The AGN/Cluster connection

1. La connexion entre amas et noyaux actifs de galaxies The AGN/Cluster connection Elena Belsole en collaboration avec D. Worrall & M. Hardcastle Elena Belsole University of Bristol

2. Le rôle des galaxies radio actives dans la physique des amas • Refroidissement du gaz au centre (coeures froids): pas de gaz a T<0.8 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) Elena Belsole University of Bristol

3. M87 Sakelliou et al. 2002 Belsole et al. 2001 Perseus: X-ray and H_alpha Fabian et al. 2003 Hydra A, Nulsen et al. 2002 Elena Belsole University of Bristol

4. Croston et al. 2005 Chauffage du milieu intra-group par les galaxies radio Luminosité X Température Elena Belsole University of Bristol

5. Le rôle des galaxies radio actives dans la physique des amas Refroidissement du gaz au centre (cores froids): pas de gaz a T<0.8 keV Chauffage par NAGs Nécessité de comprendre la physique de l’interaction jet/MIA Pré-chauffage du gaz (pre-heating)? Quand ceci arrive t’il ? Il est possible d’observer 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 d’introduire cette physique dans la simulation numérique. On n’étudie pas seulement la physique de l’environnement mais celle de la galaxie active elle-même. Elena Belsole University of Bristol

6. Galaxies radio pour tracer les structures à z>1 Les sources radio puissantes (P178 Mhz > 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 d’un 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 d’amas et groupes de galaxies Elena Belsole University of Bristol

7. Galaxies radio pour tracer les structures a z>1 GRs pour la détection d’atmosphère type-amas  confinement des jets comme à petit-z GRs les plus brillantes sont à haut z ! On l’observe nettement et elles nous donnent un moyen d’étudier la physique d’accrétion et l’effet sur le milieu entre z~1.5 et z~0 Plus proprement dans le cadre cosmologique de formation des structures, ces galaxies tracent différents environnements, de l’amas 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. Elena Belsole University of Bristol

8. 3C292 z=0.71 XMM exposure time: 20 ks Belsole et al. 2004, MNRAS, 352, 924 Elena Belsole University of Bristol

9. 3C292 Lobes Lois de puissance non absorbée =1.9±0.3 Flux (1 keV) = 4 nJy Flux total par IC 2.4 nJy Environnement β=0.8 , rc – 19.7 arcsec kT = 2.2 +3.12-0.85 keV LX (bol)= 6.5 1043 erg/s Elena Belsole University of Bristol

10. 3C184 z:0.994 image XMM/EPIC 54 ks (MOS) 16 ks (pn) Belsole et al. 2004, MNRAS, 352,924 Elena Belsole University of Bristol

11. 3 composantes spectrales en X S = 1.5±1.0 par Chandra NH =4.9 1023 cm-2; H = 1.4±0.35 kT = 3.6+ 14.1-1.8 keV; LX = 8.3±1.8 x 1043 erg/s 3C184 Source ponctuelle + modèle   = 0.66, rc = 200 kpc évidence d’émission étendue LX ~ 5.9 x 1043 erg /s Elena Belsole University of Bristol

12. 3C 6.1 3C 184 3C 200 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 309.1 3C 254 3C 427.1 Radio Galaxies 3C 454.3 Quasars Belsole et al. 2006, in prep Elena Belsole University of Bristol

13. N Bolometric LX (1043 erg/s) • Etat observationnel courant par observations en X • Galaxies FRII dans le catalogue 3CRR à z>0.5 [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 T~3.5 keV (Belsole et al. 2004) • 3C292 T~2.2 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) Elena Belsole University of Bristol

14. Conclusions On détecte de l’émission étendue autour des galaxies radio jusqu’à z> 1 (voir aussi Siemiginovska et al. 2005) L’émission 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 qu’il y a une relation avec la taille de la source? Les FRII tracent une certaine variété d’environnement Elles peuvent nous donner un échantillon non biaisé des structures dans l’Univers pour l’étude des phénomènes d’accrétion et leur effet direct sur le MIA. caveat A grand z il peut être difficile de séparer les différentes composantes Elena Belsole University of Bristol

15. Perspectives • Etude statistique des propriétés de l’environnement autour des GRs à z > 0.5 (Belsole et al, 2006, in prep.) • Mesure de l’efficacité du chauffage du MIA par ces sources à z~1 (Temps de refroidissement et entropie globale) • Différences entre classes d’objets et propriétés du milieu • Confinement des lobes radio • Comparaison avec des sources à plus petit z: peut-on voir de l’évolution? • Sources puissantes contre sources moins puissantes. Y a-t-il une différence dans les propriétés de leurs environnements? Dans l’efficacité de chauffage? Elena Belsole University of Bristol