21 Juin 2025 English version 🇬🇧

Introduction

Les galaxies à noyau actif (AGN, Active Galactic Nuclei) désignent une classe de galaxies dont le centre abrite un trou noir supermassif en phase d’accrétion active de matière. Ce processus libère une quantité d’énergie considérable, rayonnée sur une large gamme de longueurs d’onde, du domaine radio jusqu’aux rayons X et γ. La masse des trous noirs super massifs situés au cœur des AGN varie typiquement de 10⁶ à 10¹⁰ masses solaires.

Dans le cadre du modèle unifié des AGN, les différences observées entre les sous-classes (Seyfert 1, Seyfert 2, quasars, blazars, etc.) ne reflètent pas des propriétés physiques fondamentalement différentes, mais s’expliquent principalement par des effets d’orientation géométrique et par la présence d’un tore de poussière obscurcissant certaines régions selon la ligne de visée de l’observateur. Ainsi, un même objet peut apparaître comme un Seyfert 1 ou 2 selon que la région d’émission large (BLR) est visible ou non.

source : https://cosmicvarta.in/narrow_broad_seyfert_galaxies_vivek

Les galaxies de type Seyfert 1 sont caractérisée par la présence simultanée de raies d’émission étroites et larges dans leur spectre optique. Ces raies larges, en particulier $H_α$ et $H_β$, proviennent de gaz en orbite rapide dans la Broad Line Region (BLR), située à proximité immédiate du trou noir. La visibilité de ces raies implique que notre ligne de visée offre un accès direct à la BLR, contrairement aux Seyfert 2, où cette région est masquée par un tore de poussière.

Observations

Télescope Newton Skywatcher PDS 150/750 monté sur une monture harmonique ZWO AM5.

Spectroscopie : Spectrographe Star’Ex BR équipé d’un réseau de 300 tr/mm. R ≈ 900. Fente de 26 microns. Caméra science : Player One Uranus M Pro (IMX585). Caméra de guidage : ASI290MM Mini

Photométrie : Lunette EvoGuide 50 mm équipée d’une caméra ASI533MM Pro et d’un filtre Baader Bessel V, utilisée pour la calibration en flux absolu.

Logiciel : CCDCiel, SpecINTI, scripts Python

Chaque nuit, le protocole d’observation a consisté à faire le spectre d’une étoile de référence CALSPEC utile pour la calibration et le calcul de la réponse instrumentale. Nous faisons ensuite plusieurs spectres d’une galaxie tout en faisant en même temps des acquisitions photométriques dans la bande Bessel V sur la même cible.

Cibles

Six noyaux actifs de galaxies (AGN) ont été observés dans le cadre de cette campagne : NGC 4151, NGC 4051, NGC 3516, NGC 5548, Mrk 304 et 3C 273. Ces cibles ont été choisies pour couvrir une large gamme de masses de trous noirs supermassifs, depuis des Seyferts avec un trou noir de “seulement” un million de masses solaires (soit environ 10⁶ $M_☉$, comme NGC 4051) jusqu’à un quasar très massif de plusieurs milliards de masses solaires (environ 10⁹ $M_☉$ pour 3C 273). NGC 4151, observée le 16 juin 2025, a bénéficié de bonnes conditions d’observation, avec un temps d’exposition total de 5600 s (4 × 1400 s) et un rapport signal/bruit (SNR) de 90. En revanche, les nuits du 18 et du 20 juin, consacrées respectivement à 3C 273, NGC 4051 et NGC 5548, ont été perturbées par des conditions météorologiques instables, notamment de fréquents passages nuageux. Bien que des temps de pose similaires aient été initialement prévus, les SNR obtenus pour ces cibles restent modestes, entre 20 et 25.

$$ \begin{array}{lcclll} \text{name} & \text{obs. date} & \text{exp. time} &
\text{SNR} & \text{{$E(B$-$V)$}} &

\\ \hline \\ \textbf{NGC 4151} & \text{2025-06-16} & 4\times1400s & 90 & \text{0.027} &

\\ \textbf{NGC 4051} & \text{2025-06-20} & 2\times1400s & 20 & \text{0.013} & \\ \textbf{NGC 3516} & \text{2025-06-23} & 4\times1400s & 60 & \text{0.042} & \\ \textbf{NGC 5548} & \text{2025-06-20} & 2\times1400s & 25 & \text{0.020} & \\ \textbf{3C 273} & \text{2025-06-18} & 4\times1400s & 20 &
\text{0.022} & \\ \textbf{Mrk 304} & \text{2025-07-05} & 4\times1400s & 15 &
\text{0.108} &

\\

\end{array} $$

La réduction des données spectrales a comporté plusieurs étapes clés. Tout d’abord, une calibration en longueur d’onde a été réalisée en utilisant les raies de Balmer et les raies telluriques de l’étoile de référence. Ensuite, la correction de la vitesse héliocentrique a été appliquée pour prendre en compte le décalage spectral lié au mouvement de la Terre.

Le spectre a ensuite été calibré en flux absolu ($erg\,s^{-1}\,cm^{-2}\,\AA^{-1}$) en se basant sur la magnitude moyenne ($V$) mesurée durant la session d’observation et la courbe de transmission du filtre Baader Bessel V. Un script python à été développé pour cela. Ce script permet de convertir un spectre en flux relatif en un spectre en flux absolu, calibré selon un système photométrique donné (AB ou Vega). Il utilise pour cela une courbe de transmission du filtre Baader Bessel V et la magnitude observée dans ce filtre pendant la session pour effectuer la calibration. Le principe repose sur le calcul d’un flux synthétique à travers le filtre à partir du spectre, qu'on compare ensuite à un flux de référence absolu déduit de la magnitude et du système photométrique. Le spectre est alors mis à l’échelle (multiplié par un facteur) pour que son flux synthétique corresponde au flux attendu.

La méthode clé consiste à intégrer numériquement le produit du spectre et de la transmission du filtre pour obtenir le flux synthétique. Nous avons utilisé ici le système AB dans lequel le flux de référence est calculé à partir de la formule standard reliant magnitude, fréquence et longueur d'onde.

$$ \begin{align*} f_\nu &= 10^{-0.4 (m_{\mathrm{AB}} + 48.6)} \quad \text{[erg/s/cm}^2/\text{Hz]} \\ f_\lambda &= \frac{f_\nu \cdot c}{\lambda_{\mathrm{eff}}^2} \quad \text{[erg/s/cm}^2/\text{\AA]} \end{align*} $$