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X 線観測による銀河団の 質量分布の研究

X 線観測による銀河団の 質量分布の研究. X-ray Study of Mass Distribution in Clusters of Galaxies. 東京都立大学大学院 理学研究科 物理学専攻 宇宙物理実験研究室. 早川 彰. 銀河：高温ガス =1 ： 5. 質量比. 銀河団の構成. 銀河：高温ガス： ダークマター. ：. ：. 1. 5. 30. 銀河団の大部分はダークマター. 銀河団とは？. Abell 1060 銀河団：距離～ 46Mpc. 可視光 ：. （～ 1.5 億光年）. 数十～数千個 の銀河の集まり. X 線 ：.

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X 線観測による銀河団の 質量分布の研究

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Presentation Transcript

  1. X線観測による銀河団の質量分布の研究 X-ray Study of Mass Distribution in Clusters of Galaxies 東京都立大学大学院 理学研究科 物理学専攻 宇宙物理実験研究室 早川 彰

  2. 銀河：高温ガス=1：5 質量比 銀河団の構成 銀河：高温ガス：ダークマター ： ： 1 5 30 銀河団の大部分はダークマター 銀河団とは？ Abell 1060 銀河団：距離～46Mpc 可視光 ： （～1.5億光年） 数十～数千個の銀河の集まり X線 ： 2千万～1億度の高温ガスで 満たされている。 未知のダークマター 400kpc （～130万光年）

  3. ダークマター • 未知の物質 ⇒ 重力相互作用しかしない • 銀河団質量の大部分はダークマター ⇒ （力学）進化を支配 • 銀河団の進化はN体数値シミュレーションを用いて研究 z=0.58 z=0 6.67Mpc 6.67Mpc Fukushige, Kawai, Makino (2004)

  4. cD銀河 銀河団の中心にある巨大な楕円銀河。 • 可視光：1/4乗則から外れた輝度分布 • 我々の銀河よりも～１０倍明るい光度 • X線　　：銀河団ガスと連続的に分布 cD銀河 通常 楕円銀河 cD銀河 X線輝度 50万光年 0 80 160 半径[kpc]1/4 半径[kpc]

  5. 銀河団の質量分布に着目 Centaurus銀河団 Klemola44銀河団 cD銀河 200kpc （64万光年） 500kpc （160万光年） 研究目的 銀河団には中心にcD銀河が存在する銀河団（cD銀河団）と 存在ない銀河団（non-cD銀河団）がある。 • cD銀河はどのようにして作られるのか？ • 銀河団の性質に、どのような違いがあるか？

  6. 講演の内容 • XMM-Newton衛星について • サンプル銀河団の選定 • データ処理 • 銀河団の重力質量分布 • 再帰法 • SSM-Modelを用いたモデルフィット • 議論 • まとめ （銀河団の全質量=重力質量）

  7. 1. XMM-Newton衛星

  8. 現在運用中 有効面積[cm2] X線による銀河団ガス分布を 用いる方法が最適。 空間分解能[秒角] XMM-Newton衛星が最適。 観測条件 • なぜXMM-Newtonか？ • なぜX線か？ 重力質量の空間分布が知りたい！ cD銀河周辺を詳細に観測したい！ 大有効面積と高分解能の両方が必要

  9. 3台のCCD検出器 3台のX線望遠鏡 XMM-Newton衛星 広範囲のイメージング＆分光が高精度で可能！！

  10. 2. サンプルの選定

  11. cD & non-cD銀河団の両方のサンプルが必要。 • 距離が近い銀河団。 • 球対称性が良くmergingの痕跡がない。 条件: non-cD銀河団は少ない ⇒初めに条件に合うnon-cD銀河団を選ぶ cD & non-cD銀河団の質量分布（特に中心部分）を詳細に調べる。 • 本研究の目標 • 具体的な手順 （XMM-Newton衛星の公開データを使う） • non-cD銀河団を選ぶ。 • 近傍の銀河団（赤方偏移<0.2）を選ぶ。 • Mergingの痕跡（温度構造、異形形状）があるものを除く。 • 球対称性の良い天体を選ぶ。 • 選んだnon-cD銀河団と条件（温度、距離）が近いcD銀河団を選ぶ。

  12. 球対称性の評価 〇 × × 0度 ±factor 2 Ratio 中心は輝度ピーク S/N比が2倍となる半径

  13. 遠方銀河団 選択した銀河団 cD 9 + non-cD 11 : 全20天体 cD銀河団 non-cD銀河団

  14. 3. データ処理

  15. 宇宙背景放射（CXB） • 検出器起源 バックグランド除去 バックグランド： • フレアイベント • 宇宙背景放射（CXB） • 検出器起源 • フレアイベント • ブランクスカイデータ E>10keVの時間変動を用い除去 平均カウントレート（E>10keV） MOS：0.3 cnt/sec pn ：0.8 cnt/sec 天体のない空を観測したデータ を除去

  16. S/N比～1 ガス成分の抜き出し • 点源の除去 • S/N比の悪い領域の除去 銀河団中のガスのみに興味 星や銀河を取り除く S/N比～２（Routと定義）となる領域のみ使う。 （イメージ） 半径分布 中心は輝度ピーク 赤 : バックグランド 黒 : 観測データ 緑 : 引き算した結果

  17. イメージング解析 ⇒ 銀河団ガスの空間分布 • スペクトル解析 ⇒ 温度・重元素量 光学的に薄いプラズマからの熱的放射モデルで再現可能 Abell 3827 （cD銀河団） Abell 1060 （non-cD銀河団） MOS1+2 MOS1+2 pn pn 温度 ：6.90±0.16 keV 元素比 ：0.30±0.04 solar c2/d.o.f.：1.341 温度 ：3.25±0.03 keV 元素比 ：0.41±0.01 solar c2/d.o.f.：1.436 （E：0.8-8.0keV） 解析 r＜Routの領域を使い解析を行う

  18. スペクトル解析 温度・重元素量はスペクトル解析から求める。 • 熱制動放射 ⇒ 温度 • 輝線（強度） ⇒ 重元素量（太陽組成を仮定） （anders & Grevesse 1989） 温度依存性 アバンダンス依存性 S-K Fe-K Ca-K Fe-L Si-K Ar-K

  19. Rout以内の温度・重元素量 cD銀河団 non-cD銀河団 cD銀河団 non-cD銀河団 温度 [keV] 重元素量 [solar] • cD or non-cD銀河団の違いはない。 • 温度は重力質量を求める際に用いる。

  20. 4. 重力質量分布

  21. のみの関数 { ガスの状態方程式 : 重力ポテンシャル : ガス分布⇒重力質量分布 P : 圧力 f : ポテンシャル m：平均分子量 mH：水素分子の質量 k ：ボルツマン定数 n ：数密度 仮定: • 静水圧平衡 : • 球対称 : ⇒密度＆温度分布がわかれば重力質量分布を求めることが可能。

  22. b-モデル 銀河団の密度分布を表すモデルとして一般的なモデル 仮定: • 静水圧平衡、球対称 • 等温 • ガスも星（銀河）も同じポテンシャル構造に従う • 密度分布（３次元分布） : 視線方向に積分 • 表面輝度分布（２次元分布） : （rcとbの関数） 近年の高精度観測 ⇒単一b-モデルでは輝度分布を再現が困難！

  23. i. 再帰法

  24. 問題 輝度分布 視線方向に投影 表面輝度分布⇒重力質量分布 • 観測された輝度分布 視線方向に投影された２次元分布 銀河団 • 球対称を仮定 ↑球対称な銀河団を選出 • 密度分布を仮定（b-モデル） 視線方向 ↑ 単一b-モデルでは再現できない ⇒再帰法を用いる 輝度分布は密度、温度、重元素に依存 • 温度・重元素一定を仮定 • ３次元密度分布 • 静水圧平衡を仮定 （温度、密度） • 重力質量分布

  25. 0.8-8.0keV 0.8-3.0keVを使用 温度・重元素変化の影響 • 温度2keV以上で温度依存性ない！ • 重元素変化に対しても～5%。 ⇒0.8-3.0keVの帯域を使えば温度・重元素変化を無視できる。

  26. 輝度分布は密度分布にのみに依存。 （3）密度分布 Lx~密度2 再帰法 • 単一b-モデルでは輝度分布を再現できない！！ ⇒ b-モデルより中心が鋭い（中心に輝度超過）。 ⇒ 中心を除けばb-モデルで表せる。 • 球対称、かつ、温度・アバンダンス分布の影響はない。 （1）モデルフィット 輝度分布 （2次元） b-model （R=5’-13’） （2）輝度分布 密度分布 （3次元） （4）輝度分布

  27. 静水圧平衡を仮定： 重力質量分布 温度変化を無視 質量密度分布：rtot（r） 積分型重力質量分布：M（<r） 重力質量分布 重力質量分布 ガス分布 ガス分布 b-モデルのみ

  28. （イメージ） 中心は輝度ピーク Rout ２割程度 温度分布 • 輝度ピークを中心 • Rout以内 • 円環の領域に分割 （円環のカウント一定） • 円環ごとにスペクトル解析 ⇒温度・（重元素）の半径分布

  29. 静水圧平衡を仮定： 質量密度分布：rtot（r） 積分型重力質量分布：M（<r） 温度分布を考慮 重力質量分布 重力質量分布 ガス分布 ガス分布 b-モデルのみ 重力質量分布 密度変化に比べて微小 ⇒温度分布は考慮しない

  30. 再帰法 SSM-モデルフィット 導出の流れ 輝度分布（2次元） 密度分布（3次元） 重力質量分布 重力質量分布 密度分布（3次元） 輝度分布（2次元） 再帰法 静水圧平衡 静水圧平衡 特徴 モデルによらない。 ⇒質量分布同士を比較 NFWが予測する 質量分布と直接比較。 • N体数値シミュレーションから予測されるダークマター分布 （NFWモデル） DM • NFW的なダークマター分布を仮定したときにえられる輝度分布 SSM-モデル （Suto, Sasaki & Makino 1998） 再帰法のまとめ・SSM-モデルの導入

  31. ii. SSM-モデルフィット

  32. Fukushige, Kawai, Makino (2004) • Navarro, Frenk, White (1996) （NFWモデル） DM • Moore et al. (1998) DM • Fukushige, Kawai, Makino (2004) DM ( ) ⇒ • 中心のベキは-1.3～1.4ぐらい • r<10kpcでベキが緩やかになる NFWモデル 数値計算からもとまるダークマター分布

  33. DM 一般化したNFWモデル ( ) まずはa =1.0 or 1.5に 固定してフィットする SSM-モデル ⇒NFWモデルで与えられるダークマター分布を仮定したとに 得られる輝度分布 • SSM-model (Suto, Sasaki & Makino 1998) • a = 1.0 ⇒ NFWモデル • a = 1.5 ⇒ Moore et alのモデル

  34. c2/d.o.f. : 2.147→1.150 c2/d.o.f. : 3.909→1.679 • c2/d.o.f. が明らかに改善。 • 特に中心部分で違いが顕著に現れる。 フィット結果 AWM 4 (cD) Abell 1060 (non-cD) z=0.0318 z=0.0114 a = 1.5 a = 1.5 a = 1.0 a = 1.0

  35. a＝1.5でcD or non-cDによらずc2/d.o.f. が明らかに改善！ c2/d.o.f.の比較 20天体すべてをフィットしc2/d.o.f. を比較する。 a＝1.0 bーモデル a＝1.5 a＝1.5

  36. AWM 4 Abell 1060 比較 z=0.0318 z=0.0114 再帰法 SSM（α=1.0） SSM（α=1.5） SSM（α=1.5） 近傍銀河団 RXJ2129+0005 Abell 1689 中心：良く合う 外側：合わない z=0.2350 z=0.1832 遠方銀河団 中心：良く合う 外側：良く合う

  37. aは～1.5付近にばらつく（エラー大は無視）。aは～1.5付近にばらつく（エラー大は無視）。 • cD銀河団の方がが大きめ（エラー大も考慮） 。 aの見積もり SSM-model : aもフリーパラメータとする

  38. 表面輝度分布 ⇒ 重力質量分布 ここまでのまとめ { • 再帰法 • SSM-モデル ⇒結果はよく一致 • SSM-モデル • cD or non-cDの違いによらずa～1.5で良く合う。 ⇒ 重力質量分布はユニバーサル （cD or non-cDによらない） • エラーの決まらないものも考慮するとanon-cD＜acD ⇒ 何らかの違いはありそう 議論では、、 再帰法で求めた質量分布をr180で規格化し直接比較

  39. 7. 議論

  40. 銀河団 銀河団がビリアル平衡に達した時の密度： 臨界密度の180倍の密度となる半径 ⇒ r180 r180＝ビリアル半径 銀河団は重力相互作用のみによって進化する⇒自己相似形 r180で規格化することで直接比較が可能 時間 r180について t ハッブル定数： t 臨界密度： 重力的に収縮 銀河団へ進化

  41. 重元素分布 Markevitch et al. (1998) • r>0.05r180 : 一様な温度勾配 • r>0.1r180 : 一様な分布 • r<0.1r180 : 重元素集中(cDのみ) • r<0.05r180 : cD銀河団のみ中心に 向かって温度低下 ⇒De Grandi&Molendi (2004)と 一致 ⇒Markevitch et al. (1998)と一致 温度・重元素分布 • 温度分布

  42. b : cD ～0.7に集中、non-cD 0.5-0.9まで広く分布 • rc : cD (0.11r180)< non-cD (0.15r180) 外側の領域 • b-モデルのパラメータ（rc、b）を使って評価 ⇒non-cD銀河団よりもcD銀河団ほうが力学的に進化している

  43. 0.01r180 0.01r180 0.1r180 0.1r180 ⇒r>0.1r180では一様な分布 ⇒r<0.1r180では分散が大きくなる 質量：cD>non-cD （1.5～2倍程度） 中心領域 積分型重力質量分布：M（<r）

  44. 困難 0.01r180 0.1r180 0.01r180 0.1r180 輻射冷却の 影響がある 冷却時間（∝n-1T1/2） 中心領域 （２） cD銀河 半径 ： 20～50kpc 質量 ： 0.01r180（～10kpc）で重力質量の２倍弱は悪くない。 0.1r180（～100kpc）付近まで差を生じるのは困難。 ⇒質量に差が現れる領域は冷却が効いている領域と一致。

  45. ⇒cD銀河団は中心で深い重力ポテンシャル構造⇒cD銀河団は中心で深い重力ポテンシャル構造 →クーリングが強く働く？ ⇒クーリングの影響によるガスの集中（重力質量分布は同じ）？ cD銀河団 vs non-cD銀河団 cD non-cD b ～0.7 0.5-0.9 外側（>0.1r180） rc 0.11r180< 0.15r180 ⇒cD銀河はより重力的に進化している (1.5-2倍) 内側（<0.1r180） McD > Mnon-cD • cD銀河ではr=0.1r180まで質量差を作れない • r=0.1r180はクーリング半径(rcool)と同程度 ⇒cD銀河団の中心領域の質量超過はクーリングが関係？ • 中心のガス分布の集中の度合いはクーリング時間と相関する • （Ota & Mitsuda 2004, Akahori & Masai 2005）

  46. 8. まとめ cD銀河の有無に着目し、XMM-Newton衛星で観測された 20個の銀河団を系統的に研究。 • スペクトル解析 ⇒ 温度・重元素分布 • 表面輝度分布 ⇒ 重力質量分布 { • SSM-モデルフィット • 再帰法 • SSM-モデル • cD or non-cDの違いによらずa～1.5で良く合う。 • エラーの決まらないものも考慮すると1.3-1.4＜anon-cD＜acD • 再帰法 外側： cD銀河団の方が一様で中心に集中した分布を持つ ⇒重力的な進化の進んだ状態 内側： r<0.1r180でcDとnon-cDで1.5-2倍の質量差を発見。 • cD銀河ではr=0.1r180まで質量差を作れない • r=0.1r180はクーリング半径(rcool)と同程度 ⇒クーリングによるガス集中 or ダークマター分布に違い

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