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3C 120

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3C 120
Image illustrative de l’article 3C 120
Le blazar 3C 120 par le relevé Pan-STARRS.
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Taureau
Ascension droite (α) 04h 34m 20,8s
Déclinaison (δ) +05° 23′ 56″
Magnitude apparente (V) 15.05 à 14.01[1]
Décalage vers le rouge 0.033573 ± 0.000033

Localisation dans la constellation : Taureau

(Voir situation dans la constellation : Taureau)
Astrométrie
Distance environ 143 Mpc (∼466 millions d'al)
Caractéristiques physiques
Type d'objet Blazar
Classe Objet BL Lacertae
Découverte
Désignation(s) UGC 3087 PGC 15504 MCG+01-12-009 INTREF 193 NRAO 182

OHIO F 052 WMAP 108 Mrk 1506 PKS 0430+05 QSO B0430+052 TXS 0430+052 SWIFT J0433.0+0521 IRAS F04305+0514

Liste des objets célestes
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BW Tauri, de sa désignation connue 3C 120, est un blazar de type BL Lacertae[2] de la constellation du Taureau. Il est connu depuis 1940, découvert par Harlow Shapley et C.M. Hanley, qui ont observé que la galaxie était une variable en lumière visuelle. Elle a donc reçu la désignation d'étoile variable BW Tauri la même année[3]. D'après une mesure datant de 2011, l'objet serait situé à une distance d'environ 143 Mpc (∼466 millions d'al)[4].

Histoire

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La galaxie hôte (BW Tauri) a été découverte en 1940 par Harlow Shapley et C. M. Hanley comme étant une variable en lumière visuelle, avec une magnitude apparente variant entre 13,7 et 14,6 à intervalles irréguliers, et a reçu la désignation d'étoile variable BW Tauri[3].

La contrepartie radio de la galaxie a été détectée lors du troisième relevé du Laboratoire Cavendish et a été ajoutée dans le troisième catalogue de sources radio de Cambridge, publié en 1959. Le nom signifie qu'il s'agissait du 120e objet (classé par ascension droite) du catalogue. Également en 1959, Darren O. Edge et al. détecte aussi une forte source radio venant de BW Tauri[5]. La galaxie a été cataloguée comme particulière par Boris Vorontsov-Veliaminov et V. P. Arkhipova dans le catalogue morphologique des galaxies de 1964[3].

La source radio va être observée par un grand nombre d'observatoires dans le cours des années 60, jusqu'en 1968, ou Halton Arp relie cette radiosource à un nouveau type d'objet, les quasars. Il note que l'émission de BW Tauri est fortement liée aux radiogalaxies et que le spectre obtenu de la galaxie ressemble fortement à celle d'une galaxie de Seyfert[6].

Par la suite, entre 1974 et 1981, de multiples observations menées avec notamment l'International Ultraviolet Explorer et le télescope spatial à rayons X HEAO-2 permettent d'observer un grand nombre de variations à travers la quasi-totalité du spectre électromagnétique. En particulier, des changements de luminosité d'un facteur 2,5 se produisant en quelques jours ou mois ont été détectés[7]. Une grande variabilité dans l'infrarouge a également été détectée durant la même période[8].

Entre les années 70 et les années 80, plusieurs observations en onde radio rapportent l'existence d'un mouvement supraluminique dans la galaxie[9],[10] Plus tard en 1983, il est déterminé que ce mouvement supraluminique connait son origine dans une illusion d'optique (voir l'article en question)[11]. Sa véritable origine est comprise à partir de 1980, quand des rapprochements sont faits entre la variabilité de 3C 120 et d'autres astres tels que OJ 287, ON 231, 3C 273 et notamment BL Lacertae[12]. Son appartenance au même type d'objet que BL Lacertae (les objets BL Lac) est acceptée en 1992[13].

Morphologie

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D'après la base de données NASA/IPAC Extragalactic Database, BW Tauri est une large galaxie lenticulaire dont le type morphologique est de S0-Sy1, et possède une émission de type LPQ-BLRG. D'après la classification de Vaucouleurs, la notation S0 signifie que la galaxie est lenticulaire et qu'elle est doté d'une structure étendue qui ressemble à des bras spiraux. La seconde notation (Sy1) signifie l'appartenance de BW Tauri à la classe des galaxies de Seyfert de type 1, ce qui signifie que son centre est bien plus lumineux que le reste de la galaxie. La troisième notation (LPQ) signifie Low Polarisation Quasar, soit un quasar dont le spectre radio présente une faible polarisation (un spectre radio plat)[14]. La quatrième notation (BLRG) signifie Broad Line Radio Galaxy, soit une radiogalaxie qui présente des raies spectrales larges.

3C 120 est une large galaxie dans le spectre optique (diamètre estimé à environ 37,12 kpc (∼121 000 al) et taille angulaire de 53,50 secondes d'arc), soit 1,21 fois le diamètre de la Voie lactée[15]. Cependant, en onde radio, elle présente une grande radiogalaxie de classe I (classification de Fanaroff et Riley). Les raies d'émission dans les ondes radio sont larges et 3C 120 est la radiogalaxie à raie large la plus brillante observée à ce jour (1987)[16]. On y détecte une émission s'étendant au sud-est et au nord-ouest du noyau. Dans les images optiques, de vastes régions HII sont visibles, et sont probablement photoionisées par le noyau de la galaxie[17],[18]. Deux structures de coquille sont visibles à environ une seconde d'arc du noyau brillant. Il a été suggéré que les nébuleuses photoionisées font partie d'une queue de marée et que la galaxie a subi une fusion de galaxies par le passé, hypothèse appuyée par les coquilles[19]. Bien qu'elle soit une galaxie lenticulaire plutôt âgée, elle connait quand même un taux de formation d'étoiles d'environ 2,8 M☉/an[20].

Son bulbe galactique est très lumineux, distordu et très riche en petites structures (amas d'étoiles, amas globulaire, nébuleuse, etc.). Le fait que les scientifiques ont détecté trois régions d'émission, ce qui n'est généralement pas présent dans une galaxie lenticulaire, ainsi que des coquilles de gaz, fait que 3C 120 a probablement subi une collision avec une autre galaxie par le passé[21]. Les observations les plus récentes révèlent une nouvelle région d'émission, non visible avant avril 2007, située à 80 millisecondes d'arc (soit 140 pc (~450 a.l.) avec la distance projetée) du centre galactique. Celle-ci présente une température environ 600 fois supérieure à ce qui est attendu dans cette région. Il semble qu'un processus intrinsèque dans le jet serait capable de fournir une explosion locale d'énergie des particules et/ou du champ magnétique, pouvant être responsable de l'augmentation de la température de brillance observée dans la région, de son apparition soudaine en et de sa stationnarité apparente[22].

Nébuleuses

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Près du centre de 3C 120, les spectres montrent la présence d'une forte émission dans la raie d'émission He I. Cet ion de l'hélium près des centres galactiques est souvent associé avec des nébuleuses photoionisées, que l'on détecte via les rayons X mous. Le spectre de cette région montre également des raies interdites qui impliquent qu'une grande abondance des ions Ne II, et Mg II se situe dans cette nébuleuse. Elle présente une émission infrarouge d'origine thermique pouvant dépasser 1046 erg/s-1, ce qui semble confirmer qu'elle est photoionisée[23]. Elle est située à environ 8 kpc (∼26 100 al) du centre de 3C 120 et elle présente des abondances [O/H] et [N/O] 20 fois supérieures à celles du Soleil[24]. Plus loin du noyau, le télescope Canada-France-Hawaï a mis en évidence (via imagerie H-alpha et OIII) des régions HII géantes[25].

Noyau galactique actif

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Le noyau de 3C 120 s'est avéré être actif et a été premièrement classé dans la catégorie des galaxie de Seyfert de type I. La théorie la plus acceptée pour expliquer la source d'énergie des noyaux galactiques actifs est la présence d'un disque d'accrétion (d'où provient l'émission de rayons X durs) autour d'un trou noir supermassif. La masse du trou noir au centre de 3C 120 est estimée à 6,3+0,5
−0,3 × 107 M☉ basé sur la technique de la cartographie de réverbération[26], ou 2,29 × 107 M☉ basé sur la dispersion de la vitesse stellaire[26]. L'émission de rayons X provenant du centre est très variable et s'accorde bien avec les valeurs attendues compte tenu de la taille du trou noir et de son taux d'accrétion. Le spectre des rayons X comporte également une raie d'émission Fe-Kα. Cette émission est similaire à celle des galaxies de Seyfert radio silencieuses, ce qui indique que les rayons X sont émis par le disque d'accrétion et sa couronne et non par le jet astrophysique[27]. Son spectre montre également une émission de rayons X mous, qui sont généralement émis par des gaz chauds qui pourraient provenir d'écoulements ou d'une superbulle. Les variations observées dans les rayons X sont également observées dans les longueurs d'onde optiques 28 jours après leur observation[27]. Des spectres obtenus dans les années 1975 ont permis d'estimer que le disque d'accrétion de 3C 120 a une température effective entre 230 000 et 325 000 K et que sa vitesse orbitale moyenne se situe aux alentours des 2 000 km/s-1[28].

Oscillation quasi-périodique

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En mars 2021, Aditi Agarwal et al. publient un article scientifique sur une détection d'un éventuel signal d'oscillation quasi-périodique. Celle-ci est détectée via la courbe de luminosité des rayons X du noyau de 3C 120 et se produit avec une période de ∼1,65 jour, identifiée grâce à des observations du Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR). La présence d'un QPO permet d'estimer la taille de la dernière orbite stable, et ainsi d'estimer la masse du trou noir de 3C 120 à 1,9 × 109 M☉ pour un trou noir de Kerr et 3,04 × 108 M☉ pour un trou noir de Schwarzschild. Cette masse de trou noir déduite de la mesure de la période du QPO est quelques fois plus grande que la masse de trou noir obtenue à partir des observations de cartographie de réverbération[29].

Jet supraluminique

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Le jet astrophysique de 3C 120 par le Very Long Baseline Interferometer.

Comme de nombreux noyaux actifs, 3C 120 émet un jet astrophysique. Le jet est unilatéral et sa luminosité diminue à mesure qu'il s'éloigne du noyau conformément à une loi de puissance (au fur et à mesure qu'il refroidit par interaction avec son milieu[30]) et est l'origine de l'émission radio dans 3C 120. Lorsque le jet connait une augmentation de son activité, il arrive qu'une expulsion de matière se produise à l'intérieur du jet lui-même. Celle-ci peut entrer souvent en collision avec une expulsion précédente et forme donc un nœud brillant (qui est la zone d'interaction entre les deux expulsions) qui produit une grande quantité de rayons X à cause de la matière chauffée. Dans le cas de 3C 120, plusieurs nœuds ont pu être observés via les rayons X, dont un très lumineux qui est visible à 4 secondes d'arc à l'ouest du noyau. À l'intérieur même d'un des nœuds, une condensation de gaz a pu être observée. Celle-ci est probablement de même nature que l'objet de Minkowski, une explosion de formation d'étoiles déclenchée par la collision du jet avec un gaz extragalactique dense[31]. Après ce nœud, la direction du jet décline vers le nord-ouest et un autre nœud est vu 20 secondes d'arc plus à l'ouest.

Dans les ondes radio, un autre nœud radio à environ 25 secondes d'arc du noyau s'est révélé être une source de rayons X. Des observations approfondies dans les ondes radio ont révélé plusieurs autres nœuds, à 1,3 minute d'arc et 3 minutes d'arc du noyau. Après cette distance (qui représente environ 400 kpc (∼1,3 million d'al) avec la distance projetée), l'interaction du jet avec son milieu extragalactique refroidit trop le jet pour qu'il puisse encore être observé. Après cette distance, le jet se transforme en lobes radio diffus qui s'étendent jusqu'à 14 minutes d'arc du cœur[32].

Les jets comme ceux de 3C 120 (c'est-à-dire orientés dans une direction proche de la Terre) ont tendance à créer une illusion de mouvement supraluminique lorsque leur vitesse propre se rapproche de celle de la lumière. Notamment, dans l'histoire de l'observation de 3C 120, de nombreuses mesures de ce mouvement ont donné des résultats tels qu'une vitesse de 4,1 à 5 fois plus rapide que la vitesse de la lumière. L'apparition de nouveaux nœuds brillants dans le jet a pu être observée après une diminution de l'émission de rayons X dans son spectre, ce qui indique que la source du jet radio est un matériau de la partie interne du disque d'accrétion tombant dans le trou noir, certains passant à travers l'horizon des événements tandis que le reste est éjecté dans le jet[33].

3C 120 a été le premier noyau galactique actif où cette relation, auparavant observée uniquement dans les microquasars, a été établie[33]. Les nœuds semblent fluctuer en luminosité à environ 8 pc (∼26,1 al) du noyau, ce qui semble révéler la présence d'un nuage de gaz qui interagit fortement avec le jet[34]. Une caractéristique similaire a été observée à une distance d'environ 1,3 pc (∼4,24 al) de la source du jet, et il a été constaté que lorsque le nœud passe à partir de ce point, une augmentation de sa luminosité optique est observée[35]. Ces régions sont connues pour émettre des ondes radio de basse fréquence qui se créent par annihilations positrons-électrons lorsqu'une interaction forte entre le jet et les nuages de gaz se produit[36].

Émission de rayons gamma

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Depuis 1979[37], 3C 120 est connu comme étant une source de rayons gamma de haute énergie. Des observations par le Fermi Gamma-ray Space Telescope ont abouti en une détection de rayons γ de haute énergie jusqu'à 10 GeV. Une variabilité de la courbe de lumière en rayons γ avec des intervalles irréguliers de 180 et 365 jours a été observée au courant de l'année 2014. Ce type de variabilité (à l'échelle de quelques mois) indique que la zone d'émission des rayons gamma est compacte. Son spectre en rayons γ peut trouver son origine dans une émission de rayonnement synchrotron (qui génère également une émission radio) ainsi qu'une diffusion Compton inverse produite par les électrons provenant du champ magnétique (voir l'article blazar)[38].

Toute cette énergie est expulsée par le jet de 3C 120, dont l'alignement est pratiquement sur la ligne de visée de la Terre. Il arrive donc que lorsque le taux d'accrétion du blazar augmente, l'activité de son jet fait de même, ce qui crée des éruptions de sa luminosité. C'est l'hypothèse la plus probable (étant appuyée sur plusieurs faits) pour expliquer l'origine des variations dans la luminosité des blazars et objets BL Lac. À ces moments, l'émission de rayons gamma atteint son maximum[30].

Références

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