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Astronomie Extragalactique

Astronomie Extragalactique. Cours 9: 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

  1. Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 9: AGN : Seyferts, radio-galaxies, QSOs, BL Lac, etc

  2. Département de physique Galaxies ActivesAGN (Active Galactic Nuclei) • Galaxies Seyfert • Radio Galaxies • Quasars • BL Lac • Etc (Liners, …)

  3. 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

  4. 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

  5. 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

  6. 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

  7. 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

  8. 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

  9. 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)

  10. 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 Exicitation plus faible que pour Sy I

  11. 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)

  12. 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

  13. 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

  14. 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

  15. 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 • CIV et Lya: Dr =qques jours-lum • MgII: Dr = qqes mois-lum IUE Continu UV

  16. 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

  17. Département de physique Seyfert Galaxies • Les galaxies Seyfert sont principalement des galaxies spirales de premier type (early-type)

  18. 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

  19. 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)

  20. Département de physique Seyfert Galaxies (NGC 4151) Spectre UV Spectre NIR - Gemini Image optique – noyau brillant

  21. 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

  22. 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

  23. 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

  24. Département de physique Radio Galaxies M 87 Cygnus A structure à 2 lobes (Cygnus A) • 2 types structure cœur-halo (M87 – grande échelle)

  25. Département de physique Radio Galaxies (double lobe)

  26. 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

  27. Département de physique Radio Galaxies NLRG - WRG BLRG - PRG

  28. Département de physique Radio Galaxies (Cygnus A) SOL HST • radio-galaxie NL mais beaucoup de poussière • polarization suggère BL • z = 0,065 – distance = 211 Mpc • double-lobes = 140 kpc

  29. Département de physique Radio Galaxies (Cygnus A) coeur chocs avec IGM hotspots jets

  30. Département de physique Radio Galaxies (Jets & cœur)

  31. Département de physique Radio Galaxies (Jets & cœur) Galaxie visible

  32. Département de physique Radio Galaxies (Jets & cœur) Poussière suggère la présence du disque d’accrétion avec les jets perpendiculaires au disque

  33. Département de physique Radio Galaxies (Centaurus A) Merger entre E & Sp

  34. Département de physique Radio Galaxies (Centaurus A) Elliptique (pop. II, vieille) Continu non-thermique Gaz chaud > 106 K Spirale (HI, pop. I)

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

  36. Département de physique Radio Galaxies (optique – grand z) grand z ~ Irr Merger ? petit z ~ E

  37. 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

  38. 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

  39. Département de physique Radio Galaxies (M 87)

  40. 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

  41. Département de physique Radio Galaxies (M 87) DV ~ 1200 km/s Dr ~ 0.2 arcsec Young et al. 1978

  42. Département de physique Signature du Trou Noir (M 87) M87 – Virgo A

  43. 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

  44. 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

  45. Département de physique Quasars (variabilité) Variabilité Dt ~ 1 an Diam < 1 a.l. Z variabilité

  46. Département de physique Quasars (spectres) Fort continu UV Lyman break

  47. 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 !

  48. 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 des QSOs

  49. 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)

  50. 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

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