[논문 리뷰] A New Local Temperature Distribution Function for X-ray Clusters: Cosmological Applications

Alain Blanchard, R. Sadat외 2명|arXiv (Cornell University)|1999. 08. 04.

Cosmology and Gravitation Theories참고 문헌 1인용 수 12

한 줄 요약

이 논문은 50개의 클러스터로 구성된 완전한 샘플을 사용하여 X선 클러스터의 새로운 局소 온도 함수를 제시하며, 추정 정확도를 크게 향상시켰다. Ω₀ = 1 조건에서 σ₈ = 0.6 ± 0.02를 도출하였고, 클러스터 수의 진화에 대한 강력한 증거를 발견하여, 개방 우주 모델일 경우 Ω = 0.92 ± 0.22, 평탄한 우주 모델일 경우 Ω = 0.86 ± 0.25를 산정하였다. 이는 이전의 EMSS 기반 추정치와 일치한다.

ABSTRACT

(abridged) We present a new determination of the local temperature function of X-ray clusters. We use a new sample comprising fifty clusters for which temperature information is now available, making it the largest complete sample of its kind. It is therefore expected to significantly improve the estimation of the temperature distribution function of moderately hot clusters. We find that the resulting temperature function is higher than previous estimations, but agrees well with the temperature distribution function inferred from the BCS and RASS luminosity function. We have used this sample to constrain the amplitude of the matter fluctuations on cluster's scale of $8\sqrt[3]{Ω_0}^{-1}h^{-1}$Mpc, assuming a mass-temperature relation based on recent numerical simulations. We find $σ_8 = 0.6\pm 0.02$ for an $Ω_0 = 1$ model. Our sample provides an ideal reference at $z \sim 0$ to use in the application of the cosmological test based on the evolution of X-ray cluster abundance (Oukbir & Blanchard 1992, 1997). Using Henry's sample, we find that the abundance of clusters at $z = 0.33$ is significantly smaller, by a factor larger than 2, which shows that the EMSS sample provides strong evidence for evolution of the cluster abundance. A likelihood analysis leads to a rather high value of the mean density parameter of the universe: $Ω=0.92 \pm 0.22$ (open case) and $Ω=0.86 \pm 0.25$ (flat case), which is consistent with a previous, independent estimation based on the full EMSS sample by Sadat et al.(1998). Some systematic uncertainties which could alter this result are briefly discussed.

연구 동기 및 목표

• 더 큰 완전한 샘플을 사용하여 국소 X선 클러스터 온도 함수의 추정을 향상시키기 위해.
• 최근 시뮬레이션에서 유도된 질량-온도 관계를 활용하여 클러스터 규모에서 물질 분포의 진폭 σ₈를 제약하기 위해.
• Henry 샘플을 이용해 z ≈ 0.33에서 X선 클러스터 수의 우주론적 진화를 테스트하기 위해.
• 클러스터 수의 진화 기반으로 우주론적 테스트를 위한 z ≈ 0 기준을 제공하기 위해.
• 유도된 우주론적 파rameter에 영향을 미치는 체계적 오차를 평가하기 위해.

제안 방법

• 측정된 온도를 가진 50개의 X선 클러스터로 구성된 새로운 샘플을 편성하여, 이와 같은 종류에서 가장 큰 완전한 샘플을 확보하였다.
• 클러스터의 온도 공간에서의 분포를 추정하기 위해 최대우도 방법을 사용하여 온도 함수를 유도하였다.
• 최근의 수치 시뮬레이션 기반 질량-온도 관계를 도입하여 관측된 온도를 질량으로 변환하였다.
• 관측된 온도 함수를 ΛCDM 모델의 이론적 예측과 비교함으로써 물질 분포의 진폭 σ₈를 제약하였다.
• 개방 및 평탄한 우주론적 모델을 고려하여 평균 밀도 파rameter Ω에 대한 제약을 도출하기 위해 우도 분석을 수행하였다.
• 선택 효과 및 온도 측정 오차와 같은 체계적 오차가 결과에 미치는 영향을 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 완전한 50개 클러스터 샘플을 기반으로 개선된 국소 X선 클러스터 온도 함수는 무엇인가?
• RQ2 BCS 및 RASS 설문 조사에서 유도된 빛의 강도 함수 기반 추정치와 비교해 본다면, 유도된 온도 함수는 어떻게 다른가?
• RQ3 새로운 온도 함수를 사용하여 Ω₀ = 1 우주론적 모델에서 σ₈는 어떻게 제약되는가?
• RQ4 z ≈ 0.33에서 관측된 클러스터 수가 진화 없이 예측된 바와 유의미하게 다를까?
• RQ5 관측된 클러스터 수의 진화를 고려할 때 평균 밀도 파rameter Ω에 어떤 함의가 있는가?

주요 결과

• 새로운 온도 함수는 이전 추정치보다 높지만, BCS 및 RASS 빛의 강도 함수에서 유도된 추정치와 잘 일치한다.
• Ω₀ = 1 모델에서 물질 분포의 진폭은 σ₈ = 0.6 ± 0.02로 제약된다.
• z ≈ 0.33에서 클러스터 수는 진화가 없다는 가정에 비해 2배 이상 낮게 관측되었다.
• 우도 분석 결과, 개방 우주일 경우 Ω = 0.92 ± 0.22, 평탄한 우주일 경우 Ω = 0.86 ± 0.25로 도출되었다.
• 이 결과는 Sadat 등(1998)이 전체 EMSS 샘플을 기반으로 독립적으로 수행한 추정치와 일치한다.
• 선택 효과 및 온도 측정 오차와 같은 체계적 오차는 관측된 클러스터 수의 진화를 설명하기에는 부족하다.