Transcript 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
銀河団とは？
Abell 1060 銀河団：距離～46Mpc
（～1.5億光年）
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。
質量比 銀河：高温ガス=1：5
未知のダークマター
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
400kpc （～130万光年）
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)
cD銀河
銀河団の中心にある巨大な楕円銀河。
通常
楕円銀河
cD銀河
X線輝度
•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
50万光年
半径[kpc]1/4
0
80
半径[kpc]
160
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？
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）
講演の内容
1.
2.
3.
4.
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
（銀河団の全質量=重力質量）
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. XMM-Newton衛星
観測条件
• なぜX線か？
星の速度分散 可視光
×
ガス分布
X線
〇
多波長
△
重力レンズ
現在運用中
分布
重力質量の空間分布が知りたい！
X線による銀河団ガス分布を
用いる方法が最適。
有効面積[cm2]
波長
• なぜXMM-Newtonか？
空間分解能[秒角]
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
XMM-Newton衛星が最適。
XMM-Newton衛星
3台のCCD検出器
3台のX線望遠鏡
MOS 1+2
pn
照射方式
前面
背面
ピクセル
サイズ
40mm
（1.1″）
150mm
（4.1″）
視野
30′
30′
角分解能
14″
15″
～70eV
～80eV
分光能
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
cD & non-cD銀河団の質量分布（特に中心部分）を詳細に調べる。
条件: 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。
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
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。
球対称性の評価
〇
×
中心は輝度ピーク
0度
S/N比が2倍となる半径
Ratio
±factor 2
×
non-cD銀河団
cD銀河団
選択した銀河団
cD 9 + non-cD 11 : 全20天体
遠
方
銀
河
団
3. データ処理
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
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
ブランクスカイデータ
天体のない空を観測したデータ
宇宙背景放射（CXB）
検出器起源
を除去
ガス成分の抜き出し
点源の除去
銀河団中のガスのみに興味
星や銀河を取り除く
S/N比の悪い領域の除去
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 S/N比～1
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
解析
r＜Routの領域を使い解析を行う
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
pn
温度 ：6.90±0.16 keV
元素比 ：0.30±0.04 solar
c2/d.o.f.：1.341
MOS1+2
pn
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）
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-L
Ca-K Fe-K
Si-K
Ar-K
Rout以内の温度・重元素量
cD銀河団
non-cD銀河団
温度 [keV]
cD銀河団
non-cD銀河団
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。
4. 重力質量分布
ガス分布⇒重力質量分布
仮定:
静水圧平衡 :5 P = à ömH n 5 þ
球対称 : のみの関数
{
ガスの状態方程式 :
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
重力ポテンシャル :
⇒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。
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 表面輝度分布（２次元分布） :
分
（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！
i. 再帰法
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
球対称を仮定
↑球対称な銀河団を選出
銀河団
密度分布を仮定（b-モデル）
↑ 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
問題
３次元密度分布
視
線
方
向
輝度分布
静水圧平衡を仮定 （温度、密度）
重力質量分布
視線方向に投影
温度・重元素変化の影響
0.8-8.0keV
0.8-3.0keVを使用
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。
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。
輝度分布は密度分布にのみに依存。
（1）モデルフィット
b-model （R=5’-13’）
（2）輝度分布
輝度分布（2次元）
Ratio~ Data/ Model
（3）密度分布
Lx~密度2
 (r) ~  (r)  Ratio1/ 2
（4）輝度分布
~    2 (r)dV
密度分布（3次元）
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）
温度変化を無視
質量密度分布：tot（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
温度分布
（イメージ）
中心は輝度ピーク
Rout
２割程度
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
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
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
密度変化に比べて微小
⇒温度分布は考慮しない
再帰法のまとめ・SSM-モデルの導入
再帰法
導出の
流れ
特徴
輝度分布（2次元）
再帰法
密度分布（3次元）
静水圧平衡
重力質量分布
モデルによらない。
⇒質量分布同士を比較
SSM-モデルフィット
重力質量分布
静水圧平衡
密度分布（3次元）
輝度分布（2次元）
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
DM
（NFWモデル）
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）
ii. SSM-モデルフィット
NFWモデル
数値計算からもとまるダークマター分布 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
SSM-モデル
• SSM-model (Suto, Sasaki & Makino 1998)
⇒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
(
)
a  10  NFWモデル
a  15  Moore et alのモデル
まずはa 10 or 1.5に
固定してフィットする
フィット結果
AWM 4 (cD)
Abell 1060 (non-cD)
z=0.0318
a  15
a  10
c2/d.o.f. : 2.147→1.150
z=0.0114
a  15
a  10
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。
c2/d.o.f.の比較
a＝1.0
bーモデル
20天体すべてをフィットしc2/d.o.f. を比較する。
a＝1.5
a＝1.5
a＝1.5でcD or non-cDによらずc2/d.o.f. が明らかに改善！
比較
AWM 4
z=0.0318
Abell 1060
z=0.0114
RXJ2129+0005
z=0.2350
Abell 1689
z=0.1832
再帰法
SSM（α=1.0）
SSM（α=1.5）
SSM（α=1.5）
近傍銀河団
中心：良く合う
外側：合わない
遠方銀河団
中心：良く合う
外側：良く合う
aの見積もり
SSM-model :
aもフリーパラメータとする
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） 。
ここまでのまとめ
 表面輝度分布 ⇒ 重力質量分布
• 再帰法
⇒結果はよく一致
• SSM-モデル
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
7. 議論
r180について
ú > úcrit
=
8Ht2
3ùG
重力的に収縮
銀河団へ進化
銀河団がビリアル平衡に達した時の密度： úvir
É crit =
úvir
úcrit
時
間
t
ハッブル定数： H t
臨界密度：úcrit;t
ú > úcrit;t
= 18ù ø 180
臨界密度の180倍の密度となる半径 ⇒ r180
úø
< úcrit;t
銀河団
úcrit;t
úvir
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
温度・重元素分布
温度分布
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<0.05r180 : cD銀河団のみ中心に r<0.1r180 : 重元素集中(cDのみ)
向かって温度低下
⇒De Grandi&Molendi (2004)と
⇒Markevitch et al. (1998)と一致
一致
外側の領域
b-モデルのパラメータ（rc、b）を使って評価
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)
⇒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
0.01r180
積分型重力質量分布：M（<r）
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 （２）
cD銀河 半径 ： 20～50kpc
困難
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。
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）
⇒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銀河団 vs non-cD銀河団
cD
外側
（>0.1r180）
b
rc
non-cD
～0.7
0.11r180 <
0.5-0.9
0.15r180
⇒cD銀河はより重力的に進化している
McD >
Mnon-cD (1.5-2倍)
内側
（<0.1rcD銀河ではr=0.1r
180）
180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）
⇒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）？
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
• SSM-モデルフィット
 表面輝度分布 ⇒ 重力質量分布
• 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
{