近傍銀河団 (z<0.1)～１２０個観測

遠方銀河団 (z>0.1)～１２０個観測

D論　１２本

D論　２本

詳細な温度、重元素、Mass分布

温度が低い（＝暗い）銀河群、楕円銀河も観測可内部構造の解析

温度 (＝系の大きさ )の関数として研究

進化、宇宙論、重力レンズ…

１．総論…深沢（広大）２．銀河群ハード成分…中澤（東大）３． Virgo Cluster Mapping…柴田（ ISAS）

４．総論…古澤（名大）５．重力レンズ…太田（ ISAS）

ASCA PSF エエエエエエエエエエエエエ 本当にその半径から来た photon

内側よりもれこみ 外側より

もれこみ

単純に輪切りフィットをすると偽の温度分布が出てしまう。

等温銀河団をシミュレートして、輪切りフィット

半径大

半径小

PSFを考慮した解析システムの開発

日本がこの分野で主導権を握ることになった

高橋 et al. 1995

ｋ T分布

Mass 分布 重元素

ダークマター宇宙論構造形成論

NFW

共鳴散乱

星の生成史銀河形成

Mergingプラズマ学

本多、渡辺、菊池 D

加熱、加速

柴田 D

深沢、江澤 D

田村 D

Cooling Flow

池辺 D

松澤 D 松下 D松本 D

徐 D

kT-Lxのばらつきの問題

Egal(２桁ばらつく )

Cluster(１桁ばらつく )

Lx (10 erg/s)

（あすか）

30

これまで (ASCA以前 )

Lx

平均ｋ T

平均重元素(Feのみ )Mas

s

Egal 銀河群 Poor 銀河団 Rich 銀河団

Mgas

星M 0.01-0.1 ～ 1 ～ 2 ～ 4「あすか」だと、すべてわかる、しかも空間分布や Si

ASCA image(松下 D)

X線で暗いものは、X-ray Compact

X線で明るいものは、X-ray Extended

楕円銀河 (Egal)

X線輝度分布を βモデルでフィット

X線で明るいものは、外側に超過成分

光の光度（ LB)

Lx X-ray Extended,明

X-ray Compact,暗

銀河群？しかし、そばにあまり銀河がいない

２種類の楕円銀河？…光では l区別できない

Ponman et al. 1994Vikhkinin et al. 1999

RXJ1340.6+4018 RXJ1159+5531

Overluminous Elliptical Galaxies

ROSAT

単独の楕円銀河のように見えるが、 X線光度が 1043-44erg/sもある。よく見ると暗い銀河が周りに

ある。数密度を求めると、宇宙全体の銀河団の X線光度の 20%を占める。

あすかも発見

Mulchaey et al.1999

NGC1132

X-ray Extended Egal (Lx～ 1042erg/s)の極端な例

銀河団の中心での X線超過

X

線輝度

Einstein/ROSAT

βモデル

半径

X線超過 Cooling Flow説 Fabian et al.

中心で Tcooling<1010yr

放射冷却中心に向かってガスが落ち込む

kT-Lx 銀河団 １温度フィット 全体を１温度＋ wa*CF modelでフィット

中心の明るい部分の寄与を除く（右）ｋ T

Lx

この関係のばらつきは、中心の明るい部分が原因のようである。

藤田、高原 1999 銀河団の fundamental plane

ρo,gas X∝ 0.47Y0.59Z0.79 ∝ T0.5Z0.79

R X∝ 0.65Y0.46Z-0.61 ∝ T0.55Z-0.61

T X∝ -0.60Y0.80Z-0.04 ∝ Y0.8

Lx ρ∝ o2R3T1/2 ∝ T3Z-0.2

Z…ばらつきの原因…銀河団中心の明るさと関係ある量

銀河団の中心では、本当に cooling flowが起こっているか？「あすか」…多くの銀河団の中心部で低温成分を検出

一見、 coolingが起こっているように見える。

しかし、中心部でも依然として、高温成分の質量が卓越（～１０倍）。

Centaurus　 Cluster

中心部

外側

２温度成分

１温度

低温成分の温度が 1-2keVとほぼ一定

連続的に coolingしてない？

あまり coolingしてない？

２温度フィットでよく合う

ngas2

高温成分

低温成分

Fe

Mtotal(<r)

低温成分の体積に占める割合

池辺 D

低温と高温の２成分のプラズマ成分を考えるとデータとよく合う。Centaurus Cluster

共存している

中心銀河のガス？

重力ポテンシャルの階層構造

Fornax 銀河団 (kT～ 1keV)

Mtotal(<r)

Radius (kpc)

N1399成分銀河団成分

kT ほぼ一定

N1399成分

銀河団成分

N1399

池辺 D

２成分のダークマター

楕円銀河にも重力ポテンシャルの階層構造

Mtotal(<r)

NGC4636　 (X-ray　 Extended)

楕円銀河

広がった成分（銀河団？）

松下 D

Rich 銀河団も階層構造？

Hydra-A 銀河団 (kT=3.5keV)

エネルギーごとの輝度分布

Ikebe et al.

A1795 (kT=5.8keV) Xu et al.

②①

①/②

エネルギーによらず一定

高エネルギー側でも中心で X線超過

１ βモデルで合わない

２ βモデルでフィット

しかし、「あすか」ではどちらか区別できない。

階層構造 なめらかに超過

徐 D

他２つ

Cooling Flow 説

銀河団中心の新しい描像 Makishima 説

重力ポテンシャルの２重構造

２温度成分

中心銀河のガス…銀河団ガス…

低温成分高温成分

銀河群Rich銀河団

銀河群 Rich銀河団

NFW model(ダークマターのシミュレーションより出た )

ρ 重力∝ (r/rs)-1(1+r/rs)-2

βモデル（等温静水圧近似）ρ 重力∝ (1+(r/rc)2)-2

ダークマターの分布

ガス分布

NFW

β

A1060中心は複雑でない温度一定

田村D

「あすか」の各半径のスペクトル ROSATの

輝度分布

NFW βmodel

NFWの方が合う

２つを同時フィット

重力ポテンシャルを調べやすい

重元素の供給源

•銀河形成初期の SN II Si/Fe=2～ 5

•最近の SN Ia

•星のmass loss　　　 （主に楕円銀河中）

Si/Fe=0.5

Si/Fe=2～ 5

「あすか」以前

HEAO1 A2

EXOSAT

Ginga

Fe

kT vs Fe

MFe/Mstar

Feの生成率

一定 Feをすべて閉じ込めている

２ ×１０－３

SN Iaだけで説明できない銀河形成初期の SN IIの寄与大の

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　可能性But

MFeは正しいか？ Fe分布他の元素は？供給源の楕円銀河は？

鶴 D

廿日出 D

楕円銀河 (ISM)Awaki et al.MushotzkyLoewensteinMatsumoto

0.3～ 0.5 solar???

ISMの重元素星のmass loss

(0.7-1.2 solar)SN Ia (>1 solar)

プラズマモデルの Fe-L 不定性の問題

松下 D 多温度のせいではない電離非平衡ではない

NGC4636

Si,S辺りだけでフィット

Fe-Lの辺りにシステマチィックエラーを 20% 入れた

注意深く解析するとX線で明るい楕円銀河は、 1 solarに近い

MFe/LB

X線で暗い楕円銀河

X線で明るい楕円銀河

暗いものの方が鉄が逃げている

Fe/Si

MISM

暗い Egal

明るい Egal楕円銀河の ISM中の重元素

星のmass lossで　　　ほぼ説明でき

るSN Iaの寄与は少ない

どんどん逃げ出している？

MISM

ｋ T(keV)

Fe

Si

Si/Fe

(solar)銀河団ガスの Fe,Si アバンダンス

individual

average

(solar)

(銀河団中心部を除く）

深沢 D

Fe:ほぼ一定 0.3solar

Si:低温銀河団ほど低い

Rich銀河団 Si/Fe～ 2SN Iaでは説明できないSN IIの寄与大

Poor銀河団 Si/Fe 減少SN IIだけで説明できないSN Iaもそれなりに寄与

MSi

星M

MFe

星M

低温銀河団で重元素が逃げ出している

Siほど逃げ出している

SN II生成物が多く逃げ出している

ｋ T(keV)

Fe

Si

Si/Fe

(solar)銀河団ガスの銀河団中心でのFe,Si アバンダンス

average

(solar)

深沢 D

Fe:低温銀河団ほど高い

Si:ほぼ一定

「ぎんが」で見えていた傾向と似ている

「ぎんが」では、輝度の高い中心の傾向が見えていた

M87(Virgo Cluster)

松本 D

O Si

S Fe

半径 v ｓアバンダンス

同じ傾向

大変な解析多数のマッピングデータ

大きなスケールでの重元素 (Fe)の分布 江澤 D

Fe (solar)

半径

AWM7 Perseus

中心の増加とは別にアバンダンス勾配

Feは供給銀河から離れていないSN Iaが重元素起源か？

Fe分布は、銀河分布と似ている

外国のグループ … 矛盾しない結果を報告している

Mushotzky et al. 1996４つの rich 銀河団を解析 O,Ne,Mg,Si/Fe～ 2

温度 2keVの銀河団Davis et al.Hwang et al. 温度 1keVの銀河団

Si/Fe～ 1-1.5M87 … Fe-L = Fe-K

Finoguenov et al.

中心ほど Si/Fe 減少

Boute et al.

楕円銀河、銀河群 多温度で 1 solar の可能性

X-ray Compact Egal X-ray Extended Egal

Rich Cluster Poor Cluster

星のmass loss星のmass loss +少しの SN Ia

SN Ia

SN II + SN IaSN Ia + 少しの SN II

SN Ia

Si./Fe～2M

MFe

星～ 10

-

-6

MM

Fe

星～ 10-5

MM

Fe

星～ 10-3

MM

Fe

星～ 10-4

Si./Fe～ 1.5

Si./Fe～ 2Si./Fe～ 1-1.5

半径方向の温度分布Markevitch

ただし、別のグループは違う結果を出しているので、要注意

ビリアル半径の半分のところで、温度が半分になる

理論予想に比べて急な勾配

渡辺 D

本多 D

Markevitch et al.

銀河団　温度分布（マップ）

Coma Ophiuchus A2319

銀河団周辺部で温度むら Merging の痕跡

楕円銀河のハード成分 1040-41erg/s

明るい Egal

暗い Egal LMXBの寄与

LB

L ハード X 成

分

Matsumoto et al.Matsushita et al.

LMXBの寄与で説明できる

Allen et al.AGNで説明

Chandraで否定された

ほとんどハード成分

銀河団温度

Fe-KaFe－ Kb + Ni-Ka 共鳴散乱の

optical depth

大τ～３

Niは、 <1.8 solarに制限できた

銀河団中心におけるラインの共鳴散乱

実距離の測定ガスの運動測定

アバンダンスの正確な測定