[論文レビュー] Probing the azimuthal environment of galaxies around clusters. From cluster core to cosmic filaments

Gouin, C., N. Aghanim+2 more|arXiv (Cornell University)|Dec 2, 2019

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 104被引用数 8

ひとこと要約

本研究では、光度赤方偏移サーベイにおける銀河分布の多重極展開を用いて、6,400個のSDSS銀河クラスターライン（M > 10¹⁴ M⊙、0.1 < z < 0.3）の周囲における方位対称性の欠如を調査した。その結果、銀河分布はクラスターコア部（R < 2R₅₀₀）では楕円体的形状から、より大きな半径（R = [2–8]R₅₀₀）では繊維状パターンに移行することが明らかになった。平均角スケールは mmean = 4.2 ± 0.1 であった。非恒星銀河は星形成銀河よりも繊維状構造を強くトレースしており、これは繊維状構造内での環境駆動による活動停止を示している。

ABSTRACT

Galaxy clusters are connected at their peripheries to the large scale structures by cosmic filaments that funnel accreting material. These filamentary structures are studied to investigate both environment-driven galaxy evolution and structure formation and evolution. In the present work, we probe in a statistical manner the azimuthal distribution of galaxies around clusters as a function of the cluster-centric distance, the cluster richness, and the galaxy activity (star-forming or passive).We perform a harmonic decomposition in large photometric galaxy catalogue around 6400 SDSS clusters with masses M >1e14 solar masses, in the redshift range of 0.1< z <0.3. The same analysis is performed on the mock galaxy catalogue from the light-cone of Magneticum hydrodynamical simulation. We use the multipole analysis to quantify asymmetries in the 2-D galaxy distribution. In the inner cluster regions at R <2 R500, we confirm that the galaxy distribution traces an ellipsoidal shape, which is more pronounced for richest clusters. In the clusters' outskirts (R= [2-8]R500), filamentary patterns are detected in harmonic space with a mean angular scale m_mean= 4.2+/-0.1. Massive clusters seem to have a larger number of connected filaments than low massive ones. We also find that passive galaxies appear to better trace the filamentary structures around clusters, even if the contribution of SF ones tend to increase with the cluster-centric distance, suggesting a gradient of galaxy activity in filaments around clusters.

研究の動機と目的

• クラスターコアから宇宙の繊維構造に至るまでの銀河の方位分布を統計的に調査すること。
• クラスターサイズ中心からの距離および豊かさの関数として、銀河分布の球対称性からのずれを定量化すること。
• 星形成銀河および非恒星銀河の集団が大規模構造および繊維状パターンをどのようにトレースするかを調査すること。
• 系統的誤差を制御するため、Magneticum流体力学的シミュレーションから得たモック銀河カタログを用いて結果を検証すること。

提案手法

• クラスタ周囲の2次元銀河分布に調和展開（多重極モーメント）を適用し、方位的非対称性を検出する。
• 調和スペクトルの過剰を、クラスタ中心のものとランダム位置中心のものとの比として計算し、クラスタに起因する非対称性を分離する。
• 光度赤方偏移の精度を保つために、各クラスタの周囲で赤方偏移スライス（∆z = 0.06）に応じて銀河サンプルを選別する。
• 解析は WISExSCOSMOS 光度赤方偏移銀河カタログおよび Magneticum ライトコーンからのモックカタログを用いて実施した。
• クラスターサイズ中心からの半径領域は R₅₀₀ の単位で定義され、解析範囲は R < 2R₅₀₀ から R = [2–8]R₅₀₀ までである。
• 非恒星／遷移銀河および星形成銀河に別々に解析を実施し、繊維状構造への寄与の差を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 クラスターサイズ中心からの距離および豊かさに応じて、クラスタ周囲の銀河の方位分布はどのように変化するか？
• RQ2 クラスターサイドの外縁部における銀河分布の大きなスケールの非対称性の角スケールは何か？ そしてそれは宇宙の繊維構造とどのように関係しているか？
• RQ3 非恒星銀河と星形成銀河は、クラスタ周囲の繊維状構造をどのように異なるようにトレースするか？
• RQ4 調和スペクトルの過剰はクラスターサイズ中心からの距離とともにどのように変化するか？ そしてこれは構造形成に関する何を明らかにするか？
• RQ5 非恒星銀河は星形成銀河と比較して、どれほど強く宇宙の網構造をトレースしているか？

主な発見

• クラスターコア部（R < 2R₅₀₀）では、銀河分布に支配的な四重極モーメントが観測され、特に質量の大きなクラスタで顕著な楕円体的形状であることが確認された。
• クラスターサイド（R = [2–8]R₅₀₀）では、顕著な調和スペクトルの過剰が検出され、平均角スケールは mmean = 4.2 ± 0.1 であった。これは繊維状構造の存在を示している。
• 豊かさの高いクラスタでは、平均角スケール（mmean）がより高く、低豊かさクラスターよりも宇宙網への結合が強いことが示された。
• 非恒星および遷移銀河は、星形成銀河よりも楕円体的クラスターモードおよび繊維状パターンをより効果的にトレースしており、星形成銀河はより等方的分布を示している。
• 星形成銀河の調和繊維パターンへの寄与は、クラスターサイズ中心からの距離が増加するにつれて増加しており、これは繊維内での銀河活動の勾配を示している。
• 内側と外側のクラスターサイド銀河分布の相関は半径が増加するにつれて低下し、より大きな距離での繊維分岐の増加という理論的予測と整合的であった。