[論文レビュー] Galaxy systems in the optical and infrared

A. Biviano|ArXiv.org|Nov 21, 2008

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 12被引用数 5

ひとこと要約

この論文は、光学および赤外線データを用いて銀河団の性質をレビューし、団の同定、全般的なスケーリング関係、内部力学、銀河集団の進化に焦点を当てる。自動的かつ客観的な手法、例えばマッチドフィルターやフレンズ・オブ・フレンズ（FoF）アルゴリズムを用いて、光度的およびスペクトロスコピック調査における団の同定を実施し、宇宙論的応用に向けた汚染と未検出の正確な推定を可能にする。

ABSTRACT

In these three lectures a review is provided of the properties of galaxy systems as determined from optical and infrared measurements. Covered topics are: clusters identification, global cluster properties and their scaling relations, cluster internal structure and dynamics, and properties of cluster galaxy populations.

研究の動機と目的

• 光学および赤外線観測から得られる銀河団の性質について、体系的なレビューを提供すること。
• アベールの視覚的カタログのような伝統的な団同定手法の限界、特に未検出と汚染の問題を扱うこと。
• 選択関数が明確に定義された、現代的で自動的かつ再現可能な団検出技術を提示すること。
• 特にスパイラル銀河がS0に変容する過程や、ガスの剥ぎ取りと合体の役割を含む、団銀河の環境的進化を分析すること。
• 汚染と未検出の定量的評価と補正を可能にすることで、正確な宇宙論的研究を可能にすること。

提案手法

• 空間的分布および等級関数を背景成分と団成分の和としてモデル化することで、光度的調査における団の同定にマッチドフィルターメソッド（MF）を用いる。
• 径方向分布 $N(R)$ および等級関数 $φ(m)$ の自由パrameterに最尤推定法を適用し、有意水準を超える局所的最大値として団を同定する。
• スペクトロスコピック調査には、赤方偏移に依存するリンク長を用いたフレンズ・オブ・フレンズ（FoF）パーコレーションアルゴリズムを適用し、物理的過密度を定義する。
• 宇宙論的シミュレーションからのモック銀河サンプルを用いて、FoFのリンク長をキャリブレーションし、回復された団の性質におけるバイアスを最小限に抑える。
• 宇宙論的応用に向けた統計的補正を可能にするために、宇宙論的シミュレーションを用いて団カタログの汚染と未検出を推定する。
• 光度赤方偏移を用いて団の赤方偏移を推定することで、スペクトロスコピックデータに対してもMF手法を適用し、検出のロバスト性を向上させる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 大規模な光度的調査において、主観的要因を最小限に抑え、選択関数が明確に定義された銀河団の同定法は何か？
• RQ2 アベールの視覚的手法と現代的な自動的団検出技術との間で、完全性と汚染の観点から顕著な違いは何か？
• RQ3 ラム圧ストリッピングや潮汐相互作用といった環境的プロセスが、銀河団内でスパイラル銀河をS0に変容させる仕組みは何か？
• RQ4 明るいS0銀河の前身集団は何か？ そして、それは団の質量や赤方偏移にどのように依存するか？
• RQ5 宇宙論的シミュレーションからのモック銀河サンプルを用いて、団カタログにおける系統的バイアスを補正・キャリブレーションするにはどの程度利用可能か？

主な発見

• マッチドフィルターメソッドは、背景成分と団成分として空間的分布および等級関数をモデル化することで、客観的かつ自動的な団検出を可能にし、高い再現性を達成する。
• 赤方偏移に依存するリンク長を用いたフレンズ・オブ・フレンズ（FoF）アルゴリズムは、スペクトロスコピックデータに適用され、物理的過密度を効果的に同定し、不均一な赤方偏移調査では固定サイズの開口法を上回る性能を示す。
• 宇宙論的シミュレーションからのモック銀河サンプルを用いることで、団カタログの汚染と未検出を正確に評価でき、宇宙論的応用に向けた統計的補正が可能になる。
• 銀河団内でのスパイラル銀河からS0への変容は、密集した団コアでのラム圧ストリッピングや、グループ状環境での潮汐相互作用といった環境的プロセスによって駆動される。
• 明るいS0銀河は、単にスパイラルディスクの減光によるものではなく、準小合体によるバルジ成長や、相互作用によって誘発された中心部の星形成バーストによって形成される可能性が高い。
• 観測的証拠は、質量の大きな団における準小団が明るいS0の前身集団を宿していることを支持しており、特に $z \sim 0.5$ におけるダストを含む星形成爆発銀河（starburst galaxies）やE+A銀河がその兆候を示しており、団の吸収がS0形成において重要な役割を果たしていると示唆する。