Galaxies actives

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Galaxies actives
Vue densemble Trous noirs et accrétion
Composants de lAGN Unification Quasars et
cosmologie
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Vue densemble
Découvertes 1939 Grote Reber, un des pionniers
de la radioastronomie, découvre la première
radiogalaxie Cygnus A.
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Vue densemble - 2
1943 Carl Seyfert publie un article sur une
classe de galaxies spirales à noyau très
brillant, dont le spectre présente de fortes
raies démission.
M77 (NGC 1068), la galaxie de Seyfert la plus
proche
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Vue densemble - 3
Années 1940-50 les premières cartes radio du
ciel dévoilent, outre les sources galactiques et
les radiogalaxies, une classe dobjets dont
lapparence optique est celle dune étoile mais
dont le spectre ne correspond à rien de connu.
On les baptise quasars,  quasi-stellar radio
sources .
1963 Maarten Schmidt identifie les raies de
3C273 comme celles de lhydrogène, avec un
redshift de 0.158 ? objets très
éloignés ? très lumineux
Le quasar 3C 273
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Vue densemble - 4
On se rend progressivement compte que ces astres
apparemment très différents font partie dune
même classe que lon baptise AGN noyaux actifs
de galaxies (Active Galactic Nuclei)
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Vue densemble - 5
Classification Influencée par les circonstances
historiques des découvertes
QSO
blasars
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Vue densemble - 6
La séparation entre certaines classes est
historique galaxies de Seyfert on observe
la galaxie puis on se rend compte quelle a un
noyau brillant avec des raies démission QSO
(Quasi Stellar Objects radio-quiet quasars)
on observe le noyau puis on se rend
(difficilement) compte quil est au cœur dune
galaxie ? pour lever lambiguïté, on définit (
arbitrairement) les QSO/quasars comme des AGN
dont la magnitude absolue est plus brillante que
MV 23 et les noyaux de galaxies de Seyfert
comme des AGN moins brillants que cette limite MV
23 ? L 1044 erg/s ? galaxie
 typique  ? dans un quasar, le noyau est
généralement plus brillant que le reste de la
galaxie
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Vue densemble - 7
Distribution spectrale Galaxie somme des
spectres des étoiles ( corps noirs) ? domaine
spectral limité (UV visible IR) AGN couvre
le domaine spectral des rayons X aux ondes
radio Lradio / Lbol (AGN) gt 10 Lradio / Lbol
(galaxie normale) LX / Lbol (AGN) ? 10 000 LX /
Lbol (galaxie normale) Origine non thermique
dune bonne partie du spectre des AGN Souvent
approximé par loi de puissance F? ?a (mais a
dépend du domaine de fréquence)
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Vue densemble - 8
Caractéristiques du spectre loi de puissance
en radio microondes UV lointain IR Bump
émission thermique de grains de poussière (T
50200 K)
loi de puissance dans le visible Big Blue
Bump émission thermique du disque daccrétion
loi de puissance en rayons X raies démission
qui se superposent à ce continuum (nuages de gaz
excités / ionisés par la source principale)
IR Bump
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Vue densemble - 9
Raies larges hydrogène série de Balmer
Lyman a métaux ionisés Mgii, Feii, Ciii, Civ
FWHM largeur à mi-hauteur après soustraction
du continuum (Full Width at Half
Maximum) Elargissement Doppler dû aux mouvements
du gaz FWHM 2000 10000 km/s
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Vue densemble - 10
Raies étroites hydrogène se superposent aux
raies larges métaux ionisés surtout raies
interdites dans le visible
FWHM 400 km/s (déjà large par rapport aux
raies démission dans les galaxies
 normales ) raies interdites probabilité de
transition radiative très faible ?
désexcitation par collisions en labo
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Vue densemble - 10
Emission radio 2 classes Fanaroff-Riley
type I ( FRI) plus brillant au centre
Ln (1.4 GHz) lt 1032 ergs-1Hz-1
Fanaroff-Riley type II ( FRII) brillance
augmente vers lextérieur souvent jets
lobes structure variable avec ? Ln
(1.4 GHz) gt 1032 ergs-1Hz-1
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Vue densemble - 11
Origine de lémission radio F? ?a avec a
0 pour le noyau compact et a 0.7 pour les
parties étendues radiation polarisée
linéairement (au moins 30, ce qui est beaucoup)
? radiation synchrotron émise par des électrons
en mouvement relativiste dans un champ
magnétique Pour un électron dénergie la
fréquence caractéristique démission vaut
si B en Gauss
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Vue densemble - 12
pour ? lt ?c F? ?1/3 pour ? gt ?c F?
décroît exponentiellement ? en (toute) 1e
approx., lémission dun e est
monochromatique ? le spectre démission reflète
le spectre dénergie des e
une émission radio à ? 1 cm avec un champ
magnétique B 104 Gauss nécessite ? 105 ? v
0.99999 c la polarisation du rayonnement reçu
dépend de lorientation du champ magnétique par
rapport à la ligne de visée
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Vue densemble - 13
Auto-absorption le rayonnement synchrotron
peut être lui-même absorbé par les e en
mouvement relativiste (auto-absorption)
efficacité de cette auto-absorption maximale aux
basses fréquences ? aplatissement du spectre aux
basses fréquences parties étendues (lobes
radio)  optiquement minces  (t ltlt 1) ?
pas dauto-absorption ? a 0.7 noyau compact
 optiquement épais  (t gt 1)
? auto-absorption ? a 0,
voire lt 0 émission synchrotron ? perte
dénergie cinétique des e mais temps
caractéristique de cette diminution généralement
gt temps de vie du système
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Vue densemble - 14
Polarisation pratiquement tous les AGN sont
faiblement polarisés (0.5 à 2)
(mais plus que les étoiles pour lesquelles la
lumière se polarise lorsquelle traverse des
nuages de poussière) cette polarisation est
linéaire, son orientation est variable certains
AGN atteignent des polarisations 10
objets fortement variables ou
objets ne présentant pas de raies démission
larges ? propriété qui sera expliquée dans les
modèles dunification
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Vue densemble - 15
Variabilité la plupart des AGN sont variables
amplitude 0.1 1 mag variations non
périodiques variabilité tend à augmenter avec
la fréquence dobservation (radio ? X)
Courbe de lumière du quasar WFI J20334723 sur
une période 3 ans (magnitudes relatives)
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Trous noirs et accrétion
Pression de radiation On suppose symétrie
sphérique (peu réaliste !) Quantité de mouvement
dun photon p E/c Pression de radiation
flux de quantité de mouvement des photons
1/c flux dénergie Force radiative Frad
Prad se (se section efficace interaction e
?) Force gravifique sur atome dhydrogène
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Trous noirs et accrétion - 2
Limite dEddington Structure stable si Frad lt
Fgrav ? limite dEddington Frad Fgrav ?
luminosité dEddington ? L maximale pour M
donnée ou M minimale pour L donnée ? masse
dEddington où L44 luminosité en unités de
1044 erg/s Ex pour un quasar typique (L 1046
erg/s), on obtient
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Trous noirs et accrétion - 3
Alimentation du trou noir Conversion masse en
énergie avec efficacité ? où M masse accrétée
par le trou noir Luminosité ? masse accrétée
Les modèles daccrétion donnent ? 0.1 ? pour
un quasar typique, Taux daccrétion dEddington
(nécessaire pour entretenir LE) (? taux
daccrétion maximal)
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Trous noirs et accrétion - 4
Mécanisme de production dénergie Le gaz a un
moment angulaire non nul par rapport au trou noir
(SMBH) ? il ne peut tomber radialement sur le
SMBH ? il se met à tourner autour Friction entre
particules ? le gaz se concentre en un
disque Forces de friction lt forces gravifiques ?
mouvement képlérien ? rotation différentielle ?
maintient la friction ? échauffement ? perte
dénergie cinétique de rotation ? spirale vers le
SMBH ? frictions augmentent ? température
augmente ? rayonnement de plus en plus
énergétique à proximité du SMBH
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Trous noirs et accrétion - 5
Structure du disque daccrétion Simplificatio
ns milieu transparent énergie dune
particule dissipée localement ? émission de
corps noir de T variable avec la distance au
SMBH ? flux émis superposition de fonctions
de Planck
Dépend du champ magnétique du taux
daccrétion de la présence de
jets Viscosité mal comprise
? structure complexe
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Trous noirs et accrétion - 6
Spectre démission du disque daccrétion Taux
dénergie potentielle disponible Théorème du
viriel ? la moitié est convertie en énergie
cinétique lautre moitié en
rayonnement (car 2 surfaces du disque
daccrétion)
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Trous noirs et accrétion - 7
Résultats Pour un disque daccrétion autour
dun trou noir de 108 MO, avec un taux
daccrétion dEddington, le maximum démission se
situe vers 100 Å (UV lointain ou rayons X mous)
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Trous noirs et accrétion - 8
Caractéristiques du disque selon le taux
daccrétion 1. Accrétion faible Disque mince
(épaisseur ltlt rayon) ? flux de radiation interne
ltlt flux de radiation perpendiculaire ? spectre
superposition de spectres  locaux  à
différentes T 2. Accrétion forte La radiation a
du mal à séchapper ? épaississement du disque (
tore) Lénergie est amenée au centre plus vite
que la radiation peut lévacuer ? transfert
interne non négligeable ? uniformisation de la
T ? spectre corps noir de T 104 K
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Trous noirs et accrétion - 9
Vitesses supraluminiques Des jets radio ou
optiques émanant dAGN semblent parfois se
déplacer à des vitesses gt c Il sagit deffets de
projection des jets se déplaçant vers nous à
une vitesse proche de c peuvent avoir une vitesse
transverse apparente gt c ? leur observation
implique des vitesses déjection proches de c
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Trous noirs et accrétion - 10
Observations aux temps t1 et t2 Lobservateur
ne perçoit pas ?ly Lintervalle ?tobs observé
entre les émissions en t1 et t2 est lt ?t t2
t1
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Composants de lAGN
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Composants de lAGN - 2
Région des raies larges (Broad Line Region BLR)
Largeur Si élargissement thermique
? T 1010 K ? atomes complètement
ionisés ? pas de raies spectrales ?
élargissement dû au mouvement de nuages de gaz
Supposons les nuages en rotation autour dune
masse centrale
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Composants de lAGN - 3
Rappel e- sur niveau excité perd son énergie
par radiation ou collision Si radiation ? raie
démission Raie permise probabilité de
transition élevée (temps de vie de létat excité
?t 10-8 s) Raie interdite probabilité de
transition faible (?t 1 s) ? désexcitation par
collision sauf si densité très faible Raie
semi-interdite cas intermédiaire Notations
Caii (permise) Ciii (semi-interdite) Civ
(interdite)
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Composants de lAGN - 4
Absence de raies interdites larges présence
de certaines raies semi-interdites ? estimation
de la densité dans la BLR ne 109 cm-3 Etat
dionisation des différents atomes ? estimation
de la température T 20 000 K Nature de la
BLR nuages de gaz chauffés par la radiation du
disque daccrétion et refroidis par émission de
raies larges Taille de la BLR estimée par la
méthode de reverberation mapping variation
du continuum UV ? variation de létat
dionisation de la BLR ? variation des
raies larges avec un délai ?t r/c
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Composants de lAGN - 5
? taille de la BLR fortement corrélée avec la
luminosité de lAGN dans lUV r 0.05 à 200
jours-lumière 10 UA à 0.5 années-lumière
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Composants de lAGN - 6
Région des raies étroites (Narrow Line Region
NLR)
Largeur des raies 400 km/s Raies interdites ?
faible densité ne 103 cm-3, T 16 000
K (densités dans la gamme des régions Hi et
nuages moléculaires, mais températures beaucoup
plus élevées) Sétend sur des centaines (voire
des milliers) de pc Structure souvent en cône
(région atteinte par la radiation ionisante)
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Composants de lAGN - 7
Galaxie hôte
En général Seyfert galaxies
spirales quasars dans galaxies elliptiques
mais il y a des exceptions Elliptiques avec AGN
ont en moyenne plus de gaz que les inactives
Fréquentes traces dinteractions gravifiques ?
amènent de la matière pour nourrir lAGN (mais
toujours sujet à débat) Relation manifeste
entre AGN et formation détoiles (starburst) ?
cause commune ? feedbacks ?
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Composants de lAGN - 8
Hôtes elliptiques en moyenne plus bleues que
les inactives Hôtes spirales en moyenne plus
rouges que les inactives ? tendance à occuper une
position intermédiaire dans les diagrammes
couleur-magnitude (green valley)
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Composants de lAGN - 9
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Composants de lAGN - 10
Radio galaxies
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Composants de lAGN - 11
Galaxies hôtes de quasars
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Composants de lAGN - 12
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Composants de lAGN - 13
Masse du trou noir
reverberation mapping ? taille r de la BLR
largeur des raies démission (BEL) ? dispersion
de vitesse s dans la BLR si on suppose les
mouvements des nuages képlériens ? on constate
la même corrélation entre la masse du trou noir
et celle du bulbe que dans les galaxies
inactives cette corrélation se maintient à haut
redshift (? z 2) ou celle de toute la galaxie
elliptique
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Unification
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Unification - 2
Points communs
trou noir supermassif au centre dune galaxie
accrétion de matière par lintermédiaire dun
disque
Deux modes dactivité
radiatif accrétion forte radiation
intense à haute énergie ? Seyferts,
quasars éjections de matière du noyau
cinématique accrétion faible jets radio
? radiogalaxies hôtes massifs avec peu
de gaz
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Unification - 3
Modèle dunification
Composantes trou noir supermassif disque
daccrétion tore de poussière BLR NLR jet
radio angle de vue
44
Unification - 4
Observation directe du tore de poussières
NGC 4261 galaxie active elliptique située à 30
Mpc
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Unification - 5
Taille du tore de poussières suffisante
pour masquer la BLR plus petite que la
NLR Si le tore masque la BLR ? continuum faible
et pas de raies larges ? Seyferts ou
quasars de type 2 Si ligne de visée
perpendiculaire au tore ? on observe la
BLR et le disque daccrétion ? Seyferts
ou quasars de type 1
1
2
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Unification - 6
Raies larges polarisées Les Seyferts de type 2 ne
présentent pas de raies larges significatives Mais
des raies larges apparaissent en lumière
polarisée
? la BLR nest pas observée directement mais en
lumière diffusée ? polarisée 2 fois plus de
type 2 que de type 1 ? le tore couvre
2/3 de langle solide
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Unification - 7
Galaxies ultralumineuses dans linfrarouge
(ULIRG) galaxies émettant plus de 1013 LO dans
lIR lointain (Ltot comme quasars)
présentent le plus souvent des signes
dinteractions violentes ? poussières chauffées
par starbursts AGN (2
phénomènes souvent liés) ? AGN très jeunes
toujours enveloppés dans un cocon de
poussières
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Unification - 9
Blazars (BL Lac, OVV) AGN fortement variables
lumière polarisée raies démission très
faibles, voire indétectables ? sexpliquent par
le beaming effect
particules en mouvement relativiste émettant de
manière isotrope dans leur référentiel ? émission
anisotrope dirigée vers lavant dans le
référentiel de lobs. ? amplification dans la
direction du mouvement
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Unification - 10
si le jet est relativiste et dirigé vers
lobservateur et si la radiation émise sétend
jusquau domaine visible / UV ? lamplification
de la radiation synchrotron (continuum) peut
masquer les autres composantes du spectres (p.ex.
raies démission)
forte variabilité expliquée par de petites
variations de vitesse et de direction dans le
jet le beaming explique aussi la différence
dintensité entre le jet dirigé vers
lobservateur (amplifié) et le jet opposé qui
sen éloigne (contre-jet, atténué) dans dautres
types dAGN
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Unification - 11
Evolution
AGN masqué par la poussière
l'AGN apparaît
l'AGN  nettoie  de en son environnement
la matière sépuise près du SMBH
SMBH inactif
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Quasars et cosmologie
Fonction de luminosité des quasars
F nombre de quasars en fonction de leur
luminosité (ou magnitude absolue) dépend du
redshift z (donc de lépoque) ? variation de F
avec z Difficultés - correction-k importante
(sur base de spectre typique) - nécessité de
construire des échantillons complets
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Quasars et cosmologie - 2
Densité spatiale des quasars nombre total de
quasars par unité de volume comobile
augmentation du nombre de quasars pendant les 2 à
3 premiers milliards dannées (jusque z 2.5)
puis déclin jusquà notre époque
? la phase AGN est un phénomène transitoire dans
la vie dune galaxie 1 Gyr pour former les
SMBH par accumulation de matière collisions
galactiques fréquentes, abondance de gaz ? forte
activité AGN quantité de gaz et fréquence des
collisions diminuent ? déclin du phénomène AGN
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Quasars et cosmologie - 3
Raies dabsorption la plupart des spectres de
quasars à haut zem présentent des raies
dabsorption à zabs lt zem
dues à de la matière sur la ligne de visée
(AGN, galaxie hôte, galaxies davant plan, nuages
intergalactiques) zabs mesurable si plusieurs
raies doublets utiles
Mgii (2795 2802 Å) Civ (1548 1551 Å)
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Quasars et cosmologie - 4
Systèmes métalliques raies étroites (Mgii,
Civ) à 0 lt zabs lt zem pas associées au
quasar mais à de la matière sur la ligne de visée
(galaxies, halos de galaxies) sauf si zabs zem
cette matière doit avoir été le théâtre de
nucléosynthèse
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Quasars et cosmologie - 5
Raies dabsorption larges (BAL) présentes dans
15 des QSO, avec zabs légèrement inférieur à
zem profils de type P Cygni, caractéristiques
de matière éjectée par lobjet central (outflow)
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Quasars et cosmologie - 6
Forêt de Lyman multitude de raies dabsorption
Lya de lhydrogène neutre à une multitude de
redshifts 0 lt zabs lt zem lintensité de
labsorption dépend de la densité de
colonne NH (cm-2) NH est fonction de la taille
et de la densité du nuage absorbant
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Quasars et cosmologie - 7
NH lt 1017 cm-2 ? raies étroites NH gt 1017
cm-2 ? systèmes  Lyman limite  la radiation
de ? lt limite de Lyman (912 Å) est
presque totalement absorbée NH gt 1020 cm-2 ?
raies Lya amorties (damped Lya) les ailes de la
raie dues à lélargissement radiatif dominent
(protogalaxies ?)
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Quasars et cosmologie - 8
propriétés de la forêt de Lyman statistiquement
comparables sur toutes les lignes de visée
(indépendamment de zem) distribution de la
matière non uniforme (régions vides et  nuages 
de densités variées) ? permettent destimer la
distribution des nuages de gaz protogalactiques
et proto-amas ? contraintes sur lévolution
des grandes structures