luminosità x degli ammassi di galassie il 15% della massa del cluster è costituito da un plasma...
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Luminosità X degli ammassi di galassie
Il 15% della massa del cluster è costituito da un plasma caldo ionizzato dettoINTRA-CLUSTER MEDIUM che può raggiungere temperature di 107-108 K.
La luminosità X è un valido criterio di selezione per gli ammassi di galassie :
è efficiente in un largo range di redshift è uno stimatore della massa del cluster
BremsstrahlungBremsstrahlung
La funzione di luminosità
Densità numerica di ammassi in funzione della luminosità La funzione di luminosità è strettamente legata alla massa del cluster. Se misurata per un grande campione di ammassi fornisce una buona stima della
In particolare:
Calibrazione dell’ampiezza delle fluttuazioni in densità dello spettro di potenza Calcolo della densità media dell’Universo
Richiedo un campione vasto (eliminare scatter statistico e cosmico) e omogeneo (minimizzare le incertezze e gli effetti della selezione)
Funzione di massa degli ammassi di galassieFunzione di massa degli ammassi di galassie
Statistica su grande scalaStatistica su grande scala Test sui modelli cosmologiciTest sui modelli cosmologici
La survey
La ROSAT-ESO Flux-Limited X-ray (REFLEX) cluster survey comprende 452 ammassi locali (449 redshift) con flusso X > 3 10-12 erg s-1cm-2 nella banda 0.1-2.4 Kev localizzati con il satellite ROSAT (1.1.1990-12.02.1999)
Area survey: 4.24 sr nell’emisfero sud.
I candidati cluster sono stati trovati tramite correlazione della sorgente X con una densità di galassie nel database ottico COSMOS.
Per il calcolo dei redshift sono stati utilizzati i telescopi dell’ESO a La Silla in Cile.
Una rappresentazione pittorica della distribuzione spaziale degli ammassi del catalogo REFLEX, entro una semisfera con un diametro di 3.6 miliardi di anni luce, in cui la Terra è al centro.
Calcolo della funzione di luminosità
Flusso nominale X: conversione dei conteggi di fotoni in flusso assumendo uno spettro del tipo Raymond-Smith a T=5 keV, met = 0.3 met ,z=0 (taglio indipendente da z).
Flusso X: calcolato da uno spettro campione, conoscendo il redshift dell’oggetto. Lx
Volume della survey:volume del cono sotteso dall’area della survey e dalla distanza a cui un
cluster di data Lx sia osservato al flusso limite (DL lim).
dove la correzione k dipende dalla funzione di sensibilità
Densità
La funzione di luminosità è “binnata” (un punto corrisponde a 20 cluster)
DL lim2 Lx
4Fncorr(Lx ,DL lim)k(T ,z,NH )
n(L) 1L
1Vmax(Li )i1
N
V(Lx)V(Lx)
Calcolo della funzione di luminosità
Correzione per il flusso perso da GCA aumenta la luminosità dell’8% ma non cambia la forma della relazione
Fit con una funzione di Schechter
Su un range di L da 1042erg/sec porta a valori di chi quadro che la identificano come una buona
rappresentazione dei dati.
Includere gli effetti dovuti alle incertezze sul calcolo dei flussi e del Vmax non porta a cambiamenti significativi della relazione
La disponibilità di un vasto campione di ammassi ha permesso di determinare la funzione di luminosità anche di sotto-campioni di ammassi con differenti flussi limite per dimostrare la stabilità del risultato.
Confronto con la funzione di luminosità ottenuta con survey antecedenti REFLEX: si ha la conferma dell’andamento previsto dalla RASS1(De Grandi et al.) ma con un forte miglioramento in accuratezza.
Risultati
n(L)dLn0 exp( LL*
)(LL*
) dLL*
Risultati: confronto con altre survey
Una combinazione di osservazioni indipendenti e tra loro complementari è in grado di vincolare fortemente il valore dei contributi alla densità totale da parte della materia (inclusa quella oscura), noto come ΩM , e della cosiddetta energia oscura, ΩΛ. Come si vede, REFLEX (“galaxy clusters”) fornisce un vincolo estremamente stretto su ΩM , contribuendo ad isolare il ristretto intervallo di valori che caratterizza l’attuale modello standard, ovvero ΩM ~ 0.3 e ΩΛ ~ 0.7.
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Risultati: limiti sul valore di m
Referenze:
Il materiale per questa presentazione è stato tratto da:
Böhringer ,H. et al.,”The REFLEX Galaxy Cluster Survey IV:The X ray Luminosity Function”, 2001, Apj, 566, 93-102.
Rosati, P., Borgani, S., Norman, C.,”The Evolution of X-ray Cluster of Galaxies”, 2002, Annual Reviews of A&A, 40; 539-577.
Risultati: limiti sul valore di m
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