Е.Чуразов, А.Вихлинин,W.Forman, S.Tremaine, O.Gerhard, C.Jones Нетепловое давление и гравитационный потенциал эллиптических галактик (проект XO) Как измерить давление космических лучей, плотность энергии магнитного поля, энергию турбулентных движений? Массивные эллиптические галактики в центрах групп и скоплений: звезды, горячий газ, темная материя

Темная материя -не видно, Темная энергия -не видно, Нетепловое давление - не видно, Нетепловое давление Измеряется по рентгеновским наблюдениям

NGC1399 – скопление Fornax оптика Рентген 0.5

Парные взаимодействия звезд в галактике

Звезды – бесстолкновительная среда 1.Функция распределения, уравнение Больцмана 2.Моменты от уравнения Больцмана – уравнения Джинса 3.Сферически симметричная, стационарная система 4.Изотропная функция распределения Только гравитация (анизотропия) Не имеют значения: газ, магнитные поля, косм.лучи, турб.

Горячий газ в галактиках Гидродинамика, гидростатика Магнитные поля, космические лучи, турбулентность

Прямое сравнение рентген/оптика: проект XO Оптика Рентген Звезды: гравитация (анизотропия скоростей) Газ: гравитация, космические лучи, магнитные поля, турбулентность, нестационарность 0.5

Уравнение Джинса Уравнение гидростатики Точность – лучше несколько % (в пределах 1-2 R e )

Де-проекция поверхностной яркости

Профили плотности и температуры газа

Будем вычислять потенциал, а не массу

Истинный потенциал Измерямый потенциал 25% - космические лучи Влияние нетеплового давления

Kronawitter et al. 01 NGC1399 рентген

NGC1399

M87 Потенциал по кинематике звезд [Romanowsky & Kochanek, 2001]

Ruszkowski+, 04 Наблюдения Forman+, 07 Ударная волна в галактике М87

Задача о сильном взрыве Профиль излучательной способности плазмы в М87 Ударная волна в галактике М87

Потенциал по кинематике звезд [Romanowsky & Kochanek, 2001] Наблюдения Предсказания модели

M87

Пределы на плотность энергии космических лучей (протонов) Потери энергии малы если γ>3 Нет диффузии Адиабатическая эволюция протонов Если газ проходил через УВ => доля протонов < 0.01

Турбулентна ли эта среда? М87 Юпитер

Прямые измерения турбулентности обсерваторией Спектр-РГ (будущее) 0 km/s 100 km/s 300 km/s 600 km/s

Выводы 1.Суммарный вклад в давление газа от космических лучей, магнитных полей и турбулентности ~ 5-10% 2. Гидростатика – отличное приближение 3. Прямые измерения турбулентности – Спектр-РГ сумма космические лучи + магнитное поле

наблюдения модель нагрев Модель: потоки охлаждения + черная дыра

Где давление меньше?

Some extensions: 1.More systems (3 now -> 10) 2.Non-spherical systems, e.g. E5 (major, minor axis) Gas pressure is isotropic 3.Cosmology: Potential function instead of Mass function of clusters Robust quantity compared to Mass [weak dependence on z,r…] Almost nonparametric Insensitive to cooling, heating, baryon fraction Sensitive to mergers, turbulence, CR Potential function [Press-Schechter]

Initial tests with the mock Chandra data (using simulated clusters form by Nagai, Kravtsov, Vikhlinin sample) A merger with more massive cluster

Relaxation time scales, mean free path Mean free path in the gas Anisotropic/stars Isotropic/gas Jeans equation Hydrostatic equilibrium Why potential (not mass) M87 shock Future

SMBH Jet X-ray cavities Filaments Shock

M

2 cm Biretta+ ~8 kpc 90 cm Owen+ 65 kpc M SMBH Synchrotron emission of relativistic electrons SMBH size (10 Rg): cm ; Cluster size (30 kpc): cm

~20 kpc Radio Relativistic plasma X-rays Thermal plasma

~20 kpc Radio Relativistic plasma X-rays Thermal plasma (If expansion is very slow)

0.5-1 keV keV Cool clump: P=const,T- down, n – up, S – up Shock : P – up, T – up, n – up, S - up

Jump in T – 1.17 Size of the cavity 3 kpc (radius) R

E~ erg; t~12 Myr Dissipation at shock front– 25% Carried away by sound waves - 25% Viscous or turbulent dissipation- 50%

Radio X-rays Temperature Filaments are due to the low entropy gas entrained by buoyant bubbles

Fabian et al.McNamara et al. 1 kpc erg erg/s 10 kpc erg erg/s 100 kpc erg erg/s 1.Each time the power is about right (self-regulation) 2.«Mechanical» power of SMBH >> radiative power 3.Hot gas + SMBH makes a stable system (negative feedback) Signs of interactions at different scales

M87 now – weak AGN M87 at z=2-3? SMBH can provide feedback needed to stop star formation SMBH Mass / Stellar Mass relation Many details unknown (e.g. turbulent or viscous dissipation?)

Direct measurements of turbulent motions with micro-calorimeters SXC 0 km/s 100 km/s 300 km/s 600 km/s With direct measurements of turbulence we will have an answer (2012)

Implications/Conclusions Major morphological components understood? Measuring AGN power with X-rays: simple, robust Total mechanical power ~ Total cooling power enough power to stop gas cooling [galaxies-clusters] Self-regulation [Bondi accretion?] AGN feedback in forming galaxies and M-σ relation? Accretion onto black hole: L Jet >> L Bolometric => Radiatively inefficient accretion If Bondi accretion => Mechanically efficient [2-10%] Intra Cluster Medium (ICM): Viscosity, conduction, magnetic fields, Cosmic Rays Turbulence [v,l, contribution to gas pressure resonant scattering, line profiles] Soft filaments: thermal (~1 keV) and long (l/w=50)

measured expected AGN heating