Transcript Galaxies actives

Galaxies actives
• Vue d’ensemble
• Trous noirs et accrétion
• Composants de l’AGN
• Unification
• Quasars et cosmologie
Vue d’ensemble
Découvertes
1939 : Grote Reber, un des pionniers de la radioastronomie, découvre la
première radiogalaxie : Cygnus A.
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
Vue d’ensemble - 3
Années 1940-50 : 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
0.158
→ objets très éloignés
→ très lumineux
Le quasar 3C 273
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)
Vue d’ensemble - 5
Classification
Influencée par les circonstances historiques des découvertes
QSO =
blasars
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
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) → ~10 000 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)
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
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 :
 v


c
FWHM ~ 2000 – 10000 km/s
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
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
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
2
E  γme c 2 avec γ  1 1  vc2
la fréquence caractéristique d’émission
vaut n c ~ 4.2 106 γ 2 B Hz
si B en Gauss
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–
N ( E )  E s  Fn  n  avec   s21
• une émission radio à λ ~ 1 cm avec un
champ magnétique B ~ 10–4 Gauss
nécessite γ ~ 105 → v ~ 0.99999 c
• la polarisation du rayonnement reçu
dépend de l’orientation du champ
magnétique par rapport à la ligne de visée
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
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
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)
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
L
 Prad 
4 πr 2c
Force radiative : Frad = Prad × σe (σe = section efficace interaction e– – γ)
Force gravifique sur atome d’hydrogène :
GM m p  me  GMm p
Fgrav 

2
r
r2
Trous noirs et accrétion - 2
Limite d’Eddington
Structure stable si Frad < Fgrav → limite d’Eddington: Frad = Fgrav
4 πGcm p
M
M  1.26 1038
(erg/s)
→ luminosité d’Eddington : LE 
e
MO
L
M
 E  3.3 104
LO
MO
→ L maximale pour M donnée ou M minimale pour L donnée
→ masse d’Eddington :
M E  8 105 L44 M O
où L44 = luminosité en unités de 1044 erg/s
Ex : pour un quasar typique (L ~ 1046 erg/s), on obtient :
M E ~ 108 M O
Trous noirs et accrétion - 3
Alimentation du trou noir
Conversion masse en énergie avec efficacité η
 Eémise  Mc2
où M = masse accrétée par le trou noir
dE
Luminosité : L 
 ηM c 2
dt
L
L
M  2  1.8 103 44 M O / an
→ masse accrétée :
ηc
η
Les modèles d’accrétion donnent η ~ 0.1
→ pour un quasar typique, M ~ 2 M O / an
Taux d’accrétion d’Eddington (nécessaire pour entretenir LE) :
LE

M  2 ~ 2.2M 8 ( M O / an)
ηc
(↔ taux d’accrétion maximal)
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
Trous noirs et accrétion - 5
Structure du disque d’accrétion
Dépend : – du champ magnétique
– du taux d’accrétion
– de la présence de jets…
→ structure complexe
Viscosité mal comprise
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
Trous noirs et accrétion - 6
Spectre d’émission du disque d’accrétion
GM BH M
Taux d’énergie potentielle disponible :
r
Théorème du viriel → la moitié est convertie en énergie cinétique
l’autre moitié en rayonnement
GM BH M
L
 2S disqueT 4  2πr 2T 4
2r
(car 2 surfaces du disque d’accrétion)
14

 GM BH M 
T  
3 
 4π r 
 T  M 1 4r 3 4
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)
Trous noirs et accrétion - 8
Caractéristiques du disque selon le taux d’accrétion
1. Accrétion faible ( M  M E )
Disque mince (épaisseur << rayon)
→ flux de radiation interne << flux de radiation perpendiculaire
→ spectre = superposition de spectres « locaux » à différentes T°
2. Accrétion forte ( M  M E )
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
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
Trous noirs et accrétion - 10
Observations aux temps t1 et t2 :
vx  v sin   c sin 
v y  v cos  c cos
lx  t2  t1 c sin 
l y  t2  t1 c cos
L’observateur ne perçoit pas Δly
L’intervalle Δtobs observé entre les
émissions en t1 et t2 est < Δt = t2 – t1
tobs
l y
 t 
 t 1  cos 
c
 obs
vobs
lx
 sin 



c ctobs 1   cos
Composants de l’AGN
Composants de l’AGN - 2
Région des raies larges (Broad Line Region – BLR)
Largeur :


~ 0.03  v ~ 104 km/s
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 :
GM
c R
v

 
R
2  RS 
1 2
v ~ c 30  R ~ 500RS
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)
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 ~ 20 000 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
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
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 ~ 16 000 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)
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 ?
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)
Composants de l’AGN - 9
Composants de l’AGN - 10
Radio galaxies
Composants de l’AGN - 11
Galaxies hôtes de quasars
Composants de l’AGN - 12
Galaxies hôtes de quasars
image HST
image déconvoluée
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
 M BH
r 2
~
G
→ 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
Unification
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
hôtes massifs avec peu de gaz
→ radiogalaxies
Unification - 3
Modèle d’unification
Composantes :
• trou noir supermassif
• disque d’accrétion
• tore de poussière
• BLR
• NLR
• jet radio
+ angle de vue
Unification - 4
Observation directe du tore de poussières :
NGC 4261 : galaxie active elliptique située à 30 Mpc
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
1
2
→ on observe la BLR et le disque d’accrétion
→ Seyferts ou quasars de type 1
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 1
→ le tore couvre ± 2/3 de l’angle solide
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
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
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
Unification - 11
Evolution
AGN masqué par la poussière
l'AGN apparaît
l'AGN « nettoie » de + en +
son environnement
la matière s’épuise près du SMBH
SMBH inactif
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
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
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)
…
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)
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
émission
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
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 ?)
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