serra by xiaocuisanmin

VIEWS: 0 PAGES: 33

									                        Extracting dynamical
                    properties of galaxy clusters
                      beyond their virial radius
                                       Ana Laura Serra
                             under the supervision of Antonaldo Diaferio




             CAUSTIC Group
             Dipartimento di Fisica Generale “Amedeo Avogadro”
             Università di Torino



Torino, February 7th, 2011
Overview   Applications   Future work     Conclusions


                                    Where does a galaxy cluster come from?
Overview           Applications       Future work             Conclusions



                          Formation of large scale structure in the Universe




                              At first the ripples evolve         Then they interact with 
                                     independently               others in non linear ways
 Early Universe
(small perturbations)
                                  the small over­density fluctuations attract additional 
                                              mass as the Universe expands
  Overview          Applications      Future work        Conclusions



                             Formation of large scale structure in the Universe


Gravitational instability produces         merger of small clumps at the intersection 
high peaks of the density field            of a filamentary large scale structure




                                                                                 GALAXY 
                                                                                 CLUSTER
Overview       Applications      Future work     Conclusions


                   a few Mpc
                  ~1014­15Msun     hundreds 
                                   of galaxies   ~80% ­ DM
                                                 ~20% ­ hot diffuse plasma
largest gravitationally bound                               ­ stars, dust, cold gas (gxs)
   systems in the universe



                                  Galaxy
                                  clusters
Overview       Applications      Future work     Conclusions


                   a few Mpc
                  ~1014­15Msun     hundreds 
                                   of galaxies   ~80% ­ DM
                                                 ~20% ­ hot diffuse plasma
largest gravitationally bound                               ­ stars, dust, cold gas (gxs)
   systems in the universe
                                                            High­mass tail of mass function

                                  Galaxy                                           number density  

                                  clusters                                          measurement of 
                                                                                cosmological parameters
                                                    number of systems with a given mass per unit volume
                                                   number of systems with a given mass per unit volume




                                                    Reiprich & Böhringer 2002
                                                                                      Ωm=0.12
                                                                                      σ8=0.96
Overview       Applications      Future work     Conclusions


                   a few Mpc
                  ~1014­15Msun     hundreds 
                                   of galaxies   ~80% ­ DM
                                                 ~20% ­ hot diffuse plasma
largest gravitationally bound                               ­ stars, dust, cold gas (gxs)
   systems in the universe
                                                            High­mass tail of mass function

                                  Galaxy                                           number density  
  galaxy­environment 
       connection                 clusters                                          measurement of 
                                                                                cosmological parameters
                                                   number of systems with a given mass per unit volume




                                                    Reiprich & Böhringer 2002
                                                                                      Ωm=0.12
                                                                                      σ8=0.96
  Overview        Applications          Future work       Conclusions



How to measure the                                    Virial theorem
mass of galaxy clusters ?
                                                      Jeans Equation

                                                      Scaling relations

                                                      X ray temperature




                            ~0.5 r200: X­ray




                                 ~r200: virial 
                                 analysis
  Overview        Applications          Future work       Conclusions



How to measure the                                    Virial theorem
mass of galaxy clusters ?
                                                      Jeans Equation

                                                      Scaling relations

                                                      X ray temperature

                                                      Lensing
     No assumption of dynamical equilibrium
                                                      CAUSTIC TECHNIQUE

                        ~0.1 r200: SL

                            ~0.5 r200: X­ray




                                 ~r200: virial 
                                 analysis




                                  WL & CT
   Overview         Applications        Future work            Conclusions



Caustic Technique – Spherical infall model




time



    evolves like a Friedmann         For any small density               Structure will be formed 
   model (expanding medium)       perturbation there will be a             if, at some time, the 
                                 competition between its self­          spherical region ceases to 
                                gravity (which is attempting to               expand with the 
                                 increase the density) and the          background universe and 
                                   general expansion of the             instead begins to collapse
                                universe (which decreases the 
                                            density)
  Overview             Applications   Future work    Conclusions


                                                                   v=H0r+vpec

                                                                   vturn=H0r
   When observed in redshift 
     space, the infall pattern 
  around a rich cluster appears                                    vinf=­vpec+H0r
      as a “trumpet” whose 
    amplitude A(θ) decreases 
      with θ (Kaiser, 1987)




                                                    vlos
from spherical infall model
    (Regös & Geller, 1989)




                                                                           Rp
                         Overview          Applications            Future work       Conclusions

                                          Simulated data


                                                                                                Real data
Line­of­sight velocity




                                                                                             Ω0=0.2, 0.5, 1.0
                                                                                                    van Haarlem et al. 1993




                                                                                 but clusters accrete mass anisotropically
                                                                                  → the velocity field can have a substantial 
                                                                                 non­radial random component 
                                    projected distance to the center
    van Haarlem & van de Weygaert 1993
Overview           Applications            Future work            Conclusions



                            gxs outside 3.5 σ
       gxs with r ≤ 3R200                         true caustics
                                                                                Escape velocity


                                                                     These random components 
                                                                        increase the caustic 
                                                                    amplitude when compared to 
                                                                        the spherical model




                                                            but clusters accrete mass anisotropically
A(θ) infall model < A(θ) non­radial random components        → the velocity field can have a substantial 
                                                            non­radial random component 
Overview            Applications            Future work       Conclusions




Interpretation: A(θ) is the 
average over a volume d3r of the 
square of the l.o.s. component of 
the escape velocity




                                                          but clusters accrete mass anisotropically
 A(θ) infall model < A(θ) non­radial random components     → the velocity field can have a substantial 
                                                          non­radial random component 
Overview            Applications            Future work       Conclusions




Interpretation: A(θ) is the 
average over a volume d3r of the 
square of the l.o.s. component of 
the escape velocity



    HOLDS INDEPENDENTLY OF THE DYNAMICAL STATE OF THE CLUSTER




                                                          but clusters accrete mass anisotropically
 A(θ) infall model < A(θ) non­radial random components     → the velocity field can have a substantial 
                                                          non­radial random component 
Overview       Applications        Future work   Conclusions



                                                               Mass estimate




        Mass of an infinitesimal shell


                                         where


                                                     is a slowly changing 
  Theoretical framework of the                       function of r

    CAUSTIC TECHNIQUE
Overview       Applications    Future work       Conclusions



                                                   Our project

                                      To explore how well the technique 
     Developed in the '90s            performs regarding
     Problem: it requires a               MASS/POTENTIAL ESTIMATES
      hundreds of galaxy
           redshifts                      DETECTION OF MEMBERS

                                          IDENTIFICATION OF
                                          SUBSTRUCTURES
    Nowadays the required 
                                      To evaluate and improve the code to 
      data are available
                                      remove systematic errors



                                      To apply the technique to real data
    CAUSTIC TECHNIQUE
Overview        Applications     Future work        Conclusions



                                                      Our project

                                         To explore how well the technique 
      Developed in the '90s              performs regarding
      Problem: it requires a                 MASS/POTENTIAL ESTIMATES
       hundreds of galaxy
            redshifts                        DETECTION OF MEMBERS

                                             IDENTIFICATION OF
                                             SUBSTRUCTURES
     Nowadays the required 
                                         To evaluate and improve the code to 
       data are available
                                         remove systematic errors



                                         To apply the technique to real data
     CAUSTIC TECHNIQUE



 We have applied the Caustic Technique to 3000 mock catalogs, built from 100 
               simulated clusters with  M(<r200) ≥ 1014h­1Msun
Overview    Applications   Future work   Conclusions



1   Binary tree & σ­plateau
                                                Binding energy




                                                Binary Tree


                                                        σ plateau

                                                        main group
                                                        members
                                                       center
Overview          Applications           Future work   Conclusions


                                                       measured caustics         true caustics
2   Redshift diagram


                                       fq




3   Caustic location                                       distribution of N galaxies 

          We choose the parameter κ that 
     determines the correct caustic location as 
             the root of the equation
  Overview          Applications   Future work   Conclusions



 3    Potential and mass profiles

                                                       Escape velocity: better 
                                                      than 10% up to r~r200


                                                       3000 simulated clusters with
                                                            M200≥1014 h­1Msun




Serra et al. 2010
  Overview          Applications   Future work   Conclusions



        Spread: projection effects

                                                       Escape velocity: better 
                                                      than 10% up to r~r200


                                                       3000 simulated clusters with
                                                            M200≥1014 h­1Msun




Serra et al. 2010
  Overview          Applications   Future work   Conclusions



 3    Potential and mass profiles



                                                   Mass profile: (0.6­4) r200 better than 
                                                  15% ; r<r200 : overestimation of the 
                                                  mass up to 70%



                                                       3000 simulated clusters with
                                                            M200≥1014 h­1Msun




Serra et al. 2010
  Overview             Applications                                                                   Future work         Conclusions



Stacked cluster




                                      measured gravitational potential/true gravitational potential
           |∆vlos|=2000km/s

                       2.46 
                       Mpc/h
               2.46 
               Mpc/h




  spread decreases with 
   number of galaxies




Serra et al. 2010
                                                                                                                    projected distance to the center
Overview    Applications   Future work       Conclusions



                                               Our project

                                  To explore how well the technique 
                                  performs regarding
                                      MASS/POTENTIAL ESTIMATES

                                      DETECTION OF MEMBERS

                                      IDENTIFICATION OF
                                      SUBSTRUCTURES

                                  To evaluate and improve the code to 
                                  remove systematic errors



                                  To apply the technique to real data
    CAUSTIC TECHNIQUE
Overview         Applications        Future work           Conclusions



 Membership                                               gxs outside 3.5 σ
                                      gxs with r ≤ 3R200                      true caustics
 Escape velocity      members




     completeness




                                Clusters
                                  To study the dependence of properties on the environment 
                                we need to know whether a galaxy is member of a cluster

                                true  member = bound galaxy                   Serra & Diaferio, in prep
    contamination
Overview           Applications    Future work      Conclusions



 Membership
 Escape velocity      members          ANY

 gravitational potential             SYSTEM


                                  Galaxy clusters

                                    Dwarf           The technique is highly versatile and 
                                  spheroidal             allows for the detection of 
               M/L up to 40                           interlopers also at small scales 
                                   galaxies
CDM dominated systems

Interlopers: do they bias 
 the velocity dispersion 
        estimate?
 Overview           Applications   Future work         Conclusions



 Membership
  Escape velocity      members


                                          Dwarf Spheroidal Galaxies
                                          (Fornax, Carina, Leo I, Sculptor, Sextans)

                                             Mass → 




Serra, Angus & Diaferio, 2010
Overview    Applications   Future work       Conclusions



                                               Our project

                                  To explore how well the technique 
                                  performs regarding
                                      MASS/POTENTIAL ESTIMATES

                                      DETECTION OF MEMBERS

                                      IDENTIFICATION OF
                                      SUBSTRUCTURES

                                  To evaluate and improve the code to 
                                  remove systematic errors



                                  To apply the technique to real data
    CAUSTIC TECHNIQUE
  Overview          Applications        Future work          Conclusions



(Sub)structures
The binary tree is able to identify groups around the cluster and also substructures inside the 
cluster because it links the galaxies according to their pairwise projected binding energy
 Overview       Applications        Future work        Conclusions




Application to real data

      ~6000 systems ­galaxy groups and clusters­ in volume­limited samples of the 
      Sloan Digital Sky Survey (SDSS) redshift survey (Berlind et al. 2006). 
      Collaboration with de Carvalho & Lopes



      Shapley supercluster
      (master's thesis of Iary Davidzon)
 Overview        Applications        Future work          Conclusions



Published papers
 Serra, Angus & Diaferio, 2010
    “Implications for dwarf spheroidal mass content from interloper removal”
    Astronomy & Astrophysics, 524A, 16S

 Serra, Diaferio, Murante & Borgani, 2010
    “Measuring the escape velocity and mass profiles of galaxy clusters beyond their virial radius”
    MNRAS in press

Papers in preparation

 Serra & Diaferio
    “Identifying members in galaxy clusters” (working title)

Future papers
 Serra & Diaferio ­ (sub)structures in galaxy clusters

 Davidzon et al. – Shapley supercluster

 Lopes et al. – SDSS groups and clusters
  Overview          Applications        Future work          Conclusions           THANK YOU!

Work done: mass/potential profiles, real data
      The Caustic Technique and gravitational lensing are the only 2 methods available to measure 
      the mass profile of clusters beyond the virial radius without assuming dynamical equilibrium.

The applications of the Caustic Technique to a large sample of simulated clusters demonstrated 
that the escape velocity is recovered with ~25% 1­σ uncertainty and the mass profile with ~50% 
1­σ uncertainty up to 4r200(Serra et al. 2010).

      The freedom on the algorithm parameters are not responsible for all the spread of the 
      profiles. In fact, the spread mostly originates from the assumption of spherical symmetry.

 The application of the technique to 5 dSphs has yield results compatible with previous mass 
 estimates (Serra, Angus & Diaferio, 2010)
Current work: membership
     The technique is able to detect true members with a completeness of ~94% and a 
     contamination of ~27% at 3r200 (Serra & Diaferio in prep.)

Future work: substructures, real data
 The binary tree is a tool for identifying structures and substructures. Once tested on simulated 
 halos it could be used to analyze the state of relaxation of clusters.

     The technique has been proved to yield robust results when applied to real data in previous 
     works. We plain to apply it to a large number of systems in the near future.

								
To top