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

講演の内容 研究目的 XMM-Newton衛星について サンプル銀河団の選定 銀河団の重力質量分布 議論 まとめ 再帰法 SSM-Modelを用いたモデルフィット 議論 まとめ それでは、本講演の内容について簡単にまとめます。 まず初めに、本研究の目的と本研究にもちいたXMMについて簡単に説明した後、 どのようにサンプルを選んだかについて述べます。 その後、本研究の核となる重力質量分布の導出方法について説明します。 そして、最後に議論、まとめと続きます。

1. 研究目的 銀河団の質量分布に着目 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 500kpc （160万光年） 200kpc （64万光年） cD銀河 本研究の目的について述べます。 （あとは、そのまま。）

2. XMM-Newton衛星 cD銀河周辺の詳細な観測 XMM-Newton衛星 なぜ、XMM-Newton衛星を選んだか？ 現在運用中 有効面積[cm2] 空間分解能[秒角] 大有効面積と高空間分解能の両立 XMM-Newton衛星 有効面積 ⇒運用中の衛星の中で最大 空間分解能　⇒　15″ 銀河団のスケールは r>10′ なので十分な空間分解能 XMM-Newton衛星が最適。

XMM⇒2-3倍の面積をカバー 3台のCCD検出器 3台のX線望遠鏡 視野： Chandra 16×16分角 Suzaku 18×18分角 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 直径 30′ 角分解能 14″ 15″ 分光能 ～70eV ～80eV 有効帯域 0.15-12keV 0.15-15keV 有効面積 922cm2 @1keV 1227cm2 視野： Chandra 16×16分角 Suzaku 18×18分角 XMM⇒2-3倍の面積をカバー

3. サンプルの選定 本研究の目標 cD & non-cD銀河団の質量分布を詳細に調べる。 条件: （特に中心部分） 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 ⇒ その後、cD銀河団を選ぶ XMM-Newton衛星の公開データを使用

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

4. 重力質量分布 重力質量分布の導出方法 b-モデル +再帰法 SSM-モデルフィット 導出の流れ 利点 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 +再帰法 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） 静水圧平衡 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 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

i. 再帰法 輝度分布がb-モデルで合わない原因 ⇒ b-モデルより中心が急勾配（中心に輝度超過）。 ⇒ 中心を除けばb-モデルで表せる。 密度分布 （2次元） （3次元） 例：A1060 （1）β-モデルフィット b-model （ R=5 - 13′） （2）輝度分布 （3）密度分布 Lx~密度2 βモデルであわない原因 比を考慮したにもかかわらず、実際のデータよりも小さくなっています。 （4）輝度分布 ⇒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

積分型重力質量分布：M（<r） （cD銀河団） （non-cD銀河団） b-モデルのみ 観測領域 温度変化は考慮しない ガス分布 ガス分布 b-モデルのみ 観測領域 温度変化は考慮しない ⇒温度変化は2-3割程度⇒密度変化に比べ微小

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 NFWモデル 表面輝度分布 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 aに着目し議論

フィット結果 AWM 4 (cD) Abell 1060 (non-cD) 2.147→1.150 3.909→1.679 a=1.0、1.5のフィットの比較（aは固定） AWM 4 (cD) Abell 1060 (non-cD) 2.147→1.150 3.909→1.679 c2/d.o.f. : z=0.0318 z=0.0114 a = 1.5 a = 1.5 a = 1.0 a = 1.0 特に中心部分で違いが顕著に現れる。 c2/d.o.f. が明らかに改善。

aの見積もり SSM-model : cD or non-cDによらずaは～1.5付近に分布（エラー大は無視）。

質量密度分布（微分型）の比較 (cD) (non-cD) AWM 4 Abell 1060 z=0.0318 再帰法 SSM（α=1.0） 観測領域 観測領域 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

ここまでのまとめ 再帰法 SSM-モデル 議論では、、 b-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。 SSM-モデル cD or non-cDの違いによらずa～1.5で良く合う。 ⇒ 重力質量分布は概ねユニバーサル（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、、 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。

5. 議論

β-モデルフィット b-モデルのパラメータ（rc、b）を使って評価 90%エラー領域を表示 再帰法の元となる外側の領域のみを持ちてフィットしたβモデルのパラメータを用いて評価する。 中心領域を除く大まかな特徴を知ることができる。 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

質量分布（全域） 0.02r180 積分型重力質量分布：M（<r） 0.02r180 0.1r180 0.1r180 中心質量：cD>non-cD （1.5～2倍程度）

中心領域（r<0.1r180） cD銀河 困難 冷却時間（∝n-1T1/2） 1.5～2倍の質量差 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。 質量 ： 困難 cD銀河の質量 輻射冷却の 影響がある 0.1r180 冷却時間（∝n-1T1/2） 0.02r180 0.1r180 各半径ごとの冷却にかかる時間を宇宙年齢でわったものです。 つまり、分布がこの１の線と交わるところがクーリング半径となり、それよりも内側では放射冷却の影響が生じている。 ⇒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 non-cD rc 0.11r180 < 0.15r180 内側（<0.1r180） b-モデル 0.11r180 < 0.15r180 ⇒cD銀河団はより重力的に進化した状態にある 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 ⇒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 原因として考えられる２つの理由 この原因として次の２つのような理由が考えられます。 cD銀河団の中心領域では、、 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。 重力的に進化の進んだ銀河団にcD銀河が形成される。

6. まとめ 再帰法の開発 中心の質量分布の決定 cD or non-cD銀河団の質量集中の違いを発見 Coolingの重要性を発見 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。 再帰法の開発 ⇒b-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a=1.5 cD 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 重力的に進化の進んだ銀河団にcD銀河が形成される。