すざく衛星によるペルセウス銀河団の高温ガスバルク運動の測定(1)

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1 すざく衛星によるペルセウス銀河団の高温ガスバルク運動の測定(1)
蓮池和人、林田清、田和憲明、勝田哲、宮内智文（阪大）、内山秀樹（京大）、金丸武弘（東京理科大）、　　　　太田直美、玉川徹（理研）、古澤彰浩（名大）、牧島一夫（東京大）、他すざくチーム 　ペルセウス銀河団は全天でもっとも明るい銀河団で、鉄輝線のドップラーシフトを通して高温ガスのバルク運動をさぐるのに最適な対象である。すざく衛星は、XISのエネルギースケールの較正を主目的として、2006年2月と8月、計４回この銀河団を観測している。４回の観測においてXISで取得したスペクトルから、この銀河団中心部分での高温ガスのバルク運動を探索した。今回、電荷転送方向が天空座標で互いに異なる4台のXISのデータを同時に利用してエネルギースケールの誤差（CTI補正の残差）をさらに小さくする新たな工夫を試みた。結果的に、現状の解析における系統誤差を超える有意な速度差は検出されなかったものの、速度差の上限として1000lm/s程度という値を得た。本発表では、解析方法と結果の導出までを紹介する（結果をふまえた議論に関しては、金丸他の発表参照のこと）。 ステップ３：　CTI補正の残差のチェック 銀河団中の高温ガスのバルク運動とペルセウス座銀河団 XIS0 ACTY 300 400 600 700 redshift （z g.c. ) 0.012　　 　 0.02 XIS1 redshift （zg.c.) 0.012　　 　 0.02 ACTY 300 400 600 700 　銀河団中の高温ガスのバルク運動及び乱流の測定は、銀河団高温ガスの構造や進化をさぐる新たなツールになりえる。数1000km/sの速度で二つの銀河団が合体するマージングの過程で、それぞれの銀河団に付随する高温ガスがいかに混合されリラックスした系に移行していくか、バルク運動の測定によるダイナミックな描像が得られることが期待される。また、バルク運動や乱流の測定は、通常、静水圧平衡を仮定する銀河団の質量測定の精度を検証する上でも重要である(e.g.Dupke & Bregman 2001 , Ota et al.2007)。 　ペルセウス座銀河団は、全天でもっとも表面輝度の高い銀河団で、Ｘ線スペクトル中の鉄輝線のドップラーシフトによってバルク運動を測定するのに最適な対象である。ペルセウス座銀河団では高温ガスの温度分布(Furusho et al.2001, Churazov et al. 2003)や、表面輝度分布からマージングの兆候が示唆されており、この点でも興味深い対象である。 　ただし、CCDのエネルギー分解能およそ60eV(1s)で3000km/sに相当する。検出可能な速度差はエネルギースケールの較正精度にかかっている。 3h21m h20m h19m 41°20′ 41°30′ 41°40′ Right Ascention(J2000) P1 P3 P5 P7 Declination(J2000) XIS2 redshift （zg.c.) 0.012　　 　 0.02 ACTY 300 400 600 700 XIS3 redshift （zg.c.) 0.012　　 　 0.02 ACTY 300 400 600 700 図１： XMM-Newton衛星で観測されたペルセウス座銀河団の高温ガスの温度分布(Churazov et al., 2003)。すざく搭載XISで、観測したのは中心部。図２に示したP0-P8の領域を重ねてかいてある。 図５：　ステップ２においてゲイン補正したredshift (zg.c.)を、XIS-CCDに固定された座標ACTYに対してプロットする。SCI-off, CTI補正済のデータ( , )に関しては、ACTY依存性が観測された。右上図に示したように、ACTYの方向はXIS0,3とXIS1,2で90度異なる。にもかかわらず、同じような右下がりの傾向がみられるのは、データに施されたCTI補正が完全ではない（ CTI補正量が過剰であった）ことを示唆している。SCI-on,CTI補正なしのデータ( (SCI54), (SCI108))に関しては、ACTY依存性はほとんどフラットあるいはわずかに右上がりの傾向がみられる。この場合は、必要なCTI補正量を示している。 すざく衛星によるペルセウス座銀河団の観測 P1 P1’ P2 P2’ P3 P3’ P4 P4’ P5 P5’ P6 P6’ P7 P7’ P8 P8’ Right Ascention(J2000) Declination(J2000) 90kpc ステップ４：　同時フィットによりredshiftとCTI補正残差を求める 　すざく衛星は、エネルギースケールの較正を主目的として、2006年2月、8月の２回、ペルセウス座銀河団の観測を行っている。２回目の観測では、XISの放射線損傷を補償するSCI法という新たなCCD駆動方法もテストした。２種類のSCI方法をSCI54,SCI108と呼んでいるので、観測データとしては , ,　 (SCI54), S (SCI108) という４種類が存在することになる。 SCI-offの従来の方法による観測については、Rev.0.7のcleaned event （ＣＴＩ補正済み）を用いた。SCIありの観測についてはRev0.7のnocti（CTI補正なし）のデータを用いている。 screening後の露出時間は平均33ksである。 　XISのエネルギースケールの精度は0.2%、速度に換算して600km/s程度と評価されている。今回のデータ解析では、電荷転送方向が天空座標で互いに異なる4台のXISのデータを同時に利用して、エネルギースケールの誤差（CTI補正の誤差）をさらに小さくする工夫を試みた。 ステップ３で示唆されたCTI補正の残差（あるいは必要なCTI補正量）、天空上の場所(P0-P8あるいはP0’-P8’)ごとのintrinsicなredshiftの違いを切り分けるために、ステップ２で各観測データごとに得られた9positionx4sensor=36個のzcorrectedを以下のモデル関数で同時フィットした。正確には、i番目の天空上の場所のj番目のセンサーのredshiftの値をz g.c. i,jとして、1/(1+z g.c. i,j)のモデルは下の式となる。ここでは、Mn-Kaイベントが当たっている領域の重心のACTYとして典型的な値896を採用している。 ｊ : XIS0～XIS3 i : P0～P8 ここで、ajはセンサーjのCTI補正の残差を表すパラメータ、ziは天空上の場所iのintrinsicなredshiftで、いずれも36個のデータ点に対する同時フィットのパラメータとして求められる。 ziが我々が求めようとしている値となる。ちなみに、ゲインに加えて”CTI補正の残差”を補正した各センサー、各位置でのredshift値は以下の式であらわされる。 図２：　すざく搭載XISで観測した、ペルセウス座銀河団 のX線イメージ 　半径～2′(45kpcに相当）の円の領域のスペクトルを作成した。 のデータについてはP1-P8の領域、それ以外の3回のデータについてはP1’-P8’の領域を使用した。中心の円領域P0,P0’はそれぞれの観測でほとんど共通。 redshift(zfit.) 0.018 0.014 0.010 XIS2 XIS1 XIS0 XIS3 P P P P P P P P8 赤は同時フィットで求まったzi XIS2 XIS1 XIS0 XIS3 redshift(za.c. I,j) 0.018 0.014 0.010 P P P P P P P P8 ゲイン補正＆ CTI補正残差を補償 解析方法の概要 各観測について以下の操作を行う。 各センサー、各領域ごとに（通常の手順にもとづいて）スペクトルを作成し、スペクトルフィットにより高温ガスのredshiftを求める。 各センサーごとに較正線源の照射領域のスペクトルを作成し、エネルギーの絶対値（ゲイン）のずれを調べ補正する。 2．の結果をもとに各センサー、各領域のredshiftに対するゲイン補正を行い、ACTY依存性を調べる。SCI-off,CTI補正ありのデータに関しては,これがCTI補正の残差を、SCI-on,CTI補正なしのデータに関しては、これが必要なCTI補正量を示している。 天空上の各領域のredshiftの値(９点）、各センサーについてCTI補正（の残差）を示す係数(４個）をフリーパラメータにして、４センサーx９領域=３６個のゲイン補正後redshiftの値を同時フィットする。 図６：　ステップ1で求めた補正前のredshift(zfit)と、ステップ2のゲイン補正を経て、ステップ４で同時フィットにより求めたajを用いて”CTI補正残差”を補償したredshift(za.c.i,j)。これによって各天球上の位置におけるセンサー間のばらつきが小さくなっていることがわかる。この図は の観測についての結果。 結果：ペルセウス座銀河団中心部の高温ガスのredshift分布 4200 km/s 3000 km/s 5400 km/s P P P P P P P P8 P1’ P2’ P3’ P4’ P5’ P6’ P7’ P8’ P6’ P1’ 417km/s redshift (SCI108) 267km/s P3’ (SCI54) 1053 km/s P5’ 可視光によって決められたredshift(0.0183,0.0179) 609km/s P5 P7 中心領域P0のredshift ステップ１：　スペクトルフィット 　データ 後退速度(大） km/s 後退速度(小) km/s 速度分散 km/s 最大速度差　 km/s 4278±168(P7) 3669±216(P5) 222 609±274 3888±204(P6’) 3471±228(P1’) 190 417±306 (SCI54) 4689±228(P5’) 3816±294(P1’) 332 1053±372 (SCI108) 4869±174(P3’) 4602±213(P1’) 88 267±275 ●mkcflow ( cooling flow　:　ガスの温度勾配を考慮した輻射モデル ●mekal(希薄高温プラズマからの輻射モデル) Energy(keV) 5 10 1 normalized counts/sec/keV He-like Fe-Kα H-like Fe-Kα +NI-Kβ He-like Fe-Kβ ●brems(制動輻射）+zgauss(ガウシアンライン） P1 P1’ P2 P2’ P3 P3’ P4 P4’ P5 P5’ P6 P6’ P7 P7’ P8 P8’ Right Ascention(J2000) Declination(J2000) 60kpc 図３：　各観測、各領域、各センサーのスペクトルについて、３種の輻射モデルでredshiftをfree parameterにしてスペクトルフィットを行った。得られたredshiftの値に有意な差が認められないので、以下ではmkcflowモデルによる結果を紹介する。 図７：　４回のすざく衛星の観測により求めたペルセウス座銀河団高温ガスのredshift, 速度分布。中心部P0,P0’の結果は青の横線で示している。統計誤差は90%信頼区間。 , (SCI54)では500km/sを超える速度差がみられるが傾向は逆方向で、この程度の系統誤差が残っていることを示している。従って、４回の観測を総合すると有意な速度差は検出されず、速度差の上限値を1000km/s程度と評価する。 P P P P P P P P8 P4 P2 1203 km/s redshift P1 P5 933 km/s XMM 2001/1/30 EPIC MOS1+2 EPIC PN 4200 km/s 3000 km/s 5400 km/s ステップ２：　較正線源によるゲインのチェックと補正 データ 後退速度(大) km/s 後退速度(小) km/s 速度分散　km/s 最大速度差　km/s MOS 4506±216(P5) 3573±192(P1) 315 933±285 PN 5028±408(P4) 3825±258(P2) 360 1203±483 　　　　　　　 （SCI54) （SCI108) 期待値5.895keV(Mn-Kα) XIS 　 XIS XIS XIS3 　 　　　　　5.92 line center(keV) 較正線源からのMn-Kaイベントの中心エネルギーをEobs(Mn-Ka)とすると、ゲインの補正ファクタは、 ACTX ACTY 55Fe 5.895 keV この補正ファクタを用いて、ステップ１のスペクトルフィットで得られたredshift(zfit)を以下のように補正して、zg.c.を求める。 図８：　XMM-Newton衛星の観測( )データを用いて、すざくデータの解析と同じ領域(P0-P8)をとり、スペクトルフィットによりredshiftを求めた。ステップ２-ステップ４に相当する操作は行っていない。特にMOSのデータで東西方向に500km/sを超える速度差が検出されているが、各点でのPNとの矛盾も同程度ある。 図４：　各センサーセグメントA、Dについて、較正線源55Feから放射されるMn-Kαイベントの中心エネルギーをスペクトルフィットから求めた。 誤差が目立つのは、今回試験的に使用したXIS1のSCI-onのデータ。XIS1について、単純にCTI補正なしとして処理したSCI-onのデータでは不十分なことを示唆している。 参考文献： Dupke, R.A. & Bregman, J.N. 2001, ApJ, Ota, N. et al., 2007, PASJ, 59, S351. Furusho, T. et al., 2001, ApJ, 561, 165. Churazov, T. et al., 2003, ApJ, 590, 225.