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Galaxies actives Vue densemble Trous noirs et accrétion Composants de lAGN Unification Quasars et cosmologie.

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1 Galaxies actives Vue densemble Trous noirs et accrétion Composants de lAGN Unification Quasars et cosmologie

2 Vue densemble Découvertes 1939 : Grote Reber, un des pionniers de la radioastronomie, découvre la première radiogalaxie : Cygnus A.

3 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 Vue densemble - 2

4 Années : 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 ». Le quasar 3C : Maarten Schmidt identifie les raies de 3C273 comme celles de lhydrogène, avec un redshift de objets très éloignés très lumineux Vue densemble - 3

5 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) Vue densemble - 4

6 Classification Influencée par les circonstances historiques des découvertes blasars QSO = Vue densemble - 5

7 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 M V = –23 et les noyaux de galaxies de Seyfert comme des AGN moins brillants que cette limite M V = –23 L erg/s galaxie « typique » dans un quasar, le noyau est généralement plus brillant que le reste de la galaxie Vue densemble - 6

8 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 L radio / L bol (AGN) > ~10 L radio / L bol (galaxie normale) L X / L bol (AGN) ~ L X / L bol (galaxie normale) Origine non thermique dune bonne partie du spectre des AGN Souvent approximé par loi de puissance F ν ν –α (mais α dépend du domaine de fréquence) Vue densemble - 7

9 Caractéristiques du spectre : loi de puissance en radio – microondes – UV lointain IR Bump : émission thermique de grains de poussière (T ~ 50–200 K) Vue densemble - 8 IR Bump ± 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)

10 Raies larges hydrogène : série de Balmer + Lyman α métaux ionisés : Mg II, Fe II, C III, C IV … Vue densemble - 9 FWHM = largeur à mi-hauteur après soustraction du continuum (Full Width at Half Maximum) Elargissement Doppler dû aux mouvements du gaz : FWHM ~ 2000 – km/s

11 Raies étroites hydrogène : se superposent aux raies larges métaux ionisés : surtout raies interdites* dans le visible Vue densemble - 10 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

12 Emission radio 2 classes : Fanaroff-Riley type I (= FRI) : – plus brillant au centre – L (1.4 GHz) < ergs -1 Hz -1 Fanaroff-Riley type II (= FRII) : – brillance augmente vers lextérieur – souvent jets + lobes – structure variable avec ν – L (1.4 GHz) > ergs -1 Hz -1 Vue densemble - 10

13 Vue densemble - 11 Origine de lémission radio : F ν ν –α avec α ~ 0 pour le noyau compact et α ~ 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

14 Vue densemble - 12 pour ν < ν c : F ν ~ ν 1/3 pour ν > ν c : F ν décroît exponentiellement en (toute) 1 e approx., lémission dun e – est ~ monochromatique le spectre démission reflète le spectre dénergie des e – une émission radio à λ ~ 1 cm avec un champ magnétique B ~ 10 –4 Gauss nécessite γ ~ 10 5 v ~ c la polarisation du rayonnement reçu dépend de lorientation du champ magnétique par rapport à la ligne de visée

15 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 » (τ << 1) pas dauto-absorption α 0.7 noyau compact « optiquement épais » (τ > 1) auto-absorption α 0, voire < 0 émission synchrotron perte dénergie cinétique des e – mais temps caractéristique de cette diminution généralement > temps de vie du système

16 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

17 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 J2033–4723 sur une période ~ 3 ans (magnitudes relatives)

18 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 : F rad = P rad × σ e (σ e = section efficace interaction e – – γ) Force gravifique sur atome dhydrogène :

19 Trous noirs et accrétion - 2 Limite dEddington Structure stable si F rad < F grav limite dEddington: F rad = F grav luminosité dEddington : L maximale pour M donnée ou M minimale pour L donnée masse dEddington : où L 44 = luminosité en unités de erg/s Ex : pour un quasar typique (L ~ erg/s), on obtient :

20 Trous noirs et accrétion - 3 Alimentation du trou noir Conversion masse en énergie avec efficacité η où M = masse accrétée par le trou noir Luminosité : masse accrétée : Les modèles daccrétion donnent η ~ 0.1 pour un quasar typique, Taux daccrétion dEddington (nécessaire pour entretenir L E ) : ( taux daccrétion maximal)

21 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 < 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

22 Trous noirs et accrétion - 5 Structure du disque daccrétion Simplifications : – 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 structure complexe Dépend : – du champ magnétique – du taux daccrétion – de la présence de jets… Viscosité mal comprise

23 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)

24 Trous noirs et accrétion - 7 Résultats : Pour un disque daccrétion autour dun trou noir de 10 8 M O, avec un taux daccrétion dEddington, le maximum démission se situe vers 100 Å (UV lointain ou rayons X mous)

25 Trous noirs et accrétion - 8 Caractéristiques du disque selon le taux daccrétion 1. Accrétion faible Disque mince (épaisseur << rayon) flux de radiation interne << 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 ~ 10 4 K

26 Trous noirs et accrétion - 9 Vitesses supraluminiques Des jets radio ou optiques émanant dAGN semblent parfois se déplacer à des vitesses > c Il sagit deffets de projection : des jets se déplaçant vers nous à une vitesse proche de c peuvent avoir une vitesse transverse apparente > c leur observation implique des vitesses déjection proches de c

27 Trous noirs et accrétion - 10 Observations aux temps t 1 et t 2 : Lobservateur ne perçoit pas Δl y Lintervalle Δt obs observé entre les émissions en t 1 et t 2 est < Δt = t 2 – t 1

28 Composants de lAGN

29 Composants de lAGN - 2 Région des raies larges (Broad Line Region – BLR) Largeur : Si élargissement thermique T ~ 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 :

30 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 Δt ~10 8 s) Raie interdite : probabilité de transition faible (Δt ~1 s) désexcitation par collision sauf si densité très faible Raie semi-interdite : cas intermédiaire Notations : CaII (permise) CIII] (semi-interdite) [CIV] (interdite)

31 Composants de lAGN - 4 Absence de raies interdites larges + présence de certaines raies semi-interdites estimation de la densité dans la BLR : n e ~ 10 9 cm 3 Etat dionisation des différents atomes estimation de la température : T ~ 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 Δt ~ r/c

32 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

33 Composants de lAGN - 6 Région des raies étroites (Narrow Line Region – NLR) Largeur des raies ~ 400 km/s Raies interdites faible densité n e ~ 10 3 cm 3, T ~ 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)

34 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 ?

35 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)

36 Composants de lAGN - 9

37 Composants de lAGN - 10 Radio galaxies

38 Composants de lAGN - 11 Galaxies hôtes de quasars

39 Composants de lAGN - 12 Galaxies hôtes de quasars image HSTimage déconvoluée

40 Masse du trou noir reverberation mapping taille r de la BLR largeur des raies démission (BEL) dispersion de vitesse σ 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 Composants de lAGN - 13

41 Unification

42 Points communs trou noir supermassif au centre dune galaxie accrétion de matière par lintermédiaire dun disque Unification - 2 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

43 Modèle dunification Composantes : trou noir supermassif disque daccrétion tore de poussière BLR NLR jet radio + angle de vue Unification - 3

44 Observation directe du tore de poussières : Unification - 4 NGC 4261 : galaxie active elliptique située à 30 Mpc

45 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 Unification

46 Raies larges polarisées Les Seyferts de type 2 ne présentent pas de raies larges significatives Mais des raies larges apparaissent en lumière polarisée Unification - 6 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

47 Galaxies ultralumineuses dans linfrarouge (ULIRG) = galaxies émettant plus de L O dans lIR lointain (L tot ± comme quasars) Unification - 7 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

48 Blazars (BL Lac, OVV) AGN fortement variables lumière polarisée raies démission très faibles, voire indétectables sexpliquent par le beaming effect : Unification - 9 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

49 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) Unification - 10 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

50 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

51 Quasars et cosmologie Fonction de luminosité des quasars Φ = nombre de quasars en fonction de leur luminosité (ou magnitude absolue) dépend du redshift z (donc de lépoque) variation de Φ avec z Difficultés : correction-k importante (sur base de spectre typique) nécessité de construire des échantillons complets

52 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 Quasars et cosmologie - 2 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 t

53 Raies dabsorption la plupart des spectres de quasars à haut z em présentent des raies dabsorption à z abs < z em Quasars et cosmologie - 3 dues à de la matière sur la ligne de visée (AGN, galaxie hôte, galaxies davant plan, nuages intergalactiques) z abs mesurable si plusieurs raies – doublets utiles : MgII (2795 – 2802 Å) CIV (1548 – 1551 Å) …

54 Systèmes métalliques raies étroites (MgII, CIV…) à 0 < z abs < z em pas associées au quasar mais à de la matière sur la ligne de visée (galaxies, halos de galaxies…) sauf si z abs z em cette matière doit avoir été le théâtre de nucléosynthèse Quasars et cosmologie - 4 Ly α (quasar)

55 Raies dabsorption larges (BAL) présentes dans ~15% des QSO, avec z abs légèrement inférieur à z em profils de type P Cygni, caractéristiques de matière éjectée par lobjet central (outflow) Quasars et cosmologie - 5 émission absorption

56 Forêt de Lyman multitude de raies dabsorption Lyα de lhydrogène neutre à une multitude de redshifts 0 < z abs < z em lintensité de labsorption dépend de la densité de colonne N H (cm 2 ) N H est fonction de la taille et de la densité du nuage absorbant Quasars et cosmologie - 6

57 N H < cm 2 raies étroites N H > cm 2 systèmes « Lyman limite » : la radiation de λ < limite de Lyman (912 Å) est presque totalement absorbée N H > cm 2 raies Lyα amorties (damped Lyα) : les ailes de la raie dues à lélargissement radiatif dominent (protogalaxies ?) Quasars et cosmologie - 7

58 propriétés de la forêt de Lyman statistiquement comparables sur toutes les lignes de visée (indépendamment de z em ) 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 Quasars et cosmologie - 8


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