X 線観測による銀河団の 質量分布の研究
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X 線観測による銀河団の質量分布の研究
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
X-ray Study of Mass Distribution in Clusters of Galaxies
早川 彰
銀河団とは?Abell 1060 銀河団:距離~ 46Mpc
400kpc (~ 130 万光年)400kpc (~ 130 万光年)
数十~数千個の銀河の集まり可視光 :
X 線 :2 千万~ 1 億度の高温ガスで満たされている。
銀河:高温ガス:ダークマター: :1 5 30
銀河団の構成
銀河団の大部分はダークマター銀河団の大部分はダークマター
(~ 1.5 億光年)
未知のダークマター銀河:高温ガス =1 : 5質量比
ダークマター
Fukushige, Kawai, Makino (2004)
6.67Mpc 6.67Mpc
z=0.58 z=0
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
未知の物質 ⇒ 重力相互作用しかしない
cD 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
通常楕円銀河 cD 銀河
半径 [kpc]1/4
•X 線 :銀河団ガスと連続的に分布
銀河団の中心にある巨大な楕円銀河。
半径 [kpc]
50 万光年
cD 銀河
X線
輝度
1600 80
研究目的
Centaurus 銀河団 Klemola44 銀河団
500kpc ( 160 万光年)500kpc ( 160 万光年)200kpc ( 64 万光年)200kpc ( 64 万光年)
cD 銀河cD 銀河
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?
銀河団の質量分布に着目銀河団の質量分布に着目銀河団の性質に、どのような違いがあるか?
講演の内容1. XMM-Newton 衛星について2. サンプル銀河団の選定3. データ処理4. 銀河団の重力質量分布
i. 再帰法ii. SSM-Model を用いたモデルフィット
5. 議論6. まとめ
(銀河団の全質量 = 重力質量)(銀河団の全質量 = 重力質量)
1. XMM-Newton 衛星
観測条件• なぜ X 線か?
波長 分布星の速度分散 可視光 ×
ガス分布 X 線 〇重力レンズ 多波長 △
X 線による銀河団ガス分布を用いる方法が最適。
重力質量の空間分布が知りたい!
• なぜ XMM-Newtonか?現在運用中現在運用中
有効
面積
[cm
2 ]空間分解能 [ 秒角 ]
cD 銀河周辺を詳細に観測したい!
XMM-Newton 衛星が最適。
大有効面積と高分解能の両方が必要
XMM-Newton 衛星
3 台の X 線望遠鏡3 台の X 線望遠鏡
3 台の CCD 検出器3 台の CCD 検出器
MOS 1+2 pn
照射方式 前面 背面ピクセルサイズ
m
( 1.1″ )m
( 4.1″)
視野 30′ 30′
角分解能 14″ 15″
分光能 ~ 70eV ~ 80eV
有効帯域 0.15-12keV 0.15-15keV
有効面積 922cm2
@1keV
1227cm2
@1keV
広範囲のイメージング&分光が高精度で可能!!
2. サンプルの選定
本研究の目標
具体的な手順
cD & non-cD 銀河団の質量分布(特に中心部分)を詳細に調べる。
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 :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
( 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。
Rat
io
±factor 2
球対称性の評価××〇
0 度
S/N 比が 2 倍となる半径
中心は輝度ピーク
選択した銀河団 cD 9 + non-cD 11 : 全 20 天体cD 9 + non-cD 11 : 全 20 天体
遠方銀河団遠方銀河団
cD銀
河団
non-
cD銀
河団
3. データ処理
フレアイベント
ブランクスカイデータ
バックグランド除去
E>10keV の時間変動を用い除去
フレアイベント宇宙背景放射( CXB )検出器起源
バックグランド:バックグランド:
MOS : 0.3 cnt/secpn : 0.8 cnt/sec
平均カウントレート( E>10keV )
天体のない空を観測したデータ
検出器起源宇宙背景放射( CXB )
を除去
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
ガス成分の抜き出し
星や銀河を取り除く
S/N 比~ 1中心は輝度ピーク
(イメージ)赤 : バックグランド黒 : 観測データ緑 : 引き算した結果
半径分布S/N 比~2( Rout と定義)となる領域のみ使う。
pnpnMOS1+2MOS1+2
pnpnMOS1+2MOS1+2
Abell 1060 ( non-cD 銀河団)Abell 3827 ( cD 銀河団)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
( E : 0.8-8.0keV )
解析
イメージング解析スペクトル解析
⇒ 銀河団ガスの空間分布⇒ 温度・重元素量
温度 : 6.90±0.16 keV元素比 : 0.30±0.04 solar 2/d.o.f. : 1.341
温度 : 3.25±0.03 keV元素比 : 0.41±0.01 solar 2/d.o.f. : 1.436
r < Rout の領域を使い解析を行う
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)
温度依存性 アバンダンス依存性( anders & Grevesse 1989 )
Si-K
Fe-K
Fe-L
S-K
Ar-K
Ca-K
Rout 以内の温度・重元素量
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。
cD 銀河団non-cD 銀河団cD 銀河団non-cD 銀河団
cD 銀河団non-cD 銀河団cD 銀河団non-cD 銀河団
4. 重力質量分布
ガス分布⇒重力質量分布静水圧平衡 :球対称 : のみの関数
仮定 :仮定 :
⇒ 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。⇒ 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。
ガスの状態方程式 :
重力ポテンシャル : {
P : 圧力 ポポポポポポ ポポポポポポmH :水素分子の質量k :ボルツマン定数n :数密度
5 P = à ömHn 5 þ
ポポポ
静水圧平衡、球対称 仮定 :仮定 :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) :
表面輝度分布(2次元分布) : 視線方向に積分
⇒単一モデルでは輝度分布を再現が困難!⇒単一モデルでは輝度分布を再現が困難!
銀河団の密度分布を表すモデルとして一般的なモデル
( rc との関数)近年の高精度観測
i. 再帰法
表面輝度分布⇒重力質量分布
視線方向
銀河団
観測された輝度分布
視線方向 に投影
輝度分布3次元密度分布
球対称を仮定
輝度分布は密度、温度、重元素に依存
視線方向 に投影された2次元分布
↑球対称な銀河団を選出↑球対称な銀河団を選出
密度分布を仮定( - モデル)
温度・重元素一定を仮定温度・重元素一定を仮定
↑ 単一 - モデルでは再現できない ⇒ 再帰法を用いる↑ 単一 - モデルでは再現できない ⇒ 再帰法を用いる
重力質量分布静水圧平衡を仮定 (温度、密度)
問題
温度・重元素変化の影響
0.8-3.0keV を使用
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。⇒0.8-3.0keV の帯域を使えば温度・重元素変化を無視できる。
温度 2keV以上で温度依存性ない!
0.8-8.0keV
再帰法
( 2 )輝度分布( 2 )輝度分布
( 4 )輝度分布( 4 )輝度分布
dVr)(~ 2
2/1)(~)( Ratiorr
ModelDataRatio /~
輝度分布輝度分布
密度分布密度分布
球対称、かつ、温度・アバンダンス分布の影響はない。輝度分布は密度分布にのみに依存。輝度分布は密度分布にのみに依存。
( 1 )モデルフィット ( 1 )モデルフィット
( 3 )密度分布( 3 )密度分布 Lx 密度 2Lx 密度 2
( 2次元)( 2次元)
( 3次元)( 3次元)
-model ( R=5’-13’ )
単一モデルでは輝度分布を再現できない!!⇒ モデルより中心が鋭い(中心に輝度超過)。⇒ モデルより中心が鋭い(中心に輝度超過)。⇒ 中心を除けばモデルで表せる。⇒ 中心を除けばモデルで表せる。
重力質量分布静水圧平衡を仮定:
積分型重力質量分布: M ( <r ) 質量密度分布: tot ( r )
モデルのみ モデルのみ
重力質量分布
重力質量分布
ガス分布ガス分布
温度変化を無視
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
2割程度
中心は輝度ピーク
RoutRout
(イメージ)
重力質量分布静水圧平衡を仮定:
積分型重力質量分布: M ( <r ) 質量密度分布: tot ( r )
温度分布を考慮温度分布を考慮
モデルのみ モデルのみ
重力質量分布
重力質量分布
ガス分布ガス分布
密度変化に比べて微小 ⇒ 温度分布は考慮しない
モデルによらない。⇒ 質量分布同士を比較
特徴 NFW が予測する質量分布と直接比較。
再帰法のまとめ・ SSM- モデルの導入
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 )
重力質量分布
密度分布( 3次元)
輝度分布( 2次元)
SSM- モデルフィット
静水圧平衡静水圧平衡輝度分布( 2次元)
密度分布( 3次元)
重力質量分布
導出の流れ
再帰法
再帰法再帰法
静水圧平衡静水圧平衡
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
ii. SSM- モデルフィット
NFW モデルFukushige, Kawai, Makino (2004)
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
⇒
数値計算からもとまるダークマター分布Navarro, Frenk, White (1996)
( NFW モデル)DM
Moore et al. (1998)
DM
Fukushige, Kawai, Makino (2004)
( )
DM
SSM- モデル
⇒NFW モデル⇒Moore et al のモデル⇒NFW モデル⇒Moore et al のモデル
• SSM-model (Suto, Sasaki & Makino 1998)
ポポポ or 1.5 にポポポポポポポポポポポポポ or 1.5 にポポポポポポポポポポ
⇒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
DM
( )
一般化した NFW モデル
フィット結果AWM 4 (cD) Abell 1060 (non-cD)
2.147→1.1502.147→1.150 3.909→1.6793.909→1.679/d.o.f. : /d.o.f. : /d.o.f. : /d.o.f. :
/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。
z=0.0318 z=0.0114
/d.o.f. の比較
ーモ
デル
ー
モデ
ル
ポ 1.5 ポ 1.5
ポ1
.0
ポ1.0
ポ 1.5 ポ 1.5
ポ 1.5 で cD or non-cD によらず /d.o.f. が明らかに改善! ポ 1.5 で cD or non-cD によらず /d.o.f. が明らかに改善!
20 天体すべてをフィットし /d.o.f. を比較する。
再帰法SSM ( α=1.0 )SSM ( α=1.5 )
AWM 4 Abell 1060
RXJ2129+0005 Abell 1689
z=0.2350 z=0.1832
z=0.0318 z=0.0114比較
中心:良く合う外側:合わない
近傍銀河団
遠方銀河団中心:良く合う外側:良く合う
SSM( α=1.5)SSM( α=1.5)
の見積もり
ポ~ 1.5付近にばらつく(エラー大は無視)。cD 銀河団のポポが大きめ(エラー大も考慮) 。
SSM-model :
ポポポポポポポポポポポポ
ここまでのまとめ 表面輝度分布 ⇒ 重力質量分布
• 再帰法• SSM- モデル{ ⇒ 結果はよく一致
SSM- モデル
再帰法で求めた質量分布を r180 で規格化し直接比較
cD or non-cD の違いによらず~ 1.5 で良く合う。
エラーの決まらないものも考慮すると non-cD ポ cD
⇒ 重力質量分布はユニバーサル ( cD or non-cD によらない)
⇒ 何らかの違いはありそう議論では、、
7. 議論
r180 について
úcrit;t = 3ùG8H2
臨界密度:
ハッブル定数:H t
ú> úcrit
ú< úcrit;t
ú> úcrit;t
銀河団へ進化 銀河団
úcrit;t
úvir
時間
重力的に収縮
tt
úvir銀河団がビリアル平衡に達した時の密度:
É crit = úcrit
úvir = 18ù ø 180
臨界密度の 180 倍の密度となる半径 ⇒ r180
r180 =ビリアル半径
ø
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
温度・重元素分布温度分布 重元素分布
Markevitch et al. (1998)
r<0.05r180 : cD 銀河団のみ中心に 向 かって温度低下
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 )
⇒Markevitch et al. (1998) と一致⇒De Grandi&Molendi (2004) と 一致
外側の領域 ポポポポポポポポポポ rc ポポポポポポポポ
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)
⇒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⇒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
中心領域
0.1r180
0.1r180
0.01r1800.01r180
0.01r1800.01r180
積分型重力質量分布: M ( <r )
⇒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 (2) 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。
cD 銀河
⇒ 質量に差が現れる領域は冷却が効いている領域と一致。⇒ 質量に差が現れる領域は冷却が効いている領域と一致。
困難
0.01r1800.01r180 0.1r180
輻射冷却の影響がある
0.01r1800.01r180 0.1r180
冷却時間(∝ n-1T1/2 )
cD 銀河団 vs non-cD 銀河団
外側( >0.1r18
0 )
内側( <0.1r18
0 )
rc
~ 0.7 0.5-0.90.11r180 < 0.15r180
(1.5-2 倍 )McD > Mnon-cD
cD 銀河では r=0.1r180まで質量差を作れない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r=0.1r180 はクーリング半径 (rcool) と同程度
cD non-cD
⇒cD 銀河はより重力的に進化している⇒cD 銀河はより重力的に進化している
⇒cD 銀河団の中心領域の質量超過はクーリングが関係?⇒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 )⇒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)?⇒ 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)?
8. まとめ
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
• cD or non-cD の違いによらず~ 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 < non-cD ポ
cD
• SSM- モデルフィット• 再帰法{
SSM- モデル
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。
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。
⇒ クーリングによるガス集中 or ダークマター分布に違い
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