[논문 리뷰] Chandra studies of the X-ray gas properties of galaxy groups

Ming Sun, G. Mark Voit외 4명|arXiv (Cornell University)|2008. 05. 15.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 3인용 수 20

한 줄 요약

이 연구는 43개의 근접은하군에 대한 체계적인 찬드라 분석을 통해 최소 $r_{2500}$까지 그리고 11개의 군에 대해서는 $r_{500}$까지 강력한 X선 가스 성질을 유도한다. 이는 0.15$r_{500}$ 초과에서 보편적인 온도 프로파일을 확인하고, $r_{2500}$에서의 내재 산란이 낮고 약 10%임을 드러내며, 군의 가스 분율이 낮고 $r_{2500}$ 내에서 크게 산란되어 빛의 산란을 설명하는 반면, 스케일링 관계는 $2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙까지 잘 유지됨을 보여준다.

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.

연구 동기 및 목표

• 고해상도 찬드라 데이터를 활용하여 43개의 근접은하군의 X선 가스 성질을 체계적으로 분석하기.
• 가스 성질—온도, 에너피, 가스 분율—이 $r_{500}$과 $r_{2500}$까지 얼마나 신뢰성 있게 측정될 수 있는지 규명하기.
• 은하군이 거대 클러스터와 동일한 스케일링 관계를 따르는지, 특히 $K-T$ 및 $M-T$ 관계를 조사하고, 복사 물리학이 이러한 관계를 형성하는 데 미치는 영향을 평가하기.
• 에너지 산란과 가스 분율의 내재 산란을 정량화하고, 저질량 시스템에서 AGN 피드백과 냉각과 같은 물리적 과정과 연결하기.

제안 방법

• 표면 밀도 및 온도 프로파일을 유도하기 위해 신뢰성 있는 배경 제거 및 모델링을 포함한 암시적 찬드라 X선 데이터를 활용.
• 모든 43개 군에 대해 $r_{2500}$까지, 11개 군에 대해서는 스펙트럼 피팅과 반경 방향 빈닝을 통해 $r_{500}$까지 가스 성질을 추적.
• 중심 영역에서 비평형 조건의 가능성이 있으므로 주의를 기울여 수소역학 평형 모델링을 통해 총 질량과 농도 $c_{500}$를 추정.
• 빅린린 등(2008)의 14개 클러스터를 결합하여 6개의 반경에서 $K-T$ 관계를 구성: 30 kpc, 0.15$r_{500}$, $r_{2500}$, $r_{1500}$, $r_{1000}$, $r_{500}$.
• 직접 측정이 불가능한 군에 대해 외삽 및 프로파일 피팅을 통해 $r_{500}$과 $M_{500}$를 추정.
• 이웃 군으로부터 1.4배 $r_{500}$ 이내 영역을 제외하여 인근 소스 및 확장 구조로 인한 오염을 보정.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하군의 X선 가스 온도 프로파일이 0.15$r_{500}$ 초과에서 얼마나 보편적인 형태를 띠는가?
• RQ2 r_{2500}에서의 내재 산란은 얼마이며, 군과 클러스터에서 $r_{500}$까지 어떻게 변화하는가?
• RQ3 온도와 반경에 따라 군의 가스 분율은 어떻게 변하고, $r_{2500}$ 가스 분율의 큰 산란은 무엇으로 설명되는가?
• RQ4 $M_{500}-T_{500}$ 및 $M_{500}-Y_{\rm X,500}$ 스케일링 관계가 $2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙까지 잘 유지되는가?
• RQ5 관측된 에너피 과잉과 성질의 산란을 설명할 수 있는 물리적 메커니즘—예를 들어 AGN 피드백 또는 은하풍—은 무엇인가?

주요 결과

• 0.15$r_{500}$ 이내에서 온도 프로파일의 산란이 크지만, 그 이상에서는 은하군의 온도 프로파일이 보편적 프로파일과 일치함을 확인.
• r_{2500}에서의 내재 산란은 낮고 약 10%이며, $r_{500}$까지 동일하게 유지되어 외부 군 영역의 안정된 열 상태를 시사.
• r_{500}에서의 에너피 과잉은 군과 클러스터 모두에서 확인되었지만, 이전 ROSAT 및 ASCA 보고에 비해 크기가 작음.
• r_{2500}에서 r_{500} 사이의 평균 가스 분율은 약 0.12이며, 1–10 keV 시스템에서는 온도 의존성이 없음.
• r_{2500} 내 군의 가스 분율은 일반적으로 낮고 산란이 크며, 이는 군의 빛 산란과 상관관계 있음.
• $M_{500}-T_{500}$ 및 $M_{500}-Y_{\rm X,500}$ 스케일링 관계는 $2 \times 10^{13}$ h⁻¹ M⊙까지 잘 유지되어, 저질량 시스템에서 질량 추정치를 사용하는 데 유리함.