Faculté des arts et des sciences Département de physique Astronomie Extragalactique Cours 7: AGN :...
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Astronomie Astronomie ExtragalactiqueExtragalactique
Cours 7: AGN : Seyferts, radio-Cours 7: AGN : Seyferts, radio-galaxies, QSOs, BL Lac, etcgalaxies, QSOs, BL Lac, etc
Faculté des arts et des sciencesDépartement de physique
Galaxies ActivesGalaxies Actives AGN (Active Galactic AGN (Active Galactic
Nuclei)Nuclei)• Galaxies SeyfertGalaxies Seyfert• Radio GalaxiesRadio Galaxies• QuasarsQuasars• BL LacBL Lac• Etc (Liners, …)Etc (Liners, …)
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Galaxies ActivesGalaxies Actives
2iè guerre mondiale2iè guerre mondiale
développement des radarsdéveloppement des radars
application des application des
techniques radar techniques radar
en astronomieen astronomie
1943: découverte de 1943: découverte de galaxies avec des galaxies avec des raies d’émission raies d’émission larges par Carl larges par Carl SeyfertSeyfertGalaxies de SeyfertGalaxies de Seyfert
1946: découverte 1946: découverte d’une radio source d’une radio source ponctuelleponctuelle Cygnus ACygnus A
1948: beaucoup 1948: beaucoup d’autres sources sont d’autres sources sont détectéesdétectées
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Galaxies ActivesGalaxies Actives
développement des développement des techniques de radio techniques de radio
interférométrieinterférométrie
Sydney CambridgeSydney Cambridge
Australie UKAustralie UK
1949: positions 1949: positions ~~ 10’ 10’ montrent que les montrent que les radio sources sont radio sources sont associées à des associées à des galaxiesgalaxiesVirgo A=M87 (15 Mpc)Virgo A=M87 (15 Mpc)Cen A=N5128 (5 Mpc)Cen A=N5128 (5 Mpc)
1950: Alfven & 1950: Alfven & Herlofsen suggèrent Herlofsen suggèrent que la radiation des que la radiation des radio sources est le radio sources est le processus synchrotronprocessus synchrotron
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Galaxies ActivesGalaxies Actives
11erer lien interférométrique lien interférométrique
1951: Graham Smith 1951: Graham Smith position de Cygnus A position de Cygnus A ~ ~ 11’’
Baade & Minkowski Baade & Minkowski identifie Cygnus A avec identifie Cygnus A avec une galaxie particulière une galaxie particulière Z= 0.06 (Z= 0.06 (~~ 250 Mpc) 250 Mpc)
Cyg A Cyg A >> 10 1066 VL en radio VL en radio
Radio GalaxiesRadio Galaxies 1953: Cygnus A 2 lobes 1953: Cygnus A 2 lobes
= 2’ = 2’
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Galaxies ActivesGalaxies Actives
développement desdéveloppement desordinateursordinateurs
1960: période de 1960: période de consolidation consolidation catalogue 3Ccatalogue 3C
étendues – 2 lobesétendues – 2 lobes2 types de sources2 types de sources
discrètes discrètes << 1’’ 1’’
1960: 3C48 identifié à 1960: 3C48 identifié à un objet d’apparence un objet d’apparence stellaire spectre stellaire spectre indéchiffrable ??indéchiffrable ??
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Galaxies ActivesGalaxies Actives
ouverture de synthèseouverture de synthèse
développement en développement en électroniqueélectronique
radio astronomie se radio astronomie se déplace vers les déplace vers les
hautes fréquenceshautes fréquences
1963: 3c273 1963: 3c273 ->-> étoile radio étoile radio ! spectre inexpliqué si ! spectre inexpliqué si z=0.158z=0.158
QuasarsQuasars (quasi-stellar radio source)(quasi-stellar radio source)
1963: quasars ne semblent 1963: quasars ne semblent pas obéir à la loi de Hubblepas obéir à la loi de Hubble
cosmologiquecosmologiqueRedshiftRedshift
gravitationnelgravitationnel
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Galaxies ActivesGalaxies Actives
1965: on trouve des 1965: on trouve des sources radio qui varie sources radio qui varie sur sur t t ~~ année ? année ?
1965: Sandage trouve 1965: Sandage trouve des quasars non-radiodes quasars non-radio
QSOQSO 1968: nouveau type de 1968: nouveau type de
sources sources t t ~~ques joursques jours BL LacBL Lac
plus énergétiques que plus énergétiques que les quasars et les radio les quasars et les radio galaxiesgalaxies
objet émettant autant objet émettant autant d’énergie radio que d’énergie radio que plusieurs millions de plusieurs millions de Voie Lactée mais dont Voie Lactée mais dont la région d’émission a la région d’émission a une dimension de une dimension de seulement quelques seulement quelques jours-lumière jours-lumière ((~~système solaire) !système solaire) !
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Types d’AGNTypes 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)
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Types d’AGNTypes d’AGN
• On observe des ailes faibles très larges (x1000 km/s en H & H
• 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
H H [OIII] [OI]H+[NII] [SII]
Surtout lignes d’absorption stellaireExitation plus faible que pour Sy I
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Types d’AGN Types d’AGN (dans la (dans la littérature)littérature)
1.1. Galaxies Seyfert 1 (Sy I)Galaxies Seyfert 1 (Sy I)2.2. Galaxies Seyfert 2 (Sy II)Galaxies Seyfert 2 (Sy II)
BLRGBLRG3.3. Radio galaxiesRadio galaxies
NLRGNLRGRadio-loud (RQ)Radio-loud (RQ)
4.4. Quasars (QSO)Quasars (QSO)Radio-quiet(QQ)Radio-quiet(QQ)
5. BL Lac Objects (blazars)
6. Optically Violent Variables (OVVs)
7. Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERS)
8. Nuclear HII Regions9. Starburst Galaxies10. Luminous IR Galaxies
(LIRG)
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Galaxies SeyfertGalaxies Seyfert Galaxies spirales avec un noyau très brillant
quelques 100 km/sec raies d’émission larges
quelques 1000 km/secgaz éjecté du noyau à de très grandes vitesses
NGC 1566 M 77 NGC 7742
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Seyfert GalaxiesSeyfert Galaxies
• 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 t < 1 année
• une région < que la séparation moyenne entre 2 * émet plus de lumière que 109-1010 * !NGC 5548 – Seyfert INGC 3277 – normal SA(r)ab
HST – même échelle log.
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Seyfert GalaxiesSeyfert GalaxiesSy I Sy II
2000 km/s
5000 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)
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Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (variabilité)(variabilité)
• 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
• Permet d’évaluer la géométrie
• CIV et Ly: r =qques jours-lum• MgII: r = qqes mois-lum
Sy IX-ray - ROSAT
IUERaies d’émission
IUEContinu UV
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Seyfert GalaxiesSeyfert 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 Kz < 0.01 Syz > 0.10 QQ
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Seyfert GalaxiesSeyfert Galaxies
• Les galaxies Seyfert sont principalement des galaxies spirales de premier type (early-type)
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Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (noyau)(noyau)Anneau de SF
Mini Sp (HII)Poussière
Certaines Sy ne sont pas visibles dans l’optiqueCertaines Sy ne sont pas visibles dans l’optique
parce que le noyau est obscurci par la poussièreparce que le noyau est obscurci par la poussière
et sont uniquement visibles dans l’et sont uniquement visibles dans l’IRIRSy II
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Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (NGC (NGC 1068)1068)
• Classé Sy 2 mais en fait contient un noyau Sy 1 Classé Sy 2 mais en fait contient un noyau Sy 1 obscurci par un tore de poussière (+ produit un jet obscurci par un tore de poussière (+ produit un jet perpendiculaire au plan du disque)perpendiculaire au plan du disque)
• Probablement que plusieurs Sy 2 sont en fait des Sy 1 Probablement que plusieurs Sy 2 sont en fait des Sy 1 (si on les voyait sous le bon angle – selon l’axe du tore)(si on les voyait sous le bon angle – selon l’axe du tore)
Sy 2
Sy 1
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Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (NGC (NGC 4151)4151)
Spectre UV Spectre NIR - Gemini
Image optique – noyau brillant
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Seyfert Galaxies Seyfert Galaxies (fréquence)(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
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Seyfert GalaxiesSeyfert Galaxies
• Seyferts souvent vues en interaction ou près d’une autre galaxie
• Indice sur l’origine de l’activité du noyau
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Radio GalaxiesRadio 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 esthabituellement une E (cD)•Mais classification difficileà cause du z
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Radio GalaxiesRadio Galaxies
structure à 2 lobes (Cygnus A)structure à 2 lobes (Cygnus A)
2 types2 typesstructure cœur-halo structure cœur-halo (M87 – grande échelle)(M87 – grande échelle)
Cygnus AM 87
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Radio Galaxies Radio Galaxies (double (double lobe)lobe)
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Radio GalaxiesRadio 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
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Radio GalaxiesRadio Galaxies
BLRG - PRG
NLRG - WRG
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Radio Galaxies Radio Galaxies (Cygnus (Cygnus A)A)
z = 0,065 – distance = 211 Mpc double-lobes = 140 kpc
radio-galaxie NL mais beaucoup de poussière
SOL
HST
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Radio Galaxies Radio Galaxies (Cygnus (Cygnus A)A)
coeur
jets
chocs avec IGMhotspots
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Radio Galaxies Radio Galaxies (Jets & (Jets & cœur)cœur)
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Radio Galaxies Radio Galaxies (Jets & (Jets & cœur)cœur)
Galaxie visible
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Radio Galaxies Radio Galaxies (Jets & (Jets & cœur)cœur)
Poussière suggère la
présence du disque
d’accrétion avec les jets
perpendiculaires au disque
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Radio Galaxies Radio Galaxies (Centaurus A)(Centaurus A)
Merger entre E & Sp
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Radio Galaxies Radio Galaxies (Centaurus A)(Centaurus A)
Spirale (HI, pop. I)
Continu non-
thermique
Elliptique (pop. II, vieille)
Gaz chaud > 106 K
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Radio Galaxies Radio Galaxies (double (double lobe)lobe)
• Radiation synchrotron (électrons relativistes spiralent autour des lignes de champ magnétiques)
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Radio Galaxies Radio Galaxies (optique – (optique – grand z)grand z)
petit z ~ E
grand z ~ IrrMerger ?
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Radio Galaxies Radio Galaxies (NGC 6251)(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
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Sources Head-tail - IGMSources Head-tail - IGM
L’existence des sources head-tail est le meilleur exemple de la présence du IGMEffet plus prononcé vers le centre d’amas riches
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Radio Galaxies Radio Galaxies (M 87)(M 87)
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Radio Galaxies Radio Galaxies (M 87)(M 87)
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
HST: near-UV (290nm) & near IR (800nm)
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Radio Galaxies Radio Galaxies (M 87)(M 87)V ~ 1200 km/sr ~ 0.2 arcsec
Young et al. 1978
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Signature du Trou Noir (M Signature du Trou Noir (M 87)87)
M87 – Virgo AM87 – Virgo A
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QuasarsQuasars
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 = 0.466ESO La Silla 3,6m CCD
2.9’ x 2.9’ – Rlim ~ 23.5
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QuasarsQuasars
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
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Quasars Quasars (variabilité)(variabilité)
Variabilité t ~ 1 anDiam < 1 a.l.Z variabilité
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Quasars Quasars (spectres)(spectres)
Fort continu UV
Lyman break
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Quasars Quasars (3C 273 – QSO le plus (3C 273 – QSO le plus brillant)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 !
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Quasars Quasars (raies (raies d’absorption)d’absorption)
3 types:1. Raies métalliques:
CIV 1548/1551 & MgII 2796/2803 Habituellement au même z que les raies d’émission
2. Forêt Lyman ( > 320nm – z > 1.6) X100 raies – côté bleu des raies d’émission Produites par des nuages IGM avec abondances
faibles
3. BAL: Broad Absorption lines (x1000 km/s) Côté bleu mais très près des raies d’émission Produites près les QSOs eux-mêmes
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’’
Lignes métalliques ionisées – 2 groupes:
A. MgII (SiII, CII, FeII): produit dans les halos de galaxies normales ou dans des régions de formation d’étoiles
B. CIV (SiIV, NV, OIV): provient de nuages dans des galaxies jeunes fortement ionisés par des *OB (abondance faible galaxies jeunes)
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Quasars Quasars (raies (raies d’absorption)d’absorption)
Forêt Lyman
raies produites parses nuages d’H IGM
1014 cm-2
M ~ 107-108 Msol
Dimensions ~ x10 kpc(lentilles grav.)
nuages de gaz froids
raies d’absorption
# de raies augmente avec z
50 min.s HST
7 hours Keck
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Quasars Quasars (raies (raies d’absorption)d’absorption)
• 3C 196, z = 0.87• Absorption HI (21 cm)
correspond à une galaxie à z = 0.44 vue par le HST (SB)
• Brown et al. 1988
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Quasars Quasars (raies (raies d’absorption)d’absorption)
Côté, Wyse, Carignan, Freeman, Broadhurst 2005, ApJ, 618, 178
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Quasars Quasars (raies (raies d’absorption)d’absorption)
Côté et al. 2005
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Quasars Quasars (lentille (lentille gravitationnelle)gravitationnelle)
Weymann et al. 1979
0957+561
0957+561: premier cas confirmé de lentille
gravitationnelle (1979)
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Quasars Quasars (lentille (lentille gravitationnelle)gravitationnelle)
2237+0305 (Croix d’Einstein): quasar z = 1.695
galaxie z = 0.0394
Quasar à 0.05 arcsec du noyau
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Quasars Quasars (lentille (lentille gravitationnelle)gravitationnelle)
Nadeau, Racine, Doyon et al. 1999
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Quasars Quasars (évolution)(évolution)• distribution des QSO pique vers z = 2 lorsque l’Univers avait ~ 1/3 de son âge (~ 5x109 années)• luminosité des QSOs décroît pour z < 2• peut-être relié à l’époque de formation
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Quasars Quasars (hosts)(hosts) Avant HST:
Radio-loud E Radio-quiet S
Après HST: Radio-loud: pas de S Radio-loud & radio-quiet:
E ou mergers Hosts souvent près d’une
galaxie proche compacte
Hosts montrent des signes d’interaction plus fréquents que les galaxies normales
QSO ont une galaxie proche 6 fois + galaxies
normales
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Objets BL Lac Objets BL Lac (blazars)(blazars) Classe mal définie (peut-
être une classe de QSO ?) Galaxie E + noyau très
brillant Variabilité – t court Variations:
t < 1 semaine x2 t < qques mois x15
spectre: continu non-thermique sans (ou très peu) de lignes d’émission
Montre que le BL Lac est dans une E
Variabilité
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Objets BL Lac Objets BL Lac (blazars)(blazars)
BL Lac: cas extrême de quasar compact on devrait probablement parler d’un quasar dans une phase BL Lac plutôt que d’objets BL Lac depuis sa créationAbsence de raies d’émission : jet vu head-on (continu non-thermique)
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Superluminal motions Superluminal motions (quasars, radio-galaxies, BL Lac (quasars, radio-galaxies, BL Lac
jets)jets)Vapp ~ 4c
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Superluminal motions Superluminal motions (quasars, radio-galaxies, BL Lac (quasars, radio-galaxies, BL Lac
jets)jets)
Vapp ~ 9.6 +/- 0.8 c
2 se déplace vers nous à v ~ cvt = v.sin/[1 – (v/c).cos]
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AGN AGN (autres types)(autres types)Low Ionisation Nuclear Emission-line Region
(LINERLINER)
La plupart (sinon toutes) des galaxies normales montrent des raies d’émission dans leur noyau
Raies de faible excitation ([NII], [OII], [SII],…) comparées aux raies de hautes excitation des Sey & QSO
Mécanismes d’excitation Photoionization Collisions & chocs
Sources d’ionisation des régions HII: amas d’* chaudes – p.e. *WR
LINERS = Low luminosity end des AGN différence: rayonnement thermique -> *
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AGN AGN (autres types)(autres types)
Nuclear HII regions: plusieurs noyaux de galaxies ont dans leur spectre des raies étroites (Balmer, [OIII]) caractéristiques de régions HII ionisées par des * chaudes – pas vraiment des AGNs
Galaxies starburst: galaxies ayant un taux de formation d’étoiles beaucoup plus élevé que la moyenne pendant la vie de la galaxie (p.e. merger) – pas vraiment des AGNs (thermique)
Sources IR fortes: radiation re-radiée par de la poussière chauffée par un AGN ou un starburst
Diagramme-diagnostic starburst pour les AGNs du SDSS. Les courbes montrent l’endroit attendu des galaxies avec un SFR continu. Droite: montre que les AGNs ont des épisodes starburst
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Modèle standard (AGN)Modèle standard (AGN)
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Modèle standard (AGN)Modèle standard (AGN) Trou noir supermassif (106 –
108Msol)
M = 108 Msol
RG ~ 3x1013 cm Disque d’accrétion: UV/X
thermique & raies haute ionisation
R ~ 3 – 100 RG
Nuages BL (> 103 km/s)R ~ 103-4 RG
Torus de poussière (même plan que le disque d’accrétion)
R ~ 104-5 RG
Nuages NL (x100 km/s)R ~ 105-7 RG
Jet relativiste ~ 50RG
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Modèle standard (AGN)
ModèleObservations