Microsoft PowerPoint - hsc12_kitayama.ppt [互換モード]

Size: px

Start display at page:

Download "Microsoft PowerPoint - hsc12_kitayama.ppt [互換モード]"

やすもりいんそん
6 years ago
Views:

1 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

2 多波長で見た銀河団 1E at z=0.3 (Markevitch & Vikhlinin 2007) optical 銀河星 ~5% X ray 熱的ガス ( バリオンの大半 ) ~15% HSC 本講演 lensing contour ダークマター ~80% Radio contour 非熱的ガス量は不明

3 Selection function erosita (X ray) All sky HSC WL survey SPT (SZ) 4000 deg 2 Alam et al. (2011) (HSC White Paper) redshift 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 )

4 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 function of dark matter halos

5 1. バリオンの大半を占める熱的ガスの主要放射過程なぜ X 線? 2. 主に制動放射と重元素輝線放射率 n e 2 背景とのコントラスト大 RXJ at z=0.45 コントア :X 線輝度カラー : R band

6 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/cm 2 +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 keV ( イメージングなし )

7 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 ) cumulative number density & its evolution σ 8 質量関数 : 最近の結果 w Ω M Vikhlinin et al. (2009) ROSAT selected & Chandra follow up 49 clusters with <z>~ clusters with <z>~0.55 model: N body (Tinker et al. 2008) clusters Ω Λ

8 X ray vs. weak lensing mass Filled: cool core Open: non-cool data excluding A1914 等 Simul. Mahdavi et al. (2008) Chandra & CFHT, 18 clusters M X /M w ~0.8 within r 500 with 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

激しい衝突 : Bullet cluster at z=0.3 1 =270 kpc ショック DM とガスが分離 : 20 =100kpc σ DM /m < 1~5 cm 2 /g (Markevitch et al. 2004) コールドフロント ( 接触不連続面 ) Rankine Hugoniot condition: Mach number ~ 3.

9 激しい衝突 : Bullet cluster at z=0.3 1 =270 kpc ショック DM とガスが分離 : 20 =100kpc σ DM /m < 1~5 cm 2 /g (Markevitch et al. 2004) コールドフロント ( 接触不連続面 ) Rankine Hugoniot condition: Mach number ~ 3.0 (γ=5/3) V preshock ~4700 km/s V postshock ~1600 km/s (Markevitch & Vikhlinin 2007) Kinetic energy ~10 64 erg if M clump ~10 14 M sun 1E (Clowe+08) カラー : Chandra X ray (collisional gas) 等高線 : weak lensing (collisionless DM) ΛCDM へのチャレンジ? *X 線 ( n 2 T 1/2 ) 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

10 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 : kev, 1200 (6keV), 3, 1.3 CCD: kev, 40 (6keV), 38, 1.3 硬 X 線 : 5 80 kev, >30 (60 kev), 9, 1.7 軟 γ 線 : kev, no imaging capability Spektrum Roentgen Gamma (SRG, 2014 ): erosita: 全天サーベイ E= kev, <HPD>~25 ( サーベイ平均 )

11 X ray survey by SRG/eROSITA (2014 ) Δz=0.01 ごとの数 Merloni et al All sky in 4yrs: ~10 5 clusters ( 現状の 100 倍 ) mass function, power spectrum, etc. 赤方偏移 (photo/spec) 必要

(erosita) Russia Germany http://www2011.mpe.

12 (erosita) Russia Germany

13 ASTRO H collaboration

14 テーマ (1): ガス速度密度 Internal shock 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 external shock 速度 M 3. 乱流? 理論観測ともに不定粒子加速? X 線質量への影響? 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 Ryu et al. (2003) Cosmological mesh simulation ΛCDM, L=100 Mpc/h,

15 T テーマ (2): 外縁部 (Suzaku + Suprime Cam が先駆 ) Filament 方向のみ加熱? n Rvir Ichikawa+ in prep. A1689 Kawaharada+10 r 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

16 テーマ (3): 硬 X 線 ( 新しいエネルギー帯 ) 1. 非熱的粒子電波 : シンクロトロン U B U e γ~10 4 電子硬 X 線 : 逆コンプトン U CMB U e 現状では未検出 NuSTAR/ASTRO H: 磁場と粒子量の分離 Color : X ray (thermal) Contour: radio (nonthermal) Radio relic: A3667@z= Jy at 1.4 GHz over Mpc scale 2. T >> T vir 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

17 Sunyaev Zel dovich 効果 (SZE) 非準相対論的電子による CMB 光子の逆コンプトン散乱 Thermal 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 ) I SZ y n e T e dl I X n e2 T 1/2 e dl /(1+z) 4 high z, high T & 圧力分布 ( ショック等 ) ただし T b << mk RJ (cm/mm): ΔI<0 Wien (submm): ΔI>0

18 PLANCK ( ) WMAP 7 yr PLANCK Coma at z=0.023 color: y-parameter (SZ) contour: ROSAT X-ray <100GHz 分解能約 1.5 倍 >100GHz 新データ! Abell 2319 at z=0.056 resolution=

19 Coma by PLANCK Planck vs. WMAP ノイズ 1/20 Planck vs. XMM (deprojected pressure) R 500 R~3R 500 ~R 100 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 ) 外縁部でのショック検出 M=

20 進行中の SZ サーベイ (published info.) Planck (1.5m at L2) GHz 189 clusters in 10 months 20 new (Ade et al. 2011) SPT (10m at South Pole) 95, 150, (220) GHz 224 candidates in 720 deg new up to z=1.4 (Reichardt et al. 2012) Ade et al ACT (6m at Atacama) 148, (218, 277) GHz 23 clusters in 455 deg 2 10 new (Marriage et al. 2011)

21 SPT map (Schaffer+11) 150GHz 95 deg 2 RA=82.7 dec= 55 FWHM=1.15 σ=17μk (2008 winter) Point source unmasked ~20 clusters

Phoenix cluster at z=0.596 Color: X ray (Chandra) Contour: SZ (SPT) SPT CL J2344 4243 (McDonald et al.

22 Phoenix cluster at z=0.596 Color: X ray (Chandra) Contour: SZ (SPT) SPT CL J (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 SED of BCG (McDonald+12)

23 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 statistics cf. Mortonson et al. (2011)

24 X 線近未来の 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= kev, ΔE=5eV, FOV=3, HPD=1.3 CCD: E= 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= kev, <HPD>~25 ( サーベイ平均 ) SZ ( 抜粋 ) SPT(South Pole) 960arrays on 10m, beam, 60 FOV@90 220GHz ACT(Atacama) 3072arrays on 6m, GHz PLANCK(L2) 5 beam@350ghz (30 860GHz) MUSTANG(Virginia) 64arrays on 100m, 9 beam, 42 FOV@90GHz 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 1st SZ image with <10 Systematics: well controled 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.

25 SZ with ALMA 1st SZ image with <10 Systematics: well controled Band ν [GHz] resolution[ ] FOV[ ] (1) (2) (10) m 50 Higher resolutions Bands 1, 2 & 10 will be added in the future. ACA 7m 12 & 12m SD 4 Lower resol.

26 Shock front in Bullet cluster (Yamada, TK+ 2012) 2 2 Input vs. mock data Contact discontinuity shock Simulation at 90GHz 12m 50, 10hr, 19 mosaics +ACA, 40 hr, 7 mosaics FWHM=4.8 σ= 0.3μJy/arcsec2 (Input: mesh sim. by Takizawa 2005) 15 ~60kpc τ~0.1 Gyr <t eq (e,p) Collisionless heating?

27 非熱的粒子 : Radio halo/relic Color : X ray Contour: radio Feretti et al Color: WSRT 1.4GHz Contour: ROSAT kev Radio halo: A2163@z=0.203 Regular & unpolarized (< 数 %) 起源は不明 Radio relic: CIZA J2242.8@z=0.19 Peripheral & polarized ( 数 10%) 恐らく merger shock いずれも他波長 (X 線 γ 線 ) では未検出

28 Low frequency Radio telescopes WSRT (Netherlands) 25m MHz 8.3GHz GMRT ( India) 45m MHz LOFAR (2012, Netherlands) ~20,000 dipole antennas MHz ASKAP(2013, Australia) 12m MHz 1.8 GHz size>15 known radio halos ASKAP 75% of the sky in 1.5 yr FWHM=10 Norris+12

29 まとめ 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,,,) 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

銀河団の多波長観測を用いた宇宙論

銀河団の多波長観測を用いた宇宙論 Sunyaev-Zel dovich 効果の高精度観測と宇宙論的意義 Hubble and ESO Picture of the week (2017/2/20) Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NASA/ESA Hubble Space Telescope 東邦大学理学部物理学科北山哲内容 SZ 効果とは? 高精度 SZ 効果観測の重要性 ALMA によるSZ 効果の初検出