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L ’ACCRETION DANS LES AGN ET LES QUASARS. Suzy Collin Observatoire de Meudon. RESUME DE l ’EXPOSE. Comment les observations optiques et UV ont permis de découvrir des objets rayonnant au TEV. Pourquoi la physique des AGN passe par la compréhension des mécanismes d ’émission UV et X.

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L accretion dans les agn et les quasars

L ’ACCRETION DANS LES AGN ET LES QUASARS

Suzy Collin

Observatoire de Meudon


L accretion dans les agn et les quasars

RESUME DE l ’EXPOSE

Comment les observations optiques et UV ont permis de découvrir des objets rayonnant au TEV

Pourquoi la physique des AGN passe par la compréhension des mécanismes d ’émission UV et X

le plus énergétique n ’est pas forcément

le plus puissant

Finalement: les trous noirs supermassifs sont partout


L accretion dans les agn et les quasars

UN PEU D ’HISTOIRE

Proto-histoire: avant 64

Les années 60:découverte, espoirs

Les années 70: la confusion

Les 80: les choses se mettent en place

Les 90: l ’ère des X et des Gamma,

Omniprésence desMBHs


L accretion dans les agn et les quasars

PROTO-HISTOIRE

Les années 40: études optiques

K. Seyfert étudie 6 galaxies avec un noyau brillant et des raies en émission larges

(jusqu ’à 8500km/s)

Les années 50: études radio

découverte de l ’émission Synchrotron Ginzburg, 1951

Identification de Cyg ABaade & Minkowski, 1954

autres « double lobe d», probablement extragalactiques sources



L accretion dans les agn et les quasars

Les années 60: découverte des quasars, premiers problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Identification des sources 3C: des « étoiles » très bleues

Avec des raies d ’émission larges et inconnues

3C48 (Matthews et al, 1961, AAS, Dec1960)

Que sont ces objets?

Feb 5, 1963 (Schmidt): découverte du redshift de 3C273

Greenstein and Schmidt, 1964:

3C48 and 3C273: z=0.45 and 0.16 sont

Objets à des distances cosmologiques

Possèdant de très grandes luminosités


L accretion dans les agn et les quasars

Greenstein & Schmidt, 1964 problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

3C 27373

jet


L accretion dans les agn et les quasars

1965: variabilité Optique et radio problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Size < 1pc!

Quelle est la source d ’énergie?

SN, étoiles supermassives, and même

Trous Noirs(Zeldovich, Salpeter, 1964)

relations entre QSO et galaxies de Seyfert

Apparence stellaire

Raies larges, continu UV non stellaire variable

Mais les luminosités sont différentes

(Seyfert: 1043-45 erg/s, quasars:1045-48 erg/s)

Et les quasars sont loin, les Seyfert sont proches


L accretion dans les agn et les quasars

RECHERCHE D ’OBJETS IDENTIQUES problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Découverte de quasars non radio (90% des quasars!)

par variabilite et excès d ’UV (Sandage,1965)

Elaboration du catalogue de galaxies de Markarian

par spectro et excès d ’UV

20% sont des galaxies de Seyfert

Quelques unes rayonnent au TeV

(les autres sont des gal. « starburst »)


L accretion dans les agn et les quasars

LES ANNEES 70: LA CONFUSION problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Découverte des mouvements superluminiques

Très forte variabilité de RLQ, impossible à réconcilier avec une émission isotrope

Lien entre l es jets à l ’échelle du pc et du Mpc

Découverte des gamma dans des RLQ (~100 MeV)

Découverte de l ’émission X rapidement variable (<1j)

très forte luminosité dans un petit volume

Accrétion sur des Trous Noirs Massifs (MBHs) « Flow chart » de Rees

« Controverse du redshift  »


L accretion dans les agn et les quasars

QUELQUES PARAMETRES IMPORTANTS DES TN problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

1. Rayon gravitationel

=1.5 1013 M8 cm

NOTEZ QUE LA DIMENSION DONNEE PAR LA VARIABILITE X

EST ENVIRON 10Rg, POUR M=108 Mo

2. Rayon de la dernière orbite stable

Schwarszchild TN = 6RG

Kerr TN = 1.24RG

3. 8 l ’efficacité de conversion M/E est:

0.57% pour un TN de Schwarszchild

~30% for a TN de Kerr


L accretion dans les agn et les quasars

LUMINOSITE D ’ EDDINGTON problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

La luminosité maximum d ’un objet tirant son énergie de l ’accrétion est donnée par:

Frad= Fgrav

NOTEZ QUE LA LUMINOSITE EDDINGTON EST CELLE D ’UN MODESTE QUASAR , POUR M=108 Mo,


L accretion dans les agn et les quasars

NEANMOINS GRANDE CONFUSION problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Pourquoi radio et non radio

(Elliptque/spirale)

On ne comprend pas la multiplicité des classes d ’objets

On ne comprend pas les luminosités très grandes de certains objets radio, associées à une forte variabilité

ET SURTOUT

On croit que le spectre est entièrement non thermique: le processus d ’accrétion n ’est pas encore identifié


L accretion dans les agn et les quasars

LES ANNEES 80: LES CHOSES SE METTENT EN PLACE problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Evidences pour un DISQUE D ’ACCRETION

Le « Blue Blump » domine la luminosité

Influence de l ’orientation: le SCHEMA UNIFIE

(Antonucci & Miller, 1985)

La SED des RQQ(Sanders et al, 1989): plus de synchrotron

Le « monitoring » des Seyferts commence:

premières déterminations de la masse du TN

Calcul de la masse capturée dans les MBHs (Soltan, 1982)


L accretion dans les agn et les quasars

DISTRIBUTION SPECTRALE problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

des Seyfert et des quasars

Thermal emission

Hot corona

Thermal Compton

dust

cold accretion disk

thermal Compton

Compton inverse

synchrotron


L accretion dans les agn et les quasars

WHY AN ACCRETION DISK? problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

I. Observational evidences

R collimated jets, in radio quiet and radio loud objects

R conical structures of ionized gas (NLR and ENLR)

R the disk is observed directly in some objects (NGC4258)

R The "Unified Scheme" implies the existence of a dust-molecular torus (but at large distances)

R sometimes two peaked broad line profiles

R similarities with galactic black holes

II. Theoretical evidences

R Angular momentum is necessarily present

R It is mixed in a single plane by collisions

8 AXIAL SYMMETRY


L accretion dans les agn et les quasars

HOW TO ENSURE ACCRETION? problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Matter orbits in circles

8 it must loose energy to move towards the BH

8 it requires a dissipation mechanism

microscopic viscosity is far too small

8 turbulent viscosity n = vturb lturb

The a prescription:

(Shakura & Sunayev, 1973)

Size of the turbulent eddies ≤ scale height of the disk

+ subsonic turbulence

Note that this is a GLOBAL prescription (vertically integrated)

Possible mechanism: « Balbus Hawley instability »

(shear instability? Richard & Zahn, 1999)

n = a cs H, with a ≤ 1


L accretion dans les agn et les quasars

WHAT KIND OF ACCRETION DISK? problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Owing to the relatively large accretion rate, M/MEdd ≥0.1,

Cold, dense and optically thick flow

8 three types of disks according to the value of M/MEdd

1.

Geometrically thin, optically thick disks (« standard disks »)

(Shakura & Sunayev, 1973)

2.

« slim disks »

Abramowicz, Czerny, Lasota & Szuszkiewicz, 1988

Very interesting but not much considered (NLS1?)

3.

Geometrically and optically thick disks (sustained by radiation pressure)

Paczynski & Wiita (1980), Jaroszynski, Abramowicz & Paczynski (1980),

Abramowicz, Calvani,& Nobili (1980)

But unstable


L accretion dans les agn et les quasars

PROBLEMS WITH THESE DISKS problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Since they are optically thick, they emit like BB

WHERE ARE EMITTED THE HARD X-RAYS?


L accretion dans les agn et les quasars

LES ANNEES 90: L ’ERE MODERNE problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Découverte des gamma énergétiques

dans certains objets radio (10% des RLQ?)

Mise en évidence de l ’absence de gamma

dans les objets non radio

Monitoring multi-longueur d ’onde et relation UV-X-: « reprocessing »

Modèles de disques d ’accrétion complexes

La raie du Fer et les « disques relativistes »


L accretion dans les agn et les quasars

Variability introduces strong constraints on the models problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Nandra et al, ApJ 505, 594, 1998

X-ray and UV light curve of NGC 7469:

Such curves raises strong difficulties for the existing reprocessing models


L accretion dans les agn et les quasars

The iron-K line problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Relativistic cold AD

6.4 keV

5keV

7keV

Nandraet al, ApJ 477, 602,1997

Mean line profile for a sample of 14 Seyfert 1


L accretion dans les agn et les quasars

Fabian, Iwasawa, Reynolds, Young, 2000 problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert


L accretion dans les agn et les quasars

MCG -6-30-15, during a deep minimum problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Max rotating

Kerr BH

Schwarzschild BH

Schwarzschild BH, but taking into account the reflected continuum

Reynolds& Begelman, 1997

Young, Ross, Fabian, 1998


L accretion dans les agn et les quasars

An artist view of the cloud model problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Karas et al, 2000


L accretion dans les agn et les quasars

AUTRE DECOUVERTE DES ANNEES 90: problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

L ’UNIVERSALITE DES MBHs

Découverte d e trous noirs massifs dans les

galaxies « normales » : ex: SgA.

Notez la présence d ’une source radio

Découverte de la relation entre la masse des bulbes

et celle des MBHs (Magorrian et al, 1998)

M(BH) ~ 0.5% M(bulbe)

Découverte d ’une population d ’AGN absorbés

(en particulier à grand redshift)

Découverte d e signes d ’activité dans 30% des noyaux de galaxies:raies opt-UV larges, X variable, source radio compacte; ce sont des AGN faibles


L accretion dans les agn et les quasars

M problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

/

M

Edd

<

0.1

For

Possibilitty of

« Advection Dominated Accretion Flow » (ADAF)

which emit only X-rays


L accretion dans les agn et les quasars

CONCLUSIONS (OU PARADIGMES ACTUELS) problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

Les TN sont présents dans pratiquement tous les noyaux de galaxies, qui traversent des périodes d ’activité forte et faible, en fonction de la quantité de gaz qu e le TN peut accréter

L  ’accrétion se produit via un disque,

Loin: « tore » moléculaire épais,

Près: disque mince froid et couronne chaude

La direction de la ligne de visée / au disque contribue à déterminer la classe de l ’objet

L ’accrétion forte (quasars et Seyfert) donne une émission UV et X,

l ’accrétion faible seulement une émission X.

Ces émissions sont « thermiques»


L accretion dans les agn et les quasars

10% des AGN sont radio forts avec gamma problèmes, liens avec les galaxies de Seyfert

(et 1% sont amplifiés relativistiquement)

L ’émission gamma est probt Compton inverse

Même les AGN « non radio » sont des émetteurs radio faibles, et ont des jets

(dans l ’axe du disque, ex. NGC 4258)

DONC PCHE DANS TOUS LES AGN!

ON IGNORE TOUTEFOIS CE QUI CAUSE LA DIFFERENCE ENTRE RADIO FORT ET RADIO FAIBLE

(environnement, spin du TN, type de disque…?)