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...

すざく衛星によるペルセウス銀河団の　　　　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　　　　　高温ガスバルク運動の測定 (1)(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

ムム

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

　ペルセウス座銀河団は全天でもっとも高いＸ線表面輝度をもち、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銀河団である。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。この観測データから高温ガスのバルク運動を測定した。特に、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。結果的に系統誤差を超える有意な速度差は検出されず、速度差の上限として 1000lm/s 程度と評価した。本発表では、以上の解析方法と検討結果を中心に紹介する（結果と議論に関しては、金丸他の発表参照のこと）。

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。

XIS0

ACTY300 400 600 700

20060201

20060829

red

sh

ift

（z

g.c

. )

0.01

2　

0.01

6

0.

02

i : P0 ～ P8ｊ : XIS0 ～XIS3

4200 km/s

3000 km/s

5400 km/s

P1 P2 P3 P4 P5 P6 P7 P8

P1

P1’

P2 P2’P3P3’

P4

P4’

P5

P5’

P6P6’ P7

P7’

P8

P8’

Right Ascention(J2000)

Dec

lin

atio

n(J

2000

)

60kpc

データデータ後退速度後退速度(( 大大 ) ) km/skm/s

後退速度後退速度(( 小小 ) km/s) km/s

速度分速度分散　散　km/skm/s

最大速度差最大速度差　　 km/skm/s

MOSMOS 4506±216(4506±216(P5)P5)

3573±192(3573±192(P1)P1) 315315 933±285933±285

PNPN 5028±408(5028±408(P4)P4)

3825±258(3825±258(P2)P2) 360360 1203±4831203±483

　データ　データ後退速度後退速度(( 大） 大） km/skm/s

後退速度後退速度(( 小小 ) km/s) km/s

速度速度分散 分散 km/skm/s

最大速度差最大速度差　 　 km/skm/s

2006020120060201 4278±168(4278±168(P7)P7)

3669±216(3669±216(P5)P5) 222222 609±274609±274

2006082920060829 3888±204(3888±204(P6’)P6’)

3471±228(3471±228(P1’)P1’) 190 190 417±306417±306

20060829(20060829(SCI54)SCI54)

4689±228(4689±228(P5’)P5’)

3816±294(3816±294(P1’)P1’) 332332 1053±3721053±372

20060831(20060831(SCI108)SCI108)

4869±174(4869±174(P3’)P3’)

4602±213(4602±213(P1’)P1’) 8888 267±275267±275

解析方法の概要各観測について以下の操作を行う。1.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。2.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。3.2 ．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。

4.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′の円の領域のスペクトルを作成した。20060201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。

3h21m 3h20m 3h19m

41°20′

41°30′

41°40′

Right Ascention(J2000)

P1P3

P5P7

Dec

lin

atio

n(J

2000

)

P1

P1’

P2P2’

P3P3’

P4

P4’

P5

P5’

P6P6’ P7

P7’

P8

P8’

Right Ascention(J2000)

Dec

lin

atio

n(J

2000

)

60kpc

　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 & , 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.2000, 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(1) 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。

すざく衛星によるペルセウス座銀河団の観測

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 20060201, 20060829, 　 20060829(SCI54), S20060829(SCI108) という４種類が存在することになる。 SCI-off の従来の方法の観測については、Rev.0.7 の cleaned event （ＣＴＩ補正済み）を用いたが、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 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１：　スペクトルフィット

0

(Mn K )

(Mn K )obs

gain

Ef

E

較正線源からの Mn-Ka イベントの中心エネルギーを Eobs(Mn-K) とすると、ゲインの補正ファクタは、

1 1 . . ( )g c gain fitz f z

5.895 keV

●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 Energy(keV)1 105Energy(keV)

no

rmal

ize

d c

ou

nts

/sec

/keV

He-like Fe-Kα

5 10

H-like Fe-Kα

+NI-Kβ

He-like Fe-Kβ

●brems( 制動輻射） +zgauss( ガウシアンライン）

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。

ステップ２：　較正線源によるゲインのチェックと補正

20060829

20060201　　　　　　　20060829 （ SCI54)20060829 （ SCI108)

期待値 5.895keV(Mn-Kα)

XIS0 　 XIS1 XIS2 XIS3

5.8

4

　5

.88

5.9

2

line

cent

er(k

eV)

ACTX

AC

TY

55Fe 55Fe

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。

ステップ３：　 CTI 補正の残差のチェック

XIS1

red

sh

ift

（z g

.c.)

0.01

2　

0.01

6

0.

02

ACTY300 400 600 700

XIS2

red

sh

ift

（z g

.c.)

0.01

2　

0.01

6

0.

02

ACTY300 400 600 700

XIS3

red

sh

ift

（z g

.c.)

0.01

2　

0.01

6

0.

02

ACTY300 400 600 700

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 (20060201,20060829) 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 (20060829(SCI54),20060829(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。

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座標として典型的な値 ACTY=896 を使っている。

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。

1 1 896 , /( ) ( )i j i jf z ACTY a

11

1 1 896

. . ,. . ,/( ) ( )a c i jg c i j j

zz ACTY a

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 20060201 の観測についての結果。

red

sh

ift(

z fit

.)

0.01

80.

014

0.01

0 XIS2XIS1XIS0

XIS3

P1 P2 P3 P4 P5 P6 P7 P8

赤は同時フィットで求まった zi

XIS2XIS1XIS0

XIS3

red

sh

ift(

z a.c

. I,

j)

0.01

80.

014

0.01

0P1 P2 P3 P4 P5 P6 P7 P8

ゲイン補正＆CTI 補正残差を補償

結果：ペルセウス座銀河団中心部の高温ガスの redshift 分布

P1’ P2’ P3’ P4’ P5’ P6’ P7’ P8’

4200 km/s

3000 km/s

5400 km/s

20060829

P6’

P1’417km/s

P1’ P2’ P3’ P4’ P5’ P6’ P7’ P8’

red

sh

ift

0.01

0

0.

014

0

.018

20060831(SCI108)

267km/s

P1’

P3’

P1’ P2’ P3’ P4’ P5’ P6’ P7’ P8’

red

sh

ift

0.01

0

0.

014

0

.018

20060829(SCI54)

1053 km/s

P1’

P5’

red

sh

ift

0.01

0

0.

014

0

.018

可視光によって決められたredshift(0.0183,0.0179)

20060201

609km/s

P5

P7

中心領域 P0 の redshift

red

sh

ift

0.01

0

0.

014

0

.018

4200 km/s

3000 km/s

5400 km/s

P1 P2 P3 P4 P5 P6 P7 P8

P4

P2

1203 km/s

red

sh

ift

0.01

0

0.

014

0

.018

P1

P5933 km/s

P1 P2 P3 P4 P5 P6 P7 P8

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。誤差は 90%信頼区間。 20060201, 20060829(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。

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８：　 XMM-Newton 衛星の観測 (2001-1-30) 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。

XMM 2001/1/30EPIC MOS1+2

XMM 2001/1/30EPIC PN

参考文献：