1. No category

衝突銀河団Abell 2256のJVLAによる偏波観測結果�
3、高橋育美3、小野寺幸子
4、津田裕也
4、祖父江義明5�
小澤武揚1、中西裕之1、安楽健太1、赤堀卓也2、滝沢元和
1. 鹿児島大学�2. シドニー大学�3. 山形大学�4. 明星大学�5. 東京大学�
1．乱流による磁場の増幅�
銀河団衝突に伴う乱流で磁場は増幅されている？ 概要�
銀河団はX線の輝度分布から不規則型、規則型、クール
コア型の3形態に分類できる。我々は、このX線の形態の違
いが銀河団進化の異なる局面を表していると考え、X線形
態分類は銀河団の乱流と磁場の進化を探る手がかりにな
ると着目した。そこで各形態での磁場の性質を比較するた
め、X 線形態分類がなされている近傍銀河団6天体の偏波
観測をJVLAに申請し実施した。本ポスターではその観測の 左：Coma Clusterで観測されたシンクロトロン放射。銀河団磁場の存在が示唆される（FereJ et al. 2012）。中央：MHDシミュレー
Fig. S2. Left panel: Time evolution of kinetic and magnetic energies in a three-dimensional,
ションによる乱流の運動エネルギーと磁場のエネルギーの時間進化。右：磁場P
et al. 2008）。 incompressible simulation of driven MHD turbulence
with very
weak initial magnetic field.
Bと流速P
Vのパワースペクトル（Ryu 内、不規則銀河団に分類される衝突銀河団Abell 2256の解
The green lines show our fitting for the growth and saturation of magnetic energy. Right panel:
Power spectra for flow velocity, P , and magnetic fields, P , at a time of saturation. Two
straight lines of slopes −5/3 and −1 are also drawn for comparison.
析結果を報告する。 2．X線形態分類�
X線形態分類は銀河団の進化状態を表している？ JVLAによる観測は、Cアレイ構成でS帯 (2-­‐4 GHz) 及びX帯
(8-­‐10 GHz) で行われ、両偏波観測によりス トークスI、Q、U 200 100 260 のイメージを取得した。S帯X帯共に、128 MHzごとの帯域に
kpc
kpc
kpc
分けられた16の周波数でイ メージを得ることができた。解
9
析の結果、先行研究のL帯 (1.3-­‐1.7 GHz) で分かっている電
波レリックを、今回はじめてS 帯においても検出することが
できた。電波レリックはこれまでの観測からそのファラデー
回転測度の 分散が7 rad/m2と、銀河団の値としては非常に
Ø  不規則 and 規則 → X線表面輝度分布の対称性で分類（e.g., Akahori & Masai 2005） カラー ：RASS 0.1~2.4 keV　コントア：NVSS 1.4 GHz Ø  冷却コア → 銀河団中心で強いX線のピークと温度の急激な減衰がある 低い分散が見積もられていたが、本観測においても同様に
12 rad/m2と低い分散が確認された。さらに背景偏波源の分
X線形態
不規則
規則
冷却コア
散が42.5 rad/m2あることから、電波レリックが銀河団手前 乱流による磁場の増幅が 乱流の状態 driving
cascade
decay
となる？ あるならば 側にあるという説を支持する。
磁場強度
弱い
強い
やや強い
8
Feretti et al.
28 25
20
15
DECLINATION (J2000)
10
05
00
27 55
50
45
40
500 kpc
35
13 01 30
00
00 30
00 12 59 30
00
RIGHT ASCENSION (J2000)
58 30
00
Fig. 2 Diffuse radio halo Coma C in the Coma cluster (z = 0.023) at 0.3 GHz obtained with the WSRT,
superimposed onto the optical image from the Digitized Sky Survey DSS1. The resolution of the radio
image is 55′′ × 125′′ (FWHM, RA × DEC); contour levels are: 3, 6, 12, 25, 50, 100 mJy/beam.
presented 7 new candidates from a search in the Westerbork Northern Sky Survey
(WENSS [219]) at 327 MHz; Rudnick & Lemmerman [226] searched for Mpc-scale
radio emission reprocessing WENSS radio images.
Recently, other extensive radio observations have been published. We note the
Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) survey of massive galaxy clusters at z
= 0.2 - 0.4 by Venturi and collaborators [265,266], who found diffuse sources in 10
clusters (out of which 3 new halos, 2 new core-halo sources and 3 new halo or relic
candidates), the GMRT follow up at low frequencies of all clusters known to contain
radio halos and relics up to z = 0.4 [114], and the observing campaign carried out with
the WSRT, VLA and GMRT by Van Weeren et al. [255], who discovery 6 new radio
relics, including a probable double system, and 2 radio halos. The above mentioned
studies and their follow-ups have produced rich information in a short time in this
field.
D. Guidetti et al.: The intracluster magnetic field power spectrum in Abell 2382
703
v
B
4 Radio halos
Radio halos are diffuse radio sources of low surface brightness (∼ 1 – 0.1 µJy arcsec−2
at 1.4 GHz) permeating the central volume of a cluster. They are typically extended
with sizes of ! 1 Mpc, regular in morphology, and are unpolarized down to a few
-15 36 00
30
DECLINATION (J2000)
37 00
30
38 00
30
39 00
30
40 00
30
21 52 10
05
00
51 55
RIGHT ASCENSION (J2000)
50
45
3．Faraday Rotation Measure�
6．Abell 2256 解析結果�
Fig. 3. Source PKS 2149-158 (A and B) and PKS 2149-158C: total intensity contours and polarization vectors at 4.88 GHz. The angular resolution
is 5.3′′ × 5.3′′ . The first contour level is drawn at −3σI and the other contour levels start at 3σI and are spaced by a factor of 2. The lines give the
orientation of the electric vector position angle (E-field) and are proportional in length to the fractional polarization (10′′ ≃ 50%).
2051MHz 電波強度 + 偏波角 φ = φ0 + RM ⋅ λ 2
∫
2
ne B|| dl [rad / m ]
observer
Abell2382の電波+X線イメージ (GuideJ + 2008)。 この場合、手羽先状の背景偏波源からRMを求める。 Fig. 4. Left: radio contours of galaxies PKS 2149-158 and PKS 2149-158C at 6 cm superposed on the Rosat PSPC X-ray image. The radio image
has been obtained by combining all the VLA√arrays and by averaging the two IFs of the 6 cm band. The sensitivity (1σI ) is 0.015 mJy/beam. The
contour levels start at 3σI and are scaled by 2; the restoring FWHM beam is 5.′′ 3 × 5.′′ 3′ . Right: surface brightness profile of A2383 in the band
0.1−2.4 keV band. The dashed and the solid lines represent the best fit of, respectively, the single β-model and the double β-model described in
the text.
X線形態分類ごとに、背景偏波源偏波の銀河団
磁場によるファラデー回転を観測する line-of-sight (B∥ ), and the path-length (L) through the intracluster medium according to:
! L[kpc]
RM [rad/m2 ] = 812
ne [cm−3 ] B∥ [µG] dl.
(4)
0
The position angle of the plane of polarization is an observable
quantity; therefore, images of rotation measure can be obtained
by a linear fit of the polarization angle as a function of λ2 (see
4．解析対象�
不規則
A2256
e.g. AIPS task RM or the PACERMAN algorithm by Dolag et al.
2005). As is well known, determination of the rotation measure
is complicated because of nπ ambiguities in the observed ΨObs .
Removal of these ambiguities requires observations at many frequencies that are well-spaced in λ2 .
We implemented an RM-fit algorithm in the FARADAY tool
(Murgia et al. 2004). Given the U and Q maps at each frequency
as inputs, the task UQ_to_RM produces the RM and the intrinsic
規則
A401 350kpc
107.8 mJy/ beam
450kpc
257.6 mJy/ beam
JVLA
VLA archive
冷却コア
A2142 560kpc
A262 100kpc
73.4 mJy/ beam
47.7 mJy/ beam
JVLA
VLA archive
observed
A3558
A1367 290kpc
22.6 mJy/ beam
130kpc
1995 mJy/ beam
JVLA
JVLA
A3571 240kpc
40.2 mJy/ beam
JVLA
A2029 2051MHz 電波強度 + RM 2051MHz 電波強度 + RM 2051MHz 偏波率 470kpc
435.2 mJy/ beam
VLA archive
A2199 A
A
archive
候補天体の選別方法 ü  X線で観測されている近傍銀河団（Mohr 1999） ü  X線形態分類がなされている (Akahori & Masai 2005) ü  冷却コアの存在が既知 (Sanderson + 2006) ü  βモデル（電子分布モデル）のパラメータが既知(Mohr + 2009, Ota & Mitsuda 2002, Chen+ 2007) JVLA：観測提案を提出し、新たに観測されたもの Beam
52’’
15’’/52’’ 15’'
周波数
1.4 GHz
2051MHzから128MHz毎に16周波数
8051MHzから128MHz毎に16周波数
p  電波レリックを検出するためにL bandとS bandを用い
た低分解能イメージ、背景偏波源のRMの分散を知る
ためにS bandとX bandを用いた高分解能のイメージを
作成した。 p  低分解能のイメージではMuld-­‐Scale CLEANを行った。 p  S bandで初めて電波レリックを検出した。 p  電波レリック全域のフラックスは2GHzで276 mJyであっ
たが、van-­‐Weeren + 2012から予測される値よりも低
い。ミッシングフラックスのせいかもしれない。
source
RM = 0.81
観測帯域
L 帯(VLA)
S 帯 (JVLA)
X 帯 (JVLA)
180kpc
B
B
1672 mJy/ beam
JVLA
Beam = 52’’
Beam = 15’’
Beam = 15’’
78:40:00.0
35:00.0
30:00.0
25:00.0
Declination
45:00.0
50:00.0
5．衝突銀河団 Abell 2256�
08:00.0
06:00.0
04:00.0
02:00.0
17:00:00.0
背景：DSS　緑：NVSS 赤：RASS (0.1-­‐2.4 keV) Right ascension
•  銀河が２つの速度集団を構成し、
動径方向速度差が最大2000 km/sある(Briel + 1991) •  LOFAR、GMRT、WSRT、VLAで観
測が行われている •  電波レリック、電波ハロー、多く
の電波銀河を含む •  電波レリックは銀河団手前にあ
るとされる（Clark & Ensslin 2006） Ø  電波レリックのRMは -­‐38.6 ± 12 rad/m2 Ø  背景偏波源AのRMは -­‐40.6 ± 42.5 rad/m2 Ø  背景偏波源BのRMは -­‐26.6 ± 11.8 rad/m2 （但し銀河団、Aのczが
17500km/sに対し、Bはczが16500km/s　Miller + 2003） 電波レリックはFaraday thinである
電波レリックの分散が小さく、かつ銀河団内にある偏波源
AのRMの分散が42 rad/m2とレリックよりも大きいことから、 電波レリックが銀河団手前あるという説を支持する。
まとめ�
銀河団Abell 2256のJVLAによるS帯 (2-­‐4 GHz)及びX帯 (8-­‐10 GHz)の観測データを整約・解析した結果、S帯において初めて電波レリッ
クを検出した。検出された電波レリックのフラックスは276 mJyであったが、予測される値よりも小さいことからミッシングフラックスを考慮する必
要があるかもしれない。一方60 MHz (LOFAR) から 1400MHz (VLA)にかけて検出されている電波ハローは2 GHzでは受からなかった。 またClarke & Ensslin 2006によりVLA 1.4 GHzのデータから電波レリックのRMの分散が7 rad/m2と求められていたが、JVLA 2GHzにおいても12 rad/m2と小さい値が求められた。背景偏波源AのRMの分散が42.5 rad/m2であることから、もし電波レリックが銀河団の奥に位置していた場合
40 rad/m2程度の分散を持つべきである。したがって、電波レリックが銀河団手前にあるという説を支持する。