[論文レビュー] Distribution of galaxies at large redshift and cosmological parameters from the magnification bias in Cl0024+1654

B. Fort, Y. Mellier+1 more|arXiv (Cornell University)|Jun 6, 1996

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 7

ひとこと要約

この論文は、銀河団Cl0024+1654における拡大率バイアスを用いて、非常に暗い銀河の赤方偏移分布を推定し、宇宙論的パラメータを制約する。BバンドおよびIバンドにおける銀河の径方向表面密度を分析することで、Bバンド銀河には約60%がz≈1、残りの40%がz≈3に分布していることが判明し、Iバンド銀河はz>4まで延びている。これにより、ΩΛ ≈ 0.6–0.9のΩΛ支配の平坦宇宙モデルが支持される。

ABSTRACT

We analyse the surface density of very faint galaxies at the limit of the sky background noise in the field of the cluster of galaxies Cl0024+1654. The radial variation of their number density in the magnitude bins $B=26-28$ and $I=24-26.5$ displays an (anti)bias magnification effect for $I < 24$ which provides the redshift range of the populations seen in $B$ and $I$. The depletion curve can be reproduced with two redshift populations with $60% \\pm 10%$ of the $B$ galaxies between $z=0.9$ and $z=1.1$ and the remaining at a redshift close to $z=3$. The $I$ selected population is similar but with a minimum extending from the $B$ inner critical line to $R_I=60"$. Whatever the cosmological model, the $I$-selected galaxies spread up to a larger redshift with about 20% above $z > 4$. Using a model for the gravitational potential, the locations of the two extreme critical lines for the B and I galaxies favour $\\Omega_{\\Lambda}$-dominated flat universes with a cosmological constant ranging from 0.6 to 0.9. The result is confirmed by a preliminary investigation of A370. We discuss the method to search the "last critical line" and the various biases.

研究の動機と目的

• 銀河団Cl0024+1654の領域におけるスカイバックグラウンドノイズの限界に達する非常に暗い銀河の赤方偏移分布を特定すること。
• 重力レンズ効果による拡大率バイアスを用いて、銀河団の背後に位置する銀河の空間的分布および赤方偏移を推定すること。
• 重力レンズの臨界曲線の位置を用いて、特に宇宙定数（ΩΛ）を含む宇宙論的パラメータを制約すること。
• 別の銀河団A370への分析を拡張することで、手法の頑健性を検証すること。
• 弱レイトンリングサーベイからの宇宙論的推定を向上させるために、レンズマップにおける「最後の臨界線」を特定・特徴づけること。

提案手法

• Cl0024+1654領域におけるB=26–28およびI=24–26.5のマグニチュード・ビンごとに、銀河表面密度の径方向変化を測定する。
• 臨界曲線付近での銀河数の反バイアス（希釈）を検出することで、拡大率バイアスを特定し、強いレンズ効果による増幅を示す。
• 銀河団の重力ポテンシャルをモデル化し、BバンドおよびIバンド銀河の臨界曲線を予測する。
• 観測された銀河数密度プロファイルと理論的レンズ増幅モデルを比較することで、赤方偏移分布を推定する。
• 外側の臨界線（特に「最後の臨界線」）の位置を用いて、宇宙論的モデルを制約する。
• A370についての予備的分析を行い、異なる銀河団においても同様の手法が一貫して適用可能であるかを検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Cl0024+1654による重力レンズ効果で拡大された非常に暗い銀河（B=26–28、I=24–26.5）の赤方偏移分布は何か？
• RQ2 観測された拡大率バイアスが、特に宇宙定数ΩΛを含む宇宙論的パラメータをどのように制約するか？
• RQ3 異なるマグニチュードバンドにおける臨界曲線の位置を用いて、背景銀河の赤方偏移を推定できるか？
• RQ4 推定された赤方偏移分布は、仮定された宇宙論的モデルにどの程度依存するか？
• RQ5 この手法は他の銀河団、例えばA370に対しても頑健で、宇宙論的推定に適用可能か？

主な発見

• Bバンドで選別された銀河の60% ± 10%が赤方偏移z ≈ 0.9–1.1に分布し、残りの40%がz ≈ 3に分布している。
• Iバンドで選別された銀河は類似の分布を示すが、より高い赤方偏移まで延びており、約20%がz > 4に達している。
• BバンドおよびIバンド銀河の外側臨界線の位置は、ΩΛ ≈ 0.6–0.9のΩΛ支配の平坦宇宙モデルを支持する。
• A370の分析は、同様の宇宙論的制約を示しており、手法の一貫性と頑健性を裏付けている。
• この手法は、レンズマップにおける「最後の臨界線」を効果的に特定でき、拡大率バイアスからの赤方偏移推定を可能にした。
• 本研究は、深紫外画像における拡大率バイアスを用いることで、スペクトロスコピック赤方偏移を必要とせずに高赤方偏移銀河集団を調査し、宇宙論を制約可能であることを示した。