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Study of optical properties and galaxy populations of galaxy clusters [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Filiberto Giorgio Braglia

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Study of optical propertiesand galaxy populationsof galaxy clustersFiliberto Giorgio BragliaMu¨nchen 2008Study of optical propertiesand galaxy populationsof galaxy clustersFiliberto Giorgio BragliaDissertationan der Fakult¨at fu¨r Physikder Ludwig–Maximilians–Universit¨atMu¨nchenvorgelegt vonFiliberto Giorgio Bragliaaus Milano, ItalienMu¨nchen, den 17 Oktober 2008Erstgutachter: Prof. Dr. Hans BoehringerZweitgutachter: Prof. Dr. Ortwin GerhardTag der mu¨ndlichen Pru¨fung: 17 Oktober 2008ContentsZusammenfassung 3Summary 71 General framework 91.1 Galaxy clusters: an overview . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91.1.1 Optical classification of galaxy clusters . . . . . . . . . . . . . . 111.1.2 X-ray emission of galaxy clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . 121.1.3 Clusters and the large-scale structure . . . . . . . . . . . . . . 161.2 X-ray surveys of clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161.2.1 The REFLEX-DXL Sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 181.3 Galaxy morphology, star-formation activity and interactions in clusters 191.3.1 The interactions of cluster galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . 211.4 The luminosity function of galaxies in clusters . . . . . . . . . . . . . . 231.5 Determination of cluster masses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 241.5.1 Mass-to-light ratios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 251.6 The thesis: aims and methods . . . . . . . . . . . .

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Published 01 January 2008
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Language English
Document size 3 MB

Study of optical properties
and galaxy populations
of galaxy clusters
Filiberto Giorgio Braglia
Mu¨nchen 2008Study of optical properties
and galaxy populations
of galaxy clusters
Filiberto Giorgio Braglia
Dissertation
an der Fakult¨at fu¨r Physik
der Ludwig–Maximilians–Universit¨at
Mu¨nchen
vorgelegt von
Filiberto Giorgio Braglia
aus Milano, Italien
Mu¨nchen, den 17 Oktober 2008Erstgutachter: Prof. Dr. Hans Boehringer
Zweitgutachter: Prof. Dr. Ortwin Gerhard
Tag der mu¨ndlichen Pru¨fung: 17 Oktober 2008Contents
Zusammenfassung 3
Summary 7
1 General framework 9
1.1 Galaxy clusters: an overview . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.1.1 Optical classification of galaxy clusters . . . . . . . . . . . . . . 11
1.1.2 X-ray emission of galaxy clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.1.3 Clusters and the large-scale structure . . . . . . . . . . . . . . 16
1.2 X-ray surveys of clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.2.1 The REFLEX-DXL Sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.3 Galaxy morphology, star-formation activity and interactions in clusters 19
1.3.1 The interactions of cluster galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . 21
1.4 The luminosity function of galaxies in clusters . . . . . . . . . . . . . . 23
1.5 Determination of cluster masses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
1.5.1 Mass-to-light ratios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.6 The thesis: aims and methods . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
1.6.1 Previous studies on the analyzed clusters . . . . . . . . . . . . 29
2 Transformation of galaxy colours along cluster-feeding filaments 41
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
2.2 Data description and reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
2.3 Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
2.3.1 Evidence of large-scale structure . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
2.3.2 Star formation along the large-scale structure . . . . . . . . . . 47
2.4 Discussion and conclusions. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3 Evolution of the star formation activity across massive galaxy clusters 57
3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.2 Data description and reduction procedures . . . . . . . . . . . . . . . . 59
3.2.1 Spectroscopic data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
3.2.2 Photometric data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
1Contents
3.2.3 UV data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
3.2.4 X-ray data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
3.3 Photometric catalogues . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
3.3.1 RXCJ0014.3-3022 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
3.3.2 RXCJ2308.3-0211 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
3.4 Spectroscopic catalogues . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
3.4.1 Cluster membership . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
3.4.2 RXCJ0014.3-3023 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
3.4.3 RXCJ2308.3-0211 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
3.5 Results. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
3.5.1 Cluster morphology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
3.5.2 Spectral index analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
3.6 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92
3.7 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
4 Connecting dynamical state and galaxy populations in massive clusters 105
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
4.2 The data and cluster member catalogues . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
4.2.1 Statistical weighting of spectroscopic cluster members . . . . . 108
4.3 Dynamics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
4.3.1 RXCJ0014.3-3022 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
4.3.2 RXCJ2308.3-0211 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
4.4 Optical luminosity function . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118
4.4.1 Total cluster luminosity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
4.4.2 Luminosity function parameters for RXCJ0014.3-3022 . . . . . 121
4.4.3 Luminosity function parameters for RXCJ2308.3-0211 . . . . . 128
4.5 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
4.6 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138
5 Concluding remarks 149
References 153
A Useful techniques 155
A.1 Surface density maps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 155
A.2 Calculation of spectral indices . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
B Spectroscopic members catalogue of RXCJ0014.3-3022 (A 2744) 159
C Spectroscopic members catalogue of RXCJ2308.3-0211 (A 2537) 169
2Zusammenfassung
Galaxienhaufen markieren die dichtesten Regionen der großraumigen Struktur des¨
13 15Universums. Sie besitzen typische Massen im Bereich von 10 −10 M und Aus-⊙
dehnungen in der Gr¨oßenordnung eines Megaparsecs. Der gro¨ßte Massenanteil von
Galaxienhaufen besteht aus Dunkler Materie. Der Anteil gewohnlicher Materie liegt¨
bei weniger als ∼20% der Gesamthaufenmasse, von dieser wiederum befindet sich
nur ein Bruchteil (etwa 3% der Gesamtmasse) in Form von Sternen. Der Großteil der
gewo¨hnlichen Materie in Galaxienhaufen liegt als vollsta¨ndig ionisiertes Plasma des
Innerhaufengases (Intra Cluster Medium, ICM) vor.
Das aktuelle Paradigma fu¨r die Entstehung und Entwicklung kosmischer Struk-
turen sagt voraus, dass Galaxienhaufen durch den Kollaps von Materieuberdichten¨
entstehen.W¨ahrenddiesesProzesseserreichendieHaufengalaxienhoheVirialisation-
3 −1sgeschwindigkeiten von der Großenordnung∼ 10 km s . Auch das Innerhaufengas¨
erreicht ein Gleichgewicht mit den Galaxien und wird dabei auf Temperaturen im
7 8Bereich von 10 −10 K aufgeheizt, die groß genug sind, um R¨ontgenphotonen mit
Energien von 1 – 10 keV auszusenden. Im optischen Bereich erscheinen Galaxien-
¨haufen als lokalisierte Uberdichten von hunderten bis tausenden Galaxien. Im Ab-
bild der Rontgenstrahlung dagegen sind Galaxienhaufen wohldefinierte Objekte mit¨
43 45 −1Luminosita¨ten im Bereich von 10 −10 erg s .
GalaxienhaufendienenalsastrophysikalischeLabore,dasieStichprobentausender
gleichartigerGalaxienineinereinheitlichenkosmischenUmbebungbeinhalten.Haufen-
galaxienentwickelnsichnichtunabhangigvoneinander,sondernwechselwirkenmiteinan-¨
der,sowiemitdemInnerhaufengasunddembindendenGravitationspotenzial.Galax-
ienhaufenstellensomiteineeinzigartigeMoglichkeitdar,dieEntwicklungundWech-¨
selwirkung von Galaxien und die Einflusse der Haufenumgebung auf ihre Eigen-¨
schaften zu untersuchen.
In der vorliegenden Doktorarbeit untersuche ich die Eigenschaften massereicher
Galaxienhaufen und ihrer Galaxienpopulationen mit Hilfe von Daten verschiedener
Wellenlangenbereiche vom optischen bis zum Rontgenregime. Das Hauptziel dieser¨ ¨
Arbeit ist die ganzheitliche Beschreibung der Galaxienpopulation in Haufen und
das Verstandnis, wie die Galaxieneigenschaften mit der Umgebung und der globalen¨
Haufendynamik korrelieren. Die untersuchten Objekte sind Teil der REFLEX-DXL
(Distant X-ray Luminous) Stichprobe massereicher, entfernter (z∼0.3) und extrem
45 −1ro¨ntgenheller(L ∼10 ergs )HaufenausderREFLEXHimmelsdurchmusterung.X
3Zusammenfassung
Diese za¨hlen somit zu den leuchtkr¨aftigsten und massereichsten bekannten Galaxien-
haufen im Universum und beinhalten eine große Bandbreite morphologischer und
dynamischer Entwicklungstadien.
Kapitel 2 beschreibt eine Pilotstudie des Objekts RXCJ0014.3-3022, ein DXL
Haufen in einem dramatischen Stadium eines Verschmelzungsprozesses. Die kom-
binierte Analyse der R¨ontgen- und optischen Morphologie, der großr¨aumigen Dy-
namik und von Galaxienfarben ermoglichte es zwei großskalige filamentartige Struk-¨
turenzuidentifizieren,diedieHaupteinfallachsenvonMaterieindenHaufendarstellen.
Diese Filamente erstrecken sich bis außerhalb des Virialradius des Haufens und
ko¨nnenu¨berdiesdurchdieAnalysenderDynamikundderRo¨ntgenemissionbest¨atigt
werden. Entlang dieser Filamente wurde im Bereich des Virialradius eine abrupte
¨Anderung der Galaxienfarbe detektiert, die einen Anstieg der Sternentstehungsak-
tivita¨t der Galaxien durch Eintritt in den Haufen aus der niederdichten Umgebung
suggeriert. Außerdem wurde eine Population sehr leuchtkraftiger kompakter blauer¨
¨GalaxienindiesenFilamentengefunden,derenExistenzauchalsFolgedesUbergangs
von der Feldumgebung in den Haufen interpretiert werden kann.
Kapitel 3 und 4 beinhalten detaillierte Untersuchungen zweier DXL Galaxien-
haufen, den schon beschriebenen Haufen im Verschmelzungsstadium RXCJ0014.3-
3022 und den Haufen RXCJ2308.3-0211 mit einem ku¨hlen Zentralbereich (cool core
cluster).DiesebeidenHaufenbefindensichinentgegengesetztendynamischenStadien
und stellen somit ideale Labore fu¨r das Verst¨andnis des Zusammenhangs der Galax-
ieneigenschaften mit der globalen Haufenumgebung zur Verfu¨gung. Durch die Kom-
binationderoptischenundRontgenmorphologiekonntenspezifischeRegionenbeson-¨
dererAktivita¨tidentifiziertwerden.IndiesenBereichenkonntedurchdieVerbindung
einer Spektralindexanalyse mit optischen und UV Farben die Sternentstehungsrate
von Haufengalaxien und deren Zeitentwicklung nachgezeichnet werden. Galaxien in
denAußenbereichenstelltensichimDurchschnittalsjungerherausalsdiePopulation¨
indenZentralbereichen,eineBeobachtung,diealsAlterssequenzinterpretiertwerden
kann: Galaxien fallen von außen in den Haufen ein, wobei die Sternentstehungsak-
tivit¨at Schritt fu¨r Schritt durch die Haufenumgebung unterdru¨ckt wird, bis sie im
¨Zentralbereich schließlich vollstandig erlischt. Uberdies ist der Galaxienhaufen im¨
Verschmelzungsstadium global gesehen junger als der relaxierte Haufen mit kuhlem¨ ¨
Zentralbereich, was sich aus der erho¨hten Anzahl von Galaxien mit den Emission-
seigenschaften aktiver Sternentstehung ableiten ließ. Dies kann als Folge des Ver-
schmelzungsprozesses interpretiert werden, durch dessen Effekt plo¨tzliche Episoden
von Sternentstehungsaktivitat in den Galaxien verursacht werden konnen (Kapitel¨ ¨
3). Die komplement¨are Untersuchung der Haufendynamik lieferte eine unabha¨ngige
Bestimmung der Haufenmassen, welche mit den Rontgenergebnissen verglichen wer-¨
den ko¨nnen. Gleichzeitig erm¨oglichte die Analyse der Leuchtkraftfunktion (LF) der
Haufengalaxien in den identifizierten Regionen einen weiteren Nachweis fur eine¨
ver¨anderteGalaxienpopulation.DieLFna¨hertsichindenAußenbereichenderjenigen
4Zusammenfassung
der Feldumgebung an, was wiederum eine Transformation der Galaxienpopulation
w¨ahrend des Akkretionsprozesses in den Haufen nahelegt. Insbesondere wurden aus-
¨ ¨gepragte Anderungen der Form der LF in den Ubergansregionen beobachtet, welche¨
zusa¨tzlich scheinbar eine Umgebungsabh¨angigkeit aufweisen. Dieses kann wiederum
als Effekt des Einfalls interpretiert werden: wahrend die Galaxien in den Haufen¨
eintreten verursacht die Wechselwirkung mit anderen Haufengalaxien und mit dem
Innerhaufengas eine Veranderung der gesamten Galaxienpopulation (Kapitel 4).¨
Ein Teil dieser Ergebnisse (Kapitel 2) wurde schon in referierten Fachzeitschriften
publiziert, wahrend weitere Resultate (Kapitel 3 und 4) bald zur Veroffentlichung¨ ¨
eingereicht werden.
5Zusammenfassung
6