Weak Lensing Analysis of Galaxy Groups [Elektronische Ressource] / Patricia Figueiro Spinelli. Betreuer: Ralf Bender

Figueiro Spinelli, Patricia

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2011
• Nombre de lectures: 23
• Langue: Deutsch
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Extrait

Weak Lensing Analysis of
Galaxy Groups
Patr´ıcia Figueiro´ SpinelliWeak Lensing Analysis of
Galaxy Groups
Patr´ıcia Figueiro´ Spinelli
Dissertation der Fakult¨at fu¨r Physik
Dissertation of the Faculty of Physics
der Ludwig-Maximilians-Universit¨at Mu¨nchen
at the Ludwig Maximilian University of Munich
fu¨r den Grad des
for the degree of
Doctor rerum naturalium
vorgelegt von Patr´ıcia Figueiro´ Spinelli
presented by
aus Caxias do Sul, Brasilien (Brazil)
from
Munich, 06 June 2011st1 Evaluator: Prof. Dr. Ralf Bender
nd2 Evaluator: Prof. Dr. Joseph Mohr
Date of the oral exam: 26 July 2011Zusammenfassung
Der schwache Gravitationslinseneffekt ist ein wichtiges Mittel fu¨r die Untersuchung von
Galaxienverba¨nden wie Galaxiengruppen oder -haufen. Die koha¨rente Verzerrung der For-
men der Hintergrundgalaxien erlaubt die Bestimmung der Gesamtmasse eines Systems ohne
weitere Annahmen u¨ber den dynamischen Zustand oder den Entwicklungszustand. Massen-
absch¨atzungen fu¨r Galaxiengruppen spielen in der Kosmologie eine große Rolle. Da Gala-
xiengruppen im Gegensatz zu -haufen u¨ber weite Rotverschiebungsbereiche beobachtet wer-
den, wird dadurch eine Unterscheidung zwischen verschiedenen kosmologischen Modellen
erm¨oglicht. Allerdings wirkt in diesem Zusammenhang das Gravitationsfeld des Haupthalos
nicht als einzige Quelle fu¨r die Verzerrungen, da auch die gesamte Massenverteilung entlang
der Sichtlinie beru¨cksichtigt werden muss. Aufgrund der eher geringen Masse von Galaxien-
gruppen spielt diese Kontamination im Vergleich zur gravitativ induzierten Scherung eine
nicht zu untersch¨atzende Rolle.
Das Ziel dieser Dissertation ist die Untersuchung von Galaxiengruppen unter Nutzung des
schwachen Gravitationslinseneffekts. Dabei steht vor allem die Quantifizierung der Konta-
mination durch Objekte entlang der Sichtlinie im Mittelpunkt. Auf Grundlage von Simula-
tionen des COSMOS-Feldes wird das Schersignal um 165 Galaxiengruppen auf Verst¨arkung
beziehungsweise Abschw¨achung des Signals des Haupthalos durch benachbarte Gruppen un-
tersucht. Den Mock-Katalogen liegen Beobachtungen mit dem CFHT und Subaru zugrunde,
aus denen photometrische Rotverschiebungen fu¨r die Objekte im Feld und eine realisti-
sche Galaxienverteilung abgeleitet werden. Die Positionen der Galaxiengruppen werden dem
COSMOS-R¨ontgen-Katalogfu¨rausgedehnteQuellenentnommen. DaszugrundeliegendeGrup-
13pensamplehateineMedianmassevonM = 3.1×10 M undliegtbeieinerMedianrotver-200 ⊙
schiebung von z = 0.68. Unter der Annahme dass Galaxien durch ein Navarro-Frenk-White-
Dichteprofil (NFW) beschrieben werden, berechnet sich das erwartete gravitative Scherfeld
aus der Summe der durch die einzelnen Linsen induzierten Scherungen. Wir kommen zu dem
Schluss, dass das Signal-zu-Rausch-Verha¨ltnis fu¨r die Detektion eines Haupthalos im Vergle-p
ich zum isolierten Halo um≈ 15%× n /30 beeintr¨achtigt wird. Gruppen mit Nachbarngal
′in geringer projizierter Entfernung (. 1) werden am st¨arksten beeinflusst, aber auch Halos
in gro¨ßerer Winkeldistanz erzeugen ein durchaus messbares Signal. Diese weiter entfernten
Gruppen k¨onnen als unkorrelierte großskalige Strukturen interpretiert werden. Die durch-
schnittlichesystematischeAbweichunginderMassenexzessabsch¨atzungbetra¨gtnullmiteiner
RMS von 6-72%, abha¨ngig von der verwendeten Apertur. Eine Mo¨glichkeit zur Eliminierung
dieses Bias ist die Koaddition der Dichteprofile verschiedener Gruppen. Das Schersignal, das
von großskaligen Strukturen erzeugt wird, wirkt dabei als externe Rauschquelle. Die dadurch
LSSeingefu¨hrte durchschnittliche Unsicherheit betra¨gt σ ∼ 0.006 pro Vektorkomponente beiγt′einer Aperturgr¨oße von θ ∼ 5. Dies entspricht ∼ 1.8% des Werts einer der intrinsischen
Elliptizit¨atskomponenten. Im Falle von Messungen von∼ 3000 Galaxien in einer bestimmten
Apertur fu¨hrt dieses Rauschen durch die großskaligen Strukturen zu einem Fehler in der
Gro¨ßenordnung des Fehlers durch die intrinsische Elliptizit¨atsverteilung. Da dies ein Wert
ist, der bereits durch gegenwa¨rtige Surveys wie COSMOS erreicht wird, sollte dieser Effekt
nicht außer Acht gelassen werden.viiiAbstract
Weak gravitational lensing is an important technique to study galaxy associations such
as clusters and groups. Based on the coherent distortion imprint on the shape of background
galaxies, this technique is capable of measuring the total mass content of the systems under
investigation without making any assumption on their dynamical or evolutionary state. Mass
estimates of galaxy groups are very relevant in the field of cosmology. In contrast to galaxy
clusters, groups can be found in abundance at the redshift range where one can discriminate
between cosmological models. However, the shape distortion of background galaxies is not
only affected by the gravitational field of the main halo but by all the mass content along
the line-of-sight. Given the low mass range of galaxy groups, the line-of-sight contamination
becomes very important when compared to the weak lensing shear induced by these systems.
Theaimofthisthesisistostudygalaxygroupsusingweakgravitationallensingasatool. We
particularly focus on the contamination introduced by line-of-sight objects. Using COSMOS
shear mock data we analyze the shear profile around 165 groups and investigate the level at
which the neighboring groups can enhance or suppress the shear signal from the main halo.
The mock data are based on CFHT and Subaru observations, which are used to obtain the
photometric redshifts of galaxies in the field, and a realistic galaxy density, given by the weak
lensing distortion analysis of the observed data. We further use the X-ray information taken
from the COSMOS X-ray catalog of extended sources to trace the galaxy group distribution.
13Our group sample is characterized by a median mass of M = 3.1×10 M and median200 ⊙
redshift of z = 0.68. The expected gravitational shear field of these groups is calculated
assuming that the halos are described by Navarro-Frenk-White (NFW) density profiles. The
total shear is then computed by summing the shear over all the lenses. We conclude that, onp
average, the signal-to-noise for a detection of the main halo is affected by≈ 15%× n /30gal
withrespecttothesignal-to-noisethesamehalowouldhaveifitwasisolatedinthesky,where
n istheobservedgalaxydensity. Groupswithneighborsthatarecloseinprojecteddistancegal
′(. 1) are the most strongly affected, but halos located at larger angular distances also cause
a measurable shear signal. These (angular) distant groups can be interpreted as uncorrelated
large-scale structure. The average bias in the mass excess estimate of individual groups that
is introduced by the external halos is zero with an rms value of ∼ 6−72%, depending on
the aperture size used. One way to eliminate this bias is by stacking the density contrast
profiles of several groups. The shear signal introduced by large-scale structure acts as an
LSSexternal source of noise. The averaged uncertainty introduced isσ ∼ 0.006 per componentγt′for an aperture size of θ ∼ 5, which corresponds to ∼ 1.8% of the one-component intrinsic
ellipticity value. This large-scale structure noise error becomes equal to intrinsic ellipticity
noise if there are measurements for∼ 3000 galaxies within a certain aperture, a number that
is already achieved by current deep surveys such as COSMOS and, therefore, that should not
be ignored.x