Astronomie Extragalactique

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1 Astronomie Extragalactique Cours 7: AGN : Seyferts, radio- galaxies, QSOs,, BL Lac, etc

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

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

4 Galaxies Actives développement des techniques de radio interférom rométrie 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 Galaxies Actives 1 er er lien interférom rométrique 1951: Graham Smith position de Cygnus A ~ 1 1 Baade & Minkowski identifie Cygnus A avec une galaxie particulière re Z= 0.06 (~( 250 Mpc) Cyg A > 10 6 VL en radio Radio Galaxies 1953: Cygnus A 2 lobes Δ = 2 2

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

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

8 Galaxies Actives 1965: on trouve des sources radio qui varie sur Δt ~ année e? 1965: Sandage trouve des quasars non-radio QSO 1968: nouveau type de sources Δt ~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 e mais dont la région d éd émission a une dimension de seulement quelques jours-lumi lumière (~système solaire)!

9 Types d AGNd 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 thermonucléaires des étoiles. AGN: galaxie ayant une activité nucléaire substantielle (nature quantitative mal définie varie selon les auteurs)

10 Types d AGNd Hγ Hβ [OIII] [OI]Hα+[NII] [SII] On observe des ailes faibles très larges (x1000 km/s en Hα & Hβ 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 Exitation plus faible que pour Sy I

11 Types d AGN d (dans la littérature) 1. Galaxies Seyfert 1 (Sy( I) 2. Galaxies Seyfert 2 (Sy( II) BLRG 3. Radio galaxies NLRG Radio-loud (RQ) 4. Quasars (QSO) Radio-quiet(QQ) 5. BL Lac Objects (blazars) 6. Optically Violent Variables (OVVs) 7. Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERS) 8. Nuclear HII Regions 9. Starburst Galaxies 10. Luminous IR Galaxies (LIRG)

12 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 Seyfert Galaxies NGC 5548 Seyfert I HST même échelle log. NGC 3277 normal SA(r)ab 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 Δt < 1 année une région < que la séparation moyenne entre 2 * émet plus de lumière que *!

14 Seyfert Galaxies Sy I Sy II 2000 km/s 400 km/s 5000 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 (> 10 3 km/s) & raies interdites plus étroites (< 10 3 km/s) Sy II: raies d H & raies interdites équivalentes (~ 10 3 km/s)

15 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 Permet d évaluer la géométrie IUE Continu UV CIV et Lyα: Δr =qques jours-lum MgII: Δr = qqes mois-lum

16 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 (M V >-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 Seyfert Galaxies Les galaxies Seyfert sont principalement des galaxies spirales de premier type (early-type)

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

19 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 l du tore)

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

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

23 Radio Galaxies Déf: galaxies avec puissance radio > 100 P MW (P MW ~ erg/s) (10 39 < P RG < erg/s) Majorité des galaxies spirales (ex: MW) émettent en radio (P < 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 àcause du z

24 Radio Galaxies Cygnus A M 87 2 types structure à 2 lobes (Cygnus( A) structure cœurc ur-halo (M87 grande échelle)

25 Radio Galaxies (double lobe)

26 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 Radio Galaxies NLRG - WRG BLRG - PRG

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

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

30 Radio Galaxies (Jets & cœur) c

31 Radio Galaxies (Jets & cœur) c Galaxie visible

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

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

34 Radio Galaxies (Centaurus A) Elliptique (pop. II, vieille) Continu nonthermique Gaz chaud > 10 6 K Spirale (HI, pop. I)

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

36 Radio Galaxies (optique grand z) petit z ~ E grand z ~ Irr Merger?

37 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 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 Radio Galaxies (M 87)

40 Radio Galaxies (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 HST: near-uv (290nm) & near IR (800nm) M87 = Virgo A

41 Radio Galaxies (M 87) ΔV ~ 1200 km/s Δr ~ 0.2 arcsec Young et al. 1978

42 Signature du Trou Noir (M 87) M87 Virgo A

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

44 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) Variabilité Δt ~ 1 an Diam < 1 a.l. Z variabilité

46 Quasars (spectres) Fort continu UV Lyman break

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

48 Quasars (raies d absorption) d 3 types: 1. Raies métalliques: CIV 1548/1551 & MgII 2796/2803 Habituellement au même z que les raies d émission 2. Forêt Lyman α (λ >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

49 Θυασαρσ (ραιεσ δ αβσορπτιον) 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 f t t i i é d *OB

50 Quasars (raies d absorption) d Forêt Lyman α raies produites par ses nuages d H IGM cm min.s HST 7 hours Keck M ~ M sol Dimensions ~ x10 kpc (lentilles grav.) nuages de gaz froids raies d absorption # de raies augmente avec z

51 Quasars (raies d absorption) d 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) d Côté, Wyse, Carignan, Freeman, Broadhurst 2005, ApJ, 618, 178

53 Quasars (raies d absorption) d Côté et al. 2005

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

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

56 Quasars (lentille gravitationnelle) Nadeau, Racine, Doyon et al. 1999

57 Quasars (évolution) distribution des QSO pique vers z = 2 lorsque l Univers avait ~ 1/3 de son âge (~ 5x10 9 années) luminosité des QSOs décroît pour z < 2 peut-être relié à l époque de formation

58 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 6 fois + galaxies normales

59 Objets BL Lac (blazars) Montre que le BL Lac est dans une E Classe mal définie (peutêtre une classe de QSO?) Galaxie E + noyau très brillant Variabilité Δt court Variations: Δt < 1 semaine x2 Δt < qques mois x15 spectre: continu nonthermique sans (ou très peu) de lignes d émission Variabilité

60 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)

61 Superluminal motions (quasars, radio-galaxies galaxies,, BL Lac jets) V app ~4c

62 Superluminal motions (quasars, radio-galaxies galaxies,, BL Lac jets) V app ~9.6 +/-0.8 c 2 se déplace vers nous à v ~ c v t = v.sinφ/[1 (v/c).cosφ]

63 AGN (autres types) AGN 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 ionisation des régions HII: amas d * chaudes p.e. *WR LINERS = Low luminosity end des AGN différence: rayonnement thermique -> *

64 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 reradiée 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

65 Modèle standard (AGN)

66 Modèle standard (AGN) Jet relativiste ~ 50R G Trou noir supermassif ( M sol ) M = 10 8 M sol R G ~3x10 13 cm Disque d accrétion: UV/X thermique & raies haute ionisation R ~ R G Nuages BL (> 10 3 km/s) R ~ R G Torus de poussière (même plan que le disque d accrétion) R ~ R G Nuages NL (x100 km/s) R ~ R G

67 Modèle standard (AGN) Modèle Observations