Les premières observations en rayons X ont révélé, dans les années 70, que les amas de galaxies étaient dominés par du gaz diffus, très chaud (plus de 10 millions de degrés). A ces températures, le gaz perd une énergie considérable par émission thermique et se refroidit. Dans certains amas, la densité électronique est telle, que le temps de refroidissement du gaz chaud est bien plus petit que l’âge de l’univers. Dans ces conditions, le gaz n’est pas à l’équilibre hydrostatique, mais s’écoule doucement vers le centre de l’amas. Ces amas sont appelés "amas à courant de refroidissement". Si la théorie prédit l’existence de ce gaz en cours de refroidissement, les observations n’ont pas permis d’observer autant de gaz que prévu dans les gammes de température entre un et dix millions de degrés, ce qui soulève un problème important. Une solution à ce problème, est d’invoquer l’arrêt ou le ralentissement du refroidissement par le chauffage du noyau actif de la galaxie centrale (AGN). Un noyau actif est en effet présent dans tous les amas à courant de refroidissement.

De récentes observations de l’émission H-alpha du gaz relativement froid (10 000 degrés) et du gaz très froid (dizaines de degrés) par l’émission de la molécule CO ont toutefois montré que du gaz à basse température était présent dans l’atmosphère de ces amas. Cependant, les quantités déduites de ces observations sont 10 fois plus faibles que les prédictions des modèles les plus simples (sans AGN). La distribution de ce gaz est tout à fait surprenante (voir Fig. 1). Le gaz est distribué dans des filaments répartis tout autour du centre de l’amas.

Figure 1 : A droite : image en émission H-alpha de l’amas de Persée (gaz à 10 000 degrés). A gauche : contours de l’émission de la molécule CO traçant le gaz très froid (des dizaines de degrés) dans ce même amas. Le gaz très chaud, émétteur de rayons-X, baigne l’ensemble, et n’est pas représenté ici. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Mais le lien entre le refroidissement de l’amas et la présence de ce gaz froid est loin d’être évident. En effet, ces filaments sont très étendus (plus de 200 mille années-lumière pour les plus longs) et traversent des régions dont le temps caractéristique de refroidissement diffère de plus d’un ordre de grandeur. De plus, ces filaments ont une vitesse particulière, qui semble indiquer qu’ils sont en extension (le gaz semble monter encore en haut du filament, alors qu’il tombe en s’accélérant de plus en plus au voisinage du centre).

A l’aide de simulations numériques (N-corps/hydrodynamique) à très haute résolution, il a été possible de proposer un scénario cohérent à l’origine des filaments de gaz froid. L’AGN central produit un jet supersonique qui gonfle des bulles de plasma à très haute température (supérieures à 100 millions de degrés). Ces bulles plus chaudes, mais moins denses que le plasma ambiant, migrent vers le haut, du fait de la poussée d’Archimède. Durant cette migration, une fraction du gaz ambiant est entraîné par la bulle à plus haute altitude.

Figure 2 : Evolution de 5 différentes bulles de plasma dans le milieu chaud intra-amas. Chaque ligne représente un modèle différent, le temps augmentant de la gauche vers la droite. Lors de leur migration vers le haut, les bulles entraînent du gaz qui se refroidit rapidement à plus haute altitude formant des structures filamentaires sous les bulles. Sur ce graphe, les couleurs représentent le logarithme de la température (selon la palette de couleurs en bas). Le gaz froid (100 millions de degrés) est représenté en blanc. La taille de chaque image est de 450 mille années-lumière. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Durant cette migration qui s’étale sur plus de 600 millions d’années, ce gaz, caractérisé par un temps de refroidissement assez court (environ 400 millions d’années), a le temps de se refroidir en dessous du million de degrés. N’étant plus supporté par la pression, il retombe vers le centre de l’amas en formant une structure filamentaire sous la bulle (voir la Fig. 2). L’augmentation de sa densité contribue à augmenter son refroidissement et sa température passe alors très rapidement en dessous de 10 000 degrés. L’extension observée des filaments est reproduite par les simulations. Le haut du filament est toujours entraîné par la bulle et donc s’éloigne du centre, alors que le bas du filament est quasiment en chute libre en direction du centre.

En conclusion, si l’AGN central joue un rôle déterminant dans le chauffage de l’amas, il joue également un rôle sur la production de gaz froid dans les régions périphériques, autour du centre.

film1.gif (1MB) film3.gif (6MB) Ces films représentent l’évolution d’une bulle de plasma migrant dans l’atmosphère de gaz chaud de l’amas. A droite, la bulle de plasma est représentée en gris, les particules de gaz chaud en rouge, et froid en noir. A gauche, les couleurs représentent le logarithme de la température, entre 10 000 et 100 millions de degrés, comme dans la Figure 2.

film2.gif (4MB) film4.gif (470KB) Ces films représentent l’évolution du gaz ambiant piégé dans le sillage de la bulle et entraîné àplus haute altitude, où il se refroidit pour retomber et former des filaments de gaz froid. Mêmes conventions pour les couleurs que précédemment. Cliquer sur les liens pour agrandir les films

L’équipe est composée de : Yves Revaz (1), Françoise Combes (1), Philippe Salomé (2) (1) LERMA, Observatoire de Paris ; (2) IRAM, Grenoble

Référence Formation of cold filaments in cooling flow clusters Astronomy & Astrophysics, Letters, December 2007

Contact Yves Revaz (Observatoire de Paris, LERMA, et Observatoire de Genève)

Dernière modification le 22 février 2013

The first X-rays observations in the 70’s revealed that galaxy clusters are dominated by diffused very hot gas (more that 10 millions degrees). At these temperatures, the hot gas loses a huge amount of energy by thermal emission and cools. In the most massive clusters, the electronic density is so high, that the cooling time of the hot gas is much smaller that the age of the universe. Under these conditions, the gas is not in hydrostatic equilibrium and flows slowly towards the galactic center. These clusters are named "cooling flow clusters". If theory predicts large amounts of cooling gas, observations fail to find as much gas as predicted in the temperature range between one and 10 millions degrees, leading to a difficult problem. A solution to this problem could be the quenching or damping of the cooling due to the heating produced by the central active galactic nuclei (AGN). An AGN is effectively present at the center of all cooling flow clusters.

Recent observations of H-alpha emission of relatively cold gas (10 000 degrees) and very cold gas (tens of degrees) traced by the emission of the CO molecule, showed that gas with low temperature is present in the atmosphere of those clusters. However, the gas mass derived from these observations is 10 times below the predictions of the simpler model (without AGN). The spatial distribution of this gas is surprising (see Fig. 1). The gas forms filamentary structures, spread all around the cluster center.

Figure 1 : A droite : image en émission H-alpha de l’amas de Persée (gaz à 10 000 degrés). A gauche : contours de l’émission de la molécule CO traçant le gaz très froid (des dizaines de degrés) dans ce même amas. Le gaz très chaud, émétteur de rayons-X, baigne l’ensemble, et n’est pas représenté ici. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

But the link between the cluster cooling and the presence of the cold gas if far from obvious. Those filaments are very extended (more that 200 000 light years for the longest) and cross regions with cooling times differing by more than an order of magnitude. Moreover, those filaments have a peculiar velocity, indicating that they are stretching (the gas seems to raise at the top of the filaments, while it is falling and being accelerated more and more near the cluster center).

Using numerical simulations (N-body/hydrodynamics) at very high resolution, it has been possible to propose a coherent scenario at the origin of the cold filaments. The central AGN generates a supersonic jet, blowing up plasma bubbles of very high temperature (hotter than 100 millions degrees). Those hotter but less dense bubbles (compared to the ambient plasma), migrate upwards, due to the Archimede’s force. During the migration, a fraction of the ambient gas is dragged by the bubbles at higher radius.

Figure 2 : Evolution de 5 différentes bulles de plasma dans le milieu chaud intra-amas. Chaque ligne représente un modèle différent, le temps augmentant de la gauche vers la droite. Lors de leur migration vers le haut, les bulles entraînent du gaz qui se refroidit rapidement à plus haute altitude formant des structures filamentaires sous les bulles. Sur ce graphe, les couleurs représentent le logarithme de la température (selon la palette de couleurs en bas). Le gaz froid (100 millions de degrés) est représenté en blanc. La taille de chaque image est de 450 mille années-lumière. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

During the migration that lasts more than 600 million years, this gas which cools relatively rapidly (in 400 million years) , has time to cool below one million degrees. At this temperature it is no longer supported by the pressure and consequently falls towards the cluster center, forming a filamentary structure below the bubble (see Fig. 2). The increase of its density reinforces its cooling and its temperature quickly falls below 10 000 degrees. The observed stretching of the filaments is well reproduced by the simulations. The top of the filament is still entrained by the bubble and moves away from the center, while the bottom is nearly in free fall towards the center.

In summary, if the central AGN provides heating and contributes to the global quenching of the cluster cooling, it is also responsible for the production of cold gas in outlying regions.

film1.gif (1MB) film3.gif (6MB)

Those movies represent the evolution of a plasma bubble during its migration in the hot cluster gas atmosphere. On the right, the plasma bubble is displayed in grey, while particles of hot gas are in red and the cold gas in dark. On the left, colors represents the logarithm of the temperature between 10 000 and 100 millions degrees, as in Figure 2.

film2.gif (4MB) film4.gif (470KB) Those movies represent the evolution of the ambient gas trapped in the wake of the bubble and being dragged at higher radius, where it cools and falls back, forming cold gas filaments. The colors mean the same as before. Click on the links to enlarge the movies

The team is composed of : Yves Revaz (1), Françoise Combes (1), Philippe Salomé (2) (1) LERMA, Observatoire de Paris ; (2) IRAM, Grenoble

Reference Formation of cold filaments in cooling flow clusters Astronomy & Astrophysics, Letters, December 2007

Contact Yves Revaz (Observatoire de Paris, LERMA, et Observatoire de Genève)

Dernière modification le 4 mars 2013