「すざく」で観測されたFossil group NGC1550の重元素分布

copy from http://www.asj.or.jp/nenkai/2009a/html/T04a.html

○佐藤浩介(金沢大)、松下恭子(東理大)、川原田円(理研)、中澤知洋(東大)、山崎典子(ISAS/JAXA)、石崎欣尚、大橋隆哉(首都大)

我々は2008年春季年会で報告したように、「すざく」を用いた銀河群・ 銀河団の観測から、銀河間ガス(ICM)に含まれる重元素量と構成銀河 の赤外光度の比が重元素拡散のよい指標となることを示唆した。 しかし銀河群・銀河団では構成銀河の数も多く、中心銀河の影響や 過去と現在の拡散の違いをみることは難しい。

今回我々が「すざく」で観測を行ったNGC~1550はFossil groupの中心に あるS0銀河である。Fossil groupとは、銀河群並の質量を持っている ものの中心にＸ線で明るい銀河が存在し、それ以外のメンバー銀河がほとんど 存在しない天体である。よって、中心領域($\sim0.1~r_{\rm 180}$)では 中心銀河からの重元素放出の影響を受けているものの、 それより外側の領域では、過去の重元素拡散の様子をそのまま残して いると考えられる。

{\it XMM}衛星の観測から、NGC~1550はクーリングコアを持ち、 アバンダンスは中心部で$\sim$1 solarから$\sim0.1~r_{\rm 180}$で $\sim0.3$ solarになることが報告されている(Kawaharada 2006)。 今回の「すざく」観測の結果も{\it XMM}での観測とほぼ一致し、 中心領域($r<\sim0.05~r_{\rm 180}$)は2成分の熱的放射、 それより外側では1成分の熱的放射に我々の銀河系から放射と 宇宙背景Ｘ線放射の重ね合わせで、観測されたスペクトルはよく再現できた。 また、$\sim0.2~r_{\rm 180}$までの温度と各重元素の半径分布を決定できた。 本講演では、今回の観測結果とこれまでの銀河群・ 銀河団との比較から、ICM中の重元素拡散プロセスについて議論を行う。

Suzaku Observations of AWM 7 Cluster of Galaxies: Temperatures, Abundances, and Bulk Motions

Sato et al.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2008PASJ...60S.333S

We carried out 3 observations of the cluster of galaxies AWM 7, for the central region and 20'-east and 20'-west offset regions, with Suzaku. Temperature and abundance profiles were measured out to 27' simeq 570 h₇₀^-1kpc, which corresponded to ˜0.35r₁₈₀. The temperature of the intra-cluster medium (ICM) slightly decreased from 3.8keV at the center to 3.4keV in the ˜0.35 r₁₈₀ region, indicating a flatter profile than those in other nearby clusters. The abundance ratio of Si to Fe was almost constant in our observations, while the Mg-to-Fe ratio increased with radius from the cluster center. The O to Fe ratio in the west region showed an increase with radius, while that in the east region was almost flat, though the errors were relatively large. These features suggest that the enrichment process is significantly different between products of type II supernovae (O and Mg) and those by type Ia supernovae (Si and Fe). We also examined the positional shift of the central energy of a He-like Fe-Kα line, in search of possible rotation of the ICM. The 90% upper limit for the line-of-sight velocity difference was derived to be Δ v lesssim 2000kms^-1, suggesting that the ellipticity of AWM 7 is rather caused by a recent directional infall of gas along the large-scale filament.