On the X-ray and Mass Distribution in the Merging Galaxy Cluster 1E

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やすはるゆきしげ
4 years ago
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1 衝突銀河団に関する話題 : 質量分布質量評価磁場進化滝沢元和 ( 山形大学理学部物理学科 ) 研究会 : マクロでミクロな銀河団 ( @ 26@ 山形蔵王たかみや瑠璃倶楽リゾート )

2 目次 Introduction ダークマター分布 vs ガス分布質量評価の不定性について銀河団磁場の進化まとめ

Introduction(1): 銀河団衝突の痕跡 (X 線 weak lensing より ) 銀河団の中を運動する substructure 非一様性な温度分布ガスと暗黒物質の空間分布の食い違い 1E 0657-56 Contours: X-ray

3 Introduction(1): 銀河団衝突の痕跡 (X 線 weak lensing より ) 銀河団の中を運動する substructure 非一様性な温度分布ガスと暗黒物質の空間分布の食い違い 1E Contours: X-ray brightness Colors: temperature 1E Red contours: 質量分布 White contours: X-ray( ガス分布 ) Markevitch et al. (2002) Bradac et al.(2006)

4 Introduction(2): 質量決定の不定性重力レンズ銀河団 CL (Ota et al より ) ~200Kpc 以内の質量に有意な食い違い M X = h 50-1 solar mass (Ota et al. 2004) M lens = h 50-1 solar mass (Tyson et al. 1997) M lens = h 50-1 solar mass(broadhurst et al.2000) M lens 統計的に見ても (Wu et al. 1998) systematic なずれ? 分散もけっこうある? ( ただしやっていることは結構いいかげん ) 質量決定のさいにはいくつかの仮定が必要 : M X ( 静水圧平衡球対称 etc) M lens ( 軸対称 etc) M virial ( 力学平衡速度分散 etc) それらの仮定は衝突中や衝突後数 Gyrの銀河団では多かれ少なかれ破れているいつどの方向からどの方法を使うとどのくらい過大 ( 小 ) 評価になるか? それらは観測的に衝突銀河団として認識されうるか? M X

5 Introduction(3): 粒子加速器としての銀河団 A2319 カラー :X 線等高線 :1.4GHz 電波 Govoni et al 銀河団プラズマ中には非熱的高エネルギー電子 (E e GeV) が Mpc スケールにわたって存在衝撃波乱流かみのけ座銀河団での P 分布ダイナモによる磁場増幅磁気乱流による粒子加速次世代の X 線分光では充分観測可能 (NeXT ) Coma cluster 中心部の圧力分布 Schuecker et al ( 電磁 ) 流体シミュレーションの役割 : 宇宙最大の加速器銀河団のエンジン部分 ( 衝撃波乱流構造磁場増幅磁気リコネクション etc) を明らかにしたい

6 計算方法 (N 体 + 流体 ) N 体計算 :Particle: Mesh(PM) 法自己重力 :FFT: with isolated boundary conditions 流体計算 :Roe: TVD 法境界条件 : zero gradient boundary conditions ( ただし outflow のみを許す ) 格子数粒子数 ( 128( ) VPP5000@ 国立天文台

7 Virialized Cluster Model DM の密度分布は NFW モデル ICM の密度密度分布は βモデルを仮定 (r c =r s /2) DM 密度分布 ICM 密度分布 r r vir では ρ DM =0 ρ gas は一定 DM の速度分布は等方的なガウス分布半径ごとの速度分散は Jeans eq. より静水圧平衡になるように定める with ICM の温度分布は静水圧平衡の式より定める with r r out でM gas / (M gas gas +M DM DM ) = 0.1

8 merger の初期条件の作り方 Initial state for simulations Maximum expansion 力学的エネルギー保存角運動量保存 r: virial radius R: outer boundary radius R M (5+n)/6 のスケーリング則および r ta = 2 r vir (Spherical collapse model) を使うと (M 1,r 1,R 1,α,n,λ) (v,b)

9 Movies ( 質量比 1:4, λ=0.05) 質量分布ガス密度分布ガス温度分布

10 質量分布 vs ガス分布 core passage 前 : 質量分布 ( 等高線 ) X 線輝度分布 ( カラー ) はよく一致 core passage 後 : 質量分布はダブルピーク X 線は elongate した構造 core passage 後 : X 線ピークを伴わない質量ピーク

11 1E みたいな構造は? Springel & Farrar 2007 Takizawa 2006 典型的な NFW halo 同士 ICM にcooling core なしの場合 mass 比が 1:16 程度が望ましい (Takizawa 2006 解析的解釈も ) Weak lens + strong lens の解析からは質量比は 1:1 に近いまたlarger clump はunusual に小さな concentration parameter (c=2) を持つ (Bradac( et al. 2007) SPH で中心部がより高解像度な計算 (Springel & Farrar 2007) Larger clump もずれるというのはなかなか難しい

12 質量評価 :virial: virial 定理を使った場合 : シミュレーション中の銀河団をある方向から観測 N 体粒子のうち N samp をランダムに選び出しそれを視線速度の観測された銀河とみなし virial 定理を使って質量を評価上の作業を 100 回行って M VT の平均分散を求め本当の質量と比較

13 銀河の個数によるランダムエラー ΔM/M NFW+βmodel の平衡形状の銀河団で virial 定理を使って質量評価 ΔM/M~0.2N samp 0.5 典型的な場合 (N samp ~ 100) だと 1σ で 20% ぐらいのエラー N samp

14 銀河団衝突による不定性質量比 1:4 の merger simulation で M vir と M true を比較丸 + 実線 : 視線が衝突軸に平行三角 + 破線 : 視線が衝突軸に垂直 N samp =100 M vir /M true time [Gyr]

15 衝突の質量比にたいする依存性衝突軸と平行な方向から見たときのエラーの最大値の質量比依存性 (ΔM/M) max M small /M large

銀河団磁場の進化銀河団内には数 μg 程度の乱れた磁場が存在シンクロトロン電波ハロー ( レリック ) Faraday

そんなことはない流体不安定性の抑制熱伝導の抑制粒子加速 ( 磁気乱流衝撃波 ) いずれも磁場構造が重要

銀河団のシンクロトロン電波ハロー電波 ( グレースケール ) X 線 ( 等高線 ) Liang et al.

16 銀河団磁場の進化銀河団内には数 μg 程度の乱れた磁場が存在シンクロトロン電波ハロー ( レリック ) Faraday rotation mesure P B ~0.01P th 重要じゃないのか? そんなことはない流体不安定性の抑制熱伝導の抑制粒子加速 ( 磁気乱流衝撃波 ) いずれも磁場構造が重要ランダム磁場をもった銀河団同士の衝突を N 体 +MHD シミュレーションでしらべる 1E 銀河団のシンクロトロン電波ハロー電波 ( グレースケール ) X 線 ( 等高線 ) Liang et al. (2000) サブストラクチャーの運動による接触不連続面での磁場進化の模式図 Vikhlinin et al. (2001) サブストラクチャーの運動のMHD simulation (Asai et al. 2007)

17 N 体 +MHD + simulations N 体計算 :Particle: Particle Mesh(PM) 法自己重力 :FFT: FFT with isolated boundary conditions MHD:Roe Roe-like TVD 法境界条件 : zero gradient boundary conditions 格子数粒子数 ( 128( ) 初期磁場 A(k) k -5/3 VPP5000@ 国立天文台 5/3 B ρ 2/3 P mag =0.01P gas

18 MHD Simulation: Results 1:4 head-on merger コア通過後 0.66Gyr 密度 ( 等高線 )& 温度 ( カラー ) 磁場強度 B Faraday Rotation Measure ( n e B // dl) 1:4 off-center merger 磁場に囲まれた低温領域 (Faraday Rotation Mesure の大きな領域として見えるかも ) 小銀河団後方に磁場が集められる (off-center merger では衝突相手に近い側の斜め後方 )

19 銀河団衝突の痕跡まとめ X 線観測 (ICM の密度温度分布 ) weak lensing( ( ガスと DM の分布の違い ) 衝突中の DM と ICM の空間分布 Core passage 前 : ほぼ一致 Core passage 後 :DM は double peak, ICM はelongate した peak, ICM のpeak をともなわない DM peak 1E は依然として puzzle ヴィリアル定理を用いた質量評価銀河の個数によるランダムエラー衝突のダイナミクスによるシステマティック磁場の進化磁場に囲まれた低温領域 Moving substructure 背後の整った磁場構造

20 1E : 56: cold front &bow shock X 線イメージ : 等高線温度 : カラー (Markevitch et al. 2002) Substructure 前面の密度圧力 profile shock 表面輝度 profile 接触不連続面

21 Simulation Results 質量比 16:1 の正面衝突コア通過後 0.67Gyr 質量分布 ( 等高線 ) X 線イメージ ( カラー ) X 線イメージ ( 等高線 ) 温度分布 ( カラー ) 質量ピークに遅れる X 線ピーク Cold front ( 接触不連続面 ) Bow shock

22 簡単な解析的モデルによる議論 (1) 質量が M 1,2 (M 1 >M 2 ) ヴィリアル半径が R 1,2 の銀河団の正面衝突を考えるガスがはぎ取られるための条件はサブストラクチャーでの重力と ram pressure force との比較から ρ 1,2 は中心部のガス密度 r 2 は scale radius m 2 は r 2 内の質量 A は O(1) の factor ただし ram pressure force はガスのはぎ取り以外にも使われるのでおそらく A<1 衝突速度 v は α M 2 /M 1 とすると R 2 /R 1 = α 1/3, ρ 1 /ρ 2 = α -x とおけて (ΛCDM では x~0.25) 結局ただし c=r 2 /R 2 は NFW モデルの concentration parameter で M に弱く依存する関数さらに NFW モデルでは

23 簡単な解析的モデルによる議論 (2) F(α) ( 重力 )-( ラム圧 ) α=m 2 /M 1 A=0.2 A=0.4 A=0.6 F(α)<0 でラム圧優勢 α~0.1 より小さいところでは ram pressure によるガスのはぎ取りが有効小さな substructure ほどガスがはぎ取られやすい境目の値が simulation でうまく off-set がでた場合に近いのは偶然か?

24 簡単な解析的モデルによる議論 (3) Ram pressure 重力ガスは DM に束縛されて同じように振る舞う DM peak と X-ray peak は一致 Ram pressure 重力そもそもガスはコアを突き抜けられない Substructure のポテンシャルでは衝撃波加熱されたガスを束縛できない X-ray peak をともなわない DM peak Ram pressure 重力 Off-set した DM とX-ray peaks がうまくあらわれる 1E のような構造はおそらくそう多くはないだろう

衝突銀河団のＮ体＋流体シミュレーション

衝突銀河団のＮ体＋流体シミュレーション衝突銀河団の N 体 + 流体シミュレーション滝沢元和 Introduction 銀河団銀河団 : 模式図可視光 ( 銀河 ) X 線 ( 高温ガス ) 暗黒物質の重力ポテンシャル中に束縛された高温ガス (T~10 7-8 K) と銀河のかたまり宇宙で最大のビリアライズした天体 (R ~Mpc,, M ~10 15 太陽質量 ) 宇宙の構造形成の ( 観測可能な ) 現場プラズマ物理の実験場