Le trou noir au coeur de la galaxie Mrk304

[apricot 1 416]

Bonjour,

 

Vous savez qu’on peut peser le trou noir géant au centre d’une galaxie avec un spectre ?

 

L'été dernier avec les copains on est monté observer au T60 du Pic du Midi. Nous avons fait chauffer le nouveau spectro Alpy + CCD 414EX de l’association AT60. Nous avons observé entre autres un quasi quasar, une galaxie de Seyfert 1, Markarian 304.  

 

Mrk304 ne paye pas de mine sur une image DSS

 

 

Le spectre de Mrk304 que nous avons obtenu (5x600 sec):

 

 

L’axe Y est ici en flux, en erg/cm²/s, grâce à un calcul basé sur l’observation juste après Mrk304 d’une étoile de référence dont le spectre et la magnitude sont bien connus (voir le site de Christian Buil:  http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration.htm

 

Le spectre est intéressant, avec son continuum chaud (qui monte vers les longueurs d’onde courtes/bleues) et ses énormes raies en émissions, très intenses et larges. On identifie facilement ces dernières, qui sont décalées vers le rouge suite à la vitesse d’éloignement apparent, principalement celles de l’hydrogène (Ha Hb H et caetera) :

 

 

On peut ainsi calculer le décalage vers le rouge z  = (lambda observé – lambda au repos) / lambda repos = 0,065 (très proche de la mesure des pros à 0,066)

 

 

Cette mesure z nous dit qu’avec l’expansion de l’Univers, Mrk304 semble s’éloigner du Pic du Midi à la vitesse de c x z = 19600 km/s. Avec la loi de Hubble on obtient directement la distance :
D = c x z / H0 (c la vitesse de la lumière et H0 = constante de Hubble = 73 km/s/Mpc) D = 268 Méga parsec = 876 millions d’années lumière.

 

On a la chance d’être assis sur les épaules des géants qui ont étudié les quasars et Seyfert : on sait que chez les AGN un trou noir supermassif central attire la matière environnante qui forme un disque d’accrétion. Ce dernier chauffe et brille à l’extrême, en émettant de la lumière que l’on voit sur notre spectre sous la forme du continuum très chaud. Plus loin de ce moteur central on trouve une région de matière (principalement des nuages d’hydrogène) excitée par la lumière émise par le disque d’accrétion, ou se forme les raies en émission, la région « BLR » (broad line region).

 

 

Il y a dans la BLR de l’hydrogène en rotation très rapide autour du trou noir. Cette rotation est trahie par l’élargissement des raies en émission, par effet Doppler : la lumière des nuages d’hydrogène qui s’éloignent le long de la ligne de visée voit sa longueur d’onde augmenter tandis que la lumière des nuages qui se rapprochent voit sa longueur d’onde diminuer. On voit donc des raies élargies, bien visibles sur notre spectre, avec une largeur à mi hauteur FWHM qui permet de calculer la vitesse V  = FWHM / longueur d’onde x c

 

 

(on oublie ici l’inclinaison du système sur la ligne de visée, l’inhomogénéité de la BLR... on sera content d’avoir une mesure à un facteur 5 près)

 

Depuis Newton et ses lois du mouvement et de la gravitation, on sait que M=V²R/G. Avec cette simple équation, on peut peser le trou noir ! En effet, on a déterminé ci dessus la vitesse V des nuages d’hydrogène dans la région BLR en rotation autour du trou noir. G est une constante. Donc, il ne nous manque que la distance R de la BLR au trou noir

 

Pour déterminer R, les pros ont utilisé une technique simple, de « reverberation mapping » : les AGN sont variables car la quantité de matière qui alimente le disque d’accrétion est irrégulière. C’est visible dans la variabilité du continuum dans le spectre. Les pros ont trouvé logiquement la même variabilité dans les raies en émission… mais décalée dans le temps. C’est le temps qu’il a fallu à la lumière émise par le disque (continuum) pour atteindre les nuages de la BLR (raies en émission). Donc ils avaient une mesure de la distance R = deltaT x c.

 

 

DeltaT est typiquement de l’ordre de dizaines de jours, il faut donc observer pendant des semaines voire des mois… Ce travail de fourmi a été fait par les pros et, de façon remarquable, ils ont découvert qu’il y a une relation empirique entre la luminosité du continuum et la taille R de la BLR :

 

 

Donc pour estimer R, il suffit d’une seule mesure de la luminosité de Mrk304 à la longueur d’onde 5100A décalé au repos. C’est une mesure qu’on peut  faire sur notre spectre calibré en flux

Il nous faut convertir le flux  (les photons reçus) mesuré à 5100A (au repos, donc décalé de z) en luminosité (puissance émise par la galaxie) : L(5100) = 4 pi D² x 5100 x F(5100) x une constante pour accorder les unités. On mesure L(5100) = 2,9 x 10e44 erg/s soit 2,9 x 10e37 Watts.

 

Une parenthèse ici, pour essayer de réaliser ce que représente ce chiffre astronomique. On calcule facilement sa magnitude absolue car on a D, et a sa magnitude catalogue (on aurait pu le mesurer) m= 14,7 . Donc avec m – M = 5 log D – 5  on trouve M = -22,4 . C’est 81 milliards de fois plus brillant que le Soleil ! Si l’AGN de Mrk304 était au centre de la Voie Lactée, à 8000 pc de nous, on le verrait briller avec une magnitude apparente m = -8 . Ca serait un phare impressionnant  dans le Sagittaire 

 

Donc depuis le Pic du Midi on mesure R = 70 jours-lumière, à comparer à la mesure pro de 68 +/-9  jours-lumière.

 

Et in fine, on obtient la masse M du trou noir au coeur de Mrk304 avec :

 

 

On obtient la masse du trou noir M=2,62 x 10e8  masses solaires. La mesure pro est de 2,51 x 10e8 (https://arxiv.org/pdf/1810.12164.pdf)

 

C'est rigolo tout ce que l'on peut déduire d'un spectre

 

Merci à Pierre Traverse pour la méthode et son aide pour les calculs.

Bon ciel,

Jean-Philippe

Modifié 3 février 2020 par apricot
lien cassé

[Matthieu Conjat 1 940]

Chapeau pour ce résultat super intéressant!

Quand on a un bon ciel et un bon instrument, tout de suite ....

Matt

[Lopez_Alain 234]

Bonjour

 

Félicitation pour le CR et les explications, à la fin j'ai un peu décroché.

Bonne journée à tous, et vive le PIC que je connais bien ce vieux télescope de 100 ans!

Alain.L

[mlel 88]

Waouw, merci pour ces explications et ce détail, impressionnant ! 

[Arnaud17 528]

Bonsoir Jean-Philippe,

 

Très interessante manip et très beaux résultats! Il n'y a pas a dire, c'est tellement gratifiant de pouvoir faire de la science en amateur... Je ne connaissait pas cette relation empirique qui permet d'estimer la valeur de R. Petite question: quelle est la magnitude de ce quasar et combien de temps vous avez posé pour faire le spectre avce le T60 (il est à combien de f/d?)?

 

Encore bravo, c'est super intéressant.

 

Arnaud

[apricot 1 416]

Merci pour vos messages.

Arnaud, la magnitude de Mrk304 est 14,7. Pour enregistrer le spectre on a pris 5 poses de 10 min. Le T60 est un 600/2100 (fd 3,5). La focale est un chouia augmentée par le paracorr qu'on utilise pour atteindre le foyer.

Jp

[Yoann DEGOT LONGHI 2 574]

Superbe manip et explications tres didactiques, merci ! 

Yoann

[Chris277 581]

Bravo pour cette belle manip avec les calculs bien intéressants! bravo les gars

[penn 20 252]

Bonjour, 

 

Superbe sujet, très intéressant même si je suis un peu perdue dans les chiffres, merci apricot !

(par contre le lien de redirection vers le site de Christian Buil ne fonctionne pas …) 

 

 

[apricot 1 416]

Bonjour Penn, content de te croiser

J'ai corrigé le lien, merci de l'avoir signalé.

[OlivierG 782]

Bonjour Jean-Philippe,

 

Juste une remarque concernant les longueurs d'onde à prendre en compte dans la zone BLR, ce sont uniquement les raies de Balmer qui sont élargies, pas celle des raies nébulaires comme [OIII] (qui apparait dans ton tableau de vitesse de rotation). Les raies [OIII] sont situées bien plus loin du noyau central de la galaxie (zone NLR ou les raies sont étroites car subissent peu les effets de rotation du disque d'acrétion).

 

Il est donc normal que dans ton tableau de mesures de vitesses de rotation, celle de [OIII] soit presque 5x plus faible que les raies de Balmer et ne sont pas du à une erreur de mesure dû à la résolution du spectrographe.

 

La zone BLR ne comporte pas donc toutes les raies en emissions et selon le type de galaxies de Seyfert, les raies "larges" ne sont pas toujours visibles (selon la ligne de visé que l'on a de la galaxie).

 

L'année dernière on a fait une publication sur la découverte de 4 nouvelles galaxies à noyau actif (que l'on avait trouvé sur des cibles de nébuleuses planétaires probables) :

 

https://arxiv.org/pdf/1906.09612.pdf

 

Et il y a encore beaucoup de cibles à identifier dont un certains nombres sont probablement des galaxies lointaines à noyau actif, la liste des cibles est sur :

http://planetarynebulae.net/FR/

 

[apricot 1 416]

Bonjour Olivier,

 

On est bien d'accord, les raies [OIII] sont formées non pas dans la BLR mais dans une autre région sur la ligne de visée, plus lointaine du moteur central et beaucoup moins agitée. Le crobard dans le premier message montre bien ces différentes régions. Idem pour les différents type de Seyfert et quasar, en fonction de l'orientation du système. Je n'en ai pas parlé pour ne pas compliquer le propos. Les AGN sont un sujet énorme, il y a des bouquins entier à leur sujet

 

Oui lors de cette virée au Pic on a aussi observé des cibles de la liste de Pascal le Du, comme Dr5, qui semble bien être une vrai NP.

 

Bon ciel,

Jean-Philippe

[PerrouriefhCedric 4 121]

Excellent, chapeau ! Merci pour la découverte !

[Arnaud17 528]

Merci beaucoup  Jean-Philippe pour les infos de prise de vue... Vraiment une trės jolie manip !

 

Arnaud

[apricot 1 416]

J'ai fait une présentation sur cette manip de la mesure de la masse d'un trou noir supermassif au coeur d'un noyau actifde galaxie comme Mrk304 lors des dernières RCE. La voici pour ceux que ça pourrait intéresser.

RCE21 Jean-Philippe Nougayrede Courbe rotation galaxie.pdf