PKS 1510-089

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PKS 1510-089
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Balance
Ascension droite (α) 15h 12m 50,5330369584s
Déclinaison (δ) −09° 05′ 59,830296360″
Magnitude apparente (V) 16.54 à 17.66
Décalage vers le rouge ~0.36

Localisation dans la constellation : Balance

(Voir situation dans la constellation : Balance)
Astrométrie
Caractéristiques physiques
Découverte
Désignation(s) WMAP 207 INTREF 638 OHIO R -017 2E 3390 PG 1510-08 PKS 1510-08 QSO B1510-89 TeV J1512-091 IERS B1510-089 IVS B1510-089 MRC 1510-089 RORF 1510-089 TXS 1510-089 RBPL J1512-0905
Liste des objets célestes
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PKS 1510-089 est un blazar de très haute énergie[1] et hautement polarisé[2] de la constellation de la Balance[3]. Il a été découvert en 1966 par une équipe de 4 scientifiques à l'aide du radiotélescope de l'observatoire de Parkes, identifié comme une source radio éclatante. Découvert lors du Parkes Radio Survey, d’où son nom PKS[4]. Des mesures basées sur le décalage vers le rouge montre une distance de ~495 millions d'a.l. Les mesures non basées sur le décalage vers le rouge mais basées sur la loi de Hubble-Lemaitre montrent une distance de 32.90 ± 2.45 Mpc soit ~107 millions d'a.l.[5]. D'autres mesures basées sur le décalage de réception des différentes longueurs d'onde radio montrent une distance de 13.66 Gpc soit 4.4 milliards d'a.l.[6].

Variabilité[modifier | modifier le code]

PKS 1510-089 est connu parmi les scientifiques pour être la source radio la plus variablement violente, ainsi que pour un changement de luminosité dans toutes les longueurs d'onde en un temps très faible (la variabilité affecte son spectre des ondes radio aux rayons gamma). Sa variabilité optique se traduit généralement par une variation de sa magnitude apparente de 16 à 17 en quelques heures, voire jours. Sa luminosité peut subir des éclatements, lorsque le blazar entre dans une phase d'activité[6]. L'une de ces plus forte variabilité a été observée en mars 2003 par l'instrument AGILE dans les rayons gamma, sa luminosité bolométrique a augmenté de 2 milliards de L☉ à 3 milliards de L☉ en 3 jours, faisant de PKS 1510-089, un blazar variable optiquement violent[7],[8],[9]. Les éclatement de luminosité sont souvent espacés de ~100 jours avec une incertitude de 1.60 ± 0.70 jour, une telle régularité est inattendue en raison de leur provenance, les absorptions de matière étant aléatoires. Les scientifiques pensent qu'il s'agit d'un phénomène où les jets et le disque d'accrétion se relient[9]. En 2016, le plus fort éclatement de sa luminosité a été enregistré par les télescopes à rayons gamma High Energy Stereoscopic System et Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov à des énergies de 100 GeV. Pendant cet éclatement, sa luminosité radio et gamma a été augmentée d'un facteur 10 en 1,5 heure ainsi qu'un faible éclatement en proche infrarouge[10], et sa luminosité s'est baissée en 20 minutes, même si une partie de sa luminosité a été arrêtée par la luminosité extragalactique des objets environnants[11]. Dans ces pics d'énergies les plus violents, les photons émis par PKS 1510-089 peuvent posséder une énergie de l'ordre de 120 TeV[12].

Structure radio[modifier | modifier le code]

En 1978, une immense structure radio (semblable à des lobes radio) a été détectée à proximité de PKS 1510-089 grâce au radiotélescope de l'observatoire Algonquin. Elle a pour origine une expulsion de matière venant du cœur galactique de PKS 1510-089, la matière a été expulsée lors d'une très forte phase d'activité, à la suite d'une absorption de matière par un trou noir supermassif. Cette expulsion de matière a été observée en direct, et elle est le plus fort événement radio détecté aux abords de PKS 1510-089[13].

Jet astrophysique[modifier | modifier le code]

Le jet de PKS 1510-089 est un jet supraluminique qui s'étend le long de son pôle sur une distance de 30 Kpc (~97 000 a.l.) soit de 10 mas vue depuis la Terre[6]. Des observations du VLBA suggèrent qu'une structure (un nœud de matière) se déplace à grande vitesse le long du jet astrophysique de PKS 1510-089. Les observations et mesures montrent qu'il se situe à ~50 pc (~160 a.l.) du trou noir central. Le jet est d'ailleurs turbulent, avec des parties se déplaçant plus rapidement que d'autres, il est courent que les différentes parties entrent en collision de long du jet, créant ainsi des chocs de plasma[11]. En 2015, deux nœuds de matière dense ont été observés sortant du centre galactique, voyageant le long du jet. Les deux sont ensuite entrés en collision et se sont compressés à l'impact. Lors de la collision, un flash gamma a été observé aux coordonnées de l'impact, montrant que les deux nœuds étaient composés de plasma très chaud[14]. Un autre nœud de matière a été détecté en 2010, le plus rapide observé aux abords de PKS 1510-089. Il sa déplace à 22c le long du jet et il émet de fortes bouffées de rayons gamma, ainsi que des électrons chargés de 20 à 40 MeV qui ont pour effet d'intensifier l'émission globale de PKS 1510-089. Les scientifiques pensent que le nœud est originaire du champ magnétique du trou noir primaire puis il aurait été propulsé par le jet dans la direction de ce dernier[15]. PKS 1510-089 a aussi un contre-jet qui s'étend sur 0.3 mas[16].

Oscillation quasi-périodique[modifier | modifier le code]

Le trou noir de PKS 1510-089 et son disque d'accrétion sont les auteurs d'un signal d'oscillation quasi-périodique. Les oscillations quasi-périodiques sont souvent interprétées comme du gaz présent à l'orbite stable la plus proche d'un trou noir supermassif. Le premier signal a été détecté en 2009, avec une période de 3.6 jours, et un deuxième qui a duré de 2018 avec une période de 92 jours jusqu'à 2020 où la période a évolué jusqu'à 650 jours. Au vu des périodes d'oscillations mouvantes, les scientifiques ont établi un modèle pour comparer le comportement des oscillations de PKS 1510-089 et les caractéristiques attendues dans un système de trou noir binaire avec une instabilité non asymétrique tournant autour du trou noir central près de l'orbite circulaire stable la plus interne. La présence d'îlots magnétiques quasi équidistants à l'intérieur du jet, et un modèle géométrique impliquant une goutte de plasma se déplaçant de manière hélicoïdale à l'intérieur d'un jet courbé semble coller avec les observations, le décalage de la période serait donc causé par l'orbite très excentrique du deuxième trou noir[17].

Trous noirs supermassifs[modifier | modifier le code]

Primaire[modifier | modifier le code]

En mesurant les différentes raies d'émissions (Hb, Hy, et Fe II), les scientifiques ont identifié une région sombre qui absorbe les raies d'émissions du blazar. En faisant plusieurs spectroscopies rapprochées, les scientifiques ont calculé que sa vitesse est de 1 262 ± 247 Km/s et qu'elle se situe à 61.1+4.0
−3.2 voit 64.7+27.1
−10.6 jours-lumière. Ces deux faits corrélés aux lois de la gravitation montrent que le trou noir de PKS 1510-089 a une masse de 57.1+0.062
−0.058 millions de M☉[18]. Même si une autre estimation suggère une masse de 1.37 milliard de M☉[19]. Une autre étude s'est basée sur la luminosité du blazar pour estimer la masse du trou noir primaire, en raison de sa luminosité égale à 2 × 1048 ergs, la masse du trou noir primaire serait de 540 millions de M☉ avec un taux d'accrétion de 0.5 M☉ en moins d'un an[20].

Secondaire[modifier | modifier le code]

Selon les mesures actuelles, PKS 1510-089 contient deux trous noirs supermassifs. Le secondaire orbite autour du primaire[21] dans une période de 336 ± 14 jours à une distance l'un de l'autre de 0.1 pc (~0.32 a.l.). Le secondaire a une masse estimée de 13.7 millions de M☉[19].

Tore de matière autour des deux trous noirs[modifier | modifier le code]

Lors de l'éclatement de luminosité détecté en 2015, plusieurs régions d'émissions ont été détectées tout autour du blazar. En faisant des analyses dans tout le spectre électromagnétique, les scientifiques se rendirent compte que cette région était reliée au blazar central, et qu'elle crée de fortes raies d'émissions similaires à celles observées dans des tores de poussière moléculaire se situant aux abords d'un disque d'accrétion, et donc des deux trous noirs de PKS 1510-089[22]. L’épaisseur du tore de matière mesure 0.0051 a.l. de large et de long[23] et il se situe à 0.2 pc (~0.65 a.l.) des deux trous noirs, suivi d'une région plus froide que le tore et le disque, qui elle, se situe à ~0.3 pc (~0.95 a.l.) des deux trous noirs[24].

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ « PKS 1510-08 », sur simbad.cds.unistra.fr (consulté le )
  2. ↑ K. P. Singh, C. R. Shrader et I. M. George, « X-ray spectrum of the high polarization quasar PKS 1510-089 », The Astrophysical Journal, vol. 491, no 2,‎ , p. 515–521 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.1086/305003, lire en ligne, consulté le )
  3. ↑ « Stellarium Web Online Star Map », sur stellarium-web.org (consulté le )
  4. ↑ (en) « The Parkes Catalogue Of Radio Sources Declination Zone 0° To ?20° », Australian Journal of Physics, vol. 19, no 6,‎ , p. 837–874 (ISSN 1446-5582, DOI 10.1071/ph660837, lire en ligne, consulté le )
  5. ↑ « By Name | NASA/IPAC Extragalactic Database », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  6. ↑ a b et c « 1510-089 », sur quasar.square7.ch (consulté le )
  7. ↑ V. M. Larionov, M. Villata, C. M. Raiteri et A. A. Arkharov, « Optical historical maximum of the blazar PKS 1510-08 observed by the GASP », The Astronomer's Telegram, vol. 1990,‎ , p. 1 (lire en ligne, consulté le )
  8. ↑ « By Name | NASA/IPAC Extragalactic Database », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le )
  9. ↑ a et b Arti Goyal, Marian Soida, Lukasz Stawarz et Paul J. Wiita, « Multiwavelength variability power spectrum analysis of the blazars 3C 279 and PKS 1510-089 on multiple timescales », The Astrophysical Journal, vol. 927, no 2,‎ , p. 214 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.3847/1538-4357/ac4d95, lire en ligne, consulté le )
  10. ↑ M. Buxton, I. Hasan, E. MacPherson et J. Isler, « Short, Bright Optical/Near-Infrared Flare in PKS 1510-089 », The Astronomer's Telegram, vol. 5416,‎ , p. 1 (lire en ligne, consulté le )
  11. ↑ a et b H. E. S. S. Collaboration, H. Abdalla, R. Adam et F. Aharonian, « Observation of a sudden cessation of a very-high-energy gamma-ray flare in PKS 1510-089 with H.E.S.S. and MAGIC in May 2016 », Astronomy & Astrophysics, vol. 648,‎ , A23 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202038949, lire en ligne, consulté le )
  12. ↑ MAGIC Collaboration, V. A. Acciari, S. Ansoldi et L. A. Antonelli, « Detection of persistent VHE gamma-ray emission from PKS 1510-089 by the MAGIC telescopes during low states between 2012 and 2017 », Astronomy & Astrophysics, vol. 619,‎ , A159 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201833618, lire en ligne, consulté le )
  13. ↑ B. H. Andrew, J. M. MacLeod et P. A. Feldman, « PKS 1510-08 », International Astronomical Union Circular, vol. 3328,‎ , p. 3 (ISSN 0081-0304, lire en ligne, consulté le )
  14. ↑ Jongho Park, Sang-Sung Lee, Jae-Young Kim et Jeffrey A. Hodgson, « Ejection of Double knots from the radio core of PKS 1510--089 during the strong gamma-ray flares in 2015 », The Astrophysical Journal, vol. 877, no 2,‎ , p. 106 (ISSN 1538-4357, DOI 10.3847/1538-4357/ab1b27, lire en ligne, consulté le )
  15. ↑ Alan P. Marscher, Svetlana G. Jorstad, Valeri M. Larionov et Margo F. Aller, « Probing the Inner Jet of the Quasar PKS 1510-089 with Multi-waveband Monitoring during Strong Gamma-ray Activity », The Astrophysical Journal, vol. 710, no 2,‎ , L126–L131 (ISSN 2041-8205 et 2041-8213, DOI 10.1088/2041-8205/710/2/L126, lire en ligne, consulté le )
  16. ↑ Daniel C. Homan, John F. C. Wardle, Chi C. Cheung et David H. Roberts, « PKS 1510-089: A Head-On View of a Relativistic Jet », The Astrophysical Journal, vol. 580, no 2,‎ , p. 742–748 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.1086/343894, lire en ligne, consulté le )
  17. ↑ Abhradeep Roy, Arkadipta Sarkar, Anshu Chatterjee et Alok C. Gupta, « Transient Quasi-Periodic Oscillations at $\gamma$-rays in the TeV Blazar PKS 1510-089 », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 510, no 3,‎ , p. 3641–3649 (ISSN 0035-8711 et 1365-2966, DOI 10.1093/mnras/stab3701, lire en ligne, consulté le )
  18. ↑ Suvendu Rakshit, « Broad line region and black hole mass of PKS 1510-089 from spectroscopic reverberation mapping », Astronomy & Astrophysics, vol. 642,‎ , A59 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202038324, lire en ligne, consulté le )
  19. ↑ a et b (en) Li Juan, Fan Jun-Hui et Yuan Yu-Hai, « The parameters of binary black hole system in PKS 1510-089 », Chinese Physics, vol. 16, no 3,‎ , p. 876–880 (ISSN 1009-1963 et 1741-4199, DOI 10.1088/1009-1963/16/3/053, lire en ligne, consulté le )
  20. ↑ A. A. Abdo, M. Ackermann, I. Agudo et M. Ajello, « Fermi Large Area Telescope and Multi-wavelength Observations of the Flaring Activity of PKS 1510-089 between 2008 September and 2009 June », The Astrophysical Journal, vol. 721,‎ , p. 1425–1447 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1088/0004-637X/721/2/1425, lire en ligne, consulté le )
  21. ↑ D. Blinov, I. Kyritsis et A. Lalakos, « Ongoing rotation of the optical polarization plane for the blazar PKS 1510-089 », The Astronomer's Telegram, vol. 9402,‎ , p. 1 (lire en ligne, consulté le )
  22. ↑ (en) Raj Prince, Nayantara Gupta et Krzysztof Nalewajko, « Two-zone Emission Modeling of PKS 1510-089 during the High State of 2015 », The Astrophysical Journal, vol. 883, no 2,‎ , p. 137 (ISSN 1538-4357, DOI 10.3847/1538-4357/ab3afa, lire en ligne, consulté le )
  23. ↑ Raj Prince, Pratik Majumdar et Nayantara Gupta, « Long term study of the light curve of PKS 1510-089 in GeV energies », The Astrophysical Journal, vol. 844, no 1,‎ , p. 62 (ISSN 1538-4357, DOI 10.3847/1538-4357/aa78f4, lire en ligne, consulté le )
  24. ↑ G. Castignani, E. Pian, T. M. Belloni et F. D'Ammando, « Multiwavelength variability study and search for periodicity of PKS 1510-089 », Astronomy & Astrophysics, vol. 601,‎ , A30 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201629775, lire en ligne, consulté le )

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