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近傍銀河団 (z<0.1) ～１２０個観測

近傍銀河団 (z<0.1) ～１２０個観測. D 論　１２本. 詳細な温度、重元素、 Mass 分布. 内部構造の解析. 温度が低い（＝暗い）銀河群、楕円銀河も観測可. 温度 ( ＝系の大きさ ) の関数として研究. １．総論 … 深沢（広大）. ２．銀河群ハード成分 … 中澤（東大）. ３． Virgo Cluster Mapping… 柴田（ ISAS ）. 遠方銀河団 (z>0.1) ～１２０個観測. D 論　２本. 進化、宇宙論、重力レンズ …. ４．総論 … 古澤（名大）. ５．重力レンズ … 太田（ ISAS ）. ASCA PSF. 内側より

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近傍銀河団 (z<0.1) ～１２０個観測

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Presentation Transcript

  1. 近傍銀河団(z<0.1)～１２０個観測 D論　１２本 詳細な温度、重元素、Mass分布 内部構造の解析 温度が低い（＝暗い）銀河群、楕円銀河も観測可 温度(＝系の大きさ)の関数として研究 １．総論…深沢（広大） ２．銀河群ハード成分…中澤（東大） ３．Virgo Cluster Mapping…柴田（ISAS） 遠方銀河団(z>0.1)～１２０個観測 D論　２本 進化、宇宙論、重力レンズ… ４．総論…古澤（名大） ５．重力レンズ…太田（ISAS）

  2. ASCAPSF 内側より もれこみ エネルギー、入射位置に依存 本当にその半径か ら来たphoton 外側より もれこみ 半径大 半径小 単純に輪切りフィットをすると 偽の温度分布が出てしまう。 等温銀河団をシミュレート して、輪切りフィット 高橋et al. 1995 PSFを考慮した解析システムの開発 日本がこの分野で主導権を握ることになった

  3. プラズマ学 加熱、加速 Merging 本多、渡辺、菊池D ｋT分布 徐D ダークマター 宇宙論 池辺D 柴田D 構造形成論 Cooling Flow NFW 松下D 星の生成史 松澤D 松本D 田村D 銀河形成 重元素 Mass分布 共鳴散乱 深沢、江澤D

  4. これまで(ASCA以前) M gas M 星 Egal 銀河群 Poor 銀河団 Rich 銀河団 Lx 平均ｋT 平均重元素 (Feのみ) Mass 0.01-0.1 ～1 ～2 ～4 「あすか」だと、すべてわかる、しかも空間分布やSi kT-Lxの ばらつき の問題 30 Lx (10 erg/s) （あすか） Cluster(１桁ばらつく) Egal(２桁ばらつく)

  5. ASCA image(松下D) 楕円銀河(Egal) X線で暗いものは、 X-ray Compact X線で明るいものは、 X-ray Extended

  6. X線輝度分布をβモデルでフィット X線で明るいものは、外側に超過成分 X-ray Extended,明 Lx 銀河群？ しかし、そばにあまり銀河がいない X-ray Compact,暗 ２種類の楕円銀河？…光ではl区別できない 光の光度（LB)

  7. Overluminous Elliptical Galaxies X-ray Extended Egal (Lx～1042erg/s)の極端な例 単独の楕円銀河のように見えるが、X線光度が1043-44erg/sもある。 よく見ると暗い銀河が周りにある。 数密度を求めると、宇宙全体の銀河団のX線光度の20%を占める。 ROSAT RXJ1340.6+4018 RXJ1159+5531 あすかも発見 NGC1132 Mulchaey et al. 1999 Vikhkinin et al. 1999 Ponman et al. 1994

  8. 銀河団の中心でのX線超過 Einstein/ROSAT X線輝度 βモデル 半径 Cooling Flow説 Fabian et al. X線超過 中心で Tcooling<1010yr 放射冷却 中心に向かってガスが落ち込む

  9. kT-Lx 銀河団 全体を１温度＋wa*CF model でフィット １温度フィット Lx ｋT 中心の明るい部分の寄与を除く（右） この関係のばらつきは、 中心の明るい部分が原 因のようである。

  10. 藤田、高原1999 銀河団のfundamental plane ρo,gas ∝ X0.47Y0.59Z0.79 ∝ T0.5Z0.79 R ∝ X0.65Y0.46Z-0.61 ∝ T0.55Z-0.61 T ∝ X-0.60Y0.80Z-0.04 ∝ Y0.8 Lx ∝ ρo2R3T1/2 ∝ T3Z-0.2 Z…ばらつきの原因…銀河団中心の明るさと関係ある量

  11. 銀河団の中心では、本当にcooling flowが起こっているか？ 「あすか」…多くの銀河団の中心部で低温成分を検出 一見、coolingが起こっているように見える。 ２温度成分 しかし、中心部でも依然として、 高温成分の質量が卓越（～１０倍）。 中心部 あまりcoolingしてない？ 低温成分の温度が1-2keVとほぼ一定 １温度 ２温度フィットでよく合う 連続的にcoolingしてない？ 外側 CentaurusCluster

  12. 低温と高温の２成分のプラズマ成分を考えるとデータとよく合う。低温と高温の２成分のプラズマ成分を考えるとデータとよく合う。 Centaurus Cluster 共存している ngas2 高温成分 Fe 池辺D 低温成分 中心銀河のガス？ 低温成分の体積に 占める割合 Mtotal(<r)

  13. 重力ポテンシャルの階層構造 池辺D Fornax 銀河団 (kT～1keV) N1399 ２成分のダークマター kT ほぼ一定 銀河団成分 N1399成分 N1399成分 Mtotal(<r) 銀河団成分 Radius (kpc)

  14. 楕円銀河にも重力ポテンシャルの階層構造 松下D Mtotal(<r) NGC4636(X-rayExtended) 楕円銀河 広がった成分（銀河団？）

  15. Rich 銀河団も階層構造？ ２βモデルでフィット Hydra-A 銀河団 (kT=3.5keV) Ikebe et al. ① ①/② ② エネルギーごとの輝度分布 エネルギーによらず一定 高エネルギー側でも 中心でX線超過 徐D A1795 (kT=5.8keV) １βモデルで合わない Xu et al. 他２つ なめらかに超過 階層構造 しかし、「あすか」では どちらか区別できない。

  16. Cooling Flow 説 銀河団中心の新しい描像 Makishima 説 重力ポテンシャル の２重構造 銀河群 Rich銀河団 ２温度成分 中心銀河のガス… 低温成分 高温成分 銀河団ガス… 銀河群 Rich銀河団

  17. NFW model (ダークマターのシミュレーションより出た) ρ重力∝(r/rs)-1(1+r/rs)-2 βモデル（等温静水圧近似） ρ重力∝(1+(r/rc)2)-2 NFW ダークマターの分布 β ガス分布

  18. A1060 重力ポテンシャルを調べやすい 中心は複雑でない 温度一定 ２つを同時フィット 「あすか」の各半径 のスペクトル ROSATの 輝度分布 田村D βmodel NFW NFWの方が合う

  19. 重元素の供給源 Si/Fe=2～5 • 銀河形成初期のSN II • 最近のSN Ia Si/Fe=0.5 • 星のmass loss • 　　　 （主に楕円銀河中） Si/Fe=2～5

  20. 廿日出D 「あすか」以前 HEAO1 A2 EXOSAT Fe Ginga 鶴D kT vs Fe 一定 Feをすべて閉じ込めている MFe/Mstar ２×１０－３ SN Iaだけで説明できない Feの生成率 銀河形成初期のSN IIの寄与大の 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　可能性 MFeは正しいか？ Fe分布 But 他の元素は？ 供給源の楕円銀河は？

  21. 楕円銀河(ISM) Awaki et al. Mushotzky Loewenstein Matsumoto 0.3～0.5 solar??? プラズマモデルのFe-L不定性の問題 ISMの重元素 星のmass loss (0.7-1.2 solar) SN Ia (>1 solar) Fe-Lの辺りにシステマチィック エラーを20%入れた NGC4636 多温度のせいではない 松下D 電離非平衡ではない Si,S辺りだけで フィット 注意深く解析すると X線で明るい楕円銀河は、1 solarに近い

  22. X線で明るい楕円銀河 MFe/LB X線で暗い楕円銀河 暗いものの方が鉄が逃げている MISM 楕円銀河のISM中の重元素 明るいEgal 星のmass lossで 　　　ほぼ説明できる 暗いEgal Fe/Si SN Iaの寄与は少ない どんどん逃げ出している？ MISM

  23. (solar) 深沢D 銀河団ガスのFe,Siアバンダンス (銀河団中心部を除く） Fe Fe:ほぼ一定 0.3solar (solar) Si:低温銀河団ほど低い Si Si/Fe～2 Rich銀河団 SN Iaでは説明できない SN IIの寄与大 Si/Fe Poor銀河団 Si/Fe減少 individual SN IIだけで説明できない average SN Iaもそれなりに寄与 ｋT(keV)

  24. M Fe M 星 M Si M 星 低温銀河団で重元素が 逃げ出している Siほど逃げ出している SN II生成物が多く逃げ 出している

  25. (solar) 銀河団ガスの銀河団中心での Fe,Siアバンダンス Fe (solar) Fe:低温銀河団ほど高い 「ぎんが」で見えていた傾向と 似ている Si 「ぎんが」では、輝度の高い中心 の傾向が見えていた Si/Fe Si:ほぼ一定 average ｋT(keV) 深沢D

  26. M87(Virgo Cluster) 同じ傾向 松本D O Si 半径vｓアバンダンス S Fe

  27. 大きなスケールでの重元素(Fe)の分布 江澤D AWM7 Perseus Fe (solar) 半径 多数のマッピングデータ 中心の増加とは別にアバンダンス勾配 大変な解析 Fe分布は、銀河分布と似ている Feは供給銀河から離れていない SN Iaが重元素起源か？

  28. 外国のグループ … 矛盾しない結果を報告している Mushotzky et al. 1996 ４つのrich 銀河団を解析 O,Ne,Mg,Si/Fe～2 Davis et al. 温度2keVの銀河団 Hwang et al. 温度1keVの銀河団 Si/Fe～1-1.5 M87 … Fe-L = Fe-K Finoguenov et al. 中心ほどSi/Fe減少 Boute et al. 楕円銀河、銀河群 多温度で 1 solar の可能性

  29. X-ray Extended Egal X-ray Compact Egal Si./Fe～1.5 星のmass loss 星のmass loss + 少しのSN Ia Si./Fe～2 M Fe -6 ～10 M 星 M Fe -5 ～10 M 星 - SN Ia SN Ia M -4 Fe ～10 M M 星 Fe -3 SN II + SN Ia ～10 M SN Ia + 少しのSN II 星 Si./Fe～2 Si./Fe～1-1.5 Rich Cluster Poor Cluster

  30. 半径方向の温度分布 Markevitch ビリアル半径の半分の ところで、温度が半分になる 理論予想に比べて急な勾配 ただし、別のグループは違う結果を出しているので、要注意

  31. 銀河団　温度分布（マップ） 銀河団周辺部で温度むら Merging の痕跡 渡辺D A2319 Ophiuchus Coma 本多D Markevitch et al.

  32. 楕円銀河のハード成分 1040-41erg/s Matsushita et al. Matsumoto et al. 明るいEgal LMXBの寄与で説明できる Allen et al. AGNで説明 Chandraで否定された LハードX成分 ほとんどハード成分 暗いEgal LMXBの寄与 LB

  33. 銀河団中心におけるラインの共鳴散乱 アバンダンスの正確な測定 実距離の測定 ガスの運動測定 Fe-Ka Fe－Kb + Ni-Ka 共鳴散乱の optical depth τ～３ 大 Niは、<1.8 solarに制限できた 銀河団温度

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