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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
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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
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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.
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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
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Modèle unifié
AGN 2
AGN 1
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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
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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)
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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
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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
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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
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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
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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)
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Vers des bases kilométriques
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‘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
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Premier essai avec les deux Keck2 x 300 m de fibres
Equivalent à un interféromètre de 500 mdu point de vue de la sensibilité
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Premières franges sur 107 Herculis
(Perrin, Woillez et al. 2006)
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‘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
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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
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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) ...