「すざく」衛星による銀河団外縁部の観測

東京理科大学理学部物理学科
松下 恭子

宇宙の進化を調べる	
天体はどのように生まれ進化してきたか？
• 暗黒物質の正体と重力による天体形成と進化は？
• 陽子、中性子から構成される物質（バリオン）の進化は？
• 星はいつ、どこでどのように形成されたか？
• 星になったことのない物質（ガス）の進化は？
X線による銀河、銀河団の観測を手がかりに• 暗黒物質の分布を探る• ガスの進化を探る• 星形成史を探る

目次• 銀河団とは• 銀河団ガスの重元素• 銀河団ガスのエントロピー• 次期X線天文衛星ASTRO-H

銀河団

プラズマとは電離した気体
銀河団では銀河間空間を大量の数千万度のプラズマが満たす ー• 銀河団とは、数百から数千の銀河の集団• 重力的に束縛された宇宙で最大の構造

銀河団進化の理論と観測による検証
銀河団形成の理論• 宇宙の大規模構造と銀河団形成の数値シミュレーション• 銀河団の形成と銀河の形成• 銀河団ガスの重力加熱と銀河からのエネルギー供給
銀河団の観測• 銀河団の暗黒物質の分布• 銀河団ガスの温度分布、エントロピー分布と加熱• 重元素の分布と星形成史

宇宙の大構造と銀河団
我々の銀河系近傍の宇宙の銀河の分布
赤：赤い銀河青：青い銀河• 銀河は泡状に分布• 銀河が特に集中しているところ＝銀河団

楕円銀河
最近の星形成はほとんどゼロ
渦巻銀河
星形成が続く銀河団の楕円、S0銀河の星形成は我々の銀河系のような渦巻銀河とどのように違うか？

星が合成した重元素量が手がかり重元素はどこに？

元素と宇宙の星形成史• 我々の体や地球を作っている元素はどのように合成されたか• 宇宙のどこにどのような元素が存在するか• 銀河団では合成した重元素をすべて閉じ込めている？

銀河団からのX線	
明るい- 黃	
可視光でみた銀河団 （恒星）	

赤

青-暗い

X線でみた銀河団	

恒星⇒可視光	昔	

数千万度の高温のガス（銀河団ガス）
質量は星の数倍	

バリオンのかなりの部分はX線でしか観測できない	
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なぜ銀河団ガスは高温なのか？	
銀河団が重いから重力エネルギーがガスの温度に！
X線観測により銀河団の重力質量がわかる	
可視光（恒星）X線（高温ガス）	

暗黒物質	

？	
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薄いプラズマからの放射
熱制動放射＋輝線
電子がイオンにより加速度を受けると電磁波を放
射＝制動放射• 電子の速度分布がMaxwell分布＝熱制動放射http://www.shokabo.co.jp/sp_e/
optical/labo/opt_cont/brems-

電子が一個の原子

エネルギー準位 Z２

銀河団ガスのスペクトル
おとめ座銀河団中心のX線スペクトル（XMM衛星)おとめ座銀河団中心部のX線画像（XMM衛星 ）モデル

銀河団ガスには大量の重元素が存在
高階電離•Kα輝線が主
Fe の量が（一部L輝線も）調べられてきた•Atomic dataが単純•光学的に薄いFe-Kが最も目立つ

銀河団ガスに含まれる大量の鉄
あすか衛星（１９９３年打ち上げ）により観測された〜３０個の銀河団ガス中の鉄の割合（Fukazawa et al. 1998）

銀河団ガスに含まれる大量の鉄銀河団ガス• 鉄の割合〜太陽の０.３倍• 銀河団ガスの質量〜恒星の数倍

銀河の恒星• 鉄の割合〜太陽と同じぐらい？

銀河団ガス中の鉄の質量≈銀河の恒星の鉄の質量

銀河団の高温ガスの重元素量と星形成史？

銀河団の主要メンバーである楕円銀河の星形成は渦巻銀河と違うのか？
• 星形成時期は？ （現在の楕円銀河の星形成は不活発）• 星の初期質量関数は？
• 形成した星の総質量は？

銀河中で合成した元素をどのように銀河間空間に放出したか？

鉄の質量 /銀河の光度(IMLR)

あすか衛星の結果（銀河団の数分の１の領域）
Makishima et al. 2001）

小一定合成した鉄をすべて閉じ込める？

重元素の供給源

銀河の光度：寿命の長い小質量星の光度が主銀河団の鉄の総量を合成するためには？
重力崩壊型超新星

Ia型超新星• 銀河の星形成期に合成• O/Fe＞ O/Fe太陽• 太陽近傍と同じ初期星質量関数• 鉄の質量/銀河
光度〜観測の1/10• 星形成から１０〜数百億年後• O/Fe<< O/Fe太陽• 現在のIa型超新星
爆発率• 鉄の質量/銀河
光度〜観測の1/10

鉄以外の元素、特に酸素の観測が重要

超新星による重元素合成

13:24:29

18

我々の太陽系の元素組成比	
宇宙初期に合成	

H,He以外の半分は酸素	白色矮星(軽質量星) の超新星で合成	

24/17

宇宙の酸素の質量

重元素の半分は酸素• 宇宙の化学進化 酸素の合成史• 重力崩壊型超新星によって合成される – 重い星の星形成史

酸素の質量/銀河光度
酸素の質量/星の質量• 環境と星形成史に違いは？
• 超新星爆発のエネルギーによるFeedback は？
• 銀河風？

銀河団中(高温ガスと星)の酸素、ケイ素の全質量/銀河光度星の初期質量関数を強く反映 (Renzini 2005)初期質量関数のべきの差が１のとき、酸素、ケイ素の質量/銀河光度は２０倍異なる銀河の光度:	  小質量星の質量	  を反映	  (銀河団銀河の多く	  は古い早期型銀河）現在活躍中の衛星

すざく衛星（日本、アメリカ）• ２００５年〜• 低いバックグラウンド• 広いエネルギー帯域• 低エネルギー側でのエネルギー分解能

Chandra衛星(アメリカ）

XMM衛星(ヨーロッパ)• １９９９年〜• すぐれた空間分解能• １９９９年〜• 大きな有効面積

すざく衛星による炉座銀河団の観測

黒：銀河団中心領域
青：銀河団全体	

銀河間空間に大量の酸素が存在することをはじめて発見

過去に大量の寿命の	短い大質量星が存在した
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銀河団ガスのSi/Fe比の半径分布

Sasaki et al. submitted

半径によらずほぼ一定→超新星爆発比が一定

2

中心領域の外側の銀河団ガスの重元素のｒ180:ヴィリアル半径
組成比
Clusters

groupsSato+07,08 09ab"Tokoi +08, Matsushita+07"
Komiyama+08,Hayashi+09"
Sakuma+11

銀河団ガス中の重元素は太陽組成 (Lodders 2003)に近い
太陽近傍と同じような超新星爆発比？
17すざくにより測定された銀河団の過去の超新星爆発の寄与 (Sato et al. 2007)	
• 鉄のほとんどはIa型超新星による

数値計算による暗黒物質の分布

銀河団の銀河団のヴィリアル半径〜r外縁部へ 物質の降着 〜すざくの観測可能範囲

180

すざく衛星の利点
低いバックグラウンド

銀河団全体の重元素量は？

XMM衛星の観測可能範囲

すざく衛星以前
は銀河団の体積の１／８まで numerical simulation by

Borgani et al. (2006)

物質の降着すざく衛星による銀河団外縁部からの鉄の発見
Fujita et al. (2007)

銀河団の銀河の星が大量に合成していた時代に鉄を大量に合成？

ペルセウス座銀河団のヴィリアル半径までのXMM image of the銀河団ガス中の鉄の質量/銀河光度(Matsushita 2011,Matsushita et a.
2013;Simionescu+2011).

Integrated IMLR [M☉/L☉]

銀河光度はK-band (2MASS)

Perseus cluster(Matsushita 2011)
0.5 r180

XMM
SuzakuXMMの画像
すざくの画像0.9 r180鉄の分布は銀河より広がっている

r/r180Integrated IMLR
[M☉/L☉]☉]

XMM, Suzaku衛星 Sakuma et al. in prep

❍ Perseus cluster

鉄のほとんどはIa型超新星から最近鉄を合成した
場合は、鉄の質量と銀河光度比は一定

3.0×10-4[M☉/L☉]
r/r180(present SN Ia rate) ×(Iron mass per SN Ia)
×(Hubble time)
3.0×10-4[M☉/LK,☉]

昔ほど超新星Ia型の爆発率は高かった？

ペルセウス座銀河団の重元素質量と銀河光度の比Suzaku衛星のvirial 半径（銀河団全体）までのガス密度、Fe abundanceから、virial 半径までの Si massを推定

テキスト

0.3-1.0r180で
Si abundanceは一定と仮定
MSi/LK for
Si/Fe=1 solarと仮定	

3

銀河の星に含まれるSi の質量は？

0.51Mg (solar)

10.5O (solar)

2

2

55

Suzaku衛星による早期型銀河の高温ガスのO, Mg– 49 –abundance (Konami et al. submitted)星の質量放出なので星のabundanceと一致するはず

300
200
velocity dispersion (km sec−1)

55

300
200
velosity dispersion2星の組成比は太陽に近いr)r)2--- 可視光による星のmetallicity (<re), Kuntschner +103銀河系よりも大質量星を多く合成
星の初期質量関数のべきの差１

高温ガス中のケイ素の質量/恒星の光度

銀河系と同じ星の初期質量関数

恒星中のケイ素の質量/恒星の光度
銀河団中心からの距離（kpc）

ヴィリアル半径(銀河団の端)

内側のケイ素の質量/恒星の光度(太陽単位)

ペルセウス座銀河団の高温ガス中のケイ素の質
量/銀河光度Renzini 05の予測

Salpeter IMFを仮定
Shimizu+11による数値計算 (in ICM)
Shimizu+11による数値計算 (in stars)

ヴィリアル半径(銀河団の端)

数値計算との比較(Shimizu+11,T08a)3

銀河団の高温ガス中の元素の起源は？

重力崩壊型超新星

Ia型超新星銀河の星形成期に合成星形成から１０〜数百億年後

太陽近傍と同じ質量分布で形成

現在の超新星爆発率観測された鉄の質量の1/10観測された鉄の質量の1/10

すざくの観測すざくの観測

鉄の2割

星の初期質量関数は太陽系近傍と大きな差はない

鉄の8割

昔ほど爆発率が高かった？

銀河団ガスの重元素量/銀河光度
すざく衛星による、ヴィリアル半径(r180)までの銀河団ガスの鉄の量の測定• 銀河団中の鉄の総量を測定• 鉄の量/銀河光度は半径とともに増加• 宇宙初期に鉄が合成された• 多くはSN Ia起源 – SN Iaの多くも宇宙初期に？

すざく衛星、XMM衛星によるO(<0.3r180),
Si(<0.5r180)の観測• Si/Fe(r)は一定• ヴィリアル半径までのSiの量を推定• 銀河団の星の初期質量関数のべきは2—2.4• 太陽近傍のべき 2.3536

冷たい暗黒物質（CDM）を仮定した数値計算

宇宙の大構造の進化

現在の銀河団銀河団形成の数値計算

http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/data_vis/

数値計算による暗黒物質の分布

銀河団の銀河団のヴィリアル半径〜r外縁部へ 物質の降着 〜すざくの観測可能範囲

180

すざく衛星の利点
低いバックグラウンド

銀河団全体の重元素量は？

XMM衛星の観測可能範囲すざく衛星以前
は銀河団の体積の１／８まで numerical simulation byBorgani et al. (2006)

物質の降着暗黒物質とバリオンの進化
冷たい
暗黒物質

バリオンと銀河形成

重力により構造形成

暗黒物質の重力により集まる

バリオンと銀河団形成
暗黒物質の重力により集まる
衝撃波により加熱

小さな構造から形成

合体、降着により大きな構造放射による冷却→星、銀河形成？

超新星、活動銀河核による銀河外へのエネルギー供給 ？

銀河からのエネルギー供給？
放射による冷却？

• 銀河団の端まで高温ガスからのX線放射を検出可能に• これまでは体積の1/8まで高温ガスの圧力と釣り合うのに必要な質量

高温ガスの質量恒星の質量Sato et al. (2012)
Hydra A cluster

銀河団中心からの距離

銀河団の端

日本のX線天文衛星「すざく」

内側の質量(太陽質量)

銀河団のヴィリアル半径までの質量分布

銀河団ガスのエントロピー
温度	  	  	  	  	  	  エントロピー圧力	  高温ガスが加熱される

小構造

エントロピーが上昇

小	  	  -­‐	  	  紫 青 緑 黄 赤 白	  	  	  -­‐	  大

エントロピーは熱史の指標

銀河団ガスのエントロピー
X線強度

ガスの温度

衝撃波
エントロピーの増加
エントロピーの分布＝銀河団の熱史

衝撃波の強さ銀河団外縁部のエントロピー
最近銀河団に降着してきたガスほど衝撃波が強いため、外側ほどエントロピーが上昇するはず。

温度

理論予測より低いエントロピー？
銀河団外縁部では• ガスがむらをもっている？
(Simionescu et al. 2011)• 電子温度とイオン温度に差？ (Hoshino et al. 2011)• ガスが乱流または大規模運動？ (Kawaharada et al.
442010)電子密度
エントロピー44

重力レンズとX線観測から求めた質量の比較

A1689(z=0.19) with Suzaku
Kawaharada et al. (2010)

firament方向は静水圧平衡？
r180

他の方向は静水圧平衡ではない銀河団の巨大な質量を支えるために、フィラメント以外の方向ではガスが流れを持って動いている？
4646

すざく衛星による銀河団外縁部のエントロピー
エントロピーは銀河団ガスの加熱史を反映
衝撃波が強くなる外縁部はエントロピーは外側ほど上昇するはず• 観測的には一定

銀河団外縁部では重力レンズの質量＞静水圧平衡を仮定した質量• 降着により解放された重力エネルギーがガスの内部エネルギーではなく、運動エネルギーに？

銀河団の形成現場をみている！

次期X線天文衛星 ASTRO-H

X線帯域での超精密分光が始まる
2015年打ち上げ予定
ASTRO-Hでは、宇宙最大の天体である銀河団を満たし、X線でしか観測ができない高温ガスの速度を精密に測ることで、その運動を明らかにします。そして、銀河団のエネルギーと銀河や高温ガスのダイナミックな姿を描き出します。これは宇宙の歴史の中で銀河団という巨大な構造がどうやってできたのか、そしてどのように進化してきたかの謎を解く事につ48
ながります。

Astro-H衛星によるペルセウス座銀河団中心部の予測スペクトル

カロリメーターによる超精密分光
SXT+SXS
広い視野のＣＣＤ検出器 SXT+SXI
硬Ｘ線望遠鏡HXT+HXI	SXT＋SXS(calorimeter)
エネルギー帯域：0.3-12keV
エネルギー分解能:5eV
空間分解能 (HPD):1.3’
視野:3’x3’	
with Astro-H	

SXS
SXI	

He-like Fe	
H-like Fe		

ペルセウス座銀河団の中心領域銀河、活動銀河核からのエネルギー供給→乱流？	

Ｈαの画像

ChandraＸ線衛星による画像
Churazov+04	
(Fabian+03)	

銀河団の中心領域からの強いＸ線放射を支えるためには、何らかの加熱が必要		Astro-H衛星によるペルセウス座銀河団中心のHe-like Feの予測

数百km/sの乱流を直接測定できる	

The center of the Perseus cluster withASTRO-H
200 ks, assuming 300km/s turbulence
AlCr, Mn

Ni, Fe Kβ

宇宙の進化を調べる	
天体はどのように生まれ進化してきたか？
• 暗黒物質の正体と重力による天体形成と進化は？
• 陽子、中性子から構成される物質（バリオン）の進化は？
• 星はいつ、どこでどのように形成されたか？
• 星になったことのない物質（ガス）の進化は？
X線による銀河、銀河団の観測を手がかりに• 暗黒物質の分布を探る• ガスの進化を探る• 星形成史を探る