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. Naomi Ota@ISAS (1)重力レンズを手がかりとした High-z銀河団の探査 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 – 3C220.1 z=0.62 (Hattori et al. 1997) (Ota et al. 2000) • kT=8.6±4.2 keV • Lx=8.4×1044 erg/s • Z=1.7(1.0-3.0) solar • kT=5.6 (4.5-7.1) keV • Lx=1×1045 erg/s • Z=0.5(0.2-1.6) solar Naomi Ota@ISAS 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 Naomi Ota@ISAS 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 Naomi Ota@ISAS •kT=7 keV (fixed) •Lx, cluster=2.6×1044 erg/s •Lx, QSO=4.2×1044 erg/s (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 Mlens' (Dd arc )2 cr 1 ~ 1.3Mlens Mlens' Mlens 1 arc Ｘ線観測 (球対称の場合) だ円率によっても~10%のoverestimate。 • 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 Naomi Ota@ISAS を推定 Mx A370における質量比較 Ota et al. (1998) Projected Mass(M◎) – 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。 Kneib et al.(1993)による レンズモデル Naomi Ota@ISAS Mlens’ Mx radius(arcsec) 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) Naomi Ota@ISAS 橋本谷D論の結果 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。 Naomi Ota@ISAS • 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。 将来の課題 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。 統計的なアプローチ Mx/Mlens’ – Chandraによる詳細観測 – 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。 Ｘ線から推定したダークマターの中心密度ρvir ( 27+5+5 ) Naomi Ota@ISAS 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。 Naomi Ota@ISAS
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