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First proof of cold molecular gas associated to a cooling flow

1er décembre 2003

The existence of cooling flows, i.e. gas cooling from high temperatures of millions of degrees in galaxy clusters to a cold phase able to form stars, has long been predicted by theoretical considerations, but never proven directly. During several decades, many searches for this cold phase have been unsuccessful. For the first time, a team from Paris Observatory detects the cold phase in the centre of the galaxy cluster Abell 1795, and demonstrates that the cold gas is associated to the cooling wake seen through X-ray emission and delineated by Halpha emission. The cold ( 20K) gas, detected through its CO rotational lines at 2.6 and 1.3mm wavelength, is clearly associated with the cooling flow and not with the central galaxies. A mass of 4.8 109 Mo of molecular hydrogen is derived, from standard CO/H2 conversion ratio. The cold gas is probably fueling the active nucleus at the center, and the consequent ejection of mass and energy in the radio jets provides re-heating of the gas, regulating the cooling flow. A large fraction of the mass in rich clusters of galaxies is under the form of diffuse hot gas (10 millions of degrees) observed in X-ray thermal emission. The density of this gas is increasing towards the center, and since its cooling time is inversely proportional to the density, it becomes much smaller than the Hubble time towards the center : over a region of hundreds of kpc wide, the gas should be able to cool down, and flow towards the center by lack of pressure support. Some evidence of cooling is observed through the drop in temperature of the X-ray gas, but it has been very difficult to trace the gas down to the very low temperatures expected.

Recent results with the X-ray satellites Chandra and XMM-Newton have led to a radical revision of the traditional view of cooling flow. The hot gas images from Chandra in cooling flow clusters reveal cavities, bubbles, very inhomogeneous temperatures, suggesting intermittent cooling and re-heating of the gas by the central active nucleus and associated jets. The simple spherically-symmetric model of regular cooling is to be abandonned, and the derived gas deposition rates are now lower. However, the evidence of large quantities of cold gas was up to now still missing in the scenario, questioning the very existence of cooling.Within a couple of years, this situation has changed rapidly : cold molecular gas has been detected in large quantities through the rotational lines of the CO molecule, tracer of the H2 molecule, in 23 cooling flow clusters (Edge 2001, Salomé & Combes 2003). But these detections were global, with not enough spatial resolution to actually prove that a cooling flow was at the origin of the gas. The present mapping of the CO emission in Abell 1795 brings the first proof of association of CO emission and the cooling gas.

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Figure 1 (Left) X-ray map from Chandra of the rich cluster Abell 1795 (Fabian et al 2001), showing the 40arcsec long ( 60 kpc) X-ray filament in its core. Superposed are the contours of the radio lobes emanating from the radio source centered on the cD galaxy.

Figure 1 (Right) Image of the Halpha emission filament, coinciding with the X-ray filament (Cowie et al. 1983) Click on the

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The rich cluster of galaxies Abell 1795 has been known for a long time to host a cooling flow ; the gas temperature measured from X-ray emission is dropping by a factor 3 towards the core, at about 140kpc from the centre. The image from the Chandra satellite (cf Figure 1, Fabian et al 2001) reveals a 40arcsec long ( 60 kpc) X-ray filament in its core, coinciding with an Halpha +NII filament previously found by Cowie et al. (1983). This filament is also conspicuous in the U-band (McNamara et al 1996), and the site of star formation, at a rate of 20 Mo yr-1. The central cD galaxy, a little South of the Northern peak of the filament, has a peculiar velocity of +350km/s with respect to the rest of the cluster galaxies, and is oscillating back and forth within the cluster core. Most of the Halpha gas in the filament has a velocity centred on the cluster mean velocity, and may also be sloshing in the cluster potential. The radiative cooling time of the X-ray emitting gas in the filament is about 300 Myr, quite similar to the dynamical age of the filament (ratio of length to velocity). Therefore the filament morphology of the X-ray gas corresponds to a cooling wake, the cooling gas following the motion of the cD in the cluster.

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Figure 2 (Left) CO(1-0) integrated emission, obtained with the IRAM interferometer, The position of the radio-source is indicated by a black triangle. The beam (spatial resolution) is indicated at the lower left

Figure 2 (Middle) Same for the CO(2-1) emission. Figure 2 (Right) Halpha+[NII] line emission (gray scale) with contours at 6cm continuum emission of the radio jets, from Van Breugel et al (1984) Click on the

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The present observations of CO emission in the two first rotational lines (CO(1-0) and CO(2-1)) have been done with the IRAM Plateau de Bure interferometer (see Figure 2). It shows that the CO emission is extended along the filament, and closely associated to the X-ray cooling gas. The association of the CO(2-1) emission with the Halpha emitting gas in Figure 2 (middle and right) is particularly striking. The cooling filament is intimately related to the radio jets and lobes from the radiosource 4C+26.42 (van Breugel et al. 1984) : the jet appears to flow within a hole, or in other terms, the cooling gas, the cold molecular gas and the young stars formed out of the cold gas, are all confined at the boarder of the radio lobes.The kinematics of the molecular gas is also very similar to that of the Halpha gas. Figure 3 shows the position-velocity diagrams for the two CO lines, along the axis of maximum emission (PA=27°) through the centre of the cD galaxy. Most of the CO emission is not associated to the central galaxy, which is at zero velocity in this frame. But the gas is at -350km/s, which is the mean velocity of the galaxy cluster.

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Figure 3 (Left) Position-Velocity map in CO(1-0). Zero velocity is centred on the cD galaxy velocity. The position cut is aligned with the axis of maximum emission, along a line passing in the centre with position angle 27 degrees (width of 5")

Figure 3 (Right) Same Position-Velocity map for CO(2-1) Click on the

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In summary, the peculiar morphology of the cooling gas (X-ray, Halpha, blue continuum, molecular gas) appears to avoid the radio lobes, and is associated kinematically to the cluster as a whole, and not to the central cD galaxy. The more realistic scenario is that the plasma of the radio jets displaces and compress the hot X-ray cluster gas, and in these denser regions, the cooling is accelerated. This produces cold molecular gas, that further forms stars, explaining the coincidence of CO with X-ray and Halpha emissions.

Reference : P. Salomé and F. Combes Mapping the cold molecular gas in a cooling flow cluster : Abell 1795 Astron. Astrophys. Letter, in press astro-ph/0312536 Contact

Philippe Salomé (Observatoire de Paris, LERMA) Francoise Combes (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 4 mars 2013

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Première preuve de l’association de gaz moléculaire à un courant de refroidissement

1er décembre 2003

L’existence des courants de refroidissement ("cooling flows"), c’est-Ã -dire de gaz se refroidissant depuis des tempÃ©ratures de plusieurs millions de degrÃ©s jusqu’Ã une phase trÃ¨s froide pouvant former des Ã©toiles est prédite thÃ©oriquement au centre des amas de galaxies, mais n’a jamais Ã©tÃ© observÃ©e directement. Au cours des derniÃ¨res dÃ©cennies, les nombreuses recherches de cette phase froide du gaz ont Ã©tÃ© infructueuses. Pour la premiÃ¨re fois, une Ã©quipe de l’Observatoire de Paris a dÃ©tectÃ© le gaz froid au centre de l’amas de galaxies Abell 1795 et a montrÃ© que le gaz molÃ©culaire est associÃ© au refroidissement du gaz intra-amas dans le sillage de la galaxie centrale ("cooling wake") observÃ© sous la forme d’un filament dans le domaine des X et Ã©galement dÃ©tecte dans la raie d’Ã©mission de l’hydrogÃ¨ne ionisÃ© (Halpha). Le gaz froid ( 20 K), mis en Ã©vidence Ã travers la dÃ©tection des raies d’Ã©mission rotationnelles du CO Ã 1.3 et 2.6mm, est associÃ© au courant de refroidissement et non pas aux galaxies du centre de l’amas. Une masse de 4.8 109 Msol de gaz molÃ©culaire est dÃ©duite en utilisant un facteur de conversion standard CO/H2. Le gaz froid alimente probablement le noyau actif central dont l’Ã©jection d’Ã©nergie dans le milieu intra-amas, liÃ©e Ã l’expansion des jets radio, pourrait rÃ©chauffer le gaz au centre de l’amas et jouer le rÃ´le de mÃ©canisme rÃ©gulateur du courant de refroidissement. Une grande fraction de la masse des amas de galaxies se trouve sous la forme de gaz diffus et chaud (quelques 10 millions de degrés), observé à travers son émission thermique dans le domaine des X. La densité du gaz croît vers le centre de l’amas. Puisque le temps de refroidissement du gaz est inversement proportionnel à la densité du gaz, ce dernier peut atteindre des valeurs bien inférieures au temps de Hubble au coeur de l’amas. Dans une région large de quelques centaines de kpc, le gaz peut alors se refroidir thermiquement et couler vers le centre de l’amas, les régions centrales ne pouvant plus supporter les forces de pression des régions extérieures. Cependant, il est très difficile de mettre en évidence le résidu du gaz refroidi, attendu à très basse température. Les récents résultats des satellites Chandra et XMM-Newton ont permis de donner une vision nouvelle du phénomène, différente du modèle traditionnel. Les images Chandra dans la bande X du gaz chaud au centre des amas de galaxies ont révélé l’existence de cavités, de bulles de gaz chaud, ainsi que des cartes de températures très inhomogènes, suggérant l’existence d’une activité intermittente de refroidissement du gaz, liée à des phénomènes de réchauffement, qui pourraient être dus à la présence d’un trou noir central (noyau actif) et au jets radio associés. Le modèle simple à symétrie sphérique de courant de refroidissement doit être abandonné. Les taux de déposition de masse sont réduits d’environ un ordre de grandeur en comparaison des valeurs déduites grâce à l’ancienne génération de satellites X. Les grandes quantités de gaz froid prédites par les observations X étaient jusqu’à présent non-détectées, soulevant la question de l’existence même des courants de refroidissement. En moins de 2 ans, la situation a radicalement changé dans le domaine millimétrique. Le gaz moléculaire est maintenant détecté en relativement grande quantité, à travers les raies d’émission du CO (traceur de H2), dans 23 amas galaxies connus pour abriter un courant de refroidissement (Edge, A.C. 2001 ; Salomé, P., Combes, F. 2003a). Cependant ces détections manquent de résolution spatiale pour effectivement prouver que le courant de refroidissement est à l’origine du gaz froid détecté. La cartographie du CO au centre d’Abell 1795, présentée ici, donne la première preuve de l’association du CO avec le gaz se refroidissant au sein de l’amas.

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Figure 1 (Gauche) Carte de l’émission X de l’amas de galaxies Abell 1795 obtenue avec le satellite Chandra (Fabian et al. 2001) montrant la présence d’un long filament de 40" ( 60 kpc) au centre de l’amas. Les contours de l’émission des lobes radio associés à la source radio abritée par la galaxie cD centrale sont superposés.

Figure 1 (Droite) Image de l’émission dans la raie Halpha du filament coïncident parfaitement avec la structure identifiée dans la bande X (Cowie et al. 1983). Cliquer sur les images pour les agrandir

Abell 1795 est un riche amas de galaxies. Il est connu depuis longtemps pour contenir en son centre un "cooling flow". La température du gaz chaud intra-amas, mesurée à partir de son émission dans le domaine des X, décroît d’un facteur 3 entre le rayon de refroidissement (à environ 140 kpc) et le centre de l’amas. L’image récente du centre de cet amas par Chandra (Figure 1, Fabian et al. 2001) montre l’existence d’une structure filamentaire de 40" de long (soit environ 60 kpc), coïncidente avec l’émission en Halpha+NII révélée par Cowie et al. (1983). Ce filament est aussi visible dans la bande U (McNamara et al. 1996) dont certaines régions sont identifiées comme des sites de formation d’étoiles, avec un taux de formation stellaire de l’ordre de 20 Msol/an. La galaxie centrale, un peu au sud du pic d’émission X au nord du filament, possède une vitesse particulière d’environ +350 km/s par rapport au reste des galaxies de l’amas. Elle oscille dans le potentiel gravitationnel de l’amas. La majeure partie du gaz ionisé dans la tête du filament a une vitesse centrée sur la vitesse moyenne de l’amas. Le temps caractéristique de refroidissement radiatif du gaz X dans le filament est d’environ 300 Millions d’années, très proche de l’âge dynamique du filament (rapport de la longueur sur la vitesse). Par conséquent, la morphologie du filament détecté dans la bande X suggère que ce dernier soit une coulée de refroidissement, laissée dans le sillage de la galaxie en mouvement dans l’amas, le gaz se refroidissant le long de la trajectoire de la galaxie centrale.

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Figure 2 (Gauche) Carte de l’émission intégrée dans la raie CO(1-0) du centre d’Abell 1795, obtenue avec l’interféromètre du Plateau de Bure (IRAM). La position de la source radio centrale est indiquée par un triangle noir. Le lobe synthétisé (résolution spatiale) est indiqué en bas à gauche.

Figure 2 (Milieu) Carte de l’émission intégrée dans la raie CO(2-1) Figure 2 (Droite) Emission dans les raies Halpha+NII (en grisé). L’échelle est la même que pour la carte CO(2-1). Les contours montrent l’émission continue à 6cm des jets radio associés à 4C+26.42 (Van Breugel et al. 1984) Cliquer sur les images pour les agrandir

Les observations de l’émission des raies du monoxyde de carbone CO(1-0) et CO(2-1), présentées ici, ont été obtenues avec l’interfÃ©romÃ¨tre du Plateau de Bure (voir Figure 2). Ces observations montrent que le gaz est étendu et que les régions d’émission du gaz froid correspondent avec celle de l’émission dans la bande X, donc du courant de refroidissement. L’association entre l’émission de la raie CO(2-1) et celle du gaz ionisé Halpha est particulièrement frappante comme le montre la figure 2 (au milieu et à droite). La traînée de gaz se refroidissant est certainement reliée aux jets et aux lobes radio émergeant de la source radio 4C+26.42 (Van Breugel et al. 1984). Les jets semblent avoir créé une cavité dans le gaz intra-amas. Le gaz X en refroidissement, le gaz moléculaire froid et la formation d’étoiles engendrée à partir du gaz froid sont tous confinés le long des lobes radio. La cinématique du gaz moléculaire est également très similaire à celle du gaz détecté en Halpha. La Figure 3 montre les diagrammes Position-Vitesse de l’émission CO le long de l’axe de maximum d’émission (PA = 27°). On peut constater que la majeure partie de l’émission n’est pas associée à la galaxie centrale, qui est à vitesse nulle dans ce référentiel. Le gaz se trouve principalement à une vitesse de -350 km/s, qui est la vitesse moyenne de l’amas de galaxies.

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Figure 3 (Gauche) Diagramme Position-Vitesse en CO(1-0). La vitesse nulle correspond Ã la vitesse de la galaxie centrale. La rÃ©gion dont le diagramme est extrait est alignÃ©e avec la rÃ©gion de maximum d’Ã©mission (PA = 27Â°) et centrÃ©e sur la cD.

Figure 3 (Droite) Diagramme Position-Vitesse en CO(2-1) Click on the

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En résumé, le gaz se refroidissant (X-ray, Halpha, continuum bleu, CO) se situe principalement autour des lobes radio qui semblent avoir été vidés du gaz intra-amas par l’expansion des jets radio. Par sa cinématique, le gaz froid est associé avec le gaz intra-amas et non pas avec la galaxie cD centrale (pas de signe de gaz en rotation). Le scénario le plus réaliste est que le plasma des jets radio ait déplacé et compressé le gaz chaud et diffus du centre de l’amas. Dans les régions les plus denses, le refroidissement est alors accéléré. C’est cela qui produit le gaz moléculaire effectivement détecté qui peut ensuite former des étoiles, expliquant la coïncidence des émissions CO avec celle de la bande X et en Halpha. ----
Référence : P. Salomé and F. Combes Mapping the cold molecular gas in a cooling flow cluster : Abell 1795 Astron. Astrophys. Letter, in press astro-ph/0312536 Contact

Philippe Salomé (Observatoire de Paris, LERMA) Francoise Combes (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 22 février 2013