AMMASSI DI GALASSIE E STRUTTURA SU GRANDE SCALA DELLUNIVERSO INAF-OAB staff: S. Bardelli, A. Cappi, V.Zitelli, E.Zucca,S. Ettori, B.Lanzoni (contratto),

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1 AMMASSI DI GALASSIE E STRUTTURA SU GRANDE SCALA DELLUNIVERSO INAF-OAB staff: S. Bardelli, A. Cappi, V.Zitelli, E.Zucca,S. Ettori, B.Lanzoni (contratto), S.Giacintucci (dottoranda OAB)

2 PROBLEMA GENERALE a)Studio dellevoluzione delle strutture cosmiche (cosmologia) b)Influenza delle strutture sullevoluzione delle galassie (astrofisica)

3 Merging clusters: fisica del merging e popolazioni galattiche Sottoprogetti Ammassi selezionati in ottico ad alto redshift Gruppi di galassie

4 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) COLLABORATORI OPTICAL BAND: S. Maurogordato, C. Ferrari, C. Benoist (OA Nice), L. da Costa (ESO)

5 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

6 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]WFI 2.2 CFHT [2 notti] osservazioni proprietarie +archivio ESO

7 EFFETTI ASTROFISICI DEL MERGING TRA AMMASSI Le collisioni tra ammassi sono gli eventi più energetici delluniverso Come viene dissipata tale energia e quali sono gli effetti sulla popolazione galattica e sulla sua emissione nelle varie bande? APPROCCIO MULTIBANDA

8 Una nursery di ammassi ricchi SHAPLEY CONCENTRATION Zucca et al (1993) Bardelli, Zucca et al (2000) ~2000 redshifts Evento incompatibile con scenari diversi da LCDM

9 the Shapley Supercluster t he largest mass concentration in the nearby Universe The A3558 Complex ~20 Mpc The A3528 Complex

10 700 redshifts (Bardelli et al 1998) A major merging after the core-core encounter

11 Abell 2933Abell 1750Abell 3921 Abell 521Abell 2065Abell 1413 Ricostruzione della storia del merging Maurogordato et al (2000), Ferrari et al (2003)

12 Osservazioni X 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). Distribuzione del gas Carta di temperatura (keV) Maurogordato et al (2000), Ferrari et al (2003)

13 Radio galaxies. What do they tell us about merging?

14 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.

15 Merging clusters have a factor 4 more radiosources than relaxed clusters (Owen et al, AJ 118, 633) A radio Butcher-Oemler Effect? A2125 A2645

16 5.5 deg2 coperti a 1mJy 493 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)

17 ris. ~41x35 arcsec rms ~50 μJy nella regione centrale 174 rs con S 1.4GHz > 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 di singole sorgenti

18 NVSS (1.4GHz) -ROSAT PSPC J1332-3146 J1333-3141

19 Questo alone sta nascendo (0.4 Gyr) 1) Radiogalassia fornisce elettroni 3 Elettroni riaccelerati (alone) 2) Merging tra ammassi A3562

20 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

21 Agreement between observed (clusters) and predicted Dark Matter halos (simulations) scaling relations requires: Consistent with the relation observed for clusters (Schaeffer et al. 1993; Girardi et al. 2002) Observerd vs predicted Fundamental Plane DM halos Observed clusters

22 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)

23 Merging clusters: fisica del merging e popolazioni galattiche Sottoprogetti Ammassi selezionati in ottico ad alto redshift Gruppi di galassie

24 COSTRUZIONE DI UN CAMPIONE DI AMMASSI DISTANTI SELEZIONATI IN BANDA OTTICA 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) Inizio 2000 Finanziamenti locali 5 articoli con referee 12 notti SOFI@NTT 10 notti EFOSC2@3.6m 7 notti FORS1-2@VLT 1 notte VIMOS/IFU

25 COSTRUZIONE DI UN CAMPIONE DI AMMASSI DISTANTI SELEZIONATI IN BANDA OTTICA FOLLOW UP IN IMAGING: Banda I ESO-WIDE (NTT) 310 ammassi 17 gradi quadri Banda B,V WFI (2.2m) stessa area della banda I Banda R Danish (1.2m) 75 ammassi hanno BVRI Banda J,K SOFI (NTT) 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 Dati di partenza: 310 candidati ammassi selezionati in bandaI sulla EIS-WIDE survey

26 Distribuzione in redshift dei candidati ammassi Gli ammassi ottici sono diversi da quelli selezionati in X

27 PROTOCLUSTERS?

28 Candidato a z=0.8

29 Filled circles: galaxies with I<22.5, open I<23.5 Candidate at z=0.8 Rizzo et al. (in prep) Ms 1054-0321 2X4h exp

30 IFU IMAGE 6400-7400 A IFU IMAGE 7050-7150 A Radiogalassia z~0.9, Rizzo, Zanichelli et al (in prep) mrc 1022-299 exp 2h15m GTO Virmos

31 VVDS-0226-04 cone: Galaxy density field, 6217 redshifts I AB 24 (C. Marinoni) 2DFGRS/SDSS stop here z=0.5 z=0.6 z=0.7 z=1.3 z=0.8 z=0.9 z=1 z=1.1 z=1.2 160Mpc 30Mpc

32 Merging clusters: fisica del merging e popolazioni galattiche Sottoprogetti Ammassi selezionati in ottico ad alto redshift Gruppi di galassie

33 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. 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.

34 Whats 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. Whats the role played by galaxy Luminosity, Morphology and Density on the AGN-interaction paradigma? Focardi, Kelm, Zitelli, Marinoni, 2003, in prep.

35 FINE

36 L'ALONE E LE PROPRIETA' DI A3562 A3562 Ferretti (2000) Govoni et al. (2001) Bacchi et al. (2003 )

37 Radio-Optical luminosity function A3528 complexA3558 complex Merging switched-off radiosourcesConsistent with normal clusters

38 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

39 CONCLUSIONI dimensioni e potenza radio sono tra i valori piu' piccoli trovati per la classe degli aloni noti e seguono le correlazioni con L X 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

40 A3560 RELIC ACTIVITY CURRENT ACTIVITY

41 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

42 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 b J 17.40 logP 1.4GHz (W Hz -1 ) > 21.78 Funzione di luminosità radio-ottica per le ellittiche 2. Analisi fisica (singole radiosorgenti) J1333-3141