AMMASSI DI GALASSIE E STRUTTURA SU GRANDE SCALA DELL’UNIVERSO

1. AMMASSI DI GALASSIE E STRUTTURA SU GRANDE SCALA DELL’UNIVERSO 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 dell’evoluzione delle strutture cosmiche (cosmologia) b)Influenza delle strutture sull’evoluzione delle galassie (astrofisica)

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

4. COLLABORATORI 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) 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] CFHT [2 notti] osservazioni proprietarie +archivio ESO

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

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

9. the Shapley Superclusterthe largest mass concentration in the nearby Universe The A3528 Complex The A3558 Complex ~20 Mpc

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

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

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

13. Radio galaxies. What do they tell usabout 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) A2125 A2645 A radio Butcher-Oemler Effect?

16. OSSERVAZIONI RADIO DI A3558-C • SURVEY ATCA a 22/13 cm (Venturi et al. 2000, • 2002, 2003) 2. Analisi fisica (singole radiosorgenti) 1.Analisi statistica (conteggi e RLF) Funzione di luminosità radio-ottica per le ellittiche • Il merging: • inibisce la • formazione di rs • spegne radiosorgenti • pre-esistenti Ledlow & Owen (1996) A3558-C 5.5 deg2 coperti a 1mJy 493 sorgenti, 85 id.

17. OSSERVAZIONI VLA 1.4GHz • ris. ~41x35 arcsec • rms ~50 μJy nella regione centrale • 174 rs con S1.4GHz > 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) F.c. 0.15 mJy/beam Analisi fisica di singole sorgenti

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

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

20. SPETTRO RADIO Spettro di sincrotrone da una popolazione di elettroni riaccelerati 610 MHz - 1.4 GHz 0.1 Gyr 0.4 Gyr ~ 1.9 235 MHz - 610 MHz VLA 1.4 GHz ~ 1 MOST 843 MHz GMRT 235, 330, 610 MHz

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

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

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

25. COSTRUZIONE DI UN CAMPIONE DI AMMASSI DISTANTI SELEZIONATI IN BANDA OTTICA Dati di partenza: 310 candidati ammassi selezionati in bandaI sulla EIS-WIDE survey 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

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

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

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

32. Sottoprogetti Merging clusters: fisica del merging e popolazioni galattiche 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. Focardi & Kelm 2002,391, 35 Where to evaluate: AGN & SBactivity and their possible link to galaxy interaction. Kelm, Focardi & Zitelli 2003,A&A sub. UZC CG #21

34. What’s the final fate of compact structures? Looking for fossil groups remnants (field Ellipticals) XMM (A03) approved. What’s the role played by galaxy Luminosity, Morphology and Density on the AGN-interaction paradigma? Loiano 1.5 m . 20 nights allocated (+ another 20 next run) . Focardi, Kelm, Zitelli, Marinoni, 2003, in prep. Starburst and AGN are likely found in Small Scale Galaxy Systems in low density environment.

35. FINE

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

37. Radio-Optical luminosity function A3528 complex A3558 complex Consistent with normal clusters Merging switched-off radiosources

38. SPETTRO RADIO Spettro di sincrotrone da una popolazione di elettroni riaccelerati 610 MHz - 1.4 GHz 0.1 Gyr 0.4 Gyr ~ 1.9 235 MHz - 610 MHz VLA 1.4 GHz ~ 1 MOST 843 MHz GMRT 235, 330, 610 MHz

39. CONCLUSIONI • dimensioni e potenza radio sono tra i valori piu' piccoli trovati per la classe degli aloni noti e seguono le correlazioni con LX 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 CURRENT ACTIVITY RELIC 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 J1333-3141 • SURVEY ATCA a 22/13 cm di A3558-C (Venturi et al. 2000) 2. Analisi fisica (singole radiosorgenti) 1.Analisi statistica (conteggi e RLF) Funzione di luminosità radio-ottica per le ellittiche • Il merging: • inibisce la • formazione di rs • spegne radiosorgenti • pre-esistenti Ledlow & Owen (1996) A3558-C 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 bJ≤ 17.40 logP1.4GHz(W Hz-1) > 21.78