Identification of low redshift groups and clusters of galaxies in the X-CLASS survey and the X-ray luminosity-temperature relation

1. Problématique et Contexte

Les amas et groupes de galaxies contiennent un milieu intra-amas (ICM) chaud qui émet des rayons X. Dans le modèle auto-similaire standard de formation des structures, les propriétés de ce gaz (luminosité $L_X$ et température $T$) devraient suivre des lois d'échelle simples dérivées de processus purement gravitationnels (par exemple, $L_X \propto T^{3/2}$). Cependant, des processus astrophysiques non gravitationnels (rétroaction des AGN, refroidissement radiatif, turbulence) modifient ces relations, en particulier dans les systèmes de faible masse où les puits de potentiel sont plus faibles.

Le défi majeur réside dans l'obtention d'échantillons complets et bien sélectionnés de systèmes de faible masse (groupes de galaxies) à bas redshift. Les études précédentes sont souvent limitées par :

• La difficulté d'obtenir des redshifts précis pour les systèmes peu lumineux.
• Les biais de sélection (« up-scattering ») qui déforment la distribution des incertitudes pour les objets peu massifs.
• Le manque de données spectroscopiques complètes pour les groupes de galaxies, contrairement aux amas massifs.

L'objectif de cette étude est d'analyser la relation d'échelle $L_X - T$ pour un échantillon de systèmes à bas redshift ($0.07 < z < 0.2$) sélectionnés via le relevé X-CLASS, en tenant compte rigoureusement des biais de sélection et des incertitudes de mesure.

2. Méthodologie

L'approche méthodologique se décompose en quatre étapes principales :

A. Mise à jour des redshifts (Catalogue Parent X-CLASS)

• Données Photométriques : Utilisation des données du Legacy Survey (DESI DR9/DR10) pour calculer des redshifts photométriques.
• Algorithmes Combinés : Développement d'un code bayésien nommé photXclus combiné à l'algorithme RedMaPPer. Une stratégie hybride est adoptée : photXclus est utilisé pour $z < 0.15$ (où il évite les outliers de RedMaPPer) et RedMaPPer pour $z \ge 0.15$.
• Suivi Spectroscopique : Une campagne d'observation dédiée a été menée avec l'instrument MISTRAL au télescope T193 de l'Observatoire de Haute-Provence. 52 systèmes à bas redshift (initialement sans redshift ou avec un redshift photométrique/tentatif) ont été observés pour obtenir des redshifts spectroscopiques précis.
• Résultat : Un catalogue mis à jour de 1599 sources avec une classification de redshift améliorée (flags "ZSP").

B. Sélection de l'échantillon (X-CLASS-LR)

• Un sous-échantillon de 155 groupes et amas a été sélectionné selon les critères : $0.07 \le z \le 0.2$, hémisphère Nord, et redshift confirmé (spectroscopique ou photométrique de haute qualité).
• Cet échantillon est dominé par des systèmes de faible masse (médiane $M_{500} \approx 6 \times 10^{13} M_\odot$), avec 60 % des objets ayant une masse inférieure à $10^{14} M_\odot$ (régime des groupes).

C. Analyse des données X

• Extraction Spectrale : Utilisation du logiciel SAS (XMM-Newton) pour extraire les spectres dans un rayon $R_{500}$.
• Détermination de $R_{500}$ : Procédure itérative basée sur les relations d'échelle $T-R_{500}$ pour déterminer le rayon physique avant l'ajustement spectral.
• Ajustement Spectral : Ajustement simultané de la température ($T_{500}$) et de la métallicité ($Z_{500}$) avec XSpec. La métallicité est fixée à $0.3 Z_\odot$ uniquement si le rapport signal/bruit est trop faible pour éviter le biais "Fe".
• Luminosité ($L_X$) : Calculée par déprojection de la brillance de surface 2D en utilisant le code MBProj2D (modèle $\beta$ en 3D) pour obtenir la densité électronique et intégrer l'émissivité jusqu'à $R_{500}$.

D. Modélisation Statistique

• Une approche bayésienne complète est utilisée pour inférer la relation $L_X - T$.
• Le modèle intègre explicitement la fonction de sélection du relevé X-CLASS (dérivée de simulations Monte Carlo) et les incertitudes de mesure bidimensionnelles.
• La relation sous-jacente est modélisée comme une distribution log-normale multivariée reliant $L_X$, $T$ et la masse $M_{500}$, en tenant compte de la dispersion intrinsèque et de la corrélation entre les paramètres.

3. Contributions Clés

1. Catalogue Mis à Jour : Publication d'un catalogue X-CLASS révisé avec des redshifts photométriques et spectroscopiques améliorés pour 1599 sources, incluant le code photXclus rendu public.
2. Échantillon Spectroscopiquement Complet : Constitution d'un échantillon de 155 systèmes à bas redshift avec une identification spectroscopique complète, comblant un vide dans l'étude des groupes de galaxies de faible masse.
3. Code d'Analyse : Développement et mise à disposition d'outils pour l'estimation de redshifts photométriques de amas et l'analyse spectrale approfondie.
4. Méthodologie Rigoureuse : Application d'un cadre d'inférence bayésien qui corrige les biais de sélection et les erreurs de mesure, évitant les approximations simples de régression linéaire.

4. Résultats Principaux

• Relation d'Échelle $L_X - T$ :
  L'étude détermine la relation suivante :
  $$\langle L_X | T \rangle = 10^{42.97 \pm 0.03} \left( \frac{T}{2 \text{ keV}} \right)^{3.2 \pm 0.1}$$
  avec une dispersion intrinsèque $\sigma_{\ln L_X|T} \approx 0.66$.

• Pente Plus Raide :
  La pente mesurée ($B = 3.2 \pm 0.1$) est significativement plus raide que la prédiction du modèle auto-similaire ($B = 1.5$) et plus raide que celle observée dans les échantillons dominés par des amas massifs (où $B \approx 2.5 - 2.7$).

• Corrélation avec la Masse :
  Il existe une tendance claire : la pente de la relation $L_X - T$ augmente lorsque la masse médiane de l'échantillon diminue. Les groupes de galaxies (faible masse) montrent une relation plus raide que les amas massifs.

• Dispersion Intrinsèque :
  La dispersion intrinsèque en luminosité à masse fixe est faible ($\sigma_L \approx 0.15$), ce qui pourrait être dû à la sélection stricte des sources étendues (excluant potentiellement les AGN centraux brillants qui augmenteraient la dispersion).

5. Signification et Interprétation

Les résultats soutiennent l'hypothèse que les processus non gravitationnels jouent un rôle prépondérant dans l'évolution thermodynamique des systèmes de faible masse :

• Rôle de la Rétroaction (Feedback) : Dans les groupes de galaxies, les puits de potentiel gravitationnel sont plus peu profonds. La rétroaction énergétique (AGN, supernovae) est donc capable d'expulser efficacement le gaz chaud de ces systèmes.
• Conséquence Physique : Cette expulsion réduit la densité de gaz et donc la luminosité X pour une température donnée, ce qui se traduit par une pente plus raide de la relation $L_X - T$.
• Validation des Simulations : Ce résultat est cohérent avec des simulations hydrodynamiques cosmologiques (comme Millennium et SIMBA) qui prédisent une rupture de pente vers des valeurs plus élevées pour les systèmes de faible masse ($T \lesssim 1$ keV) en raison de l'inclusion de la rétroaction des AGN.

En conclusion, cette étude confirme que la physique baryonique (non gravitationnelle) est cruciale pour comprendre la formation des structures à petite échelle et que les relations d'échelle universelles doivent être considérées comme dépendantes de la masse du halo.