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SF2A 2004 ACCRETION RATES IN NARROW LINE SEYFERT 1 GALAXIES AND THE GROWTH OF MASSIVE BLACK HOLES Suzy Collin (1) and Toshihiro Kawaguchi (1,2) (1) LUTH,Observatoire.

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1 SF2A 2004 ACCRETION RATES IN NARROW LINE SEYFERT 1 GALAXIES AND THE GROWTH OF MASSIVE BLACK HOLES Suzy Collin (1) and Toshihiro Kawaguchi (1,2) (1) LUTH,Observatoire de Paris-Meudon, (2) Post doctoral fellow of the Japan Society for the Promotion of Science

2 SF2A 2004 QUE SONT LES « NARROW LINE SEYFERT 1 GALAXIES » (NLS1)? « NARROW LINE SEYFERT 1 GALAXIES » (NLS1)? des noyaux de galaxies possédant des spectres optiques de type Seyfert 1, mais avec des raies « étroites » (FWHM<2000km/s) (Osterbrock et Pogge, 1985) nombreuses propriétés « étranges »: raies du Fer très intenses (surabondance?) variabilité X très rapide et très forte spectre X particulier: pente forte, et « bosse » parfois: importants « outflows » … COMBIEN SONT-ELLES? environ 15% des quasars et Seyfert jusquà z=0.5

3 SF2A 2004 RELATION ENTRE LA MASSE DU TROU NOIR ET LA MASSE DU BULBE DANS LES GALAXIES (Magorrian et al. 1998, Ferrarese et Meritt 2000, Gebhardt et al. 2000, Tremaine et al. 2002) M(BH)~0.002M(bulbe) MASSE DU TN: mesurée dans ~ 40 galaxies normales proches par diverses méthodes basées sur GM/R ~ v 2 (Kormendy, Richstone, depuis 1990) et dans ~ 40 AGN par « reverberation mapping » (Wandel et al, 1999, Kaspi et al. 2000) MASSE DU BULBE: mesurée par la luminosité ou dispersion de vitesse des étoiles, MASSE DU BULBE: mesurée par la luminosité ou dispersion de vitesse des étoiles,

4 SF2A 2004 PRINCIPE DE LA « REVERBERATION MAPPING » Monitoring R(BLR)relation empirique Dautre part Cette relation est utilisée pour déterminer M(BH) pour tous les autres AGN

5 SF2A 2004 Wandel 03 NLS1 LES NLS1 NE SUIVENT PAS LA MÊME RELATION!

6 SF2A 2004 NLS1 Collin, Kawaguchi, 2004 (submitted)

7 SF2A 2004 radiation efficiency of mass-energy conversion radiation efficiency of mass-energy conversion devient << 0.1 si devient << 0.1 si Laccrétion se fait alors par un disque GEOMETRIQUEMENT EPAIS avec

8 SF2A 2004 Kawaguchi, Piérens, Huré, 2003 Modelling the NLS1 Ton S 180 by a thick disk, M(BH)= M o, m= A

9 SF2A 2004 FLUX OBSERVE A 5000A + M(BH) TAUX DACCRETION Collin et Kawaguchi 2004

10 SF2A 2004 Lbol ~ LEdd mais taux daccrétion des NLS1 super-Eddington Le taux daccrétion est « mass supply limited » et non « Eddington limited » IL EST DETERMINE PAR LES CONDITIONS EXTERIEURES: EX UNE INTERACTION AVEC UNE AUTRE GALAXIE

11 SF2A 2004 CAUSES POSSIBLES DERREUR La relation M/L/FWHM ne sapplique pas aux NLS1s par exemple: BLR = disque mince vu de face dans les NLS1, donc M(BH) sous-estimé, mais peu probable (nexplique pas les autres propriétés) La luminosité optique nest pas dorigine gravitationnelle par exemple: chauffage non local (radiatif, magnétique, etc…)

12 SF2A 2004 CONSEQUENCES DE CES TAUX DACCRÉTION Collin, Kawaguchi (2004), Kawaguchi, Aoti, Okha, Collin, Les NLS1s représentent une PHASE JEUNE au cours de laquelle le TN croit LINÉAIREMENT très rapidement QUELQUE SOIT LEUR MASSE INITIALE Leur luminosité devient alors égale à Ledd Leur luminosité devient alors égale à Ledd à comparer à une croissance « Eddington limited »: AUGMENTATION EXPONENTIELLE = AUGMENTATION EXPONENTIELLE = doublement de la masse en ans, donc ~ 10 9 ans pour acquérir 10 9 Mo ON RÉSOUD AINSI LE PROBLÈME DES QUASARS DE 10 9 Mo à z 6

13 SF2A Comme les NLS1s représentent 15% (au moins) des quasars de z <0.5 et croissent 10 fois plus vite, ILS DETERMINENT LA FONCTION DE MASSE DES TN LOCAUX 4. M(BH)/M(bulbe) NLS1 < M(BH)/M(bulbe) autres gal. est expliquée: M(bulbe) croit en ~10 8 ans (temps dynamique) par interaction, merger… M(BH) croit ensuite très rapidement après laccumulation de gaz dans le noyau 2. Ils croissent alors à un taux sub-Eddington


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