[論文レビュー] Where is the matter in the Merging Cluster Abell 2218?

Á. Elíasdóttir, Marceau Limousin+7 more|arXiv (Cornell University)|Oct 30, 2007

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 71

ひとこと要約

本研究では、ハッブル宇宙望遠鏡、チャンドラX線望遠鏡、地上望遠鏡のデータを用いて、アベル2218銀河団のパラメトリックな強引力レンズモデルを構築し、Lenstoolを用いてベイジアン・マルコフ連鎖モンテカルロ法により質量分布を制約した。主な発見は、銀河団の質量の85％が100弧秒で大規模なダークマター核を占めており、中央の最も明るい銀河（BCG）が9％を占め、小規模構造がレンズ像を局所的に摂動させることでのみ検出可能であるということである。

ABSTRACT

We present a parametric strong lensing model of the cluster Abell 2218 based on HST ACS data. We constrain the lens model using 8 previously known multiply imaged systems, of which 7 have spectroscopically confirmed redshifts. In addition, we propose five candidate multiply imaged systems and estimate their redshifts using our mass model. The model parameters are optimized in the source plane by a bayesian Monte Carlo Markov Chain as implemented in the the publicly available software Lenstool. We find rms=0."12 for the scatter of the sources in the source plane, which translates into rms=1."49 between the predicted and measured image positions in the image plane. We find that the projected mass distribution of Abell 2218 is bimodal, which is supported by an analysis of the light distribution. We also find evidence for two structures in velocity space, separated by ~1000 km/s, corresponding to the two large scale dark matter clumps. We find that the lensing constraints can not be well reproduced using only dark matter halos associated with the cluster galaxies, but that the dark matter is required to be smoothly distributed in large scale halos. At 100" the enclosed projected mass is 3.8e14 solar masses. At that radius, the large scale halos contribute ~85% of the mass. We find that the model is not very sensitive to the fainter galaxy sized halos, unless they locally perturb a given multiply imaged system. Therefore, dark galaxy sized substructure can be reliably constrained only if it locally perturbs one of the systems. In an appendix we give a self-contained description of the parametric profile we use, the dual pseudo isothermal elliptical mass distribution (dPIE). This profile is a two component pseudo isothermal mass distribution (PIEMD) with both a core radii and a scale radii. (Abridged)

研究の動機と目的

• 多波長観測を用いて、アベル2218の高精度なパラメトリックな強引力レンズモデルを構築すること。
• 特に衝突するダイナミクスの文脈において、銀河団内のダークマター分布を特定すること。
• 個々の銀河と大規模な核が、合計質量予算にどの程度寄与しているかを評価すること。
• レンズ摂動を通じて、低質量のダークマター小規模構造がどの程度検出可能かを評価すること。
• dPIEモデルにおける基準速度分散と観測可能な投影速度分散の関係を校正すること。

提案手法

• 8つの多重像システムのハッブルACS画像と赤方偏移スペクトロスコピーを用いて、パラメトリックな強引力レンズモデルを構築した。さらに5つの候補も提案された。
• モデルは、各成分にコア半径とスケール半径を含む二重擬等方的楕円形質量分布（dPIE）プロファイルを採用した。
• パラメータ最適化には、公開済みのLenstoolソフトウェアを用いたベイジアン・マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アプローチを採用した。
• レンズモデルは、源面での残差を最小化することで検証され、源面ではrms散乱が0.12弧秒、像面では1.49弧秒を達成した。
• dPIEプロファイルは8つのパラメータで実装された：赤方偏移、位置、楕円度、方位角、コア半径、スケール半径、および基準速度分散。
• 速度分散関係は数値的に導出され、観測データと比較するための標準的分散σₑが定義された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 強引力レンズによる制約のもとで、衝突中の銀河団アベル2218の全質量の空間的分布はどのように分布しているか？
• RQ2 100弧秒のスケールで、大規模ダークマター核と個々の銀河が合計質量予算にどの程度寄与しているか？
• RQ3 微弱で銀河サイズのダークマター小規模構造は、レンズモデルで信頼性を持って検出可能か？また、どのような条件下で検出可能か？
• RQ4 dPIEモデルにおける基準速度分散と、銀河団銀河の観測可能な投影速度分散との関係は何か？
• RQ5 観測されたレンズ特徴は、可視銀河に付随するもの以外の滑らかなダークマター核をどの程度必要としているか？

主な発見

• アベル2218の投影質量分布は二峰性であり、速度空間で約1000 km s⁻¹の差で分離した2つの大規模ダークマタークラスターから構成されている。
• 100弧秒（291 kpc）のスケールで、全投影質量は3.8 × 10¹⁴ M☉であり、そのうち85％が大規模核、9％が最も明るい銀河（BCG）に起因している。
• 残りの6％の質量は他の銀河団銀河に起因しており、モデルは、局所的に多重像システムに摂動を引き起こさない限り、より微弱で低質量の核には感度を示さない。
• モデルは、レンズ像に局所的摂動を引き起こす大規模銀河および小規模構造のみを検出しており、これはダークマター銀河サイズの小規模構造が、測定可能な摂動を引き起こす場合にのみ制約可能であることを示している。
• 観測領域内（R/Rₑ ≈ 0.01–2）の平均線形距離速度分散は、基準σ_dPIEの約0.85 ± 0.10倍であり、典型的なdPIEパラメータをとる場合、σₑ/σ_dPIE ≈ 1.3 ± 0.2である。
• dPIEプロファイルは、源面での低残差散乱（rms = 0.12 arcsec）により、高精度でレンズデータを再現できている。