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Collisions entre amas de galaxies. Jean-Luc Sauvageot (SAp le 21 Fev 06). “Chiffres de Base” pour les amas : Masse Totale : 10 13 -10 15 M sun Rayon Viriel:R 200 ~ 0.5-2.5 Mpc Luminosité (Bol.):10 41 - 10 45 erg/s Température (Gaz): 0.3 -13 keV (3.5 10 6 - 1.5 10 8 K) - PowerPoint PPT Presentation
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“Chiffres de Base” pour les amas :Masse Totale : 1013-1015 Msun Rayon Viriel: R200 ~0.5-2.5 MpcLuminosité (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 M200 αT3/2 R200 αM200
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~0.2523
HCG62 z~0.0137
A1795 z~0.0631
Masse de Gaz ~ 15%
Amas en X
Fusion violente
Accretion continue
Cavalie
re e
t al.
•Simulations Numériques :–Accrétion +/- continue mgroup<< Mclus
–Accrétion violente MClus1 ~ 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
Le “Credo” SimulationFormation 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” SimulationFormation 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 QU’A la “dernière” fusion
Cl. Elles sont moins réalistes, mais plus faciles à interpréter…
Les Observables
Emissivité X Température Densité de Gal. Gaz ~ne
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 l’emissivité.
Quelques Majors Mergers
N.B. : En situation réelle, on note une très grande varieté de situations.
Onto Optical Image Onto X-ray
1E 0657-56
Weak Lensing Mass Contours
Chandra deep (500 ks) imageEmissivité X
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….
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.
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 keV15 keV
1 keV
FeL
Spectres “MEKAL” convolués avec la réponse de XMM
kT=1 keV 15 keV
Equilibre Hydrostatique = Balance entre Pression et Gravité
dP/dr = - GM(r)/r2
Hydrostatic Equilibrium T(M,z) M2/3 (1+z)
Isothermal -model : Iobs=I0(1+(r/rc)2)(0.5-3)
= 0/(1+(r/rc)2)3/2
Spatially resolved spectrometry T(r)
HE+ -model + Spherical symmetry Masse TotaleDark Matter Fraction de GazDetections Sous-
structures
-+
Les Amas à l’Equilibre
Mtotr R = kT
Gmump
dln nedln r
dln T
dln r< =