Chiffres de Base pour les amas : Masse Totale : M sun Rayon Viriel:R 200 ~ Mpc Luminosité (Bol.): erg/s Température (Gaz): keV ( K) Densité du Gaz: cm -3 Nombre de Galaxies:quelques jusqu'à >1000 Relations dechelles : R 200 α T 1/2 M 200 αT 3/2 R 200 αM 200 1/3 On considère les amas comme deux fluides autogravitant: La Matière Noire (NON Collisionnelle ~ 80%) & Le Gaz (> 15%) ie:On néglige la masse des galaxies (<5%) Collisions entre amas de galaxies Jean-Luc Sauvageot (SAp le 21 Fev 06)

850 kpc Z=0.18 NASA, A.Fruchter et al. HST,WFPC2 Masse des Galaxies ~ 5% Un amas en visible:A2218

AS 1101 z~0.058 A1835 z~ HCG62 z~ A1795 z~ Masse de Gaz ~ 15% Amas en X

Fusion violente A ccretion continue Cavaliere et al. Simulations Numériques : –Accrétion +/- continue m group << M clus –Accrétion violente M Clus1 ~ M Clus2 Observations : –Presque tous les amas accretent des petits groupes aujourdhui. –3 à 15 % des amas ont subi une fusion majeure dans le dernier Gyr (à bas redshift) Simulations Numériques: onde de compression onde de choc Le Credo Simulation Formation Hierarchique & Simu. Cosmo Je NE parlerai QUE des Fusions Violentes

3 phases : -1-Avant la rencontre, chaque composante commence à sentir le puits de potentiel de son voisin. -2-Une onde de compression se développe entre chaque composante. -3-Après la collision, des ondes de chocs se développent vers les régions extérieures de la nouvelle structure. Densité Température z=0.13 z=0.09 z=0.0 Le Credo Simulation Formation Hierarchique & Simu. Cosmo

Les Simu. Idéalisées Les simplifications de conditions initiales : -1- Équilibre Hydrostatique de chaque unité -2- La Masse TOTALE suit un profil NFW -3- Le Gaz suit un profil de SUTO 98 Les avantages par rapport aux simulations cosmologiques : -A- On choisit les parametres de la collision -B- Les effets observables NE sont dus QUA la dernière fusion Cl. Elles sont moins réalistes, mais plus faciles à interpréter…

Les Observables Emissivité X Température Densité de Gal. Gaz ~n e 2 du Gaz DM A3266 (z~0.06) jls 2005 A&A 444

Redshift~0.1 (XMM-GT) Carte de Température (XWSM Bourdin 2004) Les contours sont lemissivité. Quelques Majors Mergers N.B. : En situation réelle, on note une très grande varieté de situations.

Onto Optical ImageOnto X-ray 1E Weak Lensing Mass Contours Chandra deep (500 ks) image Emissivité X

Les Problèmes Observationnels Létablissement des cartes de Température (on observe des photons pas de kT !!!) Lhistorique de la formation de lamas (quest-ce qui vient de la dernière fusion ?) Comment voir la Matière Noire ? (Densité de galaxies - Weak Lensing ?) Les effets de projections…. (Encore et toujours !!!) Les Questions Théoriques Les Cold Front, les Bow Shock ? Leffet Butcher Olmer dans les mergers ? Le mixing du gaz….

Conclusion La théorie semble juste (et inévitable..) –compression adiabatique –relaxation violente du gaz –choc Il semble toujours possible de trouver un scenario pour chaque amas observé… Londe de choc na pas encore été nettement mise en évidence.

Cold Front, Contact Discontinuity Markevitch et al. Chandra

Mixing M 1:1 b=0 M 1:1 b=5 M 1:1/8 b=5 Ritchie et al. 2002

1 keV 15 keV 3 keV 5 keV 15 keV 1 keV Fe L Spectres MEKAL convolu é s avec la r é ponse de XMM kT=1 keV 15 keV

Equilibre Hydrostatique = Balance entre Pression et Gravité dP/dr = - GM(r)/r 2 Hydrostatic Equilibrium T(M,z) M 2/3 (1+z) Isothermal - model : I obs =I 0 (1+(r/r c ) 2 ) (0.5-3 ) = 0 /(1+(r/r c ) 2 ) 3/2 Spatially resolved spectrometry T(r) HE+ - model + Spherical symmetry Masse Totale Dark Matter Fraction de Gaz Detections Sous-structures - + Les Amas à lEquilibre < =