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ふじきみかみこ
5 years ago
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1 1/35 X 線観測による銀河群の高温ガスの研究 X-ray Study of Hot Gas in Groups of Galaxies --- 重元素汚染と非熱的エネルギー --- 東京都立大学大学院理学研究科物理学専攻宇宙物理実験研究室森田うめ代

2 銀河群とは? 数 ~ 数 10 個の銀河の集まり数千万度の高温ガスで満たされている星銀河銀河群 / 銀河団宇宙の大構造 2/35 典型的大きさ銀河 : 単独で存在する例は少ない銀河団 : 百個 ~ 数千個の銀河の集まり良く研究されている銀河群同士が衝突合体して形成された銀河団は銀河も多いためガスと銀河同士の相互作用や個々のメンバー銀河の活動がわからない銀河群研究は銀河と銀河団の研究の橋渡し

3 銀河群 X 線観測の意義多くの銀河群の温度は ~1 kev (10 7 K) X 線放射 3/35 X 線高温ガス熱制動放射 + 高電離した元素からの輝線 ( 特性 X 線 ) 重元素からの輝線が強く出るため詳細に分析が可能重元素 O, Ne, Mg, Si, S, Fe, Ni などが観測可能 O, Ne, Mg, Si, S: 銀河形成初期の II 型超新星爆発 ( 重い星の爆発 ) Fe, Ni: 長期の Ia 型超新星爆発 ( 白色矮星の爆発 ) で生成重元素組成比 = 水素に対する原子の個数の割合太陽組成を基準とする solar アバンダンス

4 銀河群高温ガスの加熱問題 X 線光度 : L X n 2 r 3 T 1/2 ビリアル平衡 : T M / r ガス質量 : M gas nr 3 L X T 2.7 ( 観測 ) n は電子の個数密度 L X T 2 ( スケーリング則 ) log X 線光度 (erg s -1 ) 高温ガスの温度 X 線光度の関係銀河団銀河群 4/35 温度 X 線光度関数は低温度の銀河群ほど光度が低めにでる log 温度 (kev) Mulchaey (2000) 低温度の銀河群はガスの総量が少ない? または非重力的加熱がある?

5 構成銀河による銀河群の特徴 5/35 spiral only 高温ガス少形成初期渦巻銀河楕円銀河 elliptical dominant 高温ガス多形成の進んだ段階 ( しばしば中心に質量の大きい銀河が存在 ) HCG 80 HCG 62 楕円銀河多高温ガスが検出された銀河群には楕円銀河が存在これまでの示唆銀河群高温ガスは主に楕円銀河から供給視線内に偶然集中? ( 重力的束縛系でない )

6 本研究の目的 6/35 形成初期の銀河群における高温ガスの性質と銀河の活動を調べる (HCG80) 銀河群における渦巻銀河の役割を明確にする銀河群高温ガスの起源に迫る形成の進んだ銀河群の高温ガスの物理的性質を調べる (HCG62) 銀河群における楕円銀河の役割を明確にする星生成活動の歴史や重元素汚染の過程を明らかにする銀河群の中心銀河の活動とその影響を調べる (HCG62) 銀河群の非熱的非重力的エネルギーの起源に迫る銀河群の総合的な性質を明らかにする

7 7/35 研究対象

8 HCG 80 距離 127 Mpc (~4 億光年 ) Hickson Compact Group (Hickson et al. 1989) X 線観測は初めて 8/35 spiral only group の中で視線方向の高い速度分散 σ v = 309 km s -1 をもつため大きな重力ポテンシャルで支えられており高い X 線光度をもつはずコンパクトな銀河分布をもつので (4 つの銀河が直径 61 kpc 円内に存在 ) それらは皆メンバー銀河と考えられる可視光観測から不規則銀河が見られ銀河間相互作用を起こしている可能性がある 100 kpc(~150 万光年 ) 可視光イメージ

9 HCG 62 距離 61 Mpc(~2 億光年 ) 暗いものも含めると銀河 63 個 9/35 最も明るい銀河群のひとつ (L X = erg s -1 ) 重元素の中心集中がある (Finoguenov & Ponman 1999) あすか衛星で広がった硬 X 線放射が見つかった (Fukazawa et al. 2001) Chandra 衛星で 2 つのキャビティ構造が発見された (Vrtilek et al. 2002) 電波観測 (Condon et al. 1998) を用いて非熱的放射についての考察が可能 L radio = erg s -1 (10 MHz - 5GHz) Chandra 衛星の X 線イメージ

10 10/35 観測と解析

11 Chandra 衛星と XMM-Newton 衛星 11/35 Chandra 1999/7 打ち上げ ( 米 ) どちらも CCD でイメージ & 分光観測 XMM-Newton 1999/12 打ち上げ ( 欧 ) 視野角分解能 kev 有効面積 Chandra ~100 ev 550 cm kev XMM ~80 ev ~1000 cm kev Chandra: メンバー銀河と銀河群ガスを切り分け銀河群中心部を詳細に観測 XMM-Newton: 銀河群周辺を詳細に観測

12 12/35 HCG 80 Ota, Morita et al. (2004) PASJ 56,

Chandra による X 線イメージ観測 :2003/8/18, ACIS-S 19.8 ksec 各データ点が X 線光子に対応 0.

線が銀河面にほぼ垂直に広がった放射銀河 b: 点状の放射源 (L X = 4 10 41 erg s -1 )AGN 銀河 c: ~3σのX 線を検出

13 Chandra による X 線イメージ観測 :2003/8/18, ACIS-S 19.8 ksec 各データ点が X 線光子に対応 kev 2-7 kev a 10 kpc c a 可視光 a b c d c 13/35 b d b d 銀河 a: 軟 X 線が銀河面にほぼ垂直に広がった放射銀河 b: 点状の放射源 (L X = erg s -1 )AGN 銀河 c: ~3σのX 線を検出 (LX ~ erg s -1 ) 銀河 d: 有意なX 線なし (L X < erg s -1 ) (Active Galactic Nucleus)

14 銀河 a ( 広がりと強度 ) kev の X 線イメージの拡大銀河面に垂直に投影した表面輝度分布のモデルフィット 14/35 銀河面データモデル 4 kpc 29 kpc 39 kpc 南側 arcsec 銀河面 30 kpc 北側 PSF+2ガウシアン ( ディスクハロー )+バックグラウンド X 線放射の広がりは銀河面の上下に ~30 kpc 130±12 カウント

15 ハローの正体エネルギースペクトル星間吸収 + 熱的プラズマモデル 15/35 ハローのL X = erg s -1 > 高温ガスを持たない銀河の光度 L B-X = erg s -1 ( 可視光光度に比例 ) kt = 0.6±0.1 kev 元素比 < 0.17solar スターバースト ( 爆発的星生成 ): 重元素生成とガスの流出重元素汚染に寄与代表的なスターバースト銀河 M82 ngc energy (kev) L X (10 40 erg s -1 ) ハロー M (M yr -1 ) 直径 4 kpc, 高さ 30 kpc の円柱を仮定 : V = cm 3 スペクトルフィットの結果から : n e2 V cm -3 質量 :M gas =µ e m p n e V M (µ e =1.2: 電子 1 個あたりの核子数 ) -1 音速を仮定すると質量放出率 : M v y = 8.5 M 15 kpc yr 292 km s -1-1

銀河群高温ガスは有意に検出されず! < 92 カウント (3σ 上限 ) kt = 0.5 kev, Z = 0.

16 銀河群高温ガスの放射強度強度分布 16/35 バックグラウンド b r = 50 kpc a バックグラウンドに使用 r = 96 kpc 銀河 b ( 半径 6 kpc) 銀河 c, d ( 可視光のサイズ ) 銀河群中心からの距離 r (kpc) 銀河群高温ガスは有意に検出されず! < 92 カウント (3σ 上限 ) kt = 0.5 kev, Z = 0.1solar の X 線ガスを仮定 LX < erg/s (σ- L X から予想される光度は L X ~ erg s -1 )

17 HCG 80 のまとめと考察 spiral only group を Chandra で初めて観測 3 つのメンバー銀河からの X 線放射を同定銀河 b は AGN を持つことを X 線で確認可視光で最も明るいメンバー銀河である銀河 a から銀河面の上下に約 30 kpc 広がった放射を発見スターバースト活動は銀河群における銀河同士の相互作用によるものと考えられる銀河群高温ガスからの有意な X 線放射はない上限として L X < erg s -1 ( kt = 0.5 kev を仮定 ) を得た半径 50 kpc の球を仮定すると n e < cm -3, M gas < M 我々の銀河を含む局所銀河群の性質と似ている 17/35 HCG80 は銀河群高温ガスの進化の初期段階にあるのではないか

18 18/35 HCG 62 Morita et al. (2006) PASJ 58,

19 イメ - ジとスペクトル解析領域観測 :2000/1/25, 49 ksec, 2003/1/15, 13 ksec 可視光イメージ Chandra イメージ XMM イメージ 19/35 1' = 18 kpc HCG 62a を中心に半径 r = 2'(36 kpc) 以内の領域のスペクトルフィット結果はほぼ一致 r = 0-0.2', ', ', ', ' Chandra r = 4-8', 8-14' XMM r = ' Chandra+XMM 同時フィットここで点源と銀河 b と c の寄与は除いた

20 スペクトル解析方法光学的に薄い熱的プラズマの 1 温度と 2 温度モデルを使用外側の寄与を考慮し 2 次元から 3 次元へ deprojection 20/35 r 1 4/3πr 3 r 2 (1-ξ 2 ) 3/2 (1-ξ 2 ) 3/2 2 (1-ξ 3 ) 4/3πr 3 2 (1-ξ 3 ) 外側のモデルの normalization にここで ξ r 1 /r 2 かける Fe-L O Mg Si 銀河 a からの距離 kpc S のエネルギースペクトル 2 次元 3 次元 + データモデル低温成分高温成分外側の寄与エネルギー (kev)

21 温度分布と密度分布 21/35 プラズマ温度 (kev) HCG 62a からの距離 r プラズマの電子密度 (cm -3 ) HCG 62a からの距離 r 中心は冷たく低温成分が 10 kpc 以内で支配的 14 < r < 70 kpc で 2 温度混在領域がある 70 kpc あたりにピーク : 加熱の可能性 r > 70 kpc で温度が急激に減少密度は平ら

9 n ehot kt hot HCG 62a からの距離 r 低温成分の割合 f を仮定し半径 r より内側の重力質量 : V cool fv, V hot (1-f )V とする電子の個数密度 : n ehot = [3.

22 重力質量分布の導出 f = 1+ T hot T cool 2-1 Norm hot Norm cool --- フィット結果半径 r より内側の重力質量 : M <r = - r2 dp gas ρ gas G dr 2 温度のガスが共存しているときの重力質量 : 圧力平衡を仮定して導出圧力 : P gas =1.9 n e cool kt cool =1.9 n ehot kt hot HCG 62a からの距離 r 低温成分の割合 f を仮定し半径 r より内側の重力質量 : V cool fv, V hot (1-f )V とする電子の個数密度 : n ehot = [ Norm hot (1+z) 2 /V hot ] 1/2 volume-filling factor f を仮定し --- フィット結果ガス質量密度 : V cool fv, V hot (1-f )V とする ρ gas =µ e m p [ fn e cool +(1-f)n ehot ] 低温成分の割合ガス圧 (ev cm -3 ) HCG 62a からの距離 r 22/35

23 質量分布 ( 微分形 ) 23/35 質量密度 (M Mpc -3 ) 星 O Fe 重力質量ガス HCG 62a からの距離 r 星の質量密度は < 30 kpc でガスを超える Fe と O は星の分布よりなだらか重元素が中心部から流出外側の重力質量の急激な低下温度の急な変化を反映し静水圧平衡にない可能性

24 重元素分布 24/35 重元素量 ( 太陽組成比 ) HCG 62a からの距離 r HCG 62a からの距離 r Mg, Si, Fe は似た中心集中の度合 O のアバンダンスは少なく (~0.3 solar) 中心集中も少ない

25 Si と比較すると Fe/Si Mg/Si O/Si 25/35 1 r (kpc) r (kpc) r (kpc) Fe/Si と Mg/Si はほぼ同じ比率 O の比率は少なく外側で Si を超える Fe( と Si ) の中心集中は中心銀河 a の Ιa 型超新星で作られた Mgが多いのは大質量星 (M >20M ) の ΙΙ 型超新星の割合が多かったためあるいは Ιa 型超新星でも作られる? O は軽いので銀河風で拡散し広がった分布となる

26 cavity は真空か? 滑らかな輝度分布からの残差との比中心部の X 線イメージ 26/35 36 kpc 36 kpc cavity 部分の表面輝度はまわりの50% 落ち銀河 aと同距離にあり真空の球と仮定したモデル (- 線 ) とほぼ合う 2つの cavity とも半径約 4 kpc 中心から 6-9 kpc

cavity が X 線吸収でないことの確認 27/35 36 kpc エネルギースペクトル cavity 方向 ( 赤黒 ) non cavity( 青緑 ) 温度マップ 0.5 1 2 3 エネルギー (kev) ) cavity( 真空 ) 36 kpc 0.4 1 1.

27 cavity が X 線吸収でないことの確認 27/35 36 kpc エネルギースペクトル cavity 方向 ( 赤黒 ) non cavity( 青緑 ) 温度マップエネルギー (kev) ) cavity( 真空 ) 36 kpc kev cavity の境界に温度の段差はない : 衝撃波加熱の兆候はみえない銀河群中心から等距離の cavity 方向, noncavity 方向のスペクトルは有意に違わない : 星間ガスの吸収とは考えにくい吸収に必要な HΙ の質量 ~ 10 9 M 銀河群全体の水素量

28 必要なエネルギー 28/35 ガス圧浮力重力何らかの内圧銀河群中心 cavity の年齢 ~ つぶれる時間 ~ 浮上する時間 t cavity ~ 10 7 yr 銀河群の年齢 ~ 10 9 yr よりはるかに短い一時的な現象を観測している? cavity を支える何らかの圧力が存在する? cavity を支えるためのエネルギー供給率は L mech = 4 P gas V / t cavity = erg s -1

29 cavity を支える圧力 29/35 磁気圧 F P B = B 2 /8π と宇宙線粒子圧 P non-th = K P e を考える P e : 相対論的電子の圧力 P e L radio B -3/2, K : 陽子 / 電子のエネルギー密度の比 F : 相対論的プラズマの占める体積の割合電波観測より L radio ~ erg s -1 全圧 =(K P e +F P B ) 等分配 & K /F =100 を仮定 log P P non-th F P B B =11µG, 全圧は P gas の約 1/3 P gas = 1.9 n e kt ~ 17 ev cm -3 cavity を維持するには K /F > 700 が必要 K =100 K = 700 log B 11 µg

30 問題点 30/35 中心部に点源 (AGN) はない : L X < erg s -1 現在の AGN 光度は必要なエネルギーの 1/1000 以下過去に AGN がエネルギー供給? 陽子 / 電子の圧力比が HCG 62 で特に大きい ( 銀河団ごとのばらつきも大 Birzan et al 2004,Dunn et al. 2005) 磁場や陽子のエネルギー集中が本当にあるのか衝撃波のエネルギーが陽子に行った? 直接的な観測証拠手段が現状ではない今後の観測 : キャビティのダイナミクス ( 浮上膨張を観測的に直接知る ) 非熱的放射の高感度観測 ( 電波 γ 線硬 X 線 )

31 考えられるほかの可能性希薄な高い温度の高温ガスがある? n e ~ 10-3 cm -3, kt > 2 kev ならば低い放射率のガスを作れる熱伝導を考慮すると 3/2 2 (kt) 5/2 k 熱伝導率 κ spizer = 20 π m 1/2 e e 4 = 10 Z lnλ 30 cm 2 s -1 これより t = r cavity 4 kpc 2-5/2 kt 2 kev Λ はクーロン対数 = 36 n e 10-3 cm -3 で冷えてしまうが磁場があれば ~100 倍くらい長くなる yr 31/35 中心銀河の運動? 中心銀河 a が銀河群中心の周りをまわっていてその痕跡を見ているケプラー周期は ~10 8 yr cavity の年齢は ~10 7 yr なのでトンネルを保つ機構が必要 ( 磁場?)

32 HCG 62 のまとめ 32/35 1. スペクトルは 0.7 と 1.4 kev の 2 温度 (14 < r < 70 kpc) 低温成分は中心に集中 2. 重力質量密度は r > 90 kpc で急激に減少静水圧平衡になくガスの運動が存在している可能性 3. O アバンダンスは Fe と Si の分布に比べて低く平ら銀河風で飛ばされたと考えられる 4. Mg が Ι 型 ΙΙ 型超新星でどのように作られたのか他の銀河群と比較し再検討が必要 5. cavities は真空と考えて矛盾なし cavities を支えるためには陽子が電子の 700 倍以上のエネルギー密度が必要がある 6. AGN 活動は見られない cavity を作る別のメカニズムの検証非熱的エネルギーの観測が今後重要

33 33/35 まとめ

34 銀河群の高温ガスについて 34/35 1. HCG 80 ではスターバーストによって重元素を含んだ高温ガスが流出することを見出した 2. 一方高温ガスは渦巻銀河群には少なく楕円銀河群に多いことを明らかにした 3. HCG 62 の重元素分布質量分布を明らかにし中心銀河による Ιa 型超新星爆発によって Fe Si が中心集中する一方 ΙΙ 型超新星の作る O, Ne は広範囲に分布することを示した 4. HCG 62 の cavity では非熱的なエネルギーが支えているが磁場と電子では圧力が不足し中心銀河の運動あるいは他の何らかの非熱的エネルギーが関与していることを示した本研究により非熱的エネルギーの重要性が明らかにされた今後これらを明らかにするためにはマイクロカロリメータによる高温ガスの運動の直接観測 (cavityの縁のドップラーシフトを調べ速度を求める) が最も有効な手段私が進めてきたカロリメータの開発が将来活かされると期待

35 35/35 END

ポリトロープ、対流と輻射、時間尺度

ポリトロープ、対流と輻射、時間尺度宇宙物理学 ( 概論 ) 6/6/ 大阪大学大学院理学研究科林田清ポリトロープ関係式 1+(1/) 圧力と密度の間にP=Kρ という関係が成り立っていると仮定する K とは定数でをポリトロープ指数と呼ぶ 5 = : 非相対論的ガス dlnp 3 断熱変化の場合断熱指数 γ, と dlnρ 4 = : 相対論的ガス 3 1 = の関係にある γ 1 等温変化の場合は= に相当一様密度の球は=に相当