Contraintes via l’analyse du jet VLBI

Ayant montré l’influence du blob et du jet dans l’émission d’Ap Lib, il devient essentiel de contraindre les paramètres du modèle autant que possible afin d’obtenir un scénario général multi-λ le plus réaliste qui soit. Pour ceci on utilise les données VLBI publiées par la collaborationMOJAVE(Lister et al. 2013), présentant un suivi radio très précis des composantes du jet d’Ap Lib à 15.4 GHz pendant quatorze ans entre août 1997 et mai 2011. Notre attention se concentre sur les observations faites le 26 décembre 2009, les plus proches des données quasi-simultanées de la campagne d’observation multi-λ de février 2010.

III.2.4.1 Caractéristiques du coeur radio

Le cœur radio d’Ap Lib observé le 26 décembre 2009 présente une forme ellip-tique avec un grand axe orienté à 341^◦ dans le plan du ciel, et une densité de flux de

νF(ν)_core = 1.52±0.08×10⁻¹³ erg.s⁻¹.cm⁻². Cette émission du cœur est fortement asso-ciée à l’émission de la zone radio étendue de la SED(voir Figure III.2.9). C’est pourquoi dans ce modèle j’associe cette émission du cœur radio à la base du jet simulé émettant fortement en radio.

En supposant une description conique du jet radio vu aux petits angles, nous pouvons déduire des paramètres du jet simulé via les propriétés du cœur.

On suppose que le petit axe de l’ellipse correspond au rayon maximal de la base du jet simulé ayant la densité de radiation du cœur, soit R_core = 1.4±0.6×1017cm (d_L=218 Mpc). Ceci signifie donc que nous avons à résoudre le système d’équations suivant,

R_n,jet= R_core & n

∑

i=1

(νF_ν)_i,jet = (νF_ν)_core, (2.10)

avec∑n

III.2.4. CONTRAINTES VIA L’ANALYSE DU JET VLBI 109 [Hz]) ν log ( ] ) -1 s -2 [erg cm νF ν log ( -15 -14 -13 -12 -11 -10 -9

Figure III.2.9 – Émission radio du cœur d’Ap Librae (point rouge) sur laSEDà basse énergie de la source.

La solution de cette équation est fortement modèle-dépendante, pour trouver le nombre approprié n de tranches composant le cœur, on ajuste les paramètres du jet si-mulé en prenant en compte les contraintes de modélisations données par la forme de la

SED.

Figure III.2.10 – Schéma représentant l’association entre la base du jet simulé en bleu opaque et le cœur radio observé enVLBI. La carte de contour radio provient de l’observation de la source à 15.4 GHz, le 26 décembre 2009 parMOJAVE.

Avec toutes ces contraintes l’espace de paramètres libres du jet est considérablement restreint. Lorsqu’on arrive à un accord avec laSEDet l’équation 2.10, nous pouvons esti-mer le demi-angle d’ouverture du jet α =0.4^◦ et la taille du cœur radio∑n

i=1L_i,jet = 9 pc pour un rayon R_n,jet=1.9×10¹⁷cm.

On suppose également que le grand axe de l’ellipse du cœur radio a_core = 8.6±3.4×

10¹⁷ cm correspond à la taille de cette zone d’émission projetée sur le plan du ciel. Avec un jet conique vu à petit angle, la longueur projetée du cœur est L_core = a_core−R_core = (6.7±3.4) ×1017cm, et donc l’angle d’observation θ vaut,

θ=arctan  Lcore ∑n i=1L_i,jet  =1.4^◦±0.7^◦. (2.11)

Due à l’expansion adiabatique du jet, le cœur de 9 pc domine largement l’émission totale du jet simulé. L’émission du jet pour des plus grandes distances contribue significa-tivement uniquement dans la gamme radio de basse énergie. Je décide de fixer la taille du jet simulé à 100 pc, ce qui me permet de prendre en compte toute l’émission significative du jet.

III.2.4.2 Vitesse des nodules radio

Figure III.2.11 – Position des nodules par rapport au cœur radio d’ Ap Librae pour une série d’observations effectuées par MOJAVE entre 2006 et 2011. Les couleurs représentent les nodules dont un mouvement a été identifié, la ligne en pointillé marron montre une vitesse de nodule supposée irrégulière. La ligne en tirets rouges présente la date d’observation du 26 décembre 2009.

Au cours de l’observation du 26 décembre 2009, sept nodules radio ont été identifiés dans le jet en plus de l’émission du cœur. Dans la Table 5 deLister et al.(2013), on observe que trois de ces nodules présentent des mouvements apparents superluminiques avec

III.2.4. CONTRAINTES VIA L’ANALYSE DU JET VLBI 111

des vitesses apparentes βapp de 6.03(±0.34)c, 6.41(±0.19)c, et 6.04(±0.43)c (voir Figure

III.2.11). Pour l’étude suivante, on utilise une vitesse apparente moyenne de 6.16 c.

Connaissant l’angle de projection θ, nous pouvons lier la vitesse apparente à la vitesse réelle β,

β= sin θ

β_app +cos θ −1

. (2.12)

Je suppose que les nodules en mouvement se déplacent à la vitesse du flot sous-jacent des particules, et pouvons ainsi assimiler cette vitesse au facteur Doppler δ,

δ = p1−β²

1−βcos θ ^(2.13)

.

Le facteur Doppler a une valeur moyenne de δ = 21.8±9.8

4.4, cohérente avec les valeurs typiques attribuées aux blazars VHE. Avec ce schéma, la vitesse des nodules radio est similaire à celle du blobSSCsimulé.

III.2.4.3 Positions et tailles des nodules radio

φ

Figure III.2.12 – Distance et rayon des nodules radio observés parMOJAVEpour un angle de θ =1.38^◦ avec la ligne de visée. Les points gris sont les nodules observés entre le 18 Août 1997 et le 5 Mars 2011. Les points bleus sont les nodules observés le 26 Décembre 2009. La ligne noire est la régression linéaire utilisée pour caractériser le demi-angle d’ouverture φ. La ligne en tirets rouge à 100 pc marque la taille du jet simulé.

De manière à déterminer la distance au cœur et la taille des nodules radio, on consi-dère tous les nodules observés par MOJAVE depuis le 18 Août 1997 au 5 Mars 2011 référencés dans la Table 4 deLister et al. (2013). La distance des nodules au cœur D_k est déduite de la distance apparente projetée D_k,proj par la relation D_k = D_k,proj/ sin θ. On suppose les nodules sphériques et un faible angle de visée tel que leur rayon R_k ' R_k,proj. L’évolution de leur rayon suivant la distance au cœur peut être ajustée par une simple loi de proportionnalité R_k ∝ Dk avec un bon niveau de confiance (χ²/do f = 0.98). Cette

observation permet donc d’estimer le demi-angle d’expansion des nodules φ, représenté en FigureIII.2.12. φ=arctan R_k D_k  =0.10^◦. (2.14) φ α θ

Figure III.2.13 – Schéma de la structure en jets imbriqués d’Ap Librae, avec l’angle d’expansion des nodules radio φ, l’angle d’ouverture du jet α et l’angle avec la ligne de visée θ. Ce schéma ne respecte pas les échelles.

Il ressort de cette étude que φ < α < θ. Nous déduisons ainsi une structure en deux jets imbriqués tels que présentés en Figure III.2.13 , avec un jet interne correspondant à l’expansion des nodules. Cette interprétation est cohérente avec celle de Perucho et al. (2012) et Lister et al. (2013) qui déduisent une structure en ruban à l’intérieur d’un flux conique plus large dans plusieurs AGN RL en VLBI. L’angle d’observation θ étant très proche de l’angle d’ouverture du jet α (θ−α<1^◦), on estime que les formules de transfert radiatif approximées aux petites angles restent valide pour ce léger défaut d’alignement.