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

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

2 Introduction Les amas de galaxies, un environnement extrême
Fusions de galaxies fréquentes ( α N2σ-3 d’après simulations numériques) Effet sur le taux de formation d’étoiles dans les galaxies Destruction de galaxies Lumière diffuse Halos radio Emission X, cartes de température montrant les effets des fusions de groupes et/ou d’amas sur le gaz X

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 : 42x50 arcmin2 Catalogue de 1000 redshifts dans la direction de Coma (environ 500 redshifts dans le champ CFH12K) Images XMM-Newton (Neumann et al. 2001, 2003)

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

5 Publications: 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, 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 et al. Adami, Durret, Mazure, Pelló, Picat, West 2006, en préparation, « Large scale environmental effects on the Coma cluster galaxy luminosity function down to MR ~-10 » Données imagerie sont en ligne au CENCOS (OAMP)

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

7 4 sources de lumière diffuse détectées : cartes de signal sur bruit
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 3 3 2 2 1 All four sources are significantly detected (above 3.5σ) Couleurs des sources : 3 et 4 = couleurs d’elliptiques (accord avec Gregg & West p. source 3) 1 (2?) = plus bleues donc formation d’étoiles

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

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 d’amas proches Certains groupes associés à sous-structures X Vitesses de NGC 4874 (+200 km/s) et NGC 4889 (-500 km/s) : laquelle était là d’abord et laquelle a déplacé l’autre ?

10 Recherche de LSBs dans Coma (LSB = Low Surface Brightness Galaxy)
Intérêt : beaucoup moins de LSBs détectées que prévisions de simulations numériques CDM liées aux naines de marée ? rapport gal. naines/géantes plus grand dans amas que dans le champ : pourquoi ? effets d’environnement 735 LSBs détectées, MB= -9 à -13 B-R=0.8 à 1.4 Probablement membres de Coma (relation couleur-magnitude) Concentration autour de NGC 4889 Trois populations de LSBs distinctes : séquence couleur-mag, rouges, bleues Anti-corrélées avec la lumière diffuse LSBs : R<21 (MR<-14) 0R < 24 mag/arcsec2 rayon > 0.6’’ (3 kpc)

11 Relation couleur-magnitude
LSBs bleues Relation couleur-magnitude suggère que les « red-sequence » LSBs ont subi la même évolution que les autres galaxies Soustraction entre carte de densité de Coma et du fond (18.5<R<23.5) Ligne rouge = séquence obtenue à partir de la spectroscopie (15<R<19.5) Relation couleur-magnitude) dans zones 10’x10’

12 Fonctions de luminosité dans Coma
R I B V 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 d’environnement : FDL dans différentes régions de l’amas

13 Scenarios pour l’évolution de Coma
Hypothèse: lumière diffuse provient de la disruption de galaxies Pas de source diffuse détectée autour de NGC 4889 mais plusieurs autour de NGC 4874 Dispersions de vitesses centrales : 398 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 4874 se déplace vers le nord avec son groupe, perd de l’énergie 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 l’excès au SW (direction de Abell 779) Coma continue à accréter des groupes Plusieurs scenarios de formation possibles pour les LSBs

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

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