Résumé
Le gaz chaud des amas est un plasma très utile : il contient une part significative des baryons, et sa structure thermique est la trace fossile de la formation de l’amas. Il existe un plancher d’entropie, qui provient de l’énergie non gravitationnelle déployée par les supernovae, les noyaux actifs, lors de la vie de l’amas. Les rayons X fournissent aussi un spectre de raies qui permettent de déterminer l’abondance des éléments lourds (fer). L’hydrodynamique du gaz donne la distribution de la matière noire, de par l’équilibre atteint. Plus de la moitié des amas sont des systèmes relaxés, à cœur froid. Le gaz ne se refroidit pas au centre de l’amas, comme on aurait pu le penser, d’après la plus grande densité. Mais la rétroaction du noyau actif le réchauffe au centre, et les jets radio de l’AGN creusent des cavités dans le gaz très chaud. Ces bulles montent par la poussée d’Archimède, et le gaz se refroidit finalement aux bords des cavités, à ~ 20 kpc du centre.
Le problème des flots de refroidissement, gaz froid qui était attendu pour former des étoiles, et qui n’a pas encore été observé, est en passe d’être résolu. Le gaz se refroidit bien, mais 10 fois moins que prévu, à cause des phénomènes de rétroaction de l’AGN central.
D’autre part, les amas subissent sans cesse des collisions, des interactions avec d’autres groupes/amas. Leurs formes extérieures sont souvent celles de bras spiraux, ou lobe spiral. En plus de l’énergie interne due au feedback de l’AGN et du bouillonnement des cocons radio, le gaz chaud est brassé sans cesse, la métallicité peut être grande aux bords. Le gaz se refroidit par instabilité thermique, dès que le temps de refroidissement est égal à 10 fois le temps de chute libre. Du gaz moléculaire froid peut ainsi contenir des métaux et se voir en monoxyde de carbone CO. Dans l’amas de Persée, des quantités substantielles de gaz moléculaire (1010 Mo) ont été détectées, de même que de la poussière chauffée (rayonnement infrarouge lointain détecté par Herschel).
