In der Astronomie beschreibt eine Korrelationsfunktion den Vertrieb von Milchstraßen im Weltall. Standardmäßig bezieht sich Korrelationsfunktion auf die Zwei-Punkte-Autokorrelationsfunktion. Für eine gegebene Entfernung ist die Zwei-Punkte-Autokorrelationsfunktion eine Funktion einer Variable (Entfernung), die die Wahrscheinlichkeit beschreibt, dass zwei Milchstraßen durch diese besondere Entfernung getrennt werden. Davon kann als ein Klumpigkeitsfaktor gedacht werden - je höher der Wert für eine Entfernungsskala, desto klumpiger das Weltall an dieser Entfernungsskala ist.

Die folgende Definition (von Peebles 1980) wird häufig zitiert:

: In Anbetracht einer zufälligen Milchstraße in einer Position beschreibt die Korrelationsfunktion die Wahrscheinlichkeit, dass eine andere Milchstraße innerhalb einer gegebenen Entfernung gefunden wird.

Jedoch kann es nur im statistischen Sinn richtig sein, dass es über eine Vielzahl von als die erste, zufällige Milchstraße gewählten Milchstraßen durchschnittlich ist. Wenn gerade eine zufällige Milchstraße gewählt wird, dann ist die Definition erstens nicht mehr richtig, weil es zum Gespräch von gerade einer "zufälliger" Milchstraße, und zweitens sinnlos ist, weil sich die Funktion wild ändern wird, abhängig von dem Milchstraße im Widerspruch mit seiner Definition als eine Funktion gewählt wird.

Die N-Punkt-Autokorrelationsfunktionen für den n, der größer ist als 2, oder Quer-Korrelationsfunktionen für besondere Objektarten werden ähnlich zur Zwei-Punkte-Autokorrelationsfunktion definiert.

Die Korrelationsfunktion ist für theoretische Modelle der physischen Kosmologie wichtig, weil es ein Mittel zur Verfügung stellt, Modelle zu prüfen, die verschiedene Dinge über den Inhalt des Weltalls annehmen.

• Peebles, P.J.E. 1980, Die in großem Umfang Struktur des Weltalls

Siehe auch

• Korrelationsfunktion in der Statistik