Centaurus 銀河団におけるプラズマのバルク運動2006/11/06 雑誌会 @ サロン 川埜直美

銀河団銀河 : 可視光

銀河団プラズマ : X 線・ 数 100 ~ 数 1000 の銀河の集団

ダークマター : X 線、重力レンズ・　宇宙最大の自己重力系

より小規模のシステム（銀河 / 銀河群）が衝突合体して進化衝突合体後は ICM が非熱的な状態になる

・ 非一様な ICM 密度、温度・ ICM の bulk motion ⇒ simulation : ICM の bulk flow ~ 1000 km/s (several Gyr)

Abell 2199 のイメージ (5 kpc x 5 kpc)

X-ray可視光

もし ICM 中で bulk motion が起こっていると、

thermal velocity bulk velocity≪

全重力質量分布 ⇒ 静水圧平衡を仮定して測定

(2-3)×MX ~ Mlense

X 線と重力レンズによる全重力質量の不一致を解決できる

bulk motion の有無は、銀河団の dynamics にとって非常に重要

静水圧平衡が成り立たなくなり、非熱的圧力を考慮する必要P+ΔP

P重力ICM

どのようにして調べるか？輝線のドップラーシフトを用いる

6.7 keV の Fe-K (He like)

A2199

Centaurus

Fe-L

Fe-K

Suzaku XIS

・ background が低く、 Fe-K line 付近の感度がよい

・ ~2’ の空間分解能　⇒ 数 10 kpc スケールで議論

・ 55Fe 較正線源によりエネルギーの決定精度が高い

Suzaku XIS は、 ICM の bulk motion の検出に有利である

⇒ 3 つの表面照射型の XIS0,2,3 を用いて解析

エネルギーを正確に測定できれば OK(CCD でも十分に議論が可能である )

55Fe cal source

(4 CCD chip XIS0,1,2,3)

Centaurus 銀河団

・ 近傍 (z=0.0104) にあり、強い Fe 輝線放射

⇒ merger の痕跡か・ 周辺部で温度マップにムラ (hot spot)

光子統計が良く、小さなスケールで bulk motion の測定が可能

・ Chandra (ASCA) 衛星の観測から　 bulk motion が見つかっている

Suzaku 2005/12/27-29 に 3 度の観測

A2199

CentaurusFe-L

Fe-K

center

offset1

offset2

( 中心と中心から南北 8’ )

Chandra による bulk motion の観測 (Dupke & Bregman 2006)

他の観測による cross confirmation が必要 CCD chip 間のエネルギースケール違い、その経年変化が考慮されていない

中心

(2.3 ± 1.1)×103 km/s @ R-2 ⇔ R+3 bulk velocity gradient

各領域でスペクトルフィットし、 Fe line のピーク位置のズレを測定(2.9 ± 0.7)×103 km/s @ PEAK- ⇔ PEAK+

PEAK-PEAK+

R-2 R+3

8 arcmin

1000 km/s の bulk motion の検出するには、22 eV の輝線シフトを測定しなければいけない

XIS のエネルギー決定精度

(a) peak energy

機上の構成線源 55Fe (Mn Kα : 5.895 keV)

ピークは 3 観測、 XIS0,2,3 間で < 0.1 % で一致

(c) ゲインの位置依存性荷電粒子による放射線損傷により時間的にも変化するCentaurus 観測時期の XIS0,2,3 間のゲインの違い : < 0.2 %

(b) 観測領域による peak energy の位置依存性3 観測の overlap した領域を比較 : < 0.1 %

XIS エネルギースケールの系統誤差は、 ±0.13 % (1 sigma)

⇒ ± 10eV, ± 470 km/s

center+offset1

center+offset2

Fe-K 輝線の解析2.1’×2.1’ (28×28 kpc) の 52 セルに分割し、各セルでスペクトルフィッティング

① He like Fe Kα (6.70 keV) ② H like Fe Kα (6.97 keV)

③ He like Ni Kα (7.80 keV) ＋ He like Fe Kβ (7.90 keV)

simulation : E0 = 6.677 keV, σ0 = 27.8 eV Eres~70 eV≪

model : 熱制動放射 + 3 つの gaussian

asymmetric shape (26 lines) 　　⇒ gaussian でよいか ? ③

②

①

bulk line shift : z = (E0-Eobs)/Eobs

フィッティングで得られた peak energy, Eobs を用いて、

を各セルで見積もった結果、

<Eobs> = 6.6133 ± 0.0162 keV<zobs> = 0.0097 ± 0.0024 zcluster = 0.0104 ± 0.002

consistent

数分スケールでの bulk motion は見つからなかった

52 個のセルで consistent な line shift

large scale bulk motion

①

②

③

sys err

zobs velocity (km/s)

0.00933 ± 0.00015

0.0119 ± 0.0011

0.0094 ± 0.0015

±0.0015 ± 470

-306 ± 450

441 ± 316

-144 ± 44

3 つの領域に分けて、 zobs と bulk velocity を見積もると、

誤差の範囲内で一致 ⇒ 10’ スケールでの bulk motion もなしbulk motion の上限値 : |Δv| < √(σstat + σsys) = 1400 km/s22

①

②

③

Discussion

(a) Chandra で見つかった bulk motion

Chandra

Suzaku XIS

PEAK- ⇔ PEAK+

2900 ± 700

-660 ± 300 (660) -540 ±360 (660)

2400 ± 1000

R-2 ⇔ R+3

PSF の影響か ?

Chandra の下限と XIS の上限を考えるとぎりぎり consistent といえるChandra の長時間観測の解析結果を待ちたい

PEAK-,+ : Δv = 1700 km/s, R-2,+3 : Δv = 760 km/s Chandra の 90% lower limit の速度差を持たせて simulate

+690 km/s +300 km/sXIS(690+960=1650) (300+1020=1320)

(b) 上限値 : |Δv| < 1400 km/s

ICM thermal velocity = sound velocity ~ 880 km/s (3 keV) ∝ ( 温度 )1/2

thermal velocity ~ bulk velocity

全重力質量の推定に与える影響

( 重力 ) (ICM 圧力 )(bulk 圧力 )

ICM 密度 : ρgas r ∝ -1

bulk 回転速度 :σr r∝ βr ≡ ρgas σr / kT(kinetic energy ratio)

f : bulk fraction (0 ≤ f ≤ 1)

σr < |Δv| / 2 sinθ = 1100 km/s (1+fβ⇒ r) ≤ 3.6

σr < |Δv| / 2 = 700 km/s (1+fβ⇒ r) ≤ 2

全重力質量は静水圧平衡を仮定した場合の 2~3.6 倍以内となる

2

bulk gas が σr ~ |Δv| / 2 で回転している仮定すると、

まとめ・ Suzaku XIS を用いて、 Centaurus 銀河団における bulk velocity を 測定した結果、数分・ 10 分スケールでの bulk 運動は見つからなかった

Chandra の結果とは consistent とは言い難い・ bulk motion の上限値は、静水圧平衡を仮定したときの 2~3.6 倍以内の　全重力質量を示唆している

・ 個人的には、 Perseus 銀河団 ( 明るく高温、温度ムラあり ) を用いた　 bulk motion の解析を楽しみにしている