Premi`ere partie Contribution `a l’´etude du mod`ele d’unification des quasars `a l’aide de la polarisation

Premi` ere partie

Contribution ` a l’´ etude du mod` ele d’unification des

quasars ` a l’aide de la polarisation

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Chapitre 2 Introduction

L’´ elaboration d’un mod` ele d’unification robuste est un sujet de grande im- portance dans le domaine des noyaux actifs de galaxies. En effet, la vari´ et´ e des propri´ et´ es mesur´ ees dans cette famille d’objets pose l´ egitimement la ques- tion de la similarit´ e des processus physiques ` a l’origine de la lumi` ere observ´ ee.

Alors qu’un mod` ele d’unification est relativement bien ´ etabli dans le cas des galaxies de Seyfert (e.a. Antonucci [1993]), on peut se demander ce qu’il en est dans le cas des objets intrins` equement plus lumineux que sont les qua- sars. En effet, pour ces objets, le tore de poussi` ere ` a l’origine de la dichotomie Type 1/Type 2 pourrait ˆ etre balay´ e par l’important flux de radiation et/ou de mati` ere associ´ e ` a certains quasars. Une pr´ ediction du mod` ele d’unification est l’existence de quasars de Type 2. Dans le cas des objets RL, ceux-ci sont connus comme ´ etant les NLRGs (Barthel [1989]). L’absence de contrepartie radio d´ etectable a, par contre, longtemps ´ et´ e un frein ` a la d´ ecouverte de qua- sars RQ de Type 2. Cependant, plusieurs ´ echantillons convaincants de tels objets semblent avoir ´ et´ e d´ ecouverts r´ ecemment (Zakamska et al. [2003], Hao et al. [2005a]), relan¸cant de ce fait l’int´ erˆ et pour les sc´ enarii d’unification des quasars RQ.

Une des observations ` a l’origine du mod` ele d’unification des galaxies de Seyfert fut l’observation de raies larges en ´ emission dans le spectre en lumi` ere polaris´ ee de la galaxie de Seyfert de Type2 NGC 1068 (Antonucci & Mil- ler [1985], voir Sect. 4.2.3), prouvant par l` a mˆ eme l’int´ erˆ et de l’´ etude de la polarisation des AGNs afin de sonder la structure des r´ egions internes. Il est

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a ce titre int´ eressant de noter que la plupart des quasars, qu’ils soient RQ ou RL, montrent g´ en´ eralement une polarisation intrins` eque faible mais significa- tive (Berriman et al. [1990]). Ainsi, une astucieuse fa¸con de tester la validit´ e du mod` ele d’unification consiste en l’utilisation des propri´ et´ es de polarisation et plus particuli` erement de la polarisation lin´ eaire de la lumi` ere. En effet, les dissym´ etries pr´ esentes dans les r´ egions diffusant la lumi` ere produite au sein

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34 CHAPITRE 2. INTRODUCTION des quasars vont ˆ etre ` a l’origine de polarisation (cf. Sect. 4.2). L’´ etude des corr´ elations pouvant exister entre la polarisation lin´ eaire et les param` etres morphologiques des quasars (orientation de la galaxie hˆ ote, des jets radio) devrait par cons´ equent permettre de fournir des ´ el´ ements quant ` a l’origine de celle-ci, ` a la structure des quasars, aux processus physiques se d´ eroulant au coeur de ces derniers ou encore quant ` a leur orientation par rapport ` a la ligne de vis´ ee.

Dans cette premi` ere partie, nous nous penchons plus particuli` erement sur la possibilit´ e de l’existence d’une corr´ elation entre la direction de la po- larisation θ

et l’orientation de la galaxie hˆ ote P A

dans le cas des quasars RQ et RL. Une telle corr´ elation nous renseignerait sur l’influence r´ eciproque existant entre les r´ egions centrales des quasars et la morphologie de ces derniers ` a l’´ echelle de la galaxie hˆ ote (e.a. Begelman [2004], Best et al. [2005]).

L’existence d’une telle corr´ elation a d´ ej` a fait l’objet de diverses ´ etudes dans le cas des galaxies de Seyfert. Ainsi, Thompson & Martin [1988] ont trouv´ e qu’une grande partie des galaxies de Seyfert de Type 1 ont tendance

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a montrer un alignement entre la direction de leur polarisation et le grand axe de leur galaxie hˆ ote. Cette observation fut interpr´ et´ ee comme r´ esultant de la diffusion de la lumi` ere provenant du noyau actif soit par des poussi` eres align´ ees dans le milieu interstellaire de la galaxie soit par des ´ electrons libres.

Le mˆ eme genre d’´ etude fut ´ egalement men´ e pour les quasars par Berriman et al. [1990]. Utilisant les images de 24 quasars obtenues ` a partir du sol et desquelles ils d´ etermin` erent manuellement les orientations des galaxies hˆ otes P A

, ils trouv` erent un alignement entre la polarisation et le grand axe de la galaxie hˆ ote, bien que cet effet n’apparˆ ut pas statistiquement significatif.

L’´ etude de ce type de corr´ elation ` a l’aide de P A

d´ etermin´ es ` a partir d’observations men´ ees depuis le sol est ´ evidemment compliqu´ ee par le fait que la turbulence atmosph´ erique ´ etale l’´ eclat de la source centrale sur le d´ etecteur, ne permettant pas une observation ais´ ee de la galaxie hˆ ote sous- jacente. Ceci complique ´ evidemment la d´ etermination des param` etres mor- phologiques de ces derni` eres. L’arriv´ ee du t´ elescope spatial Hubble (HST) au cours des ann´ ees 1990 a, ` a ce niveau, marqu´ e une r´ eelle r´ evolution en astro- nomie. Sa haute r´ esolution angulaire et l’absence de perturbations li´ ees ` a la

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La direction de polarisation est d´ etermin´ ee par l’angle de polarisation. Ce dernier est d´ efini comme ´ etant l’angle de position du vecteur polarisation projet´ e sur le plan du ciel (cf. Sect. 4). Nous utilisons la convention selon laquelle cet angle est mesur´ e positivement du Nord vers l’Est.

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L’orientation de la galaxie est caract´ eris´ ee par l’angle entre le grand axe de la galaxie

hˆ ote projet´ ee sur le plan du ciel et une direction de r´ ef´ erence choisie (ici le Nord). Par

convention, cet angle est mesur´ e positivement en degr´ e du Nord vers l’Est.

35 pr´ esence d’atmosph` ere ont facilit´ e l’observation des galaxies hˆ otes de quasars.

Un grand nombre de campagnes d’observations ont d` es lors ´ et´ e men´ ees afin de caract´ eriser ces derni` eres, conduisant notamment ` a l’´ etablissement des premiers ´ echantillons de param` etres morphologiques publi´ es par diff´ erents auteurs (e.a. Bahcall et al. [1997], Dunlop et al. [2003]).

Notre but est de r´ einvestiguer la relation pouvant exister entre θ

et P A

pour les quasars RQ et RL, sur base non seulement de donn´ ees disponibles dans la litt´ erature mais ´ egalement ` a l’aide de param` etres mor- phologiques que nous avons d´ etermin´ es en mod´ elisant les galaxies hˆ otes de quasars ` a partir d’images disponibles dans les archives du HST (http ://ar- chive.stsci.edu/astro) et pour lesquelles une telle ´ etude n’avait pas ´ et´ e r´ ealis´ ee ou publi´ ee. Notre ´ echantillon contenant une fraction significative de quasars de type RL, nous compilons ´ egalement les observations radio disponibles dans la litt´ erature. Nous regardons ainsi dans quelle mesure les corr´ elations connues entre les jets radio, la morphologie optique et la polarisation se v´ erifient dans notre ´ echantillon.

Dans cette partie de notre th` ese, nous proc´ edons dans un premier temps

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a quelques rappels concernant la m´ ethode que nous avons utilis´ ee pour d´ eter- miner les P A

d’un ´ echantillon de galaxies hˆ otes de quasars observ´ es par le HST. Nous introduisons ´ egalement les concepts inh´ erents ` a l’´ etude de la po- larisation lin´ eaire ainsi que les diff´ erents m´ ecanismes de production de celle-ci au sein des quasars. Dans un second temps, nous fournissons l’article repre- nant l’´ etude effectu´ ee. Ce dernier, publi´ e dans la revue Astronomy & Astro- physics, pr´ esente de fa¸con succincte les compilations de mesures r´ ealis´ ees, les mesures d’orientation de galaxies hˆ otes/´ emissions ´ etendues que nous avons r´ ealis´ ees, les tests statistiques effectu´ es et une interpr´ etation des r´ esultats dans le cadre du mod` ele d’unification des quasars. Finalement nous discu- tons les perspectives et pr´ esentons les nouvelles donn´ ees obtenues r´ ecemment

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a l’aide de l’instrument FORS1 du VLT.

Ces r´ esultats ont ´ egalement fait l’objet d’une pr´ esentation orale au sym-

posium international “The Nuclear Region, Host Galaxy and Environment

of Active Galaxies” qui s’est d´ eroul´ e du 18 au 20 avril 2007 ` a Huatulco

(Mexique). Ils ont ´ et´ e publi´ es dans les proceedings de la conf´ erence (Rev-

MexAA, Serie de conferencias, eds. E Benitez, I. Cruz-Gonzalez & Y. Kron-

gold). Ils ont ´ egalement ´ et´ e pr´ esent´ es sous la forme d’un poster lors de la

conf´ erence “Astronomical Polarimetry 2008” qui s’est d´ eroul´ ee du 6 au 11

juillet 2008 ` a Qu´ ebec (Canada). Les mesures et compilations de donn´ ees

r´ ealis´ ees pour chaque objet de l’´ echantillon ont ´ et´ e publi´ ees dans le cata-

logue en ligne du Centre de Donn´ ees Astronomiques de Strasbourg.

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