Astronomie extragalactique
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Astronomie Extragalactique. Cours 7: AGN : Seyferts, radio-galaxies, QSOs, BL Lac, etc. Galaxies Actives AGN (Active Galactic Nuclei). Galaxies Seyfert Radio Galaxies Quasars BL Lac Etc (Liners, …). 2iè guerre mondiale développement des radars application des techniques radar

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Astronomie Extragalactique

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Presentation Transcript


Astronomie extragalactique

Département de physique

Astronomie Extragalactique

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


Galaxies actives agn active galactic nuclei

Département de physique

Galaxies ActivesAGN (Active Galactic Nuclei)

  • Galaxies Seyfert

  • Radio Galaxies

  • Quasars

  • BL Lac

  • Etc (Liners, …)


Galaxies actives

2iè guerre mondiale

développement des radars

application des

techniques radar

en astronomie

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

Galaxies de Seyfert

1946: découverte d’une radio source ponctuelleCygnus A

1948: beaucoup d’autres sources sont détectées

Département de physique

Galaxies Actives


Galaxies actives1

développement des techniques de radio interférométrie

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

Département de physique

Galaxies Actives


Galaxies actives2

1er lien interférométrique

1951: Graham Smith position de Cygnus A ~ 1’

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

Cyg A > 106 VL en radio

Radio Galaxies

1953: Cygnus A 2 lobes D = 2’

Département de physique

Galaxies Actives


Galaxies actives3

développement des

ordinateurs

1960: période de consolidation catalogue 3C

étendues – 2 lobes

2 types de sources

discrètes < 1’’

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

Département de physique

Galaxies Actives


Galaxies actives4

ouverture de synthèse

développement en électronique

radio astronomie se déplace vers les hautes fréquences

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

Quasars

(quasi-stellar radio source)

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

cosmologique

Redshift

gravitationnel

Département de physique

Galaxies Actives


Galaxies actives5

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

1965: Sandage trouve des quasars non-radio

QSO

1968: nouveau type de sources Dt ~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 mais dont la région d’émission a une dimension de seulement quelques jours-lumière (~système solaire) !

Département de physique

Galaxies Actives


Types d agn

Département de physique

Types 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 agn1

Département de physique

Types d’AGN

Hg Hb[OIII] [OI]Ha+[NII] [SII]

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

  • 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


Types d agn dans la litt rature

Galaxies Seyfert 1 (Sy I)

Galaxies Seyfert 2 (Sy II)

BLRG

Radio galaxies

NLRG

Radio-loud (RQ)

Quasars (QSO)

Radio-quiet(QQ)

BL Lac Objects (blazars)

Optically Violent Variables (OVVs)

Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERS)

Nuclear HII Regions

Starburst Galaxies

Luminous IR Galaxies (LIRG)

Département de physique

Types d’AGN (dans la littérature)


Galaxies seyfert

Département de physique

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


Seyfert galaxies

Département de physique

Seyfert Galaxies

HST – même échelle log.

  • 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 Dt < 1 année

  • une région < que la séparation moyenne entre 2 * émet plus de lumière que 109-1010 * !

NGC 5548 – Seyfert I

NGC 3277 – normal SA(r)ab


Seyfert galaxies1

Département de physique

Seyfert Galaxies

Sy I

Sy II

2000 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)

5000 km/s


Seyfert galaxies variabilit

Département de physique

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

  • CIV et Lya: Dr =qques jours-lum

  • MgII: Dr = qqes mois-lum

IUE

Continu UV


Seyfert galaxies2

Département de physique

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 (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 K

    z < 0.01 Sy

    z > 0.10 QQ


Seyfert galaxies3

Département de physique

Seyfert Galaxies

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


Seyfert galaxies noyau

Département de physique

Seyfert Galaxies (noyau)

Anneau de SF

Poussière

Mini Sp (HII)

Certaines Sy ne sont pas visibles dans l’optique

parce que le noyau est obscurci par la poussière

et sont uniquement visibles dans l’IR

Sy II


Seyfert galaxies ngc 1068

Département de physique

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 du tore)


Seyfert galaxies ngc 4151

Département de physique

Seyfert Galaxies (NGC 4151)

Spectre UV

Spectre NIR - Gemini

Image optique – noyau brillant


Seyfert galaxies fr quence

Département de physique

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


Seyfert galaxies4

Département de physique

Seyfert Galaxies

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

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


Radio galaxies

Département de physique

Radio 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 est

  • habituellement une E (cD)

  • Mais classification difficile

  • à cause du z


Radio galaxies1

Département de physique

Radio Galaxies

M 87

Cygnus A

structure à 2 lobes (Cygnus A)

  • 2 types

    structure cœur-halo (M87 – grande échelle)


Radio galaxies double lobe

Département de physique

Radio Galaxies (double lobe)


Radio galaxies2

Département de physique

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


Radio galaxies3

Département de physique

Radio Galaxies

NLRG - WRG

BLRG - PRG


Radio galaxies cygnus a

Département de physique

Radio Galaxies (Cygnus A)

SOL

HST

  • radio-galaxie NL mais beaucoup de poussière

  • z = 0,065 – distance = 211 Mpc

  • double-lobes = 140 kpc


Radio galaxies cygnus a1

Département de physique

Radio Galaxies (Cygnus A)

coeur

chocs avec IGM

hotspots

jets


Radio galaxies jets c ur

Département de physique

Radio Galaxies (Jets & cœur)


Radio galaxies jets c ur1

Département de physique

Radio Galaxies (Jets & cœur)

Galaxie visible


Radio galaxies jets c ur2

Département de physique

Radio Galaxies (Jets & cœur)

Poussière suggère la présence du disque d’accrétion avec les jets perpendiculaires au disque


Radio galaxies centaurus a

Département de physique

Radio Galaxies (Centaurus A)

Merger entre E & Sp


Radio galaxies centaurus a1

Département de physique

Radio Galaxies (Centaurus A)

Elliptique

(pop. II, vieille)

Continu non-thermique

Gaz chaud > 106 K

Spirale

(HI, pop. I)


Radio galaxies double lobe1

Département de physique

Radio Galaxies (double lobe)

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


Radio galaxies optique grand z

Département de physique

Radio Galaxies (optique – grand z)

grand z ~ Irr

Merger ?

petit z ~ E


Radio galaxies ngc 6251

Département de physique

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

Éjection pas continue


Sources head tail igm

Département de physique

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


Radio galaxies m 87

Département de physique

Radio Galaxies (M 87)


Radio galaxies m 871

Département de physique

Radio Galaxies (M 87)

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

  • 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


Radio galaxies m 872

Département de physique

Radio Galaxies (M 87)

DV ~ 1200 km/s

Dr ~ 0.2 arcsec

Young et al. 1978


Signature du trou noir m 87

Département de physique

Signature du Trou Noir (M 87)

M87 – Virgo A


Quasars

Département de physique

Quasars

2.9’ x 2.9’ – Rlim~ 23.5

  • 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 = 0.466

ESO La Silla 3,6m CCD


Quasars1

Département de physique

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


Quasars variabilit

Département de physique

Quasars (variabilité)

Variabilité Dt ~ 1 an

Diam < 1 a.l.

Z variabilité


Quasars spectres

Département de physique

Quasars (spectres)

Fort continu UV

Lyman break


Quasars 3c 273 qso le plus brillant

Département de physique

Quasars (3C 273 – QSO le plus 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 raies d absorption

Département de physique

Quasars (raies d’absorption)

3 types:

  • Raies métalliques:

    • CIV 1548/1551 & MgII 2796/2803

    • Habituellement au même z que les raies d’émission

  • Forêt Lyman a (l> 320nm – z > 1.6)

    • X100 raies – côté bleu des raies d’émission

    • Produites par des nuages IGM avec abondances faibles

  • BAL: Broad Absorption lines (x1000 km/s)

    • Côté bleu mais très près des raies d’émission

    • Produites près les QSOs eux-mêmes


Quasars raies d absorption1

Département de physique

Quasars (raies d’absorption)

Lignes métalliques ionisées – 2 groupes:

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

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


Quasars raies d absorption2

Département de physique

Quasars (raies d’absorption)

50 min.s HST

Forêt Lyman a

raies produites par

ses nuages d’H IGM

1014 cm-2

M ~ 107-108 Msol

Dimensions ~ x10 kpc

(lentilles grav.)

7 hours Keck

# de raies augmente avec z

nuages de gaz froids

raies d’absorption


Quasars raies d absorption3

Département de physique

Quasars (raies d’absorption)

  • 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


Quasars raies d absorption4

Département de physique

Quasars (raies d’absorption)

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


Quasars raies d absorption5

Département de physique

Quasars (raies d’absorption)

Côté et al. 2005


Quasars lentille gravitationnelle

Département de physique

Quasars (lentille gravitationnelle)

0957+561

0957+561: premier cas confirmé de lentille gravitationnelle (1979)

Weymann et al. 1979


Quasars lentille gravitationnelle1

Département de physique

Quasars (lentille gravitationnelle)

2237+0305 (Croix d’Einstein): quasar z = 1.695 galaxie z = 0.0394

Quasar à 0.05 arcsec du noyau


Quasars lentille gravitationnelle2

Département de physique

Quasars (lentille gravitationnelle)

Nadeau, Racine, Doyon et al. 1999


Quasars volution

Département de physique

Quasars (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 hosts

Département de physique

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


Objets bl lac blazars

Département de physique

Objets BL Lac (blazars)

  • Classe mal définie (peut-être une classe de QSO ?)

  • Galaxie E + noyau très brillant

  • Variabilité – Dt court

  • Variations:

    • Dt < 1 semaine x2

    • Dt < 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 blazars1

Département de physique

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)


Superluminal motions quasars radio galaxies bl lac jets

Département de physique

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

Vapp~ 4c


Superluminal motions quasars radio galaxies bl lac jets1

Département de physique

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

2 se déplace vers nous à v ~ c

vt = v.sinf/[1 – (v/c).cosf]

Vapp~ 9.6 +/- 0.8 c


Agn autres types l ow i onisation n uclear e mission line r egion liner

Département de physique

AGN (autres types)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 -> *


Agn autres types

Département de physique

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 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


Mod le standard agn

Département de physique

Modèle standard (AGN)


Mod le standard agn1

Département de physique

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 ~ 103-4RG

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

    R ~ 104-5RG

  • Nuages NL (x100 km/s)

    R ~ 105-7RG

  • Jet relativiste ~ 50RG


Mod le standard agn2

Département de physique

Modèle standard (AGN)

Modèle

Observations


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