HAL Id: tel-00010416
https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00010416v2
Submitted on 6 Oct 2005
HAL is a multi-disciplinary open access
archive for the deposit and dissemination of
sci-entific research documents, whether they are
pub-lished or not. The documents may come from
teaching and research institutions in France or
abroad, or from public or private research centers.
L’archive ouverte pluridisciplinaire HAL, est
destinée au dépôt et à la diffusion de documents
scientifiques de niveau recherche, publiés ou non,
émanant des établissements d’enseignement et de
recherche français ou étrangers, des laboratoires
publics ou privés.
Chiara Ferrari
To cite this version:
Chiara Ferrari. Analyse multi-longueur d’onde d’amas de galaxies en coalescence. Astrophysique
[astro-ph]. Université Nice Sophia Antipolis, 2003. Français. �tel-00010416v2�
E ole Do torale
S ien es Fondamentales et Appliquees
THESE
Presentee pour obtenirle titre de
Do teur en S ien es de l'Universite de Ni e{Sophia Antipolis
par
Chiara FERRARI
Sujet de la these
Analyse multi-longueur d'onde d'amas de galaxies
en oales en e
Soutenue publiquementle 4 novembre 2003
Devant le jury ompose de:
Mr Albert Bijaoui Dire teur de these
Mr Alberto Cappi Examinateur Invite
Mme MarianneFaurobert President etExaminateur
Mme LuiginaFeretti Examinateur
Mme SophieMaurogordato Dire teur de these
Mr AlainMazure Rapporteur
Jene peux ommen er mathese qu'en remer iant toutesles personnes quim'ont aide et
soutenupendant es annees. Enparti ulier jetiens aremer iervivement:
JulienBorgnino pourm'avoir a epte dans sone ole do torale.
Ja ques Colinet Fran ois Mignard pourm'avoir a ueilli au seinde l'Observatoire
deNi e etdans ledepartement CERGA.
Mes dire teurs de these et guidess ienti ques, SophieMaurogordato et Albert
Bi-jaoui,pour m'avoir propose un sujet de these passionnant, pour leurenseignement
etpourleurdisponibilite.
Touslesmembresdemonjury.Enparti ulierMarianneFaurobertpouravoira epte
de presider ette these, Sabine S hindleret Alain Mazure pour avoir a epte d'en
^etrerapporteurs.
Tous les ollaborateurs du programme MUSIC ave lesquels j'ai eu le plaisir de
travailler,enparti ulierAlbertoCappi,Eri SlezaketChristopheBenoist,pourleur
aidepre ieuseet onstante.
Le servi e informatique et tout le personnel de l'Observatoire pour leur
disponibi-lite et pour l'ambian e sympathique et haleureuse dans laquelle j'ai pu travailler
pendant es annees.
Mes anges gardiens: Elena, Myriam, Dimitri et Christophe (j'ai vraiment eu de la
han e!).
Mes amis thesards et stagiaires: Gabry, Lu a, Marina, Claire, Herve, Gilles, Mar ,
Dario, Eri ,Benedi te, Thomas,Sebastien.
Tousles opainsde l'Observatoire,eten parti ulierAlain,Djamel,Claudeet
Chris-tiane,MorbyetBarbara, Valerie,Frederi ,Patri k,JeanMi hel,Ja ques,Fran oise,
Danielle,Vi tor.
Imieiami ipiu ari,Diego,Stefania, Gianlu a,CharleseDenise Agnese,perilloro
sostegnoe peraver sempreavuto tanta du iainme.
Imieigenitori,miasorellaMarina,ilmio\fratellone"Romanoedimieinonni,peril
loroamore s on nato, he nessunaparolapuoesprimeree ringraziareasuÆ ienza.
Table des matieres
Introdu tion xi
1 La physique des amas de galaxies en ours de fusion 1
1.1 Lesamas de galaxies . . . 1
1.1.1 Les di erentes omposantes desamas de galaxies . . . 1
1.1.2 La lassi ation morphologiquedes amas degalaxies . . . 2
1.2 Simulationsnumeriquesdes amasde galaxies en ours de fusion . . . 6
1.2.1 Simulationsdes omposantes non- ollisionnelles . . . 6
1.2.2 Simulationsdes omposantes ollisionnellesetnon- ollisionnelles . . 8
1.3 Observationsen optiqueeten rayonsXd'amas en oales en e. . . 11
1.3.1 Phases initialesde l'intera tion:les as d'Abell3528, Abell1750 et Abell3395 . . . 12
1.3.2 Phasesintermediairesdel'intera tion:les asd'Abell2256, Abell3667, et1E0657-56 . . . 14
1.3.3 Phasesavan ees de l'intera tion: le asd'Abell1795 . . . 23
1.3.4 Presen e simultanee de plusieurs phases du pro essus de fusion: le as del'amas deComa . . . 25
1.4 Coales en e entre lesamas de galaxiesettaux de formationd'etoiles . . . . 31
1.5 Con lusionssurl'analyse ombinee X-optiquedansles amasde galaxies en oales en e . . . 34
1.6 E etssur l'emissionradio . . . 35
1.6.1 Halos etreliquesradio . . . 35
1.6.2 Radio-galaxies . . . 42
1.7 EmissionEUV etX\soft" . . . 48
1.8 EmissionX dure . . . 49
2 Le programme MUSIC 51 2.1 Le programme MUSIC (Multi-wavelength Sample of Intera ting Clusters): obje tifss ienti ques . . . 51
2.1.1 Constru tion de l'e hantillon . . . 52
2.2 A quisition ettraitement desdonneesoptiques . . . 54
2.2.1 Spe tros opie multi-objets (MOS) . . . 55
2.3.1 Cara terisation des sous-stru tures dans la distribution de densite
desgalaxies . . . 66
2.3.2 Etudede ladistribution desvitesses . . . 76
2.3.3 Determination de lamassedesamas de galaxies . . . 83
2.3.4 Analysedynamique . . . 88
2.3.5 Classi ationspe trale de lapopulationstellairedesgalaxies . . . . 91
2.3.6 La sequen eprin ipaledesgalaxies elliptiques(\Red Sequen e") . . 93
2.4 Resultats surles amas . . . 96
2.4.1 Abell521: resume del'arti le publie dansA&A . . . 96
2.4.2 Arti le: Multiple Merging Eventsin Abell521 . . . 98
2.4.3 Lesobservations Chandrad'Abell521 . . . 130
2.4.4 Lesobservations d'A521 auVLA . . . 133
2.4.5 A3921: resume de l'arti leen ours de preparation . . . 135
2.4.6 Arti le: Opti al analysis of the merging luster Abell 3921 . . . 137
2.5 E ets d'alignement etstru tureagrande e helle . . . 165
2.5.1 Introdu tion . . . 165
2.5.2 Analysede lastru turea grandee helled'A521 . . . 165
2.5.3 Etudedese etsd'alignement:resumedel'arti ledere her hepublie dansApJ . . . 166
2.5.4 Arti le: Galaxy Alignments as a Probe of the Dynami al State of Clusters . . . 169
3 Con lusions et Perspe tives 187 3.1 Con lusions . . . 187
3.2 Perspe tives . . . 188
A Les prin ipaux estimateurs de la masse dynamique des amas 191 A.1 Le theoreme du Viriel . . . 191
A.1.1 Estimateurs\pairwaise" et\ringwise" . . . 193
A.2 Estimateurde masse projetee . . . 195
B De nitions des grandeurs al ulees par le programme ROSTAT 199 B.1 A.I. etT.I. (\AsymmetryIndex" et\Tail index") . . . 199
B.2 Les estimateurs de la mesure de position (\lo ation") et du parametre d'e helle(\s ale"). . . 200
B.2.1 Indi ateursde lamesure deposition . . . 200
B.2.2 Indi ateursdu parametre d'e helle . . . 202
Al'issuede equel'onnommele"granddebat"(GreatDebate), ontroversequianima
la ommunaute astronomique des annees 1920, il futmontre qu'une grande fra tion des
objets di us ditsnebulae,observes des le XVIIIeme sie le par C. Messier,etaient en fait
lo alises en dehors de la Voie La tee. La mesure des distan es de es nouveaux objets
dits galaxies, initiee par E. Hubble, se developpa rapidement jusqu'a la onstitution des
premiersrelevesde Palomar etdeLi k( ommen esen1949 et1947 respe tivement).Tres
t^ot futremarquee la forte tendan e desgalaxies a formerdes groupesave des entaines
d'objets dansdesregionsd'environ1-10 Mp , e qui induisit les astronomes a onsiderer
esamas de galaxies ommeetant dessystemesphysiquesgravitationnellement lies. Leur
masse fut estimee pour la premiere fois par F. Zwi ky en 1933 en utilisant le theoreme
du Viriel. Les valeurs qu'ilobtint depassaient largement elles deduites de la somme des
masses de toutes les galaxies. Zwi ky en on lut que la quasi-totalite de la masse dans
lesamas devait^etre di usedansl'espa eentreles galaxiessousuneformenonobservable
dire tement (et par onsequent dite matiere sombre ou a hee), mais revelee seulement
parlavitesse qu'elleimprimaitaux galaxiessedepla ant a l'interieurdesamas.
La publi ationdu atalogue d'Abell en 1958 ouvrit uneere nouvelle dans l'etude des
amasdegalaxies,puisque essystemes ommen erenta^etreetudies ommeunepopulation
plut^ot que omme des objets individuels. Dans les annees suivantes, des lassi ations
de plus en plus detaillees des amas furent developpees sur la base de leurs proprietes
observationnelles.
Au debut des annees 70, la de ouverte d'emission X provenant des amas de galaxies
revela lapresen e de gaz inter-gala tiquedi usdanstout levolumede essystemes[199 ,
151 ,65 ,121 ,135℄.L'estimationdesamassemontraqu'il onstituaitla omposante
baryo-niquedominante desamas, mais ette masse ne orrespondant qu'a environ15 a20% de
lamassetotale, le probleme dela matiere sombre restanon-resolu.
Jusqu'aux annees80 lesamas furent traites ommedessystemes asymetriespherique
etvirialises(e.g.Kent &Gunn1982 [171 ℄).
A etteepoque,l'amelioration deste hniques
d'a quisitionetd'analysedesdonneesoptiques(e.g.la onstru tiondespremiersteles opes
de la lasse des4 metres, le debutdesobservations de spe tros opie multi-objets) permit
derevelerqu'unefra tioneleveed'amasetait ara terisee pardesmorphologiesirregulieres
et par uneforte presen e de sous-stru tures dans la distribution des galaxies (e.g. Baier
&Ziener(1977) [13 ℄ etGeller& Beers(1982) [132 ℄). En 1979, les images en rayonsX du
satelliteEinstein montrerent pour lapremiere fois unestru ture omplexe du gaz haud
estimee^etrede l'ordrede 30%a 50%[286, 117 ,80 ,143 ℄. Cesresultatsontete interpretes
omme la preuve observationnelle du fait que, en realite, un grand pour entage d'amas
ne sont pas dynamiquement relaxes. Des systemes morphologiquement irreguliers sont
observes pendant les phases entrales de leur evolution, ara terisee par l'a retion de
sous-stru tures de masse inferieure ou par la oales en e ave des sous-amas de masse
omparable. Cetteobservation est ompatibleave le adrefourniparlestheoriesles plus
modernesdeformationetd'evolutiondesstru turedel'Univers,i.e.lesmodelesamatiere
sombre froide(\Cold Dark Matter",CDM), quiprevoient queles systemesqu'onobserve
a tuellementdansl'Universsesontformesparunpro essusdestru turationhierar hique.
Dans e adre,lespetitesstru tures,quiontete lespremieresasedevelopperpar
instabi-litegravitationnelleapartirdes u tuationsdedensitesprimordiales,ontfusionneformant
des stru tures de plus en plusmassives au ours du temps. Les simulations numeriques
osmologiques, qui suivent l'evolution d'un grand volume d'Univers des u tuations
ini-tiales jusqu'a present, montrent que les grandes stru tures se forment par a retion de
matiere le long des laments dans lesquels elles sont ni hees (e.g. [287 ℄). Ce i implique
que,jusqu'a dese helles d'environ100 Mp ,ladistribution de matiere dansl'Univers est
tres anisotrope et onstituee par un reseau tridimensionnel ompose de laments et de
vides (voir gure1). Jusqu'apresent, les systemes lesplusmassifsqui ont atteint unetat
d'equilibre dynamique sont les amas de galaxies, m^eme si le pro essus d'evolution d'un
grand nombre de es systemesn'estpas en oretermine, omme lesresultats
observation-nels le montrent. Les amas ri hes se forment en e et par plusieurs pro essus de fusion
a di erentes e helles: pendant sa formation, un amas peut annexer et/ou interagir ave
desstru turesdemassevariable,et,m^emedansle asdesamasri hesapriorial'equilibre,
l'a retion de petits groupes etde galaxiesdu hamp estun pro essus ontinu.Les amas
de galaxies en oales en eproprement ditssont eux quisont en traind'experimenter un
pro essusde fusionmajeure ave dessystemesde masse omparable.
La veri ation des modeles de formation des stru tures est l'un des buts prin ipaux
delare her heastrophysiqueet osmologique.
Al'heurea tuelle,la omparaisonentreles
observationsetles simulationsnumeriquesmontreune onvergen e vers un modelefonde
surlamatieresombrefroide,dedensitedematierefaible(
m
0.3),maisde onstante
os-mologiquenonnulle.LesmodelesCDMreproduisent orre tementaussibienl'epoquede
formation desgalaxies que leurdistribution de masse. Parailleurs,la stru ture a grande
e helle reproduite par les simulations numeriques CDM est tres semblable a elle
ob-servee.
L'analysedu degre de stru turationdesamas de galaxiespeut^etre utilise omme test
osmologique, pour ontraindre en parti ulier le parametre de densite
m
.En e et dans
le as d'unUniverspeu dense (faible valeurde
m
), les amas se forment plust^ot, et ont
don plusdetempspouratteindrel'etat relaxe.Ons'attenddon atrouvermoinsdesous
stru turesquedansle asd'unUniversdense(grand
m
),danslequellaformationestplus
d'amaspresentant dessous-stru tures observesaux predi tionsde l'histoire de formation
desstru turesemanant desmodelesetauxresultats dessimulationsnumeriques, onpeut
don a priorietablirde nouvelles ontraintes sur la osmologie. Ce ine essite neanmoins
d'e e tuer une hypothese sur la duree de survie de la sous-stru ture apres la fusion. La
proportion importante d'amas irreguliers dete tes est en e et un de a expliquer par
le modele on ordant de faible densite. Toutes es raisons ont motive le developpement
de tests statistiques raÆnes permettant de de eler au mieux les sous-stru tures dans la
distributiondesgalaxies etdugaz desamas (e.g. [2 ,34 , 56 ,57 , 86,103 ,145 , 259 , 289 ℄).
L'analysedesamasen oales en e, quinesontpasen orerelaxes,permetd'observerle
debutdel'e ondrement etderetra er leurdynamiqueavant laphasedevirialisation.Une
omprehension detaillee de la physique de la formationdes es systemes est un element
indispensablepour omprendre la formation des grandes stru tures de l'Univers et ainsi
obtenirdes ontraintessur lesmodeles osmologiques.
Dans e adre,nousavonsentreprisunprogrammedenomme\MUlti-wavelegth Sample
of Intera ting Clusters" ("MUSIC")d'observations oupleesen X,en optique eten radio
surun e hantillon ommun d'amas,visant a ara teriser eta omprendre laformationet
l'evolutionde esobjets.Dans ettethese,leprogrammeMUSICestpresente,delaphase
de onstru tion de l'e hantillon d'amas a observer, jusqu'aux premiers resultats obtenus
a tuelles liees a la physique de es systemes non relaxes. Ces resultats ont ete ompares
auxprevisionsdesimulationsnumeriques,quireproduisentlespro essusphysiquesen ours
pendant la oales en eentre amas etetudient leurs e ets surles di erentes omposantes
de es systemes (i.e.galaxies, gaz etmatieresombre).
Le programme MUSIC, les observations e e tuees et les instruments utilises sont
de rits dans le deuxieme hapitre. En parti ulier, je detaille mon travail de these, qui
a porte prin ipalement surl'analyse optique despremiers amas de notre e hantillon(i.e.
Abell521,Abell3921,Abell1750etAbell1413).Lesmethodesutiliseespendantlesphases
d'observation et de redu tion,d'analyse et d'interpretation des donnees de spe tros opie
multi-objetsetd'imageriemulti- ouleursgrand hamp sont presentees.
Les on lusionsetlesperspe tivesdemontravaildere her heetduprogrammeMUSIC
La physique des amas de galaxies
en ours de fusion
1.1 Les amas de galaxies
1.1.1 Les di erentes omposantes des amas de galaxies
Lesamas degalaxiessontles stru turesgravitationnellement lieeslesplusmassivesde
l'Univers. Plus de 80% de leur masse est omposee de matiere noire, environ 16% d'un
milieuintra-amas(MIA),tandisquelesgalaxiesnerepresententque3%delamassetotale.
Les amas ont d'abord ete de ouverts en optique omme des on entrations
gravita-tionnellement liees de galaxies onstituees de 10-100 objets ( lasses en groupes et amas
pauvres)voire jusqu'aplusd'unmillierde galaxies(amasri he). Dansle adredumodele
spherique, les amas roissent par instabilite gravitationnelle a partir de u tuations
pri-mordialesde densiteelevees, poursere ontra terlorsdu"turnaroundradius".Enrealite,
lesamassubissentauparavantunpro essusderelaxationviolenteau oursduquelunetat
d'equilibreestatteint,impliquantpourlesvitessesdeleursgalaxiesunedistribution
Max-wellienne.Au debutdes annees 70,les observationsen rayons X ont revele que beau oup
d'amassontaussidessour esd'emissionXdi use,ave desluminositestypiquesdel'ordre
de 10
43 45
erg/s [65 , 121,135℄. Le milieuintra-amas (MIA) est onstitue prin ipalement
pardugaz di us(n
e
10
3 m
3
) enequilibrehydrostatique danslepuitsde potentiel
de l'amas. Ce gaz est si haud (T 10
8
K) que les atomes sont fortement ionises et
ils forment un plasma emetteur X du type \Bremsstrahlung thermique". Une partie de
e gaz est d'origine primordiale, une partie ( elle ri he en fer) a par ontre ete eje tee
ulterieurementparles etoilesdesgalaxies del'amas. Le MIApeut ontenirdesparti ules
relativistes quiemettent en radiosuivant un pro essus non-thermique (i.e. rayonnement
\syn hrotron") d^u a la presen e d'un hamp magnetique dans l'amas. Les ele trons
re-lativistespeuvent produireaussi de l'emission aux longueurs d'onde ultra-violettes ou X
durespardi usionComptonInversedesphotonsdebasseenergiedurayonnementdefond
osmologique.La presen e d'ele trons relativistes et les me anismes responsables de leur
a eleration sont lies a lapresen e d'AGN (noyaux gala tiques a tifs) et de phenomenes
les galaxies.
1.1.2 La lassi ation morphologique des amas de galaxies
Lesamas de galaxies ontete divises en plusieurs lasses sur labase de leurs
morpho-logies et de leurs proprietes observees aussi bien en rayons X qu'en optique. Une telle
lassi ation morphologique peut ensuite ^etre reliee a l'etat dynamique du systeme. Les
prin ipaux s hemas de lassi ation des amas bases sur leurs proprietes optiques sont
d'abordresumes.
1. Zwi kyet al. (1961-1968) ont lassi e les amas omme ompa ts,moyennement
ompa ts, ou ouverts. Un amas ompa t est une on entration pronon ee de
ga-laxiesunique,ave plusd'unedizained'objetsqui,enproje tion,sontvusen onta t
les uns ave les autres. Un amas moyennement ompa t est onstitue soit par une
on entrationuniqued'unedizainedegalaxies, separeesapproximativementparune
distan e de l'ordre de leurs diametres, soit par plusieurs on entrations distin tes.
Au une on entrationdegalaxiesn'estpar ontreobservablesurleplandu ielpour
les amas ouverts [295℄.
2. Le systeme de lassi ation de Bautz &Morgan (1970) est base sursa (ouses)
ga-laxies(s) dominante(s). Lesamas deType I sont domines paruneseulegalaxie D
entrale 1
, tandisque,dans les systemesde Type II,les galaxies les plusbrillantes
ont desproprietesintermediairesentre lesgalaxies Det leselliptiquesgeantes
nor-males.Les amas de Type III,en n, nepossedent pas degalaxie dominante
ex ep-tionnellement brillante. Des proprietes intermediaires sont propres aux Type I-II
etII-III[20 ℄.
3. Les hemade lassi ationintroduitparRood&Sastry(1971)estbasesurlanature
et la distributionspatiale des dixgalaxies les plusbrillantes de l'amas, et il repose
sur six lasses[249℄:
- D: l'amasestdominepar une D entrale;
- B:binary - l'amasestdomineparun ouplede galaxieslumineuses;
- L:line -au moins troisdesgalaxies les plusbrillantessont alignees;
- C: ore- quatreou plusdes dixgalaxies les pluslumineusesforment un ur
a l'interieurde l'amas;
- F: at - les10 galaxiesformentunestru ture aplatiesur le iel;
- I: irregular- ladistributiondes10galaxies estirreguliere,sansau un entreni
ur.
1.Les galaxies Dont etede niespar Mathews, Morgan &S hmidt (1964) omme des galaxiesave
unbulbetypiqued'uneelliptiquegeantetreslumineuse,entoureparunhaloetendudefaiblebrillan ede
surfa e [194℄. Normalementelles se trouvent au entredes amasde galaxies ompa tsetreguliers,mais
ellespeuvent^etrelo aliseesaussiau entred'amaspauvresoudegroupesdegalaxies(voirparagraphe1.3.4
Rood & Sastry (1971) ont aussi represente visuellement leur lassi ation ave un
s hemaen four he (panneau enhautde la gure 1.1), representant unesequen e
al-lantdessystemeslesplusreguliersauxplusirreguliers.Ces hemaintroduitegalement
un on ept d'evolution entre les di erentes lasses. Les amas a la gau he du
dia-gramme (\ D" et \B") sont dans desetats dynamiquespresque relaxes, tandis que
euxal'extr^eme droite(\F"et\I") sont en ours de formation.En1982, Struble&
Roodontproposeuneversionrevisee dela lassi ationdeRood&Sastry[264℄.En
parti ulier,ilsont proposeunenouvelleversion dudiagrammedela gure1.1surla
base de resultats de simulations a N- orps de la formation des amas. Leur s hema
(panneauen basdela gure1.1) representeunesequen eevolutive desamas,allant
dessystemesirreguliers detypeI, jusqu'auxamas relaxesde type D.
Figure 1.1{En haut (a):le s hema de lassi ation deRood &Sastry etabli en1971.
En bas (b): Les lasses deRood & Sastry revues par Struble &Rood en 1982 (extrait de
Sarazin (1988) [255 ℄).
4. Morgan (1961) et Oemler (1974) ont introduit dessystemes de lassi ation sur la
base du ontenu gala tique des amas, i.e. la fra tion de galaxies d'amas qui sont
des spirales (Sp), des galaxies dis odales sans bras spiraux(S0), ou des elliptiques
Propriet e R egulier Interm ediaire Irr egulier
Type de Zwi ky Compa t Moyennement Compa t Ouvert
Type de Bautz &Morgan I, I-II, II II, II-III, II-III, III
Type de Rood &Sastry D, B, L,C L,C, F F, I
Type de Morgan ii i;ii i
Type de Oemler D, spiral-poor spiral-poor spiral-ri h
E:S0:Sp 3:4:2 1:4:2 1:2:3
Symetrie Spherique Intermediaire Irreguliere
Con entration Centrale Haute Moderee Basse
Presen e de sous-stru ture Absente Moderee Haute
Tableau 1.1 { Proprietes des di erentes lasses morphologiques des amas de galaxies
(extraitde Sarazin (1988) [255 ℄).
s'il ontient respe tivement un grand ou un petit nombre de spirales [207℄. Oemler
(1974) aa heve e systeme de lassi ation parla de nitionde trois typesd'amas:
les systemes spiral-ri h,dans lesquelsles galaxies spirales sont les objets les plus
nombreux,lesamasspiral-poor,ave unefra tioninferieuredespiralesetdomines
par les S0s, et les systemes D, domines par une D entrale et dans lesquels la
plupartdes galaxiessont elliptiquesou S0s.
La lassi ationdesamaspeutneanmoins^etrerepresenteeplussimplement ommeune
sequen elineaire,quivadesamasreguliersauxsystemesirreguliers,al'interieurdelaquelle
ha unedes lassi ationspre edentespeut^etrerepla ee, ommemontredanslatable1.1
[255 ℄. Les proprietes des amas reguliers (morphologie reguliere, presen e d'un ur de
galaxies dominant, absen e de sous-stru tures) suggere qu'il s'agit de systemes
dynami-quement relaxes, tandis que les amas irreguliers, ave une morphologie non-symetrique,
ri hes en sous-stru tures et sans au une on entration entrale de galaxies, se trouvent
tresprobablement danslesphases entralesde leurpro essusde formation.
En1992,JonesandFormanontutiliselesobservationsdusatellite\Einstein"d'environ
400 amas degalaxiesa basz (0.2)pour lasserlesamas surlabasedeleurmorphologie
X[162℄.Leur riterede lassi ationprin ipalaetelapresen e plusoumoinssigni ative
de sous-stru turesdans lessystemesobserves. Les septtypes d'amasidenti essont:
1. S:ladistribution dugaz presente unseulpi d'emission;
2. O:le entred'emissionXestdepla eparrapportalapositiondelagalaxiedominante
de l'amas;
3. E:lamorphologie de l'amasest elliptiqueetplusoumoins allongee;
4. C: ladistributionen densitedu gaz est omplexeet ave plusieurssous-stru tures;
5. D:l'amasaunemorphologiedouble,ave deux omposantesd'extensionequivalente;
6. P: l'amas est a nouveau double, mais ave une omposante primaire et une
se on-daire;
7. G: l'emission Xdu systeme estplut^ot faibleetelleest produiteprin ipalementpar
Des exemples des premiers six types d'amas de ette lassi ation sont montres dans la
gure1.2.
Figure 1.2 { Contours d'iso-intensite X de six amas superposes a leur image optique.
Un exemple pour ha un des di erents types d'amas de la lassi ation morphologique
introduite par Jones &Forman (1992) [162 ℄est presente.
Cette di eren iation dansla morphologie des amas de galaxies est fortement orrelee
a leur pro essus de formation. Dans la plupart des as, les amas morphologiquement
irreguliers orrespondent a des systemes dynamiquement jeunes, en ours de formation
parfusionentreleurssous-stru tures. Leuretudepermetd'analyserlesprin ipaux
pro es-sus physiques qui determinent la formation et l'evolution des amas de galaxies. Dans e
hapitre,jevais omparerlespredi tionsdessimulationsnumeriquesde oales en ed'amas
1.2 Simulations numeriques des amas de galaxies en ours
de fusion
Le temps d'evolution des amas de galaxies etant de l'ordre de l'^age de l'Univers, les
observationsnedonnentquedes li hesinstantanesdesdi erentesphasesdupro essusde
fusion.Lessimulationsnumeriquessontdon unmoyenindispensablepoursuivrela
forma-tionetl'evolutiondesamasetdeleurs omposantes.La omparaisonentrelesobservations
et les modelesnumeriquespermetd'etablirun lienentre les ara teristiques
observation-nelles aux di erentes longueurs d'onde et l'etat dynamique de l'amas; l'etude ombinee
desobservationsetdessimulationsestdon essentiellepourdeterminerdansquellephase
du pro essusde fusionl'amasobserve setrouve, etquelssont les pro essus physiques qui
agissentsur haque omposanted'unamasdegalaxiespendantlesdi erentesetapesdeson
evolution.Deplus,les methodesd'analyse observationnellespeuvent^etre testeespar leur
appli ation aux donnees simulees; gr^a e a la omparaison des resultats obtenus ave les
parametresinitiauxdessimulations,lesmethodespeuvent^etreraÆneesdefa oniterative.
Toutd'abord, lessimulationsnumeriquesdoivent suivreuneappro he tri-dimensionnelle,
puisque les observations optiques et en rayons X montrent que les amas de galaxies ne
sont pasdes objets a symetrie spherique.Deuxiemement, les di erentes omposantes des
amas (i.e. milieu intra amas (MIA), matiere sombre, et galaxies) doivent ^etre prises en
onsiderationpar lesmodelesnumeriques.
1.2.1 Simulations des omposantes non- ollisionnelles
Lamatieresombreetlesgalaxiessonttraitees ommedesparti ulesnon- ollisionnelles
etleurevolutionestmodeliseepardesmethodesaN- orps(e.g.[256 ,229℄).Dans etypede
simulations,seulement les intera tionsgravitationnellesentre lesparti ules sont prisesen
onsideration,alorsquelesintera tionsave leMIA sontnegligees.Un parametre
d'adou- issement est introduit dans l'equation du potentiel gravitationnel de haque parti ule
pourtenir omptede l'extension spatialedesobjets:
i = G N X j=1 m j p r ij 2 + 2 ; ou i
est le potentiel a la position de la parti ule i de masse m
i
, G est la onstante
gravitationnelle, N est le nombre de parti ules dans la simulations, et r
ij
est la distan e
entre les orps ietj.
Lessimulationsmontrentque haque phasedupro essusde fusionpresentedes
signa-tures ara teristiquesintervenantalafoissurladistributionprojeteedesparti ules,etsur
leurdistributiondesvitesses.Engeneral,lesamasdynamiquementjeunessont ara terises
parlapresen emarquee desous-stru tures,et/oupardesdistributionsdesvitesses
multi-modales et ave dispersionselevees. L'intensite observee de es e ets depend de l'angle
entrel'axede ollisionetlalignedevisee,ainsiquedesmassesrelativesdessous-stru tures
en intera tion. Ci-dessous,je resume les prin ipauxresultats obtenus dans le as le plus
Figure 1.3{Simulations numeriques del'evolution ave letemps (de hautenbas)de la
distributionprojeteedesgalaxies(agau he)etdeleurdistributiondesvitesses(adroite)
suivant les di erentes phases dela oales en e entresous-stru tures (d'apres S hindler&
Bohringer 1993 [256 ℄).
-
Evolution de la distribution projetee des parti ules:les phasesinitialessont
ara teriseesparlapresen e dedeuxsous-stru turesdistin tesave unedistribution
spheriqueet ompa tedeleursparti ules,tandisque,justeavantetapresla ollision,
le systeme total a une forme allongee, et les parti ules des deux stru tures sont
hautement dispersees [229℄. Le rayon qui ontient la moitie de la masse totale des
groupesen intera tionpeut^etre utilisepouretudier lesvariationsde ladistribution
projetee des parti ules suivant les di erentes phases du pro essus de fusion [256℄.
Cette grandeur, dont la valeur initiale est tres elevee, de ro^t jusqu'a un minimum
qui orrespondaumomentdela ollisionentrelesdeuxsystemes;apresilaugmente
a nouveau, sans pour autant atteindre les valeurs initiales. Cette evolution n'est
plusobservable quandl'axede ollisionest parallele,oupresque,alalignede visee.
Ainsi, dans les phases entrales de l'intera tion, le systeme total appara^t omme
etant ompa t, e quipourrait faire pensera unamas a l'equilibre.
-
Evolution dela distribution des vitesses:lesdeuxsystemes, aureposau debut
de la simulation,sont a eleres a ause de l'attra tion gravitationnelle mutuelle, et
leurdistribution des vitesses diverge, jusqu'a atteindre unevaleur tres elevee de la
sont de elerees a ause du pro essus de relaxation violente [186℄ et la dispersion
desvitesses dusystemede ro^t jusqu'auxvaleurs initialesdesdeux sous-amas[256℄.
Les simulations montrent que la dispersion des vitesses globale du systeme peut
augmenterjusqu'aun fa teur2pendantles phases entrales dupro essusdefusion;
ete etdevientdemoinsen moinsobservabledesquel'angleentrel'axede ollision
etlalignedevisee augmente, puisquenousnepouvonsmesurerqueles omposantes
radialesdes vitessesdes galaxies.
1.2.2 Simulations des omposantes ollisionnelles et non- ollisionnelles
Lesfusionsmajeuresentrelesamasdegalaxiessontlesevenementslesplusenergetiques
de l'Univers apres le Big Bang, et peuvent liberer des energies de liaisongravitationnelle
allantjusqu'a environ 10
64
ergs. Lorsque dessous-amas, de masse d'environ 10
14 15
M
,
entrent en ollision ave des vitesses de l'ordre de 2000 km/s, des ondes de ho s se
produisent dans le milieu intra amas. Elles dissipent des energies de l'ordre d'environ
3 10
63
ergetsontles prin ipalessour es dere hau ement dugaz qui onstitueleMIA.
On s'attend a e que es ho s, en plusde hau er le gaz, le ompriment etaugmentent
son entropie [252℄. La modelisation des amas, traites omme systemes a deux
ompo-santes( ollisionnelle,i.e.galaxiesetmatieresombre,etnon- ollisionnelle,i.e.gaz
2
) gr^a e
a des simulations ombinees hydrodynamiques/N- orps, permet de suivre l'evolution de
la densite, de la temperature du gaz intra-amas, et de la stru ture des ondes de ho s
(e.g [104,257,247, 267 , 244 ℄). Cette te hnique onsiste a simuler la ollision isolee entre
deux amas ideaux de geometrie spherique, et de distribution de matiere noire et de gaz
prealablement xees (par exemple un pro l qui suit le modele de Navarro, Frenk &
White [213 ℄ pour la matiere noire et un modele pour le gaz). Le puits de potentiel
estde nientierementparladistributiondematieresombre,puisquelegazn'estpas
auto-gravitant.Lageometriedela ollisionestrepresenteedansla gure1.4.Contrairementaux
simulationsdites osmologiques(voirparagraphe2.5), les onditionsinitialesidealiseesde
e type d'appro he negligent les e ets d'environnement sur les sous-stru tures en
inter-a tion (for es de maree a grande e helle, e ets d'annexion ontinue de groupes et amas
pauvres); par ontre, e typede simulationspermetd'etudier lepro essusde fusionave
une tres bonne resolution (50 kp ), et d'isoler et de suivre l'evolution des me anismes
physiques prin ipauxquiagissent sur lesdi erentes omposantesdes amas [248 ℄.
Lessignaturesprin ipalesdupro essusdefusionsurlamatiere sombre ainsiobtenues
sont:a)unallongementdeladistributionspatialelelongdel'axede ollision,b)lapresen e
de sous-stru tures,et )uneforteanisotropie deladispersiondesvitesses.Par ontre, les
resultats des simulations sur le MIA ne peuvent pas ^etre simpli es par un s hema aussi
general,puisqu'ilsdependent fortement du rapportde masse entre les sous-stru turesqui
interagissent etdeleurparametre d'impa t.Ladistribution entraledu gaz peut^etresoit
perpendi ulaire,soitparalleleal'axede ollisionsuivantlesphasesdupro essusdefusion,
2.Bienquele heminlibremoyendansleMIAsoittropgrandpourpouvoirassurerune hange
d'infor-mationentrelesparti ulesdugaz,letraitementhydrodynamiquepeut^etreutilisepuisquelesinformations
z
y
x
M
1
R
2
M
2
R
1
M
M + M
1
2
−
1
M
M + M
1
2
2
v
v
d
b
Figure 1.4 { S hema des onditions initiales utilise dans les simulations d'amas en
intera tion. L'axe de ollision est dans le plan du iel (x;y) et le parametre d'impa t le
long de l'axey estb (d'apres Ri ker &Sarazin 2001 [244 ℄).
tandis que les regions externes sont toujours allongees parallelement a l'axe de ollision.
UnetorsiondansladistributionduMIAest don observablependantla oales en eentre
amas. La morphologie de la distribution en temperature du gaz est fortement irreguliere
a ause de la presen e simultanee dans l'amas en oales en e de barres de ompression
haudes,duesaux ho s, etde regionsfroides,duesa l'expansionadiabatiquedu systeme
ou a la presen e de restes de sous-amas [247℄. Puisque les simulationshydrodynamiques
indiquentquelesstru turesentemperatureduesaupro essusdefusionsurviventde4a6
foisplusquelesperturbationssurladensitedugaz,les artesentemperaturedugaz
intra-amassontuninstrumenttressensiblepourpouvoirdete terl'eventuellepresen ed'a tivite
dynamique a l'interieur des amas [80 ℄. Les prin ipales signatures du pro essus de fusion
surleMIAsontdon : a)lapresen e deplusieurspi sd'emissionX,b) l'allongementde la
stru turedugaz, )latorsiondesisophotes, )lapresen edestru turesnon-isothermes,et
d)lasegregationentrelegazetlamatieresombre:legaznere etepluslepuitsdepotentiel
de l'amas, au moins dans les phases suivant la fusion (2 Gyr), a ause de l'intera tion
mutuelle entre ses parti ules, la distribution du MIA s'etend a ause des turbulen es et
desre hau ements, etelledevientplusallongee queladistributionde lamatieresombre;
enplus,danslesphases entralesdela ollision,le entroded'emissiondugaz estdepla e
parrapporta eluide la omposante non- ollisionnelle.
Jeresume i-dessousles prin ipauxresultatsobtenuspourl'evolution duMIA dansle
asdelafusionentredeuxamasdemasse omparable(rapportdemassed'environ1:1),un
parametred'impa tpresquenul,etunetemperatureinitialedugaz desdeux omposantes
deux sous-stru tures. Chaquephase estrepresentee dans la gure1.5.
Figure 1.5 { La brillan e de surfa e X et la temperature du MIA sont representees
ave les ontours blan set oloresrespe tivement; haquepanneau orrespond aunephase
di erente dupro essus defusion, ave le temps qui ro^t degau he adroite, etde hauten
bas. Lebleu orrespond a K
B
T 5 keV,le vert a10 keV,le jaunea 15keV et lerouge
a 20keV (d'apres Takizawa 1999 [267 ℄).
1. t -0.8 Gyr: les deux sous-amas entrent en onta t; les ontours d'emission X
montrentunestru turedoubleave deuxpi sdedensite.Lepotentielde haque
sous-stru ture n'est pas ompletement detruit,les deux amas en intera tionsont en ore
visibles,etleseventuellessour esd'emissionradioet/ou ourantsde refroidissement
ne sont pas a e tees par la ollision. La temperature du gaz dans la region entre
les deux sous-amas augmentelegerement (T 8-9 keV) a ause de la ompression
adiabatique dueala ollision.
2. t -0.2 Gyr: les deux sous-stru tures s'appro hent et onstituent une stru ture
uniqueave unpi double.Latemperaturedugazentrelesdeuxmaximad'emissivite
augmente jusqu'aT20 keVa aused'un ho quisedeveloppedansunedire tion
perpendi ulaireal'axe de ollision.
3. t 0 Gyr: les phases entrales de la ollision sont ara terisees par des densites
entrales etdestemperatures treselevees. Lesdeuxpi sde densitefusionnenten un
seulpi et ladistribution entraledu MIA s'allongedansunedire tion
esttoujours entree surlepi d'emissiviteetperpendi ulairea l'axede ollision.
4. t+0.3Gyr:justeapresla ollision,l'amass'etendetlesondesde ho prin ipales
sepropagentvers lesregionsexternesdel'amas,alorsquedanslesregionsal'arriere
du ho le gaz en expansion se refroidit adiabatiquement. Des ho s se ondaires
d'intensitemoindrepeuvent sedevelopperdansles partiesinternes(l'importan eet
la formede es ondes de ho s se ondaires depend fortement du rapport de masse
etde lageometrie de la ollision).
5. t+0.55Gyr:pendant ettephasel'amasatteintsonexpansionmaximum,l'image
en rayons X est allongee le long de l'axe de ollision, et les ondes de ho arrivent
dansles regionsmoins densesde l'amas.
6. t +7.0 Gyr:dans lesphases nalesde sonevolution,lesysteme se ontra te, la
morphologie X et la arte de temperature ont unestru ture symetrique, et au une
sous-stru ture importanten'estvisibledansl'amas.
1.3 Observations en optique et en rayons X d'amas en
oa-les en e
Les simulations numeriques o rent une base de datation du pro essus de fusion qui
peut^etre utilisee pourinterpreter les donnees observationnelleset aidera re onstruire le
s enariode fusion.Les simulationsreproduisantdes asideauxde ollisionsisolees, onne
peutpas s'attendrea observer desproprietesdu gaz et desgalaxies aussinettement dans
les amas reels, quipresentent la marque de fusionsan iennes etre entes simultanement.
Les sixphases du pro essus de fusionquiemergent dessimulationset presentees dans le
paragraphe pre edent seront dans la suite regroupees en trois phases plus generales, du
stade initial du pro essus de fusion (phases 1 et 2 du s hema pre edent), aux moments
entrauxde l'intera tion(phases 3,4 et 5), jusqu'au stade de post-fusion avan ee (phase
6).
La physiquedu pro essus defusionetant tres omplexe, ses e etsobservationnels sur
ladistribution dugaz et desgalaxies nepeuvent pas^etreresumes parun s hema general
simple. Pour suivre l'evolution des proprietes observationnelles des amas de galaxies en
oales en e, jepresentelesprin ipauxresultatsobtenusparl'analyse ombinee X-optique
meneesuruneseried'amasdegalaxiesadi erentesphasesdupro essusdefusion.Biens^ur,
lesexemples quiseront presentesdansles paragraphessuivantsne peuvent pas onstituer
une liste omplete de tous les amas en oales en e observes, mais une sele tion de as
interessants qui mettent en eviden e les prin ipales ara teristiques observationnellesdu
pro essus de fusion sur les proprietes physiques du MIA, et sur l'etat dynamique des
1.3.1 Phases initiales de l'intera tion: les as d'Abell 3528, Abell 1750
et Abell 3395
Cara teristiques prin ipales de la distribution du gaz et des galaxies
Lestrois amas bimodauxA3528 (z=0.054), A1750 (z=0.085) etA3395 (z=0.051) ont
etesele tionnespourillustrerlesprin ipales ara teristiquesobservationnellesdespremiers
stadesdupro essusdefusion.Ce hoixaetemotiveparlefaitqueladistorsionvariablede
labrillan edesurfa eXde essystemessuggerequ'ils onstituentunesequen eprogressive
des phasesinitialesdela oales en eentre deuxsous-stru tures.
Cestroisamas ont ete etudies endetails parDonnellyet al. [80 ℄,qui ont ompare les
donnees de spe tros opie multi-objets optiques aux observations en rayons X faites ave
ROSATetASCA.La gure1.6montreles artesentemperatures(adroite)etles ontours
d'intensite X superposesaux galaxies de l'amas(a gau he). La morphologie d'A3528,
a-ra terisee par des isophotes d'intensite X symetriques, suggere qu'ils'agit d'un amas au
tout debut du pro essus de fusion, quand seulement le gaz dans les halos externes des
deux sous-stru tures vient de ommen er a interagir. Dans A1750 les e ets de
l'intera -tion ont ommen e a deformer les ontours d'iso-densite du gaz, tandis que A3395, ave
les distributions de densite de ses deux sous-stru tures ompletement detruites, est tres
probablement pro he de la phase entrale de la ollision. Les artes en temperature de
es trois systemes montrent la presen e de gaz plus haud dans les regionsentre les pi s
d'emissivite.Danslestroisamas,ladeviationentrelatemperaturedelaregionen
intera -tionet elledurestedusystemeestvariable;elleesttresfaibledansle asd'A3528,unpeu
pluselevee dans A1750, ouuneondede ho estprobablementen trainde sedevelopper,
trespronon ee etetendue dansle asd'A3395. L'analyse ombinee des artesd'emissivite
eten temperatureduMIA de estroisamas montredon lairementque A3528setrouve
dans la phase (1)du s hema de fusionpresente dansle paragraphe pre edent, A1750 est
pro he de la phase (2), et A3395 s'appro he du moment entral de la ollision, autour
de la phase (3). Les dispersionsdes vitesses des trois amas sont elevees, globalement de
l'ordre d'environ 1000 km/s, tandis que la distribution des vitesses des galaxies dans les
0.5 h
1
Mp entraux de haque sous-stru ture (voir gure 1.6) montre une dispersion
omprise entre 700 et 900 km/s. Les vitesses radiales moyennes desdeux sous-stru tures
ne sont pas statistiquement di erentes aussi bien dans le as d'A3528, que d'A3395, e
quisuggereque les pro essusde fusionpour es deuxamas interviennent dansleplan du
iel. Dans le asd'A1750, par ontre, ladi eren e entreles vitesses moyennesest de plus
de 1300 km/s, etdon la ollisionintervienten bonnepartiesuivantlalignede visee.Les
on lusions obtenues a partir de l'analysedes artes en densite et en temperature dugaz
sontdon oherentes ave les resultatssur ladynamique destroisamas.
Les e ets du pro essus de fusion surles ourants de refroidissement
Les on lusions du paragraphe pre edent sont tres importantes pour expliquer les
di erentestemperaturesdes ursde ha unedessous-stru turesdestroisamas:legazest
Figure 1.6{
Agau he: artesentemperature odeesen ouleurs(plusrouge,plus haud)
d'A3528(haut),A1750 (moyen)etA3395 (bas)obtenuesave les donneesASCA,ave les
ontours d'intensite superposes ennoir.
A droite:les galaxies aux redshift des amas ont
ete representees ave des er les bleus ou rouges si leur vitesse radiale est respe tivement
inferieure ou superieure a elle moyenne de l'amas; les ontours d'iso-densite des amas,
obtenus des donnees ROSAT, ont ete superposes. Dans haque gure, le arre en tirets
represente le hamp devue desobservations en rayons X, tandis que des er les de rayon
0.5 h
1
Mp sont entres sur les pi s d'emission X des deux sous-stru tures (extrait de
d'A1750, tandis qu'au une des deux sous-stru tures d'A3395 ne ontient de region
in-terne de gaz froid. Denombreuses preuvesindire tesmontrent que lepro essus de fusion
detruit les ourants de refroidissement internes aux amas de galaxies. D'abord une forte
anti orrelation statistique a ete relevee entre la presen e de ourants de refroidissement
et l'observation de morphologies irregulieres; deuxiemement au un ourant de
refroidis-sement n'a ete dete te dans les amas tres irreguliers ou bimodaux, qui sont tres
proba-blement des systemes en intera tion [252℄. Des ourants de refroidissement moderes ont
quand m^eme ete observes dans ertains amas en oales en e; dans la plupart des as, il
s'agitde sous-amasdegalaxiesdanslesphasesinitialesdeleurpro essusdefusion,quand
les ho s dus a la ollisionne sont pasen ore arrives a leurs urs froids. Des exemples
de e type sont Cygnus-A [5, 223 , 193 ℄), et Abell 85 [168℄. Le me anisme physique
res-ponsable de la destru tion des ourants de refroidissement dans les amas en oales en e
est en ore debattu;di erentes hypotheses ontete proposees, parmilesquelles lese ets de
maree, lere hau ement d^uaux ondesde ho ,le melange de gaz froidet haud,la
\ram-pressure"provoquee parlemouvement delaregionfroidedanslegazdense dusous-amas
en intera tion( s v rel 2 P CF (r),ou P CF
(r)est lepro lde pressiondansle ourantde
re-froidissement,
s
estladensitedelasous-stru tureautourdu ourant derefroidissement,
etv
rel
estlavitesse relative entre es deux omposantes). Jusqu'a present lessimulations
numeriquesetles onsiderationsphysiquessuggerentquelaram-pressureestleme anisme
le plusprobablea l'originede ladestru tion des ourants de refroidissement:legaz froid
est depla e du urde l'amasa ause de ette pression, etil semelange ave le gaz plus
haud desregions environnantes (voir [252 ℄ etreferen es itees). Ces on lusions sont en
a ord ave lesresultatsobtenuspourA3528,A1750etA3395: les ourantsde
refroidisse-mentn'ontpasen oreetea e tes parlepro essusde fusiondanslesdeuxsous-stru tures
d'A3528 et dans le groupe nord-est d'A1750, alors qu'ils ont ete detruits dans les deux
sous-amasquiformentA3395;ilsseraientdon deplusenplusa e teslorsdel'avan ement
du pro essus defusion.
1.3.2 Phasesintermediairesdel'intera tion:les asd'Abell2256, Abell3667,
et 1E0657-56
Lesevenementslesplusenergetiquesdupro essusdefusionontlieupendantsesphases
entrales.Leurse etsa e tenttresfortementlesproprietesdesdi erentes omposantesdes
amas,maisilssefontsentirsurtoutsurladistributionendensiteettemperatureduMIA.
Lestroisamaspresentesdanslasuiteontete sele tionnespar equeleursobservationsont
revele tresnettementlapresen e dessignaturesles plus ara teristiquesde ette phasedu
pro essusde fusion,i.e.les ondesde ho setles frontsfroids.
Cara teristiques prin ipales de la distribution du gaz et des galaxies
Abell 2256 (z=0.059) est un amas ri he tres etudie, surtout en rayons X puisque il
s'agit d'un desamas les plusbrillantsdans ette bande de longueursd'onde.La presen e
de sous-stru tures signi atives et de deux pi s dans la distribution de brillan e de
presentantdesphenomenesdefusionen oursentreunamasprin ipaletunsous-amas[52 ℄.
La arte en temperature du gaz indique que le groupe est plusfroid que le orps
prin i-pal de l'amas etsuggere qu'il est en train de tombervers le entre de l'amas par le ote
ouest [50 ℄. Deux points hauds sont presents dans une dire tion presque perpendi ulaire
a l'axe de ollision; ils sont tres semblables aux regions haudes mises en eviden e sur
les artes en temperature simulees, quand la ollisionentre deux sous-stru tures est deja
ommen ee mais que leurs urs ne se sont pas en ore traverses. Ce systeme se trouve
don a hevalentre lesphases2 et3dansles hema du paragraphe1.2.2. Surlesdonnees
ROSAT,A2256appara^tainsi ommeunsysteme ave deux orpsenintera tion,observes
1Gyravantla ollisiondeleurs urs.Lesnouvellesobservationsoptiques[29 ℄etX[265 ℄
on rmentla presen e de deux sous-stru turesprin ipalesen phase initialed'intera tion,
maiselles ompliquentunpeules enariodeformationde etamas.L'analysedesdonnees
despe tros opie optiquede Berrington,Lugger &Chon(2001) areveleque l'amasest
di-vise entrois omposantessepareessurlabaseaussibiendeleursdistributionsdesvitesses
quedeleurspositionsprojetees(voir gure1.7). Lesdeux omposantesprin ipales
orres-pondent a l'amasprin ipal et au groupe dete tes dansla distribution du gaz, tandis que
latroisieme omposante represente un groupeen intera tionau nordde l'amasprin ipal,
quin'avait jamais ete identi e.C'est probablement a ause de sa masse tres faible (ilne
ontient que10%des galaxiesde l'amas)qu'iln'estpas visibleen rayonsX [29 ℄.
15000
16000
17000
18000
19000
20000
0
10
20
0
10
20
Entire Sample
0
10
20
0
10
20
Group 1
0
10
20
0
10
20
Group 2
15000
16000
17000
18000
19000
20000
0
10
20
0
10
20
Group 3
100
0
-100
-20
0
20
100
0
-100
-20
0
20
100
0
-100
-20
0
20
100
0
-100
-20
0
20
Figure 1.7 { L'algorithme KMM pour la dete tion tridimensionnelle de
sous-stru tures [197 ℄ a dete te trois omposantes prin ipales dans la distributions 3D des
ga-laxiesd'A2256.Leursdistributionsenvitesse etspatiales sonti imontrees respe tivement
dans le panneau de gau he et de droite. Les groupes 1 et 2 representent les deux
sous-amas prin ipaux dete tes egalement en rayons X, tandis que le groupe 3 n'a ete observe
par au un satellite X (d'apres Berrington, Lugger &Cohn 2002 [29 ℄).
Abell 3667 (z=0.053) se manifeste a toutes les longueurs d'onde omme un exemple
Figure 1.8{
A gau he: Contours d'emission X (observations Chandra/ACIS dans la
bande 0.5-7.0 keV) superposes a l'image DSS-II du hamp entral d'A2256. Les lettres
apitales de A a H montrent les positions des galaxies brillantes au entrede l'amas. Les
deux arres en tirets delimitent les deux sous-stru tures dete tees en X autour du entre
d'A2256 (voir le texte pour les details).
A droite: Residus d'emission X dans les
obser-vations Chandra d'A2256 apres la soustra tion du meilleur ajustement du modele- . La
presen e des deux sous-stru tures emerge lairement. La e he montre la position de la
sous-stru ture dete teepar Chandra voisine du entrede l'amas. Lebord raide orresp
on-dant au front froid est visibledans le arrenoir enbas a droite.
Figure 1.9 {Carte en temperature d'A2256 obtenue a partir desdonnees Chandra. Les
deux se teursenblan orrespondent auxregionso uBriel&Henry(1994) avaient dete te
sous-amas. Sa morphologie optique est bimodale, ave deux on entrations de galaxies
proeminentes autour de deux galaxies brillantes [263℄ (voir gure 1.10). Ces deux
sous-stru tures,quejevaisappelerAetB, sonten ollisionpresquesurleplandu iel,puisque
ladi eren e entre les vitesses radiales de leurs galaxies dominantesest seulement de 120
km/s, et on s'attend que la vitesse de ollision entre deux sous-amas soit de l'ordre de
quelques milliers de km/s. La dispersion des vitesses elevee (entre 970 km/s [108℄ et
1200 km/s [263℄)est typiquedesamas de galaxies dansles phases entrales dupro essus
defusion.LamorphologieobserveeenrayonsX on rmequeA3667ne setrouvepasdans
une on guration relaxee. Les donnees obtenues ave ROSAT montrent que la
ompo-santed'emissionXdi useasonmaximumen orrespondan ede lasous-stru tureoptique
prin ipaleA et presente une extension en dire tion du groupe B (voir panneau en haut
a gau he de gure 1.11). Une grande variation du entrode d'emission X aete observee
a ause de la presen e de sous-stru tures. Au entre d'A3667, autour du pi d'emission
X, la distribution du gaz est allongee le long de l'axe prin ipal de l'amas, et elle a une
formetresovale.Ladistributiondemassene essairepourreproduireladistributiondugaz
observee danslapartie entraled'A3667 n'estpasen a ordave ladistributionobservee
desgalaxiesdel'amas, equiprouveen oreunefoisque etamasnesetrouvepasdansun
etatrelaxe[172 ℄.Lapresen ed'unebarredegaz haudentrelesdeuxsous-stru turesAet
B, dete tee gr^a eaux observationsASCA, montre qu'ellessont dans laphase entralede
leur ollision[193℄;lagalaxiedominantedugroupeAsetrouveentrelepi debrillan edu
gazetlaregion haude,puisquelegazestenretardparrapportala omposantegala tique
(voir panneauen hauta droitede la gure 1.11).
Figure 1.10 {
A gau he: ontours d'iso-densite desgalaxies plus brillantes queb=18.0
dans le hamp entral d'Abell 3667. Les positionsdes deux galaxies dominantes de l'amas
sont indiquees par des roix.
A droite: histogramme des vitesses radiales des galaxies
d'A3667dans l'intervalle 10000-25000 km/s. Danslepanneau en hauta droite, un
inter-valle de vitesses radiales entre 5000 et 35000 km/s a ete utilise (extrait de Sodre et al.
1992 [263 ℄)
0.5 Mpc
A
B
Figure 1.11{
Agau he: ontours d'isodensiteobtenusapartir desobservationsROSAT
(bleu) et Chandra (rouge) superposes a l'image optique d'A3667 (DSS II). Les galaxies
dominantes desdeux sous-amas qui onstituentA3667 onteteindiqueesave les lettres A
et B.Le nord de l'imageest enhaut, l'esta gau he (d'apres Vikhlinin etal. 2001 [279 ℄).
A droite: arteentemperatured'A3667,obtenue apartir desdonnees ASCA,superposee
aux ontours d'emission X dete tes par ROSAT.Les regions dans lesquels la temperature
a ete determinee sont numerotees dans le panneau en haut; leurs temperatures ave les
erreurs a 90% sont montrees en bas, ave l'e helle de ouleurs pour la temperature. Les
lignes verti ales pointillees separent les groupes des regions qui appartiennent au m^eme
anneau ou arre entral. La ligne pointillee horizontale montre la temperature moyenne
de l'amas. Les er les blan s representent les regions o u les sour es pon tuelles ont ete
onsiderees separement (d'apres Markevit h, Sarazin et Vikhlinin(1999) [193 ℄).
(z=0.296) montrentque esysteme,ave unetemperaturemoyennedugaz ompriseentre
kT = 17:4 2:5 keV [271℄ et kT = 14:5
+2:0
1:7
keV [179℄, est l'un des amas les plus hauds
onnus.Samorphologie X irreguliere,ave deuxpi sprin ipauxd'emission,tousles deux
depla espar rapport au pi de densite optique, etla dispersiondesvitesses elevee de ses
galaxies suggerent lapresen e dephenomenesdynamiquesen ours [271℄,[179℄.L'analyse
desdonneesoptiquesd'imagerieetdespe tros opiemulti-objetsd'1E0657-56 apermisde
re onstruireles enariodupro essusdefusionde esysteme [18 ℄.Dansles1.8h
2 Mp
2
entraux, Barrenaet al. ontdete te la presen e d'unamas prin ipal,de formeallongeeet
dedispersiondesvitesseselevee (
v
cold front
hot bubble
possible bow shock
galaxy A
500 kpc
10
−
13
−
300
−
200
−
100
0
100
S
x
,
er
g
s
−
1
cm
−
2
ar
cm
in
−
2
d, kpc
0
5
10
−
200
0
200
T
,
k
eV
d, kpc
Figure 1.12{Agau he:l'imaged'A3667,observeeparChandra danslabanded'energie
0.5-4.0keV,montreladis ontinuiteraidedansla brillan edesurfa eausud-estdel'amas.
Au entre: pro l de brillan e de surfa e du gaz entre 0.5 et 2.0 keV, extrait en regions
elliptiques a travers le front froid. La ligne en tirets est le meilleur ajustement pour la
distribution de la brillan e de surfa e obtenu ave les donnees ROSAT; il est bien en
a ord ave les resultats Chandra. La ourbe en pointilles est lemeilleur ajustement pour
un spheroide ave un bord raide.
A droite: pro l de temperature a travers le front froid
(d'apres Vikhlininet al. 2001 [279 ℄).
vitesse(
v
'200km/s),a0.4h
1
Mp du entredela omposanteprin ipale
3
etave une
vitesseradialerelatived'environ600km/s(voir gure1.13).Le modeledynamiqueadeux
orps xe l'epoque de ollision entre les deux sous-stru tures a il y a environ 0.15 Gyr,
etmontreque lesous-amasestgravitationnellementlieetentrainde s'eloignerde l'amas
prin ipal. Le rapport des masses virielles entre les deux sous-stru tures est tres eleve
(1:200-1:30), et, pour ela,la dynamiquede l'amasprin ipal n'apasete tropa e tee par
la ollision, ontrairement auxproprietesdesgalaxiesdusous-amas.Leurfaibledispersion
des vitesses est typique soit des groupes de galaxies isoles [240 ℄, soit des urs d'amas
ri hesdanslesquelsunefortesegregationen luminositea eulieu[40 ℄.Dans edernier as,
les urs des amas sont dominespar des galaxies de type elliptique, e qui est le as du
sous-amas d'1E0657-56. Ces onsiderations suggerent que e groupe de galaxies pourrait
^etre le urd'un amas plusmassif detruit parla ollisionave la omposanteprin ipale
de 1E0657-56.
Les ondes de ho
Le premier exemple lair d'un front de ho a ete dete te dans l'amas de galaxies
1E0657-56 [189℄.L'imageenrayonsXde etamas(agau he en gure1.14),obtenueave
Chandra/ACIS,montreunebouledegazentraindesortirdu urdel'amasdansla
dire -tionouest.Cettesous-stru ture avait dejaetedete tee parles observationsROSAT[271℄,
mais la haute resolution spatiale de Chandra rend plus laire son origine physique et la
3.Dansl'arti ledeBarrenaetal.2002[18 ℄ ettevaleurestde0.7 h
1
Mp ;jel'ai onvertienutilisant
Figure 1.13 {
A gau he: densite projetee des galaxies de la sequen e prin ipale (\red
sequen e"),identi eessurlediagramme B R vs.Rdu hamp entral d'1E0657-56. Deux
stru tures prin ipales emergent: le orps prin ipal de l'amas, de forme allongee, et une
stru ture ir ulaire,a0.4h
1
Mp endire tion ouest.Les roix montrentles positions des
galaxies de vitesse radiale mesuree et membres de l'amas prin ipal, tandis que les er les
orrespondent aux galaxies du groupe nord-ouest. La presen e de galaxies au z de l'amas
dans ette sous-stru ture on rme qu'il s'agit d'un groupe appartenant a l'amas, et non
pas d'une stru ture d'arriere ou d'avant plan.
A droite: distribution des vitesses des 71
galaxies del'amas prin ipal (histogramme ontinu), etdes7 galaxies dugroupe(en tirets)
(extraitde Barrena et al. 2002 [18 ℄).
104
.6
◦
104
.7
◦
−56.0
◦
−55.9
◦
α
δ
1 Mpc
104
.6
◦
104
.7
◦
−56.0
◦
−55.9
◦
α
δ
1 Mpc
e
d
h
g
k
j
n
m
c
f
i
l
a
b
S
P
104
.6
◦
104
.7
◦
−56.0
◦
−55.9
◦
α
δ
1 Mpc
T , keV
24
16
11
7
Figure 1.14{Agau he: imagedu hamp entralde1E0657-56 observeeave Chandr
a-ACIS dans la bande d'energie 0.5-5 keV. Le ho estlo alise et lairement visibledu ote
ouest de l'amas. Au entre: iso- ontours d'emission X, superposes a l'image en bande
R du hamp entral de 1E0657-56 observe ave le New Te honology Teles ope de l'ESO.
A droite: Carte en temperature du gaz superposee aux ontours d'emission X de l'amas
(d'apres Markevit h et al. 2002 [189 ℄).
dire tion de sonmouvement. Un bordraidedans lepro lde brillan e de surfa epre ede
labouledegazendire tionouest;l'analysedela arte entemperaturemontrequele ur
de la boule est plus froid que le reste de l'amas, tandis que le bord est plus haud (voir
Un nombre de Ma h M 1
' 2-3 a ete estime a partir des gradients de temperature et
de densite
4
du gaz a travers lebord raide. Dans un regime stationnaire, la boule de gaz
devrait se depla er a la vitesse du ho ; le nombre de Ma h et la temperature du gaz
observes don orrespondent a une vitesse d'eloignement d'environ 3000-4000 km/s, e
qui implique que la sous-stru ture, a environ 0.3 h
1
du entre, a traverse le ur de
l'amas prin ipal il y a 0.1-0.2 Gyr en bon a ord ave les resultats obtenus en optique
(voirparagraphepre edent).Labouledegaz,ave satemperaturede6-7keV,semble^etre
lerested'un ourantde refroidissementdense; elleetaitprobablementlo alisee au entre
delasous-stru ture quivientde traverser le urde l'amasprin ipal,avantque sonhalo
de gaz n'aitete arra he par laforte ram-pressuredueau mouvement de lasous-stru ture
m^eme dans un ambian e tres dense et ave unevitesse elevee. Les donnees Chandra ont
on rmelahaute temperature de et amas (kT =14:8
+1:7
1:2 keV).
Lade ouverte des fronts froids
Les observations Chandra [265℄ d'A2256 ont on rme les on lusions presentees pr
e- edemment sur l'^age dynamique de et amas. Elles ont aussi rajoute des details tres
interessants non seulement par e qu'ilspermettent de mieux omprendrele pro essusde
formation de et amas, mais surtout par e qu'ils montrent l'amelioration que les
instru-mentsde nouvellegeneration ommeChandrapeuventapporterdansl'etudedesamasde
galaxiesetdans la omprehension de leurpro essusde formation.
A2256 est un systeme multiple et dynamiquement a tif; au dela des deux sous-amas
deja dete tes par ROSAT, une autre sous-stru ture appara^t, bien visible surtout sur la
arte desresidusde ladistributiondebrillan ede surfa eX( gure 1.8). Elleestlo alisee
presdu urdel'amasprin ipaletpeut^etreinterpreteesoit ommeuneautre omposante
en intera tion, soit omme une stru ture interne a l'amas prin ipal, provoquee par
l'in-tera tionave legroupe ouest.Dans lepremier as, la omparaisondes images en rayons
X ave les simulations numeriques suggere qu'il pourrait s'agir de la onsequen e d'une
fusionan ienneentrel'amasprin ipaletungroupe,observeeenviron0.3Gyrapresla
ol-lisiondes ursdes deuxsous-stru tures. Dans e s enario, A2256 seraitdon leresultat
d'une intera tiona trois orps. La ollisionla plusan ienneest si lointaine dans lepasse
que l'uniquesignature en ore visibleest un ex es d'emission X voisin du ur de l'amas
prin ipal;par ontreledeuxiemegroupe(ouest)esten oredanslaphaseintermediairedu
pro essus de fusion, quand la distribution du gaz de la sous-stru ture n'apas en ore ete
detruite par la ollision. Les donnees Chandra en e et montrent que la metalli ite et la
temperaturedugazdanslasous-stru tureouestsonttypiquesd'ungroupedegalaxies.Les
variationsmodereesdansla arteentemperaturedugaz(voir gure1.9)etladistorsionde
lamorphologiedugroupe on rmentqu'iladejapenetredansl'amasprin ipalparl'ouest,
mais que le pro essus de fusion est en ore a son debut. La presen e des points hauds,
dete tes par ROSAT dans une dire tion perpendi ulaire a l'axe de ollision, n'a pas ete
on rmeeparlesobservationsChandra.Par ontre, latresbonneresolutionspatialede e
satelliteapermisd'observerladistributiondugaz d'A2256 ave plusdedetails; unpro l
4. 2 1 = 2 1 1=2
de densite du gaz tres raide a ete dete te en orrespondan e du bord sud du groupe en
hute vers l'amas prin ipal.A ette dis ontinuite en densite orrespond un fort gradient
en temperature, mais de signeoppose: latemperature est de 4.5keV a l'interieurdu gaz
dense,etelleaugmente jusqu'a8.5keVal'exterieur.Cette on guration,ave une
dis on-tinuitedegazenequilibredepression,adejaeteobserveeparChandradansd'autresamas
de galaxies;ils'agitde ursde gazfroiden mouvementrapidedits\frontsfroids"(\ old
fronts"), de ouverts re emment gr^a e a la tres bonneresolution spatiale de Chandra,et
observes pourlapremiere fois dans l'amasA2142 [192 ℄. Leurstru ture aete s hematisee
dans la gure1.15.
a
b
d
l
1
0
0
′
line of sight
2
bow shock
b
1
2
0
0
′
bow shock
hot,di usegas
ColdFront
st
1 2
cool,densegas
bowshock?
Figure 1.15{S hemadu uxdegazautourd'unfrontfroiddansunamasen oales en e.
L'ar ontinu et en gras sur la droite represente la dis ontinuite entre le ur de gaz
froid et dense, et le gaz di us et plus haud des regions externes de l'autre amas. Le
ur froid esten train de se depla er vers la gau he par rapport au gaz haud. Les lignes
ontinues plus nesrepresentent les lignesde uxdu gaz haudautour dugazfroid.Dans
la regionmarquee ave \1" legaz haud n'est pasa e te par la presen edu front froid.Si
lemouvementdufrontfroidesttranssonique (M >1),ilestpre edeparun ho enforme
d'ar , qui estsymbolise par letrait pointille. Le point de stagnation, o u la vitesse relative
entre legaz froid et haud estnulle, estmarque par \st" (d'apres Sarazin 2002 [252 ℄)
LesobservationssuivantesdeChandraontmontreunegrandevarietedemorphologies
etd'e hellesspatialespourlesfrontsfroidsdete tes,etellesontreveleque esdis ontinuites
peuvent^etreprovoqueespardese ondrementsmultiples(e.g.RXJ1720.1+2638[196℄),des
phenomenesde fusionmajeurs omme dansle asd'A2256 (e.g. A2142[192℄,A3667[279,
280 ℄,A2034[167 ℄),oudesos illationsdenuagesdegazfroidau entredupuitsdepotentiel
des amas, dues soit a une perturbation du potentiel gravitationnel entral a ause
