ammassi di galassie e struttura su grande scala dell’universo
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AMMASSI DI GALASSIE E STRUTTURA SU GRANDE SCALA DELL’UNIVERSO
INAF-OAB staff: S. Bardelli, A. Cappi,V.Zitelli, E.Zucca,S. Ettori,
B.Lanzoni (contratto), S.Giacintucci (dottoranda OAB)
PROBLEMA GENERALE
a)Studio dell’evoluzione delle strutture cosmiche (cosmologia)
b)Influenza delle strutture sull’evoluzione delle galassie(astrofisica)
Merging clusters: fisica del merging e popolazioni galattiche
Sottoprogetti
Ammassi selezionati in ottico ad alto redshift
Gruppi di galassie
X-RAY BAND:S.Ettori (ESO,OAB), S.DeGrandi (OAMerate), S.Molendi, F.Gastaldello (IASF-CNR), D.NeumannM.Arnaud (CEA,Saclay), L. Moscardini (Dip. Astr. Bo)
RADIO BAND:T. Venturi (IRA-CNR), R.Morganti (NFRA, Dwingeloo),D.Dallacasa (Dip. Astr. Bo.), G.Brunetti (IRA-CNR), R.W.Hunstead (School of Physics, Univ. of Sydney), L. Feretti (IRA-CNR)
COLLABORATORI
OPTICAL BAND:S. Maurogordato, C. Ferrari, C. Benoist (OA Nice), L. da Costa (ESO)
Progetto iniziato nel 1998Finanziamenti:
ASI 2000 (8300 euro) , ASI 2001 (8300), ASI 2003 (8000 euro) TOTALE 24.500 euro
COFIN 2001 (biennale) UDR locale dedicata aquesto progetto (32.000 euro)
Collaborazione Italia-Australia (CNR-CSIRO)
Formazione
2 Contratti , 1(+1) dottorando, 9 laureandi
27 articoli con referee, 1 invited paper
X-ray: osservazioni puntate proprietarie Beppo-SAX [5 X 40 ksec], XMM [4 X 20 ksec+1X 40 ksec], Chandra [4 X 20 ksec] +archivio NASA
Radio: Osservazioni ATCA (Australia) [150 ore], VLA [20 ore], GMRT (India)[30 ore], +archivio VLA
Ottico: telescopi ESO: 3.6m [10 notti], WFI 2.2m [1 notte], VLT [vedi VVDS] CFHT [2 notti] osservazioni proprietarie +archivio ESO
EFFETTI ASTROFISICI DEL MERGING TRA AMMASSI
Le collisioni tra ammassi sono gli eventipiù energetici dell’universo
Come viene dissipata tale energia e quali sono glieffetti sulla popolazione galattica e sulla sua emissionenelle varie bande?
APPROCCIO MULTIBANDA
Una “nursery” di ammassi ricchi
SHAPLEYCONCENTRATION
Zucca et al (1993)Bardelli, Zucca et al (2000)
~2000 redshifts
Evento incompatibilecon scenari diversi daLCDM
the Shapley Superclusterthe largest mass concentration in the nearby Universe
The A3558 Complex
~20 Mpc
The A3528 Complex
700 redshifts (Bardelli et al 1998)
A major merging after thecore-core encounter
Abell 2933 Abell 1750 Abell 3921
Abell 521 Abell 2065 Abell 1413
Ricostruzione della “storia” del merging
Maurogordato et al (2000), Ferrari et al (2003)
Osservazioni XOsservazioni X
Osservazione di 40 ks con ACIS di ChandraRivelazione di sottostrutture nella distribuzione in densità e temperatura del gas (nei 7’×7’ centrali dell’ammasso).
Distribuzione del gas
Carta di temperatura (keV)
Maurogordato et al (2000), Ferrari et al (2003)
Radio galaxies. What do they tell usabout merging?
Cluster scale radio emission
• Radio halos: extended sources located at the cluster centre, whose size can exceed the Mpc, and whose morphology is very similar to the X ray emission.
• Relics: sources which usually exhibit elongated morphology and are located in peripheral cluster regions.
Merging clusters havea factor 4 more radiosourcesthan relaxed clusters(Owen et al, AJ 118, 633)
A radio Butcher-OemlerEffect?
A2125
A2645
5.5 deg2 coperti a 1mJy493 sorgenti, 85 id.
OSSERVAZIONI RADIO DI A3558-C
SURVEY ATCA a 22/13 cm (Venturi et al. 2000, 2002, 2003)
1.Analisi statistica(conteggi e RLF)
Il merging:
- inibisce la formazione di rs
- spegne radiosorgenti pre-esistenti
2. Analisi fisica(singole radiosorgenti)
Funzione di luminosità radio-ottica per le
ellittiche
A3558-C
Ledlow & Owen (1996)
ris. ~41x35 arcsec
rms ~50 μJy nella regione centrale
174 rs con S1.4GHz
> 0.25 mJy/b (logP=20.83 W Hz-1)
13% estese
68 id.ottiche
33 (~47%) al redshift di A3558-C (~11000-17500 Km/s)
OSSERVAZIONI VLA 1.4GHz
F.c. 0.15 mJy/beam
Analisi fisica disingole sorgenti
NVSS (1.4GHz) -ROSAT PSPC
J1332-3146
J1333-3141
Questo alone sta “nascendo” (0.4 Gyr)
1) Radiogalassiafornisce elettroni
3 Elettroni riaccelerati(alone)
2) Merging tra ammassiA3562
SPETTRO RADIO
Spettro di sincrotrone da una popolazione di elettroni riaccelerati
0.1 Gyr
0.4 Gyr
VLA 1.4 GHz
MOST 843 MHz GMRT 235, 330, 610 MHz
610 MHz - 1.4 GHz
235 MHz - 610 MHz
~ 1.9
~ 1
Agreement between observed (clusters)and predicted Dark Matter halos (simulations) scaling relationsrequires:
3.0LL
M
Consistent with the relationobserved for clusters (Schaeffer et al. 1993;Girardi et al. 2002)
Observerd vs predictedFundamental Plane
DM halosObserved clusters
the scaling relations of galaxy clusters can be explained by
the cosmological collapse of density fluctuations
at the cluster scales plus
a systematic trend of the total M/L ratio with cluster mass
Lanzoni et al (2003)
Merging clusters: fisica del merging e popolazioni galattiche
Sottoprogetti
Ammassi selezionati in ottico ad alto redshift
Gruppi di galassie
COSTRUZIONE DI UN CAMPIONEDI AMMASSI DISTANTISELEZIONATI IN BANDA OTTICA
CollaboratoriD.Rizzo (OAToulouse), A. Zanichelli (IRA,CNR)C. Benoist (OANice), L. DaCosta (ESO), S. Arnouts (OA Marseille)H.E. Joergensen, L.F. Olsen (OA Copenhagen), M. Scodeggio (IASF-CNR), A. Biviano, M. Ramella (INAF-OA Trieste)M. Arnaud, D. Neumann (CEA, Saclay)
Inizio 2000Finanziamenti locali5 articoli con referee
12 notti SOFI@NTT10 notti EFOSC2@3.6m7 notti FORS1-2@VLT1 notte VIMOS/IFU
COSTRUZIONE DI UN CAMPIONEDI AMMASSI DISTANTISELEZIONATI IN BANDA OTTICA
FOLLOW UP IN IMAGING:
Banda I ESO-WIDE (NTT) 310 ammassi 17 gradi quadriBanda B,V WFI (2.2m) stessa area della banda IBanda R Danish (1.2m) 75 ammassi hanno BVRIBanda J,K SOFI (NTT) 40 ammassi con BVRIJK
FOLLOW UP SPETTROSCOPICOAmmassi con 0.4<z<0.7 EFOSC2 (3.6m) 20 clustersAmmassi con 0.6<z<1.3 FORS1-2 (VLT) 10 clusters
Dati di partenza: 310 candidati ammassi selezionati in bandaI sulla EIS-WIDE survey
Distribuzione in redshift dei candidati ammassi
Gli ammassi ottici sono diversi da quelli selezionati in X
PROTOCLUSTERS?
Candidatoa z=0.8
Filled circles: galaxies with I<22.5, open I<23.5Candidate at z=0.8
Rizzo et al. (in prep)
Ms 1054-03212X4h exp
IFU IMAGE 6400-7400 A
IFU IMAGE 7050-7150 A
Radiogalassia z~0.9, Rizzo, Zanichelli et al (in prep)
mrc 1022-299exp 2h15mGTO Virmos
VVDS-0226-04 cone: Galaxy density field, 6217 redshiftsIAB24 (C. Marinoni)
2DFGRS/SDSS stop herez=0.5
z=0.6
z=0.6
z=0.7
z=0.7
z=1.3
z=0.8
z=0.8
z=0.9
z=0.9
z=1
z=1
z=1.1
z=1.1
z=1.2
z=1.2
160Mpc30
Mpc
Merging clusters: fisica del merging e popolazioni galattiche
Sottoprogetti
Ammassi selezionati in ottico ad alto redshift
Gruppi di galassie
The role of groups on galaxy formation andevolution.
Zitelli V. (INAF-OAB) , Focardi P. & Kelm B. (DipartimentoAstronomia Univ. Bologna), S. Marinoni (INAF-OAB).
A New Large Complete Sample of Compact Groups.
UZC CG #21
Focardi & Kelm 2002,391, 35
Where to evaluate: AGN & SB activity and their possible link to galaxy interaction.Kelm, Focardi & Zitelli 2003,A&A sub.
What’s the final fate of compact structures?
Looking for fossil groups remnants (field Ellipticals)
XMM (A03) approved.
Loiano 1.5 m . 20 nights allocated (+ another 20 next run) .
Starburst and AGN are likely found in Small Scale Galaxy Systems in low density environment.
What’s the role played by galaxy Luminosity, Morphology and Density on the AGN-interaction paradigma?
Focardi, Kelm, Zitelli, Marinoni, 2003, in prep.
FINE
L'ALONE E LE PROPRIETA' DI A3562
A3562 A3562
Ferretti (2000)
Govoni et al. (2001)Bacchi et al. (2003)
Radio-Optical luminosity function
A3528 complex A3558 complexMerging switched-off radiosourcesConsistent with normal clusters
SPETTRO RADIO
Spettro di sincrotrone da una popolazione di elettroni riaccelerati
0.1 Gyr
0.4 Gyr
VLA 1.4 GHz
MOST 843 MHz GMRT 235, 330, 610 MHz
610 MHz - 1.4 GHz
235 MHz - 610 MHz
~ 1.9
~ 1
CONCLUSIONI• dimensioni e potenza radio sono tra i valori piu'
piccoli trovati per la classe degli aloni noti e seguono le correlazioni con LX e T.
• L'alone radio in A3562 puo' essere interpretato sia come un alone giovane sia come il risultato di una fase modesta di riaccelerazione
• Il numero totale di elettroni iniettati dalla head-tail J1333-3141 e' sufficiente a rifornire l'alone se si assume che essa sia stata attiva per ~ 6 x 107 anni
• Lo spettro radio e' ripido ( ~ 1.9) fino a ~ 610 MHz, poi si appiattisce ( ~ 1) al di sotto di questa frequenza
SORGENTE GIOVANE, FASE DI RIACCELERAZIONE MOLTO RECENTE
A3560
RELIC ACTIVITY
CURRENT ACTIVITY
SUPERCLUSTERS AS LABORATORIES
Rich superclusters are the ideal laboratories for detection of cluster mergings, because the peculiar velocities induced by the local enhanced density of the large-scale structure favour cluster-cluster and cluster-group collisions.
Bardelli et al 1998
OSSERVAZIONI RADIO DI A3558-C
SURVEY ATCA a 22/13 cm di A3558-C (Venturi et al. 2000)
Ledlow & Owen (1996)
A3558-C
1.Analisi statistica(conteggi e RLF)
Beam: 10.2’’ x 6.5’’, p.a. 4.1°
Contorni: -0.3, 0.3, 0.75, 1, 1.25, 1.5, 2 e 3 mJy/beam
Il merging:
- inibisce la formazione di rs
- spegne radiosorgenti pre-esistenti
bJ ≤ 17.40logP1.4GHz(W Hz-1) > 21.78
Funzione di luminosità radio-ottica per le
ellittiche
2. Analisi fisica(singole radiosorgenti)
J1333-3141
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