Luminosità X degli ammassi di galassie
Il 15% della massa del cluster è costituito da un plasma caldo ionizzato detto
INTRA-CLUSTER MEDIUM che può raggiungere temperature di 107-108 K.
Bremsstrahlung
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
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
Funzione di massa degli ammassi di galassie
Statistica su grande scala
Test sui modelli cosmologici
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)
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 (1.1.199012.02.1999)
 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).
DL lim 2 
Lx
4Fncorr(Lx ,DL lim )k(T ,z,N H )
V(Lx)
dove la correzione k dipende dalla funzione di sensibilità

 Densità
1 N
1
n(L) 

L i1Vmax (Li )
 La funzione di luminosità è “binnata” (un punto corrisponde a 20 cluster)

Calcolo della funzione di luminosità
Risultati
 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
n(L)dL  n0 exp(
L L  dL
)( )
L* L*
L*
 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: confronto con altre survey
Risultati: limiti sul valore di m
 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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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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