Dorrit Hoffleit à la réunion de l’AAVSO de juin 1961, Nantucket, Massachusetts. (Crédit : de la collection M.W. Mayall, archives de l’AAVSO. Copyright 2005, AAVSO)
L’ère spatiale était bien engagée en 1963, et la science de l’astronomie se développait à pas de géant. Des progrès rapides étaient réalisés en radioastronomie, et le tout nouveau domaine de l’astronomie des rayons X ouvrait une toute nouvelle fenêtre sur l’univers. L’une des grandes découvertes de 1963 est la possibilité que les sources radioélectriques quasi stellaires, appelées quasars, soient des objets extragalactiques situés à de grandes distances, émettant des quantités incroyables d’énergie depuis la moitié de l’univers. Une série d’articles parus dans la revue Nature au début de 1963 ont utilisé une occultation lunaire fortuite d’une source radio quasi stellaire située dans la Vierge, 3C 273, pour déterminer avec précision la contrepartie optique de la source radio brillante. Ils ont mesuré le décalage vers le rouge – le décalage de la longueur d’onde du spectre observé causé par l’expansion de l’univers – et ont découvert que 3C 273 avait un décalage vers le rouge stupéfiant de 0,158, ce qui la plaçait à près de deux milliards d’années-lumière. Mais d’autres nouvelles passionnantes étaient encore à venir.
Harlan J. Smith, qui, avec Dorrit Hoffleit, a utilisé les piles de plaques de Harvard pour étudier le comportement historique de 3C 273. (Crédit : Bibliothèque publique du comté de l’Ohio, Wheeling, WV).
Deux articles sont parus peu après la série de Nature, indiquant que cet objet lointain et brillant était en fait variable sur des échelles de temps détectables. Sharov & Efremov (1963 ; IBVS #23) a vérifié un petit nombre de plaques photographiques détenues par l’Institut Sternberg en Union soviétique, et a noté que l’objet était variable, peut-être sur des échelles de temps de plusieurs mois. À l’époque, il était impensable qu’un objet aussi brillant qu’une galaxie entière puisse varier sur des échelles de temps aussi courtes, et le mystère entourant ces objets s’est épaissi. À peu près au même moment, Harlan J. Smith et Dorrit Hoffleit, de l’AAVSO, ont utilisé la collection beaucoup plus importante de plaques photographiques détenues par l’Observatoire de Harvard College pour mesurer la courbe de lumière de cet objet au cours des 80 années précédentes. Leur courbe de lumière, publiée dans Nature, était tout aussi étonnante. Non seulement il y avait des variations sur des échelles de temps de plusieurs années, mais Smith et Hoffleit ont également détecté des éruptions de plusieurs dixièmes de magnitude, qui duraient quelques mois ou moins. Clairement, quelle que soit la source d’énergie, elle était petite — moins de quelques mois-lumière au moins !
Les observations ultérieures de ces objets et de beaucoup d’autres ont révélé beaucoup de choses sur les quasars et d’autres types de noyaux galactiques actifs (AGN) que nous connaissons maintenant grâce à notre univers. Le décalage vers le rouge « énorme » de 3C 273 est maintenant considéré comme banal parmi les galaxies à haut décalage vers le rouge (qui s’étendent maintenant à des décalages vers le rouge de 6 et au-delà), mais 3C 273 détient toujours le record du quasar le plus brillant dans le ciel de la Terre. Il occupe également une place particulière parmi les observateurs d' »étoiles » variables. Les observateurs de l’Association américaine des observateurs d’étoiles variables ont surveillé 3C 273 depuis le milieu des années 1960, et votre travail a fourni un enregistrement clair du comportement fascinant de cet objet au cours des 40 dernières années.
Quasars
Les quasars, comme tous les noyaux galactiques actifs, sont maintenant considérés comme des manifestations de trous noirs supermassifs au centre de galaxies lointaines. Ces trous noirs, dont certains ont plus d’un milliard (109) de masses solaires, se cachent au centre des puits de potentiel gravitationnel de leurs galaxies hôtes. Leurs disques d’accrétion, composés de gaz interstellaire, de poussière et même d’étoiles entières, sont chauffés à de très hautes énergies et rayonnent de la radio aux rayons X.
Rendu d’artiste d’un mécanisme de formation suggéré pour les jets astrophysiques. Les lignes de champ magnétique d’un trou noir en rotation entraînent la matière du disque d’accrétion, l’éjectant perpendiculairement au disque à une vitesse proche de celle de la lumière. Ces particules relativistes donnent alors de la lumière à presque toutes les longueurs d’onde. (Crédit : NASA, & Ann Field, STScI)
À proximité du trou noir, les choses deviennent encore plus animées. Les moteurs centraux des AGN peuvent former des jets collimatés de matière, dans lesquels les particules sont accélérées à presque la vitesse de la lumière, probablement par le champ magnétique du trou noir lui-même. Ces particules – électrons, protons et noyaux atomiques plus lourds – rencontrent les champs magnétiques galactiques et extragalactiques ainsi que les milieux interstellaires et intergalactiques, et peuvent produire un rayonnement dans presque toutes les longueurs d’onde de la lumière. Certains de ces rayonnements sont des émissions synchrotron, générées par des électrons ultra-relativistes lorsqu’ils tournent en spirale autour des lignes de champ magnétique qu’ils rencontrent. L’émission synchrotron est responsable de l’émission radio de ces objets, mais peut générer une émission optique – et même des rayons X – dans les jets les plus puissants. Des rayons X de haute énergie et même des rayons gamma sont également générés dans les jets, par un processus en deux étapes appelé émission synchrotron-autocompton. Dans ce processus, le rayonnement synchrotron de plus faible énergie émis par les jets est diffusé en Compton inverse par le même faisceau d’électrons relativistes qui les a créés. Lorsque cela se produit, les photons reçoivent une énorme augmentation d’énergie au détriment des électrons, créant ainsi des rayons X et gamma. Nous pouvons souvent voir les jets radio dans les AGN même s’ils ne sont pas alignés avec notre ligne de visée, mais normalement, pour détecter les rayons X et gamma de plus haute énergie, nous devons regarder « droit dans le canon » du jet.
Image au télescope spatial Hubble du noyau et du jet optique interne de M 87. En lumière optique, le jet a une taille de plusieurs kiloparsecs, mais en lumière radio, le jet a une taille de centaines de kiloparsecs, bien plus étendue que la galaxie optique elle-même. (Crédit : NASA & the Space Telescope Science Institute)
Plusieurs des propriétés spectrales et comportementales des AGN et des quasars dépendent de l’orientation à partir de laquelle nous observons le moteur central et le jet (le cas échéant). On pense que les AGN seront d’autant plus brillants que le jet sera pointé dans notre direction, et que les quasars seront vus presque de face. Dans les cas où le jet est presque exactement aligné avec notre ligne de visée, nous voyons l’exemple le plus extrême d’AGN : un blazar. Les blazars (le nom est une combinaison de BL Lac object et de quasar) sont connus pour leur émission de rayons gamma, pour leurs spectres optiques le plus souvent sans caractéristiques et pour leur variabilité optique rapide. 3C 273 a été le premier quasar à être observé en rayons gamma (en 1976, par le satellite européen COS-B), même si les jets ne sont pas parfaitement alignés avec nous. 3C 273 est considéré comme un membre de la famille des blazars en raison de son émission de rayons gamma et de sa variabilité. Mais elle présente également certaines caractéristiques de lignes spectrales, notamment des lignes d’émission d’hydrogène dans le domaine optique et des lignes de fer dans le domaine des rayons X. La lumière de 3C 273 est probablement une combinaison du rayonnement du disque d’accrétion et du jet brillant.
HST image de 3C 273 montrant la structure à fine échelle dans le jet. Les nœuds brillants à l’intérieur du jet sont des chocs — des points où la matière du jet rencontre un « embouteillage » et ralentit, libérant de l’énergie dans le processus. (Crédit : NASA & J. Bahcall, Institute for Advanced Study)
Dans de nombreux cas, nous voyons les jets des quasars et autres AGN se manifester sous la forme de radiogalaxies brillantes et étendues, avec des lobes pelucheux d’émission radio s’étendant de chaque côté du moteur central. Ces jets et lobes radio peuvent parfois s’étendre sur des centaines de kiloparsecs à partir de la galaxie centrale. Dans la plupart des AGN, nous ne voyons ces jets qu’en lumière radio, mais en principe, les jets peuvent générer une émission synchrotron à n’importe quelle longueur d’onde, tant que les particules accélérées par le jet ont des énergies suffisamment élevées – plus l’énergie des électrons est élevée, plus l’énergie des photons que vous pouvez obtenir est élevée. Dans quelques systèmes particulièrement énergiques, on peut voir les jets émis par le trou noir à presque toutes les longueurs d’onde. Un exemple célèbre est le jet de la galaxie elliptique géante Vierge A, ou M 87. Le petit jet optique près du noyau de cette galaxie a été détecté au début du 20ème siècle, et maintenant les observations radio et rayons X de cette galaxie active montrent que le jet est présent à ces longueurs d’onde également.
Un autre exemple notable de ce phénomène est notre « étoile » variable de la saison, 3C 273. Bev Oke et Maarten Schmidt (1963 ; AJ 68, 288) ont noté l’existence « d’un mince feu follet ou jet adjacent ». Vous pouvez l’apercevoir faiblement sur les images de ce quasar prises dans le cadre du Digital Sky Survey, en pointant directement à l’opposé de la source centrale, au sud-ouest. Le jet est parfaitement aligné avec le jet radio de 3C 273, et on pense qu’il s’agit d’une émission synchrotron provenant de la même source. Le rayonnement à haute énergie provient principalement des nœuds du jet, où le jet subit des chocs lorsqu’il se heurte au gaz entourant le moteur central.
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Observation de 3C 273
Le quasar 3C 273 est une source ponctuelle autour de la magnitude 12,7 dans la constellation de la Vierge (J2000 RA:12 29 06.7, Dec:+02 03 08.6), et les cartes de l’AAVSO sont disponibles ici. L’observateur de l’AAVSO Thomas Cragg (CR) a fait la première observation visuelle de 3C 273 le 9 février 1964 (mvis=12,9), et de nombreux autres membres de la communauté de l’AAVSO ont suivi avec enthousiasme cette source au cours des 40 dernières années. La courbe de lumière à long terme de 3C 273 a aidé les théoriciens des quasars à comprendre le comportement de ces objets, et nous souhaitons vivement que la communauté visuelle poursuive son travail ! Comme pour de nombreux objets astronomiques, les courbes de lumière des quasars deviennent de plus en plus précieuses au fur et à mesure qu’elles s’allongent, et vos observations visuelles ont apporté une contribution importante à la science de ces objets passionnants.
Nous avons inclus la courbe de lumière visuelle, moyennée sur des intervalles d’un an pour plus de clarté, montrant le comportement de 3C 273 au cours des 40 dernières années. Le quasar varie de quelques dixièmes de magnitude sur sa plage, et ces variations se produisent sur un minimum d’échelles de temps d’un an. Des travaux antérieurs, y compris ceux de Smith et Hoffleit, ont montré que les variations peuvent même se produire sur des échelles de temps de plusieurs mois ; la courbe de lumière visuelle de l’AAVSO fait allusion à ces variations en raison des changements occasionnellement importants d’une année à l’autre qui peuvent avoir une structure à plus courte échelle de temps. La taille maximale de la région variable est définie comme la quantité de temps que la lumière met à voyager au cours de la variation — dans ce cas, quelques mois-lumière au maximum. Cela montre que le moteur central de 3C 273 (et en fait de tous les quasars) est petit, beaucoup moins d’un parsec de diamètre.
Moyennes sur un an des observations visuelles de 3C 273 provenant de la base de données internationale de l’AAVSO. Les variations de 3C 273 se produisent sur des échelles de temps inférieures à un an. Copyright 2005, AAVSO.
Notre étoile variable de la saison constitue également une cible intéressante pour la communauté croissante des spectroscopistes de l’AAVSO. Comme tous les quasars, 3C 273 a un continuum relativement plat, indiquant la température élevée de la source du continuum. Également comme la plupart des quasars (mais contrairement à de nombreux blazars !), 3C 273 présente des raies d’émission dans son spectre, dont les plus brillantes sont les raies de Balmer de l’hydrogène ; les longueurs d’onde du cadre de repos de H-α et H-β sont de 6563Å et 4862Å. Avec un spectrographe de moyenne résolution, on peut facilement repérer ces deux caractéristiques. Une partie de la largeur de la raie H-α provient du mélange des raies interdites de l’azote, mais en général, les raies larges sont causées par la rotation rapide du disque d’accrétion autour du trou noir central.
Bien sûr, si vous mesurez un spectre de 3C 273, vous ne trouverez pas ces raies à leurs longueurs d’onde de cadre de repos ! L’une des découvertes les plus importantes sur 3C 273 en 1963 était qu’elle était à un redshift élevé, ce qui signifie que les lignes sont décalées vers des longueurs d’onde plus rouges par l’expansion de Hubble de l’univers. Le décalage vers le rouge est déterminé par
où λ et λ0 sont les longueurs d’onde mesurées et du cadre de repos d’une ligne observée dans le spectre. Si vous pouvez prendre un spectre de 3C 273, essayez de mesurer vous-même les positions des lignes. Quel décalage vers le rouge obtenez-vous ? Comme dans l’observation visuelle, essayez de mesurer ce que vous voyez, et non ce que vous » savez » être la bonne réponse !
Enfin, l’AAVSO aimerait également que nos observateurs CCD participent aux observations du quasar le plus brillant de nos cieux ! 3C 273 fait partie du programme de surveillance des blazars du Global Telescope Network (GTN), et la communauté d’observateurs du GTN a fait un merveilleux travail de surveillance des autres blazars du programme, notamment BL Lac, Markarian 421 et Markarian 501. Une carte CCD pour 3C 273 est disponible ici, et nous aimerions que des observateurs CCD fassent des observations, que ce soit mensuellement, hebdomadairement, ou même quotidiennement ! Comme pour les autres blazars du programme GTN, les observations de séries temporelles au moins une nuit par mois sont encouragées, ainsi que l’utilisation de filtres V et/ou IC. Bien que de nombreuses années de photométrie n’aient pas encore révélé de variations rapides de 3C 273 comme celles observées dans les vrais blazars, cet objet a montré quelques indices d’un comportement d’éruption au fil des ans, et peut-être pourriez-vous être celui qui attrape le début d’un tel événement !
Notre « étoile » variable de la saison — le quasar 3C 273 dans la Vierge — offre quelque chose pour toute notre communauté d’observateurs, visuels et CCD, nordiques et méridionaux. Le quasar le plus brillant dans le ciel de la Terre vous donne la possibilité de regarder loin dans l’univers et de remonter dans le temps, et d’observer l’une des classes d’objets les plus énergétiques de notre univers.
- Cominsky, L.R. et al., 2004, « The GTN-AAVSO Blazar Program », présenté à la 8e réunion de la High Energy Astrophysics Division de l’American Astronomical Society, septembre 2004
- Edge, D.O. et al, 1959, « A Survey of Radio Sources at a Frequency of 159 Mc/s » , Memoirs of the Royal Astronomical Society 68, 37
- Oke, J.B., 1963, « Absolute Energy Distribution in the Optical Spectrum of 3C 273, » Nature 197, 1040
- Oke, J.B.. & Schmidt, M., 1963, « Optical Observations of the Radio Source 3C 273 », Astronomical Journal 68, 289
- Peterson, B.M., 1997, An Introduction to Active Galactic Nuclei (New York : Cambridge University Press)
- Schmidt, M., 1963, « 3C 273 : a star-like object with large red-shift, » Nature 197, 1040
- Sharov, A.S. & Efremov, Yu.N., 1963, « On the Light Variability of the Object Identified with the Radio Source 3C 273, » IBVS 23,1
- Smith, H.J. & Hoffleit, D., 1963, « Light Variations in the Superluminous Radio Galaxy 3C 273, » Nature 198, 650
For further reading :
- Pour commencer avec les blazars
- La page d’accueil des blazars du réseau haute énergie de l’AAVSO
- Un sondage amateur avec des résultats professionnels (fichier pdf) par Aaron Price (AAVSO) et al.
- Quasars et noyaux galactiques actifs par William Keel, Université d’Alabama
- Chartes de l’AAVSO
- La page d’accueil du Global Telescope Network à l’Université d’Etat de Sonoma
- La page de la NASA Imagine the Universe ! page sur les galaxies actives et les quasars
- Étoiles variables de la saison de l’AAVSO : BL Lacertae et Markarian 421
L’étoile variable de la saison de ce printemps a été préparée par le Dr Matthew Templeton, AAVSO.