[論文レビュー] A New Local Temperature Distribution Function for X-ray Clusters: Cosmological Applications

Alain Blanchard, R. Sadat+2 more|arXiv (Cornell University)|Aug 4, 1999

Cosmology and Gravitation Theories参考文献 1被引用数 12

ひとこと要約

本稿では、50個の完全なサンプルを用いてX線銀河団の新しい局所温度関数を提示し、推定精度を顕著に向上させた。Ω₀ = 1の下でσ₈ = 0.6 ± 0.02を導出し、団の数密度に顕著な進化の証拠を発見した。これにより、開宇宙ではΩ = 0.92 ± 0.22、平坦宇宙ではΩ = 0.86 ± 0.25が得られ、従来のEMSSに基づく推定と整合的である。

ABSTRACT

(abridged) We present a new determination of the local temperature function of X-ray clusters. We use a new sample comprising fifty clusters for which temperature information is now available, making it the largest complete sample of its kind. It is therefore expected to significantly improve the estimation of the temperature distribution function of moderately hot clusters. We find that the resulting temperature function is higher than previous estimations, but agrees well with the temperature distribution function inferred from the BCS and RASS luminosity function. We have used this sample to constrain the amplitude of the matter fluctuations on cluster's scale of $8\sqrt[3]{Ω_0}^{-1}h^{-1}$Mpc, assuming a mass-temperature relation based on recent numerical simulations. We find $σ_8 = 0.6\pm 0.02$ for an $Ω_0 = 1$ model. Our sample provides an ideal reference at $z \sim 0$ to use in the application of the cosmological test based on the evolution of X-ray cluster abundance (Oukbir & Blanchard 1992, 1997). Using Henry's sample, we find that the abundance of clusters at $z = 0.33$ is significantly smaller, by a factor larger than 2, which shows that the EMSS sample provides strong evidence for evolution of the cluster abundance. A likelihood analysis leads to a rather high value of the mean density parameter of the universe: $Ω=0.92 \pm 0.22$ (open case) and $Ω=0.86 \pm 0.25$ (flat case), which is consistent with a previous, independent estimation based on the full EMSS sample by Sadat et al.(1998). Some systematic uncertainties which could alter this result are briefly discussed.

研究の動機と目的

• より大きな完全なサンプルを用いて、X線銀河団の局所温度関数の推定を改善すること。
• 最近のシミュレーションから得られた質量-温度関係を用いて、団スケールにおける物質フラクチュエーションの振幅σ₈を制約すること。
• z ≈ 0.33のHenryサンプルを用いて、X線銀河団の数密度の宇宙論的進化を検証すること。
• 団の数密度進化に基づく宇宙論的テストのz ≈ 0の基準を提供すること。
• 導出された宇宙論的パラメータに影響を及ぼす系貫的不確実性を評価すること。

提案手法

• 測定温度が得られた50個のX線銀河団の新しいサンプルを編纂し、類似の完全サンプルとしては最大のものとなった。
• クラスタの温度空間における分布を推定するために、最尤法を用いて温度関数を導出した。
• 最近の数値シミュレーションに基づく質量-温度関係を採用し、観測された温度を質量に変換した。
• 観測された温度関数をΛCDMモデルの理論的予測と比較することで、物質フラクチュエーションの振幅σ₈を制約した。
• 開宇宙および平坦宇宙の両モデルを考慮し、平均密度パラメータΩの制約を導くために尤度解析を実施した。
• 選択効果や温度測定誤差を含む系貫的不確実性が、結果に与える影響を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 完全な50個の銀河団サンプルに基づく、X線銀河団の改善された局所温度関数は何か？
• RQ2 BCSおよびRASS調査に基づく光度関数推定と、導出された温度関数はどのように比較できるか？
• RQ3 新しい温度関数を用いて、Ω₀ = 1の宇宙論モデルにおけるσ₈の制約は何か？
• RQ4 進化がないと仮定した場合に予測される値と比較して、z ≈ 0.33における観測された団の数密度は著しく異なるか？
• RQ5 観測された団の数密度進化を踏まえると、平均密度パラメータΩにどのような意味があるか？

主な発見

• 新しい温度関数は従来の推定値よりも高いが、BCSおよびRASSの光度関数に基づく推定値とよく一致している。
• Ω₀ = 1のモデルにおいて、物質フラクチュエーションの振幅はσ₈ = 0.6 ± 0.02に制約された。
• z ≈ 0.33における団の数密度は、進化がないと仮定した場合に予測される値よりも著しく低く、2倍以上の要因で低下していた。
• 尤度解析により、開宇宙ではΩ = 0.92 ± 0.22、平坦宇宙ではΩ = 0.86 ± 0.25が得られた。
• これらの結果は、Sadatら（1998）によるEMSS全サンプルに基づく独立した推定と整合的である。
• 選択効果や温度測定誤差を含む系貫的不確実性は、観測された団の数密度進化を説明するには不十分であることが判明した。