銀河団の Cooling Flow 問題
藤田1

裕（大阪大学）

銀河団と銀河団ガス

銀河団は宇宙で最も大きく質量の大きい重力で閉じた天体である。大きさは Mpc、質量は 101 3–1015 M¯ にもなる (M¯ は太陽質量)。可視光で銀河団を観測すると銀河団は数十から数千の銀河の群れとして観測される (Fig. 1)。ところが銀河団を X 線で見ると様相は一変する。銀河はあまり目立たず、代わりに全体が 107 –108 K の高温のガス（銀河団ガス）で覆われているのが観測される (Fig. 2)。銀河団ガスの質量は銀河中の銀河の総質量よりも一桁ほど大きい。一方銀河団の質量の大部分はダークマターが占めており、銀河団ガスの質量は銀河団の質量の 10–20% 程である。銀河団ガスはプラズマ化しており、制動放射によって X 線を放射している。その高い温度は銀河団が重力的に落ち込んで形成されるときに解放された重力エネルギーに起因すると考えられている。

Figure 1: すばる望遠鏡で撮影した銀河 Figure 2: X 線で見た銀河団 A133。X 線の等光度線を可視光画像に重ねた (Fu団 CL0939（国立天文台）。
jita et al. 2004)。

2Cooling Flow とはガスが制動放射によってエネルギーを失うタイムスケール（冷却時間）は次のように与えられる。

tcool = 8.5 × 1010 yr(n10−3 cm−3)−1 (T108 K)1/2(1)n はガスの個数密度、T はガスの温度である。銀河団ガスは大変希薄で、銀河団の平均的な領域では、n ∼ 10−3 cm−3 である。このため冷却時間は大変長く、宇宙年齢よりも長い。したがって、銀河団ガスは実質的に冷えないと考えてよい。ただし例
外がある。それが銀河団の中心部（コア）である。銀河団ガスの密度は銀河団の中心に向かって大きくなり、中心では n ∼ 10−1 cm−1 になる。その結果、冷却時間は

tcool ∼ 108 –109 年になり、銀河団の年齢（∼ 109 –1010 年）よりも短くなる。実際銀河団の中心部のガスからは強い X 線が放射されている (Fig. 3)。そのままの状態では銀河団コアはやがて熱を失い、温度、密度が小さくなり、冷えることない周囲のガスからの圧力を支えられなくなる。結果として銀河団の周辺部からガスが中心に向かって冷えながら流れ込むことで、失われた熱エネルギーを補填しているはずである。このモデルを Cooling Flow モデルという。なお、Cooling Flow が起きるコア領域は銀河団の中心から ∼ 100 kpc ほどで、銀河団全体 (∼ Mpc) からみると限られた領域であることには注意されたい。また Cooling ‘Flow’ というと、速いガスの流れのようなイメージを持たれることもあるが、見積もられていた流速はせいぜい数 km s−1 で、銀河団ガスの音速 ∼ 1000 km s−1 よりははるかに小さく、（その流れがもしあったとしても）流れをドップラー効果で直接測定することは近い将来もできないと考えられる。

Figure 3: 銀河団の X 線表面輝度分布を 3 次元的に表したもの（White et al. 1994）。
水平方向が天球面方向。垂直方向が表面輝度の大きさ。表面輝度の鋭いピークがコア。
歴史的には Cooling Flow は上のような銀河団の中心からの強い X 線放射の観測と銀河団ガスの冷却時間の議論を基に考えられてきた。やがて銀河団ガスのスペクトルがおおまかに測定されるようになると、銀河団の中心部で温度が周囲と比べて数倍低いことが分かり、Cooling Flow モデルを支持する証拠として考えられた。モデルとして単純であること、また宇宙に無数に存在する銀河がこのようにガスが冷えてできたと考えられていることから、Cooling Flow モデルは多くの研究者によって長らく支持されてきた。実際銀河団の中心部には cD 銀河と呼ばれる巨大楕円銀河が存在することが多く、cD 銀河の形成と Cooling Flow が関係しているとも指摘されてきた。

3

Cooling Flow 問題

3.1

2000 年以前

実は Cooling Flow モデルがもてはやされているころにも (1980–90 年代)、CoolingFlow モデルにはいくつかの疑問点があることが知られていた。特に重大だとされていたのが銀河団コアに流れ込んだガスが見つからないというものである。X 線放射を補うために Cooling Flow がおきているとすると、流れ込むガスの割合は ∼ 100M¯ /yr−1にもなる。もし Cooling Flow が銀河団の年齢ぐらい持続していたとすると、∼ 1011 –1012 M¯ ものガスが銀河団コアに流れ込んだはずである。この質量は銀河の質量に匹敵する。
ところが観測的（X 線を除く) にはそのようは大量のガスが流れ込んでいる形跡がないのである。もし流れ込んだガスが星になっていたとすると、銀河団の中心部
では総計で一年間に ∼ 100 M¯ もの星が生まれているはずであるが、観測では銀河団中心部で生まれている星はその値の ∼ 1/10 ほどである。流れ込んだガスが星にならずにそのまま中性水素や分子ガスなどの冷たいガスのままでいる可能性もある。
しかし電波で観測されている銀河団コアに存在するそのような冷たいガスの質量は多くて < 1011 M¯ であり (Edge 2001)、大部分の銀河団については予想されていた∼ 1011 –1012 M¯ には及ばない。
やがて X 線でも従来の Cooling Flow モデルはおかしいという主張も現れるようになった。特に日本のあすかチームは銀河団ガスのスペクトルを詳細に調べ、冷却しながら銀河団中心に流れ込むガスの質量が、Cooling Flow モデルの予想よりもかなり小さいことを指摘した (Fig. 4)。しかしそのような主張が世界的に広がるには、Chandra や XMM-Newton といった新しい世代の X 線天文衛星の登場を待つ必要があった (Makishima & Ikebe 2004)。

Figure 4: 銀河団の中心に流れ込むガスの量。縦軸があすかで測定した場合。横軸はCooling Flow モデルに基づいて測定した場合 (Makishima et al. 2001)。

3.2

2000 年以後

Chandra はアメリカの、XMM-Newton はヨーロッパの X 線天文衛星であり、共に 1999 年に打ち上げられた。Chandra は優れた角度分解能を持ち、XMM-Newton は集光力に優れている。
XMM-Newton による銀河団のスペクトル観測により (Fig. 5)、コアには CoolingFlow モデルが存在を予言する冷却中の低温ガスがほとんどないことが確実になった。
Chandra による観測もその結果を支持している。つまりコアでガスはほとんど冷えてFigure 5: XMM-Newton で得たコアの X 線スペクトル（青線）。低温のガスに特有の重元素の輝線放射（緑線）の多くが見えない (Peterson et al. 2003)。
いないのである。これにより Cooling Flow モデルは崩れ、Cooling Flow モデルが確立する前、つまり今から 20 年以上前の混沌とした状況に戻ることになったのである。

3.3

なぜ Cooling Flow 問題は「問題」なのか？

ここで Cooling Flow 問題に迫る意義を少し述べておきたい。銀河形成の標準モデルでは、宇宙にあまねく存在する銀河は数十から百億年前にガスが冷えて星になってできたと考えられている。そのときの状況は Cooling Flow と似ていたはずである。
なぜ昔の銀河ではガスが冷え、現在の銀河団ではガスが冷えないのだろうか。我々は銀河形成で重要な役割を果たす天体中のガス冷却について何か忘れているかもしれな
い。また少し議論を進めて、軽い天体（銀河）ではガスが冷え、重い天体（銀河団）
ではガスが冷えないのだとすると、Cooling Flow 問題は銀河の質量の上限を決めるメカニズムの存在を示しているのかもしれない。つまり天体は、ある質量以上では何らかの原因でガスが冷えず、星形成が妨げられている可能性がある。実際ある質量から上の銀河の数は急激に減っていることが知られている。Cooling Flow 問題の解決はこうした別の問題とも密接に関係しているのである。

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Cooling Flow 問題の解決案

銀河団コアからは X 線でエネルギーがどんどん失われていることが分かっている
ので、Cooling Flow が存在しないということは何らかの加熱源が銀河団の中心にあり、X 線で失われたエネルギーを補っていることを意味している。加熱源としては
AGN (Tucker & Rosner 1983) 、熱伝導 (Takahara & Takahara 1981) が多くの研究者によって考えられている。特にここ数年は AGN の人気が高い。ただ注意していた
だきたいのは、AGN も熱伝導も今から 20 年以上前に考えられていたモデルであり、それが Cooling Flow モデルの破綻と共に復活したということである。つまり決して新しい考え方ではなく、実は弱点もすでに知られているのである。
もちろん AGN、熱伝導以外にも多くのモデルが提唱されている。ここでは我々が提唱している津波モデルをそのひとつとして解説したい。ニュートラリーノモデル(Totani 2004) については戸谷氏の記事を参照されたい。

4.1

AGN 説

多くの銀河団の中心には活動中の AGN が存在する (Fig. 6)。これらの AGN が放出しているエネルギーは銀河団コアから X 線で失われているエネルギーに匹敵するので、もし AGN のエネルギーが適切に銀河団ガスの熱エネルギーに変換されれれば有力な加熱源となる。

Figure 6: X 線で見た銀河団 A2052 の中心部。図の中心に AGN があり、上下にそのジェット活動でできたバブル（銀河団ガスの空洞）が見える (Blanton et al. 2001)。
このモデルの最大の弱点は安定性が悪いということである。一般的に AGN からの加熱と、X 線放射によるガスの冷却の釣り合いとを ∼ 10%程度の精度に保つ必要があるが、よく知られているように AGN はその放出するエネルギーを何桁も変えることがある。またエネルギーの絶対量だけではなく、どのようにエネルギーを銀河団ガスに渡すかということも問題になる。例えば銀河団のごく中心部、つまり AGN の周囲だけ局所的に加熱しても、銀河団ガスの密度や温度分布が観測されているような滑らかな分布から大きく外れてしまう (Fig. 7)。

4.2

熱伝導説

2 章で述べたように、コアを除けば銀河団ガスは実質的に冷えない。またコアから放射されるエネルギーは銀河団ガス全体の熱エネルギーから見ればわずかなので、コア以外の銀河団ガスは熱浴として働くことができる。そこでもし熱伝導が効果的に働けば、コアの外から中に向かって十分な量のエネルギーを運ぶことができる。
この説の問題点は熱伝導率が適切な値にチューニングされている必要があるということである。温度の高い銀河団 (T ∼ 5 keV) ではその値は古典的な Spitzer Value（熱伝導がプラズマ粒子のクーロン散乱で行われる）の ∼ 20% で行われている必要がある。この ∼ 20% という値については、磁力線がカオス的であればそうなるはずだという主張がある。しかしながら低温の銀河団 ( <∼ 3 keV) についてはこのモデルが正しくても銀河団中心部を暖めることはできない。Spizter Value は熱伝導率のとFigure 7: 銀河団中心部に熱を与えたときの銀河団ガスの数値シミュレーション(Brighenti & Mathews 2003) 。加熱すると密度、温度分布が観測（丸点、三角点）を再現できなくなることが分かる
りうる値の最大値と考えられているが、温度に強い依存性があり、低温ではそもそもSpizter Value が小さく、十分に熱を運ぶことができないのである。
さらに問題なのは観測的に少なくとも銀河団のある領域では銀河団ガスの熱伝導率は Spizter Value よりもはるかに小さいと考えられることである。例えば図 8 は銀河団 A3667 に見られる Cold Front と呼ばれる構造である。Cold Front は暖かいガスと冷たいガスの接触境界面であり、もし熱伝導率が Spizter Value ならば熱が運ばれて < 108 yr で消滅してしまうはずで、∼ 109 yr と考えられる Cold Front の寿命を考えるとその存在が矛盾してしまうのである。したがって熱伝導モデルが（少なくとも温度の高い銀河団で）働くためには場所により熱伝導率が異なるようなモデルを考える必要がある。

Figure 8: Chandra で観測した銀河団 A3667 の Cold Front (矢印: Vikhlinin, Markevitch & Murray 2001)

4.3

津波モデル

銀河団は現在でも成長過程にあり、絶えず小さな銀河団と衝突合体を繰り返している。その結果銀河団ガスの内部には音速の数 10%の大規模なガス運動が常に存在していると考えられる。この状態でコアが冷えていき、密度が高くなると、コアは周囲の大規模ガス運動に押されなくなり、銀河団ポテンシャルの中心に留まろうとする。
結果としてコアと周囲のガスとの間に相対運動が発生し、境界面で流体不安定性が発達する。流体不安定性は最終的には乱流になり、乱流渦に沿ったガスの運動によって、コアの外部から内部に向かって熱が運ばれる。これが津波モデルである (Fujita,Matsumoto, & Wada 2004: Fig. 9)。
このモデルの特徴は、ある程度コアが冷えないと乱流が発生しないので、feedbackがかかる点である。AGN 説と違い、細かい加熱と冷却のチューニングは要求されない。

Figure 9: ガスの大規模運動で発生したコアの乱流 (Fujita, Matsumoto, & Wada2004)。数値シミュレーションを行った結果。(b) は (a) の中心部を拡大したもの

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最近の話題

Cooling Flow に関する最近の話題を一つ挙げる。図 10 はペルセウス座銀河団の中心部である。中心の AGN を取り囲むように音波、あるいはそれが進化した弱い衝撃波が見える。これらの波は AGN の活動で生じたものと考えられる。矢印は弱い衝撃波と考えられる。図 11 はその付近の物理量を調べたものである。奇妙なのは衝撃波付近で密度は変化しているに、温度が変化していないことである。観測を行った
Fabian らは銀河団ガスのコアでは熱伝導率が Spizter Value に近く、温度分布を滑らかにしている可能性を指摘している。
我々(Fujita & Suzuki 2005) は太陽コロナの Weak Shock Theory を用いて、音波で銀河団中心部が加熱できるかどうか調べた。それによると、音波は振幅が大きいため直ちに弱い衝撃波に進化すること、一度衝撃波に進化すると散逸が早いため波がコア全体に伝わる前に、波はエネルギーを失ってしまうことがわかった。その結果、加熱は AGN の周囲のごく狭い範囲でおきることになり、この領域で極端な銀河団ガスの温度、密度の「とび」ができてしまい、観測を合わないことが示された。一方でもし Fabian らが言うように熱伝導率が Spizter Value に近ければ観測されているよ
うな銀河団ガスの温度、密度を再現できる解が存在することも示した。ただし重要な問題が解決していない。やはりこの加熱メカニズムでも不安定なのである。密度や温度、あるいは AGN からの加熱率が少し変わっただけで、冷却か加熱が暴走してしまう。

Figure 10: Chandra で 900ks もの露出
時間で観測したペルセウス座銀河団 の Figure 11: 図 10 の衝撃波付近の物理中心部 (Fabian et al. 2005)。矢印は図 量。衝撃波の位置は縦の破線で示している (Fabian et al. 2005)。
11 で調べた衝撃波。
残念ながら Cooling Flow 問題の解決にはまだまだ時間がかかりそうである。何らかの breakthrough が必要かもしれない。

References
Blanton, E. L., Sarazin, C. L., McNamara, B. R., & Wise, M. W. 2001,ApJ, 558, L15
Brighenti, F., & Mathews, W. G. 2003, ApJ, 587, 580
Edge, A. C. 2001, MNRAS, 328, 762
Fabian, A. C., Sanders, J. S., Taylor, G. B., Allen, S. W., Crawford,C. S., Johnstone, R. M., & Iwasawa, K. 2005, MNRAS in press (astroph/0510476)
Fujita, Y., Matsumoto, T., & Wada, K. 2004, ApJ, 612, L9
Fujita, Y., & Suzuki, T. K. 2005, ApJ, 630, L1
Makishima, K., et al. 2001, PASJ, 53, 401牧島一夫, 池辺 靖, 天文月報 2004 年 1 月号

Peterson, J. R., Kahn, S. M., Paerels, F. B. S., Kaastra, J. S., Tamura,T., Bleeker, J. A. M., Ferrigno, C., & Jernigan, J. G. 2003, ApJ, 590,207
Takahara, M., & Takahara, F. 1981, Prog. Theor. Phys., 65, L369
Totani, T. 2004, Physical Review Letters, 92, 191301
Tucker, W. H., & Rosner, R. 1983, ApJ, 267, 547
Vikhlinin, A., Markevitch, M., & Murray, S. S. 2001, ApJ, 551, 160
White, D. A., Fabian, A. C., Allen, S. W., Edge, A. C., Crawford, C. S.,
Johnstone, R. M., Stewart, G. C., & Voges, W. 1994, MNRAS, 269,589