АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 9, с. 679-704
УДК 524.7+524.8
РЕНТГЕНОВСКИЕ СКОПЛЕНИЯ ГАЛАКТИК С г < 14: ОГРАНИЧЕНИЯ НА ВНУТРЕННИЙ НАКЛОН ПРОФИЛЕЙ ПЛОТНОСТИ
© 2014 г. Ю. В. Бабык1*, А. Дель-Пополо2'3, И. Б. Вавилова1
1Главная астрономическая обсерватория Национальной академии наук Украины,
Киев, Украина
2Университет Катании, Катания, Италия 3 Университет Сан Пауло, Сан Пауло, Бразилия Поступила в редакцию 30.10.2013 г.; принята в печать 17.03.2014 г.
Для 128 массивных рентгеновских скоплений галактик с красными смещениями 0.01 — 1.4, наблюдавшихся космической обсерваторией "Чандра", представлены результаты реконструкции распределения полной массы (вклад от темной материи, межкластерного рентгеновского газа и ярчайшей галактики скопления). Получены оценки полной (М200) и барионной (Мь) масс, а также параметра концентрации (с2оо), характеризующего размер гало темной материи, для всех объектов рассмотренной выборки. Подтверждена тесная корреляция между с200 и М200, а именно с ж Маг/(1 + г)ь с а = —0.56 ± 0.15 и Ь = 0.80 ± 0.25 (95%-доверительный интервал), которая находится в хорошем согласии с результатами численного моделирования и предыдущих наблюдений. Путем моделирования внутреннего наклона профиля плотности темной материи а с использованием обобщенной модели Наварро—Френка—Уайта получено а = 1.10 ± 0.48 при доверительном интервале 2а в результате объединения данных для всей выборки скоплений галактик, для которой модель дает хорошее описание наблюдений. Обнаружено, что существует тесная корреляция между внутренним наклоном а профилей плотности темной материи и массой барионной материи Мь для массивных скоплений галактик, а именно: внутренний наклон а профиля плотности темной материи коррелирует с массой барионной материи, уменьшаясь с увеличением барионной массы скопления. С использованием простой степенной модели для описания распределения а — Мь, определен излом Ь = 1.72 ± 0.37 (68%-доверительный интервал) внутреннего наклона профиля плотности темной материи.
001: 10.7868/80004629914090011
1. ВВЕДЕНИЕ
Изучение вопроса формирования гало темной материи в галактиках и скоплениях галактик имеет давнюю историю, начиная с работ [1—2], в которых для анализа профиля плотности использовалась модель коллапса сферических возмущений в расширяющейся среде (см. обзоры [3—4] и работы [5— 7] — с учетом темной энергии и работу [8] — с учетом ограничений сценария темной материи). Использование этой модели и аналитических методов, развитых в последующих работах, например [9— 11], позволило прийти к выводу, что профили плотности описываются степенным законом для всего выбранного диапазона радиусов. В более поздних полуаналитических моделях (см., например, [12— 22]) было показано, что профиль не является степенным. Такой же вывод был получен в результате
моделирования N-тел (см., например, [23—24] (далее результаты моделирования Наварро—Френка-Уайта будем обозначать НФУ) и [25-31]) — была обнаружена схожесть сферически-усредненных профилей плотности гало темной материи, полученных в результате численного моделирования независимо от массы гало или космологической модели [32—35].
Профиль НФУ определяется по формуле
р(г) =
Ро
(r/rs)(1 + r/rs)2 PcAc
(r/rs)(1 + r/rs)2 '
(1)
E-mail: babikyura@gmail.com
где рс — критическая плотность Вселенной при красном смещении скопления г,а Дс — вириальная повышенная плотность. Масштабный радиус т3
связан с вириальным радиусом ТтГ посредством параметра концентрации с = ТтГ/та1 .
В работе НФУ было показано, что параметр концентрации имеет большее значение для меньших масс гало, поскольку такие гало были сформированы ранее, когда Вселенная была плотнее. Соотношение концентрация—масса было исследовано многими авторами. В статьях [28, 37] было предложено несколько простых моделей. Так, в модели [28] использовались два параметра: К, характеризующие начальное значение концентрации коллапсирующего гало, и соотношение Г между начальной коллапсирующей масой и вириальной массой гало в современную эпоху. Двухпарамет-рическая степенная модель исследовалась также в работах [38, 39] и в более недавних работах [37, 40].
Логарифмический наклон профиля плотности на малых масштабах, также известный как внутренний наклон, записывается как
а = —
d lg р
d lg r
= 1.
(2)
0
Этот профиль имеет расходимость р ж т 1 во внутренней части, а на больших радиусах ведет себя как р ж т-3. В работе [41] получен больший степенной внутрений наклон профиля (р ж т-1'5). В недавних работах по численному моделированию, например, [29, 31, 42, 43], показано, что профили плотности лучше аппроксимируются профилем Эйнасто, который уменьшается по направлению к центру гало. Эйнасто впервые предложил этот профиль наклона в степенном законе для описания распределения звезд в Млечном Пути. Сам профиль имеет вид
1п(р/р_2) = -|[(г/г_2)а-1], (3)
где р-2 — плотность при т-2, а т-2 — радиус, при котором логарифмический наклон плотности изотермический (т.е. —2), аналогичный т3 в профиле НФУ.
Необходимо отметить, что численное моделирование N-тел дает результаты, которые не всегда соответствуют наблюдениям. Так, наблюдения внутренней части профилей плотности карликовых галактик и карликовых галактик низкой поверхностной яркости описываются лучше моделью с ядерно-подобной структурой [44—52]. Такая же проблема несоответствия наблюдений и моделирования существует при изучении внутренней части
1 Значение rvir в сферической модели коллапса аналити-
чески определяется как rvir = 178 (для модели холодной
темной материи, CDM) в приближении riso, и обыч-
но округляется как ris0, поскольку контраст плотности
rvir = r101 [36] в ЛCDM-космологии. Значения вириаль-ного радиуса, необходимые для обработки наблюдений, разнятся, но обычно принимается r500 или r200 [27].
профиля плотности в скоплениях галактик, которые изучались с использованием как рентгеновских наблюдений, так сильного и слабого линзиро-вания.
В вычислениях массы рентгеновских скоплений галактик чаще всего предполагается, что межгалактический газ находится в гидростатическом равновесии и что скопления имеют приблизительно сферическую форму. В этом случае для массы скопления галактик имеем
M (r) =
kT r
d ln Pga
¡imH G \ d ln r
rilnT d ln r
(4)
где к — постоянная Больцмана, Т — температура газа, ц — средний молекулярный вес газа, а тн — масса протона. Плотность газа рдаз часто описывается с помощью ^-модели [53] при условии, что распределение плотности массы галактики соответствует профилю Кинга и что межгалактический газ находится в гидростатическом равновесии:
pgas (r) = p0,gas (r) [1
+ (r/rc,gas') \
21 -3/3/2
(5)
где в — это бета-параметр, определяющий наклон профиля поверхностной яркости, тс,даз — радиус центральной области, занимаемой газом, а ро,даз — плотность газа в центре галактики. Параметры модели определяются посредством анализа рентгеновского профиля поверхностной яркости, полученного при обработке рентгеновского изображения скопления. Полная масса М(т) может быть получена, если рдаз и Т(т) известны из рентгеновских наблюдений. Точную оценку массы (в модели НФУ) можно получить в результате последовательного описания распределения массы в скоплениях [54—56].
Измерения температуры рентгеновского скопления галактик дают нам некоторую информацию о структуре скопления на масштабе 50—500 кпк [36]. На меньших радиусах скопления измерения температуры ограничены как разрешающей способностью инструментов, так и наличием субструктур скопления [57] (далее эта работа и полученные в ней результаты цитируются как БЛ07). Существенными тут также оказываются ограничения, связанные с "охлаждающими потоками" в центре скопления галактик, как и со справедливостью предположения о гидростатическом равновесии межгалактического газа [58]. По этой причине вычисления внутреннего наклона профиля плотности гало, основанные на рентгеновских наблюдениях, дают разные значения (такие как 0.6 [59], 1.2 [60], 1.9 [61]).
Другим методом вычисления распределения темной материи в скоплениях галактик является гравитационное линзирование. Слабое линзирова-ние фоновых галактик используется для выявления
распределения массы во внешних областях скопления [62]. Нынешняя доступная разрешающая способность космических телескопов позволяет исследовать профили плотности в области ^100 кпк. Сильное линзирование используется для изучения распределения темной материи внутри скоплений, а именно посредством анализа проектированного распределения массы внутри области ~100—200 кпк (на пределе ~10—20 кпк) [63-66].
Остановимся на несовпадающих результатах, полученных методом линзирования. Авторы работы [67] нашли а > 1 при 1% rvir, изучая тангенциальные и радиальные дуги скопления A383. Намного меньшее значение а было получено в работах [68, 69] для этого же скопления с использованием линзирования и с учетом звездной кинематики для центральных областей. Авторы работы [70] получили а = 0.57 ± 0.024 для CL 0024+1654, тогда как авторы работы [71] нашли, что профиль НФУ соответствует профилю плотности в диапазоне радиусов 0.1rvir. Авторы работы [72] нашли профиль центральной ядерной области а = 0.35 для MS 2137.3-2353, а авторы работ [63, 73] сделали вывод, что точное значение наклона профиля плотности зависит от зависимости масса-светимость для ярчайшей галактики скопления.
Таким образом, результаты численного моделирования не всегда соответствуют наблюдаемым внутренним наклонам профиля плотности для карликовых галактик, карликовых галактик низкой поверхностной яркости, а также для скоплений галактик, где результаты могут отличаться даже для одних и тех же скоплений [36, 57, 63, 64, 74, 75]. Для такого несоответствия может существовать несколько причин, например: (а) разные подходы к вычислению наклона профиля плотности, которые иногда приписываются или темной материи, или полной массе, (б) использование различных наблюдательных методов с разными (ограниченными) диапазонами радиуса, (в) неучет звездной массы ярчайшей галактики скопления. Для получения более убедительных ограничений на
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.