Evolution des lois d‘echelle dans les amas de galaxies а partir d'observations du satellite XMM : physique de la formation des grandes structures Doctorant: Sergey ANOKHIN (CEA/Saclay) Directrice de thèse: Monique Arnaud (CEA/Saclay) JRJC 2005, Centre Paul Langevin, Aussois, 5 décembre 2005

Sommaire Objet: Les amas de galaxie  Formation  L’auto similarité  Non-gravitationnel processus Instrument: satellite XMM-Newton  Satellite de rayon X  XMM-Newton: information général Traitement de donnée  Les difficultés principales: les flares, le font, les source ponctuel.  Les résultats  Le résultat des résultats Les conclusions et perspectives Objet Instrument Traitement

Objet: Les amas de galaxie

Les amas de galaxies En visible :  on observe les étoiles (dans les galaxies)  un amas de galaxie c’est un ensemble de galaxies, mais les galaxies ne constituent que environ 2% de la masse de l’amas. En X :  On observe le gaz intra-amas  Il émet par rayonnement thermique (bremstrahlung)  Le gaz c’est environ 13%. En optique et en X:  On observe la composante de matière noire (~85% de masse totale) en étudiant les arcs gravitationnels ou le potentiel dans lequel le gaz est en équilibre hydrostatique X-ray (gas) Visible (stars) 1-10 Mpc

La formation des amas de galaxies Les amas de galaxies sont les plus grandes structures quasi-virialise dans notre Univers. Leur formation est recente (depuis z ~ 2).  Masse totale ~ M ☼  Taille ~ 1-10 Mpc Leur propriétés permettent d’étudier la physique de la formation des structures Par l’étude des amas de galaxies nous sommes capable déduire les paramètres cosmologiques. Les proprietes importantes des amas:  La masse totale  Temperature  La luminosité  L’entropie  Le quantité de structures Simulation matière noire

L’auto similarité des amas de galaxies Modèles de formation hiérarchique des structures :  La formation et l’évolution des structures est simple et dépend uniquement de la gravitation.  Dans ces modeles la population des amas est similaire. Q est: Luminosité (L x ) ou la masse total (M tot ) ou la masse de gaz (M gas ) ou l’entropie (S) T - la température A(z) est le paramètre de l’évolution z – redshift α – pente Universal profiles log  /  c ) [NFW 95] Z=0 Z=0.5 Z=1 [Bryan & Norman 98] M  h -1 (z) T 3/2

Non-gravitationnel processus dans les amas: le chauffage et le refroidissement Les propriété des amas sont différentes de celles prédisent par les modèle gravitationnel Le gaz des amas n’est pas uniquement gouvernez par la gravitation Ces sont motivation de notre recherche: Les hypothèse récentes pour étudier ces déviation concernent :  Le chauffage du gaz (Supernova, Noyau actif de galaxie…);  Le refroidissement (le noyau froid, la conduction …); Le refroidissement et le chauffage dans les amas de galaxie, en ce moment des processus mal compris. Pour comprendre ce phénomène il faut comparer les propriétés des amas de galaxie proches avec les propriétés des amas de galaxie distants

Instrument: satellite XMM-Newton 

X-ray satellites ROSATASCAChandraXMM Mirror effective 1.0 keV (cm 2 ) Imaging effective 1.0 keV (cm 2 ) Spectroscopy effective 1.0 keV (cm 2 ) Mirror Resolution (arcsec) CCD energy range (keV) Orbit target visibility (hrs) Number of nested mirror shells1...43x58 Number of parallel-working science instruments 1416 Operational period XMM-Newton ASCAROSAT

La comparaison de la surface effective  XMM-Newton est unique par sa grande surface collectrice

XMM-Newton Nous utilisons les données de satellite XMM-Newton Ce satellite est unique par son champ de vue Le satellite a 4 télescopes. Télescopes rayons X : MOS1/RGS, MOS2/RGS, pn et un télescope optique OM Le but de satellite XMM est l’étude des objets de l’Univers dans les rayons X. On peut observer des amas situés jusqu’à un redshift z = 1.4 [SOC]

Les miroirs : la focalisation X ont besoin un petit angle CCD (XMM/EPIC) : la détection de chacun photon; la mesure de la position, l’énergie, le temps Les principes de la détection en rayon X

Mon travail: Traitement et analyse des données 

Le calcul des paramètres de l'amas Brillance S x (θ) Spectroscopie Densité de gaz n e (r) Température T(r), Masse de gaz M gaz Masse de Matière Noire M MN Masse total M tot Entropie S(r) L'histoire thermodynamique du gaz Direction de calcul Auto-similarité relation Luminosité L x Collapse de Matière Noire

Description du traitement des données  Nettoyage des « flares ».  Soustraction des sources ponctuelles.  La correction de l’effet instrumental.  Soustraction du fond.

La nettoyage des « flares » Le satellite XMM-Newton se trouve dans l’ espace ouvert avec un fort environnement de particules. Le flux des particules du soleil n’est pas constant, et nous pouvons observer cet effet dans le courbe de lumière. G.T.I KeV GoodTimeIntervalG.T.I. Avant Apres

La soustraction des sources ponctuelles. Par le satellite XMM-Newton nous observons beaucoup objet astrophysiques. Notre intérêt est les amas de galaxies donc il faut faire la soustraction d’autres objets astrophysiques.

La correction de l’effet instrumental Notre système optique n’est pas idéal donc la probabilité de détecter des photons X dans le centre est plus grande que dans les régions extérieures du champ de vue. Il faut faire la correction de cette effets (nous attribuons a chaque événement son “weight”). Weight(E,x,y) est la probabilité de détection des événements sur cette rayon et avec cette energie rapport a celle au centre.

Le fond: CXB et NXB Le satellite XMM-Newton est un instrument très sensible. Mais pour obtenir une information propre il faut faire la soustraction du fond. Il existe deux types de fond:  CXB – le fond X de notre galaxie et extragalactique  NXB – les particules qui viennent de toutes les directions et traversent le satellite.

Les Resultats Traitment des amas de galaxies:  RXJ : Z=0.48  RXJ : Z=0.62  WJ : Z=0.70 RXJ T=3.1±0.3 keV RXJ T=5.0±0.4 keV WJ T=3.1±0.5 keV

Spectre Nous avons mesure la température de ces amas. Notre résultat pour l’amas RXJ est presque le même que dans la publication D.Lumb et all [2003]. Notre résultat pour amas WJ est dans la barre d’erreur du résultat Kotov & Vikhlinin [2004] (Chandra). L’ amas RXJ n’ai pas encore traite RXJ T=3.1±0.3 keV Z=0.48 RXJ T=5.0±0.4 keV Z=0.62 WJ T=3.1±0.5 keV Z=0.70

Profils de brillance Dans ces images on peut voir les images des amas et leur profil de brillance en X Profil: courbe bleue – PN, courbe verte et rouge – MOS1&2 L’ amas RXJ en fusion RXJ T=3.1±0.3 keV RXJ T=5.0±0.4 keV WJ T=3.1±0.5 keV

Fin Merci pour votre attention!