AGN à très haute résolution angulaire dans linfrarouge : observations et perspectives SF2A 2004 session PCHE Paris 17 juin 2004 Guy Perrin Observatoire.

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1 AGN à très haute résolution angulaire dans linfrarouge : observations et perspectives SF2A 2004 session PCHE Paris 17 juin 2004 Guy Perrin Observatoire de Paris / LESIA

2 Ce quapporte la radio VLA+VLBA (Ulvestad et al. 1999) La base des jets est résolue sur limage à 2,3 GHz et le cœur de lAGN est identifié sur limage à 15,3 GHz de résolution 1 mas. Les observations radio apportent des informations soient sur le rayonnement Maser soit sur le rayonnement continu synchroton émis par des électrons relativistes.

3 1 kpc 1 pc 0,01 pc Que peut apporter linfrarouge ? Le tore, la région des raies larges (BLR) et le disque daccrétion émettent fortement dans linfrarouge (émission thermique). Le domaine infrarouge offre des résolutions angulaires potentiellement plus importante quen radio.

4 Résolution angulaire nécessaire Groupe 10 Mpc Groupe 30 Mpc Groupe 100 Mpc Formationdétoiles BLR - bord du tore Disque daccrétion 10 Mpc 20 20 mas 0,2 mas 30 Mpc 6 6 mas 0,06 mas 100 Mpc 2 2 mas 0,02 mas Région Groupe Optique adaptative Interférométrie

5 Exemple dobservations existantes : NGC 1068 en optique adaptative Détection (imagerie et spectroscopie) de la BLR, du (bord interne du ?) tore (120 mas) Imagerie de son environnement et des chocs induits par les jets (nano-diamants à haute température) NGC 1068 est le noyau de type Seyfert 2 le plus proche CFHT (Gratadour et al. 2003) 4,8 m NAOS (Rouan et al. 2004)

6 Noyaux actifs de galaxies le modèle unifié AGN 2 AGN 1

7 Keck (mono-pupille) Échelle des résolutions @ = 1µm télescope de 10m (Keck)20 mas VLTI-KeckI (130 m)2 mas OHANA (800 m max)0,3 mas VLTI-KI 'OHANA Optique adaptative Keck @ 2.2 m OHANA KeckI et VLTI

8 Sensibilité nécessaire

9 Interférométrie optique - infrarouge Instruments disponibles ou en cours de mise en service : Instruments disponibles ou en cours de mise en service : –VLTI : VINCI (2,2 µm), MIDI (8-12µm), AMBER (1-2,4 µm) : 8-130 m de base, télescopes de 8 m –KeckI (2,2 µm) : 85 m de base, télescopes de 10 m Instruments futurs : Instruments futurs : –OHANA (1-2,5 µm) : 800 m de base, télescopes de 3,60 à 10 m –Autres ? (successeur du VLTI à 2-10 km de base ?)

10 Plan image f D La résolution angulaire est limitée à : > Source résolue

11 Plan image f D La résolution angulaire est limitée à : > Interférométrie

12 Plan image f B La résolution angulaire est maintenant : Interférométrie D

13 Plan image f B La résolution angulaire est maintenant : Interférométrie D

14 Plan image f B La résolution angulaire est maintenant : Interférométrie D

15 1 ères mesures interférométriques dun AGN au VLTI NGC 1068 (Seyfert 2) @ 10 µm sur le VLTI/MIDI : NGC 1068 (Seyfert 2) @ 10 µm sur le VLTI/MIDI : le tore de poussière est clairement résolu (observation dune structure « froide » de 30 mas déchelle spatiale, soit 2 pc et dune structure chaude compacte de 10 mas) (Jaffe et al. 2004)

16 1 ères mesures interférométriques dun AGN au VLTI Modèle à deux composantes : - à 8 µm : 17 mas et 45 mas - à 8 µm : 17 mas et 45 mas - à 12 µm : 45 mas et 152 mas - à 12 µm : 45 mas et 152 mas (travail en cours Anne Poncelet)

17 Observation à 2,2 µm avec VINCI (Wittkowski et al. 2004) ~30 mas < 5 mas

18 NGC 4151 (Seyfert 1) @ 2.2 µm avec Keck : le cœur compact nest pas résolu (résolution = 5 mas) Observation non ou peu perturbée par le tore NGC 4151 sera totalement résolu avec OHANA (800 m) NGC 4151 avec KeckI (Swain et al. 2003) 1 ères mesures interférométriques dAGN au Keck

19 OHANA au Mauna Kea CFHT 3,60 m Gemini 8 m UKIRT 4 m Subaru 8 m Keck I&II 10 m IRTF 3 m -> 6,50m Plus grand site astronomique de qualité du monde Premier test entre Keck I et Keck II : 1 er décembre 2004 Deuxième essai entre Gemini et CFHT : été 2005 7 grands télescopes équipés doptique adaptative

20 Perspectives Le VLTI va permettre létude du tore de poussière et de certaines BLR pour les sources les plus proches. Le VLTI va permettre létude du tore de poussière et de certaines BLR pour les sources les plus proches. OHANA et un potentiel successeur du VLTI (OLA, 2km ou +) résoudront directement la BLR et permettront daccéder au disque daccrétion. OHANA et un potentiel successeur du VLTI (OLA, 2km ou +) résoudront directement la BLR et permettront daccéder au disque daccrétion. Les futurs instruments double-champ permettront de stabiliser les franges sur une source brillante et dintégrer sur lAGN pour augmenter la résolution spectrale (instrument PRIMA sur le VLTI) Les futurs instruments double-champ permettront de stabiliser les franges sur une source brillante et dintégrer sur lAGN pour augmenter la résolution spectrale (instrument PRIMA sur le VLTI)

21 Perspectives Atteindre le rayon dauto-gravitation des disques des sources les plus proches exploration de la transition disque-tore Atteindre le rayon dauto-gravitation des disques des sources les plus proches exploration de la transition disque-tore Test des modèles de disques (structure, irradiation...) Test des modèles de disques (structure, irradiation...) Région de formation des jets et des zones daccélération de particules; variabilités comparées avec les données hautes énergies Région de formation des jets et des zones daccélération de particules; variabilités comparées avec les données hautes énergies Connection nuages de la BLR - jet - vents Connection nuages de la BLR - jet - vents Identification de possibles trous noirs binaires (invoqués dans quelques sources)... Identification de possibles trous noirs binaires (invoqués dans quelques sources)...

22 Imagerie du centre galactique (NAOS/VLT) = 0,43 Mesure de la masse du trou noir : 2,7 10 6 M sol