Разница в измерениях барионных акустических колебаний

Я думаю, что наиболее важная причина заключается в том, что скопления галактик сильнее придерживаются формы БАО, чем отдельные галактики. Галактики, как правило, имеют большую дисперсию, чем скопления, что делает сигнал BAO от галактик размытым и, следовательно, его труднее обнаружить. Об этом говорится в Veropalumbo et al. Введение в статью 2014 года.

Как следы крупнейших коллапсирующих структур, они сгруппированы сильнее, чем галактики.

Другая возможная причина заключается в том, что красное смещение скопления определить легче, чем красное смещение отдельной галактики. В скоплении несколько галактик, что дает вам несколько шансов измерить красное смещение для этого скопления. Если вы не можете измерить красное смещение для отдельной галактики, вы не можете использовать его в своем анализе. И, конечно же, все галактики в одном скоплении будут иметь одинаковое красное смещение в хорошем приближении. Эстрада и др. 2008 г. и Хонг и др. 2012 оба указывают$\sigma_z = 0.01$.

Обратите также внимание, что чаще всего в этих исследованиях используются фотометрические красные смещения , а не спектроскопические красные смещения. Фотометрические красные смещения, как правило, менее надежны, поскольку они основаны на корреляциях (хотя это не означает, что спектроскопические красные смещения идеальны). Если вы можете измерить несколько фотометрических красных смещений в скоплении или измерить фотометрическое красное смещение для яркой центральной галактики с высоким отношением сигнал-шум, вы сможете уменьшить свои ошибки красного смещения по сравнению с измерением для одной галактики.

Наконец, чтобы использовать конкретный каталог для измерения сигнала BAO, каталог должен быть как глубоким (т. е. измерять все до определенного предела красного смещения/величины), так и широким (т. е. измерять большое поле неба). . Если ваш каталог не соответствует обоим этим условиям, его нельзя использовать.

Скопления обнаружить легче, чем отдельные галактики. Их можно найти (как описано в статье Эстрада и др., 2008 г.), если сначала найти большие яркие галактики, которые обычно находятся в центре скопления и найти их довольно легко. Затем идентифицируется сам кластер. Рассмотрение отдельных галактик может страдать от эффектов ограничения величины или других искажений, а это означает, что ваш анализ может не включать все галактики, существующие при данном красном смещении. Если это так, ваша двухточечная корреляционная функция не будет точной, и вы можете пропустить или неточно охарактеризовать сигнал BAO. Я ожидаю, что эта проблема будет смягчена за счет использования кластеров, которые легче идентифицировать.

Просто чтобы указать, что кластерные выборки, вероятно, будут более или менее полными, Estrada et al. Цитируется газета 2008 г.

Тесты на фиктивных каталогах показывают, что образец MaxBCG должен быть$\gtrsim 90\%$чистый и полный для кластеров с$N_{200}\ge 10$.

Требование широкого каталога также довольно ограничительно. BAO неудобно большой, поэтому не так много каталогов глубоких галактик будут достаточно широкими, чтобы даже увидеть BAO. SDSS — один из немногих приходящих на ум каталогов галактик, который достаточно широк, и они уже нашли в нем BAO . Каталоги скоплений обычно составляются не на основе конкретного обзора неба, как это обычно бывает с каталогами галактик, а на основе отдельных наблюдений или, иначе, на основе множества обзоров галактик. Таким образом, они могут быть намного шире.