We show that correlations between the phases of the galaxy density field in redshift space provide additional information about the growth rate of large-scale structure that is complementary to the power-spectrum multipoles. In particular, we consider the multipoles of the line correlation function (LCF), which correlates phases between three collinear points, and use the Fisher forecasting method to show that the LCF multipoles can break the degeneracy between the measurement of the growth rate of structure f and the amplitude of perturbations σ_8 that is present in the power-spectrum multipoles at large scales. This leads to an improvement in the measurement of f and σ_8 by up to 220 per cent for |$k_{\rm max} = 0.15 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$| and up to 50 per cent for |$k_{\rm max} = 0.30 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$| at redshift z = 0.25, with respect to power-spectrum measurements alone for the upcoming generation of galaxy surveys like DESI and Euclid. The average improvements in the constraints on f and σ_8 for |$k_{\rm max} = 0.15 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$| are ∼90 per cent for the DESI BGS sample with mean redshift |$\overline{z}=0.25$|⁠, ∼40 per cent for the DESI ELG sample with |$\overline{z}=1.25$|⁠, and ∼40 per cent for the Euclid Hα galaxies with |$\overline{z}=1.3$|⁠. For |$k_{\rm max} = 0.30 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$|⁠, the average improvements are ∼40 per cent for the DESI BGS sample and ∼20 per cent for both the DESI ELG and Euclid Hα galaxies.

中文翻译：

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用相位相关约束结构的增长率

我们表明，红移空间中星系密度场的相位之间的相关性提供了关于与功率谱多极子互补的大尺度结构增长率的额外信息。特别地，我们考虑了线相关函数 (LCF) 的多极点，它关联了三个共线点之间的相位，并使用 Fisher 预测方法表明 LCF 多极点可以打破结构 f 增长率测量之间的退化以及大尺度功率谱多极子中存在的扰动幅度 σ_8。对于 |$k_{\rm max} = 0.15 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$|，这导致 f 和 σ_8 的测量提高了 220%。|$k_{\rm max} = 0.30 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$| 高达 50% 在红移 z = 0.25，仅针对下一代星系调查（如 DESI 和 Euclid）的功率谱测量。|$k_{\rm max} = 0.15 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$| 的 f 和 σ_8 约束的平均改进 对于具有平均红移 |$\overline{z}=0.25$|⁠的 DESI BGS 样本为 ~90%，对于具有 |$\overline{z}=1.25$|⁠的 DESI ELG 样本为 ~40%，以及对于具有 |$\overline{z}=1.3$|⁠的 Euclid Hα 星系，约为 40%。对于 |$k_{\rm max} = 0.30 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$|⁠，DESI BGS 样本的平均改进约为 40%，两者的平均改进约为 20% DESI ELG 和 Euclid Hα 星系。\mathrm{Mpc}^{-1}$| 对于具有平均红移 |$\overline{z}=0.25$|⁠的 DESI BGS 样本为 ~90%，对于具有 |$\overline{z}=1.25$|⁠的 DESI ELG 样本为 ~40%，以及对于具有 |$\overline{z}=1.3$|⁠的 Euclid Hα 星系，约为 40%。对于 |$k_{\rm max} = 0.30 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$|⁠，DESI BGS 样本的平均改进约为 40%，两者的平均改进约为 20% DESI ELG 和 Euclid Hα 星系。\mathrm{Mpc}^{-1}$| 对于具有平均红移 |$\overline{z}=0.25$|⁠的 DESI BGS 样本为 ~90%，对于具有 |$\overline{z}=1.25$|⁠的 DESI ELG 样本为 ~40%，以及对于具有 |$\overline{z}=1.3$|⁠的 Euclid Hα 星系，约为 40%。对于 |$k_{\rm max} = 0.30 \, h\, \mathrm{Mpc}^{-1}$|⁠，DESI BGS 样本的平均改进约为 40%，两者的平均改进约为 20% DESI ELG 和 Euclid Hα 星系。