Les grandes galaxies abritent en leur centre un trou noir supermassif (10exp6 à 10exp9 masse solaire). La masse du trou noir central comme celui de la Voie Lactée peut être évaluée en mesurant les orbites des étoiles proches. Cependant cette technique ne peut s’appliquer aux galaxies actives trop lointaines et trop lumineuses par rapport aux étoiles. En effet dans une galaxie active, de la matière "tombe" vers le trou noir pour constituer un disque d'accrétion, la libération de l’énergie potentielle gravitationnelle produit un rayonnement très intense qui peut être cent à mille fois plus supérieur à celui de la galaxie.
On observe une photo-ionisation des nuages de gaz par les radiations du continuum central. Elle produit des raies larges dans les nuages de haute densité proche du trou noir (Broad Line Region) et des raies étroites interdites (Narrow Line Region) dans les nuages plus éloignés de faible densité. La luminosité de cette petite région (r<0.1 a.l) dépasse fortement la luminosité de la galaxie qui n'est plus apparente, la cible est quasi stellaire (quasar si émission radio).
Le modèle unifié (voir le lien de l'article plus bas Spectre Seyfert 1 : [OIII] d'Etienne Bertrand)
http://burro.astr.cwru.edu/Academics/As ... ified.html
montre que lorsque cette région BRL est sur la ligne de visée (Seyfert 1) on observe la lumière des nuages évoluant à grande vitesse (>1000 km/s due au mouvement Képlérien dans le champ de gravité du trou noir) ce qui élargit par effet Doppler les raies en émission en particulier dans le visible les raies Halpha et Hbeta. Lorsque la partie centrale et donc la région BLR ne sont plus dans la ligne de visée elles sont masquées par un tore de poussières alors seules les régions NLR plus éloignées sont visibles (Seyfert 2)
Les astronomes ont établi des relations de corrélation entre les paramètres physiques de la zone active et de la galaxie hôte. En particulier pour les galaxies actives entre le rayon de la région BRL et la luminosité du continuum.
En appliquant le théorème du viriel à la sphère de gaz en mouvement dans un état d’équilibre : l’énergie potentielle de gravitation de la sphère de gaz est égale à deux fois son énergie cinétique :
G .[mgaz.MBH]/ RBLR = mgaz. V²
la masse du trou noir peut alors s’écrire MBH = V² * RBRL / G
avec MBH masse du trou noir, V vitesse orbitale au rayon R et G constante gravitationnelle.
-la détermination de V s'obtient par la vitesse déduite de la valeur de FWHM de la raie H beta.
-le rayon de la région BRL est inaccessible directement mais les astronomes ont, à l'aide de mesures sur de nombreux échantillons, remarqué qu'il y avait une relation de proportionnalité entre la luminosité du continuum et le rayon :
R rayon de la BLR proportionnel à L luminosité du continuum exp1/2.
Cette relation a été étalonnée pour différente longueur d'onde, en particulier à 5100A (au repos) dans le visible.
Spectre
Exploitation :
-redshift
la raie Halpha est mesurée à 6669A pour une valeur au repos de 6563A on en déduit z = 0.0161 soit une distance de 223 M a.l (68 M pc)
-Masse du trou noir
on a pris quatre spectres deux d'une étoile de référence dont la magnitude est connue et deux de la cible. Pour chaque objet on relève le spectre dans une fente normale de 23um et dans une fente large de 200um. La fente étroite procure un spectre de résolution voisine de 600 et le spectre dans la fente large permet de prendre la totalité du flux et donc de pouvoir calibrer l'axe vertical en unité physique, selon la méthode de C. Buil, voir
http://www.astrosurf.com/buil/calibrati ... ration.htm
on relève la FWHM de la raie Hbeta ainsi que le flux du continuum dans la région 5190A (5100A au repos) F(5100A) = 16.5 10exp-15 erg cm-2 s-1 A-1
(un peu plus sur la courbe observée mais on tiendra compte d'une contribution de la galaxie hôte de 9 10exp-15)
V FWHM = 1480 km/s et L 5100A = 0.51 10+44 erg/s
La masse du trou noir en masse solaire est donnée par la calibration de Traktenbrot & Netzer (2012)
https://arxiv.org/abs/1209.1096
M BH = C1 * (L5100) exp0.65 * (V FHMM) exp2 avec C1= 5.26
M BH = 7 10exp6 masse solaire
Ces valeurs sont proches de celles du document de A. Shapovalova (2017)
https://arxiv.org/abs/1701.01490
Contributeurs : Jacques Oddou, Jean-Michel Vienney, Michel Safir, Jean-Louis Virlichie
Merci de vos remarques que je pourrai prendre en compte pour un autre message
Pierre
