faculté des arts et des sciences département de physique astronomie extragalactique cours 7: agn :...

Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique

Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique

Cours 7: AGN : Seyferts, radio-Cours 7: AGN : Seyferts, radio-galaxies, QSOs, BL Lac, etcgalaxies, QSOs, BL Lac, etc


Galaxies ActivesGalaxies Actives AGN (Active Galactic AGN (Active Galactic

Nuclei)Nuclei)• Galaxies SeyfertGalaxies Seyfert• Radio GalaxiesRadio Galaxies• QuasarsQuasars• BL LacBL Lac• Etc (Liners, …)Etc (Liners, …)


Galaxies ActivesGalaxies Actives

2iè guerre mondiale2iè guerre mondiale

développement des radarsdéveloppement des radars

application des application des

techniques radar techniques radar

en astronomieen astronomie

1943: découverte de 1943: découverte de galaxies avec des galaxies avec des raies d’émission raies d’émission larges par Carl larges par Carl SeyfertSeyfertGalaxies de SeyfertGalaxies de Seyfert

1946: découverte 1946: découverte d’une radio source d’une radio source ponctuelleponctuelle Cygnus ACygnus A

1948: beaucoup 1948: beaucoup d’autres sources sont d’autres sources sont détectéesdétectées



développement des développement des techniques de radio techniques de radio

interférométrieinterférométrie

Sydney CambridgeSydney Cambridge

Australie UKAustralie UK

1949: positions 1949: positions ~~ 10’ 10’ montrent que les montrent que les radio sources sont radio sources sont associées à des associées à des galaxiesgalaxiesVirgo A=M87 (15 Mpc)Virgo A=M87 (15 Mpc)Cen A=N5128 (5 Mpc)Cen A=N5128 (5 Mpc)

1950: Alfven & 1950: Alfven & Herlofsen suggèrent Herlofsen suggèrent que la radiation des que la radiation des radio sources est le radio sources est le processus synchrotronprocessus synchrotron



11erer lien interférométrique lien interférométrique

1951: Graham Smith 1951: Graham Smith position de Cygnus A position de Cygnus A ~ ~ 11’’

Baade & Minkowski Baade & Minkowski identifie Cygnus A avec identifie Cygnus A avec une galaxie particulière une galaxie particulière Z= 0.06 (Z= 0.06 (~~ 250 Mpc) 250 Mpc)

Cyg A Cyg A >> 10 1066 VL en radio VL en radio

Radio GalaxiesRadio Galaxies 1953: Cygnus A 2 lobes 1953: Cygnus A 2 lobes

= 2’ = 2’



développement desdéveloppement desordinateursordinateurs

1960: période de 1960: période de consolidation consolidation catalogue 3Ccatalogue 3C

étendues – 2 lobesétendues – 2 lobes2 types de sources2 types de sources

discrètes discrètes << 1’’ 1’’

1960: 3C48 identifié à 1960: 3C48 identifié à un objet d’apparence un objet d’apparence stellaire spectre stellaire spectre indéchiffrable ??indéchiffrable ??



ouverture de synthèseouverture de synthèse

développement en développement en électroniqueélectronique

radio astronomie se radio astronomie se déplace vers les déplace vers les

hautes fréquenceshautes fréquences

1963: 3c273 1963: 3c273 ->-> étoile radio étoile radio ! spectre inexpliqué si ! spectre inexpliqué si z=0.158z=0.158

QuasarsQuasars (quasi-stellar radio source)(quasi-stellar radio source)

1963: quasars ne semblent 1963: quasars ne semblent pas obéir à la loi de Hubblepas obéir à la loi de Hubble

cosmologiquecosmologiqueRedshiftRedshift

gravitationnelgravitationnel



1965: on trouve des 1965: on trouve des sources radio qui varie sources radio qui varie sur sur t t ~~ année ? année ?

1965: Sandage trouve 1965: Sandage trouve des quasars non-radiodes quasars non-radio

QSOQSO 1968: nouveau type de 1968: nouveau type de

sources sources t t ~~ques joursques jours BL LacBL Lac

plus énergétiques que plus énergétiques que les quasars et les radio les quasars et les radio galaxiesgalaxies

objet émettant autant objet émettant autant d’énergie radio que d’énergie radio que plusieurs millions de plusieurs millions de Voie Lactée mais dont Voie Lactée mais dont la région d’émission a la région d’émission a une dimension de une dimension de seulement quelques seulement quelques jours-lumière jours-lumière ((~~système solaire) !système solaire) !


Types d’AGNTypes 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)


Types d’AGNTypes d’AGN

• On observe des ailes faibles très larges (x1000 km/s en H & H

• 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

H H [OIII] [OI]H+[NII] [SII]

Surtout lignes d’absorption stellaireExitation plus faible que pour Sy I


Types d’AGN Types d’AGN (dans la (dans la littérature)littérature)

1.1. Galaxies Seyfert 1 (Sy I)Galaxies Seyfert 1 (Sy I)2.2. Galaxies Seyfert 2 (Sy II)Galaxies Seyfert 2 (Sy II)

BLRGBLRG3.3. Radio galaxiesRadio galaxies

NLRGNLRGRadio-loud (RQ)Radio-loud (RQ)

4.4. Quasars (QSO)Quasars (QSO)Radio-quiet(QQ)Radio-quiet(QQ)

5. BL Lac Objects (blazars)

6. Optically Violent Variables (OVVs)

7. Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERS)

8. Nuclear HII Regions9. Starburst Galaxies10. Luminous IR Galaxies

(LIRG)


Galaxies SeyfertGalaxies Seyfert Galaxies spirales avec un noyau très brillant

quelques 100 km/sec raies d’émission larges

quelques 1000 km/secgaz éjecté du noyau à de très grandes vitesses

NGC 1566 M 77 NGC 7742


Seyfert GalaxiesSeyfert Galaxies

• 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 t < 1 année

• une région < que la séparation moyenne entre 2 * émet plus de lumière que 109-1010 * !NGC 5548 – Seyfert INGC 3277 – normal SA(r)ab

HST – même échelle log.


Seyfert GalaxiesSeyfert GalaxiesSy I Sy II

2000 km/s

5000 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)


Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (variabilité)(variabilité)

• 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

• Permet d’évaluer la géométrie

• CIV et Ly: r =qques jours-lum• MgII: r = qqes mois-lum

Sy IX-ray - ROSAT

IUERaies d’émission

IUEContinu UV



• 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 Kz < 0.01 Syz > 0.10 QQ



• Les galaxies Seyfert sont principalement des galaxies spirales de premier type (early-type)


Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (noyau)(noyau)Anneau de SF

Mini Sp (HII)Poussière

Certaines Sy ne sont pas visibles dans l’optiqueCertaines Sy ne sont pas visibles dans l’optique

parce que le noyau est obscurci par la poussièreparce que le noyau est obscurci par la poussière

et sont uniquement visibles dans l’et sont uniquement visibles dans l’IRIRSy II


Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (NGC (NGC 1068)1068)

• Classé Sy 2 mais en fait contient un noyau Sy 1 Classé Sy 2 mais en fait contient un noyau Sy 1 obscurci par un tore de poussière (+ produit un jet obscurci par un tore de poussière (+ produit un jet perpendiculaire au plan du disque)perpendiculaire au plan du disque)

• Probablement que plusieurs Sy 2 sont en fait des Sy 1 Probablement que plusieurs Sy 2 sont en fait des Sy 1 (si on les voyait sous le bon angle – selon l’axe du tore)(si on les voyait sous le bon angle – selon l’axe du tore)

Sy 2

Sy 1


Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (NGC (NGC 4151)4151)

Spectre UV Spectre NIR - Gemini

Image optique – noyau brillant


Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (fréquence)(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



• Seyferts souvent vues en interaction ou près d’une autre galaxie

• Indice sur l’origine de l’activité du noyau


Radio GalaxiesRadio Galaxies

• Déf: galaxies avec puissance radio > 100 PMW (PMW ~ 1037.5 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 esthabituellement une E (cD)•Mais classification difficileà cause du z



structure à 2 lobes (Cygnus A)structure à 2 lobes (Cygnus A)

2 types2 typesstructure cœur-halo structure cœur-halo (M87 – grande échelle)(M87 – grande échelle)

Cygnus AM 87


Radio Galaxies Radio Galaxies (double (double lobe)lobe)


Radio GalaxiesRadio 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



BLRG - PRG

NLRG - WRG


Radio Galaxies Radio Galaxies (Cygnus (Cygnus A)A)

z = 0,065 – distance = 211 Mpc double-lobes = 140 kpc

radio-galaxie NL mais beaucoup de poussière

SOL

HST


Radio Galaxies Radio Galaxies (Cygnus (Cygnus A)A)

coeur

jets

chocs avec IGMhotspots


Radio Galaxies Radio Galaxies (Jets & (Jets & cœur)cœur)



Galaxie visible



Poussière suggère la

présence du disque

d’accrétion avec les jets

perpendiculaires au disque


Radio Galaxies Radio Galaxies (Centaurus A)(Centaurus A)

Merger entre E & Sp


Radio Galaxies Radio Galaxies (Centaurus A)(Centaurus A)

Spirale (HI, pop. I)

Continu non-

thermique

Elliptique (pop. II, vieille)

Gaz chaud > 106 K


Radio Galaxies Radio Galaxies (double (double lobe)lobe)

• Radiation synchrotron (électrons relativistes spiralent autour des lignes de champ magnétiques)


Radio Galaxies Radio Galaxies (optique – (optique – grand z)grand z)

petit z ~ E

grand z ~ IrrMerger ?


Radio Galaxies Radio Galaxies (NGC 6251)(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.:

0.003 arcsec): VLBI – éjection toujours dans la même direction

Éjection pas continue


Sources Head-tail - IGMSources Head-tail - IGM

L’existence des sources head-tail est le meilleur exemple de la présence du IGMEffet plus prononcé vers le centre d’amas riches


Radio Galaxies Radio Galaxies (M 87)(M 87)


Radio Galaxies Radio Galaxies (M 87)(M 87)

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

HST: near-UV (290nm) & near IR (800nm)


Radio Galaxies Radio Galaxies (M 87)(M 87)V ~ 1200 km/sr ~ 0.2 arcsec

Young et al. 1978


Signature du Trou Noir (M Signature du Trou Noir (M 87)87)

M87 – Virgo AM87 – Virgo A


QuasarsQuasars

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 1117-248 – z = 0.466ESO La Silla 3,6m CCD

2.9’ x 2.9’ – Rlim ~ 23.5


QuasarsQuasars

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


Quasars Quasars (variabilité)(variabilité)

Variabilité t ~ 1 anDiam < 1 a.l.Z variabilité


Quasars Quasars (spectres)(spectres)

Fort continu UV

Lyman break


Quasars Quasars (3C 273 – QSO le plus (3C 273 – QSO le plus brillant)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 !


Quasars Quasars (raies (raies d’absorption)d’absorption)

3 types:1. Raies métalliques:

CIV 1548/1551 & MgII 2796/2803 Habituellement au même z que les raies d’émission

2. Forêt Lyman ( > 320nm – z > 1.6) X100 raies – côté bleu des raies d’émission Produites par des nuages IGM avec abondances

faibles

3. BAL: Broad Absorption lines (x1000 km/s) Côté bleu mais très près des raies d’émission Produites près les QSOs eux-mêmes


’’

Lignes métalliques ionisées – 2 groupes:

A. MgII (SiII, CII, FeII): produit dans les halos de galaxies normales ou dans des régions de formation d’étoiles

B. CIV (SiIV, NV, OIV): provient de nuages dans des galaxies jeunes fortement ionisés par des *OB (abondance faible galaxies jeunes)



Forêt Lyman

raies produites parses nuages d’H IGM

1014 cm-2

M ~ 107-108 Msol

Dimensions ~ x10 kpc(lentilles grav.)

nuages de gaz froids

raies d’absorption

# de raies augmente avec z

50 min.s HST

7 hours Keck



• 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



Côté, Wyse, Carignan, Freeman, Broadhurst 2005, ApJ, 618, 178



Côté et al. 2005


Quasars Quasars (lentille (lentille gravitationnelle)gravitationnelle)

Weymann et al. 1979

0957+561

0957+561: premier cas confirmé de lentille

gravitationnelle (1979)



2237+0305 (Croix d’Einstein): quasar z = 1.695

galaxie z = 0.0394

Quasar à 0.05 arcsec du noyau



Nadeau, Racine, Doyon et al. 1999


Quasars Quasars (évolution)(évolution)• distribution des QSO pique vers z = 2 lorsque l’Univers avait ~ 1/3 de son âge (~ 5x109 années)• luminosité des QSOs décroît pour z < 2• peut-être relié à l’époque de formation


Quasars Quasars (hosts)(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 6 fois + galaxies

normales


Objets BL Lac Objets BL Lac (blazars)(blazars) Classe mal définie (peut-

être une classe de QSO ?) Galaxie E + noyau très

brillant Variabilité – t court Variations:

t < 1 semaine x2 t < 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


Objets BL Lac Objets BL Lac (blazars)(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 créationAbsence de raies d’émission : jet vu head-on (continu non-thermique)


Superluminal motions Superluminal motions (quasars, radio-galaxies, BL Lac (quasars, radio-galaxies, BL Lac

jets)jets)Vapp ~ 4c


Superluminal motions Superluminal motions (quasars, radio-galaxies, BL Lac (quasars, radio-galaxies, BL Lac

jets)jets)

Vapp ~ 9.6 +/- 0.8 c

2 se déplace vers nous à v ~ cvt = v.sin/[1 – (v/c).cos]


AGN AGN (autres types)(autres types)Low Ionisation Nuclear Emission-line Region

(LINERLINER)

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’ionisation des régions HII: amas d’* chaudes – p.e. *WR

LINERS = Low luminosity end des AGN différence: rayonnement thermique -> *


AGN AGN (autres types)(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


Modèle standard (AGN)Modèle standard (AGN)


Modèle standard (AGN)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 ~ 103-4 RG

Torus de poussière (même plan que le disque d’accrétion)

R ~ 104-5 RG

Nuages NL (x100 km/s)R ~ 105-7 RG

Jet relativiste ~ 50RG


Modèle standard (AGN)

ModèleObservations

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