[論文レビュー] Chandra studies of the X-ray gas properties of galaxy groups

Ming Sun, G. Mark Voit+4 more|arXiv (Cornell University)|May 15, 2008

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 3被引用数 20

ひとこと要約

本研究では、43個の近隣銀河群について、Chandraを用いた系的な解析を行い、少なくとも $r_{2500}$ まで、11個の銀河群では $r_{500}$ まで、信頼性の高いX線ガスの性質を導出した。0.15$r_{500}$ を超える領域で普遍的な温度プロファイルが確認され、$r_{2500}$ における固有の散らばりは低く（約10%）、ガス質量分率は低く、$r_{2500}$ において顕著な散らばりを示すことが判明し、これは光度の大きな散らばりを説明する。一方、スケーリング関係は $2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙ まで良好に成り立つ。

ABSTRACT

We present a systematic analysis of 43 galaxy groups (kT_500=0.7-2.7 keV or M_500=10^13-10^14 h^-1 M_solar, 0.012r_2500 for all 43 groups. For 23 groups, gas properties can be robustly derived to or extrapolated to r_500. We show that in spite of the large variation in T profiles inside 0.15 r_500, the T profiles of these groups are similar at >0.15 r_500 and are consistent with a "universal temperature profile". We present the entropy-T relations at six characteristics radii (30 kpc - r_500), for 43 groups from this work and 14 clusters from Vikhlinin et al. (2008). Despite large scatter in the entropy values at <0.15 r_500, the intrinsic scatter from r_2500 is much smaller and remains the same (~10%) to r_500. We also present scaling relations for the gas fraction. It appears that the average gas fraction between r_2500 and r_500 has no temperature dependence, ~ 0.12 for 1 - 10 keV systems. The group gas fractions within r_2500 are generally low and have large scatter. This work shows that the difference of groups from hotter clusters stems from the difficulty of compressing group gas to inside r_2500. The large scatter of the group gas fraction within r_2500 causes large scatter in the group entropy around the center and may be responsible for the large scatter of the luminosities. Nevertheless, the groups appear more regular and more like clusters beyond r_2500, from the results on gas fraction and entropy. Therefore, mass proxies can be extended into low mass systems. The M-T and M-Y relations derived in this work are indeed well behaved down to at least 2E13 h^-1 M_solar.

研究の動機と目的

• 高分解能Chandraデータを用いて、43個の近隣銀河群におけるX線ガスの性質を体系的かつ系統的に分析すること。
• ガスの性質（温度、エントロピー、ガス質量分率）が、$r_{500}$ および $r_{2500}$ までどの程度信頼性を持って測定可能であるかを特定すること。
• 銀河群が巨大クラスタと同様のスケーリング関係に従うかどうかを調査し、特に $K-T$ および $M-T$ 関係を検証すること。また、バリオン物理学がこれらの関係に与える影響を評価すること。
• エントロピーおよびガス質量分率の固有の散らばりを定量的に評価し、低質量系におけるAGNフィードバックや冷却といった物理的過程と関連付けること。

提案手法

• 表面輝度および温度プロファイルを導出するため、強固なバックグラウンド除去およびモデリングを施したアーカイブChandra X線データを用いた。
• 全43個の銀河群について $r_{2500}$ まで、11個の銀河群について $r_{500}$ まで、スペクトルフィッティングおよびラジアルビニングを用いてガスの性質を追跡した。
• 中心領域では非平衡状態の可能性があるため注意を払いながら、流体静力学的平衡モデルを用いて全質量および濃度 $c_{500}$ を推定した。
• Vikhlininら（2008年）の14個のクラスタと組み合わせ、6つの半径（30 kpc、0.15$r_{500}$、$r_{2500}$、$r_{1500}$、$r_{1000}$、$r_{500}$）における $K-T$ 関係を構築した。
• 直接測定が不可能な群について、外挿法およびプロファイルフィッティングを用いて $r_{500}$ および $M_{500}$ を推定した。
• 隣接する銀河群からの影響を避けるため、周囲の1.4倍 $r_{500}$ 以内の領域を除外した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河群のX線ガス温度プロファイルは、0.15$r_{500}$ を超える領域でどの程度普遍的な形状を示すか？
• RQ2 $r_{2500}$ におけるエントロピーの固有の散らばりは何か？ また、その値は群およびクラスタにおいて $r_{500}$ までどのように変化するか？
• RQ3 ガス質量分率は温度および半径にどのように依存するか？ また、$r_{2500}$ におけるガス質量分率の大きな散らばりは、何によって説明できるか？
• RQ4 $M_{500}-T_{500}$ および $M_{500}-Y_{\rm X,500}$ スケーリング関係は、$2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙ まで良好に成り立つか？
• RQ5 AGNフィードバックや銀河風といった物理的メカニズムが、観測されたエントロピーの過剰および性質の散らばりをどのように説明できるか？

主な発見

• 0.15$r_{500}$ 以内では温度プロファイルに大きな散らばりが見られるが、その外側では銀河群の温度プロファイルは普遍的プロファイルと整合的である。
• エントロピーの固有の散らばりは $r_{2500}$ で低く（約10%）、$r_{500}$ まで一定であり、外側の銀河群領域が安定した熱的状態にあることを示している。
• $r_{500}$ におけるエントロピーの過剰は、群およびクラスタの両方で確認されたが、その大きさはROSATおよびASCAによる以前の報告より小さかった。
• 半径 $r_{2500}$ から $r_{500}$ の間の平均ガス質量分率は約0.12であり、1–10 keV の系では温度依存性を示さなかった。
• 銀河群の $r_{2500}$ 内部のガス質量分率は一般的に低く、顕著な散らばりを示しており、これは群の光度の大きな散らばりと相関していた。
• $M_{500}-T_{500}$ および $M_{500}-Y_{\rm X,500}$ スケーリング関係は、$2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙ まで良好に成り立つことが確認され、低質量系における質量プロキシの利用を支持する。