Astro-E2 で探る銀河団のダイナミクス

Astro-E2で探る銀河団のダイナミクス • 高分解能で見る輝線スペクトル • 銀河団中心のエネルギー供給 • 銀河団の合体と進化 • 銀河による重元素汚染 • 硬Ｘ線放射都立大大橋隆哉

XRS HETG LETG XRS XRS RGS RGS HETG XRS area and resolution Resolving power • XRS: Astro-E2 • RGS: XMM-Newton • HETG/LETG: Chandra Effective area

CCDの20倍の分解能 • 鉄Kラインの各成分への分解が初めて可能に • 温度1-3 keVのガスは輝線の嵐 • ほぼすべての元素量が決定可能に Z=0.03 CCD検出器 XIS XRS ケンタウルス座銀河団100ksec

分解能6 eVの鉄Kライン Tion=2keV • ライン強度比から電子温度決定 • ラインの幅からイオン温度を制限 • 共鳴線(w)の強度変化から共鳴吸収効果を確認

銀河団中心のエネルギー注入 1/10 Makishima et al. 2001 A1835: Peterson et al. 2001 • クーリングフローから期待された低温ガスが欠如 • 銀河団中心に未知の熱源が必要 • 熱伝導、AGNなどでは説明困難 Fabian and Allen 2003

ペルセウス座銀河団 ケンタウルス座銀河団銀河団中心の新しいイメージ 3'=40kpc 3'=60kpc 非熱的な圧力の存在 Fe-Kライン数1000フォトンでprofileを見る • Ripple構造(音波?) • 高温bubbleの浮上 • 乱流 • 磁場の役割

乱流が作る非対称なライン構造 Inogamov and Sunyaev 03 Simulated XRS Fe line profile1700 photons ⇔Perseus: 50 ksec Turbulence Turbulences=200km/s Thermal Thermals=100km/s APEC 3 keV (1700 photons)s = 100 km/s (2.3 eV)s = 200 km/s (4.5 eV) Accuracy of line width: ±0.3 eV

構造の進化/銀河団形成 ダークマターガス現在 • 構造形成、銀河団形成 • z=1から現在にかけて銀河団が形成 • 小規模集団が衝突合体して中規模に • 中規模銀河群が衝突合体して、大銀河団に成長 • ガスは合体の記憶をいろいろな形で保持 z =1.55 Navarro, Frenk, White 1995

A1060 Perseus Centaurus ASCA温度マップ kT = 4 – 10 keV Furusho et al. 2000, 2001 simulation by Takizawa 99

Coldfront(A2142:Markevitch et al. 2000) Chandraが示す合体の証拠 1E0657-56 (z=0.3) : Bow-shock structureM ~ 1/sinq ~ 2 q Markevitch et al. 2002

A754 (z = 0.054) Govoni et al. 2004 contour=電波視野3' ~ 200 kpc 合体する銀河団 A3667 (z = 0.055) 1000 km/s XRS A2256 (z = 0.058) 1000 km/s Dv= 500 km/s

銀河間空間の重元素汚染 NGC4636 Jones et al. 2002 NGC1399 ~3kpc NGC253: 活発なスターバースト活動

BeppoSAX 14 銀河団 10keV 100keV Merger shockが作る硬Ｘ線 BeppoSAX PDS:Merger銀河団から硬Ｘ線 (G~2.8)　広がった放射の可能性大Nevalainen et al. astro-ph/0311142 Astro-E2 HXD:Beppo-SAXの約2倍の感度　視野0.6度でコンタミ小硬Ｘ線 A2199 100ksecで硬Ｘ線を検出可熱放射

Astro-E2への期待 • モデルによらないプラズマ状態の決定 • Ｘ線領域で初めてガスの運動が直接観測可能に • 大面積CCDと高感度の硬Ｘ線検出器がバックアップ • 想像以上にダイナミックな宇宙の姿を明らかに(静止画から動画へ)

Astro-E2 で探る銀河団のダイナミクス