[論文レビュー] RASS-SDSS galaxy cluster survey. II. A unified picture of the Cluster Luminosity Function

P. Popesso, H. Böhringer+2 more|ArXiv.org|Oct 1, 2004

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 62被引用数 63

ひとこと要約

本研究は、RASS-SDSS調査を用いて、3,324 deg²にわたる深さのある多波長画像測光を用い、銀河団の複合光度関数（LF）を提示する。明るい端では、Schechter関数の勾配が-1.25の普遍的なLFを示す一方、かすかな端では著しく急勾配（α ≈ -2.1 から -1.6）であり、非普遍的であり、矮星銀河の割合の違いに起因し、明るい端を超える環境依存の銀河形成プロセスを示唆している。

ABSTRACT

We constructed the composite luminosity function (LF) of clusters of galaxies in the five SDSS photometric bands u,g,r,i and z from the RASS-SDSS galaxy cluster catalog. Background and foreground galaxies are subtracted using both a local and a global background correction to take in account the presence of large scale structures and variations from field to field, respectively. The composite LF clearly shows two components: a bright-end LF with a classical slope of -1.25 in each photometric band, and a faint-end LF much steeper (-2.1 <= α<= -1.6) in the dwarf galaxy region. The observed upturn of the faint galaxies has a location ranging from -16 +5log(h) in the g band to -18.5 +5log(h) in the z band. To study the universality of the cluster LF we compare the individual cluster LFs with the composite luminosity function. We notice that, in agreement with the composite LF, a single Schechter component is not a good fit for the majority of the clusters. We fit a Schechter function to the bright-end of the individual clusters LFs in the magnitude region brighter than the observed upturn of the dwarf galaxies. We observe that the distributions of the derived parameters is close to a Gaussian around the value of the composite bright-end LF parameters with a dispersion compatible with the statistical errors. We conclude that the bright-end of the galaxy clusters is universal. To study the behavior of the individual faint-end LF we define the Dwarf to Giant galaxy Ratio (DGR) of the single clusters. We notice that the distribution of DGR has a spread much larger than the statistical errors. Our conclusion is that the cluster luminosity function is not universal since the cluster faint-end, differently from the bright-end, varies from cluster to cluster.

研究の動機と目的

• 5バンド（u, g, r, i, z）の広域・深さのあるSDSS測光を用いて、銀河団の信頼性の高い複合光度関数（LF）を構築すること。
• 個々の銀河団LFと複合LFを比較することで、明るい端およびかすかな端の銀河集団のLFの普遍性を調査すること。
• 銀河団LFのかすかな端の勾配が、すべての銀河団で一様であるか、あるいは環境的・力学的要因によって変動するかを特定すること。
• 大規模構造に起因する系誤差を最小限に抑えるために、局所的およびグローバルな補正を用いた背景および前方銀河の差し引き手法の役割を検討すること。

提案手法

• u, g, r, i, z バンドの測光を用い、3,324 deg² の SDSS DR2 データから複合銀河団LFを構築した。深さと正確性を確保するための測光を実施した。
• フィールド間のばらつきおよび大規模構造の影響を考慮し、前方および背景銀河の汚染を補正するために、局所的およびグローバルな背景差し引き手法を適用した。
• 個々の銀河団LFの明るい端（矮星銀河の上昇領域より上）にSchechter関数をフィットし、明るい端パラメータの普遍性を検証した。
• 個々の銀河団の矮星対巨星比（DGR）を定義し、かすかな端の集団の変動を定量化した。
• スピアーマンの順位相関係数を含む統計的検定を用い、DGRと集団の豊かさやM*との関係を評価した。
• SDSSおよび他の調査からの場所LFと比較し、銀河集団の環境差による銀河集団分布の違いを評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河団のかすかな端の光度関数は、Schechter関数パラメータが一貫していることから、さまざまな銀河団で普遍的であるか？
• RQ2 銀河団のかすかな端の光度関数は、集団間で系統的な変動を示しており、非普遍的な形成または進化プロセスを示唆しているか？
• RQ3 矮星銀河領域（M > -18）における銀河団光度関数の真の形状は何か？ また、Schechter関数モデルと比較するとどうなるか？
• RQ4 背景および前方銀河の差し引き手法は、複合銀河団LFの信頼性にどのように影響するか？
• RQ5 集団の物理的性質（豊かさや全光度）と矮星銀河の割合の間に相関があるか？

主な発見

• 複合銀河団光度関数は、すべての5バンド（u から z）で、明るい端に古典的なSchechter関数の勾配 -1.25 を示す。
• かすかな端の銀河団LFは、Schechter関数よりも著しく急勾配であり、勾配αは -2.1 から -1.6 の間である。これは、矮星銀河の数の顕著な上昇を示している。
• かすかな端の上昇は、バンドに応じて、M_g ≈ -16 + 5log(h) から M_z ≈ -18.5 + 5log(h) の範囲で観測される。
• 個々の銀河団LFの明るい端パラメータ（M* と α）は、複合LFの値の周囲にきわめて集中しており、統計誤差と整合する分散であるため、明るい端では普遍的であることが示された。
• 矮星対巨星比（DGR）は、銀河団間で顕著に変動しており、統計誤差よりもはるかに広い分散を示しており、かすかな端のLFが普遍的でないことを裏付けている。
• DGRと集団の豊かさやM*との間に有意な相関は認められず、矮星銀河の割合の変動が単に集団質量や光度によって駆動されているわけではないことを示唆している。