高斯峰与星系团

我们开发并测试了一种基于高斯峰形式体系（Bardeen et al. 1986），从线性密度涨落计算富星系团质量与自相关函数的方法。当前方法中关键的、新的要素是，对于给定的星系团质量（包含在给定半径的球体内，而非观测上难以测量的维里半径内），同时且唯一地确定密度场平滑窗口的尺寸 $r_f$ 和密度峰坍缩的临界高度 $\delta_c$。在这两个参数中，$r_f$ 既取决于所讨论星系团的质量，也取决于 $\Omega$，而 $\delta_c$ 仅是 $\Omega$ 和 $\Lambda$ 的函数。这两个参数以前被视为可调整的近似参数。因此，高斯峰方法（GPM）首次变得明确无误，并且更重要的是，如本文所示，变得精确。我们应用此方法，利用观测到的本地富星系团丰度和COBE观测到的微波背景温度涨落，来约束高斯冷暗物质（CDM）宇宙学模型的所有变体。综合约束将任何模型的功率谱在形状和整体振幅上固定到约10%的精度。为了设定分析CDM模型的背景，我们选择了当前感兴趣的六个代表性模型，包括一个 $\Omega_0=1$ 的倾斜冷暗物质模型，一个中微子占质量20%的混合热+冷暗物质模型，两个低密度开放模型（$\Omega_0=0.25$ 和 $\Omega_0=0.40$），以及两个低密度平坦模型（$(\Omega_0=0.25, \Lambda_0=0.75)$ 和 $(\Omega_0=0.40,\Lambda_0=0.60)$）。这套CDM模型