[論文レビュー] The VIMOS VLT Deep Survey: Evolution of the non-linear galaxy bias up to z=1.5

C. Marinoni, O. Le Fèvre+45 more|ArXiv.org|Jun 23, 2005

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 110被引用数 58

ひとこと要約

本論文は、VIMOS VLT Deep Survey (VVDS) における銀河密度揺らぎの確率密度関数 (PDF) の最初の測定を提示し、赤方偏移 z=1.5 までに銀河バイアスが時間とともに変化することを明らかにした。バイアスは z≈0.8 を超えると赤方偏移とともに増加し、明るく赤い銀河で強く、スケールが 5 h⁻¹ Mpc より大きい領域では 3–10% の非線形効果を示す。赤方偏移範囲 0.7 < z < 1.5 における rms 揺らぎ σ₈ ≈ 0.94 ± 0.07 である。

ABSTRACT

We present the first measurements of the Probability Distribution Function (PDF) of galaxy fluctuations in the VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS) cone, covering 0.4x0.4 deg between 0.40.8; ii) the formation of bright galaxies is inhibited below a characteristic mass-overdensity threshold whose amplitude increases with redshift and luminosity; iii) the biasing function is non linear in all the redshift bins investigated with non-linear effects of the order of a few to 10% on scales &gt;5Mpc.

研究の動機と目的

• 赤方偏移範囲 0.4 < z < 1.5 の VIMOS VLT Deep Survey (VVDS) における銀河密度揺らぎの確率密度関数 (PDF) を測定すること。
• 銀河バイアス（銀河と物質の過剰密度の関係として定義される）が赤方偏移、スケール、明るさ、色に応じてどのように変化するかを調査すること。
• 銀河-質量クラスタリング関係における非線形的およびスケール依存的効果を定量化することで、線形バイアスモデルの妥当性を評価すること。
• フラックス制限付きデータから真の密度場を再構築するために、ウィーナー・フィルタを用いて調査の幾何構造と選択効果を補正すること。
• 観測された銀河PDFと理論的予測を比較し、赤方偏移、密度、スケールに依存するバイアス関数 b(z, δ, R) を z=1.5 まで推定すること。

提案手法

• 式 (5) で定義されるスムージングカーネルを用いて、VVDS の第1エポックデータに適用し、0.5 h⁻¹ Mpc の間隔を持つ正規格子上での3次元銀河密度場を再構築すること。
• 調査のペンシル・ビーム幾何構造と高赤方偏移領域における低信号対雑音比に対応するため、調査窓関数とパワースペクトルから導出されたフィルタ応答を用いてウィーナー・フィルタを適用すること。
• 円筒座標系を用いて調査窓関数のフーリエ変換を計算し、窓関数を球ベッセル関数で表現（式 53）することで、調査の空間的応答をモデル化すること。
• 特記事項 5 に詳細に記載されたように、特異速度による赤方偏移空間歪みを補正することで、赤方偏移空間における密度場の理論的分散を評価すること。
• GALICS の半アナリティカルシミュレーションを用いて、ウィーナー・フィルタの有効性を検証し、補正前と補正後の銀河過剰密度のPDFを比較すること。
• 非線形バイアス効果とその宇宙時間に伴う進化を定量化するために、PDF の2次モーメント（分散 σ₈）と3次モーメント（歪度）を測定すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 VVDS調査において、赤方偏移 z=1.5 までに銀河密度対比の確率密度関数 (PDF) はどのように時間とともに変化するか？
• RQ2 銀河バイアスはどの程度非線形的であり、スケール、赤方偏移、明るさ、色に依存するか？
• RQ3 線形バイアスモデルは銀河クラスタリングを記述するのに十分か、それとも非線形的およびスケール依存的補正が必要か？
• RQ4 赤銀河と青銀河の相対的バイアスは宇宙時間とともにどのように変化するか。また、局所的観測と一致するか？
• RQ5 調査の幾何構造とフラックス制限付き選択効果は、銀河過剰密度の真のPDFをどの程度歪め、それらは補正可能か？

主な発見

• VVDS における銀河密度対比のPDFは、スケール R=8 および 10 h⁻¹ Mpc において、z=1.5 までに真の質量分布の偏りのないトレーサーである。
• 赤方偏移空間において、赤方偏移範囲 0.7 < z < 1.5 で MB^c = -20 + 5 log h より明るい銀河の rms 揺らぎ σ₈ は 0.94 ± 0.07 で一定である。
• PDF の歪度は宇宙時間とともに増加し、z ≈ 0.7 では z ≈ 1.5 よりも低密度領域の確率が高まっていることを示している。
• 銀河バイアスは赤方偏移とともに増加し、z ≈ 0.8 までにわずかな進化を示し、z > 0.8 ではより顕著な進化を示しており、クラスタリングの非線形的進化を示している。
• 明るい銀河はすべての赤方偏移で暗い銀河よりも強くバイアスされている。z ≈ 0.8 における明るさ依存性は、局所的観測と一致している。
• 赤銀河は青銀河よりも系統的に強くバイアスされており、相対バイアス b^rel ≈ 1.4 は赤方偏移範囲 0.7 < z < 1.5 で一定であり、局所的値と一致している。