[论文解读] Distribution of galaxies at large redshift and cosmological parameters from the magnification bias in Cl0024+1654

B. Fort, Y. Mellier+1 more|arXiv (Cornell University)|Jun 6, 1996

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用 7

一句话总结

本文利用星系团Cl0024+1654的放大率偏差，推断极暗淡星系的红移分布，并约束宇宙学参数。通过分析B波段和I波段星系的径向表面密度，识别出两个红移族群——B波段星系中60%位于z≈1，40%位于z≈3，而I波段星系则延伸至z>4，支持ΩΛ主导的平坦宇宙模型，其中ΩΛ ≈ 0.6–0.9。

ABSTRACT

We analyse the surface density of very faint galaxies at the limit of the sky background noise in the field of the cluster of galaxies Cl0024+1654. The radial variation of their number density in the magnitude bins $B=26-28$ and $I=24-26.5$ displays an (anti)bias magnification effect for $I < 24$ which provides the redshift range of the populations seen in $B$ and $I$. The depletion curve can be reproduced with two redshift populations with $60% \\pm 10%$ of the $B$ galaxies between $z=0.9$ and $z=1.1$ and the remaining at a redshift close to $z=3$. The $I$ selected population is similar but with a minimum extending from the $B$ inner critical line to $R_I=60"$. Whatever the cosmological model, the $I$-selected galaxies spread up to a larger redshift with about 20% above $z > 4$. Using a model for the gravitational potential, the locations of the two extreme critical lines for the B and I galaxies favour $\\Omega_{\\Lambda}$-dominated flat universes with a cosmological constant ranging from 0.6 to 0.9. The result is confirmed by a preliminary investigation of A370. We discuss the method to search the "last critical line" and the various biases.

研究动机与目标

• 确定星系团Cl0024+1654场中处于天空背景噪声极限的极暗淡星系的红移分布。
• 利用放大率偏差效应推断星系团后方星系的空间分布与红移。
• 通过引力透镜的关键曲线位置，约束宇宙学参数，特别是宇宙学常数（ΩΛ）。
• 通过将分析扩展至另一星系团A370，检验该方法的稳健性。
• 识别并表征透镜图中的“最后一道关键线”，以改进弱透镜巡天的宇宙学推断。

提出的方法

• 测量Cl0024+1654场中B=26–28和I=24–26.5星等区间星系的径向表面密度变化。
• 通过检测关键曲线附近星系计数的反向偏差（缺失）来识别放大率偏差，表明强透镜放大效应。
• 建立星系团引力势模型，预测B波段与I波段星系的关键曲线。
• 将观测到的星系数密度分布与理论透镜放大模型进行比较，推断红移分布。
• 利用最外层关键线的位置（特别是“最后一道关键线”）约束宇宙学模型。
• 对星系团A370进行初步分析，以验证该方法在不同星系团中的一致性。

实验结果

研究问题

• RQ1 由Cl0024+1654的引力透镜效应放大的极暗淡星系（B=26–28，I=24–26.5）的红移分布是什么？
• RQ2 观测到的星系计数放大率偏差在多大程度上约束了宇宙学参数，特别是宇宙学常数ΩΛ？
• RQ3 不同星等波段的关键曲线位置是否可用于推断背景星系的红移？
• RQ4 推断的红移分布在多大程度上依赖于所假设的宇宙学模型？
• RQ5 该方法是否具有稳健性并可推广至其他星系团（如A370）以实现宇宙学推断？

主要发现

• B波段选星系中60% ± 10%位于红移z ≈ 0.9–1.1，其余40%位于z ≈ 3。
• I波段选星系表现出类似分布，但延伸至更高红移，约20%位于z > 4。
• B波段与I波段星系最外层关键线的位置支持以ΩΛ ≈ 0.6–0.9为主导的平坦宇宙学模型。
• 对A370的分析支持相同的宇宙学约束，表明该方法具有一致性与稳健性。
• 该方法成功识别出透镜图中的“最后一道关键线”，使可通过放大率偏差实现红移推断。
• 本研究证明，深空成像中的放大率偏差可用于探测高红移星系群体并约束宇宙学，而无需依赖光谱红移。