Astro-E2 で探る銀河団のダイナミクス都立大 大橋隆哉

高分解能で見る輝線スペクトル 銀河団中心のエネルギー供給 銀河団の合体と進化 銀河による重元素汚染 硬Ｘ線放射

XRS area and resolution

Effective area

Resolving power XRS: Astro-E2

RGS: XMM-Newton

HETG/LETG: ChandraXRS

LETG

HETG

RGS

XRS

XRS

HETG

RGS

XIS

XRS

Z=0.03

CCD の 20 倍の分解能

ケンタウルス座銀河団100ksec

CCD 検出器 鉄 K ラインの各成分への分解が

初めて可能に 温度 13 keV のガスは輝線の嵐 ほぼすべての元素量が決定可能

に

分解能 6 eV の鉄 K ライン ライン強度比から電子温度決定 ラインの幅からイオン温度を制限 共鳴線 (w) の強度変化から共鳴吸収効果を確認

Tion=2keV

銀河団中心のエネルギー注入

1/10

Makishima et al. 2001A1835: Peterson et al. 2001

クーリングフローから期待された低温ガスが欠如

銀河団中心に未知の熱源が必要 熱伝導、 AGN などでは説明困難

Fabian and Allen 2003

銀河団中心の新しいイメー

ジ

ペルセウス座銀河団

3'=60kpc

ケンタウルス座銀河団

非熱的な圧力の存在

Ripple 構造 ( 音波 ?) 高温 bubble の浮上 乱流 磁場の役割

Fe-K ライン数 1000 フォトンで profileを見る

3'=40kpc

乱流が作る非対称なライン構造

Thermal=100km/s

Turbulence=200km/s

Simulated XRS Fe line profile1700 photons

APEC 3 keV (1700 photons) = 100 km/s (2.3 eV) = 200 km/s (4.5 eV)

⇔Perseus: 50 ksecTurbulence

Thermal

Accuracy of line width: ±0.3 eV

Inogamov and Sunyaev 03

構造形成、銀河団形成 z=1から現在にかけて銀河団が形成

小規模集団が衝突合体して中規模に

中規模銀河群が衝突合体して、大銀河団に成長

ガスは合体の記憶をいろいろな形で保持

z =1.55

ガス ダークマター

現在

構造の進化 /銀河団形成

Navarro, Frenk, White 1995

ASCA 温度マップ

A1060

Perseus

simulation by Takizawa 99

Furusho et al. 2000, 2001

kT = 4 – 10 keV

Centaurus

Chandra が示す合体の証拠

Cold 　 front 　 (A2142: 　Markevitch et al. 2000)

1E0657-56 (z=0.3) : Bow-shock structure M ~ 1/sin~ 2

Markevitch et al. 2002

合体する銀河団A3667 (z = 0.055)

XRS

1000 km/s

A2256 (z = 0.058)

v= 500 km/s

1000 km/s

A754 (z = 0.054)

contour= 電波

Govoni et al. 2004

視野 3' ~ 200 kpc

銀河間空間の重元素汚染NGC4636 Jones et al. 2002

NGC253: 活発なスターバースト活動

NGC1399

~3kpc

Merger shock が作る硬Ｘ線

BeppoSAX PDS: 　 Merger 銀河団から硬Ｘ線 (~2.8)　広がった放射の可能性大　 Nevalainen et al. astro-ph/0311142

Astro-E2 HXD: 　 Beppo-SAX の約 2 倍の感度　視野 0.6 度でコンタミ小

A2199 100ksec で硬Ｘ線を検出可

熱放射

硬Ｘ線

BeppoSAX 14 銀河団

10keV 100keV

Astro-E2 への期待

モデルによらないプラズマ状態の決定 Ｘ線領域で初めてガスの運動が直接観測

可能に 大面積 CCD と高感度の硬Ｘ線検出器が

バックアップ 想像以上にダイナミックな宇宙の姿を明

らかに ( 静止画から動画へ )