1 / 46

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:高温ガス =1 : 5. 質量比. 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. 銀河団とは?. Abell 1060 銀河団:距離~ 46Mpc. 可視光 :. (~ 1.5 億光年). 数十~数千個 の銀河の集まり. X 線 :.

livvy
Download Presentation

X 線観測による銀河団の 質量分布の研究

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript


  1. 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

  2. 銀河:高温ガス=1:5 質量比 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 銀河団とは? Abell 1060 銀河団:距離~46Mpc 可視光 : (~1.5億光年) 数十~数千個の銀河の集まり X線 : 2千万~1億度の高温ガスで 満たされている。 未知のダークマター 400kpc (~130万光年)

  3. 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)

  4. cD銀河 銀河団の中心にある巨大な楕円銀河。 • 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 通常 楕円銀河 cD銀河 X線輝度 50万光年 0 80 160 半径[kpc]1/4 半径[kpc]

  5. 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) 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?

  6. 講演の内容 • 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 • 再帰法 • SSM-Modelを用いたモデルフィット • 議論 • まとめ (銀河団の全質量=重力質量)

  7. 1. XMM-Newton衛星

  8. 現在運用中 有効面積[cm2] X線による銀河団ガス分布を 用いる方法が最適。 空間分解能[秒角] XMM-Newton衛星が最適。 観測条件 • なぜXMM-Newtonか? • なぜX線か? 重力質量の空間分布が知りたい! 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

  9. 3台のCCD検出器 3台のX線望遠鏡 XMM-Newton衛星 広範囲のイメージング&分光が高精度で可能!!

  10. 2. サンプルの選定

  11. 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: 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 cD & non-cD銀河団の質量分布(特に中心部分)を詳細に調べる。 • 本研究の目標 • 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。

  12. 球対称性の評価 〇 × × 0度 ±factor 2 Ratio 中心は輝度ピーク S/N比が2倍となる半径

  13. 遠方銀河団 選択した銀河団 cD 9 + non-cD 11 : 全20天体 cD銀河団 non-cD銀河団

  14. 3. データ処理

  15. 宇宙背景放射(CXB) • 検出器起源 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 • ブランクスカイデータ 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 天体のない空を観測したデータ を除去

  16. S/N比~1 ガス成分の抜き出し • 点源の除去 • S/N比の悪い領域の除去 銀河団中のガスのみに興味 星や銀河を取り除く S/N比~2(Routと定義)となる領域のみ使う。 (イメージ) 半径分布 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

  17. 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 MOS1+2 pn pn 温度 :6.90±0.16 keV 元素比 :0.30±0.04 solar c2/d.o.f.:1.341 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) 解析 r<Routの領域を使い解析を行う

  18. 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-K Ca-K Fe-L Si-K Ar-K

  19. Rout以内の温度・重元素量 cD銀河団 non-cD銀河団 cD銀河団 non-cD銀河団 温度 [keV] 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。

  20. 4. 重力質量分布

  21. のみの関数 { ガスの状態方程式 : 重力ポテンシャル : ガス分布⇒重力質量分布 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 仮定: • 静水圧平衡 : • 球対称 : ⇒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。

  22. 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) : 視線方向に積分 • 表面輝度分布(2次元分布) : (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!

  23. i. 再帰法

  24. 問題 輝度分布 視線方向に投影 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 銀河団 • 球対称を仮定 ↑球対称な銀河団を選出 • 密度分布を仮定(b-モデル) 視線方向 ↑ 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 • 3次元密度分布 • 静水圧平衡を仮定 (温度、密度) • 重力質量分布

  25. 0.8-8.0keV 0.8-3.0keVを使用 温度・重元素変化の影響 • 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。

  26. 輝度分布は密度分布にのみに依存。 (3)密度分布 Lx~密度2 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。 (1)モデルフィット 輝度分布 (2次元) b-model (R=5’-13’) (2)輝度分布 密度分布 (3次元) (4)輝度分布

  27. 静水圧平衡を仮定: 重力質量分布 温度変化を無視 質量密度分布:rtot(r) 積分型重力質量分布:M(<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

  28. (イメージ) 中心は輝度ピーク Rout 2割程度 温度分布 • 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

  29. 静水圧平衡を仮定: 質量密度分布:rtot(r) 積分型重力質量分布:M(<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 重力質量分布 密度変化に比べて微小 ⇒温度分布は考慮しない

  30. 再帰法 SSM-モデルフィット 導出の流れ 輝度分布(2次元) 密度分布(3次元) 重力質量分布 重力質量分布 密度分布(3次元) 輝度分布(2次元) 再帰法 静水圧平衡 静水圧平衡 特徴 モデルによらない。 ⇒質量分布同士を比較 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 (NFWモデル) DM • 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) 再帰法のまとめ・SSM-モデルの導入

  31. ii. SSM-モデルフィット

  32. 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 NFWモデル 数値計算からもとまるダークマター分布

  33. DM 一般化したNFWモデル ( ) まずはa =1.0 or 1.5に 固定してフィットする SSM-モデル ⇒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 • SSM-model (Suto, Sasaki & Makino 1998) • a = 1.0 ⇒ NFWモデル • a = 1.5 ⇒ Moore et alのモデル

  34. c2/d.o.f. : 2.147→1.150 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。 フィット結果 AWM 4 (cD) Abell 1060 (non-cD) z=0.0318 z=0.0114 a = 1.5 a = 1.5 a = 1.0 a = 1.0

  35. a=1.5でcD or non-cDによらずc2/d.o.f. が明らかに改善! c2/d.o.f.の比較 20天体すべてをフィットしc2/d.o.f. を比較する。 a=1.0 bーモデル a=1.5 a=1.5

  36. AWM 4 Abell 1060 比較 z=0.0318 z=0.0114 再帰法 SSM(α=1.0) SSM(α=1.5) SSM(α=1.5) 近傍銀河団 RXJ2129+0005 Abell 1689 中心:良く合う 外側:合わない z=0.2350 z=0.1832 遠方銀河団 中心:良く合う 外側:良く合う

  37. aは~1.5付近にばらつく(エラー大は無視)。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) 。 aの見積もり SSM-model : aもフリーパラメータとする

  38. 表面輝度分布 ⇒ 重力質量分布 ここまでのまとめ { • 再帰法 • SSM-モデル ⇒結果はよく一致 • 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

  39. 7. 議論

  40. 銀河団 銀河団がビリアル平衡に達した時の密度: 臨界密度の180倍の密度となる半径 ⇒ r180 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 時間 r180について t ハッブル定数: t 臨界密度: 重力的に収縮 銀河団へ進化

  41. 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<0.1r180 : 重元素集中(cDのみ) • r<0.05r180 : cD銀河団のみ中心に 向かって温度低下 ⇒De Grandi&Molendi (2004)と 一致 ⇒Markevitch et al. (1998)と一致 温度・重元素分布 • 温度分布

  42. 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) 外側の領域 • b-モデルのパラメータ(rc、b)を使って評価 ⇒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

  43. 0.01r180 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 積分型重力質量分布:M(<r)

  44. 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) 中心領域 (2) cD銀河 半径 : 20~50kpc 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。 ⇒質量に差が現れる領域は冷却が効いている領域と一致。

  45. ⇒cD銀河団は中心で深い重力ポテンシャル構造⇒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)? cD銀河団 vs non-cD銀河団 cD non-cD b ~0.7 0.5-0.9 外側(>0.1r180) rc 0.11r180< 0.15r180 ⇒cD銀河はより重力的に進化している (1.5-2倍) 内側(<0.1r180) McD > Mnon-cD • 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 ⇒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)

  46. 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 • 表面輝度分布 ⇒ 重力質量分布 { • SSM-モデルフィット • 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

More Related