[논문 리뷰] The VIMOS-VLT Deep Survey. The dependence of clustering on galaxy stellar mass at z~1

B. Meneux, L. Guzzo외 44명|ArXiv.org|2007. 06. 29.

Astronomy and Astrophysical Research참고 문헌 4인용 수 54

한 줄 요약

이 연구는 VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS)를 사용하여 z ~ 0.85에서 별질량에 의존하는 군집화의 첫 번째 직접적 증거를 제시한다. 더 질량이 큰 은하(M > 10^10.5 M☉)는 덜 질량이 큰 은하보다 훨씬 강한 군집화(r₀ = 4.28 h⁻¹ Mpc, γ = 2.28)를 보이며, 이는 그들의 선형 편향(b ≈ 1.33, z ~ 0.15에서 b ≈ 1.62, z ~ 0.85에서)이 증가함에 따라 가장 질량이 큰 다크 물질 홀로 형성된 것으로 나타난다.

ABSTRACT

Aims: We use the VVDS-Deep first-epoch data to measure the dependence of galaxy clustering on galaxy stellar mass, at z~0.85. Methods: We measure the projected correlation function wp(rp) for sub-samples with 0.510^9 Msun to r0 ~ 4.28 h^-1 Mpc for galaxies more massive than 10^10.5 Msun. At the same time, the slope increases from ~ 1.67 to ~ 2.28. A comparison of the observed wp(rp) to local measurements by the SDSS shows that the evolution is faster for objects less massive than ~10^10.5 Msun. This is interpreted as a higher dependence on redshift of the linear bias b_L for the more massive objects. While for the most massive galaxies b_L decreases from 1.5+/-0.2 at z~0.85 to 1.33+/-0.03 at z~0.15, the less massive population maintains a virtually constant value b_L~1.3. This result is in agreement with a scenario in which more massive galaxies formed at high redshift in the highest peaks of the density field, while less massive objects form at later epochs from the more general population of dark-matter halos.

연구 동기 및 목표

• 고적색도(z ~ 0.85)에서 별질량에 따른 은하 군집화의 의존도를 측정하고자 하였다. 이 관계는 이전에 직접 관측된 바가 없었다.
• 특히 광도 한계로 인한 부족함(불완전성)에 기인한 관측 선택 편향—특히 M ~ 10^9.5 M☉ 이하에서—가 측정된 군집화에 미치는 영향을 정량화하고자 하였다.
• VVDS와 SDSS 자료를 사용하여 z ~ 0.85에서 z ~ 0.15로의 낮은 질량과 높은 질량 은하 간 군집화 진화를 비교하고자 하였다.
• 관측된 군집화 경향이 밀레니엄 시뮬레이션과 반분석 모델을 결합한 예측과 일치하는지 평가하고자 하였다.
• 다른 질량 집단의 선형 편향(b_L)의 진화를 추론하고, 계층적 구조 형성의 맥락에서 이를 해석하고자 하였다.

제안 방법

• 0.5 < z < 1.2 범위에서 별질량에 따라 선택된 하위표본에서 투영 상관 함수 w_p(r_p)를 측정하였으며, 이는 약 10^9에서 ~10^11 M☉의 별질량을 포함한다.
• 각 질량 구간에서 군집화 진폭(r₀)과 기울기(γ)를 추출하기 위해 w_p(r_p)에 거듭제곱 법칙 모델을 적합시켰다.
• 광도 한계 선택 효과와 천체적 변동성을 정량화하기 위해 밀레니엄 시뮬레이션과 반분석 모델을 결합하여 현실적인 가짜 은하 샘플을 생성하였다.
• 관측된 적색편이 목록과 비교하여 완전성 한계를 평가하였으며, log(M/M☉) = 9.5 이하에서 심각한 불완전성이 있음을 확인하였다.
• 표준 천체역학 모델과 σ₈ 진화를 사용하여 군집화 진폭에서 선형 편향 b_L를 계산하였으며, z ~ 0.85와 z ~ 0.15 간 비교를 수행하였다.
• 가짜 예측과 관측된 군집화를 비교하여 결과를 검증하였으며, 연구된 적색편이 및 질량 범위 내에서 1-σ 이내의 양호한 일치를 보였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 z ~ 0.85에서 은하 군집화는 별질량에 따라 달라지며, 만약 그렇다면 질량에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ2 특히 질량 불완전성에 기인한 광도 한계 설문 효과가 고적색도에서 측정된 군집화 성질에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 z ~ 0.85(VVDS)와 z ~ 0.15(SDSS) 사이에서 군집화 진폭과 기울기가 어떻게 진화하는가? 특히 다양한 질량 구간에서 어떻게 변화하는가?
• RQ4 관측된 군집화 진화는 밀레니엄 시뮬레이션과 반분석 모델의 예측과 일치하는가?
• RQ5 선형 편향 b_L의 진화는 질량이 큰 은하의 형성력사와 그들이 속한 다크 물질 홀로의 관계에 대해 무엇을 시사하는가?

주요 결과

• 군집화 길이 r₀는 M > 10^9 M☉ 은하에서 2.76 h⁻¹ Mpc에서 M > 10^10.5 M☉ 은하에서 4.28 h⁻¹ Mpc로 증가하여 질량이 큰 은하일수록 더 강한 군집화를 나타낸다.
• 동일한 질량 범위에서 투영 상관 함수의 기울기 γ는 1.67에서 2.28로 증가하여 질량이 큰 은하에서는 공간 군집화가 더 급격하다.
• 가장 질량이 큰 은하(M > 10^10.5 M☉)의 선형 편향 b_L는 z ~ 0.15에서 1.33 ± 0.03에서 z ~ 0.85에서 1.62 ± 0.18로 진화하며, 이는 초기 시기에 기저 질량장 대비 더 강한 군집화를 의미한다.
• 질량이 작은 은하(M < 10^10.5 M☉)의 경우 군집화 진폭은 z ~ 0.85에서 z ~ 0.15로의 진화가 뚜렷한 반면, 가장 질량이 큰 은하의 경우 진폭의 진화가 거의 없어, 초기에 그들의 홀로가 형성되었음을 일관되게 뒷받침한다.
• 밀레니엄 시뮬레이션과 반분석 모델을 기반으로 한 가짜 샘플은 관측된 군집화 성질을 1-σ 이내로 재현하였으며, 체계적 오차와 천체적 변동성에 대한 결과의 견고함을 확인하였다.
• 관측된 질량 의존 군집화와 편향 진화는 질량이 큰 은하가 가장 질량이 큰 다크 물질 홀로에서 형성되며, 고적색도에서 그들의 별질량이 주변 홀로 질량에 비례한다는 계층적 시나리오와 일치한다.