AGN à très haute résolution angulaire AGN à très haute résolution angulaire dans l’infrarouge :dans l’infrarouge :

observations et perspectivesobservations et perspectives

SF2A 2004SF2A 2004

session PCHEsession PCHE

ParisParis

17 juin 200417 juin 2004

Guy PerrinGuy Perrin

Observatoire de Paris / LESIAObservatoire de Paris / LESIA

Ce qu’apporte la radioCe qu’apporte la radio

VLA+VLBA (Ulvestad et al. 1999)

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

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

Que peut apporter Que peut apporter l’infrarouge ?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 Résolution angulaire nécessairenécessaire

Groupe 10 Mpc

Groupe 30 Mpc

Groupe 100 MpcFormationFormation

d’étoilesd’étoiles

BLR - bord BLR - bord du toredu tore

Disque Disque d’accrétiond’accrétion

10 Mpc10 Mpc 20 ’’20 ’’ 2020 masmas 0,2 mas0,2 mas

30 Mpc30 Mpc 6’’6’’ 6 mas6 mas 0,06 mas0,06 mas

100 Mpc100 Mpc 2 ’’2 ’’ 2 mas2 mas 0,02 mas0,02 mas

RégionGroupe

Optique adaptativeInterférométrie

Exemple d’observations Exemple d’observations existantes :existantes :

NGC 1068 en optique NGC 1068 en optique adaptativeadaptative

DDéétection (imagerie et spectroscopie) de la BLR, du (bord interne du ?) tore (120 mas)tection (imagerie et spectroscopie) de la BLR, du (bord interne du ?) tore (120 mas)

Imagerie de son environnement et des chocs induits par les jets (nano-diamants à haute Imagerie de son environnement et des chocs induits par les jets (nano-diamants à haute température)température)

NGC 1068 est le noyau de type Seyfert 2 le plus procheNGC 1068 est le noyau de type Seyfert 2 le plus proche

CFHT (Gratadour et al. 2003)

4,8 4,8 mm

NAOS (Rouan et al. 2004)

Noyaux actifs de galaxiesNoyaux actifs de galaxiesle modle modèle unifièle unifiéé

AGN 2

AGN 1

Keck (mono-pupille)Keck (mono-pupille)

Échelle des résolutionsÉchelle des résolutions@ @ = 1µm = 1µm

ttéélescope de 10m (Keck)lescope de 10m (Keck) 20 mas20 mas

VLTI-KeckI (130 m)VLTI-KeckI (130 m) 2 mas2 mas‘‘OHANA (800 m max)OHANA (800 m max) 0,3 mas0,3 mas

VLTI-KI

'OHANA

Optique adaptative

Keck @ 2.2 m

‘‘OHANAOHANAKeckI et VLTIKeckI et VLTI

Sensibilité nécessaireSensibilité nécessaire

Interférométrie optique - infrarougeInterférométrie optique - infrarouge

Instruments disponibles ou en cours de mise en Instruments disponibles ou en cours de mise en service :service :– VLTI : VINCI VLTI : VINCI (2,2 µm)(2,2 µm), MIDI , MIDI (8-12µm)(8-12µm), AMBER , AMBER (1-2,4 µm)(1-2,4 µm) : :

8-130 m de base, télescopes de 8 m 8-130 m de base, télescopes de 8 m– KeckI KeckI (2,2 µm)(2,2 µm) : 85 m de base, télescopes de 10 m : 85 m de base, télescopes de 10 m

Instruments futurs :Instruments futurs :– ‘‘OHANA (1-2,5 µm) : 800 m de base, télescopes de 3,60 OHANA (1-2,5 µm) : 800 m de base, télescopes de 3,60

à à

10 m10 m– Autres ? (successeur du VLTI à 2-10 km de base ?)Autres ? (successeur du VLTI à 2-10 km de base ?)

Plan image

f

D

La résolution angulaire est limitée à :

€

D

€

f ×λ

D

> Source résolue

Plan image

f

D

La résolution angulaire est limitée à :

€

D

€

f ×λ

D

> Interférométrie

Plan image

f

B

La résolution angulaire est maintenant :

€

B

€

f ×λ

D

Interférométrie

D

€

f ×λ

B

Plan image

f

B

La résolution angulaire est maintenant :

€

B

€

f ×λ

D

Interférométrie

D

€

f ×λ

B

Plan image

f

B

La résolution angulaire est maintenant :

€

B

€

f ×λ

D

Interférométrie

D

€

f ×λ

B

€

B

11èèresres mesures mesures interférométriques d’un AGN interférométriques d’un AGN

au VLTIau VLTI

NGC 1068 (Seyfert 2) @ 10 µm sur le NGC 1068 (Seyfert 2) @ 10 µm sur le VLTI/MIDI : VLTI/MIDI :

le tore de poussière est clairement résolu le tore de poussière est clairement résolu (observation d’une structure « froide » de (observation d’une structure « froide » de

30 mas d’30 mas d’ééchelle spatiale, soit 2 pc et d’une chelle spatiale, soit 2 pc et d’une structure chaude compacte de 10 mas)structure chaude compacte de 10 mas)

(Jaffe et al. 2004)

11èèresres mesures mesures interférométriques d’un AGN interférométriques d’un AGN

au VLTIau VLTI

Modèle à deux composantes :Modèle à deux composantes :

- à 8 µm : 17 mas et 45 mas- à 8 µm : 17 mas et 45 mas

- à 12 µm : 45 mas et 152 mas- à 12 µm : 45 mas et 152 mas

(travail en cours Anne Poncelet)(travail en cours Anne Poncelet)

Observation à 2,2 µm avec Observation à 2,2 µm avec VINCIVINCI

(Wittkowski et al. 2004)

~30 mas

< 5 mas

NGC 4151 (Seyfert 1) @ 2.2 µm avec Keck : le cœur compact n’est NGC 4151 (Seyfert 1) @ 2.2 µm avec Keck : le cœur compact n’est pas résolu (résolution = 5 mas)pas résolu (résolution = 5 mas)

Observation non ou peu perturbée par le toreObservation non ou peu perturbée par le tore

NGC 4151 sera totalement résolu avec ‘OHANA (800 m)NGC 4151 sera totalement résolu avec ‘OHANA (800 m)

NGC 4151 avec KeckI NGC 4151 avec KeckI (Swain et al. 2003)(Swain et al. 2003)

11èèresres mesures mesures interférométriques d’AGN au interférométriques d’AGN au

KeckKeck

‘‘OHANA au Mauna KeaOHANA au Mauna Kea

CFHT3,60 m

Gemini8 m

UKIRT4 m

Subaru8 m Keck I&II

10 m

IRTF3 m -> 6,50m

• Plus grand site astronomique de qualité du monde

Premier test entre Keck I et Keck II : 1er décembre 2004Deuxième essai entre Gemini et CFHT : été 2005

• 7 grands télescopes équipés d’optique adaptative

PerspectivesPerspectives

Le VLTI va permettre l’étude du tore de poussière Le VLTI va permettre l’étude du tore de poussière et de certaines BLR pour les sources les plus et de certaines BLR pour les sources les plus proches.proches.

‘‘OHANA et un potentiel successeur du VLTI (OLA, OHANA et un potentiel successeur du VLTI (OLA, 2km ou +) résoudront directement la BLR et 2km ou +) résoudront directement la BLR et permettront d’accéder au disque d’accrétion.permettront d’accéder au disque d’accrétion.

Les futurs instruments double-champ permettront Les futurs instruments double-champ permettront de stabiliser les franges sur une source brillante et de stabiliser les franges sur une source brillante et d’intégrer sur l’AGN pour augmenter la résolution d’intégrer sur l’AGN pour augmenter la résolution spectrale (instrument PRIMA sur le VLTI)spectrale (instrument PRIMA sur le VLTI)

PerspectivesPerspectives Atteindre le rayon d’auto-gravitation des Atteindre le rayon d’auto-gravitation des

disques des sources les plus proches disques des sources les plus proches exploration de la transition disque-toreexploration de la transition disque-tore

Test des modèles de disques (structure, Test des modèles de disques (structure, irradiation ...)irradiation ...)

Région de formation des jets et des zones Région de formation des jets et des zones d’accélération de particules; variabilités d’accélération de particules; variabilités comparées avec les données hautes énergies comparées avec les données hautes énergies

Connection nuages de la BLR - jet - ventsConnection nuages de la BLR - jet - vents Identification de possibles trous noirs binaires Identification de possibles trous noirs binaires

(invoqués dans quelques sources) ... (invoqués dans quelques sources) ...

Imagerie du centre galactique Imagerie du centre galactique (NAOS/VLT)(NAOS/VLT)

= 0,43’’

QuickTime™ et undécompresseur codec YUV420

sont requis pour visionner cette image.

Mesure de la masse du trou noir :

2,7106 Msol