Collisions entre amas de galaxies

1. Collisions entre amas de galaxies Jean-Luc Sauvageot (SAp le 21 Fev 06) “Chiffres de Base” pour les amas : Masse Totale : 1013-1015 Msun Rayon Viriel: R200~0.5-2.5 Mpc Luminosité (Bol.): 1041 - 1045 erg/s Température (Gaz): 0.3 -13 keV (3.5 106 - 1.5 108 K) Densité du Gaz: 10-4 - 10-2 cm-3 Nombre de Galaxies: quelques jusqu'à >1000 Relations d’echelles : R200α T1/2 M200αT3/2 R200αM2001/3 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%)

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

3. A1835 z~0.2523 Amas en X AS 1101 z~0.058 HCG62 z~0.0137 A1795 z~0.0631 Masse de Gaz ~ 15%

4. Le “Credo” SimulationFormation Hierarchique & Simu. “Cosmo” Fusion violente Cavaliere et al. Accretion continue • Simulations Numériques : • Accrétion +/- continuemgroup<< Mclus • Accrétion violenteMClus1 ~ MClus2 • Observations : • Presque tous les amas accretent des petits groupes aujourd’hui. • 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 Je NE parlerai QUE des Fusions Violentes

5. z=0.13 z=0.09 z=0.0 Densité Température Le “Credo” SimulationFormation Hierarchique & Simu. “Cosmo” 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.

6. 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 QU’A la “dernière” fusion Les Simu. “Idéalisées” Cl. Elles sont moins réalistes, mais plus faciles à interpréter…

7. Les Observables Emissivité X Température Densité de Gal. Gaz ~ne2du Gaz “DM” A3266 (z~0.06) jls 2005 A&A 444

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

9. 1E 0657-56 Chandra deep (500 ks) image Emissivité X Weak Lensing Mass Contours Onto Optical Image Onto X-ray

10. Les Problèmes Observationnels • L’établissement des cartes de Température (on observe des photons pas de kT !!!) • L’historique de la formation de l’amas (qu’est-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” ? • L’effet Butcher Olmer dans les mergers ? • Le mixing du gaz….

11. 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… • L’onde de choc n’a pas encore été nettement mise en évidence.

12. Cold Front, Contact Discontinuity Markevitch et al. Chandra

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

14. 15 keV 5 keV 3 keV Spectres “MEKAL”convolués avec la réponse de XMM kT=1 keV  15 keV 1 keV FeL 15 keV 1 keV

15. = < Les Amas à l’Equilibre Equilibre Hydrostatique = Balance entrePression et Gravité dP/dr = -r GM(r)/r2 • Hydrostatic Equilibrium T(M,z) a M2/3 (1+z) • Isothermal b-model : Iobs=I0(1+(r/rc)2)(0.5-3b) r = r0/(1+(r/rc)2)3/2b • Spatially resolved spectrometry T(r) • HE+b-model + Spherical symmetry - + Masse Totale Dark Matter Fraction de Gaz Detections Sous-structures