Galaxie dominante de l’amas de galaxies

Comme mentionné plus tôt, la galaxie dominante de l’amas se trouve habituellement en son centre de gravité. Elle est souvent la plus massive et brillante de l’amas, d’où son nom brightest cluster galaxy (BCG), et a un rayon typique de 20 − 50 kpc (e.g. Schombert,

1986; Gonzalez et al., 2003; Haarsma et al., 2010). Elle est une galaxie elliptique qui est dans ∼ 20% des cas de type cD (Matthews et al., 1964), c’est-à-dire qu’elle possède une enveloppe étendue formée d’étoiles qui peut s’étendre jusqu’à ∼ 100 kpc (Oemler, 1973, 1976; Carter, 1977; Dressler, 1979). Les galaxies cD sont les plus massives connues avec des masses stellaires > 1012 _M

, soit un ordre de magnitude plus grand que la Voie Lactée.

Elles sont uniquement trouvées au centre des amas des galaxies et leur luminosité peut être ∼ 30% de la luminosité stellaire provenant de l’amas. Les galaxies cD se formeraient due à l’accrétion de plusieurs galaxies dans le centre très dense de l’amas (e.g. De Lucia & Blaizot, 2007).

Les BCGs ne sont pas non plus des galaxies rouges et mortes comme la plupart des galaxies elliptiques. En effet, plusieurs BCGs sont habituellement distinctes par rapport à leur couleur, ayant un taux de formation d’étoiles non nul et possédant donc des étoiles jeunes. Cette différence est due à leur environnement, dans le milieu très dense du centre d’un amas de galaxies, et est due à leur grande masse (e.g. Von Der Linden et al., 2007). Von Der Linden et al. (2007) ont aussi trouvé que les BCGs ont plus de chance de contenir un AGN radio-bruyant que les autres galaxies elliptiques de même masse. De plus, les BGCs ont tendance à être décalées du plan fondamental des galaxies (e.g. Thuan & Romanishin, 1981; Hoessel et al., 1987; Schombert, 1987; Oegerle & Hoessel, 1991) et elles ont l’air plus grandes avec des plus grandes dispersions de vitesses des étoiles que les autres galaxies de même masse stellaire (e.g. Von Der Linden et al., 2007). Une autre caractéristique est qu’environ 30% des BCGs (∼ 65% des BCGs dans les amas à coeur froid, voir section 1.3.2; McDonald et al. 2010) sont incrustées dans des gigantesques nébuleuses émettant des raies d’émission dans le domaine du visible (e.g. Minkowski, 1957; Edwards et al., 2007). Ces nébuleuses sont faites de filaments qui s’étendent entre ∼ 5 et ∼ 100 kpc du centre de la BCG (e.g. Crawford et al., 1999) et font de ∼ 60 à ∼ 70 kpc d’épaisseur (Fabian et al., 2008, 2016). Leur luminosité en Hα est de 1040 à 1042 erg s−1 (e.g. Crawford et al., 1999). En plus du gaz

ionisé, les BCGs contiennent aussi du gaz moléculaire froid, dont du CO et du H2 (Edge &

1.3.1.1. Spectre d’émission radio du noyau actif de galaxie dans la galaxie dominante de l’amas

Dans le chapitre 2, l’émission radio de l’AGN de la BCG sera étudiée en détail, et un élément qui sera très important est le SED dans le domaine radio. Ce SED peut être paramétré par :

Sν ∝ να, (1.5)

où Sν est la densité de flux énergétique, ν est la fréquence et α est l’indice spectral de

l’émission et varie habituellement de −2 à 0,5. Le spectre de l’émission synchrotron est décrit par un indice spectral constant. De plus, lorsque la distribution d’énergie de ces électrons relativistes (n) suit une loi de puissance en fonction de l’énergie (E) telle que n(E) ∝ E−p_,

où p est l’index d’énergie des particules, la valeur de α de l’équation 1.5 pour ces électrons sera reliée à p tel que :

α = 1 − p

2 . (1.6)

La valeur de α donne donc une indication de l’âge des électrons, puisque plus les électrons relativistes émettent de l’émission synchrotron, plus ils perdent de l’énergie. Il y a donc de moins en moins d’électrons très énergétiques, et de ce fait la valeur de α diminue en devenant de plus en plus négative. Ainsi, plus une émission est vieille, plus son indice spectral est négatif, et donc plus la pente de son SED sera négative, rendant cette émission plus brillante à de basses fréquences radio. Par exemple, il a été trouvé que le coeur des BCGs a un indice spectral plat (α ∼ 0) alors que les jets ont plutôt un α ∼ −1 (e.g. Carilli et al., 1991). Hogan et al. (2015) ont étudié le SED en radio de plus de 300 BCGs (voir figure 1.7 pour deux exemples). Ils ont été capables de séparer l’émission radio provenant des BCGs en deux composantes principales. La première est reliée à l’accrétion en cours de l’AGN, soit la composante du coeur (core emission – BCGcore), qui a un indice spectral plutôt plat

(α > −0,5). La deuxième est reliée à l’activité passée de l’AGN qui comprend l’émission des lobes radio et des jets relativistes, cette composante étant appelée pente raide (steep ou non-core emission – BCGsteep), et a un indice spectral de α < −0,5. Si le flux de BCGcore

est élevé, ceci veut dire qu’il y a présentement beaucoup d’accrétion sur l’AGN, et le flux de BCG est élevé si l’activité passée de l’AGN était puissante. Hogan et al. (2015) mesurent

Figure 1.7. Exemples de SEDs de BCGs dans le domaine radio pour l’amas de galaxies RXJ0439.0+0529 (à gauche) et l’amas de galaxies Z8276 (à droite). Les graphiques repré- sentent la densité de flux S en unité de Jansky à différentes fréquences en GHz. L’émission est séparée en une composante core (trait pointillé bleu) et en une composante steep (trait pointillé rouge). La somme des deux composantes est représentée par le trait vert. Pour les deux amas, les deux composantes avec des indices spectraux différents sont clairement visibles, l’indice plus négatif à plus basse fréquence et l’indice plat (à droite) ou inverse (à gauche) à plus haute fréquence. Crédit : Hogan et al. (2015).

le flux de BCGsteep à une fréquence de 1 GHz, puisque cette émission est plus brillante à

basse fréquence, et le flux de BCGcore à 10 GHz, puisque cette émission à un flux presque

constant à toutes les fréquences radio. Une étude de ce type demande donc des observations à plusieurs fréquences et résolutions.