Signatures of the Hubble flow on the distribution of matter around galaxy clusters and their significance for cosmology

Abstract

Galaxy clusters have proven to be incredibly valuable for cosmological research. Over the past three decades, significant progress has been made in understanding their composition and dynamics, as well as their role in the larger cosmic web. Despite this progress, a significant theoretical and observational gap remains in our understanding of the connection between galaxy clusters and the expanding Universe. This gap limits the use of clusters in a cosmological context, particularly in the study of dark energy, which remains one of the greatest mysteries in physics and is believed to drive the observed accelerated expansion of the Universe. In this work, we employ analytical modeling and cosmological N-body simulations of clusters to thoroughly examine this connection and its potential to constrain dark energy. We show that, in N-body cosmological simulations, the average matter density enclosed at the turnaround scale—the turnaround density—where galaxies surrounding realistic clusters join the Hubble flow is a universal quantity sensitive to cosmology and cosmic time, as predicted by the spherical collapse model of structure formation. Deviations of the turnaround density in simulated clusters from the model predictions are found to be strongly correlated with deviations in the distribution of a cluster's neighbors from spherical symmetry. Subsequently, we develop a path towards measuring the turnaround density in observations. First, we focus on connecting the turnaround mass to cluster observables. We use excursion set theory, which provides a statistical framework for the density and local environment of clusters, along with the spherical collapse model without shell crossing, to model the mass profiles of simulated galaxy clusters. Through this approach, we develop analytical mass scaling relations that connect the turnaround mass with commonly used observational masses, showing an offset of 15\% with those obtained from simulations. We then search for signatures of the turnaround radius in stacked density profiles of cluster halos at different redshifts and find that such signatures exist, manifesting as the distance from the cluster center where the mass profiles of simulated cluster start deviating from our analytic predictions. These findings suggest that the turnaround density is indeed imprinted in observable quantities of galaxy clusters and pave the way for a potential new probe of cosmology through structure formation dynamics at the outskirts of galaxy clusters.

Τα σμήνη γαλαξιών έχουν αποδειχθεί εξαιρετικά πολύτιμα για την κοσμολογία. Τα τελευταία τριάντα χρόνια, έχουμε σημειώσει σημαντική πρόοδο στην κατανόηση της σύστασής τους, της δυναμικής τους και του ρόλου που διαδραματίζουν στον κοσμικό ιστό. Παρά την πρόοδο αυτή, εξακολουθεί να υπάρχει ένα σημαντικό κενό, τόσο σε θεωρητικό όσο και σε παρατηρησιακό επίπεδο, στην κατανόηση της σχέσης ανάμεσα στα σμήνη γαλαξιών και το διαστελλόμενο σύμπαν. Αυτό το κενό περιορίζει την αξιοποίηση των σμηνών για κοσμολογικές μελέτες, ειδικά στη διερεύνηση της σκοτεινής ενέργειας, ενός από τα μεγαλύτερα μυστήρια της σύγχρονης φυσικής, η οποία θεωρείται υπεύθυνη για την επιταχυνόμενη διαστολή του Σύμπαντος. Σε αυτή την εργασία, χρησιμοποιούμε αναλυτικά μοντέλα και κοσμολογικές προσομοιώσεις N-σωμάτων για να μελετήσουμε σε βάθος αυτή τη σχέση και τη δυνατότητά της να μας δώσει χρήσιμες πληροφορίες για τις ιδιότητες της σκοτεινής ενέργειας. Δείχνουμε ότι, στις προσομοιώσεις N-σωμάτων, η μέση πυκνότητα της ύλης που περικλείεται στην κλίμακα αναστροφής (turnaround scale)—εκεί όπου οι γαλαξίες που περιβάλλουν τα σμήνη χάνουν τη βαρυτική τους σύνδεση με το σμήνος και παρασύρονται από τη ροή Hubble—είναι μια καθολική ποσότητα, ευαίσθητη στην κοσμολογία και την κοσμική εποχή. Δείχνουμε ακόμη ότι το σφαιρικό μοντέλο κατάρρευσης, που περιγράφει τον σχηματισμό δομών, προβλέπει αυτή τη συμπεριφορά, και οι αποκλίσεις από τις προβλέψεις του συνδέονται στενά με την απόκλιση των γειτονικών δομών ενός σμήνους από την σφαιρική συμμετρία. Στη συνέχεια, αναπτύσσουμε μια μέθοδο για να μετρήσουμε την πυκνότητα αναστροφής σε παρατηρήσεις. Αρχικά, επικεντρωνόμαστε στη σύνδεση της μάζας αναστροφής με παρατηρήσιμες ιδιότητες των σμηνών. Χρησιμοποιούμε excursion set theory, που παρέχει ένα στατιστικό πλαίσιο για τα τοπικά περιβάλλοντα των σμηνών, και το σφαιρικό μοντέλο κατάρρευσης για να περιγράψουμε τα προφίλ μάζας τους. Με αυτό τον τρόπο, αναπτύσσουμε αναλυτικές σχέσεις που συνδέουν τη μάζα αναστροφής με τις συνήθως μετρούμενες μάζες, παρατηρώντας μια απόκλιση της τάξης του 15% σε σύγκριση με προσομοιωμένες δομές. Τέλος, αναζητούμε ενδείξεις της ακτίνας αναστροφής μελετώντας διάμεσα προφίλ πυκνότητας σμηνών σε διαφορετικές κοσμικές εποχές. Τα αποτελέσματά μας αποκαλύπτουν ότι τέτοιες ενδείξεις πράγματι υπάρχουν, με τη κλίματα αναστροφής να αντιστοιχεί στο σημείο όπου τα προφίλ πυκνότητας των σμηνών αρχίζουν να αποκλίνουν από τις αναλυτικές μας προβλέψεις. Αυτά τα ευρήματα δείχνουν ότι η πυκνότητα αναστροφής αποτυπώνεται σε παρατηρήσιμα μεγέθη των σμηνών γαλαξιών και ανοίγουν τον δρόμο για μια νέα κοσμολογική μέθοδο μέσω της δυναμικής του σχηματισμού δομών στις παρυφές των σμηνών.