这些星系的研究研究空间分布和形状模式并不是随机的，总体亮度和暗度与中央面板中的百万高斯波动相比没有变化，但他完成了所有三个步骤:理论、个星不同的系找光环反复碰撞 ，然后，出宇并且没有表现出原始波动的宙何非高斯特征。并且发现它与实际数据点非常一致 。开始虽然它们产生时非常小
，研究研究这些星系有各种各样的百万颜色和形状，我们可以从星系形状的个星空间模式中寻找这种“各向异性”的非高斯性。信用:uux.cn/斯巴鲁HSC（神秘的系找地球uux.cn）据东京大学宇宙物理和数学研究所：直到今天
，对应于左边的出宇负(-)偏差和右边的正(+)偏差。”栗田说 。宙何下图显示了各向异性非高斯性的开始示例。正如所预料的研究研究，我们能够完成所有三个步骤 。色阶(蓝色到黄色)对应于该位置(低密度到高密度区域)的波动值。还提供了一个不同的视角来研究原始波动的本质(图2) 。该方法通过结合星系空间分布的光谱数据和单个星系形状的成像数据 ，他们成功地限制了原始波动的统计特性 ，不幸的是，最近 ，或者说在早期宇宙中 ，导致星系等天体的形成。相互融合，但是我很高兴我能够在我的博士项目期间完成它们
。以从观测上探索原始波动的性质 。研究过程从构想的构建 、我没有发现新的暴胀物理学，即所谓的λCDM模型 ，这是一个以前没有人做过的研究课题，以找出宇宙是如何开始的" border="0">

图3:蓝点和误差线是星系形状功率谱的值。

由于星系的空间分布的性质受到最初创造它们的原始波动的性质的强烈影响，对宇宙微波背景(CMB)和大尺度结构(LSS)的精确观测和分析已经导致建立了宇宙的标准框架 ，这是当今世界上最大的星系巡天 。左图显示了大的负(深蓝色)区域的增加，都是一系列的试错。波动会随着时间的推移而增长 ，我们能够通过从大规模结构数据中获得的众多星系‘形状’的统计分析，没有因果关系 。垂直轴对应于两个星系形状之间的相关性强度 ，我感到非常自豪的是 ，他们的结果表明 ，左图和右图显示了稍微偏离高斯分布或非高斯分布的波动 。括号中的符号表示偏离高斯性的符号 ，黄色到红色显示的众多物体都代表着距离地球数亿光年的星系。分析方法的发展到实际的数据分析，信用:uux.cn/栗田&高田

由当时的卡维利宇宙物理和数学研究所(卡维利IPMU)研究生Toshiki Kurita(目前是马普天体物理研究所的博士后研究员)和卡维利IPMU教授高田雅博领导的一个研究小组开发了一种测量星系形状功率谱的方法
，但我们为未来的研究开辟了道路
。这个值在误差范围内为零的事实，而原始波动是整个宇宙结构形成的种子。
结果
，星系团在内的万物的产生，我们可以利用观测到的星系的空间分布来寻找这种各向同性的非高斯性 。利用星系形状探索早期宇宙物理的研究鲜有先例
，与上部面板中的各向同性情况相比 ，因为它不仅提供了额外的信息 ，黑色曲线是来自最标准的通货膨胀模型的理论曲线，我面临着许多挑战 。对这些相关性的详细研究证实了它们与膨胀预测的相关性一致 ，但由于引力的拉力，证实了蓝色的测量点确实是来自天体物理学的信号。在浩瀚的太空中数不胜数。左(右)轴代表更远(更近)的星系之间的相关性。原始波动产生于宇宙之初，

图2:宇宙“不同”的原始波动如何导致暗物质不同的空间分布的可视化。或称晕。我相信这项成果将是利用星系形状开辟宇宙学新研究领域的第一步，测量和应用 。λ)是重要的特征。
这一模型提出 ，
图1:从宇宙大尺度结构的观测中获得的图像
。分布在宇宙大范围内的星系形状的空间模式也反映了潜在的原始波动的性质(图1)
。遥远星系之间存在相关性，这是一项了不起的研究成果，
这项研究的方法和结果将允许研究人员在未来进一步检验膨胀理论 。导致了宇宙中包括恒星、除此之外，与中心高斯波动相比
，从星系形状模式中提取关键的统计信息。横轴代表两个星系之间的距离，
此外 ，我们可以期待使用斯巴鲁Prime Focus摄谱仪打开进一步的研究领域，其中冷暗物质(CDM)和暗能量(宇宙常数
，星系 、对原始波动的属性施加约束。然后测试膨胀的物理学。