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L ACCRETION DANS LES AGN ET LES QUASARS Suzy Collin Observatoire de Meudon.

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1 L ACCRETION DANS LES AGN ET LES QUASARS Suzy Collin Observatoire de Meudon

2 RESUME DE l EXPOSE Finalement: les trous noirs supermassifs sont partout le plus énergétique n est pas forcément le plus puissant Comment les observations optiques et UV ont permis de découvrir des objets rayonnant au TEV Pourquoi la physique des AGN passe par la compréhension des mécanismes d émission UV et X

3 UN PEU D HISTOIRE Proto-histoire: avant 64 Les années 60: découverte, espoirs Les années 70: la confusion Les 80: les choses se mettent en place Les 90: l ère des X et des Gamma, Omniprésence desMBHs

4 PROTO-HISTOIRE Les années 40: études optiques K. Seyfert étudie 6 galaxies avec un noyau brillant et des raies en émission larges (jusqu à 8500km/s) Les années 50: études radio découverte de l émission Synchrotron Ginzburg, 1951 Identification de Cyg A Baade & Minkowski, 1954 autres « double lobe d», probablement extragalactiques sources

5

6 Les années 60: découverte des quasars, premiers problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert Identification des sources 3C: des « étoiles » très bleues Avec des raies d émission larges et inconnues 3C48 (Matthews et al, 1961, AAS, Dec1960) Que sont ces objets? Feb 5, 1963 ( Schmidt ): découverte du redshift de 3C273 Greenstein and Schmidt, 1964 : 3C48 and 3C273: z=0.45 and 0.16 sont Objets à des distances cosmologiques Possèdant de très grandes luminosités

7 3C jet

8 Size < 1pc! 1965: variabilité Optique et radio Quelle est la source d énergie? SN, étoiles supermassives, and même Trous Noirs (Zeldovich, Salpeter, 1964) relations entre QSO et galaxies de Seyfert Apparence stellaire Raies larges, continu UV non stellaire variable Mais les luminosités sont différentes (Seyfert: erg/s, quasars: erg/s) Et les quasars sont loin, les Seyfert sont proches

9 RECHERCHE D OBJETS IDENTIQUES Découverte de quasars non radio (90% des quasars!) par variabilite et excès d UV (Sandage,1965 ) Elaboration du catalogue de galaxies de Markarian par spectro et excès d UV 20% sont des galaxies de Seyfert Quelques unes rayonnent au TeV (les autres sont des gal. « starburst »)

10 LES ANNEES 70: LA CONFUSION « Controverse du redshift » Découverte des mouvements superluminiques Très forte variabilité de RLQ, impossible à réconcilier avec une émission isotrope Découverte de l émission X rapidement variable (<1j) très forte luminosité dans un petit volume Accrétion sur des Trous Noirs Massifs (MBHs) « Flow chart » de Rees Lien entre l es jets à l échelle du pc et du Mpc Découverte des gamma dans des RLQ (~100 MeV)

11 QUELQUES PARAMETRES IMPORTANTS DES TN NOTEZ QUE LA DIMENSION DONNEE PAR LA VARIABILITE X EST ENVIRON 10Rg, POUR M=10 8 M o 1. Rayon gravitationel = M 8 cm 2. Rayon de la dernière orbite stable Schwarszchild TN = 6R G Kerr TN = 1.24R G 3. l efficacité de conversion M/E est: 0.57% pour un TN de Schwarszchild ~30% for a TN de Kerr

12 LUMINOSITE D EDDINGTON La luminosité maximum d un objet tirant son énergie de l accrétion est donnée par: F rad = F grav NOTEZ QUE LA LUMINOSITE EDDINGTON EST CELLE D UN MODESTE QUASAR, POUR M=10 8 M o,

13 NEANMOINS GRANDE CONFUSION Pourquoi radio et non radio (Elliptque/spirale) ET SURTOUT On croit que le spectre est entièrement non thermique: le processus d accrétion n est pas encore identifié On ne comprend pas les luminosités très grandes de certains objets radio, associées à une forte variabilité On ne comprend pas la multiplicité des classes d objets

14 LES ANNEES 80: LES CHOSES SE METTENT EN PLACE Calcul de la masse capturée dans les MBHs (Soltan, 1982) Evidences pour un DISQUE D ACCRETION Le « Blue Blump » domine la luminosité Influence de l orientation: le SCHEMA UNIFIE (Antonucci & Miller, 1985) La SED des RQQ (Sanders et al, 1989): plus de synchrotron Le « monitoring » des Seyferts commence: premières déterminations de la masse du TN

15 DISTRIBUTION SPECTRALE des Seyfert et des quasars synchrotron dust cold accretion disk thermal Compton Hot corona Thermal Compton Compton inverse Thermal emission

16 WHY AN ACCRETION DISK? I. Observational evidences R collimated jets, in radio quiet and radio loud objects R conical structures of ionized gas (NLR and ENLR) R the disk is observed directly in some objects (NGC4258) R The "Unified Scheme" implies the existence of a dust-molecular torus (but at large distances) R sometimes two peaked broad line profiles R similarities with galactic black holes II. Theoretical evidences R Angular momentum is necessarily present R It is mixed in a single plane by collisions AXIAL SYMMETRY

17 HOW TO ENSURE ACCRETION? Matter orbits in circles it must loose energy to move towards the BH it requires a dissipation mechanism microscopic viscosity is far too small turbulent viscosity vturb lturb The prescription: (Shakura & Sunayev, 1973) Size of the turbulent eddies scale height of the disk + subsonic turbulence Note that this is a GLOBAL prescription (vertically integrated) Possible mechanism: « Balbus Hawley instability » (shear instability? Richard & Zahn, 1999 ) c s H, with 1

18 WHAT KIND OF ACCRETION DISK? Owing to the relatively large accretion rate, M/M Edd 0.1, Cold, dense and optically thick flow three types of disks according to the value of M/M Edd 1. Geometrically thin, optically thick disks (« standard disks ») (Shakura & Sunayev, 1973) 2. « slim disks » Abramowicz, Czerny, Lasota & Szuszkiewicz, 1988 Very interesting but not much considered (NLS1?) 3. Geometrically and optically thick disks (sustained by radiation pressure) Paczynski & Wiita (1980), Jaroszynski, Abramowicz & Paczynski (1980), Abramowicz, Calvani,& Nobili (1980) But unstable

19 PROBLEMS WITH THESE DISKS WHERE ARE EMITTED THE HARD X-RAYS? Since they are optically thick, they emit like BB

20 LES ANNEES 90: L ERE MODERNE Découverte des gamma énergétiques dans certains objets radio (10% des RLQ?) Monitoring multi-longueur d onde et relation UV-X-: « reprocessing » Modèles de disques d accrétion complexes Mise en évidence de l absence de gamma dans les objets non radio La raie du Fer et les « disques relativistes »

21 Variability introduces strong constraints on the models Nandra et al, ApJ 505, 594, 1998 X-ray and UV light curve of NGC 7469: Such curves raises strong difficulties for the existing reprocessing models

22 The iron-K line Mean line profile for a sample of 14 Seyfert keV Nandra et al, ApJ 477, 602,1997 5keV 7keV Relativistic cold AD

23 Fabian, Iwasawa, Reynolds, Young, 2000

24 Young, Ross, Fabian, 1998 Schwarzschild BH, but taking into account the reflected continuum Reynolds& Begelman, 1997 Schwarzschild BH MCG , during a deep minimum Max rotating Kerr BH

25 Karas et al, 2000 An artist view of the cloud model

26 AUTRE DECOUVERTE DES ANNEES 90: L UNIVERSALITE DES MBHs Découverte de la relation entre la masse des bulbes et celle des MBHs (Magorrian et al, 1998) M(BH) ~ 0.5% M(bulbe) Découverte d une population d AGN absorbés (en particulier à grand redshift) Découverte d e signes d activité dans 30% des noyaux de galaxies: raies opt-UV larges, X variable, source radio compacte; ce sont des AGN faibles Découverte d e trous noirs massifs dans les galaxies « normales » : ex: SgA. Notez la présence d une source radio

27 M/M Edd < 0.1 For « Advection Dominated Accretion Flow » (ADAF) Possibilitty of which emit only X-rays

28 CONCLUSIONS (OU PARADIGMES ACTUELS) Les TN sont présents dans pratiquement tous les noyaux de galaxies, qui traversent des périodes d activité forte et faible, en fonction de la quantité de gaz qu e le TN peut accréter L accrétion se produit via un disque, Loin: « tore » moléculaire épais, Près: disque mince froid et couronne chaude L accrétion forte (quasars et Seyfert) donne une émission UV et X, l accrétion faible seulement une émission X. Ces émissions sont « thermiques» La direction de la ligne de visée / au disque contribue à déterminer la classe de l objet

29 10% des AGN sont radio forts avec gamma (et 1% sont amplifiés relativistiquement) L émission gamma est probt Compton inverse Même les AGN « non radio » sont des émetteurs radio faibles, et ont des jets (dans l axe du disque, ex. NGC 4258) ON IGNORE TOUTEFOIS CE QUI CAUSE LA DIFFERENCE ENTRE RADIO FORT ET RADIO FAIBLE (environnement, spin du TN, type de disque…?) DONC PCHE DANS TOUS LES AGN!


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