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AGN à très haute résolution angulaire dans l’infrarouge : observations et perspectives - PowerPoint PPT Presentation


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AGN à très haute résolution angulaire dans l’infrarouge : observations et perspectives. SF2A 2004 session PCHE Paris 17 juin 2004 Guy Perrin Observatoire de Paris / LESIA. Ce qu’apporte la radio. VLA+VLBA (Ulvestad et al. 1999).

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Presentation Transcript
Agn tr s haute r solution angulaire dans l infrarouge observations et perspectives

AGN à très haute résolution angulaire dans l’infrarouge :observations et perspectives

SF2A 2004

session PCHE

Paris

17 juin 2004

Guy Perrin

Observatoire de Paris / LESIA


Ce qu apporte la radio
Ce qu’apporte la radio :

VLA+VLBA (Ulvestad et al. 1999)

La base des jets est résolue sur l’image à 2,3 GHz et le cœur de l’AGN est identifié sur l’image à 15,3 GHz de résolution 1 mas.

Les observations radio apportent des informations soient sur le rayonnement Maser soit sur le rayonnement continu synchroton émis par des électrons relativistes.


Que peut apporter l infrarouge
Que peut apporter l’infrarouge ? :

0,01 pc

1 kpc

1 pc

Le tore, la région des raies larges (BLR) et le disque d’accrétion émettent fortement dans l’infrarouge (émission thermique).

Le domaine infrarouge offre des résolutions angulaires potentiellement plus importante qu’en radio.


R solution angulaire n cessaire

Région :

Groupe 100 Mpc

Groupe

Groupe 30 Mpc

Groupe 10 Mpc

Optique adaptative

Interférométrie

Résolution angulaire nécessaire


Exemple d observations existantes ngc 1068 en optique adaptative
Exemple d’observations existantes : :NGC 1068 en optique adaptative

4,8 mm

CFHT (Gratadour et al. 2003)

NAOS (Rouan et al. 2004)

Détection (imagerie et spectroscopie) de la BLR, du (bord interne du ?) tore (120 mas)

Imagerie de son environnement et des chocs induits par les jets (nano-diamants à haute température)

NGC 1068 est le noyau de type Seyfert 2 le plus proche


Noyaux actifs de galaxies le mod le unifi
Noyaux actifs de galaxies :le modèle unifié

AGN 2

AGN 1


Keck @ 2.2 :mm

VLTI-KI

'OHANA

‘OHANA

Keck (mono-pupille)

Optique adaptative

KeckI et VLTI

Échelle des résolutions

@ l = 1µm

télescope de 10m (Keck) 20 mas

VLTI-KeckI (130 m) 2 mas

‘OHANA (800 m max) 0,3 mas



Interf rom trie optique infrarouge
Interférométrie optique - infrarouge :

  • Instruments disponibles ou en cours de mise en service :

    • VLTI : VINCI (2,2 µm), MIDI (8-12µm), AMBER (1-2,4 µm) : 8-130 m de base, télescopes de 8 m

    • KeckI (2,2 µm) : 85 m de base, télescopes de 10 m

  • Instruments futurs :

    • ‘OHANA (1-2,5 µm) : 800 m de base, télescopes de 3,60 à

      10 m

    • Autres ? (successeur du VLTI à 2-10 km de base ?)


> :l

Source résolue

La résolution angulaire est limitée à :

Plan image

D

f


> :l

La résolution angulaire est limitée à :

Plan image

Interférométrie

D

f


Plan image :

Interférométrie

D

B

f

La résolution angulaire est maintenant :


Plan image :

Interférométrie

D

B

f

La résolution angulaire est maintenant :


Plan image :

Interférométrie

D

B

f

La résolution angulaire est maintenant :


1 :ères mesures interférométriques d’un AGN au VLTI

(Jaffe et al. 2004)

NGC 1068 (Seyfert 2) @ 10 µm sur le VLTI/MIDI :

le tore de poussière est clairement résolu

(observation d’une structure « froide » de 30 mas d’échelle spatiale, soit 2 pc et d’une structure chaude compacte de 10 mas)


1 :ères mesures interférométriques d’un AGN au VLTI

Modèle à deux composantes :

- à 8 µm : 17 mas et 45 mas

- à 12 µm : 45 mas et 152 mas

(travail en cours Anne Poncelet)


Observation à 2,2 µm avec VINCI :

~30 mas

< 5 mas

(Wittkowski et al. 2004)


1 :ères mesures interférométriques d’AGN au Keck

NGC 4151 avec KeckI

(Swain et al. 2003)

NGC 4151 (Seyfert 1) @ 2.2 µm avec Keck : le cœur compact n’est pas résolu (résolution = 5 mas)

Observation non ou peu perturbée par le tore

NGC 4151 sera totalement résolu avec ‘OHANA (800 m)


Ohana au mauna kea

Subaru :

8 m

Keck I&II

10 m

UKIRT

4 m

Gemini

8 m

IRTF

3 m -> 6,50m

CFHT

3,60 m

‘OHANA au Mauna Kea

  • Plus grand site astronomique de qualité du monde

  • 7 grands télescopes équipés d’optique adaptative

Premier test entre Keck I et Keck II : 1er décembre 2004

Deuxième essai entre Gemini et CFHT : été 2005


Perspectives
Perspectives :

  • Le VLTI va permettre l’étude du tore de poussière et de certaines BLR pour les sources les plus proches.

  • ‘OHANA et un potentiel successeur du VLTI (OLA, 2km ou +) résoudront directement la BLR et permettront d’accéder au disque d’accrétion.

  • Les futurs instruments double-champ permettront de stabiliser les franges sur une source brillante et d’intégrer sur l’AGN pour augmenter la résolution spectrale (instrument PRIMA sur le VLTI)


Perspectives1
Perspectives :

  • Atteindre le rayon d’auto-gravitation des disques des sources les plus proches  exploration de la transition disque-tore

  • Test des modèles de disques (structure, irradiation ...)

  • Région de formation des jets et des zones d’accélération de particules; variabilités comparées avec les données hautes énergies

  • Connection nuages de la BLR - jet - vents

  • Identification de possibles trous noirs binaires (invoqués dans quelques sources) ...


Imagerie du centre galactique naos vlt

= 0,43’’ :

Imagerie du centre galactique (NAOS/VLT)

Mesure de la masse du trou noir :

2,7106 Msol


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