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.

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 - 2

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 ».

Le quasar 3C 273

1963 : Maarten Schmidt identifie les raies de 3C273 comme celles de l’hydrogène, avec un redshift de 0.158 → objets très éloignés → très lumineux


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)


Classification

Influencée par les circonstances historiques des découvertes

blasars

QSO =


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


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)


Caractéristiques du spectre :

• loi de puissance en radio – microondes – UV lointain

• IR Bump : émission thermique de grains de poussière (T ~ 50–200 K)


IR Bump

• ± 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)

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 – 10000 km/s

cv

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

Emission radio

2 classes :

• Fanaroff-Riley type I (= FRI) :

– plus brillant au centre

– L(1.4 GHz) < 1032 ergs-1Hz-1

• Fanaroff-Riley type II (= FRII) :

– brillance augmente vers l’extérieur

– souvent jets + lobes

– structure variable avec ν

– L(1.4 GHz) > 1032 ergs-1Hz-1



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

11 γavec γ 2

22

cv

ecmE

Hz γ102.4~ 26 Bc


• 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 ~ 0.99999 c

• la polarisation du rayonnement reçu dépend de l’orientation du champ magnétique par rapport à la ligne de visée

21 avec )( ss FEEN


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


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


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

Force radiative : Frad = Prad × σe (σe = section efficace interaction e– – γ)

Force gravifique sur atome d’hydrogène :

crL

Prad 2π4

22

r

GMm

r

mmGMF pep

grav

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 :

O445108 MLM E

(erg/s) 1026.1π4

O

38

MM

MGcm

Le

pE

O

4

O

103.3MM

LLE

O810~ MM E


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)

2 McEémise

2cMηdtdE

L

an/108.1 O443

2 Mη

LηcL

M

an/2~ OM M

an)/(2.2~ O82 MMηcL

M E


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


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

→ structure complexe

Dépend : – du champ magnétique

– du taux d’accrétion

– de la présence de jets…

Viscosité mal comprise


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)

rMGM BH

424 π222

TrTSr

MGML disque

BH

41

3 π4

rMGM

T BH

4341 rMT


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)


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

)( EMM

)( EMM


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


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

cos sin

coscos sinsin

1212 cttlcttl

cvvcvv

yx

yx

cos1

tc

ltt y

obs

cos1sin

obs

xobsobs tc

lc

v

Composants de l’AGN

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

km/s10~ 03.0~ 4v

Supposons les nuages en rotation autour d’une masse centrale :

SS

RRcvRRc

RGM

v 500~ 30~ 2

21


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)


• 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


→ 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


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)


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 ?


• 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)


Radio galaxies


Galaxies hôtes de quasars


Galaxies hôtes de quasars

image HST image déconvoluée

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


Gr

M BH

2

~

Unification

Points communs

• trou noir supermassif au centre d’une galaxie

• accrétion de matière par l’intermédiaire d’un disque

Unification - 2

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

Modèle d’unification

Composantes :

• trou noir supermassif

• disque d’accrétion

• tore de poussière

• BLR

• NLR

• jet radio

+ angle de vue

Unification - 3

Observation directe du tore de poussières :

Unification - 4

NGC 4261 : galaxie active elliptique située à 30 Mpc

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

Unification - 5

1

2

Raies larges polarisées

Les Seyferts de type 2 ne présentent pas de raies larges significatives

Mais des raies larges apparaissent en lumière polarisée

Unification - 6

→ 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

Galaxies ultralumineuses dans l’infrarouge (ULIRG)

= galaxies émettant plus de 1013 LO dans l’IR lointain (Ltot ± comme quasars)

Unification - 7

• 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

Blazars (BL Lac, OVV)

• AGN fortement variables

• lumière polarisée

• raies d’émission très faibles, voire indétectables

→ s’expliquent par le beaming effect :

Unification - 9

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

• 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)

Unification - 10

• 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

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

Quasars et cosmologie - 2

→ 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

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) …

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)

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

émission

absorption

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


• 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 ?)


• 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


galaxies actives

Documents

visible vue densemble

civ vue densemble

frquence vue densemble

proche vue densemble

raies interdites

fortes raies dmission

rayons x raies dmission

lbol galaxie normaleorigine