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)
Sottoprogetti
Merging clusters: fisica del
merging e popolazioni galattiche
Ammassi selezionati in ottico ad
alto redshift
Gruppi di galassie
COLLABORATORI
X-RAY BAND:
S.Ettori (ESO,OAB), S.DeGrandi (OAMerate),
S.Molendi, F.Gastaldello (IASF-CNR), D.Neumann
M.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)
OPTICAL BAND:
S. Maurogordato, C. Ferrari, C. Benoist (OA Nice),
L. da Costa (ESO)
Progetto iniziato nel 1998
Finanziamenti:
ASI 2000 (8300 euro) , ASI 2001 (8300),
ASI 2003 (8000 euro) TOTALE 24.500 euro
COFIN 2001 (biennale) UDR locale dedicata a
questo 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 eventi
più energetici dell’universo
Come viene dissipata tale energia e quali sono gli
effetti sulla popolazione galattica e sulla sua emissione
nelle varie bande?
APPROCCIO MULTIBANDA
SHAPLEY
CONCENTRATION
Evento incompatibile
con scenari diversi da
LCDM
Una “nursery” di
ammassi ricchi
~2000 redshifts
Zucca et al (1993)
Bardelli, Zucca et al (2000)
the Shapley Supercluster
the largest mass concentration in the nearby Universe
The A3528 Complex
The A3558 Complex
~20 Mpc
700 redshifts (Bardelli et al 1998)
A major merging after the
core-core encounter
Abell 2933
Abell 1750
Abell 3921
Maurogordato et al (2000), Ferrari et al (2003)
Abell 521
Abell 2065
Abell 1413
Ricostruzione della “storia” del merging
Osservazioni X
Distribuzione del
gas
Carta di temperatura
(keV)
Osservazione di 40 ks con ACIS di Chandra
Rivelazione di sottostrutture nella distribuzione in densità e
temperatura del gas (nei 7’×7’ centrali dell’ammasso).
Maurogordato et al (2000), Ferrari et al (2003)
Radio galaxies. What do they tell us
about 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.
A2125
Merging clusters have
a factor 4 more radiosources
than relaxed clusters
(Owen et al, AJ 118, 633)
A2645
A radio Butcher-Oemler
Effect?
OSSERVAZIONI RADIO DI A3558-C

SURVEY ATCA a 22/13 cm

2002, 2003)
1.Analisi statistica
(conteggi e RLF)
Funzione di luminosità
radio-ottica per le ellittiche
Ledlow & Owen
(1996)
(Venturi et al. 2000,
2. Analisi fisica
(singole radiosorgenti)
Il merging:
- inibisce la
formazione di rs
A3558-C
- spegne radiosorgenti
pre-esistenti
5.5 deg2 coperti a 1mJy
493 sorgenti, 85 id.
OSSERVAZIONI VLA 1.4GHz
 ris. ~41x35 arcsec
F.c. 0.15 mJy/beam
 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
Analisi fisica di
singole sorgenti
 33 (~47%) al
redshift di A3558-C
(~11000-17500 Km/s)
NVSS (1.4GHz) -ROSAT PSPC
J1333-3141
J1332-3146
3 Elettroni riaccelerati
(alone)
1) Radiogalassia
fornisce elettroni
2) Merging tra ammassi
A3562
Questo alone sta
“nascendo” (0.4 Gyr)
SPETTRO RADIO
Spettro di sincrotrone da
una popolazione di
elettroni riaccelerati
0.1 Gyr
610 MHz - 1.4 GHz
0.4 Gyr
~ 1.9
235 MHz - 610 MHz
VLA 1.4 GHz
MOST 843 MHz
GMRT 235, 330, 610 MHz
~1
Observerd vs predicted
Fundamental Plane
DM halos
Observed clusters
Consistent with the relation
observed for clusters
(Schaeffer et al. 1993;
Girardi et al. 2002)
Agreement between observed (clusters)
and predicted Dark Matter halos
(simulations) scaling relations
requires:
M
0.3
L
L
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)
Sottoprogetti
Merging clusters: fisica del
merging e popolazioni galattiche
Ammassi selezionati in ottico ad
alto redshift
Gruppi di galassie
COSTRUZIONE DI UN CAMPIONE
DI AMMASSI DISTANTI
SELEZIONATI IN BANDA OTTICA
Inizio 2000
Finanziamenti locali
5 articoli con referee
12 notti SOFI@NTT
10 notti [email protected]
7 notti FORS1-2@VLT
1 notte VIMOS/IFU
Collaboratori
D.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)
COSTRUZIONE DI UN CAMPIONE
DI AMMASSI DISTANTI
SELEZIONATI IN BANDA OTTICA
Dati di partenza: 310 candidati ammassi selezionati in bandaI
sulla EIS-WIDE survey
FOLLOW UP IN IMAGING:
Banda I
Banda B,V
Banda R
Banda J,K
ESO-WIDE (NTT)
WFI (2.2m)
Danish (1.2m)
SOFI (NTT)
310 ammassi 17 gradi quadri
stessa area della banda I
75 ammassi hanno BVRI
40 ammassi con BVRIJK
FOLLOW UP SPETTROSCOPICO
Ammassi con 0.4<z<0.7 EFOSC2 (3.6m) 20 clusters
Ammassi con 0.6<z<1.3 FORS1-2 (VLT) 10 clusters
Distribuzione in redshift dei
candidati ammassi
Gli ammassi ottici sono diversi da quelli selezionati in X
PROTOCLUSTERS?
Candidato
a z=0.8
Rizzo et al. (in prep)
Ms 1054-0321
2X4h exp
Filled circles: galaxies with I<22.5, open I<23.5
Candidate at z=0.8
IFU IMAGE 6400-7400 A
IFU IMAGE 7050-7150 A
mrc 1022-299
exp 2h15m
GTO Virmos
Radiogalassia z~0.9,
Rizzo, Zanichelli et al (in prep)
VVDS-0226-04 cone: Galaxy
density field, 6217 redshifts
IAB24 (C. Marinoni)
z=0.9
z=1.3
z=1.2
z=0.8
z=1.2
z=0.8
z=1.1
z=0.7
z=1.1
z=0.7
z=0.6
z=0.6
30Mpc
z=1
z=0.9
z=0.5
2DFGRS/SDSS stop here
z=1
Sottoprogetti
Merging clusters: fisica del
merging e popolazioni galattiche
Ammassi selezionati in ottico ad
alto redshift
Gruppi di galassie
The role of groups on galaxy formation and
evolution.
Zitelli V. (INAF-OAB) , Focardi P. & Kelm B. (Dipartimento
Astronomia Univ. Bologna), S. Marinoni (INAF-OAB).
A New Large Complete Sample of Compact Groups.
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.
UZC CG #21
What’s the final fate of compact structures?
Looking for fossil groups remnants (field Ellipticals)
XMM (A03) approved.
What’s the role played by galaxy Luminosity,
Morphology and Density on the AGN-interaction
paradigma?
Focardi, Kelm, Zitelli, Marinoni, 2003,
in prep.
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.
FINE
L'ALONE E LE PROPRIETA' DI A3562
A3562
Govoni et al. (2001)
Bacchi et al. (2003)
Ferretti (2000)
A3562
Radio-Optical luminosity
function
A3528 complex
Consistent with normal clusters
A3558 complex
Merging switched-off radiosources
SPETTRO RADIO
Spettro di sincrotrone da
una popolazione di
elettroni riaccelerati
0.1 Gyr
610 MHz - 1.4 GHz
0.4 Gyr
~ 1.9
235 MHz - 610 MHz
VLA 1.4 GHz
MOST 843 MHz
GMRT 235, 330, 610 MHz
~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 headtail 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
CURRENT
ACTIVITY
RELIC
ACTIVITY
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 clustercluster and cluster-group collisions.
SUPERCLUSTERS AS
LABORATORIES
Bardelli et al 1998
OSSERVAZIONI RADIO DI A3558-C

SURVEY ATCA a 22/13 cm di A3558-C
(Venturi et al. 2000)
J1333-3141
1.Analisi
statistica
(conteggi e RLF)
Funzione di luminosità
radio-ottica per le ellittiche
Ledlow & Owen
(1996)
2. Analisi fisica
(singole radiosorgenti)
Il merging:
- inibisce la
formazione di rs
A3558-C
- spegne radiosorgenti
pre-esistenti
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
bJ ≤ 17.40
logP1.4GHz(W Hz-1) > 21.78