Unveiling the origin of filamentary structures around central galaxies in groups and clusters
Dévoilement de l'origine des structures filamenteuses autour des galaxies centrales en groupes et amas
Résumé
The classical cooling-flow' model fails in the absence of an external non-gravitational heating mechanism needed to offset catastrophic radiative cooling in the intracluster medium (ICM) of galaxy clusters. Feedback from an active galactic nuclei (AGN) contributes to offset the cooling through bubbles inflated by radio jets launched from massive black holes. However, it cannot completely offset the cooling, as the brightest cluster galaxies (BCGs) harbors extended warm and cold gas reservoirs of gas, whose physical nature remains unknown. The aim of this thesis is to understand the life-cycle of gas in the presence of radio-mechanical AGN-feedback by studying the filamentary network surrounding nearby Brightest Cluster Galaxies and Brightest Group Galaxies (BGGs). We present 15 galaxy clusters and 18 galaxy groups to investigate the origin and physical state of these gaseous filaments. By combining ALMA, MUSE observations, and archive optical textit{Hubble Space Telescope}, X-ray textit{Chandra}, radio VLA, GMRT observations, we have assembled a comprehensive picture of these enigmatic filaments.BCGs reveal extended networks, 10--60~kpc, of Halpha filaments as a consequence of residual cooling from the hot ICM. ALMA observations show clumpy, massive, molecular filaments, preferentially located beneath the radio bubbles inflated by the AGN. The optical nebula is certainly tracing the warm envelopes of cold molecular filaments. Surprisingly, the radial profile of the Halpha/CO flux ratio is roughly constant for most of the objects, revealing that cold gas could be present in the faintest filaments detected in Halpha, and indicating that a local process must be responsible for the excitation mechanism of the gas. To investigate where the cold gas condensed out from the ICM, we compare the radial extent of the filaments with predictions from numerical simulations. We found that the filaments are always inside the low-entropy region, and where the ratio of the cooling time over the free-fall time is minimum, and similarly, where the ratio of the cooling time to the eddy-turnover time is approximately unity. This may be consistent with theoretical predictions, which argue that cold gas might condense from the cooling of the ICM via the top-down cascade through thermal instabilities. Finally, we found that the velocity of the molecular gas is below the escape velocity of the BCG, indicating that cold clouds must then fall back onto the black hole, feeding the central engine, where the cycle starts again.By extending the sample, including 18 galaxy groups, we explore an intermediate-mass range between individual galaxies and massive clusters, offering an exciting avenue to study the life-cycle of gas and the effect of AGN-feedback. Our MUSE observations reveal ionized gas distributed on principally within filamentary structures, 3--14~kpc, but massive rotating disks and rings are also identified, in comparison to galaxy clusters where the filaments are ubiquitous. The exaltation of gas appears to be dominated by LINERS; though, star-formation is identified within the clumpy rings. Spatial and kinematic information of the molecular phase is required to understand the evolutionary scenario of gas cycling entirely. Our NOEMA observations of a disk source reveal that these two temperature phases are cospatial and comoving, which might hint a common origin.Significant progress has been made in the understanding of the origin of the filamentary structures in galaxy clusters and groups by increasing the size of the sample. However, many questions remain in the inkwell. Future high-spatial and spectral resolution facilities, such as Athena satellite, will yield a more complete view of the nature of the gas.
Le modèle classique de refroidissement-flux échoue en l'absence d'un mécanisme de chauffage externe non gravitationnel nécessaire pour compenser le refroidissement radiatif catastrophique dans le milieu intracluster (ICM) des amas de galaxies. La rétroaction d'un noyau galactique actif (AGN) contribue à compenser le refroidissement à travers des bulles gonflées par des jets radio lancés à partir de trous noirs massifs. Cependant, il ne peut pas compenser complètement le refroidissement, car les galaxies à amas les plus brillantes (BCG) abritent des réservoirs de gaz chauds (~10^4 K) et froids (<10^4 K) de gaz, dont la nature physique reste inconnue. Le but de cette thèse est de comprendre le cycle de vie du gaz en présence de rétroaction AGN radio-mécanique en étudiant le réseau filamentaire entourant les galaxies les plus proches des clusters les plus brillants et les galaxies des groupes les plus brillants (BGG). Nous présentons 15 amas de galaxies et 18 groupes de galaxies pour étudier l'origine et l'état physique de ces filaments gazeux. En combinant les observations ALMA, MUSE et l'archivage de optique Hubble Space Telescope, Chandra, de radio VLA, d'observations GMRT, nous avons assemblé une image complète de ces filaments énigmatiques. Les BCG révèlent des réseaux étendus, 10-60 kpc, de filaments Halpha à la suite du refroidissement résiduel de l'ICM chaud. Les observations ALMA montrent des filaments moléculaires, massifs, 10^8-10^10 Mo, préférentiellement situés sous les bulles radio gonflées par l'AGN. La nébuleuse optique trace certainement les enveloppes chaudes des filaments moléculaires froids. Étonnamment, le profil radial du rapport de flux Halpha/CO est à peu près constant pour la plupart des objets, révélant que du gaz froid pourrait être présent dans les filaments les plus faibles détectés dans Halpha, et indiquant qu'un processus local doit être responsable du mécanisme d'excitation du gaz. Pour rechercher où le gaz froid s'est condensé hors de l'ICM, nous comparons l'étendue radiale des filaments avec les prévisions des simulations numériques. Nous avons constaté que les filaments sont toujours à l'intérieur de la région à faible entropie, et où le rapport du temps de refroidissement sur le temps de chute libre est minimum, et de même, où le rapport du temps de refroidissement au temps de rotation des tourbillons est approximativement égal à l'unité. Cela peut être cohérent avec les prédictions théoriques, selon lesquelles le gaz froid pourrait se condenser du refroidissement de l'ICM via la cascade descendante par le biais d'instabilités thermiques. Enfin, nous avons constaté que la vitesse du gaz moléculaire est inférieure à la vitesse d'échappement du BCG, ce qui indique que les nuages froids doivent ensuite retomber sur le trou noir, alimentant le moteur central, où le cycle recommence. En étendant l'échantillon, y compris 18 groupes de galaxies, nous explorons une gamme de masses intermédiaires entre les galaxies individuelles et les amas massifs, offrant une avenue passionnante pour étudier le cycle de vie du gaz et l'effet de la rétroaction AGN. Nos observations MUSE révèlent des gaz ionisés distribués principalement dans des structures filamenteuses, 3-14 kpc, mais des disques et des anneaux rotatifs massifs sont également identifiés, par rapport aux amas de galaxies où les filaments sont omniprésents. L'exaltation du gaz semble être dominée par les LINERS ; cependant, la formation d'étoiles est identifiée dans les anneaux touffus. Des informations spatiales et cinématiques de la phase moléculaire sont nécessaires pour comprendre entièrement le scénario évolutif du cycle du gaz. Nos observations NOEMA d'une source de disque révèlent que ces deux phases de température sont cospatiales et en mouvement, ce qui pourrait suggérer une origine commune.
Origine : Version validée par le jury (STAR)