Astronomiya

$ M_ {500} $ ölçüsündən qalaktika klasterinin viral kütləsinin qiymətləndirilməsi

$ M_ {500} $ ölçüsündən qalaktika klasterinin viral kütləsinin qiymətləndirilməsi

Bu yazıda, müəlliflər, Fornax klasterinin viral kütləsini istifadə edərək hesablayır $ M_ {500} $ dəyər. Bölmə 4.1-də kütləsinin ölçülən olduğunu söyləyirlər $ M_ {500} = 6.4 times 10 ^ {13} h ^ {- 1} M_ odot $ və sonra müvafiq viral kütlənin olduğunu əlavə edir $ M _ { text {vir}} = 1.2 times 10 ^ {14} h ^ {- 1} M _ { odot} $. Belə bir hesablamanın necə mümkün olduğunu başa düşmürəm. Xahiş edirəm kimsə bunun necə edildiyini izah edə bilər?


Şəxsi elmi, tədqiqat və təhsil məqsədləriniz üçün bu məqaləni yükləyin və çap edin.

Bir nömrəsini al Elm yalnız 15 dollar üçün.

Elm

Cild 331, Sayı 6024
25 Mart 2011

Məqalə vasitələri

Bu məqalə üçün bir xəbərdarlıq əlavə etmək üçün daxil olun.

Aurora Simionescu, Steven W. Allen, Adam Mantz, Norbert Werner, Yoh Takei, R. Glenn Morris, Andrew C. Fabian, Jeremy S. Sanders, Paul E. J. Nulsen, Matthew R. George, Gregory B. Taylor

Elm 25 Mart 2011: 1576-1579

Suzaku peyki qaz, metal və qaranlıq maddələrin siyahıya alınmasını Perseus klasterinin kənarına qədər təmin edir.


Giriş seçimləri

1 il ərzində jurnala tam giriş əldə edin

Bütün qiymətlər NET qiymətləridir.
ƏDV daha sonra kassaya əlavə olunacaq.
Vergi hesablanması ödəmə zamanı başa çatacaq.

ReadCube-da vaxt məhdud və ya tam məqalə girişi əldə edin.

Bütün qiymətlər NET qiymətləridir.


Qalaktika qruplarının CMB ilə çəkilməsi

Başlıq: Cənubi Qütb Teleskopundan Verilənləri istifadə edərək Qalaktik Klasterlər tərəfindən Kosmik Mikrodalğalı Fonun Qravitasiya Lensiyalaşdırılmasının Ölçüsü
Müəlliflər: E. J. Baxter et al.
İlk Müəllif & # 8217s Institution: Pensilvaniya Universiteti Fizika və Astronomiya Bölümü, Partiküllər Kosmologiyası Mərkəzi

Kosmik mikrodalğalı fon (CMB) anizotropiyalar çoxdan zəngin bir kosmoloji məlumat mənbəyi olmuşdur. CMB-nin xüsusi bir xüsusiyyəti ön planda qalaktika qrupları tərəfindən yaranan cazibə obyektivi təhrifidir. Bu qruplar, arcminute tərəzilərində CMB-yə təhriflər yaradır və qalaktika qruplarının aşkar edilərək öyrənilməsi üçün bənzərsiz bir metod təqdim edir. Xüsusilə, CMB təhrifi bir çoxluqdan asılıdır. Mövcud təcrübələr, bu obyektiv effektini ayrı-ayrı qruplar miqyasında dəqiq ölçmək üçün kifayət qədər həssas deyildir, buna görə effekt yüzlərlə qrupun birləşməsi ilə ölçülür və səs-küy nisbətini artırır.

Bu yazıda müəlliflər Cənubi Qütb Teleskopundan (SPT) 2500 kvadrat dərəcə anket məlumatlarını istifadə edirlər. Müəlliflər CMB fotonlarının səpələndiyi və bir klaster içərisindəki yüksək enerji elektronları tərəfindən daha yüksək enerjiyə qaldırıldığı termal Sunyaev-Zeldoviç effektindən (yəni tSZ effekti) istifadə edərək qalaktika qruplarını axtarırlar. 500 klaster ətrafında CMB lensləşdirmə təhrifinin dərəcəsini təyin etməklə, müəlliflər hər qrupun kütlələrinə statistik ehtimal təyin edərək klaster kütlələrini məhdudlaşdıra bilirlər (Şəkil 1).

Müəlliflər qalaktika qruplarının hər birini araşdırır və CMB təhrif dərəcəsini & # 8220typical & # 8221 CMB fonuna nisbətən ölçürlər. Bu ölçmələr təxmin edilən bir çox kütlə kütləsinə gətirib çıxarır və Şəkil 1-dəki qırmızı əyri bu ölçmələrin ortalamasını göstərir. Təhrif ölçmələrinin etibarlılığını təmin etmək üçün müəlliflər QMİ-nin yamalarını aralıq qalaktika dəstələri olmadan da ölçürlər. Bunlar & # 8220 boş və # 8221 yamaları ortalama sıfır kütlə kütləsi verməlidir və bu, həqiqətən də belədir (Şəkil 1-də mavi əyri).

Şəkil 1: Orta klaster kütlələrinin necə hesablandığını göstərən bir ehtimal sahəsi. Boz döngələr kütlə ehtimalını təmsil edir

Gökada qrupları olmayan 500 göy yaması. Mavi əyri boz əyrilərin ortalamasıdır və heç bir qalaktika dəstəsi (yəni sıfır kütlə) içerməyən bu yamaqlarla uyğundur. Qırmızı döngə qalaktika qruplarının özlərinin orta ehtimalıdır və zirvə bu sənəddə əldə edilən ortalama yığma kütləsini təmsil edir. Qısacası: mavi döngə səmanın çoxluq olmayan yamaları üçün sıfır kütləni göstərir (gözlənildiyi kimi), qırmızı əyri ortalama kütləni göstərir.

Bu metoddan istifadə edərək bu kütləvi təxminləri qərəzli göstərə biləcək bir sıra vacib sistematik səhv mənbələri var. Müəlliflər bu səhvlərin təsirlərini kütlə qiymətləndirmə metodundan istifadə edərək məlum kütlələrlə (məsələn, CMB, ön planlar, qalaktika qrupları və səs-küyün reallaşmasının birləşməsi) tətbiq olunan məlumatlar üzərində qiymətləndirirlər. Ən böyük səhv mənbəyi, CMB lens siqnalını tamamilə poza bilən termal SZ effektindən gəlir. Xoşbəxtlikdən, tSZ effekti yaxşı bilinən bir tezlik asılılığına malikdir və çox tezlikli SPT məlumatlarından etibarlı şəkildə çıxarıla bilər. Əlavə sistematik səhvlər kinetik SZ effektindən, klasterin kütləvi hərəkəti ilə əmələ gələn bir Doppler dəyişikliyindən və çoxluq sıxlığı profili ilə bağlı fərziyyələrdən (məsələn, sferik simmetriya, yumru olmayan və s.) Nəticələnə bilər. Bununla birlikdə, müəlliflər bu sistematiklərin yaratdığı səhvlərin klaster kütlələrinin statistik səhv çubuqları ilə eyni ölçüdə olduğunu, buna görə də düzəlmədiklərini qeyd edirlər.

Bu sənəddəki klaster kütlələrini qiymətləndirmə ehtimalı metodu digər kütlə ölçmə metodlarından daha az dəqiqdir, lakin yenə də bu metodlara qarşı faydalı bir uyğunluq yoxlanışıdır. Müəlliflər sistematikliyin azaldılması, xüsusən SZ effektinin təsirlərinin və hər hansı bir ön planda obyektivləşdirilməsində daha çox iş görülməli olduğunu qeyd etdilər. Gələcəkdə daha yüksək həssaslıq müşahidələrinin aparılması gözlənilir və bunlar klaster kütləsi məhdudiyyətlərinin dəqiqliyini artıracaqdır. Xüsusi olaraq, gələcək tədqiqatlar mövcud SPT-SZ təcrübəsindən daha az səs-küylə məhdudlaşacaq və yaxınlaşan CMB polarizasiya məlumatları, klaster kütləsi ölçmələrini yaxşılaşdırmaq üçün lens məlumatları ilə birləşdirilə bilər.


Qalaktika necə çəkirsiniz?

Rəqəmsal bir tərəziyə qoya bilmirik, tarazlığa asıb başqa bir şeylə müqayisə edə bilmirik, bəs ev qalaktikamızın kütləsi necə ölçülür? Bugünkü qəzetin müəllifləri, Samanyolu üçün bir kütlə qiymətləndirmək üçün Gaia peykindən götürülmüş qalaktikanın halosundakı kürəcik qrupların ölçmələrindən istifadə edirlər.

Qalaktikamız nədən hazırlanmışdır və niyə çəkinməliyik?

Qalaktikamız dörd əsas hissədən ibarətdir: qabarıqlıq, disk (içərisində nazik disk və qalın disk var), çubuq və halo (bax Şəkil 1). İlk üç komponent, baronlardan, protonları və neytronları meydana gətirən hissəciklərdən və dolayısı ilə ətrafımızdakı şeylərdən ibarətdir. Haloda qaranlıq maddə üstünlük təşkil edir və halodakı bariyonik kütlənin faizi qaranlıq maddənin nə qədər olmasından asılıdır. Qaranlıq maddə, cazibə qüvvəsi ilə və zəif işıq ilə qarşılıqlı əlaqədə qalaktikanı bürüyən sirli bir maddədir. Kütlənin mərkəzdə cəmləşməsi halında qalaktikanın fırlanma əyrisi səbəbindən qaranlıq maddənin olduğunu bilirik, xarici bölgələrin sürəti daxili bölgələrə nisbətən daha yavaş olardı. Samanyolu məsələsində, dönmə sürətinin bütün çıxış yolunda kifayət qədər sabit qaldığını görürük ki, bu da bəzi görünməmiş maddələrin (qaranlıq maddə kimi tanıdığımız maddə) olduğuna işarə edir. İşıqla zəif qarşılıqlı əlaqəsi olduğu üçün qaranlıq maddənin miqdarını və beləliklə nə qədər ağırlığını ölçmək həqiqətən çətin ola bilər. Bu səbəbdən qaranlıq maddə kütləsini haloda hesablamaq qalaktikanın kütləsini əldə etmək üçün böyük bir addım olardı.

Gökadamızın kütləsini ölçmək iki səbəbə görə çox faydalıdır: birincisi, çünki qalaktikanın kütləsi və paylanması Kainatımızın əmələ gəlməsi və böyüməsi ilə əlaqəlidir. Kütləni dəqiq müəyyənləşdirmək, qalaktikamızın kosmos miqyasında harada yerləşdiyini anlamağımıza kömək edəcəkdir. İkincisi, Yerli Qrupun və peyk populyasiyasının (xüsusən də ulduz axınları) dinamik tarixi və gələcəyi haqqında məlumat əldə etməyimizə kömək edir.

Qalaktika necə çəkilir?

Bir qalaktikanın kütləsinin qiymətləndirilməsi bir çox şeyə, o cümlədən hansı peyklərin bağlı olduğu və nə qədər olduqları, Samanyolu şəkli və analiz üçün istifadə olunan metoddan asılıdır. Qalaktikanın kütləsini ölçmək üçün əsasən üç metoddan istifadə edilmişdir: vaxt mübahisəsi, bolluqla uyğunlaşma işləri və dinamik metodlar. Zamanlama mübahisəsi iki qalaktikanın bir-birinə yaxınlaşma sürətini ölçür və kütləni proqnozlaşdırmaq üçün bu dinamiklərdən istifadə edir. Bolluqla uyğun gələn tədqiqatlar, qalaktikaların sayını dairəvi sürətlərinə və kütlələrini qiymətləndirmək üçün istifadə edilə bilən parlaqlığını əldə etmək üçün Tully-Fischer əlaqəsinə qarşı istifadə edir. Nəhayət, dinamik metodlar hər hansı bir kütlə paylanması kimi kürəcik qruplar kimi izləyici cisimlərin sürətinə baxır, cisimlərin hərəkətinə səbəb olan cazibə potensialına səbəb olur, buna görə cisimlərin hərəkətlərini öyrənərək cazibə potensialını bərpa etmək üçün geriyə işləyə bilərik və beləliklə kütlə. Bugünkü məqalənin müəllifləri Samanyolu'nun kütləsini ölçmək üçün bu dinamik metoddan istifadə edirlər.

Hərəkətləri Xəritələndirmək üçün Gaia istifadə

Ekip, ulduzların düzgün hərəkətlərini və ya göydə necə hərəkət etdiklərini ölçmək üçün Gaia missiyasının 2-ci məlumat buraxılışından (DR2) istifadə etdi. Gaia, qalaktikanın 3B xəritəsini hazırlamaq olan kosmosa əsaslanan bir cihazdır və bu məlumat buraxılışında milyardlarla ulduz və 75 kürə qrupu üçün ölçmələr var. Gaia peyki o qədər dəqiqdir ki, Hubble Space Teleskopundan 1000-2000x kiçik bir qətnamə olan bir insan saçının 1000 km genişliyini ölçə bilər! Şəkil 2, Gaia-nın neçə mənbəyi ölçdüyünü göstərir. DR2-də buraxdılar. (Bu möhtəşəm peyk haqqında daha çox məlumat əldə etmək üçün Gaia-da bu həqiqətən möhtəşəm bir videoya baxın!) DR2-də çıxarılan 75 kürə qrupundan, müəlliflər bunlardan 34-ü mərkəzdən 2,0 kiloparsek (kpc) ilə 21,1 kiloparsek arasında dəyişdi. xarici qalo ilə ölçməyə imkan verən qalaktikanın.

Şəkil 3: Gaia'nın qalaktika təyyarəsinin proyeksiyasını ölçən mənbələrin sayının xəritəsi (mərkəzi qalaktik mərkəzdə). Rəng nə qədər açıqdırsa, bir o qədər çox mənbəyidir. Sağ altdakı iki dairə Süd Yolu ətrafında dövr edən iki çox kiçik cırtdan qalaktikadır. Bu rəqəm DR2 içərisində olan milyardlarla ulduzu göstərir.
Şəkil krediti: Brown et al.

Qalaktikanın kütləsini düzgün xəritədə göstərmək üçün sürət anizotropiyası (ulduzların hərəkətlərinin müxtəlif istiqamətlərdə necə dəyişdiyini ölçən), qalaktikanın sıxlığı və qalaktikanın potensialı kimi parametrlərə ehtiyacları var. Komanda, qalaktikanın potensialını təsvir etmək üçün qalaktikada sıxlığın necə paylandığına dair bir model olan NFW modelindən istifadə edir. Daha sonra müəlliflər hissəciklərin bir-birinə cazibə qüvvəsi ilə bağlandığı radiusu (virüs radiusu) və virüs radiusunun içərisindəki kütləni (virüs kütləsi) təyin etmək üçün simulyasiyalar aparırlar. Virus parametrlərini dəyişdirərək və halonun fərqli modellərindən nümunə götürərək qrup qalaktikanın ən çox ehtimal olunan kütləsini müəyyənləşdirə bildi. Bundan əlavə, ulduzların sürətlərindən istifadə edərək qalaktikanın dairəvi sürətini ən uzaq kürə qrupunun radiusuna uyğunlaşdırırlar. Şəkil 3 qalaktikanın fərqli komponentlərinin potensialını və halonun virus parametrlərinin dəyişməsinin nəticələrini göstərir.

Bir ara kütləvi Samanyolu üçün dəlil

Müəlliflər qalaktikanın kütləsinin 0,21 x günəş kütləsi, qalaktikanın baxdıqları maksimum radiusdakı dairəvi sürətinin (21,1 kpc) 206 km / s, virüs radiusunun isə 1,28 x günəş kütləsi olduğunu aşkar etdilər. Bu viral kütlə əksər hallarda digər tədqiqatlarda aşkar edilmiş aralıq dəyərlərə uyğun gəlir. Müəlliflərin dairəvi sürət ölçüsü, sürətin xarici bölgələrdə kifayət qədər sabit olduğunu göstərir və qalaktikamızda qaranlıq maddənin mövcud olduğu fikrini dəstəkləyir. Komandanın ölçmələr üçün istifadə etdiyi bəzi qruplar çox radial və ya çox toxunuşlu orbitlərdədir, bu da qalaktik toqquşmaların nəticəsi ola bilər. Bu qrupları götürsələr, kütlə və sürət ölçmələri yenə də səhvlər çubuğundadır və bu təxminlərin qalaktikada kürə qruplarının alt quruluşları olmasına baxmayaraq möhkəm olduğunu göstərir.

Gaia missiyasından əldə edilən heyrətamiz məlumat zənginliyi komandaya indiyə qədər görülən qalaktikanın kütləsi barədə ən dəqiq təxminlərdən birini etməyə imkan verdi. Gaia növbəti bir neçə il ərzində missiyasını davam etdirdikdə, daha çox qrupun mövqelərini və sürətlərini əldə edəcək və qalaktikamızın kütləsinin daha möhkəm araşdırılmasına yol açacaqdır.


İstinadlar

G.O. Abell, Astrofiz. J. Suppl. Ser. 3, 211 (1958)

G.O. Abell, H.G. Corwin, R. Olowin, Astrophys. J. Suppl. Ser. 70, 1 (1989)

S.W. Allen, R.W. Schmidt, A.C. Fabian, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 328, L37 (2001)

S.W. Allen et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 383, 879 (2008)

S.W. Allen, A.E. Evrard, A.B. Mantz, Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 49, 409 (2011)

S. Ameglio et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 394, 479 (2009)

E. Anders, N. Grevesse, Geochim. Cosmochim. Acta 53, 197 (1989)

J.S. Arabadjis et al., Astrophys. J. 572, 66 (2002)

J.S. Arabadjis et al., Astrophys. J. 617, 303 (2004)

K.A. Arnaud, in Astronomik Məlumat Analizi Proqramı və Sistemləri V, ed. G. Jacoby, J. Barnes tərəfindən. ASP Konf. Seriya, cild 101 (1996), səh. 17

M. Arnaud, R. Rothenflug, Astron. Astrofizlər. Əlavə Ser. 60, 425 (1985)

M. Arnaud, G.W. Pratt, R. Piffaretti et al., Astron. Astrofizlər. 517, 92 (2010)

M. Asplund et al., Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 47, 481 (2009)

J.N. Bahcall, C.L. Sarazin, Astrofiz. J. 213, L99 (1977)

A. Baldi et al., Astrophys. J. 666, 835 (2007)

C. Balland, A. Blanchard, Astrophys. J. 487, 33 (1997)

S. Bardeau və digərləri, Astron. Astrofizlər. 434, 433 (2005)

S. Bardeau və digərləri, Astron. Astrofizlər. 470, 449 (2007)

M. Bartelmann, M. Steinmetz, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 283, 431 (1996)

A. Berciano Alba et al., Astron. Astrofizlər. 509, A54 (2010)

J. Binney, S. Tremaine, Qalaktik Dinamika (Princeton University Press, Princeton, 1987)

A. Biviano, M. Girardi, Astrophys. J. 585, 205 (2003)

A. Biviano, P. Salucci, Astron. Astrofizlər. 452, 75 (2006)

H. Böhringer, N. Werner, Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 18, 127 (2010)

H. Böhringer et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 129, 435 (2000)

H. Böhringer et al., Astron. Astrofizlər. 369, 826 (2001)

H. Böhringer et al., Astron. Astrofizlər. 514, 32 (2010)

M. Bradač vd., Astron. Astrofizlər. 437, 49 (2005)

M. Bradač vd., Astrophys. J. 681, 187 (2008)

M. Branchesi et al., Astron. Astrofizlər. 472, 727 (2007)

T. Broadhurst et al., Astrophys. J. 621, 53 (2005a)

T. Broadhurst et al., Astrophys. J. Lett. 619, L143 (2005b)

T. Broadhurst et al., Astrophys. J. Lett. 685, L9 (2008)

J.S. Bullock et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 321, 559 (2001)

D.A. Buote, Astrofiz. J. 539, 172 (2000)

D.A. Buote, PJ Humphrey, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 420, 1693 (2012a)

D.A. Buote, PJ Humphrey, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 421, 1399 (2012b)

D.A. Buote, A. Lewis, Astrophys. J. 604, 116 (2004)

D.A. Buote et al., Astrophys. J. 664, 123 (2007)

R.A. Burenin et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 172, 561 (2007)

R.G. Carlberg et al., Astrophys. J. 485, L13 (1997)

J.E. Carlstrom, G.P. Holder, E.D. Riz, Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 40, 643 (2002)

E.R. Carrasco et al., Astrophys. J. Lett. 715, L160 (2010)

S.M. Carroll, W.H. Press, E.L. Turner, Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 30, 499 (1992)

R. Cassano et al., Astrophys. J. 721L, 82 (2010)

F.J. Castander et al., Nature 377, 39 (1995)

A. Cavaliere, R. Fusco-Femiano, Astron. Astrofizlər. 49, 137 (1976)

C.A. Collins et al., Astrophys. J. Lett. 479, L117 (1997)

J.M. Comerford, P. Natarajan, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 379, 190 (2007)

V.L. Corless, LJ King, D. Clowe, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 393, 1235 (2009)

G. Covone et al., Astron. Astrofizlər. 460, 381 (2006)

L.L. Cowie, M.J. Henriksen, R.F. Mushotzky, Astrophys. J. 317, 593 (1987)

J.H. Croston və digərləri, Astron. Astrofizlər. 459, 1007 (2006)

J.H. Croston və digərləri, Astron. Astrofizlər. 487, 431 (2008)

H. Dahle, Astrofiz. J. 653, 954 (2006)

L.P. David və arkadaşları, Astrophys. J. 473, 692 (1996)

S. De Grandi, S. Molendi, Astrophys. J. 551, 153 (2001)

S. De Grandi, S. Molendi, Astrophys. J. 567, 163 (2002)

S. De Grandi et al., Astron. Astrofizlər. 419, 7 (2004)

J. Démoclès et al., Astron. Astrofizlər. 517, A52 (2010)

K. Dolag et al., Astron. Astrofizlər. 416, 853 (2004)

M. Donahue et al., Astrophys. J. Lett. 552, L93 (2001)

A. Donnarumma et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 398, 438 (2009)

A. Donnarumma et al., Astron. Astrofizlər. 528, 73 (2011)

A.R. Duffy et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 390, L64 (2008)

R.A. Dupke, J.N. Bregman, Astrofiz. J. 639, 781 (2006)

H. Ebeling et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 301, 881 (1998)

H. Ebeling, A. Edge, P. Henry, Astrophys. J. 553, 668 (2001)

D. Eckert et al., Astron. Astrofizlər. 541, 57 (2012)

D. Eckert et al., Astron. Astrofizlər. (2013a, mətbuatda). arXiv: 1301.0617

D. Eckert et al., Astron. Astrofizlər. (2013b, mətbuatda). arXiv: 1301.0624

A. Edge et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 245, 559 (1990)

V.R. Eke, J.F. Navarro, M. Steinmetz, Astrophys. J. 554, 114 (2001)

S. Ettori, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 311, 313 (2000)

S. Ettori, I. Balestra, Astron. Astrofizlər. 496, 343 (2009)

S. Ettori, F. Brighenti, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 387, 631 (2008)

S. Ettori, A.C. Fabian, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 305, 834 (1999)

S. Ettori, S. Molendi, Mem. Soc. Astr. İtal. (2010). arXiv: 1005.0382

S. Ettori, A.C. Fabian, D.A. Ağ, Mon Yox. R. Astron. Soc. 300, 837 (1998)

S. Ettori et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 331, 635 (2002a)

S. Ettori, S. De Grandi, S. Molendi, Astron. Astrofizlər. 391, 841 (2002b)

S. Ettori et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 365, 1021 (2006)

S. Ettori et al., Astron. Astrofizlər. 501, 61 (2009)

S. Ettori et al., Astron. Astrofizlər. 524, 68 (2010)

A.E. Evrard, C.A. Metzler, J.F. Navarro, Astrophys. J. 469, 494 (1996)

A.E. Evrard et al., Astrophys. J. 573, 7 (2002)

A.C. Fabian vd., Astrophys. J. 248, 47 (1981)

D. Fabricant, P. Gorenstein, Astrophys. J. 267, 535 (1983)

D. Fabricant, M. Lecar, P. Gorenstein, Astrophys. J. 241, 552 (1980)

D. Fabricant, G. Rybicki, P. Gorenstein, Astrophys. J. 286, 186 (1984)

T. Fang vd., Astrophys. J. 691, 1648 (2009)

A. Finoguenov, L.P. David, T.J. Ponman, Astrofiz. J. 544, 188 (2000)

W. Freedman et al., Astrophys. J. 758, 24 (2012)

R. Gavazzi, Astron. Astrofizlər. 443, 793 (2005)

S. Giodini et al., Astrophys. J. 703, 982 (2009)

I. Gioia et al., Astrophys. J. 356, L35 (1990)

M. Girardi et al., Astrophys. J. 505, 74 (1998)

M. Gitti, R. Piffaretti, S. Schindler, Astron. Astrofizlər. 472, 383 (2007)

A.H. Gonzalez, D. Zaritsky, A.I. Zabludoff, Astrofiz. J. 666, 147 (2007)

N. Grevesse, A.J. Sauval, Space Sci. Rev. 85, 161 (1998)

A. Halkola, S. Seitz, P. Pannella, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 372, 1425 (2006)

A. Halkola et al., Astron. Astrofizlər. 481, 65 (2008)

E.J. Hallman və digərləri, Astrophys. J. 648, 852 (2006)

S. Hannestad, Proq. Hissə. Nüvə. Fiz. 65, 185 (2010)

M.J. Henriksen, R.F. Mushotzky, Astrophys. J. 302, 287 (1986)

J.P. Henry və digərləri, Astrophys. J. 553, L109 (2001)

G. Hinshaw et al. Astrofizlər. J. (2013, mətbuatda). arXiv: 1212.5226 (WMAP 9 illik)

H. Hoekstra, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 379, 317 (2007)

Z. Huang et al., Astron. Astrofizlər. 529, A93 (2011)

Hudson və digərləri, Astron. Astrofizlər. 513, 37 (2010)

J.P.Hughes et al., Astrophys. J. 327, 615 (1988)

N.A.İnoqamov, R.A. Sunyaev, Astron. Lett. 29, 791 (2003)

J.A. Irwin, J.N. Bregman, AE Evrard, Astrophys. J. 519, 518 (1999)

T.E. Jeltema və digərləri, Astrophys. J. 681, 167 (2008)

J.S. Kaastra, Optik olaraq incə plazmalar üçün rentgen spektral kodu. Daxili SRON-Leiden Raporu, yenilənmiş versiya 2.0, 1992

P. Katgert, A. Biviano, A. Mazure, Astrophys. J. 600, 657 (2004)

S.T. Kay et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 355, 1091 (2004)

B.C. Kelly, Astrofiz. J. 665, 1489 (2007)

İ.R. Kral, Astron. J. 67, 471 (1962)

E. Komatsu et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 180, 330 (2009) (WMAP 5 illik)

E. Komatsu et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 192, 18 (2011) (WMAP 7 illik)

A.V. Kravtsov, D. Nagai, A. Vikhlinin, Astrophys. J. 625, 588 (2005)

G.A. Kriss, D.F. Cioffi, C.R. Canizares, Astrophys. J. 272, 439 (1983)

T.F. Laganá et al., Astron. Astrofizlər. 485, 633 (2008)

T.F. Laganá et al., Astron. Astrofizlər. 485, 633 (2008)

T.F. Laganá, Y.Y. Zhang, T.H. Reiprich, P. Schneider, Astrophys. J. 743, 13 (2011)

L.D. Landau, EM Lifshitz, Maye Mexanikası, Nəzəri Fizika Kursu, cild 6 (Pergamon, New York, 1959)

E.T. Lau, A.V. Kravtsov, D. Nagai, Astrophys. J. 705, 1129 (2009)

E.T. Lau, A.V. Kravtsov, D. Nagai, Astrophys. J. 705, 1129 (2009)

A. Leccardi, S. Molendi, Astron. Astrofizlər. 472, 21 (2007)

A. Leccardi, S. Molendi, Astron. Astrofizlər. 486, 359 (2008a)

A. Leccardi, S. Molendi, Astron. Astrofizlər. 487, 461 (2008b)

D. Lemze et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 386, 1092 (2008)

A.D. Lewis, D.A. Buote, J.T. Stocke, Astrophys. J. 586, 135 (2003)

D.A. Liedahl, A.L. Osterheld, W.H. Goldstein, Astrophys. J. Lett. 438, L115 (1995)

M. Limousin və digərləri, Astrophys. J. 668, 643 (2007)

M. Limousin və digərləri, Astron. Astrofizlər. 489, 23 (2008)

M. Limousin et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 405, 777 (2010)

Y.-T. Lin, J.J. Mohr, SA Stanford, Astrophys. J. 591, L749 (2003)

A.V. Macciò, A.A. Dutton, F.C. van den Bosch, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 391, 1940 (2008)

A. Mahdavi et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 384, 1567 (2008)

A. Mahdavi et al., Astrophys. J. (2013, təqdim olunmuşdur). arXiv: 1210.3689

A. Mantz, S.W. Allen, Mon. Yox. R. Astron. Soc. (2011, təqdim olunmuşdur). arXiv: 1106.4052

A. Mantz et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 406, 1759 (2010)

M. Markevtich, A. Vikhlinin, Fiz. Rev. 443, 1 (2007)

M. Markevtich et al., Astrophys. J. 503, 77 (1998)

T.A. Evlilik və s., Astrophys. J. 737, 61 (2011)

D.P. Marrone et al., Astrophys. J. Lett. 701, L114 (2009)

P. Martini et al., Astrophys. J. 701, 66 (2009)

W.G. Mathews, Astrophys. J. 219, 413 (1978)

B. Mathiesen, A.E. Evrard, J.J. Mohr, Astrophys. J. 520, L21 (1999)

BJ Maughan, Astrophys. J. 668, 772 (2007)

B.J. Maughan et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 174, 117 (2008)

P. Mazzotta et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 354, 10 (2004)

D.E. McLaughlin, Astron. J. 117, 239 (1999)

E. Medezinski et al., Astrophys. J. 663, 717 (2007)

M. Meneghetti et al., Astron. Astrofizlər. 514, 93 (2010)

R. Mewe və digərləri, Astron. Astrofizlər. Əlavə Ser. 62, 197 (1985)

J.J. Mohr, B. Mathiesen, AE Evrard, Astrophys. J. 517, 627 (1999)

A. Morandi, S. Ettori, L. Moscardini, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 379, 518 (2007)

A. Morandi et al., Astrophys. J. 713, 491 (2010)

A. Morandi et al., Astrophys. J. 729, 37 (2011)

T. Mroczkowski, Astrofiz. J. Lett. 728, L35 (2011)

T. Mroczkowski et al., Astrophys. J. 694, 1034 (2009)

D. Nagai, E.T. Lau, Astrofiz. J. Lett. 731, 10 (2011)

D. Nagai, A.V. Kravtsov, A. Vikhlinin, Astrophys. J. 668, 1 (2007b)

D. Nagai, A. Vikhlinin, A.V. Kravtsov, Astrofiz. J. 655, 98 (2007a)

J.F. Navarro, C.S. Frenk, S.D.M. Ağ, Astrofiz. J. 490, 493 (1997)

K. Nelson et al., Astrophys. J. 751, 121 (2012)

A.F. Neto ve arkadaşları, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 381, 1450 (2007)

D.M. Neumann, Astron. Astrofizlər. 439, 465 (2005)

J. Nevalainen, L. David, M. Guainazzi, Astron. Astrofizlər. 523, 22 (2010)

A.B. Newman et al., Astrophys. J. 706, 1078 (2009)

P.E.J. Nulsen, H. Böhringer, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 274, 1093 (1995)

P.E.J. Nulsen və digərləri, Astrophys. J. 722, 55 (2010)

M. Oguri et al., Astrophys. J. 699, 1038 (2009)

N. Okabe, K. Umetsu, Publ. Astron. Soc. Jpn. 60, 345 (2008)

N. Okabe et al., Publ. Astron. Soc. Jpn. 62, 811 (2010)

N. Ota et al., Publ. Astron. Soc. Jpn. 59, 351 (2007)

F. Pacaud et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 382, 1289 (2007)

S. Paulin-Henriksson et al., Astron. Astrofizlər. 467, 427 (2007)

K. Pedersen, H. Dahle, Astrophys. J. 667, 26–34 (2007)

P.J.E. Peebles, B. Ratra, Rev. Mod. Fiz. 75, 559 (2003)

U.-L. Qələm, Yeni Astron. 2, 309 (1997)

E. Peng et al., Astrophys. J. 701, 1283 (2009)

J.R. Peterson, A.C. Fabian, Fiz. Rev. 427, 1 (2006)

R. Piffaretti, R. Valdarnini, Astron. Astrofizlər. 491, 71 (2008)

R. Piffaretti et al., Astron. Astrofizlər. 398, 41 (2003)

Planck Əməkdaşlıq, Planck erkən nəticələr VIII: bütün səma erkən Sunyaev-Zeldoviç klaster nümunəsi. Astron. Astrofizlər. 536, 8 (2011)

S. Planelles et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. (2013, mətbuatda). arXiv: 1209.5058

E. Pointecouteau, M. Arnaud, G.W. Pratt, Astron. Astrofizlər. 435, 1 (2005)

M. Postman və digərləri, Astrophys. J. Suppl. Ser. 199, 25 (2012)

G.W. Pratt, M. Arnaud, Astron. Astrofizlər. 429, 791 (2005)

G.W. Pratt et al., Astron. Astrofizlər. 461, 71 (2007)

E. Rasia et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 369, 2013 (2006)

E. Rasia et al., New J. Phys. 14, e5018 (2012)

T.H. Reiprich, Astron. Astrofizlər. 453, L39 (2006)

T.H. Reiprich, H. Böhringer, Astrophys. J. 567, 716 (2002)

J. Richard et al., Astrophys. J. 662, 781 (2007)

J. Richard et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 402, L44 (2010a)

J. Richard et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 404, 325 (2010b)

S. Riemer-Sørensen et al., Astrophys. J. 693, 1570 (2009)

A.G. Riess vd., Astrophys. J. 730, 119 (2011)

A. Romano et al., Astron. Astrofizlər. 514, A88 (2010)

A.K. Romer et al., Astrophys. J. 547, 594 (2001)

P. Rosati et al., Astrophys. J. Lett. 492, L21 (1998)

M. Rossetti, S. Molendi, Astron. Astrofizlər. 510, 83 (2010)

E. Rozo et al., Astrophys. J. 708, 645 (2010)

J.S. Sanders, A.C. Fabian, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 429, 2727 (2013)

C. Sarazin, Gökadalar Kümələrindən X-Ray Emissiyası (Cambridge University Press, Cambridge, 1988)

C. Sarazin, J.N. Bahcall, Astrophys. J. Suppl. Ser. 34, 451 (1977)

S. Sasaki, Publ. Astron. Soc. Jpn. 48, L119 (1996)

C.A. Scharf et al., Astrophys. J. 477, 79 (1997)

S. Schindler, Astron. Astrofizlər. 305, 756 (1996)

R.W. Schmidt, S.W. Allen, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 379, 209 (2007)

A. Simionescu et al., Science 331, 1576 (2011)

I. Smail və digərləri, Astrophys. J. 479, 70 (1997)

G.P. Smith et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 359, 417 (2005)

G.P. Smith et al., Astrophys. J. Lett. 707, L163 (2009)

S.L. Snowden və digərləri, Astron. Astrofizlər. 478, 615 (2008)

D.N. Spergel et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 148, 175 (2003) (WMAP 1 illik)

D.N. Spergel et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 170, 377 (2007) (WMAP 3 illik)

S.A. Stanford et al., Astron. J. 114, 2232 (1997)

Z. Staniszewski et al., Astrophys. J. 701, 32 (2009)

G. Steigman, Int. J. Mod. Fiz. E 15, 1 (2006)

V. Strazzullo et al., Astron. Astrofizlər. 450, 909 (2006)

M. Sun və digərləri, Astrophys. J. 693, 1142 (2009)

R.A. Sunyaev, Y.B. Zel’dovich, Şərhlər Astrofiz. Kosmik Fiz. 4, 173 (1972)

D. Suto et al., Astrophys. J. (2013, mətbuatda). arXiv: 1302.5172

L.S. S.D.M. Ağ, Astron. J. 92, 1248 (1986)

K. Umetsu, T. Broadhurst, Astrophys. J. 684, 177 (2008)

K. Umetsu et al., Astrophys. J. 755, 56 (2012)

R.P. van der Marel et al., Astron. J. 119, 2038 (2000)

F. Vazza, M. Roncarelli, S. Ettori, K. Dolag, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 413, 2305 (2011)

A. Vikhlinin, Astrofiz. J. 640, 710 (2006)

A. Vikhlinin et al., Astrophys. J. 628, 655 (2005)

A. Vikhlinin et al., Astrophys. J. 640, 691 (2006)

A. Vikhlinin et al., Astrophys. J. 692, 1060 (2009)

L.M. Voigt, A.C. Fabian, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 368, 518 (2006)

S.D.M. White et al., Nature 366, 429 (1993)

R. Wojtak, E.L. Asokas, Mon. Yox. R. Astron. Soc. 408, 2442 (2010)

K.C. Zekser və digərləri, Astrophys. J. 640, 639 (2006)

Y.-Y. Zhang et al., Astron. Astrofizlər. 456, 55 (2006)

Y.-Y. Zhang et al., Astron. Astrofizlər. 482, 451 (2008)

Y.-Y. Zhang et al., Astrophys. J. 711, 1033 (2010)

A. Zitrin et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 408, 1916 (2010)

A. Zitrin et al., Mon. Yox. R. Astron. Soc. 410, 1939 (2011a)

A. Zitrin et al., Astrophys. J. 742, 117 (2011b)

A. Zitrin et al., Astrophys. J. 749, 97 (2012)

F. Zwicky, Helv. Fiz. Acta 6, 110 (1933)

F. Zwicky, Astrophys. J. 86, 217 (1937)

F. Zwicky et al., Gökadalar və Gökadalar Kümələri Kataloqu (Kaliforniya Texnologiya İnstitutu, Pasadena, 1961–1968). 6 cild


5. Ulduzdan Haloya qədər kütlə nisbəti

5.1. Klaster Nüvəsindəki Əsas Nəticələr

Subhalo SHMR-ni təyin etmək üçün, ən kütləvi peyk qalaktikasının ən kütləvi subhalo tərəfindən, sonrakı ən kütləvi ilə sonrakı ən böyük subhalo tərəfindən yerləşdirildiyini və s. Bu əlaqəni qurmaq üçün istifadə edə biləcəyimiz subhalo kütləsinin üç tərifi var: M 0, subhalonun kütləsi z = 0 M inf, subhalonun müstəqil halo şəklində olan son kütləsi, daha böyük birliyə birləşmədən dərhal əvvəl. sistem və M max, subhalonun indiyə qədər müstəqil bir halo olaraq əldə etdiyi ən böyük kütlədir. Təcrübədə son iki seçim üçün nəticələrin demək olar ki, eynisini tapırıq. M 0 istifadə etmək çox fərqli nəticələr verir (müəyyən bir ulduz kütləsi üçün sistematik olaraq daha aşağı halo kütlələri), lakin bu seçim fiziki olmayan görünür, çünki gelgit soyma, subhalonun qaranlıq maddə kütləsini daxili ulduz komponentinə təsir etmədən əhəmiyyətli dərəcədə azaltmış ola bilər. Beləliklə, M i n f-ni subhalo bolluğu uyğunluğu üçün ən məntiqi seçim hesab edirik. Xüsusilə, SHMR qırmızı sürüşmədən müstəqil olsaydı, M i n f ifadəsi ilə ifadə edildiyi zaman qruplarda və sahədə müqayisə olunacağını gözləyərdik. (Əslində SHMR sahəsinin aşağıda müzakirə edildiyi kimi qırmızı sürüşmə ilə bir qədər dəyişdiyinə dair dəlillər mövcuddur.)

NGVS tərəfindən qəbul edilmiş Qız qrupunun sadiq modeli, ümumi kütlə M 200, c = 4.2 × 10 14 M ⊙ və xarici radius r 200, c = 1.55 Mpc və ya 5.38 ∘ ilə əlaqəli c = 2.51 konsentrasiyasına malikdir. 16.5 Mpc məsafəli məsafəsi. Bir NFW profilini fərz etsək, müvafiq sferik çökmə kütləsi M v i r = 5.76 × 10 14 M ⊙ və sferik çökmə virusu radiusu r v i r = 2.16 Mpc və ya Qız məsafəsində 7.5 is, sferik çökmə konsentrasiyası c v i r ∼ 3.5. Pilot bölgə, A komponentinin mərkəzi olan M87-nin mərkəzində yerləşən bir tərəfdəki 2 square kvadrat yamağa (4 MegaCam işarə) uyğundur, çip sərhədləri və kənar təsirləri nəzərə alınaraq effektiv sahə bir tərəfdən 1,9 ∘ və ya 0,252-dir. fiducial kütləmiz və məsafəmiz üçün bir tərəfdən rvir Beləliklə, təsvir olunan halosların üç ortogonal proyeksiyasında hər birində, bölgənin ölçüsünü hər bir qrupun virüs radiusuna qədər ölçərək, əsas ulduz kütləvi funksiyası ilə müqayisə etmək üçün bu ölçüdə proqnozlaşdırılan bir bölgədəki yalnız subhalosları seçirik. Bölmə 3-də izah edildiyi kimi, hər bir çoxluq halosunun kütləsini Qız üçün fidusium kütləmizə yenidən ölçürük və bütün subhalo kütlələrini buna uyğun olaraq tənzimləyirik. Üç alt quruluş modelinin hər biri üçün bu şəkildə müəyyənləşdirilmiş 30 subhalos dəsti (yəni hər 10 dəstin hər birinin üç proyeksiyasıdır), başqa cür göstərilmədiyi təqdirdə, aşağıdakı analizlərin hamısı üçün simulyasiya məlumatlarımızdan ibarətdir. Bunları mərkəzi qalaktika M87 xaricində əvvəllər təyin olunmuş ulduz kütlə funksiyasına uyğunlaşdırırıq (bölmə 2-yə baxın), çünki içindəki hər hansı bir subhaloya deyil, əsas haloya uyğunlaşdırılmalıdır.

Şəkil 7.— Ulduz kütləsi M ∗ funksiyası olaraq halo kütləsi M h (üst panel) və halonun ulduz kütləsinə nisbəti M h / M ∗ (alt panel). İncə xətlər simulyasiyaların 1- σ dağılımını göstərir. Böyük ulduz kütləsindəki hamar mavi əyrilər Leauthaud və digərlərinin nəticələrini göstərir. (2012) z = 0.88 ilə müqayisə üçün (bərk, alt kütlələrə uyğun bir ekstrapolyasiya ilə nöqtəli).

Üç fərqli alt quruluş modeli üçün mərkəzi bölgə üçün orta SIMF, Şəkil 6-da göstərilmişdir. Həqiqi kütlə funksiyasında ən yaxşı təxminimizi təmsil edən ara model 2-nin nəticələrindən istifadə edərək 30 subhalo kataloqu üçün hər biri üçün SIMF-i əvvəllər Şəkil 1-də göstərilən klaster nüvəsinin ulduz kütləsi funksiyasına uyğunlaşdırırıq. Nəticələr, Şəkil 7-də, ulduz kütləsinə qarşı ümumi (düşmə) halo kütləsi (üst panel) və ya halo-ulduz-kütlə nisbətində ulduz kütləsinə qarşı (alt panel) göstərilmişdir. Qalın qatı (qırmızı) xətt orta əlaqəni, incə nöqtəli xətlər isə 30 subhalo kataloqu arasında 1-səpələnməsini göstərir. Yüksək ulduz kütləsindəki hamar əyri, Leauthaud və digərlərinin analizindəki nəticələri göstərir. (2012, - L12 bundan sonra), müqayisə üçün qalaktika-qalaktika linzası, qalaktika yığılması və ulduz kütləsi funksiyasından məhdudiyyətləri birləşdirən 6 6 6 Leauthaud et al. halo kütləsini maddə sıxlığının 200 misli olan ρ m sıxlıq kontrastından istifadə edərək tərif edin, beləliklə onların halo kütlələri z = 0.88 səviyyəsində eyni haloslar üçün bizimkindən yüzdə bir neçə böyük olacaq. .

Leauthaud və digərlərinin nəticələrini qeyd edirik. təcrid olunmuş sahə qalaktikalarına əsaslanır, halbuki indi bir qalaktika qrupunun nüvəsində dərin yerlərdə qalaktika populyasiyasını nəzərdən keçiririk. Digər tərəfdən, müqayisə üçün indiki kütlə M 0 deyil, subhalo düşmə kütləsi M i n f istifadə edirik. İndiki küme üzvləri qrupa düşdükləri anda tipik sahə qalaktikaları olsaydı və sonradan ulduz kütlələri dəyişməz qalsa, onların ulduz-düşmə kütlə nisbətlərinin tarla qalaktikaları üçün SHMR ilə uyğun olacağını gözləyərdik. onların düşməsi redshift. Bir dəstəyə düşən qalaktikalar, əlbəttə ki, tamamilə normal ola bilməz, çünki quruluşun ənənəvi mənzərəsi, qrupa birləşməmişdən əvvəl də ortalamadan sonra daha sıx bölgələrdə yerləşəcəklərini təxmin edir. Ulduz-düşmə-kütlə nisbətini sahə ilə SHMR ilə müqayisə etmək bu mümkün ekoloji asılılığı araşdırmağa imkan verir. Burada göstərilən L12 sahə nümunəsi üçün orta sürüşmə ⟨z⟩ = 0.88, subhalosun orta düşmə yenidən sürüşməsindən bir qədər aşağı olmalıdır, model 2 üçün ⟨zinf⟩ = 1.5. Ayrıca qeyd edirik ki, L12 SHMR-i yalnız aşağı ölçmüşdür bu yenidən sürüşmə zamanı (M h) ∼ 11.5 daxil etmək üçün nöqtəli xətt müqayisə olunmasına kömək etmək üçün güc qanununun aşağı kütlələrə uyğun bir ekstrapolyasiyasını göstərir.

Nəticələrimizdə iki əsas xüsusiyyəti görürük. Birincisi, orta ulduz kütlələrində nəticələrimiz həm yamacda, həm də normallaşmada Leauthaud və digərləri ilə təxminən uyğun gəlir. Normallaşmada cüzi (∼% 20) bir ofset ola bilər, ancaq klasterdən klasterə səpələnmə və iki nümunənin yenidən dəyişdirilməsindəki fərq nəzərə alınmaqla, cüzi dərəcədə əhəmiyyətlidir və eyni zamanda bizim tərəfimizdəki mümkün qərəzlər arasındadır. əvvəllər 2-ci hissədə müzakirə olunan ulduz kütləsi-işıq nisbətləri. Ulduz meydana gəlməsi və ya düşmədən sonra ulduz materialının soyulması kimi fiziki proseslər sahəyə nisbətən çoxluq qalaktikalarının ulduz kütlələrini də təsir edə bilər, bunun olub olmadığını müəyyənləşdirmək üçün daha yaxşı statistik dəlillərə ehtiyacımız var.

Alçaq ulduz kütlələrindəki nəticələrimizi L12 ilə yüksək ulduz kütlələrindəki nəticələrimizlə birləşdirdikdə SHMR, M ∗ ≪ 10 6 M masses ilə M ∗ ≳ 10 kütlələrindən tək güc qanunu M h ∼ M 0.39 ∗ ilə uyğun gələ bilər. 10 M ⊙ (baxmayaraq ki, bu nöqtədə əlaqənin meyli dəyişməyə başlayır). Behroozi et al. (2010), L12-də də istifadə olunan halo və ulduz kütləsi arasındakı əlaqə üçün daha dəqiq bir funksional forma təklif etdilər:

Günlük (M ∗ / M ⊙) = 5.0 - 10.5 aralığında nəticələrimiz bu formada [log (M 1 / M ⊙), log (M ∗, 0 / M ⊙), β, parametrləri ilə yaxşı təsvir edilmişdir δ və γ] = [12.45, 10.35, 0.39, 0.4, 1.0]. Yüksək kütlə ucundakı qeyri-müəyyənliklər nəzərə alınmaqla, məlumatlarımız yalnız zəif uç meylini β və normallaşmanı məhdudlaşdırır (M 1 və M ∗, 0 tərəfindən təyin edilmişdir). Ümumiyyətlə, Qızdakı zəif cırtdan qalaktikaların bolluğunu ölçmək, SHMR-in əvvəlki ölçülərini Ulduz kütləsində bir neçə dərəcə sırasına, Yerli Qrupun xaricində bilinən ən zəif qalaktikalara qədər uzatmağa imkan verir.

İkinci xüsusiyyət, nəticələrimizlə L12-nin böyük ulduz kütlələrindəki nəticələri arasında mümkün olan bir ofsetdir. Qız bürcünün nüvəsindəki ən kiçik obyektlər üçün nəticələr, 12 z⟩ = 0.88 olan L12 nəticələrindən times 2-3 qat daha çox düşmə halo kütlələrini təklif edir. Bunun səbəbi, ən böyük sistemlərin SHMR-nin bu kütlə aralığında daha aşağı olduğu zaman daha yüksək sürüşmə ilə birləşməsi ola bilər (aşağıda Şəkil 9-a baxın) və ya bu sistemlərdə sahəyə nisbətən ulduz meydana gəlməsinin yatırıldığını göstərə bilər. SHF-lərimizdəki yanaşma, eyni zamanda ulduz kütləsi miqyasımızı (yəni Şəkil 7-də sağa) 2-ci hissədə müzakirə edildiyi kimi 0,2 dex-ə qədər dəyişə bilər. Münasibətlərin sonunda statistik göstəricilər zəifdir, lakin pilot bölgədəki az sayda parlaq qalaktika var. Tam NGVS anketinin nəticələri bu tendensiyanı ulduz kütləsindəki bütün spektrdə araşdırmağa imkan verəcəkdir.

5.2. Son İşlərlə Müqayisə

Behroozi et al. (2013, - B13 bundan sonra) bu yaxınlarda orta qalaktika ulduzu meydana gəlmə tarixçələrini modelləşdirdi və geniş bir kütlə və sürüşmə sahəsindəki sahə qalaktikaları üçün SHMR-ni qiymətləndirdi. Qız bürcündəki nəticələrimizi düşmə qırmızı sürüşməsindəki SHMR sahəsini əks etdirdiyimizi düşünsək, eyni qırmızı sürüşmə aralığının əksəriyyətini əhatə edən, lakin ara qırmızı sürüşmədə halo kütləsində bir-iki sərhəd səviyyəsinə qədər uzanan B13-ləri tamamlayırıq.

Şəkil 8, əldə etdiyimiz SHMR'yi B13 və L12 nəticələri ilə müqayisə edir. İncə rəngli xətlər Behroozi et al. z = 0.1, 1, 2, 3, 4 və 5 üçün (müvafiq olaraq qara, mavi, mavi, yaşıl, sarı və narıncı), kəsikli xətlər isə Leauthaud et al. z = 0.37 və 0.88 üçün (müvafiq olaraq qara və mavi xətlər). Qalın qara xətt əldə etdiyimiz SHMR-i, nöqtəli xətlər isə 1--klasterdən səpələnməni göstərir. Yenə də nəticələrimiz SHMR sahəsinin z = 0-1-də bir qədər yuxarıda yerləşir, lakin z ∼ 2 redshift sahə qiymətləndirmələri ilə kifayət qədər yaxşı bir uzlaşmadır, kütlə aralığı 10 9 M ⊙ - 10 10 M ⊙. There is a possible discrepancy for M ∗ ≳ 3 × 10 10 M ⊙ , where we predict a factor of ∼ 2 deficit of stellar mass associated with the most massive halos that merged into Virgo. Some or all of this offset could be related to the possible bias in our mass-to-light ratios discussed in section 2 .

Figure 8.— The derived relationship between stellar mass and halo mass, compared to the results of B13 and L12. The thin colored lines show the models of Behroozi et al. for z = 0.1 , 1, 2, 3, 4 and 5 (black, blue, cyan, green, yellow, and orange respectively), while the dashed lines show the results of Leauthaud et al. for z = 0.37 and 0.88 (black and blue lines respectively). The thick black line shows our derived SHMR, and the dotted lines show the 1- σ cluster-to-cluster scatter.

These preliminary results seem promising, but are subject to a number of uncertainties. Figure 9 illustrates a few of the main uncertainties in the modeling. The top left panel compares our mean SHMR as a function of halo mass (solid black line with dotted lines indicating the 1- σ cluster-to-cluster scatter) to those of L12 and B13. As before, at large halo masses, we predict less stellar mass for a given halo mass. The discrepancy is particularly noticeable around the peak of star formation efficiency, M h ∼ 10 12 , where the field SHMR is almost 3 times what we find in Virgo. Our results here are based on the small number (6-7 in total) of very massive galaxies in the cluster core, so shot noise introduces considerable uncertainty in the abundance matching. Nonetheless, our results suggest a lower star formation efficiency for the most massive galaxies in the core of Virgo. In the conventional picture of hierarchical structure formation, the progenitors of these galaxies have always occupied high-density regions, so it is plausible that their star formation may have been suppressed even before infall into the cluster.

Figure 9.— The derived SHMR, compared to the results of B13 and L12. In each panel, the thin solid and dashed lines show the results of B13 and L12, with colors and line-styles as in Figure 8 . The top left panel shows the mean SHMR derived for model 2, with 1- σ simulation-to-simulation scatter (thick black line and dotted black lines respectively). The top right panel shows individual mass ratios binned by infall redshift (points with error bars colored as indicated). The bottom left panel shows the effect of alternate fits to the stellar mass function (solid lines), as well as the effect of fewer bursts in the SFHs (dotted line). The bottom right panel shows the SHMR derived for the two other subhalo counting models, model 0 (the raw AHF results – upper dotted curve) and model 1 (lower dashed curve), as well as the effect of reducing the mass of Virgo to icefrac 1 3 of the fiducial value (dot-dashed curve).

At lower halo masses, our results extend the trend seen between ∼ 2 × 10 11 and 10 12 M ⊙ down to halo masses of ∼ 5 × 10 9 M ⊙ . This appears to conflict with the results of B13 at z = 0.1 and z = 1 (thin black and blue curves), but only a fraction of the subhalos in the core of the cluster have infall redshifts this low, as is apparent from Figures 4 , 11 , or 12 . Instead, our mean results are most sensitive to subhalos with z ≳ 1 –2.

Since our abundance matching is based only on M i n f , independent of z i n f , we do not expect any significant redshift dependence in the final results. This is confirmed in the top right panel, where we show results for individual subhalos binned by infall redshift (points with error bars colors correspond to z < 0.5 (blue), 0.5 ≤ z < 1.5 (cyan), 1.5 ≤ z < 2.5 (green), 2.5 ≤ z < 3.5 (yellow), and z ≥ 3.5 (red)). Our derived SHMR is independent of z i n f to within the scatter, as expected. The models of B13 and L12 predict some evolution in the SHMR, particularly at low masses, so this is something we hope to test for with the results of the full NGVS stellar mass function, as discussed further in appendix A .

Uncertainties in the stellar mass function also affect the derived SHMR, as illustrated in the lower left panel. The four thick (solid) curves show a range of Schechter-function slopes and normalizations consistent with the pilot region stellar mass function, once photometric errors and population synthesis uncertainties are taken into account. Models with shallower slopes and/or higher normalizations are in excellent agreement with the results of B13 at z = 0.5–2.5, for halo masses up to ∼ 5 × 10 11 M ⊙ , although they still predict a lower SHMR at the largest halo masses. The dotted curve shows the effect of systematically higher mass-to-light ratios, if we have overestimated the importance of bursts in our SFHs, as discussed in section 2 . This would eliminate the discrepancy with the field results, except for the few most massive systems (halo masses of ∼ 1 –2 × 10 12 M ⊙ or more), where the cluster-to-cluster scatter is large.

One shortcoming of our method is the systematic uncertainty associated with subhalo counting. The bottom right panel shows how the three models presented in section 4.4 predict dramatically different SHMRs. The raw AHF results (model 0) find relatively few surviving subhalos in the cluster core, so galaxies are matched to objects further down the mass function, producing an extremely high SHMR (upper dotted black line). This seems inconsistent with the field results of B13 at all redshifts, confirming that the raw AHF catalog probably underestimates subhalo abundance. The most conservative subhalo counting model, model 1 (lower dashed curve), predicts a SHMR 5–10 times lower than that of B13 at all stellar masses, which also seems implausible given the field results. Our intermediate model, model 2 (middle, solid curve) matches the results of B13 fairly well where the two overlap in mass and redshift, except for the 6–7 most massive objects, as discussed previously. Assuming the normalization in B13 is correct, model 2 therefore seems the most plausible method for counting subhalo ancestors. We will have the opportunity to test this model further when results are available for the entire NGVS survey region at that point the distinct spatial and velocity distributions predicted by the three models (cf. Figure 5 ) should provide an alternative way of selecting between them.

Finally, we also consider the effect of an overall mass rescaling on the SHMR. The mass of Virgo has been argued to lie anywhere in the range 0.33–1.2 times our fiducial value 5.76 × 10 14 M ⊙ , as discussed in section 3 . Since our simulations were rescaled to the fiducial mass, adopting a smaller mass would reduce all subhalo masses by the same factor. On the other hand, adopting a smaller virial radius would increase the fraction of the cluster covered by the pilot survey, and thus the fraction of subhalos located in this region. Adjusting the mass scalings in our simulations, we find these two effects partially cancel adopting a mass 1.2 times larger has little effect on the pilot region SIMF, while adopting a mass 0.33 times smaller shifts it down by a factor of 2 in subhalo mass. The long-dashed curve in the lower right panel of Figure 9 shows the effect of this shift clearly this would also help reconcile the results in Virgo with the field SHMR determination of B13 at redshifts 0.5–1.5 (thin blue/cyan curves), or the measurement of L12 at z = 0.88 (dashed blue curve).


Estimating the virial mass of a galaxy cluster from its $M_{500}$ measurement - Astronomy

Astronomers have long relied on photometry to yield estimates on mass, specifically through well defined mass to luminosity ratios (M / L). This is not at all surprising, since visual astronomy relies on the light emitted from distant objects. For example, the M / L ratio for the sun is M / L = 5.1 × 10 3 kg/W since this number is not terribly instructive, one usually measures mass to luminosity in terms of the sun's mass and luminosity such that M / L = 1 by definition. Thus by measuring the light output of an object (for example a galaxy or cluster of galaxies) one can use well-defined M / L ratios in order to estimate the mass of the object.

In the early 1930s, J. H. Oort found that the motion of stars in the Milky Way hinted at the presence of far more galactic mass than anyone had previously predicted. By studying the Doppler shifts of stars moving near the galactic plane, Oort was able to calculate their velocities, and thus made the startling discovery that the stars should be moving quickly enough to escape the gravitational pull of the luminous mass in the galaxy. Oort postulated that there must be more mass present within the Milky Way to hold these stars in their observed orbits. However, Oort noted that another possible explanation was that 85% of the light from the galactic center was obscured by dust and intervening matter or that the velocity measurements for the stars in question were simply in error. [1]

Around the same time Oort made his discovery, Swiss astronomer F. Zwicky found similar indications of missing mass, but on a much larger scale. Zwicky studied the Coma cluster, about 99 Mpc (322 lightyears) from Earth, and, using observed doppler shifts in galactic spectra was able to calculate the velocity dispersion of the galaxies in the Coma cluster. Knowing the velocity dispersions of the individual galaxies (i.e. kinetic energy), Zwicky employed the virial theorem to calculate the cluster's mass. Assuming only gravitational interactions and Newtonian gravity (F 1 / r 2 ), the virial theorem gives the following relation between kinetic and potential energy:

where < T > is the average kinetic energy and < U > is the average potential energy. Zwicky found that the average mass of one nebula within the Coma cluster is Mnebula = 4.5 × 10 10 M , with about a thousand nebula in the cluster (so the total mass of the cluster Mcluster 4.5 × 10 13 M ). This result was startling because a measurement of the luminosity of the cluster using standard M / L ratios for clusters gave a mass approximately 10% of this value. In essence, galaxies only accounted for about two percent of the total mass with intracluster gas contributing another ten percent the vast majority of the mass of the Coma cluster was for some reason non-luminous. [2<>]

Roughly 40 years following the discoveries of Oort, Zwicky, and others, Vera Rubin and collaborators conducted an extensive study of the rotation curves of 60 isolated galaxies. [3] The galaxies chosen were oriented in such a way so that material on one side of the galactic nucleus was approaching our galaxy while material on the other side was receding thus the analysis of spectral lines (Doppler shift) gave the rotational velocity of regions of the target galaxy. Additionally, the position along the spectral line gave angular information about the distance of the point from the center of the galaxy. Ideally one would target individual stars to determine their rotational velocities however, individual stars in distant galaxies are simply too faint, so Rubin used clouds of gas rich in hydrogen and helium that surround hot stars as tracers of the rotational profile.

It was assumed that the orbits of stars within a galaxy would closely mimic the rotations of the planets within our solar system. Within the solar system,

harada v(r) is the rotation speed of the object at a radius r, G is the gravitational constant, and m(r) is the total mass contained within r (for the solar system essentially the sun's mass), which is derived from simply setting the gravitational force equal to the centripetal force (planetary orbits being roughly circular). Buna görə də v(r) 1/ r 1/2 , meaning that the velocity of a rotating body should decrease as its distance from the center increases, which is generally referred to as "Keplerian" behavior.

Rubin's results showed an extreme deviation from predictions due to Newtonian gravity and the luminous matter distribution. The collected data showed that the rotation curves for stars are "flat," that is, the velocities of stars continue to increase with distance from the galactic center until they reach a limit (shown in Fig. 1). An intuitive way to understand this result is to apply Gauss's law for gravity (in direct analogy with Gauss's Law for the electric field):

where the left hand side is the flux of the gravitational field through a closed surface and the right hand side is proportional to the total mass enclosed by that surface. If as the radius of the Gaussian surface increases more and more mass in enclosed, then the gravitational field will grow, leading to a larger rotational velocity. If, however, the mass enclosed decreases or remains constant as the Gaussian surface grows, then the gravitational field will fall, leading to smaller and smaller rotational velocities. Near the center of the galaxy where the luminous mass is concentrated falls under the former condition, whereas in the outskirts of the galaxy where little to no additional mass is being added (the majority of the galaxy's mass being in the central bulge) one expects the situation to be that of the latter. Therefore, if the rotational velocities remain constant with increasing radius, the mass interior to this radius must be increasing. Since the density of luminous mass falls past the central bulge of the galaxy, the "missing" mass must be non-luminous. Rubin summarized, "The conclusion is inescapable: mass, unlike luminosity, is not concentrated near the center of spiral galaxies. Thus the light distribution in a galaxy is not at all a guide to mass distribution." [3]

In the 1970s, another way to probe the amount and distribution of dark matter was discovered: gravitational lensing. Gravitational lensing is a result of Einstein's Theory of Relativity which postulates that the universe exists within a flexible fabric of spacetime. Objects with mass bend this fabric, affecting the motions of bodies around them (objects follow geodesics on this curved surface). The motions of planets around the sun can be explained in this way, much like how water molecules circle an empty drain. The path of light is similarly affected light bends when encountering massive objects. To see the effects of gravitational lensing, cosmologists look for a relatively close, massive object (often a cluster of galaxies) behind which a distant, bright object (often a galaxy) is located. If the distant galaxy were to be located directly behind the cluster, a complete "Einstein ring" would appear this looks much like a bullseye, where the center is the closer object and the ring is the lensed image of the more distant object. However, the likelihood of two appropriately bright and distant objects lining up perfectly with the Earth is low thus, distorted galaxies generally appear as "arclets," or partial Einstein rings.

In 1979, D. Walsh və s. were among the first to observe gravitational lensing. Working at the Kitt Peak National Observatory, they found two distant objects separated by only 5.6 arc seconds with very similar redshifts, magnitudes, and spectra. [4] They concluded that perhaps they were seeing the same object twice, due to the lensing of a closer, massive object. Similar observations were made by R. Lynds and V. Petrosian in 1988, in which they saw multiple arclets within clusters. [5]

We can study a distant galaxy's distorted image and make conclusions about the amount of mass within a lensing cluster using this expression for e, the "Einstein radius" (the length of an arclet in radians):

harada G is the gravitational constant, M is the mass of the lens, c is the speed of light,and dLS, dLdS are the distance between the lens and source, the distance to the lens, and the distance to the source, respectively. Physicists have found that this calculated mass is much larger than the mass that can be inferred from a cluster's luminosity. For example, for the lensing cluster Abell 370, Bergmann, Petrosian, and Lynds determined that the M / L ratio of the cluster must be about 10 2 - 10 3 solar units, necessitating the existence of large amounts of dark matter in the cluster as well as placing constraints on its distribution within the cluster. [6] *****


Temi correlati:

The injection of energy and momentum into the interstellar medium by young massive stars&rsquo intense radiation fields and their fast, radiatively driven winds can have a profound influence on their formation and environment. Massive star forming regions are rare and highly obscured, making the early moments of their formation difficult to observe. Instead, we must turn to theory to elucidate the physics involved in the formation of massive stars and massive star clusters (MSCs), which can host thousands of massive stars. In my thesis, I developed analytical and numerical techniques to study the formation of massive stars and how stellar wind feedback affects the dynamics of gas that surrounds MSCs. To estimate the initial rotation rates of massive stars at birth, I developed a protostellar angular momentum evolution model for accreting protostars to determine if magnetic torques can spin down massive stars during their formation. I found that magnetic torques are insufficient to spin down massive stars due to their short formation times and high accretion rates. Radiation pressure is likely the dominate feedback mechanism regulating massive star formation. Therefore detailed simulation of the formation of massive stars requires an accurate treatment of radiation. For this purpose, I developed a new, highly accurate radiation algorithm that properly treats the absorption of the direct radiation field from stars and the re-emission and processing by interstellar dust. With this new tool, I performed a suite of three-dimensional adaptive mesh refinement radiation-hydrodynamic simulations of the formation of massive stars from collapsing massive pre-stellar cores. I found that mass is channeled to the massive star via dense infalling filaments that are uninhibited by radiation pressure and gravitational and Rayleigh-Taylor instabilities. To determine the importance of stellar wind feedback in young MSCs, I used observations to constrain a range of kinetic energy loss channels for the hot gas produced by the shock-heating of stellar winds to explain the low X-ray luminosities observed in Hii regions. I demonstrated that the energy injected by stellar winds is not a significant contributor to stellar feedback in young MSCs.

At the time of the doctoral defense, the following papers were unpublished and had a status as follows: Paper 5: Manuscript. Paper 6: Manuscript.

25% of the Universe. All searches regarding the Weakly Interacting Massive Particle, one of the principal candidates for Dark Matter, have given negative results this has compelled experiments to increase their sensitivity. Notwithstanding, neutrinos may stand in the way of such experimental searches given that they may constitute an irreducible background. In this thesis, we will address these three different phenomena, neutrino mass models, detection of the cosmic neutrino background and the neutrino background in Dark Matter searches, by considering the different characteristics in each case. In the study of neutrino mass models, we will consider models for both Majorana and Dirac neutrinos specifically, we will probe the neutrinophilic two-Higgs-doublet model. Regarding the detection of relic neutrinos, we will analyse the consequences of the existence of the beyond Standard Model physics in the capture rate by tritium. Finally, we will scrutinize the impact of neutrinos in Direct Detection WIMP searches, by considering Standard Model plus additional interactions in the form of simplified models.
Ao longo do século XX testemunhamos as revoluções quântica e relativista que aconteceram na Física. O desenvolvimento da Mecânica quântica e da teoria da relatividade foi o prelúdio de inúmeras descobertas e avanços tecnológicos fundamentais em particular, a descoberta dos neutrinos. No entanto, a sua total compreensão ainda é um mistério para a física de partículas. Entendidos como partículas fermiônicas fundamentais, os neutrinos possuem sua natureza desconhecida. Podendo ser diferentes de suas antipartículas, denominadas férmions de Dirac, ou também podendo ser as suas próprias antipartícula, sendo conhecidas como férmions de Majorana. Por outro lado, o valor de sua massa continua sendo um problema em aberto, supostamente relacionado à sua natureza. Portanto, é importante estudarmos modelos fenomenológicos viáveis para as duas naturezas possíves dos neutrinos. Além disso, é necessário procurar outros processos físicos cujos resultados experimentais sejam distintos de acordo com a natureza do neutrino. Um método bastante difícil, mas promissor, corresponde à detecção do fundo de neutrinos cósmicos, isto é, os neutrinos relíquia do Big Bang. Análises prévias mostraram que as taxas de detecção para neutrinos de Dirac e de Majorana resultam em valores distintos. Porém, este resultado foi obtido supondo como base o Modelo Padrão assim, é crucial entender as possíveis consequências da existência de interações desconhecidas na detecção dos neutrinos da radiação cósmica de fundo. Outra relíquia notável prevista pela Cosmologia é a desconhecida Matéria Escura, que compõe

25% do Universo. Todas as buscas por WIMPs (do inglês Weakly Interactive Massive Particles), um dos principais candidatos a Matéria Escura, tem dado resultados negativos. Isto tem forçado a criação de experimentos cada vez mais sensíveis. Contudo, os neutrinos poderão ser um obstáculo nessas buscas experimentais, pois estes convertir-se-ão em um fundo irredutível. Na presente tese, abordaremos estes três fenômenos diferentes, modelos de massa para os neutrinos, a detecção do fundo de neutrinos cósmicos e o fundo de neutrinos em experimentos de detecção direta de Matéria Escura, considerando as distintas características em cada caso. No estudo dos modelos de massa para os neutrinos consideraremos modelos para neutrinos de Majorana e Dirac exploraremos modelos neutrinofílicos com dois dubletos de Higgs. Enquanto à detecção dos neutrinos relíquia, analisaremos as consequências da presença de física além do Modelo Padrão na taxa de captura pelo trítio. Finalmente, examinaremos o impacto dos neutrinos em experimentos de detecção direta de WIMPs, supondo as interações do Modelo Padrão junto com interações adicionais na forma de modelos simplificados.


Videoya baxın: Qalaktika. Və Onun 3 Əsas Tipi (Oktyabr 2021).