Assembly bias and the redshift evolution of intrinsic alignments for LRGs

Résumé technique : Biais d'assemblage et évolution en redshift des alignements intrinsèques pour les LRG

Énoncé du problème
Les alignements intrinsèques (IA) des galaxies constituent un contaminant systématique astrophysique primaire dans les relevés de lentillage gravitationnel faible, capable de biaiser l'inférence des paramètres cosmologiques s'ils ne sont pas modélisés correctement. Les efforts de modélisation actuels, tels que le modèle de l'alignement non linéaire (NLA), supposent souvent que l'amplitude de l'alignement dépend uniquement de la masse du halo. Cependant, avec l'avènement de relevés à haute statistique comme Euclid et LSST, des dépendances secondaires auparavant cachées par les incertitudes observationnelles pourraient devenir significatives. Plus précisément, l'impact du biais d'assemblage — c'est-à-dire la dépendance des propriétés des halos vis-à-vis de leur histoire de formation au-delà de la masse — et l'évolution en redshift du signal d'alignement nécessitent une investigation à l'aide de simulations hydrodynamiques à grande échelle pour garantir une modélisation robuste pour les futures analyses de cisaillement cosmologique (cosmic shear).

Méthodologie
Les auteurs utilisent la simulation hydrodynamique cosmologique de la suite FLAMINGO avec une taille de boîte de 2,8 Gpc (Schaye et al. 2023), qui inclut la physique baryonique et une variation de référence du feedback. L'étude se concentre sur un échantillon de galaxies centrales de type LRG (Luminous Red Galaxy), définies par des halos ayant une masse de matière noire liée $M_h > 10^{12} M_\odot$ et des galaxies possédant plus de 300 particules stellaires ($\sim 2,22 \times 10^{11} M_\odot$).

Les étapes méthodologiques clés incluent :

1. Définition du redshift de formation : Le redshift de formation ($z_f$) est défini comme le redshift auquel un halo contenait la moitié de sa masse actuelle ($0,5 M_{200\text{mean}}$). Cette définition est validée par sa forte corrélation avec la concentration du halo ($c_{200\text{crit}}$).
2. Estimation de la corrélation : Les fonctions de corrélation position-position ($gg$) et position-forme ($g+$) sont calculées à l'aide d'estimateurs de Landy-Szalay généralisés et modélisées avec le code IATheory dans le cadre NLA.
3. Analyse du biais d'assemblage : L'échantillon est segmenté par masse de halo et par redshift de formation afin d'isoler la dépendance de l'amplitude d'alignement ($A_1$) par rapport à $z_f$ à masse fixe.
4. Modélisation de l'évolution en redshift : Les auteurs ajustent une relation de loi de puissance entre l'amplitude d'alignement et la masse du halo ($A_1 \propto M^{\beta_M}$) à travers différentes tranches temporelles de la simulation ($z=0$ à $z=1,5$).
5. Suivi des galaxies : Pour démêler l'évolution en redshift d'une simple croissance de masse, les galaxies centrales sont suivies à travers les tranches temporelles en utilisant le Track_id du chercheur de sous-halos HBT-HERONS. L'échantillon est sélectionné à un redshift initial ($z_i$) et suivi jusqu'à $z=0$, les objets étant retirés s'ils fusionnent ou tombent sous le seuil de particules stellaires.

Résultats clés

• Dépendance au biais d'assemblage : L'amplitude d'alignement dépend non seulement de la masse du halo, mais aussi du redshift de formation. À masse de halo égale, les halos et leurs galaxies centrales qui se sont formés plus tôt (plus haut $z_f$) présentent une amplitude d'alignement systématiquement plus élevée. Cet effet se manifeste par un décalage vertical dans la relation $A_1$–masse, tandis que la pente de la loi de puissance reste largement inchangée.
• Évolution en redshift des paramètres : L'amplitude de la loi de puissance masse-alignement ($\alpha_M$) augmente régulièrement avec le redshift. La pente ($\beta_M$) diminue avec le redshift jusqu'à $z \sim 1$ puis s'aplatit. Les auteurs fournissent des ajustements quadratiques empiriques pour $\alpha_M(z)$ et $\beta_M(z)$ (Éqs. 13 et 14).
• Modèle Masse-Redshift : Un modèle combiné masse-redshift est proposé (Éqs. 12–14) pour prédire les amplitudes d'alignement pour les échantillons de LRG donnés leur redshift et leur masse de halo moyenne.
• Analyse de suivi : En suivant les galaxies depuis des redshifts initiaux élevés ($z_i$), l'amplitude d'alignement augmente à mesure que le redshift diminue, ce qui est cohérent avec l'accrétion de masse. Cependant, même après normalisation par la prédiction du modèle masse-redshift, un décalage systématique subsiste : les galaxies suivies depuis un $z_i$ plus élevé conservent une amplitude d'alignement plus élevée que celles suivies depuis un $z_i$ plus bas. Cela confirme que le biais d'assemblage introduit une dispersion irréductible dans l'amplitude de l'alignement à une masse et un redshift donnés.
• Déviations de la loi de puissance : L'ajustement de la loi de puissance dévie aux faibles masses ($< 10^{13} M_\odot$) et aux masses élevées ($> 3 \times 10^{14} M_\odot$). Aux faibles masses, les auteurs observent une diminution par rapport à la loi de puissance (contrastant avec certains résultats de simulations sans baryons), tandis qu'aux masses élevées, une diminution est observée, attribuée à la formation continue des halos.

Signification et affirmations
L'article affirme que la modélisation de l'IA dans les relevés de lentillage faible ne peut pas reposer sur des plages de priors arbitrairement petites pour l'amplitude d'alignement, car le biais d'assemblage introduit une dispersion fondamentale de l'amplitude à masse de halo fixe. Bien que la forme fonctionnelle des modèles existants (comme le NLA) ne nécessite peut-être pas de modification pour tenir compte du biais d'assemblage, les contraintes de prior sur le paramètre d'amplitude doivent être élargies pour accommoder cette dépendance secondaire.

De plus, les résultats compliquent la mise en œuvre des modèles d'alignement basés sur la distribution d'occupation des halos (HOD) pour les simulations sans baryons. Puisque les modèles HOD assignent généralement les propriétés uniquement sur la base de la masse, ils ne parviennent pas à capturer la dépendance au temps de formation, à moins qu'elle ne soit explicitement incorporée. L'étude fournit des directives basées sur les simulations pour un modèle d'évolution en redshift de l'IA, offrant des ajustements empiriques pour la dépendance masse-redshift de l'amplitude d'alignement pour les échantillons de type LRG.

Limites
Les auteurs notent que la résolution de la simulation FLAMINGO est insuffisante pour résoudre l'évolution des disques galactiques (la fraction de disques reste $< 1\%$ jusqu'à $z \sim 1,5$). Par conséquent, les résultats s'appliquent strictement aux échantillons de type LRG pur (elliptiques) et ne tiennent pas compte de l'évolution des elliptiques en disques ou des signaux d'alignement des galaxies de type disque. Le modèle masse-redshift est valide pour les masses de halo comprises entre $10^{13}$ et $10^{14,5} M_\odot$ et des redshifts allant jusqu'à $z \sim 1,5$.