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