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

le plus énergétique n ’est pas forcément le plus puissant RESUME DE l ’EXPOSE 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 le plus énergétique n ’est pas forcément le plus puissant Finalement: les trous noirs supermassifs sont partout

Proto-histoire: avant 64 Les années 60: découverte, espoirs 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

Les années 40: études optiques 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

Seyfert spectra in 1943

Identification des sources 3C: des « étoiles » très bleues 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

Greenstein & Schmidt, 1964 3C 27373 jet

1965: variabilité Optique et radio Size < 1pc! 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: 1043-45 erg/s, quasars:1045-48 erg/s) Et les quasars sont loin, les Seyfert sont proches

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 »)

LES ANNEES 70: LA CONFUSION Découverte des mouvements superluminiques Très forte variabilité de RLQ, impossible à réconcilier avec une émission isotrope Lien entre l es jets à l ’échelle du pc et du Mpc Découverte des gamma dans des RLQ (~100 MeV) 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 « Controverse du redshift  »

QUELQUES PARAMETRES IMPORTANTS DES TN 1. Rayon gravitationel =1.5 1013 M8 cm NOTEZ QUE LA DIMENSION DONNEE PAR LA VARIABILITE X EST ENVIRON 10Rg, POUR M=108 Mo 2. Rayon de la dernière orbite stable Schwarszchild TN = 6RG Kerr TN = 1.24RG 3. 8 l ’efficacité de conversion M/E est: 0.57% pour un TN de Schwarszchild ~30% for a TN de Kerr

LUMINOSITE D ’ EDDINGTON La luminosité maximum d ’un objet tirant son énergie de l ’accrétion est donnée par: Frad= Fgrav NOTEZ QUE LA LUMINOSITE EDDINGTON EST CELLE D ’UN MODESTE QUASAR , POUR M=108 Mo,

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

LES ANNEES 80: LES CHOSES SE METTENT EN PLACE 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 Calcul de la masse capturée dans les MBHs (Soltan, 1982)

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

I. Observational evidences 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 8 AXIAL SYMMETRY

HOW TO ENSURE ACCRETION? Matter orbits in circles 8 it must loose energy to move towards the BH 8 it requires a dissipation mechanism microscopic viscosity is far too small 8 turbulent viscosity n = vturb lturb The a 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) n = a cs H, with a ≤ 1

WHAT KIND OF ACCRETION DISK? Owing to the relatively large accretion rate, M/MEdd ≥0.1, Cold, dense and optically thick flow 8 three types of disks according to the value of M/MEdd 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

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

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

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

Mean line profile for a sample of 14 Seyfert 1 The iron-K line Relativistic cold AD 6.4 keV 5keV 7keV Nandra et al, ApJ 477, 602,1997 Mean line profile for a sample of 14 Seyfert 1

Fabian, Iwasawa, Reynolds, Young, 2000

MCG -6-30-15, during a deep minimum Max rotating Kerr BH Schwarzschild BH Schwarzschild BH, but taking into account the reflected continuum Reynolds& Begelman, 1997 Young, Ross, Fabian, 1998

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

AUTRE DECOUVERTE DES ANNEES 90: L ’UNIVERSALITE DES MBHs Découverte d e trous noirs massifs dans les galaxies « normales » : ex: SgA. Notez la présence d ’une source radio 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

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

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 La direction de la ligne de visée / au disque contribue à déterminer la classe de l ’objet L ’accrétion forte (quasars et Seyfert) donne une émission UV et X, l ’accrétion faible seulement une émission X. Ces émissions sont « thermiques»

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) DONC PCHE DANS TOUS LES AGN! ON IGNORE TOUTEFOIS CE QUI CAUSE LA DIFFERENCE ENTRE RADIO FORT ET RADIO FAIBLE (environnement, spin du TN, type de disque…?)