https://www.nature.com/articles/s41550-018-0401-8
「すざく」衛星によるペルセウス銀河団のX線分光観測について報告する。
2017/01/22
The High-velocity System: Infall of a Giant Low-surface-brightness Galaxy toward the Center of the Perseus Cluster
http://adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...814..101Y
Figure 6. Channel maps for the main body (upper set of panels) and secondary body (lower set of panels). The heliocentric velocity of each channel is indicated. Notice the similar overall morphology of the main and secondary bodies in each panel separated by 120 km s−1. The cross in each panel marks the approximate geometrical center of the main body of the HVS. The white rectangle in the lower set of panels corresponds to the region where an outflow associated with the AGN in NGC 1275 is detected; this outflow produces a relatively strong and very broad component in the red wing of the [N ii]λ6583 Å line from NGC 1275, thus obscuring any line emission associated with the secondary body of the HVS. The angular resolution of the maps is 2
7 at FWHM.
7 at FWHM.
A very deep Chandra observation of the Perseus cluster: shocks, ripples and conduction
http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.366..417F
http://chandra.harvard.edu/photo/2005/perseus/
http://chandra.harvard.edu/photo/2005/perseus/
Fig.3 Colour image made from the 0.3–1.2 (red), 1.2–2 (green) and 2–7 keV (blue) bands. A 10-arcsec smoothed image has been scaled to 80 per cent of its intensity and then subtracted in order to bring out fainter features lost in the high-intensity range of raw images. The blue structure to the N of the nucleus is caused by absorption in the infalling high-velocity system, We suspect that these arc-like pressure minima are old bubbles. projected at least 60 kpc in front of the nucleus of NGC 1275 (Gillmon, The large size of these bubbles could indicate that the activity was Sanders & Fabian 2004).
On the Nature of the NGC 1275 System
http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AJ....122.2281C
http://iopscience.iop.org/article/10.1086/323534/fulltext/
from Introduction
NGC 1275 (Perseus A, 3C 84) is one of the most unusual early-type galaxies in the nearby universe and contains an example ofalmost every known extragalactic phenomenon. However, several of its basic observed features still remain a mystery. NGC 1275 is located at the center of the Perseus Cluster and resembles a normal elliptical galaxy on low-resolution plates (Hubble & Humason 1931). Humason (1932) and later Seyfert (1943) discovered strong emission lines in NGC 1275. Later, Minkowski (1955) found twodistinct emission-line systems toward NGC 1275: a high-velocity (HV) component at V = 8200 km s-1 and a low-velocity (LV) one at V = 5200 km s-1. The stellar radial velocity of NGC 1275 is 5264 ± 11 km s-1 (Huchra, Vogeley, & Geller 1999), while the velocitydispersion of the Perseus Cluster is 1277 km s-1 (Struble & Rood 1991). The puzzling nature of NGC 1275 was compounded by thediscovery of an extensive array of emission-line filaments projecting away from the central galaxy (Minkowski 1957; Lynds 1970). The origin of these features is still being debated (see, e.g., McNamara, O'Connell, & Sarazin 1996; Sabra, Shields, & Filippenko 2000).
http://iopscience.iop.org/article/10.1086/323534/fulltext/
from Introduction
NGC 1275 (Perseus A, 3C 84) is one of the most unusual early-type galaxies in the nearby universe and contains an example ofalmost every known extragalactic phenomenon. However, several of its basic observed features still remain a mystery. NGC 1275 is located at the center of the Perseus Cluster and resembles a normal elliptical galaxy on low-resolution plates (Hubble & Humason 1931). Humason (1932) and later Seyfert (1943) discovered strong emission lines in NGC 1275. Later, Minkowski (1955) found twodistinct emission-line systems toward NGC 1275: a high-velocity (HV) component at V = 8200 km s-1 and a low-velocity (LV) one at V = 5200 km s-1. The stellar radial velocity of NGC 1275 is 5264 ± 11 km s-1 (Huchra, Vogeley, & Geller 1999), while the velocitydispersion of the Perseus Cluster is 1277 km s-1 (Struble & Rood 1991). The puzzling nature of NGC 1275 was compounded by thediscovery of an extensive array of emission-line filaments projecting away from the central galaxy (Minkowski 1957; Lynds 1970). The origin of these features is still being debated (see, e.g., McNamara, O'Connell, & Sarazin 1996; Sabra, Shields, & Filippenko 2000).
2016/03/04
2015/08/27
2010/09/28
X線衛星すざくによる電波銀河NGC1275の変動解析
copy from http://www.asj.or.jp/nenkai/2010b/html/S08a
NGC1275は、ペルセウス銀河団の中心に位置する電波銀河で、Perseus A または 3C84と呼ばれている。ブレーザーと違い、ジェットを斜めから見ている電波銀河を調べることは、謎が多い電波ジェットの構造を明らかにするためには重要である。電波では、2006年から光度が増加し、2007年には新しい電波源が出現した(Nagai et al.2010)。一方γ線では、EGRETでは検出されなかったが、2008年にフェルミ衛星がNGC1275の位置に明るいガンマ線放射を見つけ、EGRETの時代に比べて増光していることがわかった。このため，ガンマ線は銀河団というよりNGC1275から出ていると考えられる。また、多波長スペクトルはブレーザーと似ていて、シンクロトロン自己コンプトンモデルで表されると報告されている(Abdo et al.2009， Kataokaetal.2010)。過去の10keV以下のX線観測ではNGC1275の位置にハードな点源が見つかっているが、最近の電波やガンマ線との増光との相関が不明であったり、またX線放射も円盤由来かジェット由来か不明である。
そこで本研究では、X線での時間変動を調べ、またスペクトルも抽出するため、X 線衛星すざくによる解析を行った。データは、すざくの検出器XISの2006年2月から2010年2月までの半年ごとのデータを用いた。まず、高温ガスの放射が支配的な4-5keVとNGC1275の寄与が大きくなっている9-11keVでイメージを比較し、その半径分布の比からNGC1275のみの成分を求めた。そして、NGC1275の光度変化を調べた結果、まわりのペルセウス銀河団がほとんど変動していないことと比べ、 NGC1275には時間変動の兆候がみられた。本講演では、スペクトル情報も合わせて解析について報告し、X線の起源について議論を行う。
NGC1275は、ペルセウス銀河団の中心に位置する電波銀河で、Perseus A または 3C84と呼ばれている。ブレーザーと違い、ジェットを斜めから見ている電波銀河を調べることは、謎が多い電波ジェットの構造を明らかにするためには重要である。電波では、2006年から光度が増加し、2007年には新しい電波源が出現した(Nagai et al.2010)。一方γ線では、EGRETでは検出されなかったが、2008年にフェルミ衛星がNGC1275の位置に明るいガンマ線放射を見つけ、EGRETの時代に比べて増光していることがわかった。このため，ガンマ線は銀河団というよりNGC1275から出ていると考えられる。また、多波長スペクトルはブレーザーと似ていて、シンクロトロン自己コンプトンモデルで表されると報告されている(Abdo et al.2009， Kataokaetal.2010)。過去の10keV以下のX線観測ではNGC1275の位置にハードな点源が見つかっているが、最近の電波やガンマ線との増光との相関が不明であったり、またX線放射も円盤由来かジェット由来か不明である。
そこで本研究では、X線での時間変動を調べ、またスペクトルも抽出するため、X 線衛星すざくによる解析を行った。データは、すざくの検出器XISの2006年2月から2010年2月までの半年ごとのデータを用いた。まず、高温ガスの放射が支配的な4-5keVとNGC1275の寄与が大きくなっている9-11keVでイメージを比較し、その半径分布の比からNGC1275のみの成分を求めた。そして、NGC1275の光度変化を調べた結果、まわりのペルセウス銀河団がほとんど変動していないことと比べ、 NGC1275には時間変動の兆候がみられた。本講演では、スペクトル情報も合わせて解析について報告し、X線の起源について議論を行う。
2009/11/02
X-ray Spectroscopy of the Core of the Perseus Cluster with Suzaku: Elemental Abundances in the Intracluster Medium
http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...705L..62T
Tamura et al. 2009
The results from Suzaku observations of the central region of the Perseus cluster are presented. Deep exposures with the X-ray Imaging Spectrometer provide high-quality X-ray spectra from the intracluster medium. X-ray lines from helium-like Cr and Mn have been detected significantly for the first time in clusters. In addition, elemental abundances of Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Fe, and Ni are accurately measured within 10' (or 220 kpc) from the cluster center. The relative abundance ratios are found to be within a range of 0.8-1.5 times the solar value. These abundance ratios are compared with previous measurements, those in extremely metal-poor stars in the Galaxy, and theoretical models.
Tamura et al. 2009
The results from Suzaku observations of the central region of the Perseus cluster are presented. Deep exposures with the X-ray Imaging Spectrometer provide high-quality X-ray spectra from the intracluster medium. X-ray lines from helium-like Cr and Mn have been detected significantly for the first time in clusters. In addition, elemental abundances of Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Fe, and Ni are accurately measured within 10' (or 220 kpc) from the cluster center. The relative abundance ratios are found to be within a range of 0.8-1.5 times the solar value. These abundance ratios are compared with previous measurements, those in extremely metal-poor stars in the Galaxy, and theoretical models.
2009/09/14
「すざく」衛星によるペルセウス銀河団のX線分光と重元素組成比の測定
copy from http://www.asj.or.jp/nenkai/2009b/html/T07a
ペルセウスは全天で最もX線で明るい銀河団である。また、ペルセウスは、衛星 のXIS検出器(CCD)の較正天体であり毎年2回の観測を行っている。これらの観測 データをできるだけ多く足す合すことによって、もっとも統計の良いX線スペク トルを取得することができた。これによって精密な重元素量の測定を行った。 Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Fe, Niの組成比とそれらの空間分布が明らかになった。
銀河団ガスの中には、メンバー銀河中に残されているものと同程度の重元素が含 まれている。したがって、その組成比は、宇宙全体での重元素比を考える上で、 もっとも重要なものの一つである。また組成比は、メンバー銀河の中での星の生 成、超新星爆発による重元素の生成、およびそれらを銀河間空間に撒き散らす歴 史を物語るプローブである。今回の結果をこれまでの測定結果と比較する。ま た、化学進化について議論を行う。
2008/03/24
「すざく」による高温銀河団ガス運動の探査
copy from http://www.asj.or.jp/nenkai/2008a/html/T10a.html
日本天文学会2008年春季年会
T10a
「すざく」による高温銀河団ガス運動の探査
銀河団は、小さな銀河団同士の衝突合体を通じて現在のような姿に成長してきたと考られている。銀河団同士の衝突に伴って高温ガスがバルク運動を持つとする と、輝線スペクトルにドップラーシフトが生じると考えられる。そこで輝線のエネルギーを決定することで、衝突合体の様子に直接的な手がかりが得られると期 待される。今回は「すざく」が観測した、ガス温度分布やX線イメージの形状からリラックス状態と考えられるPerseus銀河団中心領域と Abell1060と、衝突合体中と思われるAbell 3376、Abell 3667を対象にしてX線スペクトル解析を行いガスバルク運動を調べた。「すざく」により現在まで挙げられてきた成果を上記の天体解析結果に加え、銀河団 の高温ガスバルク運動について報告する。
鉄輝線の位置依存性を調べるために、XIS検出器の視野をおよそ2.2'×2.2'、4.5'×4.5' の正方領域に分け、各領域についてX線スペクトルを抽出しモデルフィットを行った。静止系でのエネルギーと比較し各領域での視線速度を計算しバルク運動を 調べた。結果リラックス状態と考えられるPerseus銀河団中心領域とAbell 1060のガスバルク運動は音速を越えるような状態は確認出来なかった。衝突合体中と考えられるAbell 3376、Abell 3667のガスバルク運動は音速程度の速度差を生じていた。この事は銀河団ガスは衝突合体に際して音速を越えるガスバルク運動を生じ、次第にリラックスし ていくという銀河団 の衝突合体仮説が正しかった事を意味しているのかもしれない。
2007/03/01
すざく衛星によるペルセウス銀河団の高温ガスバルク運動の測定(1)
copy from
http://www.asj.or.jp/nenkai/2007a/html/T10b.html
http://www.asj.or.jp/nenkai/2007a/html/T10b.html
銀河団中の高温ガスのバルクモーション及び乱流の測定は、 銀河団高温ガスの構造や進化をさぐる新たなツールになりえる。 特に、数1000km/sの速度で二つの銀河団が合体するマージング の過程で、それぞれの銀河団に付随する高温ガスがいかに混合され リラックスした系に移行していくか、バルクモーションの測定による ダイナミックな描像が期待される。 また、バルクモーションや乱流の測定は、通常、静水圧平衡を仮定する 銀河団の質量測定の精度を検証する上でも重要である。
ペルセウス座銀河団は全天でもっとも高いＸ線表面輝度をもち 鉄輝線のドップラーシフトを通してバルクモーションをさぐるのに 最適な天体である。 すざくXISでは、SWG期間内にエネルギースケールの較正を主目的 として、2006年2月、8月の２回の観測が行われている。２回目の観測では、 放射線損傷を補償するSCIという新たなCCD駆動方法もテストした。
鉄輝線のドップラーシフトを測定するのに最も重要なのが検出器（XIS）の エネルギースケールの精度である。XISのエネルギースケールの精度は0.2\%、速度に 換算して600km/sと評価されている。今回のデータ解析では、電荷転送方向 が 天空座標で互いに異なる4台のXISのデータを同時に利用して、エネルギースケールの 誤差（CTI補正の誤差）をさらに小さくする工夫を試みた。 続いて、検討すべきはスペクトルモデルの妥当性である。本発表では、以上の解析方 法と 検討結果を中心に紹介する（結果と議論に関しては、金丸他の発表参照のこと）
2006/11/22
A very deep Chandra observation of the Perseus cluster: shocks, ripples and conduction
MNRAS, 2006
We present the first results from a very deep Chandra X-ray observation of the core of the Perseus cluster of galaxies. A pressure map reveals a clear thick band of high pressure around the inner radio bubbles. The gas in the band must be expanding outwards and the sharp front to it is identified as a shock front, yet we see no temperature jump across it; indeed, there is more soft emission behind the shock than in front of it. We conclude that in this inner region either thermal conduction operates efficiently or the co-existing relativistic plasma seen as the radio mini-halo is mediating the shock. If common, isothermal shocks in cluster cores mean that we cannot diagnose the expansion speed of radio bubbles from temperature measurements alone. They can at times expand more rapidly than currently assumed without producing significant regions of hot gas. Bubbles may also be significantly more energetic. The pressure ripples found in earlier images are identified as isothermal sound waves. A simple estimate based on their amplitude confirms that they can be an effective distributed heat source able to balance radiative cooling. We see multiphase gas with about 109Msolar at a temperature of about 0.5 keV. Much, but not all, of this X-ray emitting cooler gas is spatially associated with the optical filamentary nebula around the central galaxy, NGC1275. A residual cooling flow of about 50Msolaryr-1 may be taking place. A channel is found in the pressure map along the path of the bubbles, with indications found of outer bubbles. The channel connects in the south (S) with a curious cold front.
We present the first results from a very deep Chandra X-ray observation of the core of the Perseus cluster of galaxies. A pressure map reveals a clear thick band of high pressure around the inner radio bubbles. The gas in the band must be expanding outwards and the sharp front to it is identified as a shock front, yet we see no temperature jump across it; indeed, there is more soft emission behind the shock than in front of it. We conclude that in this inner region either thermal conduction operates efficiently or the co-existing relativistic plasma seen as the radio mini-halo is mediating the shock. If common, isothermal shocks in cluster cores mean that we cannot diagnose the expansion speed of radio bubbles from temperature measurements alone. They can at times expand more rapidly than currently assumed without producing significant regions of hot gas. Bubbles may also be significantly more energetic. The pressure ripples found in earlier images are identified as isothermal sound waves. A simple estimate based on their amplitude confirms that they can be an effective distributed heat source able to balance radiative cooling. We see multiphase gas with about 109Msolar at a temperature of about 0.5 keV. Much, but not all, of this X-ray emitting cooler gas is spatially associated with the optical filamentary nebula around the central galaxy, NGC1275. A residual cooling flow of about 50Msolaryr-1 may be taking place. A channel is found in the pressure map along the path of the bubbles, with indications found of outer bubbles. The channel connects in the south (S) with a curious cold front.
2003/02/14
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