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1 COMA : PASSE, PRESENT, FUTUR et MINI- PROSPECTIVE SUR LES AMAS DE GALAXIES.

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1 1 COMA : PASSE, PRESENT, FUTUR et MINI- PROSPECTIVE SUR LES AMAS DE GALAXIES

2 2 Introduction Les amas de galaxies, un environnement extrême Fusions de galaxies fréquentes ( α N 2 σ -3 daprès simulations numériques) Fusions de galaxies fréquentes ( α N 2 σ -3 daprès simulations numériques) Effet sur le taux de formation détoiles dans les galaxies Effet sur le taux de formation détoiles dans les galaxies Destruction de galaxies Destruction de galaxies Lumière diffuse Lumière diffuse Halos radio Halos radio Emission X, cartes de température montrant les effets des fusions de groupes et/ou damas sur le gaz X Emission X, cartes de température montrant les effets des fusions de groupes et/ou damas sur le gaz X

3 3 COMA DANS TOUS SES ETATS Coma = amas proche à z=0.023 (D ~ 100 Mpc) Données: CFH12K : imagerie profonde de deux champs BVRI et trois petits champs en U, total : CFH12K : imagerie profonde de deux champs BVRI et trois petits champs en U, total : 42x50 arcmin 2 42x50 arcmin 2 Catalogue de 1000 redshifts dans la direction de Coma (environ 500 redshifts dans le champ CFH12K) Catalogue de 1000 redshifts dans la direction de Coma (environ 500 redshifts dans le champ CFH12K) Images XMM-Newton (Neumann et al. 2001, 2003) Images XMM-Newton (Neumann et al. 2001, 2003)

4 4 Collaboration Coma Christophe Adami Christophe Adami Andrea Biviano Andrea Biviano Christopher Conselice Christopher Conselice Jean-Charles Cuillandre Jean-Charles Cuillandre Florence Durret Florence Durret Jay Gallagher Jay Gallagher Michael Gregg Michael Gregg Alain Mazure Alain Mazure Roser Pelló Roser Pelló Jean-Pierre Picat Jean-Pierre Picat Christine Savine Christine Savine Eric Slezak Eric Slezak Melville Ulmer Melville Ulmer Michael West Michael West

5 5 Publications: Adami, Picat, Savine et al. 2006, A&A sous presse, « Deep and wide field imaging of the Coma cluster » Adami, Picat, Savine et al. 2006, A&A sous presse, « Deep and wide field imaging of the Coma cluster » Adami, Slezak, Durret, Conselice, Cuillandre, Gallagher, Mazure, Pelló, Picat, Ulmer, 2005, A&A 429, 39, « Searching for diffuse light in the Coma cluster » Adami, Slezak, Durret, Conselice, Cuillandre, Gallagher, Mazure, Pelló, Picat, Ulmer, 2005, A&A 429, 39, « Searching for diffuse light in the Coma cluster » Adami, Biviano, Durret, Mazure 2005, A&A 443, 17, « The build-up of the Coma cluster by infalling substructures » Adami, Biviano, Durret, Mazure 2005, A&A 443, 17, « The build-up of the Coma cluster by infalling substructures » Adami, Scheidegger, Ulmer et al. 2006, A&A soumis, « A deep wide survey of low surface brightness galaxies in the direction of the Coma cluster of galaxies » Adami, Scheidegger, Ulmer et al. 2006, A&A soumis, « A deep wide survey of low surface brightness galaxies in the direction of the Coma cluster of galaxies » Adami et al. Adami, Durret, Mazure, Pelló, Picat, West 2006, en préparation, « Large scale environmental effects on the Coma cluster galaxy luminosity function down to M R ~-10 » Adami et al. Adami, Durret, Mazure, Pelló, Picat, West 2006, en préparation, « Large scale environmental effects on the Coma cluster galaxy luminosity function down to M R ~-10 » Données imagerie sont en ligne au CENCOS (OAMP)

6 6 Recherche de lumière diffuse dans Coma Analyse multi-échelle en R; on conserve structures détectées à grande échelle Analyse multi-échelle en R; on conserve structures détectées à grande échelle Première image « débruitée » à partir de la transformée en ondelettes seuillée Première image « débruitée » à partir de la transformée en ondelettes seuillée Image résiduelle=(image brute moins first première image débruitée) Image résiduelle=(image brute moins first première image débruitée) Itération Itération (a) Image brute (b) Image débruitée (c) Image résiduelle (d) Image résiduelle débruitée (a) Image finale débruitée des structures à petite échelle (b) Différence entre limage brute et limage des objets

7 7 4 sources de lumière diffuse détectées : cartes de signal sur bruit (a)4σ and 5σ levels of 10-6 scale combinations (b) 3.5σ and 4σ levels of 10-7 scale combinations (c) 3σ and 3.5σ levels of 10-8 scale combinations All four sources are significantly detected (above 3.5σ) Couleurs des sources : 3 et 4 = couleurs delliptiques (accord avec Gregg & West p. source 3) 1 (2?) = plus bleues donc formation détoiles

8 8 Dynamique de Coma Contours = résidus en X par rapport à un beta-modèle Contours = résidus en X par rapport à un beta-modèle (Neumann et al. 2003, A&A 400, 811) (Neumann et al. 2003, A&A 400, 811) + gal. avec vitesse dans Coma R<13

9 9 Analyse « Serna & Gerbal » recherche de sous-structures 17 groupes détectés (3 à 19 galaxies) G1 (19 gal.) comprend NGC 4874 et NGC 4889 G2 (10 gal.) autour de NGC 4839 en train de tomber sur Coma G4 (10 gal.) autour de NGC 4911 en train de tomber sur Coma en spiralant Certains groupes dans la direction damas proches Certains groupes associés à sous-structures X Vitesses de NGC 4874 (+200 km/s) et NGC 4889 (-500 km/s) : laquelle était là dabord et laquelle a déplacé lautre ?

10 10 Recherche de LSBs dans Coma (LSB = Low Surface Brightness Galaxy) Intérêt : Intérêt : beaucoup moins de LSBs détectées que prévisions de simulations numériques CDM beaucoup moins de LSBs détectées que prévisions de simulations numériques CDM liées aux naines de marée ? liées aux naines de marée ? rapport gal. naines/géantes plus grand dans amas que dans le champ : pourquoi ? effets denvironnement rapport gal. naines/géantes plus grand dans amas que dans le champ : pourquoi ? effets denvironnement 735 LSBs détectées, 735 LSBs détectées, M B = -9 à -13 B-R=0.8 à 1.4 Probablement membres de Coma (relation couleur-magnitude) Probablement membres de Coma (relation couleur-magnitude) Concentration autour de NGC 4889 Concentration autour de NGC 4889 Trois populations de LSBs distinctes : séquence couleur-mag, rouges, bleues Trois populations de LSBs distinctes : séquence couleur-mag, rouges, bleues Anti-corrélées avec la lumière diffuse Anti-corrélées avec la lumière diffuse LSBs : R<21 (M R <-14) 0R < 24 mag/arcsec 2 rayon > 0.6 (3 kpc)

11 11 Relation couleur-magnitude Soustraction entre carte de densité de Coma et du fond (18.5

12 12 Fonctions de luminosité dans Coma BV IR Cercles vides = FDL spectroscopique Cercles pleins = FDL avec soustraction statistique du fond Ajustement par une ou deux fonctions de Schechter ou par Schechter + Gaussienne Effets denvironnement : FDL dans différentes régions de lamas

13 13 Scenarios pour lévolution de Coma Hypothèse: lumière diffuse provient de la disruption de galaxies Hypothèse: lumière diffuse provient de la disruption de galaxies Pas de source diffuse détectée autour de NGC 4889 mais plusieurs autour de NGC 4874 Pas de source diffuse détectée autour de NGC 4889 mais plusieurs autour de NGC 4874 Dispersions de vitesses centrales : Dispersions de vitesses centrales : 398 km/s pour NGC 4874, 275 km/s pour NGC km/s pour NGC 4874, 275 km/s pour NGC 4889 NGC 4889 peut avoir été dans Coma plus longtemps et avoir réaccrété de la matière diffuse (mais simulations numériques montrent que ce processus est trop long) NGC 4889 peut avoir été dans Coma plus longtemps et avoir réaccrété de la matière diffuse (mais simulations numériques montrent que ce processus est trop long) NGC 4874 se déplace vers le nord avec son groupe, perd de lénergie cinétique (massive), reste derrière, matière diffuse sera au nord de NGC 4874 (accord Gurzadyan & Mazure 2001) OU NGC 4889 est arrivée plus récemment que NGC 4874, avec le gaz X formant lexcès au SW (direction de Abell 779) NGC 4889 est arrivée plus récemment que NGC 4874, avec le gaz X formant lexcès au SW (direction de Abell 779) Coma continue à accréter des groupes Plusieurs scenarios de formation possibles pour les LSBs

14 14 Prospective Coma : bande centrale ultra-profonde (40x7) Coma : bande centrale ultra-profonde (40x7) Coma : HST treasury survey (P.I. M. Gregg) Coma : HST treasury survey (P.I. M. Gregg) Etude des amas à partir dimagerie profonde multi-bandes : analyse morphologique des galaxies, recherche de galaxies à faible brillance de surface et de lumière diffuse, fonctions de luminosité, effets denvironnement etc. Etude des amas à partir dimagerie profonde multi-bandes : analyse morphologique des galaxies, recherche de galaxies à faible brillance de surface et de lumière diffuse, fonctions de luminosité, effets denvironnement etc. Recherche de lumière diffuse dans dautres amas : Abell 2667 (Covone, Adami, Durret, Kneib, Lima Neto, Slezak 2006, A&A soumis) et autres amas en cours Recherche de lumière diffuse dans dautres amas : Abell 2667 (Covone, Adami, Durret, Kneib, Lima Neto, Slezak 2006, A&A soumis) et autres amas en cours Analyse dynamique dautres amas : Abell 85, Abell 496 Analyse dynamique dautres amas : Abell 85, Abell 496

15 15 Prospective (suite) Populations stellaires dans les galaxies damas : Abell 496 Populations stellaires dans les galaxies damas : Abell 496 Formation détoiles dans les galaxies damas (Spitzer, Galex, imagerie Hα) Formation détoiles dans les galaxies damas (Spitzer, Galex, imagerie Hα) Recherche damas dans le CFHTLS (Wide) et suivi spectroscopique (cf. P.A. Duc) Recherche damas dans le CFHTLS (Wide) et suivi spectroscopique (cf. P.A. Duc) Recherche et étude damas lointains (z ~ 1) Recherche et étude damas lointains (z ~ 1) Analyse complémentaire en rayons X : XMM-Newton, Chandra, Suzaku Analyse complémentaire en rayons X : XMM-Newton, Chandra, Suzaku


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