[논문 리뷰] The VIMOS VLT Deep Survey: Evolution of the non-linear galaxy bias up to z=1.5

C. Marinoni, O. Le Fèvre외 45명|ArXiv.org|2005. 06. 23.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 110인용 수 58

한 줄 요약

이 논문은 VIMOS VLT 딥 서베이(VVDS)에서 은하 밀도 변동의 확률분포함수(PDF)를 처음으로 측정하여, 적색편이 z=1.5까지 은하 편향(bias)이 적색편이에 따라 변화함을 밝혀냈다. 연구에서는 z≈0.8를 초과하는 적색편이에서 편향이 증가하고, 더 밝고 빨간색인 은하에서 더 강한 편향을 보이며, 5 h⁻¹ Mpc 이상의 스케일에서 3–10%의 비선형 효과를 나타내며, 적색편이 범위 0.7 < z < 1.5에서 루트 평균 제곱 변동 σ₈ ≈ 0.94 ± 0.07임을 발견하였다.

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.

연구 동기 및 목표

• VVDS에서 적색편이 범위 0.4 < z < 1.5 동안 은하 밀도 변동의 확률분포함수(PDF)를 측정하기 위해.
• 은하 편향—즉, 은하와 물질의 초과밀도 간의 관계—가 적색편이, 스케일, 빛의 세기, 색에 따라 어떻게 변화하는지 조사하기 위해.
• 은하-질량 군집관계에서 비선형성과 척도 의존성을 정량화하여 선형 편향 모델의 타당성을 평가하기 위해.
• 유량 한계 데이터로부터 진정한 밀도장 재구성을 위해 위너 필터를 사용하여 설문의 기하학적 구조와 선택 효과를 보정하기 위해.
• 관측된 은하 PDF를 이론적 예측과 비교하여, 적색편이, 밀도, 스케일에 따라 변화하는 편향 함수 b(z, δ, R)를 z=1.5까지 추론하기 위해.

제안 방법

• VVDS의 첫 번째 에포크 데이터에 대해 식 (5)로 정의된 스무딩 커널을 적용하여, 0.5 h⁻¹ Mpc 간격의 정규 격자상에서 3차원 은하 밀도장을 재구성하기 위해.
• 설문의 펜슬빔 기하학과 희박한 고적색편이 영역에서의 낮은 신호 대비 잡음 비율을 보정하기 위해, 설문 창문 함수와 파wer 스펙트럼에서 유도된 필터 응답을 사용한 위너 필터를 적용하기 위해.
• 원통형 기하학을 사용하여 설문 창문 함수의 푸리에 변환을 계산하며, 창문 함수는 구형 베셀 함수를 통해 표현된다(식 53), 설문의 공간 응답을 모델링하기 위해.
• 특성 속도에 의해 유도되는 적색편이 공간 왜곡을 보정하여 적색편이 공간에서 밀도장의 이론적 분산을 평가하기 위해, 제5장에서 상세히 기술된 방법을 사용하기 위해.
• 위너 필터의 효과를 검증하기 위해 GALICS 반분석 시뮬레이션을 사용하여, 보정되지 않은 및 보정된 은하 초과밀도 PDF를 비교하기 위해.
• 비선형 편향 효과와 그 우주 시간에 따른 변화를 정량화하기 위해 PDF의 두 번째 및 세 번째 모멘트(분산 σ₈ 및 비대칭도)를 측정하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 VVDS 설문에서 적색편이 z=1.5까지 은하 밀도 대비의 확률분포함수(PDF)는 어떻게 변화하는가?
• RQ2 은하 편향은 어느 정도 비선형적인가, 그리고 스케일, 적색편이, 빛의 세기, 색에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ3 선형 편향 모델은 은하 군집을 설명하는 데 충분한가, 아니면 비선형성 및 척도 의존성 보정이 필요한가?
• RQ4 빨간색과 파란색 은하 간 상대 편향은 우주의 시간이 지남에 따라 어떻게 변화하는가, 그리고 국지 관측 결과와 일치하는가?
• RQ5 설문 기하학과 유량 한계 선택 효과는 진정한 은하 초과밀도 PDF를 어느 정도 왜곡하는가, 그리고 이를 보정할 수 있는가?

주요 결과

• VVDS에서 은하 밀도 대비의 PDF는 스케일 R=8 및 10 h⁻¹ Mpc에서 z=1.5까지 기초 질량 분포의 편향 없는 추적자이다.
• 0.7 < z < 1.5 범위에서 MB^c = -20 + 5 log h 이상의 밝은 은하에 대해 적색편이 공간에서 은하 밀도장의 루트 평균 제곱 변동 σ₈는 0.94 ± 0.07로 일정하다.
• PDF의 비대칭도는 우주의 시간이 지남에 따라 증가하여, z ≈ 0.7일 때는 z ≈ 1.5보다 밀도가 낮은 영역의 확률이 더 높음을 나타낸다.
• 은하 편향은 적색편이가 증가함에 따라 증가하며, z ≈ 0.8 이하에서는 약간의 진화를 보이고, z > 0.8에서는 더 강한 진화를 보이며 군집의 비선형 진화를 나타낸다.
• 모든 적색편이에서 더 밝은 은하는 더 강한 편향을 보이며, z ≈ 0.8에서의 빛의 세기 의존성은 국지 관측 결과와 일치한다.
• 빨간 은하는 파란 은하보다 체계적으로 더 강한 편향을 보이며, 상대 편향 b^rel ≈ 1.4는 적색편이 범위 0.7 < z < 1.5에서 일정하며, 국지 값과 일치한다.