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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

講演の内容

1. 研究目的2. XMM-Newton衛星について3. サンプル銀河団の選定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

1. 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）が存在する。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？

現在運用中現在運用中

有効面積

[cm

2 ]

空間分解能[秒角]

cD銀河周辺の詳細な観測

XMM-Newton衛星が最適。

大有効面積と高空間分解能の両立

銀河団のスケールは r>10′

X線天文衛星の性能の比較

なので十分な空間分解能

⇒運用中の衛星の中で最大

有効面積

XMM-Newton衛星

空間分解能　⇒　15″

2. XMM-Newton衛星なぜ、XMM-Newton衛星を選んだか？なぜ、XMM-Newton衛星を選んだか？

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

0.15-15keV0.15-12keV有効帯域

1227cm2

@1keV922cm2

@1keV有効面積

～80eV～70eV分光能

15″14″角分解能

直径 30′直径 30′視野

150µm（4.1″）

40µm（1.1″）

ピクセル

サイズ

背面前面照射方式

pnMOS 1+2

視野： Chandra 16×16分角Suzaku 18×18分角

XMM⇒2-3倍の面積をカバー

本研究の目標cD & non-cD銀河団の質量分布を詳細に調べる。

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用

⇒その後、cD銀河団を選ぶ

3. サンプルの選定

（特に中心部分）

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

cD銀河団cD銀河団

non-cD銀河団non-cD銀河団

SSM-モデルフィット重力質量分布（NFW）

密度分布（3次元）

輝度分布（SSM-モデル）

重力質量分布（NFW）

密度分布（3次元）

輝度分布（SSM-モデル）

静水圧平衡

4. 重力質量分布

近年の観測⇒単一β-モデルでは再現が困難

(Suto, Sasaki & Makino 1998)i. 再帰法（←密度分布の導出方法）ii. SSM-モデルによるフィッティング

NFWモデルと直接比較が可能

モデルによらない質量分布の導出が可能

利点

導出の流れ

β-モデル輝度分布（2次元）

密度分布（3次元）

重力質量分布

輝度分布（2次元）

密度分布（3次元）

重力質量分布

静水圧平衡

β-モデル

+再帰法+再帰法

+再帰法+再帰法

重力質量分布の導出方法

i. 再帰法

（2）輝度分布（2）輝度分布

（4）輝度分布（4）輝度分布

∫ ′ dVr)(~ 2ρ

2/1)(~)( Ratiorr ×′ ρρ

ModelDataRatio /~

（1）β-モデルフィット（1）β-モデルフィット

（3）密度分布（3）密度分布 Lx∼密度2Lx∼密度2

β-model （ R=5 - 13′）

輝度分布がβ−モデルで合わない原因⇒ β−モデルより中心が急勾配（中心に輝度超過）。⇒ β−モデルより中心が急勾配（中心に輝度超過）。

⇒中心を除けばβ−モデルで表せる。⇒中心を除けばβ−モデルで表せる。

輝度分布輝度分布

密度分布密度分布

（2次元）（2次元）

（3次元）（3次元）

例：A1060

⇒輝度分布を再現できる３次元密度分布を求めることが可能⇒輝度分布を再現できる３次元密度分布を求めることが可能

積分型重力質量分布：M（<r）

β−モデルのみβ−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

観測領域観測領域

（non-cD銀河団）（cD銀河団）

⇒温度変化は2-3割程度⇒密度変化に比べ微小温度変化は考慮しない温度変化は考慮しない

ii. SSM-モデル• SSM-model (Suto, Sasaki & Makino 1998)⇒NFW的なダークマター分布がつくる２次元輝度分布をモデル化

DM

表面輝度分布表面輝度分布

一般化したNFWモデル

1 ô ë ô 2

α = 1.0 ⇒ NFWモデルα = 1.5 ⇒Moore et alのモデルα = 1.0 ⇒ NFWモデルα = 1.5 ⇒Moore et alのモデル

αに着目し議論

NFWモデル

2.147→1.1502.147→1.150 3.909→1.6793.909→1.679χ2/d.o.f. : χ2/d.o.f. : χ2/d.o.f. : χ2/d.o.f. :

フィット結果

AWM 4 (cD) Abell 1060 (non-cD)

α = 1.0α = 1.0α = 1.5α = 1.5

α = 1.0α = 1.0α = 1.5α = 1.5

z=0.0318 z=0.0114

特に中心部分で違いが顕著に現れる。χ2/d.o.f. が明らかに改善。

α=1.0、1.5のフィットの比較（αは固定）α=1.0、1.5のフィットの比較（αは固定）

αの見積もり

cD or non-cDによらずαは～1.5付近に分布（エラー大は無視）。

SSM-model :

cD銀河団の方がが大きめ（エラー大も考慮） 。

再帰法SSM（α=1.0）SSM（α=1.5）

AWM 4 Abell 1060

z=0.0318 z=0.0114

質量密度分布（微分型）の比較

観測領域 観測領域

(non-cD)(cD)再帰法SSM（α=1.0）SSM（α=1.5）

中心領域は良く一致外縁部は差大

外縁部まで観測できない為

ここまでのまとめ

SSM-モデル

議論では、、

cD or non-cDの違いによらずα～1.5で良く合う。

エラーの決まらないものも考慮するとαnon-cD＜αcD

⇒重力質量分布は概ねユニバーサル（cD or non-cDによらない）

⇒何らかの違いはありそう

より詳細にcD or non-cDの違いを検証。⇒モデルに依存しない再帰法で求めた重力質量分布。⇒直接比較するために半径をr180で規格化。

再帰法

β-モデルでは再現できない中心領域の質量超過を再現⇒数値シミュレーションからもとまるNFWモデルと良く一致。

5. 議論

90%エラー領域を表示

β-モデルフィット

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

β−モデルのパラメータ（rc、β）を使って評価

質量分布（全域）

0.1r180

0.1r180

0.02r1800.02r180

0.02r1800.02r180

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

中心質量：cD>non-cD （1.5～2倍程度）

中心領域（r<0.1r180）半径 ： 20～50kpc　　　　 ～0.01r180（～10kpc）で２倍弱の重力質量差は〇。

0.1r180（～100kpc）付近まで差を生じるのは困難。

cD銀河

困難質量 ：

輻射冷却の影響がある

0.1r180

冷却時間（∝n-1T1/2）

⇒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。

cD銀河の質量cD銀河の質量

1.5～2倍の質量差

0.02r1800.02r180 0.1r180

cD銀河団 vs non-cD銀河団

β−モデル rc 0.11r180 < 0.15r180

内側（<0.1r180） (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

cD non-cD

⇒cD銀河団はより重力的に進化した状態にある⇒cD銀河団はより重力的に進化した状態にある

⇒質量差の現れる領域はクーリングの影響がある領域と一致⇒質量差の現れる領域はクーリングの影響がある領域と一致

1. 深いポテンシャル構造→ガス密度が高くクーリングが効果的1. 深いポテンシャル構造→ガス密度が高くクーリングが効果的2. クーリングによるダークマターの中心集中。2. クーリングによるダークマターの中心集中。

重力的に進化の進んだ銀河団にcD銀河が形成される。

cD銀河団の中心領域では、、原因として考えられる２つの理由

6. まとめ

再帰法の開発⇒β-モデルから外れた中心の質量集中を再現中心の質量分布の決定⇒cD or non-cDによらずα=1.5cD or non-cD銀河団の質量集中の違いを発見⇒ r<0.1r180の領域でMcD > Mnon-cD （1.5-2倍）Coolingの重要性を発見⇒cooling半径と質量差の現れる領域が一致

cD銀河の有無に着目し、XMM-Newton衛星で観測された20個の銀河団の重力質量分布を系統的に研究。

重力的に進化の進んだ銀河団にcD銀河が形成される。