X線、SZ効果による銀河団サーベイ

東邦大学理学部物理学科

北山 哲

多波長で見た銀河団1E0657‐56 at z=0.3 (Markevitch & Vikhlinin 2007)

optical銀河・星～5%

lensingcontourダークマター～80%

X‐ray熱的ガス（バリオンの大半）～15%

Radio contour

非熱的ガス

量は不明

HSC ⇔本講演

Selection function

eROSITA (X‐ray)All sky

SPT (SZ)4000 deg2

0 1 2 redshift

Alam et al. (2011)

HSC WL survey

1<z<2 の新銀河団は、X線・SZ で発見される可能性大（現状では、～１０個）

(HSC White Paper)

なぜ銀河団？

1) z<2 では、物質の大半は銀河以上のスケールに

2) 進化過程が、宇宙論・構造形成モデルに直結

Mass functionof dark matter halos

なぜX線？

1. バリオンの大半を占める熱的ガスの主要放射過程

2. 主に制動放射と重元素輝線放射率∝ne2

→ 背景とのコントラスト大

RXJ1347‐1145 at z=0.45コントア：X線輝度カラー： R‐band

銀河団X線データの現状

サンプル： ROSAT全天サーベイ F(0.5‐2 keV) > 2e‐14 erg/s/cm2

＋deep or selendipitous surveys (ROSAT, XMM など)→ ～1000 個、z<2

フォローアップ: Chandra 空間分解能 0.5” ( 2 kpc at z=0.3, 4 kpc at z=1)XMM 大有効面積＆スペクトル E/ΔE <50 at E<10 keV※ grating (E/ΔE～1000)は、広がった天体には不可

Suzaku 低バックグラウンド空間分解能 2’ (500 kpc at z=0.3, 1 Mpc at z=1) スペクトル分解能 E/ΔE <60 at E<10 keV＆硬X線 10‐600keV （イメージングなし）

質量関数：最近の結果

σ8

ΩM

ΩΛ

w

clusters

cumulative number density& its evolution

Vikhlinin et al. (2009)ROSAT selected & Chandra follow‐up49 clusters with <z>～0.0537 clusters with <z>～0.55 model: N‐body (Tinker et al. 2008)

X線銀河団質量関数（ゆらぎ成長を用いた宇宙論の実践例）

X‐ray vs. weak lensing mass

Mahdavi et al. (2008)Chandra & CFHT, 18 clusters MX/Mw ～0.8 within r500with large scatters

Zhang et al. (2010)XMM & Subaru, 12 clusters(うち５つが Mahdavi+08 と同じ)Better agreement for undisturbed clusters

dataexcluding

A1914等 Simul.

Filled: cool coreOpen: non-cool

激しい衝突: Bullet cluster at z=0.3

1E0657‐56 (Clowe+08)カラー: Chandra X‐ray (collisional gas)等高線: weak lensing (collisionless DM)

Mach number ～ 3.0 (γ=5/3) Vpreshock ～4700 km/s Vpostshock～1600 km/s(Markevitch & Vikhlinin 2007)

1’=270 kpc

・Rankine‐Hugoniot condition:

ショック

・DM とガスが分離: 20”=100kpcσDM/m < 1～5 cm2/g(Markevitch et al. 2004)

Kinetic energy ～1064 ergif Mclump～1014 Msun

コールドフロント(接触不連続面)

＊X線(∝n2T1/2)でのショック面

（圧力ギャップ）同定は困難。Chandraでも数例のみ。

＊速度は直接測定されていない

ΛCDM へのチャレンジ？

次世代X線衛星（決定しているもの）

・NuSTAR (2012‐): 硬X線 : E=5‐80 keV, E/ΔE=60 (60keV), FOV=12’, HPD=45”

・ASTRO‐H (2014‐):E E/ΔE FOV HPD

カロリメータ： 0.3‐12 keV, 1200 (6keV), 3’, 1.3’CCD： 0.4‐12 keV, 40 (6keV), 38’, 1.3’ 硬X線: 5‐80 keV, >30 (60 keV), 9’, 1.7’軟γ線： 100‐600 keV , no imaging capability

・Spektrum‐Roentgen‐Gamma (SRG, 2014‐): eROSITA:全天サーベイ

E=0.2‐10 keV, <HPD>～25” (サーベイ平均)

X‐ray survey by SRG/eROSITA (2014‐)

All sky in 4yrs:～105 clusters （現状の１００倍）

→ mass function, power spectrum, etc.

Merloni et al. 2012

Δz=0.01ごとの数

赤方偏移 (photo/spec)必要

http://www2011.mpe.mpg.de/erosita/erosita2011/program/PDF/predehl.pdf

GermanyRussia

(eROSITA)

ASTRO‐H collaboration

テーマ（１）：ガス速度

1. Internal (merger) shocks既に加熱されたガスの衝突低マッハ数(2～4), 高密度

2. External (accretion) shocks冷たいIGMへの降着高マッハ数(～100), 低密度観測的には未検出

3. 乱流？理論・観測ともに不定粒子加速？ X線質量への影響？

Ryu et al. (2003)Cosmological mesh simulationΛCDM, L=100 Mpc/h,

M

密度 Internal shock

external shock 速度

いずれも速度は直接測定されていない→ ASTROH: 1. と 3. の視線成分、 ΔV～100km/s

テーマ（２）：外縁部 (Suzaku + Suprime‐Cam が先駆)

A1689Kawaharada+10

Filament 方向のみ加熱？T

r

Ichikawa+ in prep.Rvir

Rvir 付近のガス温度が、外側の大規模構造と相関。ただし、全方位のX線＋可視は希少。→ ASTRO‐H + HSC

n

テーマ（３）：硬X線 （新しいエネルギー帯）

Color : X‐ray (thermal)Contour: radio (nonthermal)

Radio relic: A3667@z=0.0553.7 Jy at 1.4 GHz over Mpc scale

1. 非熱的粒子電波：シンクロトロン∝UB Ue

γ～104 電子硬X線：逆コンプトン∝UCMB Ue

現状では未検出→ NuSTAR/ASTRO‐H:

磁場と粒子量の分離

2. T >> Tvir ガスいくつかの銀河団で >20keV の示唆→ ASTRO‐H＋HSC:

加熱と質量分布の関係

Sunyaev‐Zel’dovich 効果(SZE)

Thermal非・準相対論的電子による

ＣＭＢ光子の逆コンプトン散乱

・輝度・スペクトルが z によらない

・個別の検出は、銀河団の熱的成分のみ

（統計的には、運動成分検出の報告あり）

ISZ ∝y ∝∫ne Te dlIX ∝∫ne2 Te1/2 dl ／(1+z)4

⇒ high z, high T ＆圧力分布(ショック等)ただし、 Tb << mK

RJ (cm/mm)： ΔI<0Wien (submm): ΔI>0

PLANCK (2009‐2012)

Coma at z=0.023color: y-parameter (SZ)contour: ROSAT X-ray

resolution=24’ 14’ 10’ 7.1’ 5.5’ 5.0’ 5.0’

Abell 2319 at z=0.056

WMAP7 yr

PLANCK

<100GHz 分解能約１．５倍>100GHz 新データ！

Coma by PLANCK

Planck vs. WMAP

Planck vs. XMM(deprojectedpressure)

R～3R500 ～R100 までの圧力分布外縁部ではX線の外挿よりもやや高め（６２個の平均ではほぼ一致）

R500

外縁部でのショック検出M=1.95+0.45‐0.02

ノイズ1/20

進行中のSZサーベイ (published info.)

Ade et al. 2011

・Planck (1.5m at L2)30‐860GHz 189 clusters in 10 months20 new(Ade et al. 2011)

・ SPT (10m at South Pole)95, 150, (220) GHz224 candidates in 720 deg2144 new up to z=1.4 (Reichardt et al. 2012)

・ ACT (6m at Atacama)148, (218, 277) GHz 23 clusters in 455 deg210 new (Marriage et al. 2011)

SPT map(Schaffer+11)

150GHz 95 deg2RA=82.7°dec=‐55°

FWHM=1.15’σ=17μK(2008 winter)

Point source unmasked

～20 clusters

Phoenix cluster at z=0.596

SPT‐CL J2344‐4243 (McDonald et al. 2012)‐ Largest Lx, kT=13 keV (ROSAT limit ぎりぎり)‐ Active SF in the BCG , 1st cooling flow?

SFR ～ 700 Msun/yr ; 近傍の１０倍以上SED indicates dusty starburst

Color: X‐ray (Chandra)Contour: SZ (SPT)

SED of BCG(McDonald+12)

構造形成モデルの検証例

銀河団＝階層構造の high‐mass end ＝highest σ object

境界質量以上の銀河団が全天に１つでも見つかれば、ΛCDM+Gaussian と矛盾(現状のデータは矛盾なし)

Harrison & Coles (2012) Extreme value statisticscf. Mortonson et al. (2011)

近未来のX線・SZ観測

・NuSTAR (2012‐): 硬X線 (E=5‐80 keV), HPD=45”・ASTRO‐H (2014‐):

カロリメータ： E=0.3‐12 keV, ΔE=5eV, FOV=3’, HPD=1.3’CCD： E=0.4‐12 keV, ΔE=150eV, FOV=38’, HPD=1.3’硬X線: E=5‐80 keV, ΔE<2keV, FOV=9’, HPD=1.7’

・SRG/eROSITA (2014‐): E=0.2‐10 keV, <HPD>～25” (サーベイ平均)

・ACT(Atacama) 3072arrays on 6m, 0.9’‐1.4’ beam@ 145‐280GHz・SPT(South‐Pole) 960arrays on 10m, 1’‐1.5’ beam, 60’FOV@90‐220GHz

・PLANCK(L2) 5’ beam@350GHz (30‐860GHz) ・MUSTANG(Virginia) 64arrays on 100m, 9” beam, 42”FOV@90GHz

X線

SZ (抜粋)

・ALMA(Atacama) 12m x50 + 7m x12, 5” beam, 70”FOV@90GHz (84‐950GHz)

Chandra/XMM 後は、SZ がX線の空間分解能を凌駕する

SZ with ALMA

12m×50Higher resolutions

ACA7m×12 &12m SD×4Lower resol.

Band ν [GHz] resolution[”] FOV[”] (1) 31‐45 13‐0.1 140 (2) 67‐90 6.0‐0.05 80 3 84‐116 4.9‐0.038 62 4 125‐163 3.3‐0.027 43 5 163‐211 33 6 211‐275 2.0‐0.016 27 7 275‐373 1.5‐0.012 19 8 385‐500 1.1‐0.009 14 9 602‐720 0 68‐0.006 9

(10) 787‐950 0.52‐0.005 7※Bands 1, 2 & 10 will be

added in the future.

・1st SZ image with <10” ・Systematics: well‐controled

Shock front in Bullet cluster (Yamada, TK+ 2012)

Simulation at 90GHz12m×50, 10hr, 19 mosaics+ACA, 40 hr, 7 mosaicsFWHM=4.8” σ= 0.3μJy/arcsec2(Input: mesh sim. by Takizawa 2005)

Input vs. mock data2’×2’

shockContact

discontinuity

τ～0.1 Gyr ＜teq(e,p)Collisionless heating?

15”～60kpc

非熱的粒子: Radio halo/relic

Radio halo: A2163@z=0.203Regular & unpolarized (<数%)起源は不明

Radio relic: CIZA J2242.8@z=0.19Peripheral & polarized (数10%)恐らく merger shock

Color : X‐rayContour: radio

Feretti et al. 2004 Color: WSRT 1.4GHzContour: ROSAT 0.1‐2.4 keV

いずれも他波長（X線、γ線、、）では未検出

Low frequency Radio telescopes

size>15’

Norris+12

・WSRT (Netherlands)25m×14 120MHz – 8.3GHz

・GMRT ( India)45m ×30 50 – 1500 MHz

・LOFAR (2012‐ , Netherlands)～20,000 dipole antennas 10 – 250 MHz

・ASKAP（2013‐, Australia）12m ×36700MHz – 1.8 GHz

known radio halos

ASKAP 75% of the skyin 1.5 yrFWHM=10”

まとめ

1. HSC とは相補的な selection function 特に、z>1 銀河団の検出。 可視フォローアップ重要

2. X線： 全天 + 高分散(R>1000)・広帯域(E>10keV)スペクトルSZ, 電波：全天 +高分解能(θ<10”)イメージ

→ ガス物理 vs. 重力ポテンシャル・銀河進化・宇宙論・外縁部 = 構造形成の現場・ガスの加熱・加速過程 =プラズマ物理の実験場・ガス冷却と星形成、フィードバック = 銀河質量の上限

X線・SZ・電波でのサーベイ（eROSITA, PLANCK, SPT, ACT,ASKAP,,,）& フォローアップ（ASTRO‐H, ALMA,,,）