Astronomie Extragalactique

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1 Astronomie Extragalactique
Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 9: AGN : Seyferts, radio-galaxies, QSOs, BL Lac, etc

2 Galaxies Actives AGN (Active Galactic Nuclei)
Département de physique Galaxies Actives AGN (Active Galactic Nuclei) Galaxies Seyfert Radio Galaxies Quasars BL Lac Etc (Liners, …)

3 développement des radars
Département de physique Galaxies Actives 2iè guerre mondiale développement des radars application des techniques radar en astronomie 1943: découverte de galaxies avec des raies d’émission larges par Carl Seyfert Galaxies de Seyfert 1946: découverte d’une radio source ponctuelle Cygnus A 1948: beaucoup d’autres sources sont détectées

4 développement des techniques de radio interférométrie
Département de physique Galaxies Actives développement des techniques de radio interférométrie Sydney Cambridge Australie UK 1949: positions ~ 10’ montrent que les radio sources sont associées à des galaxies Virgo A=M87 (15 Mpc) Cen A=N5128 (5 Mpc) 1950: Alfven & Herlofsen suggèrent que la radiation des radio sources est le processus synchrotron

5 1er lien interférométrique
Département de physique Galaxies Actives 1er lien interférométrique 1951: Graham Smith position de Cygnus A ~ 1’ Baade & Minkowski identifie Cygnus A avec une galaxie particulière Z= 0.06 (~ 250 Mpc) Cyg A > 106 VL en radio Radio Galaxies 1953: Cygnus A 2 lobes D = 2’

6 Galaxies Actives développement des ordinateurs
Département de physique Galaxies Actives développement des ordinateurs 1960: période de consolidation – catalogue 3C étendues – 2 lobes 2 types de sources discrètes < 1’’ 1960: 3C48 identifié à un objet d’apparence stellaire spectre indéchiffrable ??

7 Galaxies Actives ouverture de synthèse développement en électronique
Département de physique Galaxies Actives ouverture de synthèse développement en électronique radio astronomie se déplace vers les hautes fréquences 1963: 3c273 -> étoile radio ! spectre inexpliqué si z=0.158 Quasars (quasi-stellar radio source) 1963: quasars ne semblent pas obéir à la loi de Hubble cosmologique Redshift gravitationnel

8 Département de physique
Galaxies Actives 1965: on trouve des sources radio qui varie sur Dt ~ année ? 1965: Sandage trouve des quasars non-radio QSO 1968: nouveau type de sources Dt ~ques jours BL Lac plus énergétiques que les quasars et les radio galaxies objet émettant autant d’énergie radio que plusieurs millions de Voie Lactée mais dont la région d’émission a une dimension de seulement quelques jours-lumière (~système solaire) !

9 Département de physique
Types d’AGN Définition (flou!): possible que la plupart des galaxies aient un noyau qui montre quelques formes d’activité à un niveau ou à un autre dans le sens qu’il y a une source d’énergie autre que les sources thermo-nucléaires des étoiles. AGN: galaxie ayant une activité nucléaire substantielle (nature quantitative mal définie – varie selon les auteurs)

10 Département de physique
Types d’AGN Hg Hb [OIII] [OI]Ha+[NII] [SII] On observe des ailes faibles très larges (x1000 km/s en Ha & Hb Implique du matériel accéléré à de très grandes vitesses ou se déplaçant dans un puit de potentiel profond Éjection ou disque d’accrétion autour d’un trou noir Surtout lignes d’absorption stellaire Exicitation plus faible que pour Sy I

11 Types d’AGN (dans la littérature)
Département de physique Types d’AGN (dans la littérature) Galaxies Seyfert 1 (Sy I) Galaxies Seyfert 2 (Sy II) BLRG Radio galaxies NLRG Radio-loud (RQ) Quasars (QSO) Radio-quiet(QQ) BL Lac Objects (blazars) Optically Violent Variables (OVVs) Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERS) Nuclear HII Regions Starburst Galaxies Luminous IR Galaxies (LIRG)

12 Galaxies Seyfert Galaxies spirales avec un noyau très brillant
Département de physique Galaxies Seyfert Galaxies spirales avec un noyau très brillant quelques 100 km/sec raies d’émission larges quelques 1000 km/sec gaz éjecté du noyau à de très grandes vitesses NGC 1566 M 77 NGC 7742

13 Département de physique
Seyfert Galaxies HST – même échelle log. Déf: galaxie spirale avec noyau très brillant + raies d’émission nucléaires larges ( > X100 km/s X1000 km/s) Noyau souvent plus lumineux que le reste de la galaxie Lumière peut varier sur des Dt < 1 année une région < que la séparation moyenne entre 2 * émet plus de lumière que * ! NGC 5548 – Seyfert I NGC 3277 – normal SA(r)ab

14 Seyfert Galaxies Sy I Sy II
Département de physique Seyfert Galaxies Sy I Sy II 2000 km/s 400 km/s 2 types de Seyfert: selon les largeurs relatives des lignes d’émission d’H p/r aux raies interdites ([NII] [SII] [OIII]} etc) Sy I: raies d’H larges (> 103 km/s) & raies interdites plus étroites (< 103 km/s) Sy II: raies d’H & raies interdites équivalentes (~ 103 km/s) 5000 km/s

15 Seyfert Galaxies (variabilité)
Département de physique Seyfert Galaxies (variabilité) Sy I X-ray - ROSAT IUE Raies d’émission Étude de variabilité: cette approche utilise la notion que les changements observés dans le continu ionisant va se refléter dans le gaz des raies d’absorption après un délai qui correspond à la distance-lumière entre le noyau et le nuage de gaz CIV et Lya: Dr =qques jours-lum MgII: Dr = qqes mois-lum IUE Continu UV

16 Département de physique
Seyfert Galaxies Différences entre Sy I & Sy II proviennent probablement du fait que les raies d’H et les raies interdites sont formées à différentes ou même distance du noyau Noyau d’une Sy I ressemble à un QQ, mais luminosité plus faible (MV > -23) Différence entre Sy I et QQ dépend probablement plus de la façon dont ils sont découverts Brillance de surface S ~ (1+z)-4 correction K z < 0.01 Sy z > 0.10 QQ

17 Département de physique
Seyfert Galaxies Les galaxies Seyfert sont principalement des galaxies spirales de premier type (early-type)

18 Seyfert Galaxies (noyau)
Département de physique Seyfert Galaxies (noyau) Anneau de SF Poussière Mini Sp (HII) Certaines Sy ne sont pas visibles dans l’optique parce que le noyau est obscurci par la poussière et sont uniquement visibles dans l’IR Sy II

19 Seyfert Galaxies (NGC 1068)
Département de physique Seyfert Galaxies (NGC 1068) Sy 2 Sy 1 Classé Sy 2 mais en fait contient un noyau Sy 1 obscurci par un tore de poussière (+ produit un jet perpendiculaire au plan du disque) Probablement que plusieurs Sy 2 sont en fait des Sy 1 (si on les voyait sous le bon angle – selon l’axe du tore)

20 Seyfert Galaxies (NGC 4151)
Département de physique Seyfert Galaxies (NGC 4151) Spectre UV Spectre NIR - Gemini Image optique – noyau brillant

21 Seyfert Galaxies (fréquence)
Département de physique Seyfert Galaxies (fréquence) Fréquence: quelques % (Shapley-Ames ~ 2%) 2 possibilités non-résolues: Chaque spirale passe qques % de sa vie dans une phase d’activité Seyfert Qques % de toutes les galaxies sont des Seyferts Presque toutes les galaxies Seyferts sont des spirales

22 Département de physique
Seyfert Galaxies Seyferts souvent vues en interaction ou près d’une autre galaxie Indice sur l’origine de l’activité du noyau

23 Département de physique
Radio Galaxies Déf: galaxies avec puissance radio > 100 PMW (PMW ~ erg/s) (1039 < PRG < 1045 erg/s) Majorité des galaxies spirales (ex: MW) émettent en radio (P < 1037 erg/s) Rayonnement provient d’électrons relativistes produits par des SNs Pas considérées comme des radio galaxies Contre partie optique est habituellement une E (cD) Mais classification difficile à cause du z

24 Radio Galaxies 2 types structure à 2 lobes (Cygnus A)
Département de physique Radio Galaxies M 87 Cygnus A structure à 2 lobes (Cygnus A) 2 types structure cœur-halo (M87 – grande échelle)

25 Radio Galaxies (double lobe)
Département de physique Radio Galaxies (double lobe)

26 Radio Galaxies Spectre nucléaire optique – 3 classes: 2 types:
Département de physique Radio Galaxies Spectre nucléaire optique – 3 classes: Narrow lines – NL (~ Sy 2) Broad lines – BL (~ Sy 1) Weak lines – WL 2 types: PRG (Powerful Radio Galaxies) Associés à des E très lumineuses (NL, BL) Forte évolution cosmologique, cad nombre/volume plus grand pour z > 2 que pour z = 0 WRG (Weak Radio Galaxies) Associées à des E peu lumineuses (WL) Pas d’évolution cosmologique

27 Département de physique
Radio Galaxies NLRG - WRG BLRG - PRG

28 Radio Galaxies (Cygnus A)
Département de physique Radio Galaxies (Cygnus A) SOL HST z = 0,065 – distance = 211 Mpc double-lobes = 140 kpc radio-galaxie NL mais beaucoup de poussière polarization suggère BL

29 Radio Galaxies (Cygnus A)
Département de physique Radio Galaxies (Cygnus A) coeur chocs avec IGM hotspots jets

30 Radio Galaxies (Jets & cœur)
Département de physique Radio Galaxies (Jets & cœur)

31 Radio Galaxies (Jets & cœur)
Département de physique Radio Galaxies (Jets & cœur) Galaxie visible

32 Radio Galaxies (Jets & cœur)
Département de physique Radio Galaxies (Jets & cœur) Poussière suggère la présence du disque d’accrétion avec les jets perpendiculaires au disque

33 Radio Galaxies (Centaurus A)
Département de physique Radio Galaxies (Centaurus A) Merger entre E & Sp

34 Radio Galaxies (Centaurus A)
Département de physique Radio Galaxies (Centaurus A) Elliptique (pop. II, vieille) Continu non-thermique Gaz chaud > 106 K Spirale (HI, pop. I)

35 Radio Galaxies (double lobe)
Département de physique Radio Galaxies (double lobe) Radiation synchrotron (électrons relativistes spiralent autour des lignes de champ magnétiques)

36 Radio Galaxies (optique – grand z)
Département de physique Radio Galaxies (optique – grand z) grand z ~ Irr Merger ? petit z ~ E

37 Département de physique
Radio Galaxies (NGC 6251) Une leçon importante des radio galaxies est que le moteur central continue à éjecter du matériel dans presque toujours la même direction pendant plusieurs millions d’années Grande échelle (1 deg.): Westerbork (49 cm) Petite échelle: VLA (20cm) Très petite échelle (res.: arcsec): VLBI – éjection toujours dans la même direction Éjection pas continue

38 Sources Head-tail - IGM
Département de physique Sources Head-tail - IGM L’existence des sources head-tail est le meilleur exemple de la présence du IGM Effet plus prononcé vers le centre d’amas riches

39 Département de physique
Radio Galaxies (M 87)

40 Département de physique
Radio Galaxies (M 87) HST: near-UV (290nm) & near IR (800nm) Galaxie elliptique au centre de l’amas de la Vierge Jet de matière s’échappe du noyau - plusieurs nœuds suggèrent plusieurs événements explosifs et violents Masse (M87) = 100X masse Voie Lactée Observations suggèrent la présence d’un trou noir massif au centre M87 = Virgo A

41 Radio Galaxies (M 87) DV ~ 1200 km/s Dr ~ 0.2 arcsec Young et al. 1978
Département de physique Radio Galaxies (M 87) DV ~ 1200 km/s Dr ~ 0.2 arcsec Young et al. 1978

42 Signature du Trou Noir (M 87)
Département de physique Signature du Trou Noir (M 87) M87 – Virgo A

43 Département de physique
Quasars 2.9’ x 2.9’ – Rlim ~ 23.5 Propriétés des radio quasars (RQ, radio-loud) ressemblent aux PRG Optique; objet bleu (U-B) < 0), non-résolu, très lumineux (-23<MB<-30) [ Voie Lactée MB = -21] Spectre optique montre des raies d’émission larges (Seyfert) PKS – z = 0.466 ESO La Silla 3,6m CCD

44 Quasars Propriétés des RQ semblables aux Sy I & BL radio galaxies.
Département de physique Quasars Propriétés des RQ semblables aux Sy I & BL radio galaxies. Pour z grand (0.15 < z < 4.0) image stellaire sur le DSS Pour z petit (z < 0.15) fuzz & jet sont observés

45 Quasars (variabilité)
Département de physique Quasars (variabilité) Variabilité Dt ~ 1 an Diam < 1 a.l. Z variabilité

46 Département de physique
Quasars (spectres) Fort continu UV Lyman break

47 Quasars (3C 273 – QSO le plus brillant)
Département de physique Quasars (3C 273 – QSO le plus brillant) 3C 273: le premier quasar identifié 3C 273: le QSO le plus brillant – mapp Intrinsèquement très lumineux pour un QSO si proche ! NTT: traces de la galaxie hôte Pas de contre partie radio !

48 Quasars (raies d’absorption)
Département de physique Quasars (raies d’absorption) 3 types: Raies métalliques: CIV 1548/1551 & MgII 2796/2803 Habituellement au même z que les raies d’émission Forêt Lyman a (l > 320nm – z > 1.6) X100 raies – côté bleu des raies d’émission Produites par des nuages IGM avec abondances faibles BAL: Broad Absorption lines (x1000 km/s) Côté bleu mais très près des raies d’émission Produites près des QSOs

49 Quasars (raies d’absorption)
Département de physique Quasars (raies d’absorption) Lignes métalliques ionisées – 2 groupes: MgII (SiII, CII, FeII): produit dans les halos de galaxies normales ou dans des régions de formation d’étoiles CIV (SiIV, NV, OIV): provient de nuages dans des galaxies jeunes fortement ionisés par des *OB (abondance faible galaxies jeunes)

50 Quasars (raies d’absorption)
Département de physique Quasars (raies d’absorption) Forêt Lyman a raies produites par ses nuages d’H IGM 1014 cm-2 M ~ Msol Dimensions ~ x10 kpc (lentilles grav.) 50 min.s HST 7 hours Keck # de raies augmente avec z nuages de gaz froids raies d’absorption

51 Quasars (raies d’absorption)
Département de physique Quasars (raies d’absorption) 3C 196, z = 0.87 Absorption HI (21 cm) correspond à une galaxie à z = 0.44 vue par le HST (SB) Brown et al. 1988

52 Quasars (raies d’absorption)
Département de physique Quasars (raies d’absorption) Côté, Wyse, Carignan, Freeman, Broadhurst 2005, ApJ, 618, 178

53 Quasars (raies d’absorption)
Département de physique Quasars (raies d’absorption) Côté et al. 2005

54 Quasars (lentille gravitationnelle)
Département de physique Quasars (lentille gravitationnelle) : premier cas confirmé de lentille gravitationnelle (1979) Weymann et al. 1979

55 Quasars (lentille gravitationnelle)
Département de physique Quasars (lentille gravitationnelle) (Croix d’Einstein): quasar z = galaxie z = Quasar à 0.05 arcsec du noyau

56 Département de physique
Quasars (évolution) Distribution des QSO pique vers z=2 lorsque l’Univers avait ~ 1/3 de son âge (~ 5x1010 années) Luminosité des QSOs décroît pour z < 2 peut-être relié à l’époque de formation

57 QSO ont une galaxie proche x6 galaxies normales
Département de physique Quasars (hosts) Avant HST: Radio-loud E Radio-quiet S Après HST: Radio-loud: pas de S Radio-loud & radio-quiet: E ou mergers Hosts souvent près d’une galaxie proche compacte Hosts montrent des signes d’interaction plus fréquents que les galaxies normales QSO ont une galaxie proche x6 galaxies normales

58 Objets BL Lac (blazars)
Département de physique Objets BL Lac (blazars) Classe mal définie (peut-être une classe de QSO ?) Galaxie E + noyau très brillant Variabilité – Dt court Variations: Dt < 1 semaine x2 Dt < qques mois x15 spectre: continu non-thermique sans (ou très peu) de lignes d’émission Montre que le BL Lac est dans une E Variabilité

59 Objets BL Lac (blazars)
Département de physique Objets BL Lac (blazars) BL Lac: cas extrême de quasar compact on devrait probablement parler d’un quasar dans une phase BL Lac plutôt que d’objets BL Lac depuis sa création Absence de raies d’émission : jet vu head-on (continu non-thermique)

60 Superluminal motions (quasars, radio-galaxies, BL Lac jets)
Département de physique Superluminal motions (quasars, radio-galaxies, BL Lac jets) Vapp ~ 4c

61 Superluminal motions (quasars, radio-galaxies, BL Lac jets)
Département de physique Superluminal motions (quasars, radio-galaxies, BL Lac jets) 2 se déplace vers nous à v ~ c vt = v.sinf/[1 – (v/c).cosf] Vapp ~ 9.6 +/- 0.8 c

62 AGN (autres types) Low Ionisation Nuclear Emission-line Region (LINER)
Département de physique AGN (autres types) Low Ionisation Nuclear Emission-line Region (LINER) La plupart (sinon toutes) des galaxies normales montrent des raies d’émission dans leur noyau Raies de faible excitation ([NII], [OII], [SII],…) comparées aux raies de hautes excitation des Sey & QSO Mécanismes d’excitation Photoionization Collisions & chocs Sources d’ionosation des régions HII: amas d’* chaudes – p.e. *WR LINERS = Low luminosity end des AGN différence: rayonnement thermique -> *

63 Département de physique
AGN (autres types) Nuclear HII regions: plusieurs noyaux de galaxies ont dans leur spectre des raies étroites (Balmer, [OIII]) caractéristiques de régions HII ionisées par des * chaudes – pas vraiment des AGNs Galaxies starburst: galaxies ayant un taux de formation d’étoiles beaucoup plus élevé que la moyenne pendant la vie de la galaxie (p.e. merger) – pas vraiment des AGNs (thermique) Sources IR fortes: radiation re-radiée par de la poussière chauffée par un AGN ou un starburst Diagramme-diagnostic starburst pour les AGNs du SDSS. Les courbes montrent l’endroit attendu des galaxies avec un SFR continu. Droite: montre que les AGNs ont des épisodes starburst

64 Département de physique
Modèle standard (AGN)

65 Modèle standard (AGN) Trou noir supermassif (106 – 108Msol)
Département de physique Modèle standard (AGN) Trou noir supermassif (106 – 108Msol) M = 108 Msol RG ~ 3x1013 cm Disque d’accrétion: UV/X thermique & raies haute ionisation R ~ 3 – 100 RG Nuages BL (> 103 km/s) R ~ RG Torus de poussière (même plan que le disque d’accrétion) R ~ RG Nuages NL (x100 km/s) R ~ RG Jet relativiste ~ 50RG

66 Département de physique
Modèle standard (AGN) Modèle Observations