BL Lacertae

BL Lacertae ou BL Lac est le noyau actif d'une galaxie[1] située dans direction de la constellation boréale du Lézard[2]. Il s'agit d'un blazar[3] comprenant un quasar[4]. Il est l'éponyme d'une classe d'objets : les objets BL Lacertae[5].

BL Lacertae

Image de Bl Lacertae prise par le HST
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Lézard
Ascension droite (α) 22h 02m 43,29s
Déclinaison (δ) +42° 16 39,98
Coordonnées galactiques = 092,589 6 · b = −10,441 2
Magnitude apparente (V) +14 à +17

Localisation dans la constellation : Lézard

Astrométrie
Distance 900 millions d'a.l. (276 Mpc)
Caractéristiques physiques
Type d'objet Blazar
Découverte
Découvreur(s) Cuno Hoffmeister
Date 1929
Liste des objets célestes

Histoire observationnelle

Découvert par l'astronome allemand Cuno Hoffmeister en [6], l'objet a d'abord été pris pour une étoile variable irrégulière de la Voie lactée et a reçu en conséquence une désignation d'étoile variable : BL Lacertae. En , quatre radioastronomes de l'observatoire astronomique de l'université de l'Illinois détectent une radiosource, VRO 42.22.01[7]. Puis en , John Smith à l'observatoire David Dunlap identifie BL Lacertae à VRO 42.22.01 et met en évidence que la radiosource est entourée par une galaxie très pâle[8]. En , John Oke (en) et James Gunn ont mesuré son décalage vers le rouge : z = 0,07, soit une vitesse radiale de 21 000 km/s par rapport à notre galaxie[9], ce qui le placerait à une distance d'environ 900 millions d'années-lumière, montrant qu'il ne s'agit pas d'une étoile mais bien d'un nouveau type d'objet. Le 2 août 1997 a été observée une augmentation fulgurante de la luminosité X de BL Lac, elle aurait augmentée d'un facteur 60 en 40 minute, suivit d'un pique de sa luminosité radio et optique, l'augmentation drastique de la luminosité X, radio et optique aurait été créé par une violente éruption galactique, suivit d'un jet radio[10].

Objet BL Lacertae

En raison de sa découverte précoce, BL Lacertae est devenu le prototype et l'homonyme de la classe de noyaux galactiques actifs connus sous le nom d '«objets BL Lacertae» ou «objets BL Lac». Cette classe se distingue par des variations de luminosité rapides et de forte amplitude ainsi que des spectres optiques dépourvus (ou presque dépourvus) des larges raies d'émission caractéristiques des quasars. Ces caractéristiques sont comprises comme résultant du rayonnement relativiste de l'émission d'un jet de plasma éjecté du voisinage d'un trou noir supermassif. Elle se distingue aussi par le décalage des raies d'absorption caractéristiques d'un quasar. À certains moments, on peut aussi observer dans le spectre de BL Lacertae de faibles raies d'émission. Les objets BL Lac sont également classés comme un type de blazar.

Propriétés physiques

BL Lacertae ou BL Lac est un noyau galactique actif extragalactique hautement variable (AGN ou galaxie active). Une faible trace d'une galaxie hôte a également été trouvée. Une courbe de lumière de bande visuelle pour BL Lacertae, tracée à partir des données AAVSO, BL Lacertae change d'amplitude apparente sur des périodes de temps assez courtes, généralement entre des valeurs de 14 et 17 sur sa magnitude apparente. En janvier 2021, il a montré un comportement d'évasement extrême et aurait atteint une magnitude de 11,45 dans la bande de filtre R. BL Lac est abrité par une galaxie elliptique géante[11]. Les observations du télescope spatial Hubble ont montrées que La galaxie hôte de BL Lac est très massive et dense, elle présente aussi un halo galactique extérieur[12]. La galaxie hôte BL Lac est une galaxie se situant dans un vide cosmique[12], les observations du HST relève que la galaxie hôte à une magnitude absolue de -21.4[12]. Le centre abritez aussi un halo de matière chaude[13].

Variabilité

BL Lacertae est un blazar dont la luminosité gamma, x et optique varie dans des périodes très régulière s'étendant sur 1.86 an[14]. La luminosité gamma et x de BL Lac peut subir des pics d'énergie à 300 GeV, ces pics se produisent lors que le trou noir central de BL Lac rentre dans une phase d'éruption, ces sursauts de luminosité peuvent être observée dans les rayons gamma, x et les ondes optique[14]. Les éruptions se produise dans des périodes de 7 à 20 jours, ensuite espacée de plus d'un an dans des périodes sombre, là ou l'émission gamma se stabilise à 100 MeV[14]. BL Lac peut aussi subir des éruptions irrégulière, intervenant entre 0.6 et 0.88 an après la dernière éruption[11]. Des observations faite entre 1999 et fin 1997 ont montrées que La luminosité optique de BL Lac subie de petits pics, la magnitude apparente augmentant d'une amplitude 0.40, 0.27 et 0.21 dans des périodes de ± 1.40 minute et ± 0.2 jours[15]. Dans le domaine des ondes radio à 200 GHz, les pics de luminosité voie la luminosité radio de BL Lac se multiplié d'un facteur 60, soit une émission radio de 5.5 × 1014 Hz[11].

Jet supraluminique et éruption

Série d'image montrant l'évolution du jet supraluminique de BL Lac

En 1978, Miller, French, et Hawley ont identifié un jet supraluminique venant du cœur galactique de BL Lac, ce dernier a été détecté grâce un une augmentation très rapide (40 min) de la source radio ainsi qu'une polarisation optique inhabituelle de la lumière de BL Lac[11]. Les jets supraluminique de BL Lac créé sursauts de radiation, ces jets ont une masse estimée à quelque millions de fois celle du Soleil, ils sont créés par le champ magnétique du disque d'accrétion tournant autour du trou noir de BL Lac[16]. Au vue de la puissance des jets astrophysiques émit par BL Lac, le trou noir central aurait une masse de 200 millions de M[16]. Les jets de BL Lac possède des régions où la matière s’agglutine sous la forme de noueux de matière, similaire au jet de M87*[13]. La direction des jets c'est déclinée de 4 à 5 degrés en 12.1 ans, montrant que le trou noir de BL Lac est en mouvement rapide[13]. Une observation faite entre 2013 et 2016 avec le Korean VLBI Network (KVN) a pu détecté deux éruptions radio et gamma[17], le télescope spatial Fermi a détecté deux éruptions gamma (Novembre 2013 et Mars 2015) que le KVN détectera aussi en onde radio dans des fréquences de 22, 43, 86 et 129 GHz avec des délais de 411 ± 85, 352 ± 79, 310 ± 57, et 283 ± 55 jours, pendant ces observations, le KVN détectera deux éruptions suivie de sursaut magnétique et de flux d'électrons très énergétiques, suivie par une forte source radio[17].

Trou noir supermassif

En utilisant l'instrument Rossi X-ray Timing Explorer, le télescope Suzaku, le Swift et le ASCA, une équipe de scientifiques étudiera le comportement spectral de BL Lac, ces quatre instruments ont permis de mesurées l'index de photons énergétique émit par BL Lac, permettant de mesuré le taux de ionisation, la température et la vitesse des gaz proche du trou noir, permettant ainsi que calculé la masse du trou noir central[18]. Les scientifiques détermineront que le trou noir de BL Lac possède une masse de 30 millions de M[18], soit bien moins que précédemment estimée. Le fait que les jets change rapidement de direction pourrait montré que BL Lac abrite deux trou noir, dont le premier aurait une masse de 30 millions de M, le deuxième quant à lui aurait une masse de 180 millions de M[13]. En étudiant l'environnement proche de la source des jets, les scientifiques se rendirent compte que la région émettrice des jets tourne autour de rien, ou un objet invisible, le trou noir de 30 millions de M se déplace de 10 mas par an. Les scientifiques estimeront que le premier trou noir (le primaire) a une masse de 55 millions de M tandis que le secondaire à une masse de 320 millions de M[13]. Dans cette configuration, les jets serait émit par le trou noir primaire, car le secondaire ne serait pas actif, raison par la quelle il n'avait pas était détecté avant[13]. La périodicité des éruptions et jets ainsi que la configuration théorique de la binaire de BL Lac montrent que pour avoir une telle périodicité des éruptions, la binaire devrait c'être formée il y a 70 milliards d'années[13], soit plus de 5 fois l'age de l'univers (plus précisément 5.07 fois l'âge de l'univers). Le primaire et le secondaire serait espacée de ~0.17 ± 0.07 parsec (~0.55 a.l.) soit 13 mas vue depuis la Terre avec la distance, les deux trous noirs boucle donc une révolution tous les 2.29 ans[13]. La masse des deux trous noirs explique pourquoi l'estimation faite a partir de la puissance des jets à montrée la présence d'un trou noir d'une masse de 200 millions de M[16].

Future

Dans le futur, il pourrait se produire une extraction de l'énergie primaire du noyau actif de BL Lac via le processus de Blandford-Znajek ; en effet, si se processus se produit, les jets émetteurs de BL Lac s'éteindront a cause de la faible accrétion. Avec l'échelle de temps nécessaire au processus Blandford-Znajek pour épuiser l'énergie du noyau actif s'étend sur plusieurs milliards d'années. L'échelle de temps augmentera si l'on implique directement le disque d'accrétion interne. Ensuite, l'évolution plus forte de BL Lac lui verra confié la classification de quasars radio-silencieux, puis de noyaux ou système fossile[19].

Références

  1. (en) M. Ackermann et al. (collaboration Fermi-LAT), « The Second Catalog of active galactic nuclei detected by the Fermi Large Area Telescope », The Astrophysical Journal, vol. 743, no 2, , article id. 171, 37 p. (DOI 10.1088/0004-637X/743/2/171, Bibcode 2011ApJ...743..171A, arXiv 1108.1420, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
    L'article a été reçu par la revue The Astrophysical Journal le , accepté par son comité de lecture le , puis publié le suivant.
  2. (en) « BL Lac » [html] sur la base de données VizieR du Centre de données astronomiques de Strasbourg (consulté le 12 janvier 2016).
  3. (en) Dacheng Lin et al., « Classification of X-ray sources in the XMM-Newton serendipitous source catalog », The Astrophysical Journal, vol. 756, no 1, , article id. 27, 18 p. (DOI 10.1088/0004-637X/756/1/27, Bibcode 2012ApJ...756...27L, arXiv 1207.1913, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
    Les coauteurs de l'article sont, outre Dacheng Lin : Natalie A. Webb et Didier Barret.
    L'article a été reçu par la revue The Astrophysical Journal le , accepté par son comité de lecture le suivant, puis publié le suivant.
    Pour BL Lac, voir :
  4. (en) E. L. Wright et al., « Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: source catalog », The Astrophysical Journal Supplement, vol. 180, no 2, , p. 283-295 (DOI 10.1088/0067-0049/180/2/283, Bibcode 2009ApJS..180..283W, arXiv 0803.0577, résumé, lire en ligne [PDF], consulté le ).
    Les coauteurs de l'article sont, outre E. L. Wright : X. Chen, N. Odegard, C. L. Bennett, R. S. Hill, G. Hinshaw, N. Jarosik, E. Komatsu, M. R. Nolta, L. Page, D. N. Spergel, J. L. Weiland, E. Wollack, J. Dunkley, B. Gold, M. Halpern, A. Kogut, D. Larson, M. Limon, S. S. Meyer et G. S. Tucker.
    L'article a été reçu par la revue The Astrophysical Journal le , accepté par son comité de lecture le , puis publié le .
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    Les coauteurs de l'article sont, outre W. A. Stein : S. L. O'Dell et P. A. Strittmatter.
  6. (en) Cuno Hoffmeister, « 354 neue Veränderliche » 354 nouvelles variables »], Astronomische Nachrichten, vol. 236, no 15, , p. 233-244 (DOI 10.1002/asna.19292361502, Bibcode 1929AN....236..233H, résumé, lire en ligne [[GIF]], consulté le ).
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    Les coauteurs de l'article sont J. M. McLeod, G. M. Swenson Jr, K. S. Yang et J. R. Dickel.
    L'article a été reçu par la revue The Astronomical Journal le .
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Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

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