Galaxies actives • Vue d’ensemble • Trous noirs et accrétion

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1 Galaxies actives • Vue d’ensemble • Trous noirs et accrétion
• Composants de l’AGN • Unification • Quasars et cosmologie

2 Vue d’ensemble Découvertes
1939 : Grote Reber, un des pionniers de la radioastronomie, découvre la première radiogalaxie : Cygnus A.

3 M77 (NGC 1068), la galaxie de Seyfert la plus proche
Vue d’ensemble - 2 1943 : Carl Seyfert publie un article sur une classe de galaxies spirales à noyau très brillant, dont le spectre présente de fortes raies d’émission. M77 (NGC 1068), la galaxie de Seyfert la plus proche

4 Vue d’ensemble - 3 Années : les premières cartes radio du ciel dévoilent, outre les sources galactiques et les radiogalaxies, une classe d’objets dont l’apparence optique est celle d’une étoile mais dont le spectre ne correspond à rien de connu. On les baptise quasars, « quasi-stellar radio sources ». 1963 : Maarten Schmidt identifie les raies de 3C273 comme celles de l’hydrogène, avec un redshift de → objets très éloignés → très lumineux Le quasar 3C 273

5 Vue d’ensemble - 4 On se rend progressivement compte que ces astres apparemment très différents font partie d’une même classe que l’on baptise AGN : noyaux actifs de galaxies (Active Galactic Nuclei)

6 Vue d’ensemble - 5 Classification Influencée par les circonstances historiques des découvertes QSO = blasars

7 La séparation entre certaines classes est historique :
Vue d’ensemble - 6 La séparation entre certaines classes est historique : – galaxies de Seyfert : on observe la galaxie puis on se rend compte qu’elle a un noyau brillant avec des raies d’émission – QSO (Quasi Stellar Objects = radio-quiet quasars) : on observe le noyau puis on se rend (difficilement) compte qu’il est au cœur d’une galaxie → pour lever l’ambiguïté, on définit (± arbitrairement) les QSO/quasars comme des AGN dont la magnitude absolue est plus brillante que MV = –23 et les noyaux de galaxies de Seyfert comme des AGN moins brillants que cette limite MV = –23 → L ≈ 1044 erg/s → galaxie « typique » → dans un quasar, le noyau est généralement plus brillant que le reste de la galaxie

8 Distribution spectrale
Vue d’ensemble - 7 Distribution spectrale Galaxie : ≈ somme des spectres des étoiles (≈ corps noirs) → domaine spectral limité (UV + visible + IR) AGN : couvre le domaine spectral des rayons X aux ondes radio Lradio / Lbol (AGN) > ~10 Lradio / Lbol (galaxie normale) LX / Lbol (AGN) → ~ LX / Lbol (galaxie normale) Origine non thermique d’une bonne partie du spectre des AGN Souvent approximé par loi de puissance Fν ≈ ν–α (mais α dépend du domaine de fréquence)

9 Caractéristiques du spectre :
Vue d’ensemble - 8 Caractéristiques du spectre : • loi de puissance en radio – microondes – UV lointain • IR Bump : émission thermique de grains de poussière (T ~ 50–200 K) • ± loi de puissance dans le visible • Big Blue Bump : émission thermique du disque d’accrétion • loi de puissance en rayons X + raies d’émission qui se superposent à ce continuum (nuages de gaz excités / ionisés par la source principale) IR Bump

10 Raies larges • hydrogène : série de Balmer + Lyman α
Vue d’ensemble - 9 Raies larges • hydrogène : série de Balmer + Lyman α • métaux ionisés : Mgii, Feii, Ciii, Civ… • FWHM = largeur à mi-hauteur après soustraction du continuum (Full Width at Half Maximum) Elargissement Doppler dû aux mouvements du gaz : FWHM ~ 2000 – km/s

11 Raies étroites • hydrogène : se superposent aux raies larges
Vue d’ensemble - 10 Raies étroites • hydrogène : se superposent aux raies larges • métaux ionisés : surtout raies interdites* dans le visible • FWHM ~ 400 km/s (déjà large par rapport aux raies d’émission dans les galaxies « normales ») * raies interdites : probabilité de transition radiative très faible → désexcitation par collisions en labo

12 Emission radio 2 classes : • Fanaroff-Riley type I (= FRI) :
Vue d’ensemble - 10 Emission radio 2 classes : • Fanaroff-Riley type I (= FRI) : – plus brillant au centre – Ln (1.4 GHz) < 1032 ergs-1Hz-1 • Fanaroff-Riley type II (= FRII) : – brillance augmente vers l’extérieur – souvent jets + lobes – structure variable avec ν – Ln (1.4 GHz) > 1032 ergs-1Hz-1

13 Origine de l’émission radio :
Vue d’ensemble - 11 Origine de l’émission radio : • Fν ≈ ν–α avec α ~ 0 pour le noyau compact et α ~ 0.7 pour les parties étendues • radiation polarisée linéairement (au moins 30%, ce qui est beaucoup) → radiation synchrotron émise par des électrons en mouvement relativiste dans un champ magnétique Pour un électron d’énergie la fréquence caractéristique d’émission vaut si B en Gauss

14 • pour ν > νc : Fν décroît exponentiellement
Vue d’ensemble - 12 • pour ν < νc : Fν ~ ν1/3 • pour ν > νc : Fν décroît exponentiellement → en (toute) 1e approx., l’émission d’un e– est ~ monochromatique → le spectre d’émission reflète le spectre d’énergie des e– • une émission radio à λ ~ 1 cm avec un champ magnétique B ~ 10–4 Gauss nécessite γ ~ 105 → v ~ c • la polarisation du rayonnement reçu dépend de l’orientation du champ magnétique par rapport à la ligne de visée

15 • efficacité de cette auto-absorption maximale aux basses fréquences
Vue d’ensemble - 13 Auto-absorption : • le rayonnement synchrotron peut être lui-même absorbé par les e– en mouvement relativiste (auto-absorption) • efficacité de cette auto-absorption maximale aux basses fréquences → aplatissement du spectre aux basses fréquences • parties étendues (lobes radio) « optiquement minces » (τ << 1) → pas d’auto-absorption → α ≈ 0.7 • noyau compact « optiquement épais » (τ > 1) → auto-absorption → α ≈ 0, voire < 0 • émission synchrotron → perte d’énergie cinétique des e– mais temps caractéristique de cette diminution généralement > temps de vie du système

16 • cette polarisation est linéaire, son orientation est variable
Vue d’ensemble - 14 Polarisation • pratiquement tous les AGN sont faiblement polarisés (~0.5 à 2%) (mais plus que les étoiles pour lesquelles la lumière se polarise lorsqu’elle traverse des nuages de poussière) • cette polarisation est linéaire, son orientation est variable • certains AGN atteignent des polarisations ~10% : – objets fortement variables ou – objets ne présentant pas de raies d’émission larges → propriété qui sera expliquée dans les modèles d’unification

17 • la plupart des AGN sont variables • amplitude ~ 0.1 – 1 mag
Vue d’ensemble - 15 Variabilité • la plupart des AGN sont variables • amplitude ~ 0.1 – 1 mag • variations non périodiques • variabilité tend à augmenter avec la fréquence d’observation (radio → X) Courbe de lumière du quasar WFI J2033–4723 sur une période ~ 3 ans (magnitudes relatives)

18 Trous noirs et accrétion
Pression de radiation On suppose symétrie sphérique (peu réaliste !) Quantité de mouvement d’un photon : p = E/c Pression de radiation = flux de quantité de mouvement des photons = 1/c × flux d’énergie Force radiative : Frad = Prad × σe (σe = section efficace interaction e– – γ) Force gravifique sur atome d’hydrogène :

19 Trous noirs et accrétion - 2
Limite d’Eddington Structure stable si Frad < Fgrav → limite d’Eddington: Frad = Fgrav → luminosité d’Eddington : → L maximale pour M donnée ou M minimale pour L donnée → masse d’Eddington : où L44 = luminosité en unités de 1044 erg/s Ex : pour un quasar typique (L ~ 1046 erg/s), on obtient :

20 Trous noirs et accrétion - 3
Alimentation du trou noir Conversion masse en énergie avec efficacité η où M = masse accrétée par le trou noir Luminosité : → masse accrétée : Les modèles d’accrétion donnent η ~ 0.1 → pour un quasar typique, Taux d’accrétion d’Eddington (nécessaire pour entretenir LE) : (↔ taux d’accrétion maximal)

21 Trous noirs et accrétion - 4
Mécanisme de production d’énergie Le gaz a un moment angulaire non nul par rapport au trou noir (SMBH) → il ne peut tomber radialement sur le SMBH → il se met à tourner autour Friction entre particules → le gaz se concentre en un disque Forces de friction < forces gravifiques → mouvement képlérien → rotation différentielle → maintient la friction → échauffement → perte d’énergie cinétique de rotation → spirale vers le SMBH → frictions augmentent → température augmente → rayonnement de plus en plus énergétique à proximité du SMBH

22 Trous noirs et accrétion - 5
Structure du disque d’accrétion Simplifications : – milieu transparent – énergie d’une particule dissipée localement → émission de corps noir de T° variable avec la distance au SMBH → flux émis = superposition de fonctions de Planck Dépend : – du champ magnétique – du taux d’accrétion – de la présence de jets… Viscosité mal comprise → structure complexe

23 Trous noirs et accrétion - 6
Spectre d’émission du disque d’accrétion Taux d’énergie potentielle disponible : Théorème du viriel → la moitié est convertie en énergie cinétique l’autre moitié en rayonnement (car 2 surfaces du disque d’accrétion)

24 Trous noirs et accrétion - 7
Résultats : Pour un disque d’accrétion autour d’un trou noir de 108 MO, avec un taux d’accrétion d’Eddington, le maximum d’émission se situe vers 100 Å (UV lointain ou rayons X mous)

25 Trous noirs et accrétion - 8
Caractéristiques du disque selon le taux d’accrétion 1. Accrétion faible Disque mince (épaisseur << rayon) → flux de radiation interne << flux de radiation perpendiculaire → spectre = superposition de spectres « locaux » à différentes T° 2. Accrétion forte La radiation a du mal à s’échapper → épaississement du disque (~ tore) L’énergie est amenée au centre plus vite que la radiation peut l’évacuer → transfert interne non négligeable → uniformisation de la T° → spectre ~ corps noir de T ~ 104 K

26 Trous noirs et accrétion - 9
Vitesses supraluminiques Des jets radio ou optiques émanant d’AGN semblent parfois se déplacer à des vitesses > c Il s’agit d’effets de projection : des jets se déplaçant vers nous à une vitesse proche de c peuvent avoir une vitesse transverse apparente > c → leur observation implique des vitesses d’éjection proches de c

27 Trous noirs et accrétion - 10
Observations aux temps t1 et t2 : L’observateur ne perçoit pas Δly L’intervalle Δtobs observé entre les émissions en t1 et t2 est < Δt = t2 – t1

28 Composants de l’AGN

29 Région des raies larges (Broad Line Region – BLR)
Composants de l’AGN - 2 Région des raies larges (Broad Line Region – BLR) Largeur : Si élargissement thermique → T ~ 1010 K → atomes complètement ionisés → pas de raies spectrales → élargissement dû au mouvement de nuages de gaz Supposons les nuages en rotation autour d’une masse centrale :

30 Si radiation → raie d’émission
Composants de l’AGN - 3 Rappel : e− sur niveau excité perd son énergie par radiation ou collision Si radiation → raie d’émission Raie permise : probabilité de transition élevée (temps de vie de l’état excité Δt ~10−8 s) Raie interdite : probabilité de transition faible (Δt ~1 s) → désexcitation par collision sauf si densité très faible Raie semi-interdite : cas intermédiaire Notations : CaII (permise) CIII] (semi-interdite) [CIV] (interdite)

31 • Absence de raies interdites larges
Composants de l’AGN - 4 • Absence de raies interdites larges + présence de certaines raies semi-interdites → estimation de la densité dans la BLR : ne ~ 109 cm−3 • Etat d’ionisation des différents atomes → estimation de la température : T ~ K • Nature de la BLR : nuages de gaz chauffés par la radiation du disque d’accrétion et refroidis par émission de raies larges • Taille de la BLR : estimée par la méthode de reverberation mapping : – variation du continuum UV → variation de l’état d’ionisation de la BLR → variation des raies larges avec un délai Δt ~ r/c

32 r ~ 0.05 à 200 jours-lumière ~ 10 UA à 0.5 années-lumière
Composants de l’AGN - 5 → taille de la BLR fortement corrélée avec la luminosité de l’AGN dans l’UV : r ~ 0.05 à 200 jours-lumière ~ 10 UA à 0.5 années-lumière

33 Région des raies étroites (Narrow Line Region – NLR)
Composants de l’AGN - 6 Région des raies étroites (Narrow Line Region – NLR) Largeur des raies ~ 400 km/s Raies interdites → faible densité ne ~ 103 cm−3, T ~ K (densités dans la gamme des régions HI et nuages moléculaires, mais températures beaucoup plus élevées) S’étend sur des centaines (voire des milliers) de pc Structure souvent en cône (région atteinte par la radiation ionisante)

34 Galaxie hôte • En général : Seyfert = galaxies spirales
Composants de l’AGN - 7 Galaxie hôte • En général : Seyfert = galaxies spirales quasars dans galaxies elliptiques … mais il y a des exceptions • Elliptiques avec AGN ont en moyenne plus de gaz que les inactives • Fréquentes traces d’interactions gravifiques → amènent de la matière pour nourrir l’AGN (mais toujours sujet à débat) • Relation manifeste entre AGN et formation d’étoiles (starburst) → cause commune ? feedbacks ?

35 • Hôtes elliptiques en moyenne plus bleues que les inactives
Composants de l’AGN - 8 • Hôtes elliptiques en moyenne plus bleues que les inactives • Hôtes spirales en moyenne plus rouges que les inactives → tendance à occuper une position intermédiaire dans les diagrammes couleur-magnitude (green valley)

36 Composants de l’AGN - 9

37 Composants de l’AGN - 10 Radio galaxies

38 Galaxies hôtes de quasars
Composants de l’AGN - 11 Galaxies hôtes de quasars

39 Galaxies hôtes de quasars
Composants de l’AGN - 12 Galaxies hôtes de quasars image HST image déconvoluée

40 Masse du trou noir • reverberation mapping → taille r de la BLR
Composants de l’AGN - 13 Masse du trou noir • reverberation mapping → taille r de la BLR • largeur des raies d’émission (BEL) → dispersion de vitesse σ dans la BLR • si on suppose les mouvements des nuages képlériens → on constate la même corrélation entre la masse du trou noir et celle du bulbe* que dans les galaxies inactives • cette corrélation se maintient à haut redshift (→ z ~ 2) * ou celle de toute la galaxie elliptique

41 Unification

42 Points communs Deux modes d’activité
Unification - 2 Points communs • trou noir supermassif au centre d’une galaxie • accrétion de matière par l’intermédiaire d’un disque Deux modes d’activité • radiatif : accrétion forte radiation intense à haute énergie → Seyferts, quasars éjections de matière du noyau • cinématique : accrétion faible jets radio → radiogalaxies hôtes massifs avec peu de gaz

43 Modèle d’unification Composantes : • trou noir supermassif
• disque d’accrétion • tore de poussière • BLR • NLR • jet radio + angle de vue

44 NGC 4261 : galaxie active elliptique située à 30 Mpc
Unification - 4 Observation directe du tore de poussières : NGC 4261 : galaxie active elliptique située à 30 Mpc

45 Taille du tore de poussières
Unification - 5 Taille du tore de poussières – suffisante pour masquer la BLR – plus petite que la NLR Si le tore masque la BLR → continuum faible et pas de raies larges → Seyferts ou quasars de type 2 Si ligne de visée ± perpendiculaire au tore → on observe la BLR et le disque d’accrétion → Seyferts ou quasars de type 1 1 2

46 Raies larges polarisées
Unification - 6 Raies larges polarisées Les Seyferts de type 2 ne présentent pas de raies larges significatives Mais des raies larges apparaissent en lumière polarisée → la BLR n’est pas observée directement mais en lumière diffusée → polarisée 2 fois plus de type 2 que de type → le tore couvre ± 2/3 de l’angle solide

47 Galaxies ultralumineuses dans l’infrarouge (ULIRG)
Unification - 7 Galaxies ultralumineuses dans l’infrarouge (ULIRG) = galaxies émettant plus de 1013 LO dans l’IR lointain (Ltot ± comme quasars) • présentent le plus souvent des signes d’interactions violentes → poussières chauffées par : – starbursts – AGN (2 phénomènes souvent liés) → AGN très jeunes toujours enveloppés dans un cocon de poussières

48 Blazars (BL Lac, OVV) • AGN fortement variables • lumière polarisée
Unification - 9 Blazars (BL Lac, OVV) • AGN fortement variables • lumière polarisée • raies d’émission très faibles, voire indétectables → s’expliquent par le beaming effect : particules en mouvement relativiste émettant de manière isotrope dans leur référentiel → émission anisotrope dirigée vers l’avant dans le référentiel de l’obs. → amplification dans la direction du mouvement

49 • si le jet est relativiste et dirigé vers l’observateur
Unification - 10 • si le jet est relativiste et dirigé vers l’observateur • et si la radiation émise s’étend jusqu’au domaine visible / UV → l’amplification de la radiation synchrotron (continuum) peut masquer les autres composantes du spectres (p.ex. raies d’émission) • forte variabilité expliquée par de petites variations de vitesse et de direction dans le jet • le beaming explique aussi la différence d’intensité entre le jet dirigé ± vers l’observateur (amplifié) et le jet opposé qui s’en éloigne (contre-jet, atténué) dans d’autres types d’AGN

50 Evolution Unification - 11 AGN masqué par la poussière l'AGN apparaît
l'AGN « nettoie » de + en + son environnement la matière s’épuise près du SMBH SMBH inactif

51 Fonction de luminosité des quasars
Quasars et cosmologie Fonction de luminosité des quasars • Φ = nombre de quasars en fonction de leur luminosité (ou magnitude absolue) • dépend du redshift z (donc de l’époque) → variation de Φ avec z • Difficultés : − correction-k importante (sur base de spectre typique) − nécessité de construire des échantillons complets

52 Quasars et cosmologie - 2
Densité spatiale des quasars • nombre total de quasars par unité de volume comobile • augmentation du nombre de quasars pendant les 2 à 3 premiers milliards d’années (jusque z ~ 2.5) puis déclin jusqu’à notre époque → la phase AGN est un phénomène transitoire dans la vie d’une galaxie • ~ 1 Gyr pour former les SMBH par accumulation de matière • collisions galactiques fréquentes, abondance de gaz → forte activité AGN • quantité de gaz et fréquence des collisions diminuent → déclin du phénomène AGN t

53 Quasars et cosmologie - 3
Raies d’absorption • la plupart des spectres de quasars à haut zem présentent des raies d’absorption à zabs < zem • dues à de la matière sur la ligne de visée (AGN, galaxie hôte, galaxies d’avant plan, nuages intergalactiques) • zabs mesurable si plusieurs raies – doublets utiles : MgII (2795 – 2802 Å) CIV (1548 – 1551 Å) …

54 Quasars et cosmologie - 4
Systèmes métalliques • raies étroites (MgII, CIV…) à 0 < zabs < zem • pas associées au quasar mais à de la matière sur la ligne de visée (galaxies, halos de galaxies…) sauf si zabs ≈ zem • cette matière doit avoir été le théâtre de nucléosynthèse Ly α (quasar)

55 Quasars et cosmologie - 5
Raies d’absorption larges (BAL) • présentes dans ~15% des QSO, avec zabs légèrement inférieur à zem • profils de type P Cygni, caractéristiques de matière éjectée par l’objet central (outflow) émission absorption

56 Quasars et cosmologie - 6
Forêt de Lyman • multitude de raies d’absorption Lyα de l’hydrogène neutre à une multitude de redshifts 0 < zabs < zem • l’intensité de l’absorption dépend de la densité de colonne NH (cm−2) • NH est fonction de la taille et de la densité du nuage absorbant

57 Quasars et cosmologie - 7
• NH < 1017 cm−2 → raies étroites • NH > 1017 cm−2 → systèmes « Lyman limite » : la radiation de λ < limite de Lyman (912 Å) est presque totalement absorbée • NH > 1020 cm−2 → raies Lyα amorties (damped Lyα) : les ailes de la raie dues à l’élargissement radiatif dominent (protogalaxies ?)

58 Quasars et cosmologie - 8
• propriétés de la forêt de Lyman statistiquement comparables sur toutes les lignes de visée (indépendamment de zem) • distribution de la matière non uniforme (régions vides et « nuages » de densités variées) → permettent d’estimer la distribution des nuages de gaz protogalactiques et proto-amas → contraintes sur l’évolution des grandes structures