Évolution des lois d’échelle dans les amas de galaxies à partir d’observations du satellite XMM : physique de la formation des grandes structures. Sergey.

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1 Évolution des lois d’échelle dans les amas de galaxies à partir d’observations du satellite XMM : physique de la formation des grandes structures. Sergey ANOKHIN Directrice de thèse: Monique Arnaud Séminaire étudiants 3eme année, CEA, Saclay, 9 novembre 2006 Sergey.Anokhin@cea.fr

2 La formation des amas de galaxies Les amas de galaxies sont les plus grandes structures quasi-virialisées dans notre Univers. Leur formation est récente (depuis z ~ 2).  Masse totale ~ 10 14 -10 15 M ☼  Taille ~ 1-10 Mpc  Le gaz c’est ~15% de masse totale. Leurs propriétés permettent d’étudier la physique de la formation des structures. Par l’étude des amas de galaxies, nous sommes capable de déduire des paramètres cosmologiques. Les propriétés importantes des amas:  La masse totale  Température  La luminosité  L’entropie  La quantité de structures Matière noire des amas

3 L’auto similarité des amas de galaxies I. Les «Major Mergers» sont rares. II. La structure interne de la matière des amas est universelle à toutes les échelles. III. Résultat: f gas est constant. IV. Le gaz est en équilibre hydrostatique jusqu’au rayon du viriel. V. La population des amas est similaire et ne dépend que du redshift et de la masse totale.

4 Remarques sur le modèle auto-similaire La structure interne universelle vient des simulations numériques « N- body simulation ». Ces simulations sont basées sur la gravitation. La population des amas est similaire et ne dépend que du redshift et de la température. Le paramètre de température est plus utilisable parce qu’il est plus directement mesurable que la masse. Universal profiles log  /  c ) [NFW 95] Z=0 Z=0.5 Z=1 [Bryan & Norman 98] M  h -1 (z) T 3/2

5 Remarques sur le modèle auto-similaire La population des amas est similaire et ne dépend que du redshift et de la température. 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 Avantage de l’auto similarité: A un redshift donné, la température définit les propriétés de l’amas: masse totale, masse de gaz, luminosité, taille, densité du gaz, brillance de surface.

6 La taille des amas de galaxies La définition de la taille des amas de galaxies est importante pour mesurer les propriétés à rayon fixé. density contrastcritical density Deux possibilités: 1)Constant Model:(cosmologie fixe)Δ(z) = const = Δ 2)Top Hat Model: Δ(Ω(z), Λ) = 18π 2 +82∙[Ω(z)-1]-39∙[Ω(z)-1] 2 log  /  c )

7 1)Densité des amas: 2)Théorème de viriel: 3)Modèle de luminosité: Scaling théorique du modèle auto-similaire

8 Confrontation des lois d’échelle avec les observations des amas proches Dans Arnaud et al. 2005, les relations R-T et M-T pour les amas proches T>3.5 KeV sont en bon accord avec les lois d’échelle. Mais accord moins bon avec tous les amas. Conclusion: Les amas froids sont en décalage avec les lois de échelle. On a besoin les amas lointains pour vérifier l’évolution. Lois d’echelleLes amas proches et chauds T>3.5 KeV Tous les amas proches

9 Vérification de l’auto similarité Nous ne pouvons pas voir la matière noire. La plus grande partie de la matière visible est le gaz chaud. Donc nous utilisons le satellite en X: XMM-Newton. Les paramètres des amas ne dépendent que de z et de T. Nous devrons regarder les amas à tous les redshifts (0.0↔1.4) et toutes les T (≈2.0↔ ≈10.0).  Les amas froids plus intéressant: les processus non gravitationnels jouent probablement un rôle.  Étudions ces amas !!

10 Le calcul de luminosité Spectral ModelL lumin, CR countrate Mais! 1)jusqu’au 2’ (ex.), 2)XMM energy band L x en 2’ energy band total L Jusqu’au R Δ XMM energy band β-model du profile EM L jusqu’au R Δ L total 1) Correction de taille: 2) Correction sur la bande d’énergie : L

11 La densité centrale des amas de galaxies: n 0 Mesure d’émission le long de la ligne de visée. Supposition de symétrie sphérique pour les amas Mesure d’émission à partir des observations La densité centrale après la correction du aux effets de projection β-model de profile:

12 La taille des amas en fonction du contraste de densité Équilibre hydrostatique Supposition amas isotherme Densité des amas La taille des amas

13 Fraction de gaz: La masse des amas et la masse du gaz La masse des amas a partir de: ou densité des amas équilibre hydrostatique La masse du gaz: simplement intégrale de densité

14 Les objets de notre recherche L’ensemble principale des amas étudiés (LP):  RX J2359.5-3211 : Z=0.48  RX J0858.7-1902 : Z=0.49  RX J2202.7-1902 : Z=0.44 L’ensemble secondaire :  RX J1334.3+5030 : Z=0.62  RX J1120.1+4318 : Z=0.6  RX J0337.7–2522 : Z=0.6  W J1342.8+4028 : Z=0.70  ClG 0016+16 : Z=0.54  ClG 0939+472 : Z=0.504

15 Les objets de notre recherche RX J1334.3+5030 : Z=0.62 RX J1120.1+4318 : Z=0.6 RX J0337.7–2522 : Z=0.6 W J1342.8+4028 : Z=0.70 ClG 0016+16 : Z=0.54 RX J2202.7-1902 : Z=0.44 RX J0858.7-1902 : Z=0.49 RX J2359.5-3211 : Z=0.48 Large Project 1.RX J2359.5-3211 : les amas lointain avec relativement bien observation 2.RX J0858.7-1902 : les amas avec AGN sur le même distance et position 3.RX J2202.7-1902 : faible statistique ClG 0939+472 : Z=0.504

16 R-T relation T, keV Whole cluster scaling Hot cluster scaling (T>3.5) (Arnaud et al. 2005) h(z)· R Δ, kpc Δ =500

17 M tot -T relation T, keV Δ =500 h(z)· M tot (R Δ ), M  Whole cluster scaling Hot cluster scaling (T>3.5) (Arnaud et al. 2005)

18 L-T relation T, keV h(z) -1 · L(R 500 ), 10 44 ergs/s Δ=500 Théorie: α=2 α=2.88: les amas proches

19 Les résultats Dans le cadre de l’équilibre hydrostatique, les données sont en bon accord avec les relations R-T, M-T de Arnaud et al. 2005 Ceci est vrai aussi pour la relation L x -T de Arnaud et Evrard (1999), mais l’évolution des lois de échelle n’est pas compatible avec observation. Les amas froids (T≤3.5) semblent décalés par rapport aux lois d’échelle. Les processus non gravitationnels jouent probablement un rôle. A cause des grandes erreurs associées à ces amas nous avons besoin de mesures supplémentaires d’amas froids et lointains. Nos résultats sur RXJ1120.1+4318, RX J1334.3+5030 et CL0016+16, sont en bon accord avec les précédentes publications (Arnaud et al 2002, Lumb et al 2004 and Kotov & Vikhlinin 2005).

20 Fin Merci de votre attention! Sergey.Anokhin@cea.fr