次迭代中收敛于对应于BOSS CMASS DR 11的模拟样本。该计划需要六次迭代时，从红移空间的过密度测量的初始估计，没有RSD校正。对于覆盖天空上较大角度的观测，预期收敛较慢。我们表明，这种基于FFT的方法提供了一个更好的估计比配置空间的方法，使用有限差分例程来计算潜在的相同的网格分辨率的真实空间位移场。最后，我们表明，对数正态变换的密度，作为一个代理的线性密度，是有益的，在估计完整的位移场从一个密集的样本示踪剂。然而，对数正态变换的过密度不执行时，估计从稀疏模拟与更现实的星系密度的位移。
The Back-in-time Void Finder: dynamical identification of cosmic voids through optimal transport reconstruction
Aix Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；CNRS/IN2P3, CPPM（法国国家科学研究中心/欧洲粒子物理研究所，普罗旺斯宇宙、粒子与物质物理中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi” - Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；SISSA, International School for Advanced Studies（国际高等研究院）；ICSC - Centro Nazionale di Ricerca in High Performance Computing, Big Data e Quantum Computing（高性能计算、大数据与量子计算国家研究中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INAF - Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间科学与天体物理观测站）；INFN - Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）
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。
Extensive analysis of reconstruction algorithms for DESI 2024 baryon acoustic oscillations
Yale University（耶鲁大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；University of Waterloo（滑铁卢大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢大学天体物理中心）；Institute of Cosmology and Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Ohio University（俄亥俄大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；IRFU, CEA, Université Paris-Saclay（法国原子能和替代能源委员会法国研究与技术研究所，巴黎萨克雷大学）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）
