Infrared((&(Submm)Observaonsof BrightestCluster(Galaxies ...member.ipmu.jp/clj2010/program_files/Talks/egami.pdf · Collaborators(• A.(Fiedler((Spitzer/MIPS)(• J.(Portouw((Spitzer/IRS)(•

Infrared  (&  Submm)  Observa3ons  of    Brightest  Cluster  Galaxies  (BCGs):  

Star-­‐forming  BCGs  as    Galaxy  Forma5on  Laboratories(?)  

Eiichi  Egami  Steward  Observatory  

University  of  Arizona  

Note:  BCGs  discussed  here  live  in  the  most  X-­‐ray-­‐luminous  (i.e.,  most  massive)    clusters  of  galaxies.  

Collaborators  

•  A.  Fiedler  (Spitzer/MIPS)  •  J.  Portouw  (Spitzer/IRS)  •  C.  Kuniyoshi,  D.  Rafferty,  M.  Wise  (Chandra)  

•  A.  Edge,  C.  O’Dea,  S.  Baum,  A.  Quillen  

•  G.  Smith  and  the  LoCuSS  team  

Brightest  cluster  galaxies  (BCGs)  are  so  dead  and  boring  that    they  can  even  be  standard  candles.  Is  this  really  the  whole  story?  

BCGs  as  Red  Dead  Galaxies  

De  Lucia  &  Blaizot  (2007)    Star  forma3on  in  small  galaxies  

Mass  assembly  via  dry  mergers  

Massive  dry  merger  involving  a  BCG  

Rines  et  al.  (2007)  

z=0.39  

BUT,  some  BCGs  are  forming  stars….  

Egami  et  al.  (2006)  

(strong  AGN)  

And  star-­‐forming  BCGs  are  located  in  strongly  cooling  cluster  cores  

     Gas            0.6                0.6                1.9                3.0              24.8            29.1            30.9    Gyr  cooling        3me  

Classical  cooling-­‐flow  clusters  

Star-­‐forming  BCGs  as  Galaxy  Forma3on  Laboratories  

•  Classical  cooling-­‐flow  picture  (mass  deposi3on  rates  >  200-­‐300  M/yr)  is  no  longer  valid.    X-­‐ray  observa3ons  do  not  see  this  much  of  cooling  gas  (ICM  must  be  somehow  heated;  e.g.,  AGN).  

•  However,  cooling  flows  may  s3ll  exist  with  a  much  smaller  strength  (<  100  M/yr).  

•  If  so,  star-­‐forming  BCGs  may  allow  us  to  study  the  process  of  galaxy  forma3on  (i.e.,  cooling  gas  accre3ng  on  to  a  seed  mass)  as  opposed  to  galaxy  transforma3on  (galaxy-­‐galaxy  mergers).  

Outline  1.  Spitzer/MIPS  24um  cluster  snapshot  survey  –  Iden3fy  IR-­‐luminous  BCGs  –  (Iden3fy  IR-­‐luminous  gravita3onally  lensed  

galaxies)  

2.  Spitzer/IRS  spectroscopic  follow-­‐up  –  Examine  mid-­‐IR  spectra  (5-­‐30um)  of  IR-­‐luminous  

BCGs    

3.  Next  steps  (Chandra,  HST,  Gemini,  IRAM,  PdB,  Herschel)  

4.  Summary  

1.  Spitzer/MIPS  24um  cluster  snapshot  survey  

•  Goal:  Iden3fy  IR-­‐luminous  BCGs  (and  strongly  lensed  galaxies)  

•  Targets:  103/165  LoCuSS  clusters  (G.  Smith’s  talk)  –  0.15<z<0.3  – NHI  <  7x1020  cm-­‐2  

–  -­‐70°  <  δ  <  70°;  further  trimmed  to  δ  <  +30°  (ALMA)  –  Lx  >  2  x  1044  erg/s  – No  previous  Spitzer  observa3ons  –  23  hrs  in  total  

•  Sensi3vity:  ~100  uJy  (5  σ)  at  24  um  

Spitzer  Images  of  A2218    

Background sources dominate the cluster core @24 um -> Cluster works as a transparent lens @24um

2.3'

Z=0.17  

Op3cal  (DSS)       Near-­‐IR  (2MASS)   MIPS  24um  F24  =  15  mJy  Log(LTIR)=11.6  

Type  1:  AGN  

MMT  op3cal  spectrum  

Type  2:  Star-­‐Forming  

op3cal   Near-­‐IR   MIPS  24um  F24  =  390  uJy  Log(LTIR)  =  10.1  

Type  3:    Hot  dust    heated  by  evolved    stars  

Type  4:  No  24um    Emission  

op3cal   Near-­‐IR   MIPS  24um  

F24  =  115  uJy  Log(LTIR)=9.5    

F24  <  100  uJy  Log(LTIR)  <  9  

LTIR  distribu3on  

No  24um  detec3on  (35%)  

 Hot  dust  heated  by  evolved  stars  (42%)  

Star  forma3on/AGN  (23%)  

Rieke  et  al.  (2009)  F24  -­‐>  LTIR  conversion  

2.  Spitzer  IRS  spectroscopic  follow-­‐up  

•  Goal:  Examine  the  mid-­‐IR  spectra  (5-­‐30  um)  of  IR-­‐bright  BCGs  with  IRS  (e.g.,  SF,  AGN?)  

•  Sample:  –  IR-­‐bright  BCGs  selected  from  the  MIPS  24um  snapshot  survey  as  well  as  from  other  Spitzer  GTO/GO  programs.  

– Some  number  of  z<0.15  BCGs  included    enable  us  to  probe  lower-­‐luminosity  (LTIR<1010  L)  BCGs.  

– Targets:  ~25  BCGs  (40  hrs  in  total)  

H2  with  SF  -­‐  Z3146  BCG  

1010  M  warm  H2!!  Likely  shock-­‐heated  

Egami  et  al.  (2006)  

ROSAT  (Edge  et  al.  1994)  

More  Strong  H2  with  SF!  

Star  forma5on  and  strong  H2  emission  triggered  by  cluster  cooling  flows?  

Egami  et  al.  (2010,  in  prep)  

AGN  BCGs  

More  detec3ons  of  H2  monsters  (IR-­‐luminous  BCGs)!    Even  without  PAHs  (i.e.,  SF)!!  

No  PAHs   No  PAHs  

Egami  et  al.  in  prep  (2010)  

Similarly  strong  H2  lines  are  also  seen  in  BCGs  in  other  cool-­‐core  clusters  (de  Messieres  et  al.  2009).  

Apparently,  strong  star-­‐forma3on  is  not  required  to  produce  these  H2  lines  (weak  PAH  features).  

3.  Next  Steps  

•  Chandra  –  Derive  the  proper3es  of  parent  clusters  (e.g.,  gas  cooling  3me,  mass  deposi3on  rates)  

•  Gemini/NIFS  –  Examine  the  spa3al  distribu3on  of  line  emiwng  regions  (e.g.,  H2,  Paα)    

•  IRAM  30m  –  Detect  CO  emission    

•  Herschel  –  Determine  far-­‐IR  SEDs;  Detect  far-­‐IR  cooling  lines  

Cooling-­‐Flow  Cluster  BCGs  Edge  et  al.  (2010a,  b)  

PACS  (70/100/160um  three-­‐color)  

SPIRE  (250/350/500um  three-­‐color)  

[C  II]    158  um   [O  I]  63  um  

[N  III]  122  um   [O  Ib]  145  um  

Summary  

•  About  20%  of  X-­‐ray-­‐luminous  (Lx  >  2  x  1044  erg/s)  clusters  at  z=0.15-­‐0.3  harbor  IR-­‐bright  (LTIR  >  1010  L)  BCGs.    

•  IR  luminosi3es  of  these  BCGs  are  generated  by  star  forma3on  and/or  AGNs.  

•  Some  of  these  BCGs  show  excep3onally  strong  H2  lines.    Are  these  lines  telling  something  about  the  ICM  cooling  process  ?    High  spa3al-­‐resolu3on  informa3on  is  needed  to  understand!  (e.g.,  AO-­‐assisted  near-­‐IR  IFU  observa3ons).  

•  Next  genera3on  of  IR  space  telescopes  could  detect  such  H2  lines  up  to  z=6-­‐8  (in  principle…).