Diferencia en las mediciones de oscilación acústica bariónica

Creo que la razón más importante es que los cúmulos de galaxias se adhieren más fuertemente a la forma BAO que las galaxias individuales. Las galaxias tienden a tener más dispersión que los cúmulos, lo que hace que la señal BAO de las galaxias se difumine y, por lo tanto, sea más difícil de detectar. A esto se alude en Veropalumbo et al. Introducción del artículo de 2014.

Como trazadores de las mayores estructuras colapsadas, están más agrupados que las galaxias.

Otra posible razón es que el corrimiento al rojo de un cúmulo es más fácil de determinar que el corrimiento al rojo de una sola galaxia. Hay múltiples galaxias en un cúmulo, lo que le brinda múltiples posibilidades de medir un corrimiento al rojo para ese cúmulo. Si no puede medir un corrimiento al rojo para una sola galaxia, no puede usarlo en su análisis. Y, por supuesto, todas las galaxias en un solo cúmulo van a tener el mismo corrimiento al rojo en una buena aproximación. Estrada et al. 2008 y Hong et al. 2012 ambos indican$\sigma_z = 0.01$.

Tenga en cuenta también que la mayoría de las veces, estos estudios utilizan los desplazamientos al rojo fotométricos en lugar de los desplazamientos al rojo espectroscópicos. Los corrimientos al rojo fotométricos son generalmente menos confiables ya que se basan en correlaciones (eso no quiere decir que los corrimientos al rojo espectroscópicos sean perfectos). Si puede medir algunos corrimientos al rojo fotométricos en un cúmulo o medir el corrimiento al rojo fotométrico para la galaxia central brillante con una alta relación señal-ruido, puede reducir sus errores de corrimiento al rojo, en comparación con medirlo para una sola galaxia.

Por último, para usar un catálogo particular para medir la señal BAO, el catálogo debe ser tanto profundo (es decir, mide todo hasta un límite de desplazamiento al rojo/magnitud específico) como amplio (es decir, mide a través de un gran campo del cielo) . Si su catálogo no cumple con estas dos condiciones, no se puede utilizar.

Los cúmulos son más fáciles de detectar que las galaxias individuales. Se pueden encontrar (como describe el artículo de Estrada et al. 2008) encontrando primero las galaxias grandes y luminosas que generalmente residen en el centro del cúmulo y son bastante fáciles de encontrar. A continuación, se identifica el grupo en sí. Observar galaxias individuales puede sufrir efectos de limitación de magnitud u otros sesgos, lo que significa que su análisis puede no incluir todas las galaxias que existen en un corrimiento al rojo dado. Si ese es el caso, su función de correlación de dos puntos no será precisa y es posible que pierda o caracterice incorrectamente la señal BAO. Espero que este problema se mitigue mediante el uso de clústeres más fáciles de identificar.

Solo para señalar que es probable que las muestras de conglomerados sean más o menos completas, Estrada et al. El artículo de 2008 se cita diciendo

Las pruebas en catálogos simulados indican que la muestra MaxBCG debe ser$\gtrsim 90\%$puro y completo para racimos con$N_{200}\ge 10$.

El requisito de un amplio catálogo también es bastante restrictivo. El BAO es inconvenientemente grande, por lo que no muchos catálogos de galaxias profundas serán lo suficientemente amplios como para ver el BAO. El SDSS es uno de los pocos catálogos de galaxias que se me ocurre que es lo suficientemente amplio y ya han encontrado el BAO en eso . Los catálogos de cúmulos generalmente no se construyen a partir de un estudio del cielo específico como suelen ser los catálogos de galaxias, sino a partir de observaciones individuales o conglomerados a partir de muchos estudios de galaxias. Como tales, pueden ser mucho más anchos.