Power Point

近傍銀河団(z<0.1)～１２０個観測 D論１２本
詳細な温度、重元素、Mass分布
内部構造の解析
温度が低い（＝暗い）銀河群、楕円銀河も観測可
温度(＝系の大きさ)の関数として研究
１．総論…深沢（広大）
２．銀河群ハード成分…中澤（東大）
３．Virgo Cluster Mapping…柴田（ISAS）
遠方銀河団(z>0.1)～１２０個観測
進化、宇宙論、重力レンズ…
D論２本
４．総論…古澤（名大）
５．重力レンズ…太田（ISAS）
ASCA PSF
エネルギー、入射位置に依存
内側より
もれこみ
本当にその半径か
ら来たphoton
外側より
もれこみ
半径大
半径小
単純に輪切りフィットをすると
偽の温度分布が出てしまう。
等温銀河団をシミュレート
して、輪切りフィット
高橋et al. 1995
PSFを考慮した解析システムの開発
日本がこの分野で主導権を握ることになった
プラズマ学
Merging
ｋT分布
徐D
ダークマター
宇宙論
池辺D
構造形成論 Cooling Flow
NFW
松下D
松澤D
松本D
田村D
Mass分布
共鳴散乱
加熱、加速
本多、渡辺、菊池D
柴田D
星の生成史
銀河形成
重元素
深沢、江澤D
これまで(ASCA以前)
Egal
Lx
銀河群
Poor 銀河団
Rich 銀河団
平均ｋT
平均重元素
(Feのみ)
Mas
Msgas
0.01-0.1
～1
～2
～4
M星
「あすか」だと、すべてわかる、しかも空間分布やSi
30
Lx (10 erg/s)
（あす
か）
kT-Lxの
ばらつき
の問題
Cluster(１桁ばらつく)
Egal(２桁ばらつく)
楕円銀河(Egal)
X線で暗いものは、
X-ray Compact
X線で明るいものは、
X-ray Extended
ASCA image(松下D)
X線輝度分布をβモデルでフィット
X線で明るいものは、外側に超過成分
X-ray Extended,明
銀河群？
Lx
しかし、そばにあまり銀河がいない
X-ray Compact,暗
光の光度（LB)
２種類の楕円銀河？…光ではl区別できない
Overluminous Elliptical Galaxies
X-ray Extended Egal (Lx～1042erg/s)の極端な例
単独の楕円銀河のように見えるが、X線光度が1043-44erg/sもある。
よく見ると暗い銀河が周りにある。
数密度を求めると、宇宙全体の銀河団のX線光度の20%を占める。
RXJ1340.6+4018
ROSAT
RXJ1159+5531
あすかも発見
NGC1132
Mulchaey et al.
1999
Ponman et al. 1994
Vikhkinin et al. 1999
銀河団の中心でのX線超過
Einstein/ROSAT
X
線
輝
度
βモデル
半径
X線超過
Cooling Flow説
中心で
Fabian et al.
Tcooling<1010yr
放射冷却
中心に向かってガスが落ち込む
kT-Lx 銀河団
１温度フィット
全体を１温度＋wa*CF model
でフィット
Lx
ｋT
中心の明るい部分の寄与を除く（右）
この関係のばらつきは、
中心の明るい部分が原
因のようである。
藤田、高原1999
銀河団のfundamental plane
ρo,gas ∝ X0.47Y0.59Z0.79 ∝ T0.5Z0.79
R ∝ X0.65Y0.46Z-0.61 ∝ T0.55Z-0.61
T ∝ X-0.60Y0.80Z-0.04 ∝ Y0.8
Lx ∝ ρo2R3T1/2 ∝
T3Z-0.2
Z…ばらつきの原因…銀河団中心の明るさと関係ある量
銀河団の中心では、本当にcooling flowが起こっているか？
「あすか」…多くの銀河団の中心部で低温成分を検出
一見、coolingが起こっているように見える。
２温度成分
しかし、中心部でも依然として、
高温成分の質量が卓越（～１０倍）。
あまりcoolingしてない？
中心部
低温成分の温度が1-2keVと
ほぼ一定
２温度フィットでよく合う
連続的にcoolingしてない？
１温度
外側
Centaurus Cluster
低温と高温の２成分のプラズマ成分を考えるとデータとよく合う。
Centaurus Cluster
共存している
ngas2
池辺D
高温成分
Fe
低温成分
中心銀河のガス？
低温成分の体積に
占める割合
Mtotal(<r)
重力ポテンシャルの階層構造
池辺D
Fornax 銀河団 (kT～1keV)
N1399
２成分のダークマター
kT ほぼ一定
銀河団成分
N1399成分
N1399成分
銀河団成分
Mtotal(<r)
Radius (kpc)
楕円銀河にも重力ポテンシャルの階層構造
松下D
Mtotal(<r)
NGC4636 (X-ray Extended)
楕円銀河
広がった成分（銀河団？）
Rich 銀河団も階層構造？
Hydra-A 銀河団 (kT=3.5keV) Ikebe et al.
①/②
エネルギーごとの輝度分布
２βモデルでフィット
①
②
エネルギーによらず一定
高エネルギー側でも
中心でX線超過
１βモデルで合わない
階層構造
なめらかに超過
しかし、「あすか」では
どちらか区別できない。
A1795 (kT=5.8keV)
他２つ
徐D
Xu et al.
Cooling Flow 説
銀河団中心の新しい描像
Makishima 説
重力ポテンシャル
の２重構造
銀河群
Rich銀河団
２温度成分
中心銀河のガス… 低温成分
銀河団ガス… 高温成分
銀河群
Rich銀河団
NFW model
(ダークマターのシミュレーションより出た)
ρ重力∝(r/rs)-1(1+r/rs)-2
βモデル（等温静水圧近似）
ρ重力∝(1+(r/rc)2)-2
NFW
β
ガス分布
ダークマターの分布
A1060
中心は複雑でない
温度一定
重力ポテンシャルを調べやすい
２つを同時フィット
「あすか」の各半径
のスペクトル
NFW
NFWの方が合う
ROSATの
輝度分布
βmodel
田村D
重元素の供給源
•銀河形成初期のSN II
Si/Fe=2～5
•最近のSN Ia
•星のmass loss
（主に楕円銀河中）
Si/Fe=0.5
Si/Fe=2～5
廿日出D
「あすか」以前
HEAO1 A2
EXOSAT
Fe
Ginga
鶴D
kT vs Fe
一定
MFe/Mstar
Feの生成率
Feをすべて閉じ込めている
２×１０－３
SN Iaだけで説明できない
銀河形成初期のSN IIの寄与大の
MFeは正しいか？ Fe分布可能性
But 他の元素は？
供給源の楕円銀河は？
楕円銀河(ISM)
Awaki et al.
Mushotzky
Loewenstein
Matsumoto
プラズマモデルのFe-L不定性の問題
0.3～0.5 solar???
ISMの重元素
星のmass loss
(0.7-1.2 solar)
SN Ia (>1 solar)
Fe-Lの辺りにシステマチィック
エラーを20%入れた
松下D
多温度のせいではない
電離非平衡ではない
注意深く解析すると
X線で明るい楕円銀河は、1 solarに近い
NGC4636
Si,S辺りだけで
フィット
X線で明るい楕円銀河
MFe/LB
X線で暗い楕円銀河
MISM
暗いものの方が鉄が逃げている
明るいEgal
暗いEgal
Fe/Si
楕円銀河のISM中の重元素
星のmass lossで
ほぼ説明できる
SN Iaの寄与は少ない
どんどん逃げ出している？
MISM
(solar)
銀河団ガスのFe,Siアバンダンス
(銀河団中心部を除く）
Fe
Fe:ほぼ一定 0.3solar
深沢D
(solar)
Si:低温銀河団ほど低い
Si
Rich銀河団 Si/Fe～2
SN Iaでは説明できない
SN IIの寄与大
Si/Fe
Poor銀河団 Si/Fe減少
SN IIだけで説明できない
SN Iaもそれなりに寄与
individual
average
ｋT(keV)
低温銀河団で重元素が
逃げ出している
Siほど逃げ出している
SN II生成物が多く逃げ
出している
M Fe
M星
M Si
M星
(solar)
銀河団ガスの銀河団中心での
Fe,Siアバンダンス
Fe
(solar)
Fe:低温銀河団ほど高い
「ぎんが」で見えていた傾向と
似ている
Si
「ぎんが」では、輝度の高い中心
の傾向が見えていた
Si:ほぼ一定
Si/Fe
average
深沢D
ｋT(keV)
M87(Virgo Cluster)
同じ傾向
松本D
O
Si
半径vｓアバンダンス
S
Fe
大きなスケールでの重元素(Fe)の分布
AWM7
江澤D
Perseus
Fe (solar)
半径
中心の増加とは別にアバンダンス勾配
Fe分布は、銀河分布と似ている
Feは供給銀河から離れていない
SN Iaが重元素起源か？
多数のマッピングデータ
大変な解析
外国のグループ … 矛盾しない結果を報告している
Mushotzky et al. 1996
４つのrich 銀河団を解析
O,Ne,Mg,Si/Fe～2
Davis et al. 温度2keVの銀河団
Hwang et al. 温度1keVの銀河団
Si/Fe～1-1.5
M87 … Fe-L = Fe-K
Finoguenov et al.
中心ほどSi/Fe減少
Boute et al.
楕円銀河、銀河群
多温度で 1 solar の可能性
X-ray Compact Egal
星のmass loss
Si./Fe～2
-6
M Fe
M 星～10
X-ray Extended Egal
Si./Fe～1.5
星のmass
loss +
少しのSN Ia
-5
M Fe
M 星～10
-
SN Ia
-3
M Fe
SN II + SN Ia
～10
M星
Si./Fe～2
Rich Cluster
SN Ia
-4
M Fe
M 星～10
SN Ia + 少しのSN II
Si./Fe～1-1.5
Poor Cluster
半径方向の温度分布
Markevitch
ビリアル半径の半分の
ところで、温度が半分になる
理論予想に比べて急な勾配
ただし、別のグループは違う結果を出しているので、要注意
銀河団温度分布（マップ）
渡辺D
Coma
銀河団周辺部で温度むら
Ophiuchus
A2319
本多D
Markevitch et al.
Merging の痕跡
楕円銀河のハード成分 1040-41erg/s
Matsushita et al.
Matsumoto et al.
LMXBの寄与で説明できる
明るいEgal
Allen et al.
AGNで説明
Chandraで否定された
ほとんどハード成分
暗いEgal
LハードX成分
LMXBの寄与
LB
銀河団中心におけるラインの共鳴散乱
アバンダンスの正確な測定
実距離の測定
ガスの運動測定
Fe-Ka
Fe－Kb + Ni-Ka
τ～３
Niは、<1.8 solarに制限できた
銀河団温度
共鳴散乱の
optical depth
大

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