Les quasars doivent leur énorme luminosité à l’accrétion de matière par un trou noir super-massif, situé au centre de certaines galaxies. Avant d’être avalée par le trou noir, la matière spirale vers le centre en tournant dans un disque d’accrétion, trop petit pour qu’on puisse en général le résoudre avec les télescopes. Les techniques d’interférométrie radio à très longue base (VLBI, avec des bases de la longueur du rayon terrestre) ont permis de résoudre ce disque, grâce à l’émission maser très intense de petits nuages moléculaires vraisemblablement liés au disque. La courbe de rotation qui est alors observée permet de déduire quelques propriétés du disque (sa masse, sa taille). Jean-Marc Huré, de l’Observatoire de Paris et de l’Université Paris VII, vient de montrer que dans la galaxie NGC 1068, le disque d’accrétion aurait une masse comparable à celle du trou noir super-massif central (9 millions de masses solaires), et une taille atteignant un parsec (3 années-lumière), une information précieuse qui apporte une preuve supplémentaire que les disques de quasars sont bel et bien des systèmes gigantesques. Les quasars ont été découverts à la fin des années 60. Ils sont, avec leur analogues moins énergétiques appelés "Noyaux Actifs de Galaxies" (ou AGN), parmi les objets les plus lumineux de l’Univers. Aujourd’hui encore, nous sommes loin d’avoir compris l’ensemble des mécanismes qui pourraient libérer un telle quantité d’énergie. Toutefois, il semble assez bien établi que l’accrétion de matière sur un trou noir supermassif en soit le principal responsable. ngc1068_fif1.gif Figure 1. Vue d’artiste des régions centrales d’un quasar, son trou noir et son disque (Rg est le rayon du trou noir, soit ici environ 10 micro-parsec). La structure et la dynamique du disque d’accrétion restent bien mystérieux. Le disque n’est pas directement observable car la résolution des télescopes actuels est encore insuffisante. C’est dans le domaine des très courtes longueurs d’onde (rayons UV, X et gamma) qu’il est essentiellement étudié. Mais les spectres à courtes longueurs d’onde ne donnent des informations que sur les régions les plus internes du disque (échelle du micro-parsec), tout près du trou noir. Les parties externes du disque (à l’échelle du milliparsec) sont composées de gaz plus froid et rayonnent dans les domaines visible, infra-rouge, et millimétrique. On soupçonne qu’à ces distances, la masse du disque (généralement considérée comme petite) commence à jouer un rôle sur sa propre dynamique, et donc sur son évolution et sur sa structure. A l’échelle du parsec par exemple, les modèles indiquent que la masse du disque pourrait atteindre (voire dépasser) celle du trou noir autour duquel il orbite. On s’attend alors à des effets très particuliers, comme un écart à la rotation keplérienne ou/et à la génération d’instabilités gravitationnelles (ondes spirales, etc.) qui pourraient conduire à la formation d’objects compacts dans le disque (étoiles, planètes) (Collin & Zahn,1999, A&A, 344, 433). Ajoutons que le disque d’accrétion, en tant que réservoir de matière gaz et poussière, possède inévitablement une certaine masse et donc génère un certain champ de gravité. Lorsque cette masse dépasse une certaine fraction de la masse centrale (de l’ordre de 10% typiquement), alors l’écart à la rotation keplérienne se fait ressentir : la force centrifuge est compensée par l’attraction gravitationnelle combinée du trou noir et du disque. ngc1068_fig2.gif Figure 2. Photo du noyau de NGC 1068 prise par le télescope spatial Hubble. De ce point de vue, un cas intéressant est celui de la galaxie active (de type Seyfert-2) NGC 1068. On a observé il y a plusieurs années dans cet objet une forte émission maser des molécules d’eau (à l’état de vapeur) à une distance comprise entre 0.65 et 1.1 parsecs du trou noir. Les émissions maser auraient lieu à la surface du disque. La courbe de rotation externe déduite de l’effet Doppler n’est pas keplérienne du tout. Un calcul récent par Jean-Marc Huré, de l’Observatoire de Paris, (employant une méthode d’inversion de l’équation de Poisson) vient d’étayer l’hypothèse que le disque externe pourrait bien être responsable de cet écart à la loi de Kepler (Huré J.M., A&A Let., 2002 , 395,21). ngc1068_fig3.gif Figure 3. Courbe d’effet Doppler, courbe de rotation et image reconstituée du disque de la galaxie NGC 4258 (d’après Miyoshi, M. et al. 1995, Nature, 373, 127). ngc1068_fig4.gif Figure 4. Diagramme position/vitesse : observations (taches) et modèle (lignes). La contribution du disque est en trait fin, celle du trou noir en pointillés et la courbe totale est en rouge. (10 mas = 0.7 parsec environ pour NGC 1068). Une autre galaxie intéressante est NGC 4258 : dans cet objet, des émissions maser ont aussi été detectées mais ici, la rotation du disque semble en parfait accord avec la loi de Kepler. Le disque de NGC 4258 serait-il donc peu massif, contrairement au cas de NGC 1068 ? C’est ce que tout le monde pense... Or une une étude similaire à la précédente (Huré J.-M., astro-ph/0210421) montre qu’une telle conclusion est loin d’être acquise. En effet, il est possible de reproduire une rotation keplérienne avec un disque finalement assez massif, réduisant par la même de 25% la masse du trou noir que l’on semblait connaître quasi-parfaitement. ngc1068_fig5.gif Figure 5. Forme présumée du disque de NGC 1068 et position possible des petits nuages moléculaires. Les lignes sont les lignes de champ de gravité radiale : dues au trou noir (pointillés fins) et dues au disque (pointillés large et dégradés de couleur). La morale de l’histoire est que la répartition de la masse dans le parsec central des AGN et des Quasars ne se réduit sans-doute pas à la seule composante "trou noir" et que d’autres objets siégeant à ces distances tel que le disque d’accrétion apportent peut-être une contribution non négligeable. La méthode d’inversion des courbes de vitesses utilisée ici devrait donc permettre de mieux contraindre la distribution de la masse dans ces astres, d’affiner ou de corriger la masse du trou noir central et de progressivement dévoiler la partie externe des disques.

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Référence : J-M. Huré, 2002 Origin of non-keplerian motions of masers in NGC 1068 Astronomy and Astrophysics 395, L21 astro-ph/0210180

Contact

Jean-Marc Huré (Observatoire de Paris, LUTh)

Dernière modification le 22 février 2013

Quasars and active galactic nuclei (AGN) are likely powered by matter accretion onto a super-massive black hole located at their center. Before being swallowed by the black hole, matter spirals towards the center, while forming an accretion disc. Unfortunately, such a disc is too small so that one can in general solve it with present day telescopes. But the technique of radio interferometry with very long base (VLBI, with base length of the size of the earth’s radius) make it possible somehow. In some objects, very intense maser emission from small molecular clouds containing water vapor and probably related to the disc have been detected. From the rotation curve of the masing disc, one can deduce some of its properties (the disc mass, its size). Jean-Marc Huré, from the Observatory of Paris-Meudon and University Paris VII, comes to show that in galaxy NGC 1068, the accretion disc would have a mass comparable with that of the black hole (with about 9 million solar masses), and a size reaching one parsec (3 light-years). Such informations bring an additional proof that the discs of quasars and AGN are indeed gigantic systems. Quasars were discovered at the end of the Sixties. They are, with their low luminosity analogues called " Active Galactic Nuclei" (or AGN), among the most luminous objects in the Universe. Today still, all the mechanisms which could release such a power are far from being understood. However, it seems rather well established that the matter accretion on a super-massive black hole is the key-process. ngc1068_fig1.gif Figure 1. Artist view of the central regions of a quasar or AGN, its black hole and its disc (Rg is the radius of the black hole, here approximately 10 micro-parsec). The structure and the dynamics of the accretion disc remain quite mysterious. The disc is not directly observable because the resolution of current telescopes is still insufficient. It is primarily studied at short wavelengths (UV, X and gamma rays). But short wavelength spectra give information only on the internal regions of the disc (scale of the micro-parsec), very close to the black hole. The external parts of the disc (the milliparsec-scale) are made up of colder gas and radiate in the visible, infra-red, and mm bands. One suspects that at these distances, the mass of the disc (generally regarded as small) starts to play a role on its own dynamics, and thus on its evolution and its structure. At the parsec scale for example, models indicate that the mass of the disc could reach (even exceed) that of the black hole. One then expects very particular effects, like a non-keplerian rotation, and the generation of gravitational instabilities (spiral waves, etc.) who could lead to the formation of compact objects in the disc itself (like stars or planets) (Collin & Zahn, 1999, A & A, 344, 433). A point is that, the accretion disc is made of a certain amount of gas and dust, and thus it inevitably generates a certain gravity field. When this mass exceeds a fraction of the central mass (about 10% typically), then the departure to the keplerian rotation law is significant : the centrifugal force is no more compensated by the central attraction only but by the combined gravitational attraction of the black hole and of the disc. ngc1068_fig2.gif Figure 2. Core of NGC 1068 (Hubble Space Telescope). From this point of view, an interesting case is that of active galaxy (of Seyfert-2 type) NGC 1068. One observed in this object an intense maser emission of water molecules at a distance ranging between 0.65 and 1.1 parsec of the black hole. These emissions would take place at the surface of the disc. The external rotation curve deduced from Doppler shifts does not resemble the kepler law. A recent calculation by Jean-Marc Huré, from the Observatory of Paris-Meudon and University PAris VII, (employing an inversion method of the Poisson’s equation) comes to support the assumption that the external disc could be well responsible for this non-keplerian behavior (Huré J.M., A & A Let, 2002, 395,21). ngc1068_fig3.gif Figure 3. Curve of Doppler shifts, rotation curve and reconstituted image of the disc of galaxy NGC 4258 (according to Miyoshi et al. 1995, Nature, 373, 127). ngc1068_fig4.gif Figure 4. Velocity/position diagram : observations (spots) and model (lines). The contribution of the disc is in plain line, that of the black hole is in dotted lines and the total curve is in red bold. (10 mas = approximately 0.7 parsec for NGC 1068). Another interesting galaxy is NGC 4258 : in this object, maser emission was also detected but here, the rotation of the disc seems in perfect agreement with Kepler’s law. Would the disc of NGC 4258 be thus not very massive, contrary to the case of NGC 1068 ? It is what everyone thinks... However a similar study (Huré J-M., astro-ph/0210421) shows that such a conclusion is far from being acquired. Indeed, it is possible to reproduce a keplerian rotation curve with a disc finally rather massive, reducing by 25% the mass of the black hole that one seemed to know quasi-perfectly. ngc1068_fig5.gif Figure 5. Supposed form for the disc of NGC 1068 and possible position of the masing molecular clouds. The lines are the lines of field of radial gravity : gravity due to the black hole (fine dotted lines) and gravity due to the disc (dotted lines and colour code). The moral of the history is that the mass in the central parsec of the AGN and the Quasars is probably not concentrated into the black hole only. Other objects orbiting at these distances, to begin with the accretion disc, might contain a noticeable (even dominant) fraction of it. The inversion method used here enables to see indirectly how the mass is spacially distributed, to refine or to correct our estimations of black hole masses, and gradually to unveil the external part of the accretion discs.

Reference : J-M. Huré, 2002 Origin of non-keplerian motions of masers in NGC 1068 Astronomy and Astrophysics 395, L21 astro-ph/0210180

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Jean-Marc Huré (Observatoire de Paris, LUTh)

Dernière modification le 4 mars 2013