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AGN à très haute résolution 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. VLA+VLBA (Ulvestad et al. 1999).

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

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Presentation Transcript

  1. 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

  2. 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.

  3. 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.

  4. Région Groupe 100 Mpc Groupe Groupe 30 Mpc Groupe 10 Mpc Optique adaptative Interférométrie Résolution angulaire nécessaire

  5. 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

  6. Noyaux actifs de galaxiesle modèle unifié AGN 2 AGN 1

  7. 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

  8. Sensibilité nécessaire

  9. 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 ?)

  10. > l Source résolue La résolution angulaire est limitée à : Plan image D f

  11. > l La résolution angulaire est limitée à : Plan image Interférométrie D f

  12. Plan image Interférométrie D B f La résolution angulaire est maintenant :

  13. Plan image Interférométrie D B f La résolution angulaire est maintenant :

  14. Plan image Interférométrie D B f La résolution angulaire est maintenant :

  15. 1ères 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)

  16. 1ères 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)

  17. Observation à 2,2 µm avec VINCI ~30 mas < 5 mas (Wittkowski et al. 2004)

  18. 1ères 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)

  19. 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

  20. 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)

  21. 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) ...

  22. = 0,43’’ Imagerie du centre galactique (NAOS/VLT) Mesure de la masse du trou noir : 2,7106 Msol

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