[論文レビュー] Surface photometry of BCGs and intracluster stars in Lambda-CDM

Andrew P. Cooper, Liang Gao+5 more|arXiv (Cornell University)|Jul 21, 2014

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、高解像度のΛCDM N体シミュレーションに準解析的粒子タギング法を適用し、最も明るい銀河（BCG）および銀河団内光（ICL）の表面輝度プロファイルをモデル化した。その結果、BCGの星の質量の90％以上が捕獲された銀河に由来し、そのうちの拡散的外側成分は潮汐剥ぎ取りによって形成され、銀河団中心部でμV ≈ 26.5 mag arcsec⁻²未満の星の質量の80–95％がBCGの外縁部に存在する捕獲星に関連していることが判明した。

ABSTRACT

We simulate the phase-space distribution of stellar mass in 9 massive Lambda-CDM galaxy clusters by applying the semi-analytic particle tagging method of Cooper et al. to the Phoenix suite of high-resolution N-body simulations (M200 = 7.5 to 33 x 10^14 Msol). The resulting surface brightness (SB) profiles of brightest cluster galaxies (BCGs) match well to observations. On average, stars formed in galaxies accreted by the BCG account for ~90 per cent of its total mass (the remainder is formed in situ). In circular BCG-centred apertures, the superposition of multiple debris clouds (each ~10 per cent of the total BCG mass) from different progenitors can result in an extensive outer diffuse component, qualitatively similar to a 'cD envelope'. These clouds typically originate from tidal stripping at z < 1 and comprise both streams and the extended envelopes of other massive galaxies in the cluster. Stars at very low SB contribute a significant fraction of the total cluster stellar mass budget: in the central 1 Mpc^2 of a z ~ 0.15 cluster imaged at SDSS-like resolution, our fiducial model predicts 80-95 per cent of stellar mass below a SB of mu_V = 26.5 mag arcsec^2 is associated with accreted stars in the envelope of the BCG. The ratio of BCG stellar mass (including this diffuse component) to total cluster stellar mass is ~30 per cent.

研究の動機と目的

• 高解像度のシミュレーションを用いて、ΛCDM銀河団におけるBCGの表面輝度プロファイルおよび銀河団内光（ICL）をモデル化すること。
• 特に、捕獲銀河からの寄与と現地形成の寄与を比較して、BCG内の星の質量の起源と空間的分布を特定すること。
• 潮汐剥ぎ取りと合体歴史が、cDエンベロープに類似した拡散的外側成分を形成する役割を果たすかを評価すること。
• 準解析的モデルが、巨大銀河団における観測された低表面輝度星成分と整合するかを評価すること。
• BCGおよびICLに含まれる全銀河団星の質量の割合を定量し、解像度およびフィードバック仮定の変化に対するモデルの収束性を検証すること。

提案手法

• Cooperらの準解析的粒子タギング法を、M200 ≈ 7.5–33 × 10¹⁴ M☉の高解像度N体シミュレーション「Phoenixスイート」に適用した。
• 合体前に形成された粒子を、プロゲニター銀河で形成された星の質量としてタグ付けし、捕獲銀河からの星の質量を追跡した。
• BCGを中心とした円形領域における表面輝度プロファイルをシミュレートし、観測データと比較した。
• BCGの捕獲成分を分離するために、表面輝度の閾値μV ≈ 26.5 mag arcsec⁻²を用いた。
• サブハロー構造および星形成歴史への解像度効果をテストすることで、数値的収束性を評価した。
• Gonzalezら（2007年）およびDonzelliら（2011年）の観測データと、理想的な合体シミュレーションとを比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 BCGの星の質量の何パーセントが捕獲銀河由来で、何パーセントが銀河団環境内での現地星形成由来か？
• RQ2 潮汐剥ぎ取りと合体歴史は、BCGに見られる拡散的・低表面輝度成分の形成にどのように寄与するか？
• RQ3 巨大銀河団における観測された銀河団内光（ICL）は、ΛCDMフレームワーク内ですべての星が銀河団銀河から剥ぎ取られたものに由来するのか？
• RQ4 粒子タギングを施した準解析的モデルは、BCGおよびICLの観測された表面輝度プロファイルをどれほど正確に再現できるか？
• RQ5 特に低表面輝度レベルにおいて、BCG中心部の1 Mpc²内での星の質量予算に占める捕獲星の寄与はどの程度か？

主な発見

• BCGに含まれる星の質量の90％以上が、捕獲された銀河で形成された星に由来し、残りは現地で形成されたものである。
• cDエンベロープに類似したBCGの拡散的外側成分は、主に複数の異なるプロゲニター銀河由来の破片雲の重ね合わせによって形成され、それぞれがBCG質量の10％以上を寄与している。
• z ≈ 0.15のクラスタ中心部1 Mpc²において、表面輝度がμV ≈ 26.5 mag arcsec⁻²未満の星の質量の80–95％がBCGの外縁部に存在する捕獲星に関連している。
• BCGの星の質量（拡散的成分を含む）と全クラスタ星の質量との比は約30％である。
• 表面輝度のカット値μV ≈ 26.5 mag arcsec⁻²を用いることで、BCG星の質量の約30％が回収可能であり、そのほとんどが捕獲星である。他のクラスタメンバーからの光の補正は約20％で十分である。
• モデルはGonzalezら（2007年）およびDonzelliら（2011年）の観測と良好に一致しているが、Bernardiら（2012年）のSerExp関係と比較して、有効半径R₅₀を0.2 dex程度過剰に予測しており、これはプロゲニターの明るさが過剰に予測されている可能性を示唆している。