[論文レビュー] The power spectrum of galaxy clustering

Nelson Padilla, C. M. Baugh|arXiv (Cornell University)|Jan 6, 2003

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 1

ひとこと要約

本論文は、ハッブルボリュームN体シミュレーションから得たモック銀河カタログを用いて系統誤差を補正し、誤差を推定することで、APM銀河サーベイからの実空間銀河パワー スペクトルの測定のための新しい数値的逆問題解法を提示する。この手法により、波数の3桁にわたる範囲で15%未満の精度でパワー スペクトルが回復され、大スケールではコンcordance冷たい暗黒物質モデルの予測と整合的であり、小スケールでは非線形的進化およびバイアス効果が顕著に現れる。

ABSTRACT

We measure the power spectrum of galaxy clustering in real space from the APM Galaxy Survey. We present an improved technique for the numerical inversion of Limber's equation that relates the angular clustering of galaxies to an integral over the power spectrum in three dimensions. Our approach is underpinned by a large ensemble of mock galaxy catalogues constructed from the Hubble Volume N-body simulations. The mock catalogues are used to test for systematic effects in the inversion algorithm and to estimate the errors on our measurement. We find that we can recover the power spectrum to an accuracy of better than 15% over three decades in wavenumber. The use of mock catalogues to infer errors means that we can apply our technique on scales for which the density fluctuations are not Gaussian. On large scales, our measurement of the power spectrum is consistent with the shape of the mass power spectrum in the popular ``concordance'' cold dark matter model. The galaxy power spectrum on small scales is strongly affected by nonlinear evolution of density fluctuations, and, to a lesser degree, by galaxy bias. The rms variance in the galaxy distribution, when smoothed in spheres of radius 8 h^(-1)Mpc, is sigma^g_8=0.96^(+0.17)_(-0.20) and the shape of the power spectrum on large scales is described by a simple fitting formula with parameter Gamma= 0.19^(+0.13)_(-0.04) (these errors are the 1-sigma ranges for a two parameter fit). We use our measurement of the power spectrum to estimate the galaxy two point correlation function; the results are well described by a power law with correlation length r_0 = 5.9 +- 0.7 h^(-1)Mpc and slope gamma = 1.61 +- 0.06 for pair separations in the range 0.1 < r/[h^(-1)Mpc] < 20.

研究の動機と目的

• 実空間における角度付き銀河クラスタリングと3次元パワー スペクトルを結びつけるリムパーの式の数値的逆問題を改善し、その関係を明確化すること。
• N体シミュレーションから導出された大規模なモック銀河カタログのアンサンブルを用いて、パワー スペクトル推定における系統誤差を低減すること。
• 密度揺らぎが非ガウス的であるスケールで銀河パワー スペクトルを測定し、線形理論を超えた信頼性の高い誤差推定を可能にすること。
• 非線形的進化および銀河バイアスの効果を含めた、銀河パワー スペクトルの形状と正規化を特徴づけること。
• 測定されたパワー スペクトルから2点相関関数を導出し、そのべき乗則形式との整合性を検証すること。

提案手法

• リムパーの式と3次元パワー スペクトルを結びつける、改良された数値的逆問題手法を開発し、角度付きクラスタリングと3次元パワー スペクトルの関係を明確化する。
• ハッブルボリュームN体シミュレーションから得た大規模なモック銀河カタログのアンサンブルを用いて、逆問題アルゴリズムのキャリブレーションと妥当性の検証を行う。
• モックカタログを用いて、パワー スペクトル測定における系統的バイアスを定量し、統計的誤差を推定する。
• APM銀河サーベイのデータに、上記の逆問題手法を適用し、広い波数範囲にわたる実空間パワー スペクトルを回復する。
• 回復されたパワー スペクトルをフーリエ変換により用いて、銀河2点相関関数を計算する。
• 相関関数をべき乗則にフィットさせ、相関長および勾配を決定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 改良されたリムパーの式の逆問題を用いることで、角度付きクラスタリング測定から銀河クラスタリングのパワー スペクトルを正確に回復できるか？
• RQ2 非線形的進化および銀河バイアスが、小スケールにおける測定された銀河パワー スペクトルにどの程度の影響を及ぼすか？
• RQ3 密度揺らぎが非ガウス的である非線形スケールにおいて、パワー スペクトルの誤差推定はどの程度信頼できるか？
• RQ4 銀河パワー スペクトルの大スケール形状は、コンコルド冷たい暗黒物質モデルの予測と一致するか？
• RQ5 測定されたパワー スペクトルから導出される銀河2点相関関数の最良適合べき乗則形は何か？

主な発見

• 波数の3桁にわたる範囲で、パワー スペクトルが15%未満の精度で回復され、逆問題手法の堅牢性が裏付けられた。
• 大スケールにおける銀河パワー スペクトルは、コンコルド冷たい暗黒物質モデルが予測する形状と整合的である。
• 小スケールでは、密度揺らぎの非線形的進化がパワー スペクトルに顕著に影響を与え、銀河バイアスの影響はそれよりやや小さい。
• 半径8 h⁻¹Mpcの球体で平均化した銀河分布のrms分散はσ₈ᵍ = 0.96^(+0.17)_(-0.20)と測定された。
• パワー スペクトルの形状パラメータΓは0.19^(+0.13)_(-0.04)と測定され、コンコルドモデルと整合的であった。
• 0.1 < r/[h⁻¹Mpc] < 20 の範囲で、銀河2点相関関数は相関長r₀ = 5.9 ± 0.7 h⁻¹Mpc、勾配γ = 1.61 ± 0.06のべき乗則でよく記述された。