Objet BL Lacertae
# Objet BL Lacertae

Un objet BL Lacertae est un type de galaxie active, nommé d'après l'objet typique BL Lacertae. Contrairement aux autres types de galaxies actives, elles présentent une très forte amplitude de variation dans l'émission de leur rayonnement, et une polarisation importante de ce rayonnement. BL Lacertae a d'ailleurs d'abord été pris en 1929 pour une variable irrégulière. Comparativement aux autres noyaux actifs (quasars), qui présentent de fortes raies d'émission, ces objets présentent un spectre dominé par un continuum et une émission non thermique.

Ce sont sûrement des radiogalaxies de faible puissance dont les jets relativistes sont dirigés dans l'axe de l'observateur. Dans la classification des noyaux actifs de galaxies, les objets BL Lac forment un type de blazars. Ces noyaux se trouvent dans de grandes galaxies sphéroïdales. Toutes sont associées à des radiosources (core dominated radio sources), beaucoup présentent des mouvements qui nous apparaissent superluminiques.

## Galaxies hôtes

Peu de temps après la découverte de cette classe inhabituelle d'objets, il a été noté que les sources étaient entourées d'une faible nébulosité. À la fin des années 1970, l'utilisation de détecteurs modernes (comme les CCD) a permis aux observateurs d'observer avec une meilleure précision la nature de la nébulosité. Les premières images de l'objet PKS 0548-322 furent obtenues par Michael John Disney en 1974 dans divers filtres et ont révélé qu'il était composé d'une galaxie elliptique géante avec un centre particulièrement lumineux. Des relevés approfondis effectués avec le télescope spatial Hubble sur 132 objets BL Lac, comprenant sept objets dont la cartographie radio, X et optique avait déjà été effectuée, ont permis d'étudier les morphologies d'éventuelles galaxies hôtes. Les données ont conclu que dans les deux tiers des images prises, des galaxies hôtes sont détectées, y compris dans presque tous les cas avec un décalage vers le rouge inférieur à 0,5. Les objets BL Lac sont suffisamment lumineux pour que seulement un quart des images prises sur des objets lointains aient été résolues en raison de temps d'exposition relativement courts.

Les résultats de cette enquête concluent qu'il existe une limite de 8% au nombre de galaxies hôtes étant spirales et lenticulaires abritant des objets BL Lac et sont donc cohérents avec l'hypothèse selon laquelle toutes les galaxies hôtes BL Lac pourraient être des galaxies elliptiques. Ces galaxies elliptiques sont très lumineuses avec une magnitude médiane absolue de -23,7 ± 0,6. Ceci est comparable aux amas de galaxies les plus brillants.

## Histoire

Les objets BL Lacertae ont été observés depuis les années 1900, sans que les observateurs de l'époque n'identifient le sens et les causes des variations irrégulières des objets. Avant 1950, les objets BL Lac furent identifiés comme des étoiles variables irrégulières et donc les premiers objets observés sont nommés d'après la désignation des étoiles variables.

D'abord pris pour une étoile variable irrégulière, W Comae Berenices fut le premier objet BL Lacertae observé, identifié comme une étoile variable irrégulière par Max Wolf en 1916 quand il analysait des plaques photographiques réalisées entre 1892 et 1903, malgré le fait qu'il aurait pu être identifié avant mais aucune mention de son observation n'a été trouvée avant le témoignage de Wolf. Quelques années plus tard, découvert par l'astronome allemand Cuno Hoffmeister en 1929, BL Lacertae, le prototype des objets BL Lac, a d'abord été pris pour une étoile variable irrégulière de la Voie lactée et a reçu en conséquence une désignation d'étoile variable. En 1965, quatre radioastronomes de l'observatoire astronomique de l'université de l'Illinois détectent une radiosource, VRO 42.22.01. Puis en 1968, 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. En 1974, John Oke et James Gunn ont mesuré son décalage vers le rouge, estimé à 0,07, soit une vitesse radiale de 21 000 km/s par rapport à notre galaxie, 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.

Parallèlement, W Comae Berenices sera ré-identifié par Alice Lucchetti et Peter D. Usher en 1971 quand ils analysaient des plaques photographiques réalisées en avril 1926 et novembre 1950 à l'université Harvard. Puis la source radio B2 1215+30 sera détectée par le radiotélescope Northern Cross en 1971, et, simultanément, la source OHIO N231 est détectée par le radiotélescope de l'université d'État de l'Ohio. Les observations de Max Wolf, Alice Lucchetti et Peter D. Usher d'une étoile variable irrégulière (nommée depuis peu W Comae Berenices en raison de la désignation des étoiles variables) et d'une source radio, B2 1215+30 et OHIO N231, seront reliées par Giuliano Romano qui mettra en évidence le lien entre les sources $observées^,.$ Max Wolf notera que l'étoile varie de la magnitude apparente de 13,7 à 15,8 dans des périodes irrégulières, soit une amplitude de 1,1 mais il peut arriver que l'amplitude ne soit que de 0,9. Puis ses caractéristiques de luminosité seront reliées avec celles de OJ 287, 4C +31.63 et BL Lacertae en 1972, et il sera classifié comme un blazar de type BL $Lacertae^,.$

Plusieurs années après la découverte de BL Lacertae, par Martha D. Ashbrook en 1942, est découvert AP Librae. Mme Ashbrook a noté que la luminosité changeait de manière irrégulière entre la magnitude apparente 15,0 à 16,0. Elle a constaté que la source variait de manière chaotique sur des échelles de temps de jours et même d'heures, comme un quasar OVV. Howard E. Bond et François Biraud ont noté en 1971 la coïncidence de cet objet avec la position de la source radio PKS 1514-24. En 1965, John G. Bolton et ses associés ont identifié cette dernière comme une galaxie elliptique de seizième magnitude, même si de récentes mesures optent pour une galaxie lenticulaire en transition. Glenn M. Frye et ses associés ont suggéré en 1971 qu'il pourrait s'agir d'une source de rayons gamma. La similitude de cet objet avec BL Lacertae a été notée, ce qui l'a conduit à être désigné comme un objet BL Lac.

## Variation

Les variations de luminosité des objets BL Lac sont à la base de leur définition. Ceci varie spontanément avec de grandes amplitudes dans des périodes irrégulières. Les objets BL Lacs sont généralement accompagnés d'une période dite double : la hausse de luminosité des objets BL Lac est d'abord composée d'un pic d'émission synchrotron (flux accéléré d'émission de particules élémentaires) entre les ondes radio et les rayons X et le pic d'émission Compton (arrêt significatif de l'émission de particule) entre les rayons X et les rayons gamma de hautes énergies. Les deux hausses s'expliquent respectivement par le rayonnement synchrotron des électrons relativistes dans le jet du blazar (éjection d'électrons, capturés par dans le champ magnétique du blazar, par le jet astrophysique de l'objet) et ensuite par la diffusion Compton (collision entre deux électrons éjectés par le blazar), créant ainsi, lors des deux phénomènes, un double pic de la luminosité du blazar et particulièrement dans les rayons de hautes énergies. La forme de ces variations à double pic est bien décrite par l'hypothèse que les électrons éjectés sont distribués de manière isotrope dans un champ magnétique homogène orienté aléatoirement.

Il peut également arriver que les objets BL Lac n'aient qu'un cycle de variation, comme PKS 2155-304, qui subit des périodes sombres, ces périodes sombres se définissent par une baisse spontanée de la luminosité du blazar. Le flux observé de rayons gamma montre une variabilité sur des échelles de temps de mois, jours et heures. La variation est expliquée par une absorption d'une grande quantité de matière par le trou noir du blazar en question, l'absorption crée des jets qui sont orientés vers la Terre dont l'énergie est égale à 7 fois celle émise par le rémanent du Crabe soit quelques TeV. Les pics de luminosités radio, X et gamma se produisent lors de périodes de 200 à 600 secondes après que la variation se soit produite dans le spectre visible. De récentes études ont permis d'affiner les courbes de variations des objets BL Lac. Elles décrivent que des dernières périodes sombres ont pu être identifiées. Elles ont une durée entre quelques heures et un mois maximum, mais il peut également arriver qu'une période qualifiée d'ultra longue survienne, celle-ci dure plusieurs mois. Les scientifiques établiront une théorie pour expliquer ces périodes irrégulières, ils pensent que cette irrégularité serait due à la connexion entre les jets et le disque d'accrétion du blazar, masquant ainsi sa luminosité dans des périodes irrégulières.

Lors des variations des objets BL Lac, il est noté que le spectre des blazars observés change d'état spectral aux longueurs d'onde optiques. Des observations du Automatic Telescope for Optical Monitoring ont également montré qu'il peut arriver que les variations étendues dans le spectre électromagnétique de l'objet soient décalées par l'action du décalage vers le rouge, et donc que cet effet s'accentue avec la distance. Il a souvent été remarqué que les objets BL Lacertae obtiennent une couleur bleue pâle lorsqu'ils entrent dans une hausse de luminosité. Il est possible que cette couleur bleue pâle soit due au fait que les objets BL Lac ont pour la plupart leurs jets astrophysiques pointés vers la Terre et que ceci produise donc un décalage de leurs couleurs vers le bleu par effet Doppler et l'apparition des jets, quant à la hausse de luminosité, est due à la production de jets supraluminiques lorsqu'un trou noir supermassif absorbe de la matière par accrétion directe.

Cependant, la variation des objets BL Lac ne doit pas être reliée à celle des quasars à spectre radio plat (FSRQ pour Flat Spectrum Radio Quasar) mais elle pourrait être originaire du même principe que la variation des quasars variables optiquement violents. Les spectres optiques/UV des FSRQ sont caractérisés par la présence de larges raies d'émission ainsi que des raies étroites ; les objets BL Lac sont plutôt dominés par l'émission continue dans la bande optique et ne montrent que dans de très rare cas la présence de raies, tant en absorption qu'en émission. Les objets BL Lac peuvent être subdivisés en sources de pointe à haute, moyenne et basse énergie (HBL pour High-energy BL Lac, IBL pour Intermediate BL Lac et LBL pour Low-energy BL Lac, respectivement), en fonction de la position de leurs fréquences de pointe synchrotron sur leur distribution spectrale d'énergie. La distribution d'énergie spectrale à large raie des blazars a une structure caractéristique en double bosse. La première bosse s'étend de la gamme des ondes radio jusqu'aux gammes des longueurs optiques, et est due à l'émission synchrotron d'électrons de jet accélérés, et la deuxième bosse est située dans la partie des rayons γ du spectre et est largement considérée comme étant en raison de l'émission Compton inversée, lorsque des électrons relativistes libres entrent en collision avec des photons dits « incidents ».

## Évènements de haute énergie

De par le même phénomène que l'émission synchrotron, il peut arriver que des particules relativistes soient éjectées par le jet du blazar. Dans la plupart des cas elles restent invisibles puisque les jets du blazar en question ne sont pas orientés vers la Terre mais il est possible que les jets soient orientés vers la planète bleue ; dans ce cas, des particules élémentaires, notamment des électrons, positrons et neutrinos sont expulsés à des vitesses sub-relativistes, leurs conférant une énergie cinétique proche de celle de la lumière. Pour la détection ces particules, si elles entrent en collision avec l'atmosphère terrestre, elles produisent une gerbe de particules par désintégration ainsi qu'un rayonnement de Tcherenkov. Le rayonnement Tcherenkov se produit lorsque des particules issues d'une gerbe sont plus rapides que la lumière dans un même milieu (l'air pour nous) et il permet d'observer le ciel dans une gamme de très haute énergie avec des télescopes construits sur un modèle de réflecteur optique (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope, Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System, High Energy Stereoscopic System par exemple). L'observation du rayonnement gamma peut également se faire depuis l'espace, avec des télescopes spatiaux tels que le télescope spatial Fermi. La plupart de ces instruments sont accompagnés d'un autre type de télescope, les télescopes à neutrino. L'ensemble de ces technologies a permis la surveillance quasi continue du ciel dans des gammes de très hautes énergies et d'enregistrer des nombreux phénomènes astrophysiques de hautes énergies, dont une partie provient des objets BL Lacertae.

Un exemple connu, est lorsque le 22 septembre 2017, le télescope à neutrinos IceCube a détecté un neutrino muonique de haute énergie, appelé IceCube-170922A. Le neutrino avait une énergie d'environ 290 téra-électron-volt (TeV) ; à titre de comparaison, le grand collisionneur de hadrons peut générer une énergie maximale à 13 TeV. Moins d'une minute après la détection du neutrino, IceCube a envoyé une alerte automatique aux astronomes du monde entier, avec les coordonnées du neutrino pour rechercher une source possible.

Une recherche de cette région du ciel, de 1,33 degré de diamètre, n'a donné qu'une seule source probable : TXS 0506+056, un blazar précédemment connu, qui s'est révélé être dans une phase active avec de fortes émissions de rayons gamma. Il a par la suite été observé à d'autres longueurs d'onde de la lumière à travers le spectre électromagnétique, notamment les ondes radio, les infrarouges, l'optique, les rayons X et les rayons gamma. La détection à la fois des neutrinos et de la lumière provenant du même objet était l'un des premiers exemples d'astronomie multi-messagers.

Une recherche de données archivées sur les neutrinos d'IceCube a mis en évidence un excès antérieur de neutrinos de basse énergie en 2014-2015, qui permet d'identifier le blazar en tant que source de neutrinos. Une analyse indépendante n'a révélé aucun excès de rayons gamma au cours de la période précédente d'émission de neutrinos, mais a confirmé son association avec le blazar. Les neutrinos émis par TXS 0506+056 sont six ordres de grandeur plus élevés en énergie que ceux provenant de toute source de neutrinos astrophysique précédemment identifiée.

Les observations de neutrinos de haute énergie et de rayons gamma impliquent que cette source est une source de rayons cosmiques, car ces trois processus devraient être produits par les mêmes processus physiques même si aucun rayon cosmique de TXS 0506+056 n'a été observé directement. Dans le blazar, un pion chargé a été produit par l'interaction d'un proton ou d'un noyau de haute énergie (un rayon cosmique) avec le champ de rayonnement ou avec la matière. Le pion s'est ensuite décomposé en lepton et en neutrino. Une fois arrivé sur Terre, le neutrino a interagi avec la glace antarctique pour produire un muon, qui a été observé par le rayonnement Cherenkov qu'il a généré lorsqu'il a traversé le détecteur IceCube.

Un autre exemple est le blazar PKS 0426-380, duquel, pendant une observation, le télescope spatial Fermi a pu détecter une cascade de particules hyper-énergétiques, notamment des photons, neutrinos, électrons et protons, dont l'énergie était bien supérieure à 30 TeV, atteignant les 10 EeV, faisant de PKS 0426-380, l'un des objets astronomiques dont les niveaux d'énergie sont les plus hauts jamais enregistrés. Ces particules étaient si énergétiques qu'elles pourraient entrer dans la classe des particules Zetta.

## Exemples d'objets BL Lacertae

BL Lacertae, OJ 287, AP Librae, PKS 2155-304, PKS 0521-365, W Comae Berenices, pour les plus connus.

## Liste des objets Bl Lac les plus lumineux vus depuis la Terre

Leurs luminosités sont données par l'unité magnitude apparente selon la base de données du satellite Gaia.

| Nom | Magnitude | Constellation | Ad/Dec | Autre désignation |
| - | - | - | - | - |
| UGC 6132 | 12,90 | Grande Ourse | 11 05 42,0 +38 25 18,3 | Markarian 421 |
| SHBL J215852.0-301331 | 13,09 | Poisson austral | 22 00 06,6 -30 07 21,2 | H2154-30 |
| AP Librae | 14.00 | Balance | 15 18 59,3 -24 27 06,6 | INTREF 641 |
| SHBL J174702.3+493801 | 14,20 | Dragon | 17 47 34,5 +49 37 12,91 | WISE J174702.50+493801.5 |
| 3C 371 | 14,22 | Dragon | 08 06 36,7 +69 49 17,0 | WMAP 67 |
| Bl Lacertae | 14.72 | Lézard | 22 03 35 ,5 +45 22 54 ,9 | INTREF 067 |
| 3c 273 | 14,83 | Vierge | 12 30 15,0 +01 55 44,9 | HIP 60936 |
| Au Canum Venaticorum | 15,19 | Chiens de chasse | 13 11 31,6 +32 13 30,6 | INTREF 546 |
| SHBL J012308.7+342049 | 15,20 | Andromède | 01 24 21,8 +34 27 42,1 | SWIFT J0123.0+3421 |
| SHBL J111706.3+201407 | 15,20 | Léo | 11 18 17,0 +20 06 48,2 | FIRST J111706.2+201407 |
| GRO J0222+42 | 15,21 | Andromède | 02 24 01,8 +43 08 12,8 | INTREF 110 |
| OJ 287 | 15,43 | Cancer | 08 6 05,3 +20 01 25,7 | NGC 2632 KP 114757 |
| W Comae Berenices | 16,11 | Chevelure de Bérénice | 12 22 38,8 +28 06 29,7 | INTREF 489 |
| PGC 2830932 | 16,11 | Capricorne | 21 32 45,0 -12 01 24,4 | OHIO X -148 |
| VIPS 387 | 16,31 | Grande Ourse | 10 59 59,4 +56 21 01,9 | INTREF 432 |
| GRO J1315-42 | 16,60 | Centaure | 13 16 20,4 +42 43 42,7 | RX J1315.0-4236 |
| PGC 84878 | 16,78 | Serpent | 17 52 34,6 +09 38 29,8 | INTREF 862 |
| GRO J0957+65 | 17,00 | Grande Ourse | 10 00 30,5 +65 27 35,9 | INTREF 400 |
| VIPS 1052 | 17,07 | Couronne Boréale | 17 02 08,0 +39 52 23,7 | FBQS J1701+3954 |
| VIPS 1105 | 17,14 | Dragon | 17 42 48,4 +59 44 08,9 | RX J1742.4+5945 |
| SDSS J085409,88+440830,2 | 17,14 | Lynx | 08 55 39,6 +44 03 29,6 | US 1889 |
| NRAO 289 | 17,33 | Lynx | 08 23 08,3 +46 58 27,9 | 3c 197,1 |
| NRAO 350 | 17,39 | Léo | 10 13 23,5 +06 24 20,5 | UT 1009 |
| SDSS J080938,97+345537,2 | 17,42 | Lynx | 08 11 04,9 +34 51 44,8 | RBS 691 |
| NRAO 536 | 17,50 | Hercule | 17 43 04,0 +18 26 29,5 | OHIO T167 |
| VIPS 54 | 17,55 | Lynx | 07 56 23,6 +48 20 26,7 | TXS 0751+485 |
| GRO J0431+29 | 17,80 | Taureau | 04 35 00,4 +29 08 43,5 | JVAS B0430+289 |
| GRO J0118+02 | 17.82 | Poissons | 01 16 47,6 +04 03 33,2 | INTREF 79 |
| SDSS J123349,26+502622,7 | 17,88 | Grande Ourse | 12 34 53,3 +50 18 54,3 | TXS 1231+507 |
| NRAO 2150+17 | 17,90 | Pégase | 21 53 25,8 +17 40 40,2 | OHIO X 183 |
| SDSS J121834,93-011954,3 | 18,01 | Vierge | 12 19 43,3 -01 27 18,7 | PKS J1218-0119 |
| NRAO 58 | 18,10 | Poissons | 01 10 39,4 +31 56 56,7 | RGB J0109,5+3149 |
| 3c 93 | 18,14 | Taureau | 03 44 39,3 +05 01 52,8 | PGC 2817525 |
| VIPS 473 | 18,15 | Grande Ourse | 11 46 49,6 +44 12 53,6 | TXS 1143+446 |
| 3c 261 | 18,24 | Petit lion | 11 36 05,2 +29 58 00,6 | NRAO 378 |
| NRAO 687 | 18,39 | Verseau | 22 26 54,3 -04 50 28,4 | 4c 18,51 |
| SDSS J015738,10+130931,4 | 18,45 | Poissons | 01 58 48,0 +13 15 52,3 | NVSS J015737+130937 |
| NRAO 99 | 18.50 | Baleine | 02 22 00,5 -01 50 58,2 | CTA 17 |
| SDSS J144932,70+274621,6 | 18,50 | Bouvier | 14 50 30,2 +27 40 39,6 | RHS 44 |
| SDSS J130146,31+441619,2 | 18,80 | Chiens de chasses | 13 02 47,6 +44 09 00,4 | WN B1259,4+4432 |
| SDSS J085450,55+621850,0 | 19,00 | Grande Ourse | 08 56 41,1 +62 13 51,2 | RGB J0854+623 |
| NRAO 234 | 19,00 | Gémeaux | 06 27 01,6 +14 39 31,5 | RRF 2147 |
| NRAO 5 | 19,10 | Poissons | 00 07 20,0 -06 16 25,1 | PGC 2822052 |
| VIPS 623 | 19,54 | Chevelure de Bérénice | 13 04 08,1 +24 26 40,0 | 3FGL J1303.0+2435 |
| VIPS 679 | 20,14 | Bouvier | 13 32 38,2 +17 05 53,2 | TXS 1329+174 |
| VIPS 554 | 20,66 | Chiens de chasses | 12 25 57,6 +43 27 50,0 | TXS 1222+438 |
