[논문 리뷰] X-Ray galaxy clusters: constraints on models of galaxy formation

J. Oukbir, James G. Bartlett외 1명|arXiv (Cornell University)|1996. 11. 12.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 3인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 평탄한 우주에서 X선 은하단을 모델링하기 위해 Press-Schechter 형식을 사용하여 관측 가능한 단의 특성과 비르발 질량을 연결함으로써 우주론 모델을 제약한다. 이는 σ₈ = 0.57 ± 0.05 및 5–15 h⁻¹ Mpc 스케일에서 스펙트럼 지수 n이 -2.4에서 -1.5 사이임을 밝혀내며, 정규화와 무관하게 표준 CDM 모델을 배제한다. 또한 평탄한 모델이 고적색도 은하단 수와 일치함을 확인한다.

ABSTRACT

We present a self-consistent approach to the modeling of X-ray clusters of galaxies in a flat universe. Employing the Press and Schechter (1974) formalism to derive the mass function and relating the observable properties of clusters to their virial mass allows us to study the cluster X-ray distribution functions and their evolution with redshift. This approach differs from some results based on the X-ray luminosity function, which we argue is subject to modeling uncertainties. We obtain stringent constraints on the power spectrum of the initial density perturbations assumed to seed galaxy formation by comparing the theoretical temperature function with available data: the amplitude $σ_8$ is found to be $0.57 \pm 0.05$, while the local spectral index $n$ is falling in the range $-2.4 \leq n \leq -1.5$ on scales between 5 and 15 $h^{-1}$ Mpc: the standard CDM model is clearly ruled out, independently of the normalization. We further examine the evolutionary properties of X-ray clusters. Our approach greatly clarifies the situation: contrary to some previous claims, we find that flat models are in reasonable agreement with the observed number of clusters at high redshif ts. We also examine the contribution of clusters to the X-ray counts and to the soft X-ray background and compare the expected values in the case of the $Ω_0=1$ and $Ω_0=0.2$ universes. The number counts are in agreement with the observations, further confirming the relevance of our modeling. We conclude that although clusters are not the primary source of the soft X-ray background, their contribution is nevertheless non-negligible. This is particularly important for they could escape the constraints imposed on possible point sources contributing to the background. Finally, we briefly

연구 동기 및 목표

• 평탄한 우주에서 Press-Schechter 형식을 사용하여 X선 은하단의 자기 일관성 있는 모델을 수립하기 위해.
• X선 빛강도 함수 대신 은하단 온도 함수를 분석하여 初기 밀도 불안정성의 제약을 향상시키기 위해.
• 고적색도 은하단 수와 X선 배경 관측과의 일치성을 검토하여 평탄한 우주론 모델(Ω₀ = 0.2 및 Ω₀ = 1)의 타당성을 시험하기 위해.
• 은하단이 부드러운 X선 배경에 기여하는 정도를 평가하고, 점원소 제약 조건을 피할 수 있는지 평가하기 위해.

제안 방법

• 평탄한 우주에서 X선 은하단의 질량 함수를 유도하기 위해 Press-Schechter 형식을 적용한다.
• 온도 및 X선 빛강도와 같은 관측 가능한 은하단 특성은 물리적으로 타당한 척도 관계를 통해 비르발 질량과 연결된다.
• 이론적 온도 함수를 관측 데이터와 비교하여 초기 스펙트럼의 진폭 σ₈ 및 스펙트럼 지수 n를 제약한다.
• 은하단의 진화적 성질을 모델링하여 고적색도 은하단 수와의 일관성을 시험한다.
• Ω₀ = 1 및 Ω₀ = 0.2 모델에 대해 X선 수량 수와 부드러운 X선 배경 기여도를 계산한다.
• X선 빛강도 함수에 내재된 불확실성을 피하기 위해 더 직접적으로 관련된 온도 함수에 초점을 맞춘다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 X선 은하단 온도 함수는 초기 스펙트럼의 진폭 σ₈ 및 스펙트럼 지수 n에 대해 어떤 제약을 가하는가?
• RQ2 평탄한 우주론 모델(Ω₀ = 0.2 및 Ω₀ = 1)은 고적색도 은하단 수와 어떻게 비교되는가?
• RQ3 은하단이 부드러운 X선 배경에 기여하는 정도는 무시할 수 없으며, 점원소 조사 제약 조건을 피할 수 있는가?
• RQ4 이전의 고적색도 은하단 수와 모델 간의 불일치 주장은 왜 실패하는가? 이 모델은 이를 어떻게 해결하는가?
• RQ5 빛강도 함수 대신 온도 함수를 사용하면 은하 형성 모델에 대한 제약는 어떻게 향상되는가?

주요 결과

• 초기 스펙트럼의 진폭은 σ₈ = 0.57 ± 0.05로 제약되며, 이는 표준 CDM 모델 예측보다 뚜렷이 낮다.
• 5에서 15 h⁻¹ Mpc 스케일 사이에서 국지적 스펙트럼 지수 n은 -2.4 ≤ n ≤ -1.5 범위에 있으며, 정규화와 무관하게 표준 CDM 모델을 배제한다.
• 평탄한 모델(Ω₀ = 0.2 및 Ω₀ = 1)은 이전 주장과는 달리 고적색도 은하단 수와 합리적인 일치를 보인다.
• 이론적 X선 수량 수는 관측 결과와 양호하게 일치하며, 이는 모델링 접근법의 타당성을 지지한다.
• 은하단은 부드러운 X선 배경에 비중 있는 기여를 하며, 이는 점원소 제약 조건을 피할 수 있음을 의미한다.
• 빛강도 함수보다 온도 함수가 더 강인한 제약을 제공하며, 이는 더 큰 모델 불확실성에 영향을 덜 받기 때문이다.