L ’ACCRETION DANS LES AGN ET LES QUASARS

Suzy CollinObservatoire de Meudon

RESUME DE l ’EXPOSE

Finalement: les trous noirs supermassifs sont partout

le plus énergétique n ’est pas forcément le plus puissant

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

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

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 A Baade & Minkowski, 1954

autres « double lobe d», probablement extragalactiques sources

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 inconnues3C48 (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 cosmologiquesPossèdant de très grandes luminosités

3C 27373

jet

Size < 1pc!

1965: variabilité Optique et radio

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

RECHERCHE D ’OBJETS IDENTIQUES

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 »)

LES ANNEES 70: LA CONFUSION

« Controverse du redshift  »

Découverte des mouvements superluminiques

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

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

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

Découverte des gamma dans des RLQ (~100 MeV)

QUELQUES PARAMETRES IMPORTANTS DES TN

NOTEZ QUE LA DIMENSION DONNEE PAR LA VARIABILITE X

EST ENVIRON 10Rg, POUR M=108 Mo

1. Rayon gravitationel

=1.5 1013 M8 cm

2. Rayon de la dernière orbite stable Schwarszchild TN = 6RG

Kerr TN = 1.24RG

3. l ’efficacité de conversion M/E est: 0.57% pour un TN de Schwarszchild~30% for a TN de Kerr

LUMINOSITE D ’ EDDINGTON

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,

NEANMOINS GRANDE CONFUSION

Pourquoi radio et non radio(Elliptque/spirale)

ET SURTOUT

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

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

On ne comprend pas la multiplicité des classes d ’objets

LES ANNEES 80: LES CHOSES SE METTENT EN PLACE

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

Evidences pour un DISQUE D ’ACCRETIONLe « 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

DISTRIBUTION SPECTRALE des Seyfert et des quasars

synchrotron

dust

cold accretion diskthermal Compton

Hot corona

Thermal ComptonCompton inverse

Thermal emission

WHY AN ACCRETION DISK?

I. Observational evidences collimated jets, in radio quiet and radio loud objects

conical structures of ionized gas (NLR and ENLR) the disk is observed directly in some objects (NGC4258)

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

sometimes two peaked broad line profiles similarities with galactic black holes

II. Theoretical evidences Angular momentum is necessarily present It is mixed in a single plane by collisions

AXIAL SYMMETRY

HOW TO ENSURE ACCRETION?

Matter orbits in circles

it must loose energy to move towards the BH

it requires a dissipation mechanism

microscopic viscosity is far too small

turbulent viscosity vturb lturb

The 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)

cs H, with ≤ 1

WHAT KIND OF ACCRETION DISK?Owing to the relatively large accretion rate, M/MEdd ≥0.1,

Cold, dense and optically thick flow

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

M/MEdd < 0.3

0.3 < M/MEdd ≤ 1

M/MEdd ≥ 1

PROBLEMS WITH THESE DISKS

WHERE ARE EMITTED THE HARD X-RAYS?

Since they are optically thick, they emit like BB

LES ANNEES 90: L ’ERE MODERNE

Découverte des gamma énergétiques dans certains objets radio (10% des RLQ?)

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

Modèles de disques d ’accrétion complexes

Mise en évidence de l ’absence de gamma dans les objets non radio

La raie du Fer et les « disques relativistes »

Variability introduces strong constraints on the models

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

The iron-K line

Mean line profile for a sample of 14 Seyfert 1

6.4 keV

Nandra et al, ApJ 477, 602,1997

5keV7keV

Relativistic cold AD

Fabian, Iwasawa, Reynolds, Young, 2000

Young, Ross, Fabian, 1998

Schwarzschild BH, but taking into account the

reflected continuum

Reynolds& Begelman, 1997

Schwarzschild BH

MCG -6-30-15, during a deep minimum

Max rotating Kerr BH

Karas et al, 2000

An artist view of the cloud model

AUTRE DECOUVERTE DES ANNEES 90:

L ’UNIVERSALITE DES MBHs

Découverte de la relation entre la masse des bulbeset 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

Découverte d e trous noirs massifs dans les galaxies « normales » : ex: SgA.

Notez la présence d ’une source radio

M/MEdd < 0.1 For

« Advection Dominated Accretion Flow » (ADAF)

Possibilitty of

which emit only X-rays

CONCLUSIONS (OU PARADIGMES ACTUELS)

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

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

l ’accrétion faible seulement une émission X.Ces émissions sont « thermiques»

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

10% des AGN sont radio forts avec gamma(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)

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

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

DONC PCHE DANS TOUS LES AGN!