The eROSITA Final Equatorial-Depth Survey (eFEDS): X-ray stacking analysis of Subaru's optically selected clusters spanning low richness regime

Titolo: Analisi di stacking dei raggi X di ammassi di galassie selezionati otticamente da Subaru, che coprono il regime di bassa ricchezza (eFEDS)

1. Il Problema e il Contesto

Gli ammassi di galassie sono traccianti fondamentali della formazione delle strutture cosmiche e forniscono vincoli cruciali sulla cosmologia. Tuttavia, i metodi di selezione degli ammassi (ottico, lensing debole, raggi X) introducono effetti di selezione sistematici che portano a campioni con proprietà fisiche diverse:

• I campioni selezionati ai raggi X tendono a essere biasati verso sistemi massicci, rilassati e con nuclei freddi.
• I campioni selezionati otticamente (basati sulla sovrapposizione di galassie della sequenza rossa) includono sistemi di massa inferiore e più dinamicamente disturbati, con morfologie X-ray più irregolari.

Esiste una necessità di comprendere come le proprietà medie degli ammassi selezionati otticamente differiscano da quelle dei campioni tradizionali selezionati ai raggi X, specialmente nel regime di bassa massa e bassa luminosità, dove i dati sono scarsi. Inoltre, è necessario verificare se le relazioni di scala tra osservabili (luminosità X, ricchezza ottica) e massa seguono le previsioni dei modelli auto-simili o se mostrano evoluzioni con il redshift.

2. Metodologia

Lo studio si basa su un'analisi combinata di dati ottici e a raggi X:

• Campioni: Sono stati analizzati 997 ammassi selezionati otticamente dal catalogo CAMIRA (basato sui dati della camera a grande campo Hyper Suprime-Cam, HSC, di Subaru) situati nel campo del eFEDS (eROSITA Final Equatorial-Depth Survey).
  • Intervallo di redshift: $0.1 < z < 1.3$.
  • Intervallo di ricchezza: $N > 15$ (estendendo l'analisi precedente che si fermava a $N > 40$).
• Dati X-ray: Utilizzo dei dati del telescopio eROSITA a bordo della missione SRG.
• Metodo di Stacking: Poiché la maggior parte degli ammassi (circa l'83%) non è rilevata individualmente nei cataloghi X-ray a causa della bassa statistica di fotoni, è stata utilizzata un'analisi di stacking.
  • Gli ammassi sono stati raggruppati in 32 bin basati su redshift e ricchezza.
  • Per ogni gruppo, sono stati calcolati i valori medi ponderati della luminosità bolometrica, della ricchezza ottica e della massa.
• Calibrazione della Massa: Le masse sono state stimate utilizzando il lensing debole (WL) con i dati HSC-Y3, applicando correzioni per il miscentering (disallineamento tra il centro ottico e quello della distribuzione di massa).
• Analisi Statistica: È stato utilizzato un framework bayesiano gerarchico (HiBRECS) per derivare le relazioni di scala ($L-M$ e $N-M$), tenendo conto degli effetti di selezione, della diluizione della regressione e dell'incertezza sulla massa.
• Profilo di Superficie: Sono stati analizzati i profili di luminosità superficiale radiali, confrontando i sistemi con controparte X-ray rilevata ("detected") e quelli non rilevati ("undetected"), modellandoli con un profilo $\beta$.

3. Contributi Chiave

• Estensione del regime di massa: Per la prima volta, un'analisi di stacking su larga scala (997 oggetti) estende lo studio delle relazioni di scala ottico-X-ray fino a ricchezze molto basse ($N > 15$), esplorando un regime di massa inferiore rispetto agli studi precedenti.
• Confronto sistematico: Separazione esplicita e confronto tra ammassi ottici con e senza controparte X-ray rilevata, permettendo di quantificare le differenze intrinseche nelle proprietà del mezzo intra-ammasso (ICM).
• Calibrazione precisa: Integrazione di dati ottici profondi (HSC) e dati X-ray all-sky (eROSITA) con una calibrazione di massa basata sul lensing debole che corregge sistematicamente per il disallineamento dei centri.

4. Risultati Principali

A. Relazioni di Scala ($L-M$ e $N-M$)

• Relazione Luminosità-Massa ($L-M$): La pendenza migliore è stata trovata essere $1.56^{+0.14}_{-0.12}$. Questo valore è leggermente più ripido della previsione auto-simile classica ($L \propto M^{4/3}$), ma è coerente con studi precedenti su campioni CAMIRA.
• Relazione Ricchezza-Massa ($N-M$): La pendenza è $0.766^{+0.070}_{-0.060}$, in accordo con le aspettative teoriche e altri campioni ottici.
• Evoluzione con il Redshift: I dati non richiedono un'evoluzione aggiuntiva oltre quella prevista dal modello auto-simile standard (correzione tramite il parametro di Hubble $E(z)$), sebbene i vincoli sull'evoluzione rimangano deboli a causa della dimensione del campione e della larghezza dei bin.

B. Differenze tra Campioni Rilevati e Non Rilevati

• Pendenza $L-M$: Gli ammassi con controparte X-ray rilevata mostrano una pendenza $L-M$ leggermente più ripida ($1.80$) rispetto a quelli non rilevati ($1.17$), sebbene la differenza sia al limite della significatività statistica ($\sim 2\sigma$).
• Profilo di Superficie: Gli ammassi rilevati presentano luminosità centrale più elevata e profili di emissione più concentrati (raggi di core $r_c$ più piccoli) rispetto agli ammassi non rilevati.
• Robustezza della Ricchezza: La relazione $N-M$ è coerente tra i due sottogruppi, suggerendo che la ricchezza ottica rimane un proxy affidabile per la massa, indipendentemente dalla rilevabilità nei raggi X.

C. Profili di Luminosità Superficiale

• I profili di stacking mostrano che gli ammassi non rilevati hanno profili più piatti ed estesi, indicando un ICM più diffuso o intrinsecamente più debole. Questo suggerisce che molti sistemi selezionati otticamente sono sistemi reali ma "sfuggiti" ai cataloghi X-ray a causa della loro bassa luminosità superficiale o morfologia diffusa.

5. Significato e Conclusioni

Questo studio dimostra che la selezione ottica recupera una popolazione più ampia e diversificata di ammassi rispetto alle selezioni basate sui raggi X.

• Implicazioni Cosmologiche: L'inclusione di sistemi X-ray deboli e morfologicamente diffusi, spesso persi nei sondaggi X-ray o SZ, è cruciale per evitare bias nelle stime cosmologiche basate sugli ammassi.
• Validazione dei Metodi: La coerenza della relazione $N-M$ conferma l'utilità della ricchezza ottica come indicatore di massa robusto anche per sistemi di bassa massa.
• Futuro: La combinazione di dati eROSITA (all-sky) e Subaru HSC (profondo) permette di spingere le analisi di scaling in regimi di massa più bassi, fornendo vincoli più precisi sulla fisica del mezzo intra-ammasso e sull'evoluzione delle strutture cosmiche.

In sintesi, il lavoro evidenzia le differenze sistematiche tra campioni selezionati otticamente e X-ray, sottolineando l'importanza degli approcci multi-lunghezza d'onda per una comprensione completa dell'ecosistema degli ammassi di galassie.