[論文レビュー] The VIMOS VLT Deep Survey: the redshift distribution N(z) of magnitude-limited samples down to iAB=24.75 and KsAB=22

O. Le Fèvre, P. Cassata+21 more|arXiv (Cornell University)|Jul 24, 2013

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 7被引用数 6

ひとこと要約

本論文は、VIMOS VLT Deep Survey (VVDS) からのスペクトロスコピック赤方偏移を用いて、iAB = 24.75 および KsAB = 22 までに及ぶ、大きさ限界の銀河サンプルの赤方偏移分布 N(z) を提示している。0 ≤ z ≤ 5 の範囲をカバーしており、色-色選別法に比べて、大きさ選別法は z > 2 の高赤方偏移銀河を 1.5–3 倍多く特定していることが示された。また、ミリオン年シミュレーション上での半古典的モデルは、z > 2 の明るい星形成銀河を低く見積もっており、z < 1 の暗い銀河については過大評価していることが明らかになった。

ABSTRACT

We measure and analyse the redshift distribution N(z) of magnitude-selected samples using spectroscopic redshift measurement from the magnitude-selected VIMOS VLT Deep Survey (VVDS) with 172. Down to iAB&lt;24.75 the sample has a mean redshift z=1.15 and 17.1% of the galaxies are beyond z=2. The projected sky density is 2.07+/-0.12 gal/arcmin2 at 1.42 than in colour-colour selected samples, and we use the magnitude-selected VVDS to emphasize the large uncertainties associated to other surveys using colour or colour-colour selected samples. Our results further demonstrate that semi-analytical models on dark matter simulations have yet to find the right balance of physical processes and time-scales to properly reproduce a fundamental galaxy population property like the observed N(z).

研究の動機と目的

• iAB = 24.75 および KsAB = 22 までに及ぶ大きさ限界の銀河サンプルの赤方偏移分布 N(z) を測定し、z ≈ 5 まで拡張すること。
• 高赤方偏移銀河を特定する際の、大きさ選別法と色-色選別法のサンプルの完全性および信頼性を比較すること。
• ミリオン年ダークマター・シミュレーション上に適用された半古典的モデルの性能を、観測された N(z) 分布と照らし合わせて評価すること。
• 弱レントゲンおよび宇宙論的研究への応用を想定し、N(z) に対して堅牢なパラメトリックフィットを提供すること。
• 赤方偏移チャンクごとの投影銀河数密度における宇宙分散およびポissonノイズの影響を定量化すること。

提案手法

• 本研究は、0226-04 フィールドの最終 VVDS データリリースを用い、iAB にのみ基づいて選別されたスペクトロスコピック赤方偏移を持つ 10,765 個の銀河を含む。
• i バンド、J、H、Ks バンドの大きさ限界サンプルの赤方偏移分布 N(z) を計算し、全銀河集団に対してパラメトリックフィットを提供した。
• 赤方偏移チャンクごとの投影銀河数密度（1アングストローム²あたりの銀河数）を導出し、誤差にはポissonノイズと宇宙分散の両方を含めた。
• 観測された N(z) を他の深宇宙調査の結果およびミリオン年シミュレーションに適用した半古典的モデルの予測と比較した。
• BzK や LBG などの色-色選別法が、1.4 ≤ z ≤ 4.5 の範囲で銀河を効率的に選別できるか、および汚染度合いをテストした。
• 観測された N(z) とモデル予測との間で統計的比較を行い、低赤方偏移（z < 1）および高赤方偏移（z > 2）における銀河数の乖離を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 z > 2 において、大きさ限界の銀河サンプルの赤方偏移分布 N(z) は、色-色選別法のサンプルとどのように異なるか？
• RQ2 iAB ≤ 24.75 および KsAB ≤ 22 の条件下で、重要な赤方偏移チャンク（1.4 ≤ z ≤ 2.5、2.7 ≤ z ≤ 3.4、3.4 ≤ z ≤ 4.5）における銀河の真の数密度は何か？
• RQ3 色-色選別法のサンプルは、ターゲットでない赤方偏移にある銀河によってどの程度汚染されているか？
• RQ4 ミリオン年シミュレーション上での半古典的モデルは、0 ≤ z ≤ 5 の範囲で明るい銀河および暗い銀河の観測された N(z) を正確に再現できるか？
• RQ5 宇宙分散およびポissonノイズは、深宇宙調査における投影銀河数密度の信頼性にどのような影響を与えるか？

主な発見

• iAB ≤ 24.75 のサンプルの平均赤方偏移は z̄ = 1.15 であり、そのうち 17.1% が z > 2 に位置する。
• KsAB ≤ 22.5 の条件下で、1.4 ≤ z ≤ 2.5 の赤方偏移チャンクにおける投影銀河密度は 2.07 ± 0.12 個/アングストローム² である。
• 0.59 ± 0.09 個/アングストローム² であり、すべて iAB = 24.75 より明るい。
• 大きさ選別法は、LBG や BzK の色-色選別法に比べ、z ∼ 3 の銀河を 1.5～3 倍多く特定している。これは、フィルタ感度がランゲン断層に依存するためである。
• 色-色選別法（例：BzK、LBG）は、ターゲット赤方偏移範囲内の銀河の最大 20–30% を見逃しており、非ターゲット赤方偏移にある銀河によってサンプルが汚染されている。
• ミリオン年シミュレーション上での半古典的モデルは、z > 2 における明るい星形成銀河の数を約 4 倍低く見積もっており、z < 1 における暗い銀河の数は約 40% 過大評価している。