Gravitational lensing in Galaxy Cluster Abell 1689 [Elektronische Ressource] / submitted by Aleksi Halkola

Aleksi Halkola

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2007
• Nombre de lectures: 19
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 9 Mo

Extrait

Gravitational Lensing in
Galaxy Cluster Abell 1689
Aleksi HalkolaGravitational Lensing in
Galaxy Cluster Abell 1689
Aleksi Halkola
Ph.D. Thesis
at the faculty of physics
of Ludwig Maximilians Universit at¨ Munchen¨
Submitted by
Aleksi Halkola
Munich, 9. November 2006First Examiner: Prof. Dr. Ralf Bender
Second Prof. Dr. Hans Bohringer¨
Date of oral examination: 16. April 2007Zusammenfassung
In dieser Doktorarbeit wird der Galaxienhaufen A1689 untersucht. Der Haufen ist
relativ nahe (die Rotverschiebung ist 0:18) und es existieren hervorragende Bild
daten im Hubble Space Teleskop Archiv, die eine unubertro¨ ene Vielzahl an Gravi
tationslinseneekten aufweisen. Wir benutzen diese so genannten Arcs und ca. 100
Mehrfachbilder von Galaxien, um verschiedene Aspekte seiner Massenverteilung zu
untersuchen.
Am Anfang wird eine kurze Einfuhrung¨ in die Kosmologie und Allgemeine Re
lativitatstheorie¨ sowie eine Motivation fur¨ diese Doktorarbeit gegeben. Es folgt eine
Beschreibung des Programms, das fur¨ die Analyse des starken Linseneekts entwickelt
wurde.
Der Schwerpunkt dieser Arbeit beruht auf der Identifizierung gelinster Mehrfach
bilder von Hintergrund Galaxien. Ihre Positionen dienen dazu, sowohl die globale
Massenverteilung des Haufens als auch die Masse, die mit den ihnen innewohnen
den Galaxien assoziert ist, einzuschrank¨ en. Durch die sogenannte Fundamental Plane
wurde die Geschwindigkeitsdispersion dieser Haufengalaxien abgeschatzt.¨ Die glatte
Komponente der dunklen Materie (DM) im Galaxienhaufen wird mit zwei alternativen
Parametrisierungen beschrieben, einem nicht singularen¨ isothermen Ellipsoid (NSIE)
und einem elliptischen Navarro Frenk White Profil (ENFW). Mit dem Linsenmodell
erhalten wir dann sowohl das gesamte Massenprofil als auch die separaten Beitrage¨ von
der Galaxienkomponente und der glatt verteilten dunklen Materie. Die beiden konkur-
rierenden DM Profile liefern dieselbe Fitqualitat¨ und sind daher nicht unterscheidbar.
Die Ergebnisse mit Massenprofilen, die aus Rontgendaten¨ und dem schwachen Lin
seneekt abgeleitet wurden, liegen um einen Faktor 2 niedriger. Diese Diskrepanz
wurde in der Literatur bereits diskutiert, und es besteht ein genereller Konsens, dass
systematische Fehler in der Anwendung der beiden anderen Methoden die Ursache
sind. Verglichen mit Massenprofilen von A1689, die aus fruheren¨ Analysen des starken
Linseneekts stammen, liefert diese Arbeit ahnliche¨ Ergebnisse, wobei unsere Arbeit
die Mehrfachbilder und Arcs signifikant besser reproduziert. Die Ursache dafur¨ ist
die sorgfaltige¨ Berucksichtigung¨ der Galaxienkomponente in unserem Modell. Diese
Galaxienkomponente wird im Detail studiert und die Ausdehnung der dunklen Ma
teriehalos bestimmt. Verglichen mit Feldgalaxien sind die Halos der Haufengalax
ien jedoch deutlich kleiner. Mit dieser Arbeit ist zum ersten Mal die Großenmessung¨
der Galaxienhalos mit dem starken Galaxienlensing gelungen. Die Ergebnisse stim
men qualitativ mit denen aus dem schwachen Linseneekt uberein.¨ Diese wurden
in anderen Galaxienhaufen gewonnnen, konnen¨ aber großere¨ systematische Fehler
aufweisen.
Am Ende dieser Arbeit befaßen wir uns schließlich mit dem nach wie vor
2schlechten des besten Linsenmodells. Es wird gezeigt, dass dies erklart¨ werden
kann, wenn die ‘glatte’ Komponente selbst aus Subhalos zusammengesetzt ist.Synopsis
In this thesis we have set out to study the galaxy cluster Abell 1689 using strong grav
itational lensing. Due to its relative closeness at redshift 0.18 and available archived
deep Hubble Space Telescope imaging it presents an ideal opportunity to several di
verse studies based on strong gravitational lensing.
We start with a brief introduction to cosmology and general relativity as well as
motivation for the thesis. This is followed by a short description of the program de
veloped during the thesis to analyse strong lensing systems. We begin the main body
of work by identifying the cluster galaxies and by estimating their velocity dispersions
using the fundamental plane. The work on cluster galaxies is proceeded by identifying
multiple image systems in A1689. The multiple images provide strong constraints for
the global mass distribution of the cluster. After the identification of multiple images
we detail the dierent models constructed to obtain robust estimates for the total mass
in the cluster. The smooth dark matter is assumed to follow two parametric halo pro
files, a non singular isothermal ellipsoid (NSIE) and an elliptical Navarro, Frenk and
White (ENFW) profile. With the models we are able to derive the total mass profile as
well as to separate the mass contributions from cluster galaxies and the smooth halo
of the cluster. The models based on both the NSIE and ENFW smooth dark matter
profiles provide very similar fit qualities and we are unable to rule one of them out.
Compared to weak lensing and X ray estimates of the cluster mass, strong lensing
methods obtain total masses consistently higher by factor of2. This discrepancy is
well discussed in the literature, and there is general consensus that systematic eects
in both weak lensing and X ray methods lead to underestimates of the mass. In addi
tion to the models used to derive the total mass profile of the cluster we also construct
separate models to provide a direct comparison to earlier strong lensing work done on
the cluster. We find good agreement between the mass profiles obtained, although the
multiple images are reproduced significantly better in our modelling. This can be at
tributed to the careful inclusion of the cluster galaxies in our We also study
in more detail the galaxy component and derive extensions of the dark matter haloes
of the cluster galaxies. Compared to field galaxies the haloes of cluster galaxies are
strongly truncated. This is the first time the sizes of haloes have been determined using
strong lensing alone. The results are in good agreement with previous work done using
2weak lensing. Last, we investigate the fairly poor obtained in strong lensing models
2of A1689 and find that the observed can be explained by assuming that the smooth
dark matter halo of the cluster is itself composed of subhaloes.Contents
Zusammenfassung vi
Synopsis vii
List of Figures xiii
List of Tables xv
1 Introduction 3
1.1 The Universe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.1.1 Standard Cosmology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.1.2 Cosmological eras . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.1.2.1 The Beginning . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.1.2.2 Inflation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.1.2.3 Matter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.1.2.4 Nucleosynthesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.1.2.5 Combination . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.1.2.6 Reionisation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.1.3 Structure formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.1.3.1 Galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.1.3.2 Galaxy Clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.2 Gravitational lensing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.2.1 Theory behind it all . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.2.2 Strong, weak and micro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.2.2.1 Strong lensing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
1.2.2.2 Weak . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
1.2.2.3 Microlensing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
1.2.3 Gravitational lensing in clusters of galaxies . . . . . . . . . . 23
1.2.3.1 Abell 1689 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.3 Outline of the thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27viii Contents
2 GLens - a software package for strong lensing analysis 29
2.1 Parametric Lensing Profiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.1.1 Isothermal Sphere / Ellipsoid . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.1.2 Universal Dark Matter Profile . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.1.3 Truncated isothermal sphere . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.2 Finding Optimal Model Parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2.2.1 Degeneracies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
2.2.2 Using GLens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
2.2.3 Yorick routines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3 Parametric Strong Gravitational Lensing Analysis of Abell 1689 41
3.1 Abstract . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.2 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
3.3 Data and Data Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.3.1 Data Reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3.3.1.1 HST - WFPC2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3.3.1.2 HST - ACS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.3.2 Object Catalogues . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.3.3 Spectroscopic redshifts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.3.4 Photometric . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.4 Lensing Models . . . . . . . . . . . . . .