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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
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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
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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?
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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?
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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
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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)
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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
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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
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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
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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
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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
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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)
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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) 。
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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
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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。
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5. 議論
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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
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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)
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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
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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
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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。