Naomi Ota@ISAS

重力レンズ銀河団のまとめと今後重力レンズ銀河団のまとめと今後

太田 直美 ( 宇宙研 )

目次 これまでの観測

(1)High-z 銀河団の探査(2) ダークマター分布とガス分布

の関係解明 将来の課題

A370Kneib et al.

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(1) 重力レンズを手がかりとしたHigh-z 銀河団の探査

目的‥未知の High-z 銀河団を探査し、Ｘ線の性質などを調べる。 強い鉄ラインが検出された銀河団

– AXJ2019+112 z=1 (Hattori et al. 1997)

• kT=8.6±4.2 keV• Lx=8.4×1044 erg/s• Z=1.7(1.0-3.0) solar

– 3C220.1 z=0.62 (Ota et al. 2000)

• kT=5.6 (4.5-7.1) keV• Lx=1×1045 erg/s• Z=0.5(0.2-1.6) solar

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Fe abundance v.s. redshift

• Mushotzky et al.(1997), Matsumoto et al. (2000), Schindler et al. (1999), Ota et al.(2000), Donahue et al.(1998), Hattori et al.(1997) より

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Type2 QSO + 銀河団と考えられるもの– 3CR184 z=0.996

(Nogami et al. 1999)

– 3C324 z=1.2 (Ota et al. 2000)

•kT=12 (>2) keV•Lx, cluster=3×1044 erg/s•Lx, QSO=3×1045 erg/s•NH~1024 cm-2

•kT=7 keV (fixed)•Lx, cluster=2.6×1044 erg/s•Lx, QSO=4.2×1044 erg/s

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(2) ダークマター分布と高温ガス分布の関係解明

目的‥重力レンズとＸ線観測の比較により、ダークマターと高温ガスの関係に制限をつける。

• 特に、静水圧平衡が成り立っているか。• ガス圧以外の圧力 e.g. 動圧、磁場の圧力がないか。

重力レンズ

• 多重像を再現する銀河団ポテンシャルの構築 Mlens

– 高い精度の質量推定が期待できる。• アインシュタインリングの近似 = 球対称 + 完全なアライメント

Ｘ線観測 • 等温、球対称、 β モデル、静水圧平衡の仮定にもとづいて質量を推定

Mx

Mlens'=π(Ddθarc)2 Σcr

Mlens'=Mlens 1−βθarc

⎛

⎝ ⎜ ⎞

⎠ ⎟

−1

~1.3Mlens ( 球対称の場合 ) 　　

だ円率によっても ~10% の overestimate 。

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A370 における質量比較

Ota et al. (1998)– 多重像を用いたレンズモデルを用いても、 β モデルを用いる限り

factor 3 の食い違いが残る。– 幾何学的な効果が主な理由と考えられる。

Mlens’ M lens

Mx

Kneib et al.(1993) によるレンズモデル

radius(arcsec)

Pro

ject

ed M

ass(

M◎

)

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重力レンズ銀河団の論文– 個々の銀河団について

• “RXJ1347” Schindler et al. (1997)• “A370, CL0500, CL2244” Ota et al. (1998)• “A2390” Boehringer et al. (1998)• “CL2236” Hattori et al. (1998)• “CL0024” Soucail et al. (2000) 　　など

– 多数サンプルについて• “13 サンプル” Allen(1998) • “27 サンプル” 橋本谷 D 論 (1999)

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橋本谷 D 論の結果

重力レンズ銀河団 27 個についてあすか＆ ROSAT の解析

– アインシュタインリングの近似による質量推定とＸ線質量の比較

– Mx/Mlens’=0.43±0.05

Regular と Irregular の分類を行うと、– Mx/Mlens’ =0.56±0.04 for Regular

– Mx/Mlens’ =0.30±0.06 for Irregular

– ◎ 食い違いの大きさに差がある。 Regular なものについて

– factor 2 の食い違いは、多重像を用いたレンズモデルでは一致する可能性。

– 実際、多重像を用いたレンズモデルでは、Ｘ線と矛盾しない解がある。

– 静水圧平衡が成り立ってると考えてよい銀河団が存在する。

• Regular = Ｘ線ピーク位置、Ｘ線輝度分布の重心、最も明るい銀河の位置の３つが一致。

• Irregular =それ以外。

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将来の課題

Irregular について、残った factor~ 1.5 の食い違いの原因解明

Ｘ線の温度分布と輝度分布をレンズから求められた重力ポテンシャルと直接比較する。

– Chandra による詳細観測

統計的なアプローチ– ASCA による多数サンプルの解析– 例として、 Mx/Mlens’ とダークマ

ターの中心密度 ρvir との間に相関が見られる。• ρvir →大　 Mx/Mlens’→0.5

• ρvir →小　 Mx/Mlens’→0.2– 新しいアークが発見されたことに

より、最大 37 サンプルまで増やせる。 ( 27+5+5 )

Ｘ線から推定したダークマターの中心密度 ρvir

Mx/M

lens

’

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重力レンズ銀河団 Summary

High-z 銀河団の探査– AXJ2019, 3C220.1 から強い鉄輝線を検出。– 3CR184, 3C324 からのＸ線は、 type2 QSO+ 銀河団で説明できる。

重力レンズとＸ線観測の比較– Regular/Irregular で質量推定の食い違いの大きさに差がある。– Regular は、多重像を用いたレンズモデルを用いるとＸ線と一致。– Irregular は、 factor~1.5 の食い違いが残る。

• この原因解明の方法として、 Chandra による詳細観測やあすかによる統計的アプローチが考えられる。例えば、 Mx/Mlens’ とダークマターの中心密度 ρvir との相関。