Markarian 501

Markarian 501
Image illustrative de l’article Markarian 501
Mrk 501 photographiée par le satellite 2MASS
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Hercule
Ascension droite (α) 16h 53m 52,21s[1]
Déclinaison (δ) +39° 45′ 37,6″ [1]
Magnitude apparente (V) +14 à +17
Décalage vers le rouge z = 9 915 ± 25 km/s = 0,033 640 Z
Taille angulaire (minute d'angle) 94,86" × 71,1"[2]

Localisation dans la constellation : Hercule

(Voir situation dans la constellation : Hercule)
Astrométrie
Distance ∼ 456 millions d'a.l. (∼ 140 Mpc)
Caractéristiques physiques
Type d'objet Blazar, Objet BL Lacertae
Type de galaxie S0[2], galaxie de Markarian
Découverte
Découvreur(s) Benjamin Markarian
Date 1974
Liste des objets célestes
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Markarian 501 ou Mrk 501 est une galaxie de Markarian dont le spectre d'émission s'étend jusqu'à des énergies très élevées[3]. Elle contient un blazar, ou un objet BL Lacertae, c'est-à-dire un noyau galactique actif qui émet de puissants jets. Dans le cas de Mrk 501, l'un de ces jets pointe vers la Terre.

C'est, aux énergies au-delà de 1011 eV (0,1 TeV), l'objet le plus brillant du ciel[4].

La galaxie hôte fut cataloguée et étudiée par Benjamin Markarian en 1974[5]. Elle fut identifiée comme un émetteur gamma de haute énergie en 1996 par J. Quinn à l'observatoire Whipple[6],[7].

C'est une galaxie elliptique, de taille apparente dans le visible de 1,2 par 1 minute d'arc[8], avec un décalage vers le rouge z = 0,034 Z[6].

Émission gamma[modifier | modifier le code]

L'émission de rayons gamma par Mrk 501 est très variable, avec parfois de violentes bouffées[6]. Le spectre montre deux pics. Le premier est situé sous 1 keV - on peut considérer qu'il s'agit de rayons X - et l'autre au-delà de 1 TeV. Lors des périodes plus actives ces pics voient leur fréquence (de deux ordres de grandeur pour le pic X, presque pas pour le pic γ) et leur intensité augmenter. Le télescope MAGIC a mesuré des bouffées ayant une durée de 20 minutes et un temps d'établissement d'1 minute. Pendant ces bouffées, les photons γ de 1,2 TeV sont arrivés 4 minutes après ceux de 0,25 TeV[9], ce qui a donné lieu à plusieurs hypothèses : entre autres, que l'espace pourrait être plus « grand » dans les petites dimensions, avec une texture de mousse quantique[10], ce qui provoquerait une différence de vitesse entre les photons γ plus énergétiques et les photons radios et visibles, moins énergétiques. Ceci contredirait l'invariance de Lorentz, mais pourrait constituer un indice dans la recherche de théories de grande unification. Cependant les observations de Mrk 501 et Mrk 421 par le Dr Floyd Stacker du Goddard Space Flight Center de la NASA montrent que l'invariance de Lorentz est respectée[11].

La luminosité de la galaxie est également variable dans le domaine visible, avec une magnitude de 15,5 à 13,6[12].

Lors de la découverte, des flashs durant 1 à 7 minutes en moyenne furent observés. D'après la forme et la taille de ces flashs, il ne peut s'agir de rayons cosmiques massifs (fermioniques).

Le flux de photons au-delà de 300 GeV dans cette direction du ciel était en 1995 de (8,1 ± 1,5) × 10−12 cm−2 s−1[7].

Trou noir[modifier | modifier le code]

On suppose que les blazars contiennent un trou noir, ou un système binaire de trous noirs, dans lequel tombe de la matière. La dispersion des vitesses (la différence maximum entre la vitesse, mesurée depuis la Terre, de la matière qui se rapproche et de celle qui s'éloigne) observée dans la galaxie est de 372 km.s−1, ce qui suppose l'existence d'un trou noir de 0,9 × 109 à 3,4 × 109 M⊙. Cependant d'autres mesures ont donné une dispersion des vitesses de 291 km/s, ou encore 270 km/s, et donc une masse centrale plus faible. Une variabilité de 23 jours suggère l'existence d'un objet orbitant autour de ce trou noir avec cette période[13].

Jet[modifier | modifier le code]

Avec l'interférométrie radio à très longue base, qui permet d'obtenir une résolution d'un milliarcseconde, on peut observer un point central très brillant, le noyau, d'où part un jet conique étroit, de 300 pc de longueur. Après 30 milliarcsecondes le jet fait un virage à 90° puis s'entortille et s'étale. Ce jet fait 300 pc de long. Le jet intérieur, avant l'entortillement, a des bords brillants [shows bright edges or a limb brightened structureshows bright edges or a limb brightened structure], ce qui est probablement dû à un mouvement rapide de la partie centrale du jet, plus rapide que les bords.

Il existe également un jet dans la direction opposé, qui s'éloigne de la Terre, le « contre-jet ». Dans la zone proche du noyau ce dernier est beaucoup moins brillant, dans un rapport de 1250, que le jet dirigé vers la Terre, et il est invisible aux ondes radio. Ce rapport implique un facteur de Lorentz γ d'environ 15 (soit 99,8 % de la vitesse de la lumière) et un angle entre 15° et 25° avec la direction de la Terre. À 408 MHz la densité de flux est de 1,81 Jy, mais cette valeur est variable. Au-delà de 10 kpc le contre-jet devient visible, montrant que les jets deviennent non-relativistes (la vitesse du plasma devient nettement inférieure à la vitesse de la lumière).

L'émission radio, symétrique, s'étend sur 70", soit une distance de 120 à 200 kpc[14].

Désignations dans d'autres catalogues[modifier | modifier le code]

Les premières désignations furent 4C 39.49 et B2 1652+39[15].

C'est l'objet UGC 10599 de l'Uppsala General Catalogue of Galaxies[16].

On peut aussi trouver les désignations B1652+39, 1H1652+398 et TeV J1653+197[17].

Références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ a et b F. Ochsenbein, P. Bauer et J. Marcout, « The VizieR database of astronomical catalogues », Astronomy & Astrophysics Supplement Series, vol. 143,‎ , p. 23–32 (DOI 10.1051/aas:2000169, Bibcode 2000A&AS..143...23O, arXiv astro-ph/0002122, lire en ligne)
  2. ↑ a et b « Markarian Galaxies Optical Database », Results for Mrk 501 (consulté le ) La base de données est accessible à [1].
  3. ↑ F. A. Aharonian, « The time averaged TeV energy spectrum of Mkn 501 of the extraordinary 1997 outburst as measured with the stereoscopic Cherenkov telescope system of HEGRA », Astronomy and Astrophysics,‎ (Bibcode 1999A&A...349...11A, arXiv astro-ph/9903386, lire en ligne)
  4. ↑ Ray J. Protheroe, C.L. Bhat, P. Fleury, E. Lorenz, M. Teshima et T.C. Weekes, « Very high energy gamma rays from Markarian 501 », (consulté le )
  5. ↑ B. E. Markaryan et V. A. Lipovetskii, « Galaxies with ultraviolet continuum V », Astrophysics, vol. 8, no 2,‎ , p. 89–99 (ISSN 0571-7256, DOI 10.1007/BF01002156, Bibcode 1972Ap......8...89M)
  6. ↑ a b et c V. A. Acciari et The VERITAS Collaboration and the MAGIC Collaboration with more than 163 other names, « Spectral Energy Distribution of Markarian 501: Quiescent State vs. Extreme Outburst », Astrophysical Journal, vol. 729, no 2,‎ (DOI 10.1088/0004-637X/729/1/2, Bibcode 2011ApJ...729....2A, arXiv 1012.2200)
  7. ↑ a et b Quinn, J.; Akerlof, C. W.; Biller, S.; Buckley, J.; Carter-Lewis, D. A.; Cawley, M. F.; Catanese, M.; Connaughton, V.; Fegan, D. J.; Finley, J. P.; Gaidos, J.; Hillas, A. M.; Lamb, R. C.; Krennrich, F.; Lessard, R.; McEnery, J. E.; Meyer, D. I.; Mohanty, G.; Rodgers, A. J.; Rose, H. J.; Sembroski, G.; Schubnell, M. S.; Weekes, T. C.; Wilson, C.; Zweerink, J., « Detection of Gamma Rays with E > 300 GeV from Markarian 501 », The Astrophysical Journal Letters, vol. 465,‎ , L83–L86 (DOI 10.1086/309878, Bibcode 1996ApJ...456L..83Q, lire en ligne)
  8. ↑ « Ugc 10599 = mrk 501 », sur Wikiwix (consulté le ).
  9. ↑ J Albert et MAGIC Collaboration, « Variable VHE gamma-ray emission from Markarian 501 », The Astrophysical Journal, vol. 669,‎ , p. 862–883 (DOI 10.1086/521382, Bibcode 2007ApJ...669..862A, arXiv astro-ph/0702008) published in Astrophysical Journal v 669 pages 862-883 DOI 10.1086/521382
  10. ↑ J Albert, John Ellis, N E Mavromatos, D V Nanopoulos, A S Sakharov et E K G Sarkisyan, « Probing quantum gravity using photons from a flare of the active galactic nucleus Markarian 501 observed by the MAGIC telescope », Macmillan, vol. 668, no 4,‎ , p. 12 (DOI 10.1016/j.physletb.2008.08.053, Bibcode 2008PhLB..668..253M, arXiv 0708.2889)
  11. ↑ « Einstein Makes Extra Dimensions Toe The Line », NASA (consulté le )
  12. ↑ G Barbieri et G. Romano, « The optical variability of the galaxy Markarian 501 », Acta Astronomica, vol. 27, no 2,‎ , p. 195–197 (Bibcode 1977AcA....27..195B)
  13. ↑ F. M. Rieger et K. Mannheim, « On the central black hole mass in Mkn 501 », Astronomy and Astrophysics, vol. 397,‎ , p. 121–125 (DOI 10.1051/0004-6361:20021482, Bibcode 2003A&A...397..121R, arXiv astro-ph/0210326v1)
  14. ↑ M. Giroletti, G. Giovannini, L. Feretti, W.D. Cotton, P.G. Edwards, L. Lara, A.P. Marscher, J.R. Mattox, B.G. Piner et T. Venturi, « Parsec Scale Properties of Markarian 501 », (consulté le )
  15. ↑ Marie Helene Ulrich et John R. Shakeshaft, The Formation and Dynamics of Galaxies, Dordrecht, Holland, Kluwer Academic Publishers, (ISBN 90-277-0461-9, lire en ligne), « Optical Observations of Nuclei of Galaxies », p. 292
  16. ↑ « UGC 10599 », VII/26D/catalog Uppsala General Catalogue of Galaxies (UGC) (Nilson 1973) (consulté le )
  17. ↑ « Markarian 501 », TeVCat (consulté le )
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