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Characterization of extended emission from groups and clusters of galaxies
Characterization of extended emission from groups and clusters of galaxies
In the framework of the hierarchical model the intra-cluster medium properties of galaxy clusters are tightly linked to structure formation, which makes X-ray surveys well suited for cosmological studies. To constrain cosmological parameters accurately using galaxy clusters in current and future X-ray surveys, a better understanding of selection effects related to the detection method of clusters is needed. In Chapter 2 of this thesis, we aim at a better understanding of the morphology of galaxy clusters to include corrections between the different core types and covariances with X-ray luminosities in selection functions. In particular, we stress the morphological deviations between a newly described surface-brightness-profile characterization and a commonly used single beta-model. We investigated a novel approach to describe surface brightness profiles, where the excess cool-core emission in the centers of the galaxy clusters is modeled using wavelet decomposition. Morphological parameters and the residuals were compared to commonly-used single beta-models, fitted to the overall surface brightness profiles. Using single beta-models to describe the ensemble of overall surface brightness profiles leads on average to a non-zero bias (0.032 +/- 0.003) in the outer part of the clusters, that is an approximate 3% systematic difference in the surface brightness at large radii. Furthermore, beta-models show a general trend toward underestimating the flux in the outskirts for smaller core radii. Fixing the beta parameter to 2/3 doubles the bias and increases the residuals from a single beta-model up to more than 40%. Modeling the core region in the fitting procedure reduces the impact of these two effects significantly. In addition, we find a positive scaling between shape parameters and temperature, as well as a negative correlation of approximately -0.4 between extent and luminosity. We demonstrate the caveats in modeling galaxy clusters with single beta-models and recommend using them with caution, especially when the systematics are not taken into account. Our non-parametric analysis of the self-similar scaled emission measure profiles indicates no systematic core-type differences of median profiles in the galaxy cluster outskirts. As already mentioned, one key ingredient in using galaxy clusters as a precision cosmological probe in large X-ray surveys is understanding selection effects. The dependence of the X-ray emission on the square of the gas density leads to a predominant role of cool cores in the detection of galaxy clusters. The contribution of cool cores to the X-ray luminosity does not scale with cluster mass and cosmology and therefore affects the use of X-ray clusters in producing cosmological constraints. One of the main science goals of the extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array (eROSITA) mission is to constrain cosmology with a wide X-ray survey. In Chapter 3 of this thesis, we propose an eROSITA galaxy cluster detection scheme that avoids the use of X-ray cluster centers in detection. We calculate theoretical expectations and characterize the performance of this scheme using simulations. We performed Monte Carlo simulations of the upcoming eROSITA survey, including known foreground and background components. By performing realistic simulations of point sources in survey mode, we searched for spatial scales where the extended signal is not contaminated by the point-source flux. We derive a combination of scales and thresholds which result in a clean extended source catalog. We designed the output of the cluster detection to enable calibration of the core-excised luminosity as a mass proxy using external mass measurements. We provide a way to incorporate the results of this calibration in producing the final core-excised luminosity. Similarly to other galaxy cluster detection pipelines, we sample the detection space of the flux - cluster core radius of our method and find many similarities with the pipeline used to detect clusters in a 400 square degree ROSAT PSPC survey, the 400d survey. Both detection methods require large statistics on compact clusters in order to reduce the contamination from point sources. The benefit of our pipeline consists of the sensitivity to the outer cluster shapes, which are characterized by large core sizes with little cluster to cluster variation at a fixed total mass of the cluster. Galaxy cluster detection through cluster outskirts improves the cluster characterization using eROSITA survey data and is expected to yield well-characterized cluster catalogs with simple selection functions. The mass of a galaxy cluster is not directly observable but is an important parameter for cosmological studies with galaxy cluster surveys. The measurement of the core-excised X-ray luminosity in cluster surveys offers a low-scatter mass proxy, which is useful for cluster characterization. Performing the measurement, one has to address the conversion between the angular scales readily available to perform the measurement and physical scales in which the cluster core is defined. Such a problem has been successfully addressed by thermal Sunyaev-Zel'dovich effect experiments, which adopt a universal pressure profile to iteratively reconstruct the Compton y-parameter. Similarly, we discuss a new method in Chapter 4 which combines knowledge of the cluster X-ray surface brightness profile with the partial measurement of the cluster flux to iteratively reconstruct the core-excised luminosity and mass. In first tests, we study the performance and limitations of the method on simulations of the eROSITA all-sky survey. In an idealized scenario, that is the absence of point sources and background, the current set-up recovers the cluster masses within a factor of approximately five., Im Rahmen des hierarchischen Modells sind die Eigenschaften des heißen Gases innerhalb von Galaxienhaufen eng mit der Strukturbildung im Universum verknüpft, wodurch sich Röntgendurchmusterungen gut für kosmologische Studien eignen. Um kosmologische Parameter mit Hilfe von Galaxienhaufen in aktuellen und zukünftigen Röntgendurchmusterungen genau bestimmen zu können, ist ein besseres Verständnis der Selektionseffekte im Zusammenhang mit der Detektionsmethode von Galaxienhaufen erforderlich. In Kapitel 2 streben wir ein besseres Verständnis der Morphologie von Galaxienhaufen an um Korrekturen zwischen den verschiedenen Kerntypen sowie Kovarianzen mit Röntgenleuchtkräften in die Selektionsfunktionen einzubeziehen. Insbesondere untersuchen wir die morphologischen Abweichungen zwischen einer neu beschriebenen Charakterisierung von Oberflächenhelligkeitsprofilen und einem häufig verwendeten einfachen beta-Modell. Wir untersuchen einen neuartigen Ansatz zur Beschreibung von Oberflächenhelligkeitsprofilen, bei dem die überschüssige Kühlkern-Emission in den Zentren der Galaxienhaufen mittels Wavelet-Zerlegung modelliert wird. Morphologische Parameter und die Residuen wurden mit klassischen einfachen beta-Modellen verglichen, die an die gesamten Oberflächenhelligkeitsprofile angepasst wurden. Die Verwendung einfacher beta-Modelle zur Beschreibung des Ensembles der gesamten Oberflächenhelligkeitsprofile führt im Durchschnitt zu einer von Null verschiedenen Unausgewogenheit (0,032 +/- 0,003) im äußeren Teil der Galaxienhaufen, d.h. zu einem systematischen Unterschied der Oberflächenhelligkeit von etwa 3% bei großen Radien. Darüber hinaus zeigen die beta-Modelle einen allgemeinen Trend zur Unterschätzung des Flusses im Außenbereich bei kleineren Kernradien. Die Fixierung des beta-Parameters auf 2/3 verdoppelt die Unausgewogenheit und vergrößert die Residuen eines einfachen beta-Modells um bis zu mehr als 40%. Die Modellierung des Kernbereichs bei der Anpassung reduziert die Auswirkungen dieser beiden Effekte erheblich. Zusätzlich finden wir eine positive Skalierung zwischen morphologischen Parametern und Temperatur sowie eine negative Korrelation von etwa -0,4 zwischen Ausdehnung und Helligkeit. Wir demonstrieren die Einschränkungen bei der Modellierung von Galaxienhaufen mit einfachen beta-Modellen und empfehlen diese mit Vorsicht zu verwenden, insbesondere wenn die Systematiken nicht berücksichtigt werden. Unsere nichtparametrische Analyse der selbstähnlich-skalierten "Emission Measure"-Profile zeigt keine systematischen Unterschiede zwischen den verschiedenen Kerntypen in den äußeren Bereichen der Galaxienhaufen wenn man die Medianprofile betrachtet. Wie bereits erwähnt ist ein Schlüsselfaktor in Röntgendurchmusterungen die Selektionseffekte zu verstehen um Galaxienhaufen in kosmologischen Untersuchungen nutzen zu können. Die Abhängigkeit der Röntgenemission vom Quadrat der Gasdichte führt zu einer vorherrschenden Rolle von kühlen Kernen bei der Detektion von Galaxienhaufen. Der Beitrag der kühlen Kerne zur Röntgenleuchtkraft skaliert nicht mit der Masse der Haufen oder der Kosmologie und beeinflusst daher die Verwendung von Röntgenhaufen bei der Berechnung kosmologischer Parameter. Eines der wichtigsten wissenschaftlichen Ziele von eROSITA (extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array) ist es, kosmologische Modelle mit einer kompletten Himmelsdurchmusterung einzuschränken. In Kapitel 3 schlagen wir ein Schema zur Detektion von Galaxienhaufen in Bezug auf eROSITA vor, das die Verwendung von Galaxienhaufenzentren bei der Detektion vermeidet. Wir berechnen theoretische Erwartungen und charakterisieren die Effizienz dieses Schemas durch Simulationen. Unsere Monte-Carlo-Simulationen der bevorstehenden eROSITA -Mission enthalten bekannte Vorder- und Hintergrundkomponenten. Realistische Simulationen von Punktquellen im Himmeldurchmusterungsmodus erlauben es uns nach räumlichen Skalen zu suchen, bei denen das Signal ausgedehnter Quellen nicht durch den Fluss von Punktquellen verunreinigt wird. Wir leiten eine Kombination von Skalen und Schwellenwerten ab, die zu einem sauberen Katalog von ausgedehnten Quellen führen. Mit Hilfe von diesem Katalog ist es uns möglich die kernausgeschnittene Leuchtkraft mittels externer Massenmessungen zu kalibrieren. Wir beschreiben eine Methode um die Ergebnisse dieser Kalibrierung in die Berechnung der endgültigen kernausgeschnitten Leuchtkraft einzubeziehen. Ähnlich wie bei anderen Detektionspipelines für Galaxienhaufen untersuchen wir Stichproben bei verschiedenen Flüssen und Kernradien. Dabei finden wir viele Ähnlichkeiten mit der Pipeline die verwendet wurde um Galaxienhaufen in einer 400 Quadradgrad großen ROSAT PSPC Durchmusterung, der 400d Durchmusterung, zu detektieren. Beide Detektionsmethoden benötigen eine große Anzahl von Photonen für kompakte Galaxienhaufen um die Kontamination durch Punktquellen zu reduzieren. Der Vorteil unserer Pipeline besteht in der Sensitivität gegenüber den äußeren Profilen von Galaxienhaufen. Diese zeichnen sich durch große Kerngrößen aus und haben wenig Variation bei einer fixen Masse des Haufens. Die Detektion von Galaxienhaufen durch deren Außenbereiche verbessert die Charakterisierung der Haufen in der Himmelsurchmusterung mit eROSITA und wird gut charakterisierte Kataloge von Galaxienhaufen mit einfachen Selektionsfunktionen liefern. Die Masse eines Galaxienhaufens ist nicht direkt beobachtbar aber ein wichtiger Parameter für kosmologische Studien. Die Messung der kernausgeschnittenen Röntgenleuchtkraft in Himmelsdurchmusterungen bietet einen streuungsarmen Massenproxy, der für die Charakterisierung von Galaxienhaufen nützlich ist. Bei der Durchführung der Messung muss man die Umrechnung zwischen den für die Messung leicht verfügbaren Winkelskalen und den physikalischen Skalen, in denen der Kern des Haufens definiert ist, berücksichtigen. Ein solches Problem wurde erfolgreich in thermischen Sunyaev-Zel'dovich-Effekt Experimenten gelöst. Der Compton y-Parameter wird iterativ rekonstruiert indem ein universelles Profil des Drucks angenommen wird. In ähnlicher Weise diskutieren wir in Kapitel 4 eine neue Methode die das Wissen über das Röntgenoberflächen-Helligkeitsprofil des Haufens mit der partiellen Messung des Haufenflusses kombiniert, um iterativ die kernausgeschnittene Leuchtkraft und Masse zu rekonstruieren. In ersten Tests untersuchen wir die Leistungsfähigkeit und Grenzen der Methode mit Hilfe von Simulationen der eROSITA Himmelsdurchmusterung. In einem idealisierten Szenario, d.h. bei Abwesenheit von Punktquellen und Hintergrund, rekonstruiert die aktuelle Implementierung die Massen der Haufen innerhalb eines Faktors von ungefähr fünf.
Not available
Käfer, Florian Moritz
2020
English
Universitätsbibliothek der Ludwig-Maximilians-Universität München
Käfer, Florian Moritz (2020): Characterization of extended emission from groups and clusters of galaxies. Dissertation, LMU München: Faculty of Physics
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Abstract

In the framework of the hierarchical model the intra-cluster medium properties of galaxy clusters are tightly linked to structure formation, which makes X-ray surveys well suited for cosmological studies. To constrain cosmological parameters accurately using galaxy clusters in current and future X-ray surveys, a better understanding of selection effects related to the detection method of clusters is needed. In Chapter 2 of this thesis, we aim at a better understanding of the morphology of galaxy clusters to include corrections between the different core types and covariances with X-ray luminosities in selection functions. In particular, we stress the morphological deviations between a newly described surface-brightness-profile characterization and a commonly used single beta-model. We investigated a novel approach to describe surface brightness profiles, where the excess cool-core emission in the centers of the galaxy clusters is modeled using wavelet decomposition. Morphological parameters and the residuals were compared to commonly-used single beta-models, fitted to the overall surface brightness profiles. Using single beta-models to describe the ensemble of overall surface brightness profiles leads on average to a non-zero bias (0.032 +/- 0.003) in the outer part of the clusters, that is an approximate 3% systematic difference in the surface brightness at large radii. Furthermore, beta-models show a general trend toward underestimating the flux in the outskirts for smaller core radii. Fixing the beta parameter to 2/3 doubles the bias and increases the residuals from a single beta-model up to more than 40%. Modeling the core region in the fitting procedure reduces the impact of these two effects significantly. In addition, we find a positive scaling between shape parameters and temperature, as well as a negative correlation of approximately -0.4 between extent and luminosity. We demonstrate the caveats in modeling galaxy clusters with single beta-models and recommend using them with caution, especially when the systematics are not taken into account. Our non-parametric analysis of the self-similar scaled emission measure profiles indicates no systematic core-type differences of median profiles in the galaxy cluster outskirts. As already mentioned, one key ingredient in using galaxy clusters as a precision cosmological probe in large X-ray surveys is understanding selection effects. The dependence of the X-ray emission on the square of the gas density leads to a predominant role of cool cores in the detection of galaxy clusters. The contribution of cool cores to the X-ray luminosity does not scale with cluster mass and cosmology and therefore affects the use of X-ray clusters in producing cosmological constraints. One of the main science goals of the extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array (eROSITA) mission is to constrain cosmology with a wide X-ray survey. In Chapter 3 of this thesis, we propose an eROSITA galaxy cluster detection scheme that avoids the use of X-ray cluster centers in detection. We calculate theoretical expectations and characterize the performance of this scheme using simulations. We performed Monte Carlo simulations of the upcoming eROSITA survey, including known foreground and background components. By performing realistic simulations of point sources in survey mode, we searched for spatial scales where the extended signal is not contaminated by the point-source flux. We derive a combination of scales and thresholds which result in a clean extended source catalog. We designed the output of the cluster detection to enable calibration of the core-excised luminosity as a mass proxy using external mass measurements. We provide a way to incorporate the results of this calibration in producing the final core-excised luminosity. Similarly to other galaxy cluster detection pipelines, we sample the detection space of the flux - cluster core radius of our method and find many similarities with the pipeline used to detect clusters in a 400 square degree ROSAT PSPC survey, the 400d survey. Both detection methods require large statistics on compact clusters in order to reduce the contamination from point sources. The benefit of our pipeline consists of the sensitivity to the outer cluster shapes, which are characterized by large core sizes with little cluster to cluster variation at a fixed total mass of the cluster. Galaxy cluster detection through cluster outskirts improves the cluster characterization using eROSITA survey data and is expected to yield well-characterized cluster catalogs with simple selection functions. The mass of a galaxy cluster is not directly observable but is an important parameter for cosmological studies with galaxy cluster surveys. The measurement of the core-excised X-ray luminosity in cluster surveys offers a low-scatter mass proxy, which is useful for cluster characterization. Performing the measurement, one has to address the conversion between the angular scales readily available to perform the measurement and physical scales in which the cluster core is defined. Such a problem has been successfully addressed by thermal Sunyaev-Zel'dovich effect experiments, which adopt a universal pressure profile to iteratively reconstruct the Compton y-parameter. Similarly, we discuss a new method in Chapter 4 which combines knowledge of the cluster X-ray surface brightness profile with the partial measurement of the cluster flux to iteratively reconstruct the core-excised luminosity and mass. In first tests, we study the performance and limitations of the method on simulations of the eROSITA all-sky survey. In an idealized scenario, that is the absence of point sources and background, the current set-up recovers the cluster masses within a factor of approximately five.

Abstract

Im Rahmen des hierarchischen Modells sind die Eigenschaften des heißen Gases innerhalb von Galaxienhaufen eng mit der Strukturbildung im Universum verknüpft, wodurch sich Röntgendurchmusterungen gut für kosmologische Studien eignen. Um kosmologische Parameter mit Hilfe von Galaxienhaufen in aktuellen und zukünftigen Röntgendurchmusterungen genau bestimmen zu können, ist ein besseres Verständnis der Selektionseffekte im Zusammenhang mit der Detektionsmethode von Galaxienhaufen erforderlich. In Kapitel 2 streben wir ein besseres Verständnis der Morphologie von Galaxienhaufen an um Korrekturen zwischen den verschiedenen Kerntypen sowie Kovarianzen mit Röntgenleuchtkräften in die Selektionsfunktionen einzubeziehen. Insbesondere untersuchen wir die morphologischen Abweichungen zwischen einer neu beschriebenen Charakterisierung von Oberflächenhelligkeitsprofilen und einem häufig verwendeten einfachen beta-Modell. Wir untersuchen einen neuartigen Ansatz zur Beschreibung von Oberflächenhelligkeitsprofilen, bei dem die überschüssige Kühlkern-Emission in den Zentren der Galaxienhaufen mittels Wavelet-Zerlegung modelliert wird. Morphologische Parameter und die Residuen wurden mit klassischen einfachen beta-Modellen verglichen, die an die gesamten Oberflächenhelligkeitsprofile angepasst wurden. Die Verwendung einfacher beta-Modelle zur Beschreibung des Ensembles der gesamten Oberflächenhelligkeitsprofile führt im Durchschnitt zu einer von Null verschiedenen Unausgewogenheit (0,032 +/- 0,003) im äußeren Teil der Galaxienhaufen, d.h. zu einem systematischen Unterschied der Oberflächenhelligkeit von etwa 3% bei großen Radien. Darüber hinaus zeigen die beta-Modelle einen allgemeinen Trend zur Unterschätzung des Flusses im Außenbereich bei kleineren Kernradien. Die Fixierung des beta-Parameters auf 2/3 verdoppelt die Unausgewogenheit und vergrößert die Residuen eines einfachen beta-Modells um bis zu mehr als 40%. Die Modellierung des Kernbereichs bei der Anpassung reduziert die Auswirkungen dieser beiden Effekte erheblich. Zusätzlich finden wir eine positive Skalierung zwischen morphologischen Parametern und Temperatur sowie eine negative Korrelation von etwa -0,4 zwischen Ausdehnung und Helligkeit. Wir demonstrieren die Einschränkungen bei der Modellierung von Galaxienhaufen mit einfachen beta-Modellen und empfehlen diese mit Vorsicht zu verwenden, insbesondere wenn die Systematiken nicht berücksichtigt werden. Unsere nichtparametrische Analyse der selbstähnlich-skalierten "Emission Measure"-Profile zeigt keine systematischen Unterschiede zwischen den verschiedenen Kerntypen in den äußeren Bereichen der Galaxienhaufen wenn man die Medianprofile betrachtet. Wie bereits erwähnt ist ein Schlüsselfaktor in Röntgendurchmusterungen die Selektionseffekte zu verstehen um Galaxienhaufen in kosmologischen Untersuchungen nutzen zu können. Die Abhängigkeit der Röntgenemission vom Quadrat der Gasdichte führt zu einer vorherrschenden Rolle von kühlen Kernen bei der Detektion von Galaxienhaufen. Der Beitrag der kühlen Kerne zur Röntgenleuchtkraft skaliert nicht mit der Masse der Haufen oder der Kosmologie und beeinflusst daher die Verwendung von Röntgenhaufen bei der Berechnung kosmologischer Parameter. Eines der wichtigsten wissenschaftlichen Ziele von eROSITA (extended Roentgen Survey with an Imaging Telescope Array) ist es, kosmologische Modelle mit einer kompletten Himmelsdurchmusterung einzuschränken. In Kapitel 3 schlagen wir ein Schema zur Detektion von Galaxienhaufen in Bezug auf eROSITA vor, das die Verwendung von Galaxienhaufenzentren bei der Detektion vermeidet. Wir berechnen theoretische Erwartungen und charakterisieren die Effizienz dieses Schemas durch Simulationen. Unsere Monte-Carlo-Simulationen der bevorstehenden eROSITA -Mission enthalten bekannte Vorder- und Hintergrundkomponenten. Realistische Simulationen von Punktquellen im Himmeldurchmusterungsmodus erlauben es uns nach räumlichen Skalen zu suchen, bei denen das Signal ausgedehnter Quellen nicht durch den Fluss von Punktquellen verunreinigt wird. Wir leiten eine Kombination von Skalen und Schwellenwerten ab, die zu einem sauberen Katalog von ausgedehnten Quellen führen. Mit Hilfe von diesem Katalog ist es uns möglich die kernausgeschnittene Leuchtkraft mittels externer Massenmessungen zu kalibrieren. Wir beschreiben eine Methode um die Ergebnisse dieser Kalibrierung in die Berechnung der endgültigen kernausgeschnitten Leuchtkraft einzubeziehen. Ähnlich wie bei anderen Detektionspipelines für Galaxienhaufen untersuchen wir Stichproben bei verschiedenen Flüssen und Kernradien. Dabei finden wir viele Ähnlichkeiten mit der Pipeline die verwendet wurde um Galaxienhaufen in einer 400 Quadradgrad großen ROSAT PSPC Durchmusterung, der 400d Durchmusterung, zu detektieren. Beide Detektionsmethoden benötigen eine große Anzahl von Photonen für kompakte Galaxienhaufen um die Kontamination durch Punktquellen zu reduzieren. Der Vorteil unserer Pipeline besteht in der Sensitivität gegenüber den äußeren Profilen von Galaxienhaufen. Diese zeichnen sich durch große Kerngrößen aus und haben wenig Variation bei einer fixen Masse des Haufens. Die Detektion von Galaxienhaufen durch deren Außenbereiche verbessert die Charakterisierung der Haufen in der Himmelsurchmusterung mit eROSITA und wird gut charakterisierte Kataloge von Galaxienhaufen mit einfachen Selektionsfunktionen liefern. Die Masse eines Galaxienhaufens ist nicht direkt beobachtbar aber ein wichtiger Parameter für kosmologische Studien. Die Messung der kernausgeschnittenen Röntgenleuchtkraft in Himmelsdurchmusterungen bietet einen streuungsarmen Massenproxy, der für die Charakterisierung von Galaxienhaufen nützlich ist. Bei der Durchführung der Messung muss man die Umrechnung zwischen den für die Messung leicht verfügbaren Winkelskalen und den physikalischen Skalen, in denen der Kern des Haufens definiert ist, berücksichtigen. Ein solches Problem wurde erfolgreich in thermischen Sunyaev-Zel'dovich-Effekt Experimenten gelöst. Der Compton y-Parameter wird iterativ rekonstruiert indem ein universelles Profil des Drucks angenommen wird. In ähnlicher Weise diskutieren wir in Kapitel 4 eine neue Methode die das Wissen über das Röntgenoberflächen-Helligkeitsprofil des Haufens mit der partiellen Messung des Haufenflusses kombiniert, um iterativ die kernausgeschnittene Leuchtkraft und Masse zu rekonstruieren. In ersten Tests untersuchen wir die Leistungsfähigkeit und Grenzen der Methode mit Hilfe von Simulationen der eROSITA Himmelsdurchmusterung. In einem idealisierten Szenario, d.h. bei Abwesenheit von Punktquellen und Hintergrund, rekonstruiert die aktuelle Implementierung die Massen der Haufen innerhalb eines Faktors von ungefähr fünf.