[论文解读] The universal distribution of halo interlopers in projected phase space. Bias in galaxy cluster concentration and velocity anisotropy?

G. A. Mamon, A. Biviano+1 more|arXiv (Cornell University)|Feb 26, 2010

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 40被引用 67

一句话总结

本文通过分析宇宙学N体模拟中93个模拟星系团在投影相空间中的错位体分布，研究了哈勃流对星系团动力学的影响。研究发现，哈勃流在星系团浓度和速度各向异性估计中引入了微小但可测量的偏差，这些偏差可通过应用速度截断或在建模中加入恒定背景项显著减小，且错位体效应在不同质量的星系团中几乎具有普适性。

ABSTRACT

When clusters of galaxies are viewed in projection, one cannot avoid picking up foreground/background interlopers (FBIs), that lie within the virial cone (VC), but outside the virial sphere. Structural & kinematic deprojection equations are not known for an expanding Universe, where the Hubble flow (HF) stretches the line-of-sight (LOS) distribution of velocities. We analyze 93 mock relaxed clusters, built from a cosmological simulation. The stacked mock cluster is well fit by an m=5 Einasto DM density profile (but only out to 1.5 virial radii [r_v]), with velocity anisotropy (VA) close to the Mamon-Lokas model with VA radius equal to that of density slope -2. The surface density of FBIs is nearly flat out to r_v, while their LOS velocity distribution shows a dominant gaussian cluster-outskirts component and a flat field component. This distribution of FBIs in projected phase space is nearly universal in mass. A local k=2.7 sigma velocity cut returns the LOS velocity dispersion profile (LOSVDP) expected from the NFW density and VA profiles measured in 3D. The HF causes a shallower outer LOSVDP that cannot be well matched by the Einasto model for any k. After this velocity cut, FBIs still account for 23% of DM particles within the VC (close to the observed fraction of cluster galaxies lying off the Red Sequence). The best-fit projected NFW/Einasto models underestimate the 3D concentration by 6+/-6% (16+/-7%) after (before) the velocity cut, unless a constant background is included in the fit. Assuming the correct mass profile, the VA profile is well recovered from the measured LOSVDP, with a slight bias towards more radial orbits in the outer regions. These small biases are overshadowed by large cluster-cluster variations caused by cosmic variance. An appendix provides an analytical approximation to the surface density, projected mass and tangential shear profiles of the Einasto model.

研究动机与目标

• 量化在膨胀宇宙背景下，哈勃流扭曲视线速度时，晕错位体在投影相空间（PPS）中的分布。
• 评估哈勃流如何通过投影观测量对星系团浓度和速度各向异性估计造成偏差。
• 评估速度截断和背景建模在减轻星系团结构与动力学测量中这些偏差方面的有效性。
• 开发适用于星系团质量建模的、适用于投影相空间中错位体表面密度和速度分布的普适模型。

提出的方法

• 对来自流体动力学宇宙学模拟的93个平稳暗物质晕进行叠加分析，研究其在投影相空间中平均错位体分布。
• 利用哈勃流建模视线速度偏移，基于径向速度偏移区分星系团成员与错位体。
• 应用 $κ$ = 2.7 sigma 的速度截断以去除错位体，从而减小视线速度 dispersion 分布曲线的偏差。
• 将NFW和Einasto密度轮廓拟合至投影数据，同时考虑有无恒定背景项以反映错位体贡献。
• 比较三维真实轮廓与二维恢复轮廓，量化浓度和速度各向异性估计中的偏差。
• 使用星系团自 resampling 方法估算宇宙方差及浓度测量的误差范围。

实验结果

研究问题

• RQ1 哈勃流如何改变不同质量星系团在投影相空间中错位体的分布？
• RQ2 在使用标准二维拟合模型时，哈勃流在多大程度上导致星系团测量浓度的偏差？
• RQ3 速度截断或引入恒定背景项是否能有效减小星系团浓度和速度各向异性估计中的偏差？
• RQ4 投影相空间中的错位体分布是否在所有星系团中具有普适性，与质量或环境无关？
• RQ5 浓度和各向异性估计中的偏差与主要不确定性源（如宇宙方差和粒子噪声）相比如何？

主要发现

• 在投影相空间中，错位体的表面密度在至virial半径范围内几乎呈平坦分布，速度分布以主导的高斯分量和平坦背景分量为主。
• 在 $κ$ = 2.7 sigma 处应用速度截断可去除约1/6的错位体，并显著减小视线速度 dispersion 分布曲线的偏差。
• 哈勃流导致经速度截断后，最佳拟合投影NFW或Einasto模型对真实三维浓度的低估程度为6 $±$ 6%；截断前则为16 $±$ 7%。
• 在拟合中加入恒定背景项可使浓度偏差减少两倍以上，且两分量模型（晕 + 背景）优于单分量模型。
• 从视线速度分布曲线恢复的速度各向异性轮廓较为准确，但在外区存在轻微但边缘显著的偏向更径向轨道的偏差。
• 尽管存在这些偏差，对于拥有少于1000个星系的典型星系团，粒子噪声和宇宙方差仍占主导地位，超过哈勃流的影响。