Fumie Akimoto

Abstract

Clusters of galaxies are the largest observed objects in the sky which are gravitationally bound, and the brightest X-ray emitters. Observed X-ray spectra of clusters of galaxies consist of continuum emission components and lines of highly ionized heavy elements from a thin hot plasma in collisional ionization equilibrium (CIE). The existence of lines revealed that the intracluster medium (ICM) is a mixture of metal-poor primordial gas and metal-rich processed gas. The distributions of heavy elements from line analysis is a clue to investigate the chemical evolution of galaxy clusters. There are such schemes as which heavy elements are ejected into the interstellar space through supernova or stellar mass loss and injected into the intra-cluster space through ram-pressure stripping or galactic winds.

The ICM has a small optical depth, that is, optically thin for continuum because the Thomson scattering optical depth ｦﾓTh is much less than unity, typically 10-2. However this is not the case for the stronger resonance lines. A resonance-line photon is scattered by the ions in the same state of ionization as an ion emitting the photon, and has relatively large absorption oscillator strength (e.q. f12 > 0.1). Then, it is re-emitted, generally in a different direction. Therefore, the optical depth of the resonance lines is hundreds or thousands times larger than the ｦﾓTh.

The resonance lines are scattered mainly in the center of a cluster where the density is high, and are observed to be suppressed. The diffusion of the photons with respect to frequency tends to form the saddle-shaped line profiles. On the other hand, the suppressed component is observed to be a significant enhancement in outer part of cluster. Eventually the total intensity over the whole cluster is not changed.

149 clusters of galaxies, Virgo Cluster and Perseus Cluster and so on were observed with ASCA satellite, which is capable for imaging spectroscopy. From the spectra integrated over annual rings whose center is located at the cluster center, temperatures are confirmed to be lower at the center of many nearby clusters (redshift < 0.1) with factor < 2, for example, A496 and Perseus cluster. On the other hand, some of distant clusters (redshift > 0.1) are suggested to have radial temperature decline with factor less than 2, for example, A2204 and A1689. Based on the line features, especially iron Ka line, abundances are enhanced at the center of A496, A3158, M87 and Perseus cluster and so on.

Among the observed lines, iron Kb lines are found separately from Ka lines by the GIS detectors, and He-like and H-like iron Ka lines can be distinguished by at SIS detector. I called them Kb-Blend, Ka-Blend, He-Ka-Blend and H-Ka-Blend. However Kb-Blend includes Ni Ka lines. I estimated the intensities and the ratios (Ka-Blend / Kb-Blend = R1, He-Ka-Blend / H-Ka-Blend = R2) of these lines. According to the results of GIS analysis, 80 % of clusters suggest that R1 of cluster center tends to be smaller than that expected from optically thin plasma model and to increase as the radius. The results of SIS analysis show that R2 of each cool clusters (kT < 6 keV) is smaller than the model value. Furthermore, in order to get the sufficient photon statistics, 83 bright clusters of galaxies are divided into 4 groups with respect to temperature (1-3 keV, 3-6 keV, 6-9 keV, > 9 keV), all spectra of each groups are summed up, after the correction of the redshift. These spectra make it clear that these trends of ratios, R1 and R2, are univeral for clusters of galaxies. These results are consistent with the effect of resonance scattering.

On the other hand, He-Kb-Blend and H-Kb-Blend are separated in the statistical line analysis of SIS spectra. As the three new ratios (He-Kb-Blend / H-Kb-Blend = R3, He-Ka-Blend / He-Kb-Blend = R4 and H-Ka-Blend / H-Kb-Blend = R5) were also obtained, the line analysis could be done in detail.

In order to understand these observed ratios, I simulated 41 lines (He-Ka-Blend and H-Ka-Blend include 7 and 16 lines, and Kb-Blend consists of 18 lines.) in energy range between 6.4-8.2 keV in consideration of the effect of the resonance scattering, using Monte Carlo method. Then, I got the line intensity ratios R1 and R2, and compared them with observed line intensity ratios.

As a consequence, observed R1 and R2 of hot clusters (kT > 6 keV) can be explained by the resonance scattering. The obtained τ of He-like iron Ka line of cluster center is 2-4. This indicates abundances estimated from Ka lines without considering the resonance scattering is factor 〜 2 smaller than real values at the cluster center.

Observed R1 and R2 of the cool cluster (kT < 3 keV) are smaller than the values obtained by simulation of the resonance scattering, though the trend is consistent with the effect of the resonance scattering. Moreover the R1 estimated from spectrum of the whole cluster is also smaller than the model ratio. It is needed to consider other causes, for example, some more characteristics of cluster such as size or to reform the atomic data. Especially, as one of them, the contamination fo Nickel Ka lines for cool cluster are considered. The R3, R4 and R5 ratios suggest the existence of hot plasma or contamination of Kγ and Kδ.

(日本語版)
銀河団の鉄輝線解析と共鳴散乱効果
秋元 文江

銀河団は高温(1-15keV)、希薄な(10-3個/cm-3)プラズマで満たされているため、 そのX線スペクトルは、衝突電離平衡にある高温プラズマからの熱制動輻射による連続成分と高階電離した重元素からの輝線により成り立っていると考えられる。様々な輝線の強度分布を調べることは、重元素組成比や温度の分布、さらに、銀河団の化学進化の研究を行なう上で重要な手がかりを与える。 これまで、銀河団ガス中の重元素の分布は、銀河団ガスが光学的に薄いとして輝線の強度分布から直接求められて来た。

ICM中では連続成分はトムソン散乱を受けるが、その光学的深さτ(〜0.01)は１より十分小さい。一方、輝線は共鳴散乱の影響を受けるため、その影響を特に強く受ける輝線に対してはτが１より大きくなりうる。そのような輝線は、密度の濃い銀河団中心で共鳴散乱を大きく受け、その散乱された成分が等方的にひろがり周辺部からの輻射となるため、その輝線強度は光学的に薄い場合に比べ、中心部で減少し周辺部で増加して観測される。

本論文では、He-likeの鉄のKα線が、他の鉄輝線(例：Kβ線)に比べ共鳴散乱の影響を大きく受けることに着目し、ASCA衛星の観測データの鉄輝線解析を行ない、共鳴散乱効果の検証を行った。ASCA衛星に搭載されているGIS検出器では鉄のKα線とKβ線が、また、SIS検出器ではさらにHe-likeの鉄Kα線とH-likeの鉄Kα線が分離できる。

ASCA衛星で観測された149個の銀河団についてX線画像、スペクトル解析を行った結果、およそ80 %の銀河団において、中心部における強度比R1がプラズマが光学的に薄い場合に連続成分から求められた温度から予想される値より小さく、周辺部に向けて増加していくことが明らかになった。また、強度比R2については、7 keV以下の低温の銀河団で光学的に薄い場合より小さくなった。ただし、これらの結果は各銀河団によって統計精度が低く、ばらつきが大きい。そこで、全ての銀河団をICMの温度で分類し(< 3 keV, 3-6 keV, 6-9 keV, > 9 keV)、それぞれのスペクトルを赤方偏移を補正した後、足し合わせて解析し、この傾向が一般的な性質であることを確認した。 これらはHe-likeの鉄Kα線が共鳴散乱を大きく受けることを考慮したときに期待される傾向と一致する。
そこで、観測値を定量的に説明するために共鳴散乱を考慮したMonte-Carlo simulationを行なったところ、 温度6 keV以上の銀河団ではR1、R2ともに共鳴散乱効果により説明することができた。 このことから、共鳴散乱を考慮しない今までの解析手法では銀河団の中心部で重元素組成比をfactor 2程度小さく見積もっていたことが明らかになった。 高温銀河団の足し合わせたスペクトルにおいて、観測された強度比R1を説明できるHe-likeの鉄Kα線のτはおよそ2であった。 ただし、この強度比R1は、ニッケルKα線の寄与があり、鉄Kα線の強度には不定性がある。 そこで、ニッケルKα線の上限値(鉄の1.8倍以下)をスペクトルから導出し、 この上限値を用いても共鳴散乱効果が有意であることを示した。

一方、高温の銀河団について足し合わせたSISのスペクトルにおいて、He-likeの鉄のKβ線とH-likeの鉄のKβ線を初めて分離して観測することができた。 これらの輝線の強度から、He-likeの鉄Kβ線のH-likeの鉄Kβ線に対する強度比R3、 He-likeの鉄Kα線のHe-likeの鉄Kβ線に対する強度比R4、 H-likeの鉄Kα線のH-likeの鉄Kβ線に対する強度比R5 を新たに導入し、さらに詳細な解析を行った。特にR4とR5はイオンフラクションに依存しないため、より厳密にKα線とKβ線の比を検証することができる。 そして、この観測値が、光学的に薄いプラズマにおいて連続成分の温度から予想される値に比べ、ほぼすべて小さくなっていることを明らかにした。
ここで、ニッケルKα線の寄与は主にHe-like鉄Kβ線の観測値に、また、鉄のKγ, δ, ε線がH-like鉄Kβ線の観測値に含まれている。これらの強度を考慮に含めるとエラーの範囲内で一致していたが、値そのものは依然として予想値を下回っている。 これはICM中にさらに高温(> 10 keV)のプラズマが存在する可能性を示唆するものと考え、2温度ICMの簡単なモデルを用い、検証を行った。その結果、2温度ICMにさらに共鳴散乱効果を含めたモデルがこの傾向に近くなることを明らかにした。 しかし、3 keV以下の銀河団についてはMonte-Carlo simulationで定量的に見積もった共鳴散乱を考慮に入れても中心での比の値が小さいことは説明できず、さらに複雑な物理状態を考える必要がある。