[論文レビュー] Central Matter Distributions in Rich Clusters of Galaxies from z~0 to z~0.5

C. Adami, A. Mazure+2 more|arXiv (Cornell University)|Feb 8, 2001

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 18被引用数 8

ひとこと要約

本研究は、z ≈ 0 から z ≈ 0.5 の範囲における豊富な銀河団の深さ光学サーベイを用いて、銀河の明るさおよび数密度プロファイルを分析した。明るい銀河（M_R < -21）は、ダークマター分布と整合するくびれ型の明るさプロファイルを示すが、かすかな銀河は潮汐破壊によってコア型のプロファイルを示す。赤方偏移の進化が見られないのは、団の準動的平衡状態（約1.5 Gyr）と同等の timescale で迅速な破壊プロセスが作用しているためである。

ABSTRACT

We have analyzed the galaxy number density and luminosity density profiles of rich clusters of galaxies from redshifts z=0 to z=0.5. We show that the luminosity profile computed with bright galaxies is significantly cusped in the center of the clusters, whatever the redshift. This is in agreement with the dark matter profiles predicted by numerical simulations. The galaxy number density profile for the bright galaxies is fitted equally well with a core model or a cusped model. In contrast, the luminosity and the galaxy number density profiles of the fainter galaxies are significantly better fitted by a core rather than a cusp model. We did not detect any statistically significant different fits when applied to data in range from z=0 to z=0.5. The difference in profile between faint and bright galaxies may be due to the rapid (relative to the age of the universe at z=0 versus z=0.5) destruction of the faint galaxies by tidal forces and merging events in the denser central regions of the clusters. This process could erase the cusp by turning faint galaxies into diffuse light. In this case, the galaxies (with a cusp visible in the bright galaxy number density and mainly in luminosity profiles) would trace the total mass distribution.

研究の動機と目的

• z ≈ 0 から z ≈ 0.5 の間における豊富な銀河団における銀河数密度および明るさ密度プロファイルの進化を調査すること。
• 宇宙の時間経過に伴い、銀河団の中心構造（くびれ型対コア型）に差が生じるかどうかを特定すること。
• 明るい銀河とかすかな銀河の間で観測されたプロファイルの違いが、潮汐破壊や合体といった動的プロセスに起因するかどうかを検証すること。
• 明るい銀河の明るさプロファイルが、銀河団全体の質量分布を追跡できるかどうかを評価すること。
• 散乱光が破壊されたかすかな銀河のくびれ構造を回復させる役割を調査すること。

提案手法

• COSMOSおよびPOSSからの均一な光度データを用いて、29個の低赤方偏移（z ≤ 0.1）ENACS銀河団から合成銀河団を構築した。限界等級は bj = 20 であった。
• z ≈ 0.5 までの分析を拡張するために、COPおよびCNOCサーベイからの7個の高赤方偏移銀河団を用いた。
• クラスタの楕円度を補正するための円形化補正を適用し、投影プロファイルにおける人工的なくびれを回避した。
• クラスタのコア半径および r_200 にスケーリングされた半径領域を用いて、投影された銀河数密度および明るさ密度プロファイルを計算した。
• 適合度を評価するために、コア型（例：βモデル）およびくびれ型（例：NFWに類似）の両モデルをプロファイルにフィットした。
• 赤方偏移のビンごと、および明るい（M_R < -21）とかすかな銀河との間で結果を比較し、構造的差を特定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 豊富な銀河団における中心部の銀河明るさおよび数密度プロファイルは、z ≈ 0 から z ≈ 0.5 の間に進化するか？
• RQ2 なぜ明るい銀河の明るさプロファイルはくびれ型を示すのに対し、かすかな銀河のプロファイルはコア型を示すのか？
• RQ3 潮汐破壊および合体が、明るい銀河とかすかな銀河の間で観測されたプロファイル形状の違いを説明できるか？
• RQ4 かすかな銀河の明るさプロファイルは、破壊プロセスによって消去されたくびれ型と整合的か？
• RQ5 銀河団の中心部における散乱光成分は、破壊された銀河の明るさプロファイルから消去されたくびれを回復できるか？

主な発見

• 明るい銀河（M_R < -21）の明るさ密度プロファイルは、z ≈ 0 から z ≈ 0.5 の全赤方偏移範囲で、中心部に顕著なくびれ型を示した。
• 明るい銀河の銀河数密度プロファイルは、コア型モデルとくびれ型モデルの両方で同程度に適合し、どちらかに強く偏る傾向は認められなかった。
• かすかな銀河の明るさおよび数密度プロファイルは、くびれ型モデルよりもコア型モデルにより顕著に良く適合した。
• z ≈ 0 と z ≈ 0.5 の間で、プロファイル形状に統計的に有意な差は検出されず、この赤方偏移範囲における中心構造の進化は認められなかった。
• かすかな銀河のプロファイルにくびれがないのは、潮汐破壊および合体によってかすかな銀河が破壊され、その光が散乱成分に変換されるためと整合的である。
• コンス銀河団の観測的証拠（例：Bernstein et al. 1995, Gregg & West 1998）は、散乱光プロファイルがくびれを回復できることを示しており、破壊されたかすかな銀河の明るさが、全光度の中心ピークに寄与しているという仮説を支持している。