Unterschied in den baryonischen akustischen Oszillationsmessungen

Ich denke, der wichtigste Grund ist, dass Galaxienhaufen stärker an der BAO-Form haften als einzelne Galaxien. Galaxien haben tendenziell eine stärkere Streuung als Haufen, wodurch das BAO-Signal von Galaxien verschmiert und somit schwerer zu erkennen ist. Darauf wird im Artikel von Veropalumbo et al. angespielt. 2014 Papiereinführung.

Als Tracer der größten kollabierten Strukturen sind sie stärker gebündelt als Galaxien

Ein weiterer möglicher Grund ist, dass die Rotverschiebung eines Haufens einfacher zu bestimmen ist als die Rotverschiebung einer einzelnen Galaxie. Es gibt mehrere Galaxien in einem Haufen, was Ihnen mehrere Möglichkeiten gibt, eine Rotverschiebung für diesen Haufen zu messen. Wenn Sie für eine einzelne Galaxie keine Rotverschiebung messen können, können Sie sie nicht in Ihrer Analyse verwenden. Und natürlich werden alle Galaxien in einem einzelnen Haufen in guter Näherung die gleiche Rotverschiebung haben. Die Estrada et al. 2008 und Hong et al. 2012 zeigen beide an$\sigma_z = 0.01$.

Beachten Sie auch, dass diese Studien meistens die photometrischen Rotverschiebungen anstelle der spektroskopischen Rotverschiebungen verwenden. Photometrische Rotverschiebungen sind im Allgemeinen weniger zuverlässig, da sie auf Korrelationen beruhen (das heißt jedoch nicht, dass spektroskopische Rotverschiebungen perfekt sind). Wenn Sie einige photometrische Rotverschiebungen in einem Cluster messen können oder die photometrische Rotverschiebung für die helle, zentrale Galaxie mit einem hohen Signal-Rausch-Verhältnis messen können, können Sie Ihre Rotverschiebungsfehler im Vergleich zur Messung für eine einzelne Galaxie reduzieren.

Schließlich muss der Katalog, um einen bestimmten Katalog zum Messen des BAO-Signals zu verwenden, sowohl tief (dh er misst alles bis zu einer bestimmten Rotverschiebungs-/Größengrenze) als auch breit sein (dh er misst über ein großes Feld des Himmels). . Wenn Ihr Katalog diese beiden Bedingungen nicht erfüllt, kann er nicht verwendet werden.

Cluster sind leichter zu erkennen als einzelne Galaxien. Sie können gefunden werden (wie in der Veröffentlichung von Estrada et al. 2008 beschrieben), indem zuerst die großen, leuchtenden Galaxien gefunden werden, die sich im Allgemeinen im Zentrum des Haufens befinden und ziemlich leicht zu finden sind. Der Cluster selbst wird dann identifiziert. Die Betrachtung einzelner Galaxien kann unter Größenbegrenzungseffekten oder anderen Verzerrungen leiden, was bedeutet, dass Ihre Analyse möglicherweise nicht alle Galaxien umfasst, die bei einer bestimmten Rotverschiebung existieren. Wenn dies der Fall ist, ist Ihre Zweipunkt-Korrelationsfunktion nicht genau und Sie könnten das BAO-Signal übersehen oder ungenau charakterisieren. Ich würde erwarten, dass dieses Problem durch die Verwendung der leichter zu identifizierenden Cluster gemildert wird.

Nur um darauf hinzuweisen, dass Cluster-Stichproben wahrscheinlich mehr oder weniger vollständig sind, die Estrada et al. 2008 Papier wird mit den Worten zitiert

Tests an Scheinkatalogen zeigen, dass das MaxBCG-Muster sein sollte$\gtrsim 90\%$rein und komplett für Cluster mit$N_{200}\ge 10$.

Die Anforderung eines breiten Katalogs ist auch ziemlich restriktiv. Das BAO ist unpraktisch groß, so dass nicht viele Kataloge tiefer Galaxien breit genug sein werden, um das BAO überhaupt zu sehen. Der SDSS ist einer der wenigen Galaxienkataloge, die breit genug sind, und darin haben sie bereits das BAO gefunden . Clusterkataloge werden normalerweise nicht aus einer bestimmten Himmelsdurchmusterung erstellt, wie dies bei Galaxienkatalogen normalerweise der Fall ist, sondern aus einzelnen Beobachtungen oder aus vielen Galaxiendurchmusterungen zusammengefasst. Als solche können sie viel breiter sein.