Étude des noyaux actifs de galaxies en interférométrie optique : résultats et

perspectivesProgramme National Galaxies

1er Mars 2006

Guy Perrin, Julien Woillez, Anne Poncelet, Hélène Sol, Yann Clénet

VLA+VLBA (Ulvestad et al. 1999)

La base des jets est résolue sur l’image à 2,3 GHz de Mrk 231 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 soit sur le rayonnement Maser soit sur le rayonnement continu synchrotron émis par des électrons relativistes.

Observation des AGN en radio

1 kpc1 kpc 1 pc1 pc0,01 pc0,01 pc

Que peut apporter l’infrarouge ?

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.

Résolution angulaire nécessaire

Groupe 10 Mpc

Groupe 30 Mpc

Groupe 100 MpcFormation

d’étoiles

Bord du tore

Disque d’accrétion

10 Mpc 20’’ 20 mas 0,2 mas

30 Mpc 6’’ 6 mas 0,06 mas

100 Mpc 2’’ 2 mas 0,02 mas

RégionGroupe

Optique adaptativeInterférométrie

Modèle unifié

AGN 2

AGN 1

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

Observation compatible avec le modèle unifié pour une Seyfert 1

NGC 4151 avec Keck I (Swain et al. 2003)

1ères mesures interférométriques d’AGN au Keck

Première observation d’un AGN avec le VLTI

NGC 1068 (Seyfert 2) @ 8-13 µm avec VLTI/MIDI :

Objet totalement résolu

Compatible avec une géométrie de cœur écranté par le tore

(Jaffe et al. 2004)

Le tore de poussière de NGC 1068 spatialement et spectralement résolu par VLTI/MIDI

(Poncelet, Perrin & Sol, 2006)

Épaisseur optique de la composante étendue identifiée au tore

Modèle simple de NGC 1068

Observation de NGC 1068 à 2,2 µm avec VLTI/VINCI

(Wittkow

ski et al. 2004)

~30 mas

< 5 mas

La composante la plus étendue a une taille de 2 pc qui pourrait correspondre à la structure compacte vue par MIDI (bord interne du tore)

La composante non résolue de taille inférieure à 5 mas (< 0,35 pc) pourrait être la BLR

Ces observations montrent une remarquable cohérence avec celles de MIDI

Bilan des premières observations

4 noyaux actifs de galaxies ont pour l’instant été observés

Seul NGC 1068 a été observé à la fois en IR proche et en IR moyen

Les observations actuelles sont compatibles avec le modèle unifié :- les Seyfert 1 ne sont pas résolues- les Seyfert 2 le sont

Le tore de poussière (ou une structure contenant de la poussière) a été directement mis en évidence dans le cas de NGC 1068

Les parties les plus compactes du cœur (notamment la région des raies larges) restent pour l’instant hors d’atteinte

Perspectives à court et moyen termeMise en service de AMBER sur le VLTI :

- imagerie à 3 télescopes dans le proche infrarouge- résolution spectrale de quelques milliers séparation BLR - tore

À moyen terme :- 2ème génération d’instruments du VLTI- imagerie à au moins 4 télescopes dans le proche infrarouge et dans

l’infrarouge moyen- extension de l’échantillon observable à une 30aine de sources grâce à

la plus grande sensibilité des instruments (intégrations longues)- combinaison de haute résolution angulaire et de résolution spectrale

(quelques milliers) pour l’ensemble des sources de l’échantillon

Résultats potentiels :- taille, géométrie et caractéristiques physiques des tores- étude de la validité du modèle unifié sur un plus grand échantillon- lien entre la base des jets et l’environnement du noyau compact

lien avec les observations radio

Pour aller plus loin

Étude de la région des raies larges et du disque d’accrétion

Des résolutions de l’ordre de la milli-seconde d’angle sont nécessaires pour résoudre les BLR des objets les plus proches bases ≥ 450 m en bande K

L’étude des disques d’accrétion nécessite des bases d’au moins 1 km voire plus.

L’étude du cœur des AGN demande donc des interféromètres de taille kilométrique.

Ces interféromètres permettront une étude 3D des BLR par tomographie (combinaison de l’interférométrie et de l’imagerie par réverbération, Woillez et al. 2006)

Vers des bases kilométriques

‘OHANA(Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy)

• 6/7 grands télescopes équipés d’optique adaptative

• Potentiellement un réseau imageur de 800 m de diamètre en reliant les télescopes par fibres

Premier essai avec les deux Keck2 x 300 m de fibres

Equivalent à un interféromètre de 500 mdu point de vue de la sensibilité

Premières franges sur 107 Herculis

(Perrin, Woillez et al. 2006)

‘OHANA et l’ère post-VLTI

‘OHANA est le premier pas vers des interféromètres optiques kilométriques.

Une réflexion sur l’après-VLTI en Europe ou l’après Keck aux USA est engagée. Les technologies sont prêtes (optique adaptative, suiveur de franges, fibres optiques monomodes, lignes à retard)

Un réseau kilométrique de plusieurs grands télescopes dédiés pourrait être à la portée de la communauté astronomique (ALMA optique)

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)

sont requis pour visionner cette image.

Ce serait l’instrument idéal pour l’étude du cœur des noyaux actifs de galaxies

Défis marketing pour y parvenir

• Faire des images de type radio/millimétrique avec les interféromètres actuels

• Apporter la démonstration que les interféromètres optiques peuvent observer des objets faibles de magnitude K=18 (projets PRIMA et GRAVITY du VLTI)

• Remplacer « interférométrie stellaire » par « interférométrie astronomique » dans l’esprit des astronomes

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 - jets - vents

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