1)鉄のHe-like Kβ線が強い。
He-like Kα輝線に含まれるニッケルの組成比(solar)が鉄の組成比(solar)より大きい。

Dupkeらは重元素の中心集中がある銀河団のASCAデータ解析を行ない、 ニッケルの量 (Ni 〜 5 Fe) は、Nomotoの Convective Deflagration model = W7 SN Type Ia モデルと一致しており、 銀河団中心でSN Ia からのejectが多いことを示していると主張している。

しかし、この解釈は、R3の傾向と一致しない。ニッケルの組成比が大きい場合、R3は大きくなるはずである。また、輝線のプロファイルから、ニッケルの組成比(solar)は鉄の組成比(solar)の1.8倍以下であることが分かった。

2) 鉄のHe-like Kα線が弱い。
共鳴散乱効果により光学的深さの大きなHe-like Kα線が減少している。
これについては、次の章で述べる。

H-like Kβ線への鉄のKγ線等の混入が考えられる。この混入を考慮すると、モデルは、下図に示された実線から点線のように小さくなり、データを説明する事ができる。 ちなみに、これらの強度比は共鳴散乱効果によりほとんど影響を受けない(次章)。

この He-likeKα線と H-like Kα線の強度比は、他の輝線の影響は全くない。 したがって、この強度比が小さいことは、共鳴散乱効果によってのみ説明可能である。

銀河団の中心部は密度が高く、多くの輝線を放出しているが、振動子強度の大きな共鳴輝線は 共鳴散乱を受けてしまう。 共鳴散乱効果とは、鳴散乱を受けた輝線が中心部で減少し、外側で増加して観測される効果である。 従って、表面輝度分布は下左図のように歪んで観測される。 (図には、共鳴散乱効果がない場合と光学的深さが5の場合を示した。)

ここで、銀河団の中心での He-likeの鉄のKα線の光学的深さは、以下のように求める事ができる。
光学的深さ τ(He-like Fe Kα) =integrate σ(Te) n（Fe） i（XXV） dr
この式に、150個の銀河団の解析の結果得られた温度と重元素組成比、電子密度分布を代入する事によって 各銀河団の光学的深さを求めた。この結果、22個の銀河団において光学的深さが1を超えることがわかった(下表)。

target, τ , target, τ , target , τ
-----------------------------------------------
Cen , 2.89, HYD-A , 1.42, PKS0745-191 , 1.17
PER , 1.99, A2390 , 1.35, A2199 , 1.17
M87 , 1.77, A478 , 1.27, A1795 , 1.16
A1704 , 1.72, A2204 , 1.25, AWM7 , 1.14
E1455 , 1.69, A1045 , 1.25, A262 , 1.12
A3112 , 1.67, A1204 , 1.21, A85 , 1.08
A496 , 1.57, A483 , 1.20, MKW3S , 0.99
A1722 , 1.44, A115 , 1.19, A2029 , 0.99

共鳴散乱を考慮した時(τ = 1, 2, 3)、R1はこのように変化する。 従って、R1を共鳴散乱だけで説明するためには、τ 〜 3が必要であることが分かる。

輝線強度比を詳細に調べた。
その結果、 80%の銀河団の中心部について、エラー大だが、R1 が小さいことがわかった。
低温の銀河団については、R1 & R2 が有意に小さかった。
高温の銀河団について、足し合わせたスペクトルから、全ての比が小さくなっていることがわかった。

ニッケルの寄与 (R1, R3, R4に影響する) については、組成比が鉄の1.8倍以下であった。
R3, R5は、Kγ線等の寄与で説明され、 R1, R2, R4は、共鳴散乱効果で説明可能であった。

従って、He-like Fe Kα線から組成比を導出する時、共鳴散乱を考慮しないと銀河団中心でunderestimateする。

○ Chandra衛星 & XMM衛星

Chandraにより、高い空間分解能が実現され、共鳴散乱効果の影響の大きな、より中心分の重元素組成比を求める事が可能になった。 これは、共鳴散乱効果を補正しないとunderestimateしてしまうと考えられる。
また、XMMは、大有効面積により、統計を上げることが可能となった。これにより輝線解析が進むと期待される。

○ ASTRO-E2衛星

高エネルギー分解能を実現しているため、
ニッケルの組成比の正確な導出が可能となる。また、
He-like と H-like Fe Kα線の強度の比較が正確にできるようになる。

ASTRO-E2衛星で期待されること

波によるSunyaev-Zel'dovich効果と 銀河団のＸ線観測からハッブル定数（Ｈ0）を求める場合には、 Sunyaev-Zel'dovich効果が観測できる銀河団の数が限られること、銀河団の特 異運動と区別できないこと等の問題がある。そこで、銀河団内高温ガスによる 鉄輝線の共鳴散乱効果を用いたハッブル定数の導出方法を考えている。

銀河団が等温、球対称で元素組成比の空間分布が一定であるとの仮定のもとに、 輝線の共鳴散乱効果によって求めた銀河団の奥行き方向の情報（銀河団の大き さR）と銀河団の視直径θから、銀河団までの距離d＝R/θが求められ、さらに ハッブル定数Ｈ0＝cz/d を推定することができる。

この方法はＸ線の撮像スペクトル観測だけを使って求めることができるという 点で非常に有効である。

しかし、現在のところ、τの誤差は100%程度であるため、ハッブル定数の誤差も同程度である。