Einschränkung der Galaxienbildung und Kosmologie mit der bedingten Lichtfunktion von Galaxien

Akzeptiert........ Erhalten.......; in ursprünglicher Form....... Wir verwenden die bedingte Lichtfunktion Φ(L|M)dL, die die Anzahl der Galaxien mit Lichtstärken im Bereich L±dL/2 angibt, die sich in einem Halo mit der Masse M befinden, um die Verteilung der Galaxien mit der der dunklen Materie-Halos zu verknüpfen. Ausgehend von der Zahlen-Dichte der dunklen Materie-Halos, die von aktuellen Modellen der Strukturentstehung vorhergesagt wird, suchen wir die Form von Φ(L|M), die die Galaxien-Lichtfunktion und die Lichtstärkeabhängigkeit der Galaxienclustering-Stärke reproduziert. Wir testen die Modelle von Φ(L|M), indem wir die resultierenden Massen-zu-Licht-Verhältnisse mit den Einschränkungen aus der Tully-Fisher (TF) Beziehung und von Galaxienhaufen vergleichen. Ein Vergleich zwischen Modellvorhersagen und aktuellen Beobachtungen liefert eine Reihe strenger Einschränkungen sowohl für die Galaxienbildung als auch für die Kosmologie. Besonders kann diese Methode die Entartung zwischen Ω0 und der Normalisierung des Leistungsspektrums σ8, die in aktuellen Studien zur schwachen Linseneffekten und der Haufenhäufigkeit inherrent ist, aufbrechen. Für flache ΛCDM-Kosmologien mit σ8, die durch aktuelle Beobachtungen von schwachen gravitativen Linsen normalisiert sind, werden die besten Ergebnisse für Ω0 ∼ 0.3; Ω0 ∼ 0.2 erzielt.