星系成团的红移空间畸变建模

我们使用一组大规模、高分辨率的宇宙学N体模拟来研究约10-200h⁻¹ Mpc尺度上星系成团的红移空间畸变。目前正在进行中的星系红移巡天完成后，将使我们能够高精度地测量两点相关函数ξ(σ,π)中的四极畸变，或其傅里叶变换——功率谱P(k,μ)。在这些尺度上，我们通常发现正的四极矩，正如对过密区域的相干内流和欠密区域的外流所预期的那样，但畸变明显弱于纯线性理论的预测。我们评估了两种可被视为线性理论改进的模型：Zel'dovich近似和一种弥散模型，其中由维里化群和团形成产生的非线性速度被视为对线性理论预测速度的随机扰动。我们发现两者都不能提供成团模式的充分物理描述。如果用于模拟10<λ<200 h⁻¹Mpc尺度上的红移空间畸变，β的估计值(β=f(Ω₀)/b，其中f(Ω₀) ~ Ω₀^0.6，b是星系偏袒参数)容易产生约百分之十或更大的系统误差。我们讨论了如何通过i)开发更完整的红移畸变模型和ii)直接使用从非线性N体模拟生成的星系表来避免此类系统误差。