Programme National Galaxies Étude des noyaux actifs de galaxies en interférométrie optique : résultats et perspectives Programme National Galaxies 1er Mars 2006 Guy Perrin, Julien Woillez, Anne Poncelet, Hélène Sol, Yann Clénet

Observation des AGN en radio VLA+VLBA (Ulvestad et al. 1999) La base des jets est résolue sur l’image à 2,3 GHz de Mrk 231 et le cœur de l’AGN est identifié sur l’image à 15,3 GHz de résolution 1 mas. Les observations radio apportent des informations soit sur le rayonnement Maser soit sur le rayonnement continu synchrotron émis par des électrons relativistes.

Que peut apporter l’infrarouge ? 0,01 pc 1 kpc 1 pc Le tore, la région des raies larges (BLR) et le disque d’accrétion émettent fortement dans l’infrarouge (émission thermique). Le domaine infrarouge offre des résolutions angulaires potentiellement plus importante qu’en radio.

Résolution angulaire nécessaire Formation d’étoiles Bord du tore Disque d’accrétion 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 Groupe 100 Mpc Groupe 30 Mpc These are the very first results in extragalactic science with interferometers. Clearly a niche for the long baselines and large pupils of OHANA. Groupe 10 Mpc

Modèle unifié AGN 2 AGN 1

1ères mesures interférométriques d’AGN au Keck NGC 4151 avec Keck I (Swain et al. 2003) NGC 4151 (Seyfert 1) @ 2.2 µm avec Keck : le cœur compact n’est pas résolu (résolution = 5 mas) Observation non ou peu perturbée par le tore Observation compatible avec le modèle unifié pour une Seyfert 1

Première observation d’un AGN avec le VLTI (Jaffe et al. 2004) NGC 1068 (Seyfert 2) @ 8-13 µm avec VLTI/MIDI : Objet totalement résolu Compatible avec une géométrie de cœur écranté par le tore

Le tore de poussière de NGC 1068 spatialement et spectralement résolu par VLTI/MIDI Modèle simple de NGC 1068 (Poncelet, Perrin & Sol, 2006) Épaisseur optique de la composante étendue identifiée au tore

Observation de NGC 1068 à 2,2 µm avec VLTI/VINCI ~30 mas < 5 mas (Wittkowski et al. 2004) La composante la plus étendue a une taille de 2 pc qui pourrait correspondre à la structure compacte vue par MIDI (bord interne du tore) La composante non résolue de taille inférieure à 5 mas (< 0,35 pc) pourrait être la BLR Ces observations montrent une remarquable cohérence avec celles de MIDI

Bilan des premières observations 4 noyaux actifs de galaxies ont pour l’instant été observés Seul NGC 1068 a été observé à la fois en IR proche et en IR moyen Les observations actuelles sont compatibles avec le modèle unifié : - les Seyfert 1 ne sont pas résolues - les Seyfert 2 le sont Le tore de poussière (ou une structure contenant de la poussière) a été directement mis en évidence dans le cas de NGC 1068 Les parties les plus compactes du cœur (notamment la région des raies larges) restent pour l’instant hors d’atteinte

Perspectives à court et moyen terme Mise en service de AMBER sur le VLTI : - imagerie à 3 télescopes dans le proche infrarouge - résolution spectrale de quelques milliers  séparation BLR - tore À moyen terme : - 2ème génération d’instruments du VLTI - imagerie à au moins 4 télescopes dans le proche infrarouge et dans l’infrarouge moyen - extension de l’échantillon observable à une 30aine de sources grâce à la plus grande sensibilité des instruments (intégrations longues) - combinaison de haute résolution angulaire et de résolution spectrale (quelques milliers) pour l’ensemble des sources de l’échantillon Résultats potentiels : - taille, géométrie et caractéristiques physiques des tores - étude de la validité du modèle unifié sur un plus grand échantillon - lien entre la base des jets et l’environnement du noyau compact  lien avec les observations radio

Étude de la région des raies larges et du disque d’accrétion Pour aller plus loin Étude de la région des raies larges et du disque d’accrétion Des résolutions de l’ordre de la milli-seconde d’angle sont nécessaires pour résoudre les BLR des objets les plus proches  bases ≥ 450 m en bande K L’étude des disques d’accrétion nécessite des bases d’au moins 1 km voire plus. L’étude du cœur des AGN demande donc des interféromètres de taille kilométrique. Ces interféromètres permettront une étude 3D des BLR par tomographie (combinaison de l’interférométrie et de l’imagerie par réverbération, Woillez et al. 2006)

Vers des bases kilométriques

‘OHANA (Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy) 6/7 grands télescopes équipés d’optique adaptative Potentiellement un réseau imageur de 800 m de diamètre en reliant les télescopes par fibres

Premier essai avec les deux Keck 2 x 300 m de fibres Equivalent à un interféromètre de 500 m du point de vue de la sensibilité

Premières franges sur 107 Herculis (Perrin, Woillez et al. 2006)

‘OHANA et l’ère post-VLTI ‘OHANA est le premier pas vers des interféromètres optiques kilométriques. Une réflexion sur l’après-VLTI en Europe ou l’après Keck aux USA est engagée. Les technologies sont prêtes (optique adaptative, suiveur de franges, fibres optiques monomodes, lignes à retard) Un réseau kilométrique de plusieurs grands télescopes dédiés pourrait être à la portée de la communauté astronomique (ALMA optique) Ce serait l’instrument idéal pour l’étude du cœur des noyaux actifs de galaxies

Défis marketing pour y parvenir Faire des images de type radio/millimétrique avec les interféromètres actuels Apporter la démonstration que les interféromètres optiques peuvent observer des objets faibles de magnitude K=18 (projets PRIMA et GRAVITY du VLTI) Remplacer « interférométrie stellaire » par « interférométrie astronomique » dans l’esprit des astronomes

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