銀河団ガスの放射冷却によるコア構造の進化
2006/12/26＠立教大学
東京都立大学 宇宙物理理論研究室
博士課程3年 赤堀 卓也
共同研究者：政井 邦昭(首都大)銀河団とは٥ メンバーfree-fall/crossing time

t ff ≅ t cr = R /σ *r R  σ *r ~ 1
 (Gyr) 3
10km/s1Mpc


relaxation time

t rel > t H−1t vi ~ t ff < t H ٥ 重力的に緩和しつつある天体として宇宙で最大

センタウルス銀河団

可視光線

٥ 数百˜数千の銀河
٥ X線を放射する銀河団ガス
٥ ダークマター

X線

ペルセウス銀河団

可視光線

X線

NGC1275
3C85

等温力学平衡モデル
٥ 銀河・ダークマター
٥ 無衝突系粒子の分布解→Kingモデル(King 1966)

٥ 銀河団ガス
٥ 等温静水圧平衡→βモデル(Cavaliere,
Fusco-Femiano 1976)
球対称：Jeansの式+静水圧平衡の式

d ln σ r2 kT  d ln ρg d lnT 2 d ln ρ*++ = σr dlnrdlnrµm  d ln r d ln r 

密度分布の近似関数

ρ* = ρ*0 [1+ (r /rk ) ]ρg = ρ0[1+ (r /rc ) 2 ]−3β / 22 −3 / 2

等温ならばd ln ρ g /d ln rσ *r2β prof ≡≅≡ β spec
d ln ρ* /d ln r kT / µm

密度一定の領域の目安：
コア半径rk = rc =9σ r24 πGρ 0

銀河団の二重構造

Abell1689:Ota, Mitsuda (2004)
表面輝度S [cts/s/arcmin2]

٥ 銀河団ガスのX線観測→βモデルに比べて銀河団中心領域に有意な輝度(密度)超過٥ ２つのβモデル分布の重ね合わせ2β

ρg = ρ1[1+ (r /r1 ) 2 ]−3β / 2+ ρ2 [1+ (r /r2 ) 2 ]−3 β / 212

半径 r [arcsec]

断熱相似的描像からの脱却
٥ 121銀河団の統計
QuickTimeý Ç²TIFFÅiLZWÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ
Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅB

٥ 42個の近傍銀河団 (z<0.1): Mohret al. (1999)
٥ 79個の遠方銀河団 (z>0.1): Ota,
Mitsuda (2002;2004)٥ 典型的な2つのピーク分布
個数

ビリアル半径ヒストグラム個数
コア半径

コア半径個数
ヒストグラムヒストグラム

50kpc
ビリアル半径 rvir [Mpc]200kpc

コア半径 rc [Mpc]考えられる起源

rc=120 kpcを境に2つの組に分ける
Akahori, Masai (2005)

コア半径 rc [Mpc]

大きなコア相関あり

傾きb=1.16 （140--300 kpc）
誤差の範囲で自己相似性(b=1)と矛盾なし

小さなコア相関なし

相関係数rxy=0.094-0.097

小さなコア相関あり

ビリアル半径 rvir [Mpc]
冷却時間 tcool [10Gyr]

ほとんどが宇宙年齢よりも短い↓
小さなコアは放射冷却の影響が関係しているかもしれない
cooling time

t cool = 3nkT /n 2 Λ

コア半径 rc [Mpc]Cooling Flow 問題
٥ Cooling Flowモデル:ガスは内側の圧力減少を補うために中心に向かい激しくフローする?

Chandra:
XMM-Newton A1835:
Peterson et al. Piffaretti(2001) et al. (2005)Chandra A2029:
Lewis et al. (2002)
ASCA: Makishima et al. (2001)

Chandra:Allen et al. (2001)
Vikhlinin et al. (2005)

緩やかに冷える局面
٥ 初期の冷却時間程度まではむしろ緩やかに冷える٥ 準静水圧平衡を保って冷える場合、温度プロファイルは中心で一定に向かっていくように見える

Ruszkowski, Begelman (2002)
Chandra: Sanderson et al. (2006)

Masai, Kitayama (2004)

モデルと計算方法
٥ 動機
٥ 従来の銀河団像からの脱却した2つのコアスケールの新展開
٥ 放射冷却の影響→特に緩やかに冷えていくステージに重要な示唆があるのでは

٥ 目的
٥ 放射冷却する銀河団の力学的・熱的状態への理解
٥ 冷える過程での銀河団のコア半径の変化を探る

٥ 方法
٥ 初期に平衡にある銀河団の放射冷却の数値実験
٥ 大きなコアグループの典型的な銀河団の進化
٥ 進化するガスの密度分布をβ-モデルで解析

モデルと計算方法
Dust成分の分布モデル
NFW

٥ モデル
٥ 銀河,銀河団ガス,ダークマター1:5:30の標準的な銀河団٥ DMとgalaxiesはKing/NFW分布の固定された重力ポテンシャル
٥ ガスの初期値は等温βモデル
٥ β=2/3→ Tiso=1.5Tvirr/rc

٥ 放射冷却
٥ 熱制動+輝線放射の近似関数
٥ ˜40%過小評価＠1.5 keV (˜tcool頃)٥ 注目するtcoolまで計算
cooling function [erg/s/cm3]−27

Λ = 3.0 ×10 T

King1/ 2

密度・温度変化
Akahori & Masai (2006)

密度 n[0.01cm-3]
温度 T[keV]
上段：Kingの場合
下段：NFWの場合

٥ ガスは冷え、中心に向かい緩やかに降着
٥ King/NFWで見た目の差はわずか※計算の分解能は〜10-17kpc

radius [Mpc]βモデル変数の進化

ダブルβモデルρgas = ρ1[1+ (r /r1 ) 2 ]−3β / 2+ ρ 2 [1+ (r /r2 ) 2 ]−3 β / 212

左：Kingの場合 右：NFWの場合

٥ 外側成分٥ 内側成分٥ 密度は指数関数増٥ 半径で1/3

٥ 熱的進化は内側成分がトレース

rc[Mpc], ρ0[0.01cm3], β٥ 密度で数倍٥ 半径で1/2

elapsed time [Gyr]AM (2006)

コア半径の相対確率

相対確率 [%]AM (2006)

コア半径 rc [Mpc]時間確率P(r)=t(r,r+Δr)/tcool

٥ 2つのピーク分布を確かに作る
٥ tcoolまでの進化だけで小さいコア分布の広がりが説明できる
٥ 確率分布においてはtcool頃の過渡的な進化の影響は小さい

準静水圧平衡の放射冷却
AM (2006)

٥ ガスはtcool頃まで準静水圧平衡を保って緩やかに冷えていく
parameter C˜ r / t˜cool
MC(r) ≡Ýr
MForce, n[0.01cm3], T[keV]

4π 3 t˜ = 3k T MÝ = 4πr 2 ρ dr˜r ρ cool
Mr =rdt
εn3ff

ガス-質量比の変化
Akahori, Ota, & Masai in prep.

٥ 冷却によってガス集中が起こる
٥ 初期の冷却時間まで緩やか

4 πµmGρ 0 rc2
f gas,0 ≡=9kTβ
M total (r) r →0
M gas (r)Model1Model2Model3Model4DM

Potential

N-bodyN-bodyN-bodyrc, c0.2, 150.2, 150.3, 100.3, 10fgas,00.038

0.0380.0380.100

確率 [%]

まとめ٥ 近年の観測的研究
٥ 等温静水圧平衡の描像からの脱却

コア半径 [Mpc]٥ 緩やかに冷えるガスの数値実験
٥ コア半径分布に見られた2つのピーク→放射冷却で説明できそうである
٥ 多くの銀河団は緩やかな冷却期にある?
٥ 今のところこれ以外の有効な解釈は見つかってない٥ 今後の課題
٥ 冷えきった銀河団がみつからない理由
٥ AGN?電子熱伝導?乱流？確率的にみえないだけ?

٥ どでかいコアand大きな中心ガス-質量比の起源
٥ 銀河群衝突？N体+SPHの計算準備中

議論1
٥ 小さいコアはcD銀河(中心巨大楕円銀河)だけでは説明がつかないAM (2005)

density [0.01cm-3]

60% 5446

rcD=20 kpc

Do small cores

r2=29 kpc

40
20

have cDs?

0Yes

No

小さいコアを持つ銀河団中にcD銀河があるかないか(BM-typeが既知の24銀河団について)

radius [Mpc]議論2
٥ どでかいコア(rc> 0.4 Mpc)の銀河団は中心ガス-質量比が大きい(>0.1) 、しかも極端に相似関係から逸脱
٥ どでかいコアをもつ17の銀河団での平均β=0.98は、全体の平均=0.65より急。17のうち14がirregular…

٥ 銀河群衝突ならガスは大きなコアと急な冪βを取りうる
٥ シミュレーション：コアは数10%大きくなりそう…

rc [Mpc], β,ρ0[0.01cm3]

Preliminary!!

elapsed time [Gyr]Cooling Flow問題2
٥ 中心巨大楕円銀河の活動中心核(AGN)からのoutflow(+bubble)

Chandra:Piffaretti et al. (2005)
Chandra: Fabian et al. (2006)

Simulations: Ruszkowski et al. (2004a;b)

Vikhlinin et al. (2005)

相似的進化AM (2006)

٥ Cooling Coreは相似的進化をしている٥ もし小さいコアが冷却で作られているのなら、進化は冷却の経過時間や冪βに依存するため、相関は失われると考えられる

小さいコアの初期値からの変化量δr2

δr2 ∝ β−1/ 2t