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 K. La luminosità X è un valido criterio di selezione per gli ammassi di galassie : Jè efficiente in un largo range di redshift Jè uno stimatore della massa del cluster Bremsstrahlung

La funzione di luminosità JDensità numerica di ammassi in funzione della luminosità JLa funzione di luminosità è strettamente legata alla massa del cluster. Se misurata per un grande campione di ammassi fornisce una buona stima della In particolare: JCalibrazione dellampiezza delle fluttuazioni in densità dello spettro di potenza JCalcolo della densità media dellUniverso Richiedo un campione vasto (eliminare scatter statistico e cosmico) e omogeneo (minimizzare le incertezze e gli effetti della selezione) Funzione di massa degli ammassi di galassie Statistica su grande scalaTest sui modelli cosmologici

La survey JLa ROSAT-ESO Flux-Limited X-ray (REFLEX) cluster survey comprende 452 ammassi locali (449 redshift) con flusso X > erg s -1 cm -2 nella banda Kev localizzati con il satellite ROSAT ( ) JArea survey: 4.24 sr nellemisfero sud. JI candidati cluster sono stati trovati tramite correlazione della sorgente X con una densità di galassie nel database ottico COSMOS. JPer il calcolo dei redshift sono stati utilizzati i telescopi dellESO 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 JFlusso 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). JFlusso X: calcolato da uno spettro campione, conoscendo il redshift delloggetto. L x JVolume della survey:volume del cono sotteso dallarea della survey e dalla distanza a cui un cluster di data L x sia osservato al flusso limite (D L lim ). dove la correzione k dipende dalla funzione di sensibilità JDensità JLa funzione di luminosità è binnata (un punto corrisponde a 20 cluster) V(L x )

Calcolo della funzione di luminosità

JCorrezione per il flusso perso da GCA aumenta la luminosità dell8% ma non cambia la forma della relazione JFit con una funzione di Schechter JSu un range di L da erg/sec porta a valori di chi quadro che la identificano come una buona rappresentazione dei dati. JIncludere gli effetti dovuti alle incertezze sul calcolo dei flussi e del Vmax non porta a cambiamenti significativi della relazione JLa 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. JConfronto con la funzione di luminosità ottenuta con survey antecedenti REFLEX: si ha la conferma dellandamento previsto dalla RASS1(De Grandi et al.) ma con un forte miglioramento in accuratezza. Risultati

Risultati: confronto con altre survey

Una combinazione di osservazioni indipendenti e tra loro complementari è in grado di vincolare fortemente il valore dei contributi alla densit à totale da parte della materia (inclusa quella oscura), noto come Ω M, e della cosiddetta energia oscura, Ω Λ. Come si vede, REFLEX ( galaxy clusters ) fornisce un vincolo estremamente stretto su Ω M, contribuendo ad isolare il ristretto intervallo di valori che caratterizza l attuale modello standard, ovvero Ω M ~ 0.3 e Ω Λ ~ 0.7. m Risultati: limiti sul valore di m

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, Rosati, P., Borgani, S., Norman, C.,The Evolution of X-ray Cluster of Galaxies, 2002, Annual Reviews of A&A, 40;

Risultati: limiti sul valore di m m