Elena Belsole

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La connexion entre amas et noyaux actifs de
galaxies
The AGN/Cluster connection
Elena Belsole en collaboration avec D. Worrall
M. Hardcastle
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Le rôle des galaxies radio actives dans la
physique des amas

• Refroidissement du gaz au centre (coeures
  froids) pas de gaz a Tlt0.8 keV
• Chauffage mécanique par NAGs?
• Gentiment bulles flottantes (e.g. Churazov et
  al. 2002)
• Choques légers ou ondes sonores (e.g. Fabian et
  al. 2003, 2005)
• Choques forts et expansion supersonique (e.g.
  Kraft et al. 2003)

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4
Croston et al. 2005 Chauffage du milieu
intra-group par les galaxies radio
Luminosité X
Température
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Le rôle des galaxies radio actives dans la
physique des amas
Refroidissement du gaz au centre (cores froids)
pas de gaz a Tlt0.8 keV Chauffage par
NAGs Nécessité de comprendre la physique de
linteraction jet/MIA Pré-chauffage du gaz
(pre-heating)? Quand ceci arrive til ? Il est
possible dobserver ces sources à grand z L
étude des galaxies radio nous donne des élements
précieux pour essayer de répondre à ces
questions, ainsi que la possibilité dintroduire
cette physique dans la simulation numérique. On
nétudie pas seulement la physique de
lenvironnement mais celle de la galaxie active
elle-même.
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Galaxies radio pour tracer les structures à
zgt1 Les sources radio puissantes (P178 Mhz gt 1027
W Hz-1 sr-1) sont visibles à grand z Les sources
classifiées comme FRII ont des jets doubles qui
terminent par des points chauds à des distances
de 1 Mpc

• La propagation et terminaison du jet a besoin
  dun milieu gazeux confinant (modèle standard du
  faisceau, Begelman et al. 84)
• Les rayons X tracent la composante chaude du gaz
• Les galaxies radio puissantes sont de possibles
  traceurs damas et groupes de galaxies

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Galaxies radio pour tracer les structures a zgt1
GRs pour la détection datmosphère type-amas ?
confinement des jets comme à petit-z GRs les
plus brillantes sont à haut z ! On lobserve
nettement et elles nous donnent un moyen
détudier la physique daccrétion et leffet sur
le milieu entre z1.5 et z0 Plus proprement
dans le cadre cosmologique de formation des
structures, ces galaxies tracent différents
environnements, de lamas riche au groupe pauvre.
Ceci est moins biaisé si on veut étudier la
formation des structures à toutes les échelles,
contre un biais vers les amas brillants
sélectionnés en X.
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3C292 z0.71 XMM exposure time 20 ks
Belsole et al. 2004, MNRAS, 352, 924
9
3C292
Lobes Lois de puissance non absorbée
?1.90.3 Flux (1 keV) 4 nJy Flux total par IC
2.4 nJy
Environnement ß0.8 , rc 19.7 arcsec kT 2.2
3.12 -0.85 keV LX (bol) 6.5 1043 erg/s
10
3C184 z0.994
image XMM/EPIC 54 ks (MOS) 16 ks (pn)
Belsole et al. 2004, MNRAS, 352,924
11
3C184
Source ponctuelle modèle ? ? 0.66, rc 200
kpc évidence démission étendue LX 5.9 x 1043
erg /s
12
3C 6.1
3C 200
3C 184
3C 263
3C 207
3C 334
3C 275.1
3C 220.1
3C 228
3C 265
3C 345
Lobe-dominated
3C 280
3C 292
3C 330
3C 380
3C 254
3C 309.1
3C 427.1
Radio Galaxies
3C 454.3
Quasars
Belsole et al. 2006, in prep
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Etat observationnel courant par observations en
X Galaxies FRII dans le catalogue 3CRR à zgt0.5
Hardcastle et al 02 Brunetti et al. 02 Donahue
et al. 03 Crawford Fabian 03 3 objets
seulement avec une mesure de la température X
3C220.1 T 5.6 keV (Worrall et al.
2003) 3C184 T3.5 keV (Belsole et al.
2004) 3C292 T2.2 keV (Belsole et al.
2004) Mais les luminosités sont plus faciles à
mesurer Et se sont trouvées être 3-4 1043
erg/s kT 1.5-3.5 keV
Partie de l émission étendue est associée avec
les lobes radio (IC) et le and hotspots (IC - SSC
- Syn)
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Conclusions On détecte de lémission étendue
autour des galaxies radio jusquà zgt 1 (voir
aussi Siemiginovska et al. 2005) Lémission
étendue en X est partagée entre MIA et émission X
par les lobes. Beaucoup des GRs puissantes se
trouvent dans des groupes ou amas pauvres à haut
z? Mais il y a des exceptions. Est-ce quil y a
une relation avec la taille de la source?
Les FRII tracent une certaine variété
denvironnement Elles peuvent nous donner un
échantillon non biaisé des structures dans
lUnivers pour létude des phénomènes daccrétion
et leur effet direct sur le MIA. caveat A grand z
il peut être difficile de séparer les différentes
composantes
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Perspectives

• Etude statistique des propriétés de
  lenvironnement autour des GRs à z gt 0.5
  (Belsole et al, 2006, in prep.)
• Mesure de lefficacité du chauffage du MIA par
  ces sources à z1 (Temps de refroidissement et
  entropie globale)
• Différences entre classes dobjets et propriétés
  du milieu
• Confinement des lobes radio
• Comparaison avec des sources à plus petit z
  peut-on voir de lévolution?
• Sources puissantes contre sources moins
  puissantes. Y a-t-il une différence dans les
  propriétés de leurs environnements? Dans
  lefficacité de chauffage?