重力レンズ銀河団のまとめと今後

1. 重力レンズ銀河団のまとめと今後 太田 直美(宇宙研) 目次 • これまでの観測 (1)High-z 銀河団の探査 (2)ダークマター分布とガス分布の関係解明 • 将来の課題 A370 Kneib et al.

2. 目的‥未知のHigh-z銀河団を探査し、Ｘ線の性質などを調べる。目的‥未知のHigh-z銀河団を探査し、Ｘ線の性質などを調べる。 強い鉄ラインが検出された銀河団 AXJ2019+112 z=1 (Hattori et al. 1997) kT=8.6±4.2 keV Lx=8.4×1044 erg/s Z=1.7(1.0-3.0) solar 3C220.1 z=0.62 (Ota et al. 2000) kT=5.6 (4.5-7.1) keV Lx=1×1045 erg/s Z=0.5(0.2-1.6) solar (1)重力レンズを手がかりとしたHigh-z銀河団の探査

3. Fe abundance v.s. redshift • Mushotzky et al.(1997), Matsumoto et al. (2000), Schindler et al. (1999), Ota et al.(2000), Donahue et al.(1998), Hattori et al.(1997)より

4. Type2 QSO + 銀河団と考えられるもの 3CR184 z=0.996 (Nogami et al. 1999) 3C324 z=1.2 (Ota et al. 2000) • kT=12 (>2) keV • Lx, cluster=3×1044 erg/s • Lx, QSO=3×1045 erg/s • NH~1024 cm-2 • kT=7 keV (fixed) • Lx, cluster=2.6×1044 erg/s • Lx, QSO=4.2×1044 erg/s

5. (2)ダークマター分布と高温ガス分布の関係解明(2)ダークマター分布と高温ガス分布の関係解明 • 目的‥重力レンズとＸ線観測の比較により、ダークマターと高温ガスの関係に制限をつける。 • 特に、静水圧平衡が成り立っているか。 • ガス圧以外の圧力 e.g. 動圧、磁場の圧力がないか。 • 重力レンズ • 多重像を再現する銀河団ポテンシャルの構築 Mlens • 高い精度の質量推定が期待できる。 • アインシュタインリングの近似 = 球対称+完全なアライメント • Ｘ線観測 • 等温、球対称、βモデル、静水圧平衡の仮定にもとづいて質量を推定 Mx (球対称の場合)　　 だ円率によっても~10%のoverestimate。

6. A370における質量比較 • Ota et al. (1998) • 多重像を用いたレンズモデルを用いても、βモデルを用いる限りfactor 3の食い違いが残る。 • 幾何学的な効果が主な理由と考えられる。 Mlens’ Mlens Projected Mass(M◎) Mx radius(arcsec) Kneib et al.(1993)によるレンズモデル

7. 重力レンズ銀河団の論文 • 個々の銀河団について • “RXJ1347” Schindler et al. (1997) • “A370, CL0500, CL2244” Ota et al. (1998) • “A2390” Boehringer et al. (1998) • “CL2236” Hattori et al. (1998) • “CL0024” Soucail et al. (2000)　　など • 多数サンプルについて • “13サンプル” Allen(1998) • “27サンプル” 橋本谷D論(1999)

8. 重力レンズ銀河団27個についてあすか＆ROSATの解析重力レンズ銀河団27個についてあすか＆ROSATの解析 アインシュタインリングの近似による質量推定とＸ線質量の比較 Mx/Mlens’=0.43±0.05 RegularとIrregularの分類を行うと、 Mx/Mlens’ =0.56±0.04 for Regular Mx/Mlens’ =0.30±0.06 for Irregular ◎食い違いの大きさに差がある。 Regularなものについて factor 2の食い違いは、多重像を用いたレンズモデルでは一致する可能性。 実際、多重像を用いたレンズモデルでは、Ｘ線と矛盾しない解がある。 静水圧平衡が成り立ってると考えてよい銀河団が存在する。 Regular = Ｘ線ピーク位置、Ｘ線輝度分布の重心、最も明るい銀河の位置の３つが一致。 Irregular =それ以外。 橋本谷D論の結果

9. Irregularについて、残ったfactor~ 1.5の食い違いの原因解明 Ｘ線の温度分布と輝度分布をレンズから求められた重力ポテンシャルと直接比較する。 Chandraによる詳細観測 統計的なアプローチ ASCAによる多数サンプルの解析 例として、Mx/Mlens’とダークマターの中心密度ρvirとの間に相関が見られる。 ρvir →大　 Mx/Mlens’→0.5 ρvir →小　 Mx/Mlens’→0.2 新しいアークが発見されたことにより、最大37サンプルまで増やせる。 ( 27+5+5 ) 将来の課題 Mx/Mlens’ Ｘ線から推定したダークマターの中心密度ρvir

10. 重力レンズ銀河団Summary • High-z銀河団の探査 • AXJ2019, 3C220.1から強い鉄輝線を検出。 • 3CR184, 3C324からのＸ線は、type2 QSO+銀河団で説明できる。 • 重力レンズとＸ線観測の比較 • Regular/Irregularで質量推定の食い違いの大きさに差がある。 • Regularは、多重像を用いたレンズモデルを用いるとＸ線と一致。 • Irregularは、factor~1.5の食い違いが残る。 • この原因解明の方法として、Chandraによる詳細観測やあすかによる統計的アプローチが考えられる。例えば、 Mx/Mlens’とダークマターの中心密度ρvirとの相関。