XMM-Newton衛星X線スペクトルを用いたペルセウス座銀河団中心部の高温ガス低温成分の研究

大阪大学大学院 理学研究科 宇宙地球科学専攻博士前期課程 2年五十嵐　宣孝

平成 29 年 2 月 24 日

概 要

ペルセウス座銀河団は赤方偏移 0.018の距離にあるX線でもっとも明るい銀河団である。銀河間空間に高温ガスが存在する証拠である、光学的に薄い X線高温ガス起源の輝線放射がはじめて検出された銀河団（R.J.Mitchell et al.,1976）でもあり、これまでに様々な X線天文衛星によって観測がなされてきた。1980-90年代には、多くの銀河団の中心部の X線放射の輝度分布を説明するために、Cooling Flow

という描像が提唱された。ペルセウス座銀河団もその代表的なケースで、中心部のガス密度の高い領域で毎年数 100太陽質量のガスが冷却して中心に向かって落ち込むと考えられていた。その後の観測で、この描像で予想される量の冷えたガスが存在しないことが明らかになり、その原因として放射冷却を抑制する様々な加熱源にする議論がされてきた。特に、ペルセウス座銀河団の場合は中心にある活動銀河核NGC1275(=3C84)がジェット、電波ローブをもっており、対応する領域の高温ガスに密度の薄い領域（=バブル）がみられること、エネルギー的にも矛盾がないことから、活動銀河核が加熱源という仮説が有力とされている。ところが、ひとみ衛星のマイクロカロリメータの観測で高温ガスの速度が 164km/s

と小さいことがわかり、バブルが周辺の高温ガスを押し出すような単純な描像では説明できないことが示された。本研究では、XMM-Newton衛星搭載のRGSとEPICという検出器を用いて、ひとみ衛星が (Open前

のバルブのBe窓吸収で)観測できなかった 2-3keV以下の詳細スペクトルを検証した。スペクトルは 1温度モデルでは再現できず確かに低温ガスが存在することがわかった。低温成分の質量、組成、分布を求めた。その起源に関して議論する。

目 次

第 1章 銀河団 1

1.1 銀河団とは . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1

1.2 X線による観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1

1.2.1 X線放射 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1

1.2.2 銀河団ガスの分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.2.3 クーリングフロー . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

第 2章 解析天体と研究の目的 5

2.1 ペルセウス座銀河団について . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

2.2 ペルセウス座銀河団の先行研究 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

2.2.1 Chandra衛星によるペルセウス座銀河団中心部の観測 . . . . . . . . . . . . . . . . 6

2.2.2 Hitomiによるペルセウス座銀河団の観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

2.3 研究の目的 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

第 3章 X線天文衛星「XMM-Newton」 9

3.1 XMM-Newton衛星の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

3.2 X線望遠鏡 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

3.2.1 X線の反射 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

3.2.2 有効面積 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

3.2.3 結像性能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

3.3 搭載検出器 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.3.1 EPIC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.3.2 RGS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

第 4章 データ解析の方法 19

4.1 解析に使用するデータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

4.2 データ解析に使用するソフトウェア . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

4.3 RGSデータの解析手順 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

4.3.1 スペクトル . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

4.3.2 バックグラウンド . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

4.3.3 応答関数の準備 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

4.4 スペクトルフィット . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

4.4.1 使用するモデル . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

第 5章 観測と解析 23

5.1 ペルセウス座銀河団の観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

5.1.1 XMM-Newton衛星による観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

5.1.2 スペクトル解析 I . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

i

5.1.3 スペクトル解析 II . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

5.1.4 結果 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

第 6章 まとめと議論 44

6.1 まとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

6.2 議論 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

ii

図 目 次

2.1 可視光とX線による Perseus銀河団の中心領域のイメージ . . . . . . . . . . . . . . . . . 5

2.2 ペルセウス座銀河団内の様々な温度成分のガスの空間分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

2.3 クーリングフローで期待される質量と Chandraで求めたガスの質量 . . . . . . . . . . . . 7

2.4 ペルセウス座銀河団中心部のガスの速度分散 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

3.1 XMM-Newtonの概観 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

3.2 XMM-Newtonの周回軌道 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

3.3 XMM-NewtonのX線望遠鏡の概略図 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

3.4 XMM-Newtonの各検出器の有効面積 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

3.5 EPIC-MOSと EPIC-pnの CCDのイメージ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

3.6 XMM-NewtonのRGAの分散の様子 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3.7 9枚のRFCチップ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3.8 RGS1のRFCチップ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3.9 RGS2のRFCチップ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3.10 RGSの分散の領域 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

4.1 ペルセウス座銀河団の中心領域のRGSスペクトル . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

4.2 陽子フレアが起こっているバッググラウンドのライトカーブ . . . . . . . . . . . . . . . . 21

4.3 時刻補正したライトカーブ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

5.1 RGSの解析領域 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

5.2 EPICの解析領域 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

5.3 スペクトルフィット結果の例 (reg3) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

5.4 reg3の 1温度モデル fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

5.5 reg3の 2温度モデル fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

5.6 reg1の 1温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

5.7 reg1の 2温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

5.8 reg2の 1温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

5.9 reg2の 2温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

5.10 reg4の 1温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

5.11 reg4の 2温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

5.12 reg5の 1温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

5.13 reg5の 2温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

5.14 reg6の 1温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

5.15 reg6の 2温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

5.16 reg3の 4温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

5.17 reg1の 4温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

5.18 reg2の 4温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

iii

5.19 reg4の 4温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

5.20 reg5の 4温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

5.21 reg6の 4温度 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

5.22 領域ごとの赤方偏移 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

5.23 reg1のOVIII輝線 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

5.24 reg2のOVIII輝線 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

5.25 reg3のOVIII輝線 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

5.26 reg4のOVIII輝線 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

5.27 reg5のOVIII輝線 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

5.28 reg6のOVIII輝線 fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

5.29 領域ごとのガスの速度分散 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

5.30 ガスの速度分散のHitomiとの比較 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

5.31 領域ごとの重元素の組成比 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

5.32 温度ごとのガスのフィリングファクター . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

5.33 各領域の温度ごとのガスの質量 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

5.34 各温度成分のガスの質量 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

iv

表 目 次

2.1 ペルセウス座銀河団観測の３つの衛星による比較 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

3.1 これまでに打ち上げられたX線望遠鏡搭載衛星の性能比較 . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

3.2 XMM-Newtonに搭載されている検出器の性能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

3.3 RFCチップの対応波長 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

5.1 ペルセウス座銀河団の観測の詳細 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

5.2 1温度 fitのパラメータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28

5.3 2温度 fitのパラメータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

5.4 4温度 fitのパラメータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33

5.5 OVIII輝線の gaussianフィットのパラメータ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

5.6 4温度に対応するガスの質量 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

v

第1章 銀河団

ここでは、本研究の対象天体である銀河団について記述する。この章は [1],[2],[3],[4]の内容を参考文献として多く引用させて頂いた

1.1 銀河団とは

銀河団は、数十から数百の銀河が数Mpcの領域に密集している集団で、宇宙最大の自己重力系である。典型的には 1014太陽質量程度の質量を持っている。銀河団中の銀河間の空間は、非常に高温 (107 ∼ 108K)

で希薄 (10−2 ∼ 10−3 cm−3)なプラズマが満たしており、そのプラズマから X線を放射している。このプラズマを Intracluster Medium (ICM)という。ICM中には、Fe、Mg、Siといった重元素も含まれている。可視光による銀河の速度分散の観測結果から、個々の銀河を束縛しておくためには、可視光や X

線によって検出される物質では不十分であり、暗黒物質 (Dark Matter)の存在が指摘されている [6][7]。このように、銀河団は、銀河と ICM、ダークマターで構成されており、それぞれの質量比は、例えば約2%、13%、85%と推定されている [3]。

1.2 X線による観測

1962年の Giacconiらのロケット実験によるＸ線天文学の開始から約 10年、1970年に打ち上げられたウフル衛星の観測などによって銀河団が強いＸ線源であることを明らかにした。銀河団のＸ線光度は1043ergs−1から 1045ergs−1程度であり、1039ergs－ 1から 1041ergs－ 1 のＸ線光度を持つ銀河からの放射を足し合わせたものよりずっと明るい。そのスペクトルの観測で電離したプラズマから放射される鉄輝線や、X線スペクトルの連続成分が発見されたことで、銀河団の銀河と銀河との空間を満たすように高温で希薄なプラズマが存在することが明らかになった。銀河団を満たす高温プラズマの発見は、中性子星、ブラックホールの発見と共にＸ線天文学の最大の成果の一つである。この銀河団高温プラズマ（しばしば銀河間物質ＩＣＭあるいは銀河団高温ガスとも呼ばれる）は個数密度は 10－ 2cm－ 3から 10－ 3cm－ 3

程度、プラズマ温度は 107K～108Kであり、熱制動放射と特性Ｘ線からなるＸ線を放射している。典型的な richな銀河団では銀河団高温プラズマの質量は 1014太陽質量におよび、これは銀河に含まれる恒星の質量の総和の数倍に達する。銀河団高温プラズマは銀河の分布と同程度で数Mpcに渡って広がっている。高温プラズマの空間的な構造は多くの銀河団で中心のまわりに対称な分布をしているが、中には非対称なもの複雑な構造を示すケースもある。

1.2.1 X線放射

銀河団ガスのような光学的に薄い高温プラズマからは、連続成分として熱制動放射、輝線として特性Ｘ線が観測される。また、銀河団から放射されたＸ線は観測されるまでに、我々の銀河系の中に存在する星間物質、中性水素原子などによって吸収を受ける

熱制動放射

1

制動放射は、荷電粒子がクーロン場の相互作用によって加速度を得た際に生じる放射である。特に、荷電粒子がボルツマン分布をしている場合は、熱制動放射という。ICM の場合、ボルツマン分布に従う自由電子が、プラズマ中のイオンの電場によって、軌道が曲げられた際にこの放射が生じる。放射の前後で電子が自由状態にあることから、free-free放射とも呼ばれる。温度 T のボルツマン分布は、

f(v) = (me

2πkT)3/24πv2 exp(−mev

2

2kT) (1.1)

であり、これに従う電子からの放射率 (erg/cm3/s/keV) は、

ϵff =dW

dV dtdE= AZ2

i neniT−1/2 exp(− E

kT)gff (T,E) (1.2)

で表される。ここで、vは電子の速度、meは電子の質量、E は X線のエネルギー、kは Boltzmann定数、ne、niはそれぞれ電子と陽イオンの数密度、Ziは陽イオンの電荷、Aは定数である。また、gff は、Gaunt因子といい、量子力学的効果の補正量で、1に近い値をとる。

特性X線原子核に束縛されている電子が、低いエネルギー準位に遷移すると、その準位間のエネルギー差に相当す

る光子を放出する。電子の衝突により励起された束縛電子による特性X線の放射率 (erg/cm3/s/keV)は、∫ϵlineν dν = n(Xi)ne

h3νΩ(Tg)B

4ωgs(Xi)

[2

π3m3ekTg

]1/2exp(−∆E

kTg) (1.3)

と表される。ここで、n(Xi)はイオンの数密度、Ω(Tg)は collision strength、Bはbranching ratio、ωgs(Xi)

は準位間の統計的な重みである。ただし、式 (1.3)は、銀河団ガスからの放射を考えて電子とイオンが電離平衡状態であると仮定されている。一般に、重い (原子番号の大きい)原子ほどイオン化に大きなエネルギーが必要で、また同じ元素でも

高階電離したイオンの電離にはより大きなエネルギーが必要となる。このためプラズマの温度が低い場合は、軽い元素の輝線が優勢であるが、温度が高くなると軽い元素はほぼ完全電離されてしまい輝線が弱くなるため、重い元素の輝線が主となる。数千万度の温度をもつ銀河団高温プラズマからの放射では、組成比が高いこともあって、特に、鉄のK輝線が重要である。中性の鉄原子がもっている 26個の電子のうち、24個の電子が電離し、2個の電子が残った鉄イオンをHe-like Fe (Fe XXV)と呼ぶ。また、25 個の電子が電離し、1個の電子が残った鉄イオンを H-like Fe (Fe XXVI)と呼ぶ。He-like Feと H-like Fe

のKα輝線のエネルギーは、静止系で 6.7keV 、6.97keVである。

星間物質による吸収天体から放射されたX線は、星間物質により光電吸収を受ける。エネルギーEのX線光子が光電吸収

を受ける確率A(E)は、光電吸収の断面積 σ(E)(cm2)を用いて

A(E) = exp(−NHσph(E))　 (1.4)

と表される。ここで、NHは天体までの水素の柱密度 (cm−2)である。太陽組成を仮定した星間吸収の代表的なモデルとして、Birmingham大学の phabsモデルがある [8]。

1.2.2 銀河団ガスの分布

銀河団内の銀河の空間分布を記述するモデルとして、等温・等方の仮定のもとに重力ポテンシャルのPoisson方程式を近似的に解いたKing modelがよく用いられる [9],[10]。中心から距離 r離れた位置での

2

銀河の個数密度 ngal(r)(/kpc3)は、

ngal(r) = ngal,0

(1 +

(r

rc

)2)−3/2

(1.5)

と表される。ここで、n0は中心での銀河の個数密度、rcはコア半径と呼ばれる。銀河の空間分布が式 (1.5)に従う時、重力ポテンシャル ϕは、

ϕ(r) = −4πGmgravngal,0r2c

log[(r/rc) +

√1 + (r/rc)2

]r/rc

(1.6)

と表される。ここで、mgravは中心からの距離 rの内側の全質量である。銀河団ガスが球対称、静水圧平衡、等温であると仮定すると、P を圧力、ρgasを ICM密度として、静水圧平衡の式

dP

dr= −ρgas

dϕ

dr(1.7)

から、ガス (ICM)の数密度 ngas(r)は、

ngas(r) = ngas,0

[1 +

(r

rc

)2]−3β/2

(1.8)

β ≡ µmHσ2r

kT(1.9)

となる。σrは銀河の視線方向の速度分散、mHは水素原子の質量、µは銀河団ガスの平均分子量である。銀河団ガスが単位体積あたりに放射するエネルギーは、単位面積あたり ngas(r)の 2乗に比例する。銀

河団中の投影半径 (projected radius)bに対する表面輝度 S(b)は、n(r)の 2乗を視線方向に積分することで、

S(b) = S(0)

[1 +

(b

rc

)2]−3β+ 1

2

(1.10)

と表される。このモデルを βモデルといい、実際観測される多くの銀河団のX線表面輝度はこのモデルでよく近似できる。

1.2.3 クーリングフロー

中心部でのX線表面輝度分布が高く、その温度が周辺部に比べ低い銀河団が観測されている。銀河団のこのような状態を説明するクーリングフローという描像が存在する。銀河団ガスの密度は、中心に向かって大きくなり、密度が高くなるとX線の制動放射による放射冷却が効き、高温ガスの温度が下がる。ガスが放射によってエネルギーを失うタイムスケールは、

tcool = 8.5× 1010yr(n

10−3cm−3)−1(

T

108K)12 (1.11)

となる。ここで、nはガスの個数密度、T はガスの温度である。銀河団中心部は密度が高く、n ∼ 10−1cm−3

であり、冷却のタイムスケール tcool ∼ 108 − 109年となる。ガスの熱エネルギーと周囲のガスによる圧縮を加えた式は、

L =5M

2µmkT (1.12)

3

となり、ここで M は単位時間あたりのガスの質量降着、µはガスの平均分子量、mはガス粒子の質量である。よって、放射冷却によって銀河団コアはこのままだと熱を失い、温度、密度が小さくなり、周囲の高温ガスの圧力によって、周辺部からガスが流れ込む。この流れの事をクーリングフローと呼ぶ。クーリングフローが起きる領域は、銀河団の限られたコア部分で、その流れの速さは音速以下で 1年間に数10～数 100太陽質量が中心に落ち込んでいると考えられていた。しかし、観測ではそのような大量のガスが流れ込んでいる形跡は見つかっておらず、銀河団中心に存

在する低温ガスの質量も、クーリングフローで予想される質量には及んでいない。

そのため、銀河団中心部には加熱源が存在すると考えられている。加熱源の候補としては、AGNのジェット、周辺部高温ガスからの熱伝導、高温ガス中の乱流、AGNからの宇宙線、銀河の運動など様々考えられているが、現在まだ決着には至っていない。

4

第2章 解析天体と研究の目的

この章では解析天体であるペルセウス座銀河団についてと、その先行研究、そして今回の研究の目的について述べる。

2.1 ペルセウス座銀河団について

ペルセウス座銀河団はX線では全天で最も明るい巨大銀河団であり、赤方偏移 z=0.01756の位置にある近傍の銀河団である。可視光にも多く観測されていてペルセウス座銀河団は 1971年にX線源として発見され [13]、その後銀河団としては初めて、スペクトル中に光学的に薄い高温ガス起源の熱輝線放射が観測された [5]。ペルセウス座銀河団は中心にAGNであるNGC1275が存在し、強いX線を放射している。

図 2.1: 可視光 (左)と X線 (右)による Perseus銀河団の中心領域のイメージ [14]。イメージの縦の端から端までのスケールはどちらも 11.8 arcmin(∼260 kpc)で同じ領域を見ている。

2.2 ペルセウス座銀河団の先行研究

ペルセウス座銀河団はこれまでに多数の衛星によって、様々な観測がなされてきた。その結果について記述する。

5

図 2.2: ペルセウス座銀河団内の様々な温度成分のガス空間の分布 [17]

2.2.1 Chandra衛星によるペルセウス座銀河団中心部の観測

Chandra衛星による観測では細かい場所ごとに CCDスペクトルを使い、0.5keV、1.0keV、2.0keV、3.0keV、4.0keV、8.0keVと温度を固定した 6温度モデル (組成比は全元素共通)でフィットして、それぞれの温度成分の寄与を求めた。その結果が図 2.2で示すもので、温度成分の寄与が高い場所を色の濃い部分で示している。この結果をみるとペルセウス座銀河団中心部では 4.0keVの温度成分が支配的であることがわかる。これまでX線放射の輝度分布を説明するためにペルセウス座銀河団はクーリングフローという描像で、

中心部のガス密度の高い領域で毎年数 100M⊙のガスの質量降着が考えられていた。しかし、Chandra衛星による観測結果 (図 2.3)から、ペルセウス座銀河団中心部の低温成分 (0.5keV,1.0keV)のガスの質量はクーリングフローで期待される質量より 1桁ほど小さい事を明らかにした。

2.2.2 Hitomiによるペルセウス座銀河団の観測

Hitomiはペルセウス座銀河団の観測で、マイクロカロリメータを用い、高エネルギー分解能のスペクトルが得られた。これまでのCCD検出器では観測できなかった輝線を見ることができ、高いエネルギー分解能のスペクトルから得られた 3群の鉄輝線を、gaussianでフィットし、中心から 30-60kpcの領域で、ガスの速度分散を 164± 10km/sという高い精度で初めて求めている。しかしHitomiによる観測ではBe

窓が開放前であったため、3keV以下のスペクトルが得られていない。

6

図 2.3: クーリングフローで期待される質量と Chandraで求めたガスの質量 [15]

図 2.4: Hitomiが求めたペルセウス座銀河団中心部のガスの速度分散 [16]

7

2.3 研究の目的

エネルギー帯域 エネルギー分解能 空間分解能Chandra(CCD) 0.3-12keV 100eV@1.5keV 0.5”/2D

　Hitomi(Be窓あり) 3-12keV 5eV 1.3’/2D

　XMM-Newton(RGS) 0.35-2.5keV 3eV@1keV 15”/1D

表 2.1: ペルセウス座銀河団観測の３つの衛星による比較

表 2.1で示すように、Chandra衛星CCDでは高エネルギー分解能のスペクトルが得られず、各元素の組成が正確には求まらない。またHitomiは高エネルギー分解能のスペクトルが得られたが、スペクトルが 3keV以上に限定されている。そのため、XMM-Newton衛星の RGS検出器を利用して、3keV以下、高エネルギー分解能のスペク

トルで低温成分を研究することを目的とした。

8

第3章 X線天文衛星「XMM-Newton」

XMM-Newton衛星は 1999年 12月に European Space Egency(以下 ESA) によって打ち上げられたX線天文衛星である。その概観を図 3.1に示す。また、XMM-Newtonは近地点 6000km、遠地点 11万5000kmの楕円軌道をとっており、その軌道を図 3.2に示す。他のX線天文衛星との比較を表 3.1に示す。この章ではXMM-Newtonの概要と、搭載されている観測機器について述べる。

図 3.1: XMM-Newtonの概観 [11]

9

図 3.2: XMM-Newtonの周回軌道 [11]

ROSAT ASCA Chandra XMM-Newton Suzaku

製作法 研磨型 多重薄板型 研磨型 レプリカ型 レプリカ型　 height打ち上げ 1990 1993 1999 1999 2005

焦点距離 (mm) 2400 3500 10000 7500 4750(XIS)

口径 830 120-344 1200 306-700 400

有効面積 400 1300 800 5000(３台) 3000(５台)

角度分解能 [HPD](arcsec) 4 180 0.5 15 90

エネルギー分解能 - 100 100 50 10

入射角 (deg) 1.38-2.25 0.24-0.70 0.45-0.96 0.29-0.67 0.18-0.60

表 3.1: これまでに打ち上げられたX線望遠鏡搭載衛星の性能比較

10

3.1 XMM-Newton衛星の概要

XMM-Newtonには２種類の望遠鏡が搭載されており、３つのWolter-I型の反射望遠鏡が搭載されたX線望遠鏡と口径 30cmの可視光/紫外線望遠鏡である。X線望遠鏡にはそれぞれの焦点にX線CCD検出器が置かれていて、可視光/紫外線望遠鏡にはその焦点面にCCD検出器が置かれている。三台のX線望遠鏡を合わせた有効面積はこれまでのX線天文衛星の中で最大である。

XMM-Newtonには以下に挙げる３種類、合計６個の検出器が搭載されている。

• EPIC(European Photon Imaging Camera)

X線望遠鏡 CCD検出器により、0.15-12keVのエネルギー帯域の X線の結像、分光を行う。CCD

検出器には表面照射型のMOSと裏面照射型の pnの２種類がある。

• RGS(Reflection Grating Spectrometer)

透過型分散器 RGA(Refection Grating Array units)で反射した X線の分散角を、RGS検出器によって測定することで 0.35-2.5keVの X線分光を行う。低エネルギー側に高い感度を備えており、詳細は後で述べる。

• OM(Optical Moniter)

可視光/紫外線のモニターシステム。可視光/紫外線の結像、グリズム分散器による分光を行う。

表 3.2にそれぞれの主要な性能をまとめた。

検出器 EPIC MOS EPIC pn RGS OM

帯域 0.15-12keV 0.15-15keV 0.35-2.5keV 180-600nm

観測可能時間 5-135ks 5-135ks 5-135ks 5-145ks

検出感度 10−14 10−14 8× 10−5 20.7等級視野 30’ 30’ 5’ 17’

PSF(FWHM/HEW) 5”/14” 6”/15” N/A 1.4”-2.0”

ピクセルサイズ 40µm(1.1′′) 150µm(4.1′′) 81µm(9× 10−3A) 0.476513”

時間分解能 1.75ms 0.03ms 0.6s 0.5s

エネルギー分解能 70eV 80eV 0.04/0.025A 180

表 3.2: XMM-Newtonに搭載されている検出器の性能

11

3.2 X線望遠鏡

XMM-Newtonには 3つのWolter-I型の反射鏡が搭載され、それぞれの焦点にMOS1、MOS2、pn検出器が設置されている。またそれぞれのMOS検出器と望遠鏡の間に分散器 RGAが組み込まれていて、入射X線のうち 40%は回折されてRGS検出器で検出され、44%は透過しMOS検出器で検出され、残り 16%はRGA内部で吸収されてしまう。

X線領域での物質の屈折率は 1よりわずかに小さく、X線は物質中で強く吸収される特性を持つため、数 keVのX線に対して十分な反射率を得るには、入射角が 1度以下である射入射の反射鏡が必要である。そのため XMM-Newtonの X線望遠鏡では、回転双極面と回転放物面からなる２つのの反射鏡による 2

回の全反射を利用して結像している。XMM-Newtonの X線望遠鏡はニッケルの基盤を金でコーティングした 58枚の鏡で構成され、焦点距離は 7.5 m、反射鏡の直径は 70 cmである。X線望遠鏡の概観を図3.3に示す。

図 3.3: XMM-NewtonのX線望遠鏡の概略図 [11]。回転放物面型と回転双曲線型の 2つの鏡によって構成されている。

3.2.1 X線の反射

X線は物質中の屈折率が 1よりわずかに小さく、可視光のような直入射型の屈折光学系は適用できない。また、極めて透過力の強い光であるため、効率よく反射させることが難しい。そこでX線の反射には、スネルの法則から導かれる臨界角より小さい斜入射角での全反射が用いられる。X線を反射するためには、物質に対して小さな入射角で入射させる必要がある。X線領域の物質の屈折率は複素屈折率 n

を用いて次のように表せる。

n = 1− δ − iβ (3.1)

ここで、δ,βはそれぞれ位相のずれ、吸収を表す因子であり、

12

δ =Nareλ

2f12π

(3.2)

β =Nareλ

2f22π

(3.3)

である。ここでNaは原子密度、reは古典電子半径、λはX線の波長、f1,f2は原子による散乱、吸収を表す因子であり、元素の種類と X線の波長によって決まる。δ,βは１に比べて非常に小さな値となるので、例えば金の値はそれぞれ、2× 10−3、1× 10−3程度である。そのため複合屈折率 nは１にほぼ等しくなりX線の集光が難しい。X線領域の全反射は、可視光とは対照的に、真空から物質に臨界角より小さい射入射角で入射すると

きに起こる。スネルの法則により、吸収を無視すると臨界角を cとして

cos θc = 1− δ (3.4)

であり、δ ≤ 1より、cos θc ∼ 1− (θc)2/2なので

θc = (2δ)12 (3.5)

と近似できる。例えば、金の 1keVのX線に対する臨界角は 3.6度になる。望遠鏡の反射面に用いられる物質には密度が大きく (δが大きいので臨界角が大きくなる)、吸収の効果 (−β/δ)の小さい、物理的に安定した元素 (金や白金など)が用いられる。

3.2.2 有効面積

1.5 keVでは 1つの望遠鏡あたり約 1550cm2の有効面積を持つ。図 3.4にそれぞれの焦点面検出器の検出効率を考慮したトータルの有効面積を示す。2keV付近に見られるエッジは、反射鏡に使用されている金のM吸収端によるものである。EPIC MOSの有効面積がEPIC pnに比べて狭いのは、入射X線の一部が RGA によって部分的に隠されるからである。3台の X線望遠鏡を合わせた有効面積はこれまでのX線天文衛星の中で最大である (表 3.1参照)。

3.2.3 結像性能

X線望遠鏡によって反射されたX線は検出器上ではある分布関数をもって広がる。この分布関数のことを PSF(Point-Spread Function)と呼ぶ。PSFの広がりを表す変数として、強度のピークを中心とした円内に含まれる強度 (Encircled Energy Function)が挙げられる。また、強度がピークの半分の値になる直径を FWHM(Full Width at Half Maximum)、エネルギーが半分になる直径を HEW(Half Energy

Width)と表す。この値は表 3.2に示されている。

13

図 3.4: XMM-Newtonの各検出器の有効面積 [11]

14

3.3 搭載検出器

3.3.1 EPIC

XMM-Newtonには 2種類のX線CCD検出器が搭載されている。表面照射型CCDのMOSと、裏面照射型 CCDの pnである。表面照射型 CCDでは、X線を電極側から入射するため、低エネルギーのX

線は電極や絶縁層で吸収されてしまう。裏面照射型CCDでは、X線を電極の逆側から入射するため、低エネルギーのX線に対して高い検出効率を得ることができる。一方で、入射X線のエネルギーが低くなると空乏層の浅いところで吸収されやすくなる。裏面照射型CCDにおいては、このような電子雲はピクセルサイズ以上に広がりやすく、またその際に電荷を損失することが考えられる。そのため、裏面照射型 CCDはエネルギー分解能が悪くなるという欠点も併せ持つ。EPIC-MOSと EPIC-pnはそれぞれ CCDが 7枚、12枚あり、その様子を図 3.5に示す。

図 3.5: EPIC-MOS(左)と EPIC-pn(右)の CCDのイメージ

3.3.2 RGS

XMM-Newtonに搭載されているRGS検出器は透過型分散器RGA(Refection Grating Array units)で反射したX線の分散角を、測定することで 0.35-2.5keVのX線分光を行う。

15

図 3.6: XMM-NewtonのRGAの分散の様子 [11]

cosβ = cosα+mλ/d (3.6)

ここでmは次数 (-1,-2...)、λは波長、dはグローブ幅 (約 1.5µm)、βは分散角、αは入射角である。分散角、入射角を計測することで波長、つまりエネルギーを求めることができる。RGAで分散した後の分散光は、RGS検出器の CCDの対応する波長に応じた RFCチップ (図 3.7)に

て観測される。

図 3.7: RGSの CCD上の 9枚のRFCチップ [11]

16

chip RGS1 RGS2

Energy(keV) 波長 (A) Energy(keV) 波長 (A)

　 1 0.32-0.37 33.6-38.2 0.33-0.38 32.7-37.3

　 2 0.37-0.43 29.0-33.5 0.38-0.44 28.2-32.6

3 0.43-0.50 24.8-28.9 0.44-0.52 24.1-28.1

4 0.50-0.59 20.9-24.7 (0.52-0.62) (20.0-24.1)

5 0.60-0.72 17.2-20.8 0.62-0.75 16.5-20.0

6 0.73-0.90 13.8-17.1 0.76-0.94 13.2-16.4

7 (0.90-1.18) (10.6-13.8) 0.95-1.23 10.0-13.1

8 1.18-1.60 7.8-10.6 1.24-1.71 7.2-10.0

9 1.61-2.41 5.2-7.7 1.73-2.64 4.7-7.2

表 3.3: XMM-NewtonのRFCチップ 9枚のそれぞれの対応波長 [11]

表 3.3にて、それぞれのRFCチップで観測される光の波長、エネルギーを示した。またRGS1のチップ 7、RGS2のチップ 4のエネルギー、波長を括弧付きで示したのは、その部分のチップが壊れていて使用できないためである。

図 3.8: RGS1の 9枚のRFCチップ 図 3.9: RGS2の 9枚のRFCチップ

17

図 3.10: EPIC-pnの CCDとRGSの分散できる範囲を同時に示す [11]

図 3.10の横方向がRGSの分散方向であり、この範囲の光を分光し検出するので、分散方向には、RGS

でソースを抽出する際、位置を限定することはできない。分散方向と垂直な方向、縦方向の幅は約 5arcmin

で、この方向には領域を分けることはできる。この性質から、分散方向に異なる天体がある、または広がった天体の場合エネルギースペクトルを区別することはできない。銀河団などの広がった天体のスペクトルフィットをする際は、レスポンスをなますことで対応できるがその許容できる広がりは１’程度である。

18

第4章 データ解析の方法

本論文では、XMM-Newton衛星によるペルセウス座銀河団の観測についてその解析結果を報告している。本章では、観測データの扱い方と、実際に行った解析について記述する。この章はThe XMM-Newton

ABC Guide[12]を主に参照して記述している。

4.1 解析に使用するデータ

解析には、X線イベントを記録したObservation dataだけでなく、衛星のHouse Keeping dataや、時刻、姿勢、軌道要素、さらに較正データも必要である。以下に、本論文で使用したデータをまとめる。

• Observation data

• House Keeping data

• Attitude data

• Time data

• Orbital data

• Calibration data

4.2 データ解析に使用するソフトウェア

本論文の解析で使用したソフトウェアについて紹介する。

• XSPEC

スペクトルをモデルフィッティングする解析ソフトウェア。X線天文衛星のスペクトル解析の標準ソフトウェアである。指定した入射X線モデルに検出器の応答関数を掛けあわせたスペクトルと、観測スペクトルの残差を χ2の指標で計算し、それが最小になるようなパラメータを求める。使用できる入射X線モデルは、多数にわたり、複数のモデルを組み合わせて使用することもできる。また、パラメータの誤差も計算される。

• grppha

スペクトルデータに対して任意のビンまとめをするためのソフトウェア。

• SAS

SASはScience Analysis Systemの略であり、ESAより公開されている解析ツール群である。XMM-

Newton衛星のデータから、スペクトル、バックグラウンド、レスポンスの作成を行う。

　

19

• ds9

FITSイメージを可視化するソフトウェア。　

4.3 RGSデータの解析手順

ここでは配布された RGSのデータをもとに、スペクトルフィッティング解析するまでの行程を説明する。

4.3.1 スペクトル

SASによるリプロセスとデータ選別を施して新たに作成したイベントファイルから、解析に用いるスペクトルを抽出する。抽出する領域は、各天体のイメージや先行研究を参考に決定する。解析領域は、第4章で記す。本論文では、SASを用いて、それぞれの領域からスペクトルを抽出する。例として、ペルセウス座銀河団の中心領域から抽出したスペクトルを図 3.1に示す。

5 10 15 20 25

00.

020.

040.

06

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 4.1: 黒、緑はそれそれ１次光、２次光に対応している

4.3.2 バックグラウンド

解析にあたってバックグラウンドを差し引く必要がある。バックグラウンドは、望遠鏡から入射したX線起源のX-ray background (XB)と、それ以外の起源のものがある。後者は主に、陽子や電子などの

20

宇宙線、地球磁場補足粒子に由来するもので、non X-ray background (NXB)と呼ばれる。バックグラウンドには低エネルギー側 (300 eV以下)での検出器からのノイズの他に、荷電粒子が検出器や周りの物質と相互作用することで起こる成分が存在する。これは高エネルギー側 (数 keV以上)に効いてくる。この荷電粒子によるバックグラウンドはさらに 2つに分けることができる。フレアと呼ばれる時間変動する成分と検出器内部からの定常的なバックグラウンド成分である。陽子フレア数百 keV以下の陽子 (soft

proton)によって起こると考えられている。これらの陽子は望遠鏡で反射してCCDまで到達する。その後、入射した陽子は周りのシリコンを電離しながらエネルギーを失い、CCDの表面付近で止まる。この陽子フレアは突発的に起こる現象であり、その強度とスペクトルの形には相関は見られない。図 4.2を見ると、バックグラウンドの強度が一定であるのに対し、強いフレアが起こっていることがわかる。これを時間指定することで、図 4.3のようにフレア部分を除去しバックグラウンドを抽出する必要がある。

2.5495×108 2.55×108 2.5505×108

100

150

RA

TE

cou

nt/s

TIME s

light_curve

図 4.2: 陽子フレアが起こっているバッググラウンドのライトカーブ

2.5495×108 2.55×108 2.5505×108

100

150

RA

TE

cou

nt/s

TIME s

gti_light_curve

図 4.3: 時刻補正して陽子フレア部分を除いたライトカーブ

4.3.3 応答関数の準備

応答関数は SASによって作成できる。RGSは性質上、点源ソースのスペクトルに対し有効であり、今回の銀河団のような広がった天体に対してはそのまま作成した応答関数を用いることはできない。SAS

内のツール rgsrmfsmoothを用いることでレスポンスをなましスペクトルフィットに使用できるようにした。

4.4 スペクトルフィット

スペクトルフィットは、XSPECの chi2検定により行う。XSPECによるフィットは、入射X線スペクトルモデルM(Ei)を応答関数R(E,PI)で畳み込んだモデルスペクトル

M ′(PI) = R(E,PI)⊗M(E) (4.1)

と観測で得られたスペクトルD(PI)を用いて計算される。観測スペクトルの各チャンネルあたりのカウント数は、ポアソン統計に従うため、カウント数がN の

場合、標準偏差 σ =√

N となる。χ2フィットの前提は、データ点がモデル点の周りに正規分布すること

21

である。N が大きい場合、ポアソン分布は正規分布でよく近似できるが、N が小さくなるとこの仮定が成り立たなくなる。このため N > 20となるようデータのビンまとめを事前に行う。ビンまとめには、grpphaを用いる。なお、本論文のフィット結果の図は、データを見やすくするため、さらにビンまとめして表示しており、必ずしもフィッティングに用いているビンまとめと同じではない。

4.4.1 使用するモデル

• phabsモデル

星間ガスによって、天体からのX線が光電吸収を受ける、この現象を再現するモデル。式 (1.4)中でNHと表されている水素柱密度がフリーパラメータとなっている。

• vapecモデル

光学的に薄い電離平衡プラズマからの熱制動放射を再現するモデルとして apecモデルが存在する。apecモデルは元素の組成比は太陽系と同じになるが、これを自由にかえることができるモデルがvapecモデルである。フリーパラメータにはプラズマ温度 kT、赤方偏移、元素ごとのアバンダンスが存在する。

• power-lawモデル

荷電粒子からの非熱的な放射を再現するモデルとして power-lawモデルが存在する。スペクトルは

A(E) = KE−α (4.2)

で表され、式中の αが phtoton indexと呼ばれる power-lawモデルのフリーパラメータである。

22

第5章 観測と解析

この章では、XMM-Newtonによる解析結果を述べる。

5.1 ペルセウス座銀河団の観測

5.1.1 XMM-Newton衛星による観測

XMM-Newtonによるペルセウス座銀河団の観測は過去３回行われている。その詳細を表 4.1にして示す。

ID 名称 R.A. Dec. 観測時期 観測時間 (ks)

0085110101 A426 03h19m48.16s +4130m42.1s 2001-01-30 60.8

　 0085110201 A426 03h19m48.16s +4130m42.1s 2001-01-30 10.9

　 0305780101 PERSEUS CLUSTER 03h19m48.00s +4130m40.7s 2006-01-31 125

表 5.1: XMM-Newtonによるペルセウス座銀河団の観測の詳細

本論文では表 4.1における一番下の最も観測時間が長いものを選び解析を行った。

5.1.2 スペクトル解析 I

図 5.1: 6 領域に分けた RGS の解析領域、背景はEPIC-pnによるX線画像

0 8 24 56 120 249 504 1012 2036 4062 8097

図 5.2: 6領域に分けた EPICの解析領域、背景はEPIC-MOS1によるX線画像

まず図 5.1のようにペルセウス座銀河団の中心領域を分散方向と垂直な方向に 0.5’ずつ分け、RGSの解析領域を reg1-6の６領域に定義し、RGSのスペクトルを抽出した。

23

また、EPICのデータも図 5.2のように、RGS分散方向と垂直な方向にはRGS解析領域と対応する領域で同じ 0.5’、分散方向には 3’の領域に切り出し、各領域のスペクトルを抽出した。そして、EPICのスペクトルとRGSのスペクトルを同時にフィットした。

24

reg3のスペクトルフィットの図 5.3を用いてフィット結果の例を示す。

102 5 20

10−

30.

010.

11

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.3: スペクトルフィット結果の例 (reg3)、スペクトルはそれぞれ強度が高い順に EPIC-pn,EPIC-

MOS,EPIC-pnのAGN領域,EPIC-MOSのAGN領域,RGS1次光,RGS2次光のスペクトルを示している

図 5.3のようなRGSと EPICのスペクトルの同時フィットを、全ての領域で行った。しかし、以降の図は見やすさのため、RGSのデータのみ表示させている。

reg3の領域を 1温度モデルでフィットしたところ、15A付近の鉄輝線を再現できていないことが図 5.4

から分かる。このことから 2温度以上の成分が必要であることがわかる。reg3の領域を 2温度モデルでフィットすると、図 5.5から確かに、15A付近で残差が改善されている事が分かる。以降に reg3以外の他の 5領域でも、1温度モデルと 2温度モデルでフィットを行い、スペクトルフィッ

ト結果を図にして示し、そのパラメータを表 5.2と表 5.2にまとめた。

25

図 5.4: reg3(1温度モデル fit) 図 5.5: reg3(2温度モデル fit)

5 10 15 20 25

00.

010.

02

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.6: reg1(1温度 fit)

5 10 15 20 25

00.

010.

02

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.7: reg1(2温度 fit)

5 10 15 20 25

00.

010.

020.

030.

04

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.8: reg2(1温度 fit)

5 10 15 20 25

00.

010.

020.

030.

04

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.9: reg2(2温度 fit)

26

5 10 15 20 25

00.

020.

040.

06

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.10: reg4(１温度 fit)

5 10 15 20 25

00.

020.

040.

06

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.11: reg4(2温度 fit)

5 10 15 20 25

00.

020.

040.

06

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.12: reg5(１温度 fit)

5 10 15 20 25

00.

020.

040.

06

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.13: reg5(2温度 fit)

5 10 15 20 25

00.

010.

02

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.14: reg6(１温度 fit)

5 10 15 20 25

00.

010.

02

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

Å−

1

Wavelength (Å)

図 5.15: reg6(2温度 fit)

27

Parameter reg1 reg2 reg3

kT(keV) 3.70± 0.01 3.70± 0.01 3.14± 0.02

　O(A⊙) 0.99± 0.061 0.97± 0.052 1.60± 0.070

　Ne(A⊙) 1.50± 0.077 1.77± 0.068 2.29± 0.085

Mg(A⊙) 0.44± 0.024 0.48± 0.021 0.59± 0.023

Fe(A⊙) 0.54± 0.007 0.54± 0.006 0.67± 0.011

redshift 0.0154± 1.2× 10−4 0.0174± 1.0× 10−4 0.0179± 1.2× 10−4

Norm(×10−4) 244± 4.4 323± 4.4 306± 5.7

χ2/d.o.f. 1.14 1.17 1.38

Parameter reg4 reg5 reg6

kT(keV) 3.49± 0.01 3.25± 0.01 3.61± 0.02

　O(A⊙) 0.95± 0.035 1.04± 0.038 1.07± 0.065

　Ne(A⊙) 1.91± 0.049 1.75± 0.053 1.63± 0.081

Mg(A⊙) 0.45± 0.015 0.54± 0.016 0.48± 0.025

Fe(A⊙) 0.53± 0.005 0.55± 0.005 0.57± 0.008

redshif 0.0172± 8.7× 10−5 0.0166± 1.2× 10−4 0.0167± 1.9× 10−4

Norm(×10−4) 508± 4.7 414± 4.5 210± 4.1

χ2/d.o.f. 1.39 1.30 1.14

表 5.2: 1温度 fitのパラメータ

28

Parameter reg1 reg2 reg3

kT1(keV ) 0.60± 0.04 0.62± 0.03 0.71± 0.01

　 kT2(keV ) 3.73± 0.01 3.74± 0.01 3.20± 0.02

　O(A⊙) 0.90± 0.063 0.90± 0.052 1.30± 0.052

　Ne(A⊙) 1.36± 0.072 1.63± 0.064 1.73± 0.068

Mg(A⊙) 0.51± 0.025 0.56± 0.023 0.70± 0.022

Fe(A⊙) 0.56± 0.008 0.56± 0.007 0.63± 0.010

redshift 0.0153± 8.1× 10−5 0.0174± 9.7× 10−5 0.0173± 1.3× 10−4

Norm1(×10−4) 2.0± 0.17 3.0± 0.19 7.5± 0.22

Norm2(×10−4) 242± 4.4 319± 4.3 338± 5.4

χ2/d.o.f. 1.12 1.14 1.21

Parameter reg4 reg5 reg6

kT1(keV ) 0.63± 0.02 0.62± 0.02 0.66± 0.04

　 kT2(keV ) 3.53± 0.01 3.28± 0.01 3.65± 0.02

　O(A⊙) 0.89± 0.036 0.99± 0.039 1.04± 0.069

　Ne(A⊙) 1.75± 0.045 1.64± 0.050 1.51± 0.077

Mg(A⊙) 0.56± 0.016 0.64± 0.017 0.55± 0.027

Fe(A⊙) 0.56± 0.005 0.58± 0.006 0.59± 0.008

redshift 0.0170± 8.0× 10−4 0.0167± 1.1× 10−4 0.0167± 1.5× 10−4

Norm1(×10−4) 6.1± 0.23 4.6± 0.20 1.8± 0.15

Norm2(×10−4) 500± 4.6 406± 4.5 207± 4.1

χ2/d.o.f. 1.31 1.24 1.12

表 5.3: 2温度 fitのパラメータ

29

5.1.3 スペクトル解析 II

[17]が示すようにペルセウス座銀河団中心部には、様々な温度成分が見られる。この事と、[15]を参考に、2温度モデルフィットの結果を否定するわけではないが、fixした 4温度 (0.5keV,1.0keV,2.0keV,4.0keV)

モデルで reg1-6までの領域をフィットした。元素の組成比は各温度で共通としてフィットしている。

図 5.16: reg3の 4温度モデル fit、黒がRGS2のデータ、緑がMOS1の 5A以下のデータ、赤がRGS2の各温度成分、青がMOS1の各温度成分を示している。

図 5.16を見ると、全エネルギーバンドで 4.0keVの温度成分が支配的であることがわかる。FeのK輝線も 4.0keVの高温成分でほとんど決まっている。しかし Feの L輝線に着目すると 0.5keVの低温成分が寄与していることがわかる。他の 5領域の 4温度モデルフィット結果も、図 5.16と同じ色使いで、以降の図に示す。このフィットか

ら求めまったパラメータは表 5.4にまとめる

30

図 5.17: reg1の 4温度 fit

図 5.18: reg2の 4温度 fit

31

図 5.19: reg4の 4温度 fit

図 5.20: reg5の 4温度 fit

32

Parameter reg1 reg2 reg3

kT1(keV ) 0.5(fix)

　 kT2(keV ) 1.0(fix)

　 kT3(keV ) 2.0(fix)

　 kT4(keV ) 4.0(fix)

　O(A⊙) 0.84± 0.054 0.84± 0.045 1.01± 0.038

　Ne(A⊙) 0.71± 0.083 0.95± 0.073 0.65± 0.058

Mg(A⊙) 0.49± 0.024 0.54± 0.021 0.60± 0.019

Fe(A⊙) 0.52± 0.008 0.52± 0.007 0.53± 0.008

redshift 0.0153± 8.6× 10−5 0.0172± 1.4× 10−4 0.0171± 1.3× 10−4

Norm1(×10−4) 2.32± 0.27 3.15± 0.32 7.04± 0.39

Norm2(×10−4) 9.60× 10−3 ± 0.38 0.63± 0.45 5.49± 0.55

Norm3(×10−4) 29.0± 1.59 36.7± 1.82 92.0± 2.90

Norm4(×10−4) 220± 4.03 291± 4.03 303± 5.67

χ2/d.o.f. 1.11 1.12 1.19

Parameter reg4 reg5 reg6

kT1(keV ) 0.5(fix)

　 kT2(keV ) 1.0(fix)

　 kT3(keV ) 2.0(fix)

　 kT4(keV ) 4.0(fix)

　O(A⊙) 0.79± 0.030 0.84± 0.032 0.93± 0.058

　Ne(A⊙) 0.75± 0.048 0.59± 0.050 0.66± 0.085

Mg(A⊙) 0.52± 0.015 0.60± 0.016 0.53± 0.025

Fe(A⊙) 0.51± 0.005 0.52± 0.005 0.55± 0.008

redshift 0.0171± 1.1× 10−4 0.0170± 1.2× 10−4 0.0171± 1.6× 10−4

Norm1(×10−4) 6.72± 0.40 5.69± 0.35 1.86± 0.25

Norm2(×10−4) 1.16± 0.55 1.73× 10−4 ± 0.49 0.45± 0.34

Norm3(×10−4) 101± 2.42 119± 2.49 30.5± 1.51

Norm4(×10−4) 421± 4.02 307± 3.51 184± 3.69

χ2/d.o.f. 1.23 1.20 1.11

表 5.4: 4温度 fitのパラメータ

33

図 5.21: reg6の 4温度 fit

5.1.4 結果

(i)赤方偏移

フィッティングによって求めた領域ごとの redshiftを図 5.22に示す。今回求めた redshiftと、Hitomi

が求めた redshiftを比較すると、reg2の領域で redshiftの差∆z ∼ 0.0005の食い違いが生じている。これを速度差にすると、

∆v = ∆z × c ∼ 170km/s (5.1)

と速度差が求まる。この速度差は 1keVにおいて 0.5eVの差となる。しかしHitomiの最新の較正結果を用いると、この食い違いは半分以上解消されることが分かっている。また reg1の redshiftの値が他の領域と比べ、∆z ∼ 0.002と差が大きいのは、領域の一番外側で得られたスペクトルであるため、統計が悪い事が原因と考えられる。

(ii)ガスの速度分散

RGSのスペクトル中で、一番輝線が目立つOVIII輝線に着目して、gaussianでフィットし速度分散を求める。そのフィット結果を図に示し、求めたパラメータを表 5.5に示す。

34

0.015

0.0155

0.016

0.0165

0.017

0.0175

0.018

-1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 1.5

reds

hift

arcmin (reg1 reg2 reg3 reg4 reg5 reg6)

XMM-NewtonHitomi

図 5.22: 領域別の redshiftの値、赤が今回求めた値、黒がHitomiが求めた値 [16]

0.6 0.62 0.64 0.66 0.68 0.7

00.

10.

20.

3

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

Energy (keV)

図 5.23: reg1のOVIII輝線 fit

35

0.6 0.62 0.64 0.66 0.68 0.7

00.

20.

4

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

Energy (keV)

図 5.24: reg2のOVIII輝線 fit

0.6 0.62 0.64 0.66 0.68 0.7

00.

20.

40.

60.

8

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

Energy (keV)

図 5.25: reg3のOVIII輝線 fit

36

0.6 0.62 0.64 0.66 0.68 0.7

00.

20.

40.

60.

8

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

Energy (keV)

図 5.26: reg4のOVIII輝線 fit

0.6 0.62 0.64 0.66 0.68 0.7

00.

20.

40.

6

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

Energy (keV)

図 5.27: reg5のOVIII輝線 fit

37

0.6 0.62 0.64 0.66 0.68 0.7

00.

10.

20.

3

norm

aliz

ed c

ount

s s

−1

keV

−1

Energy (keV)

図 5.28: reg6のOVIII輝線 fit

Parameter reg1 reg2 reg3

LineE(keV ) 0.645± 5.9× 10−4 0.647± 2.2× 10−3 0.644± 1.4× 10−3

　 σ(×10−3keV ) 0.519± 10.9 5.06± 4.94 0.810± 3.49

Norm(×10−4) 0.86± 0.26 1.2± 0.56 1.5± 0.20

Parameter reg4 reg5 reg6

LineE(keV ) 0.644± 1.1× 10−3 0.645± 1.1× 10−3 0.650± 2.6× 10−3

　 σ(×10−3keV ) 2.16± 2.12 1.18± 3.56 6.67± 5.19

Norm(×10−4) 1.86± 0.34 1.76± 0.31 1.16± 0.63

表 5.5: OVIII輝線の gaussianフィットのパラメータ

ガスの運動の速度分散はv =

σ

LineE× c (5.2)

となり、パラメータから、今回OVIII輝線のフィットで求めた速度分散を図 5.29に示す。

4温度モデルフィットによって求めた redshiftを横軸にして、領域ごとにOVIII輝線のフィットで求めた速度分散を図 5.30に示す。(redshiftの値の差が大きかった reg1を除く)

図 5.30にはHitomiが 3群の鉄輝線フィットから求めた速度分散 (図 2.4)も示している。今回OVIII輝線から求めた速度分散と、Hitomiが鉄輝線から求めた速度分散を比較すると、今回の結

果は誤差が大きく、きれいな制限がついていないが、Hitomiの結果と矛盾はしていない。

38

0

1000

2000

3000

4000

5000

6000

-1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 1.5

siga

ma-

v (k

m/s

)

arcmin (reg1 reg2 reg3 reg4 reg5 reg6)

図 5.29: 領域ごとのガスの速度分散

100

1000

10000

0.017 0.0172 0.0174 0.0176 0.0178

sigm

a-v

(km

/s)

redshift

Hitomireg2reg3reg4reg5reg6

図 5.30: 今回求めた領域ごとのガスの速度分散とHitomiが求めたガスの速度分散との比較

39

(iii)重元素の組成比

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

-1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 1.5

Abu

ndan

ce

arcmin (reg1 reg2 reg3 reg4 reg5 reg6)

ONeMgFe

図 5.31: 領域別、元素別のAbundance

領域ごと、元素ごとの重元素の組成比を図 5.31に示す。各元素の組成比をみると、Fe(A⊙)とMg(A⊙)

は、全領域でほぼ 0.5と一定の値を取っている事が分かる。また、Ne(A⊙)は、0.6 ∼ 1.0、O(A⊙)は0.8 ∼ 1.0と分布している事が分かった。[17](Chandraによる解析)ではAbundanceは元素ごと共通の値でフィットしており、細かい場所ごと

に違いはあるが、0.6± 0.05の範囲に収まっている。今回の結果は初めて、ペルセウス座銀河団中心部の組成比を元素ごとに求めたものである。また銀河

団内の周辺部の組成比は、0.2 ∼ 0.3であるため、銀河団中心部の組成比は、周辺部に比べ 2 ∼ 3倍高いことがわかる。

40

(iv)領域ごとのフィリングファクタとガスの質量

フィッティングパラメータであるNormと、天体までの距離DA、赤方偏移 z、エミッションメジャーEM を用いて

Norm =10−14

4π[DA(1 + z)]2EM (5.3)

という式が表せる。また、それぞれの領域で、各温度の圧力は一定と仮定することで、温度ごとのフィリングファクタ fj は密度 n、体積 V を用いて

EM = n2V fj (5.4)

∑fj = 1 (5.5)

nT = const. (5.6)

という３式から求めることができる。求めたフィリングファクタを図 5.32に示す。

1e-08

1e-07

1e-06

1e-05

0.0001

0.001

0.01

0.1

1

0.5 1 2 4

fillin

g fa

ctor

Temperature (keV)

reg1reg2reg3reg4reg5reg6

図 5.32: 6領域での温度別のフィリングファクター

図 5.32から、ペルセウス座銀河団中心部は、4.0keVの高温成分が主であり、2.0keVの温度成分は 10%

程で、1.0keV以下の低温成分は 0.1%以下と寄与がごくわずかであることがわかる。

この求めたフィリングファクタから、領域ごと、温度ごとのガスの質量を求め、表 5.6と図 5.33に示す。

41

Parameter reg1 reg2 reg3

Norm1(×10−4) 2.32± 0.27 3.15± 0.32 7.04± 0.39

Norm2(×10−4) 9.60× 10−3 ± 0.38 0.63± 0.45 5.49± 0.55

Norm3(×10−4) 29.0± 1.59 36.7± 1.82 92.0± 2.90

Norm4(×10−4) 220± 4.03 291± 4.03 303± 5.67

Mass(×108M⊙)(0.5keV) 0.19 0.35 0.86

Mass(×108M⊙)(1.0keV) 1.6× 10−3 0.14 1.3

Mass(×108M⊙)(2.0keV) 9.4 16.4 45.0

Mass(×108M⊙)(4.0keV) 143 260 296

Parameter reg4 reg5 reg6

Norm1(×10−4) 6.72± 0.40 5.69± 0.35 1.86± 0.25

Norm2(×10−4) 1.16± 0.55 1.73× 10−4 ± 0.49 0.45± 0.34

Norm3(×10−4) 101± 2.42 119± 2.49 30.5± 1.51

Norm4(×10−4) 421± 4.02 307± 3.51 184± 3.69

Mass(×108M⊙)(0.5keV) 0.70 0.60 0.16

Mass(×108M⊙)(1.0keV) 0.24 3.7× 10−5 0.080

Mass(×108M⊙)(2.0keV) 42.2 50.2 10.8

Mass(×108M⊙)(4.0keV) 352 259 130

表 5.6: 4温度に対応するガスの質量

1000

10000

100000

1e+06

1e+07

1e+08

1e+09

1e+10

1e+11

0.5 1 2 4

Mas

s (M

-sol

ar)

Temperature (keV)

reg1reg2reg3reg4reg5reg6

図 5.33: 各領域のの温度ごとのガスの質量

42

(v)各温度成分のガスの質量

表 5.6にまとめた、各領域ごとのガスの質量を足し合わせ、各温度成分のガスの質量を求め、図 5.34

に示す。

図 5.34: 赤が今回求めた各温度成分のガスの質量、黒が Chandraで求めたガスの質量 [15]、波線がクーリングフローで期待されるガスの質量

今回、XMM-Newton衛星の高エネルギー分解能スペクトルによって求めた質量と、Chandra衛星の低エネルギー分解能スペクトルから求めた質量を比較すると、全く異なる解析であるが、矛盾のない質量を得られた。また、図 5.34の波線で示されるクーリングフローで期待されるガスの質量と比較すると、1.0keV以下

の低温成分のガスの質量は 1桁小さいことが確認できる。

43

第6章 まとめと議論

6.1 まとめ

ペルセウス座銀河団中心部に関して、6領域を定義しXMM-Newton衛星のRGS検出器と EPIC検出器を用いて、スペクトル解析を行った。1温度モデルでは、スペクトルを再現できない事を示し、ペルセウス座銀河団中心部には、確かに低温成分 (2温度以上の成分)が必要であるこ事を示した。低温成分組成比を元素ごと、領域ごとにはじめて求め、中心領域に共存する高温ガスの組成と同じと

して、矛盾のないことを明らかにした。この結果は低温成分と高温成分が同じ起源を持つことを示唆している。また中心領域の重元素組成比は、周辺領域に比べて 2-3倍高いことがわかった。これは中心から∼ 100kpc以上の周辺領域と、中心部ではミキシングが効いていないことを意味する。1.0keV以下の低温成分のフィリングファクタは 0.1%以下である事を求め、低温成分は高温成分に対

してごくわずかな寄与であることを示した。1.0keV以下の低温成分の質量は、クーリングフローで期待される質量と比べて、1桁小さいことを確

認した。このことから銀河団中心部において、やはり加熱が効いていることが考えられる。

6.2 議論

1.0keV以下の低温成分に関して議論する。

今回観測された 0.5keVの温度成分のガスの密度は 0.48cm−3である。この値と、ガスが放射によって冷却されるタイムスケールを表す、式 (1.11)から、0.5keVの温度成分のガスの放射冷却時間は 0.15×108yr

と求まる。また今回解析した、reg1-6までの中心 60kpcを、ガスが横切る時間は、Hitomiが求めたガスの速度、

160km/sを使って、3.6× 108yrとなる。ガスの放射冷却時間は、ガスが中心領域を横切る時間に比べ、∼ 1/20と、小さく、低温成分のガスの

寿命は短いと考えられる。

また 1.0keV以下の低温成分は、フィリングファクタが 0.1%以下であり、銀河団の空間スケールから見ると、非常に局所的な現象と言える。ただし、今回 reg1-6までの解析で、全領域に低温成分は存在しており、局所的ではあるが、中心部の全域で存在する現象であると考えられる。

これらの事から、1.0keV以下の低温成分のガスが、銀河団スケールのクーリングフローの一部であることは否定はできないが、冷却とバランスする加熱の機構が必要になる。

44

謝辞

B4から 3年間、常深研究室にはお世話になりました。

常深先生には、解析ミーティングにて解析だけでなく、発表資料の見せかた、作り方などについて、よくお叱り、ご指導を頂きました。わかりやすい説明の仕方という、今後の社会でも必要になる大切な事を教えていただきました。ありがとうございました。飲み会等での常深先生のお話は、非常に面白く、また為になる話が多くいろいろ勉強させて頂きました。林田先生には、私の研究について、何から何までお世話になりました。3年間の研究生活でずっとお世

話になり、最後までご迷惑をおかけしました。本当に謝罪と感謝の気持ちでいっぱいです。林田先生がいなかったら、研究生活を続ける事はできませんでした。本当に、本当にありがとうございました。中嶋さんには、部屋は違ったのですが、お話させて頂く際には、優しく懇切丁寧なお話をして下さり、

お世話になりました。たくさんのやる気と元気を頂きました。ありがとうございました。秘書の澤本さんには、多くの事務手続きに関してお世話になりました。よく通りすがる際、お声をか

けて頂いたり、こちらの事を優しく気にかけて頂き、ありがとうございました。現在は違う場所で働いておられるスタッフの方、卒業された先輩方にもお世話になりました。特に上

司さん、井上さんとは本当によくお話しさせて頂き、楽しい時間を送ることができました。研究についての質問もよくさせて頂き、その度わかりやすい説明を頂きました。ありがとうございました。同期の正村君、廣瀬君とは、話す機会も多く、研究の合間に元気をもらっていました。特に正村君と

は途中まで、RGSを使った研究を一緒にしており、分からない部分をよく教えてもらいました。ありがとうございました。後輩の池山君、米山君、川端君、大西さんにとって先輩らしい姿を見せる事はできなかったと思いま

す。池山君と川端君は同じ部屋、米山君も昨年は同室という事もあって、話をする機会はよくあり、そこから勝手に元気をもらっていました。ありがとうございました。これからの研究生活を応援しています。

最後にまた繰り返しになりますが、皆様 3年間本当にありがとうございました。

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参考文献

[1] 蓮池和人　修士論文　「すざく衛星を用いたペルセウス座銀河団高温ガスのバルクモーションの探索」　大阪大学　 2007

[2] 井上翔太　修士論文　「銀河団中における電離非平衡プラズマの探査」　大阪大学　 2014

[3] 谷口義明、岡村定矩、祖父江義明 「銀河 I」 日本評論社 2007

[4] 福井康雄、犬塚修一郎、大西利和他 「星間物質と星形成」 日本評論社 2008

[5] R.J.Mitchell, J.L.Culhane, P.J.N.Davison, and J.C.Ives, 1976, Mon. Not. R. Astron. Soc. 175,

29p.

[6] Rubin, V. C., & Ford, W. K., Jr. 1970, ApJ, 159, 379

[7] Rubin, V. C., Ford, W. K. J., & . Thonnard, N. 1980, ApJ, 238, 471

[8] Blaucinska-Church.Monica, McCammon.Dan, 1992, AJ, 699, 700

[9] King, I. R. 1966, AJ, 71, 64

[10] King, I. R. 1972, ApJL, 174, L123

[11] XMM-Newton Users Handbook

[12] The XMM-Newton ABC Guide:An Introduction to XMM-Newton Data Analysis

[13] Fritz et al.,1971 , APJ, 164, 81

[14] Fabian, A. C., Sanders, J. S., Allen, S. W., et al. 2011, MNRAS, 418, 2154

[15] Fabian, A. C., Sanders, J. S., Allen, S. W., et al. 2006, MNRAS, 366, 417-428

[16] The Hitomi collboration, 2016, nature, 18627

[17] Sanders, J. S. and Fabian, A. C., 2007, MNRAS, 381, 1381-1399

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