L’OBSERVATION DU SPECTRE
DU  QUASAR 3C273

Cette page présente l'observation et l'analyse du spectre d'un type d'objet vraiment mythique pour qui fait de la spectrographie : les quasars.

Notre connaissance des quasars provient pour l’essentiel de l’observation de leur spectre, du reste, un dénominateur commun pour la plupart des objets du ciel. C’est en observant le spectre des galaxies puis, celui des quasars, qu’a été établie l’expansion de l’univers. Leur spectre montre en effet un déplacement systématique des raies spectrales vers le rouge, pour peu que l’objet soit distant. Ce décalage des raies trahit une vitesse d’éloignement de l’objet, et plus cette vitesse est grande, plus l’objet est éloigné. C’est la fameuse loi de Hubble. La vitesse de récession d’un galaxie (ou d’un quasar) est décrite par le paramètre z, calculé à partir de l’observation du spectre :

 
avec Dl le décalage en longueur d’onde d’un détail du spectre normalement à la longueur d’onde lréel, si l’objet ne se déplaçait pas.

Le quasar le plus facilement observable est aussi l'un des premiers découvert : 3C273. Il se présente comme une étoile de magnitude 12.8 dans la constellation de la Vierge (AD=12h30m05s, DEC=+02°03.9m). Son z est de 0.158 (c’est un des quasars les plus proches, sachant qu’on observe aujourd’hui des objets avec des z supérieurs à 4).

L’observation a été réalisée avec un télescope de 190 mm à F/D=4 (obstruction centrale de 0.3), une caméra CCD Audine équipée d’un CCD KAF-0400 et un réseau Jeulin à transmission de 100 traits/mm. Le lieu d'observation se situe à Ramonville Saint-Agne (très proche banlieu Toulousaine).

Figure 1. La caméra Audine au foyer d'une flat-field caméra de 190 mm de diamètre. Le réseau à transmission est placé juste en avant de la caméra, à l'intérieur du tiroir coulissant d'un porte filtre.
 
Le réseau de 100 traits/mm est situé 19.4 mm en avant du CCD, ce qui donne une disperson de 45.6 A/pixel (les pixels ont une taille de 9 microns).

L’image finale ci-après représente la somme de 32 images posées chacune 2 minutes. Le temps de pose cumulé est donc de 64 minutes.

 Figure 2. Portion de l’image finale montrant le champ du quasar 3C273 (le nord est en bas). Celui-ci a été entouré par un rectangle. Son spectre est visible en haut, lui-même entouré d’un rectangle. Observation réalisée le 12 février 1999.
 
La valeur du seeing influence directement la résolution dans un spectrographe sans fente. La largeur à mi-hauteur des étoiles (FWHM) mesurée sur l'image finale est de 2.0 pixels, si bien que compte compte tenu de la dispersion, la résolution spectrale attendue de l'ordre 100A.

Le spectre de 3C273 a un rapport signal sur bruit suffisant pour montrer immédiatement des raies en émission. En soit, ce n’est déjà pas si mal pour un spectrographe coûtant moins de 200 F (hors caméra CCD bien entendu) observant un objet situé à 3 millards d'années lumières !

Après les opérations classiques de prétraitement, le travail consiste à extraire le profil spectral en effectuant un binning optimisé sur une largeur adéquate dans le sens perpendiculaire à la dispersion.

Figure 3. Le profil spectral de 3C273 après intégration de son signal significatif par une opération de binning. Notez par ailleurs que le fond de ciel a été retiré.
 
La calibration en longueur d’onde est réalisée soigneusement en étudiant la position de raies d'éléments chimiques connus dans des spectres d’étoiles observées dans des conditions similaires. Une fois la chose faite, le spectre est re-échantillonné avec un pas constant de 5 A/pixel (le logiciel écrit spécialement tient compte d’une éventuelle dispersion non linéaire du spectre et se charge de linéariser celui-ci). J’ai pris par ailleurs grand soin de calibrer photométriquement les données afin d’obtenir le flux absolu en provenance du quasar. Dans la figure 4, l’axe vertical est gradué en ADU/cm2/s/A. Les ADU (Analog Digital Unit) sont les pas codeurs après l’opération de binning. On effectue une opération de normalisation qui consiste à diviser le signal mesuré par la surface collectrice du télescope (ici 258 cm2, en tenant compte de l'obstruction centrale), le temps de pose (ici 1920 secondes) et la dispersion spectrale (ici 45.6 A/pixel).
Figure 4. Le spectre a été interpolé au pas de 5A par point en utilisant une procédure faisant appel aux fonctions Spline, puis calibré spectralement. De plus, le signal mesuré a été normalisé en tenant compte du diamètre du télescope, du temps de pose et de la dispersion spectrale.
 
Le profil de la figure 4 montre clairement une raie en émission à 7550A, une autre vers 5600A et encore une autre vers 4500A. C'est ce qui faut attendre en effet d'un spectre de quasar (voir plus loin). Cependant  l'allure du profil spectral est considérablement modulé par la réponse spectrale intrumentale et a peu de chose à voir avec le flux effectivement émis par le lointain objet. Pour y voir plus clair, pour mieux interprété les données, il est essentiel de retirer la contribution intrumentale du spectre brut.

Voici dans les grandes lignes comment on procède. Il faut tout d’abord observer une étoile dont on connaît bien le flux spectral. L’étoile Véga (Alpha Lyre) est idéale pour cela, car non seulement sont flux spectral est largement documenté, mais en plus l’éclairement qu’elle produit en dehors de l’atmosphère est parfaitement déterminé (Véga est un étalon photométrique fondamental). Le profil spectral suivant est celui de l’étoile Véga, observée la même nuit que le quasar 3C273.

Figure 5. Le spectre de l’étoile Véga. Le temps de pose, de 0.3 seconde, est très bref pour ne pas saturer le détecteur. On devine des raies à 7613 A et 6877 A, qui correspondent au centre de gravité des bandes moléculaire O2 de l’atmosphère terrestre.  La raie Ha se situe à la longueur d'onde de 6563A.

Le spectre de la figure 6 est artificiel. Il est issue d’une banque de donnée qui recense le flux spectral relatif correspondant à quasiment tous les types spectraux d’étoiles (Pickles, PASP, 110 :863-878, 1998 July). C'est un outil extrèmement précieux pour les spectroscopistes.

Figure 6. Le flux spectral relatif d'une étoile de même type spectral que Véga tel qu'on l'observait en dehors de l'atmosphère. Le flux est normalisé à 1 à 5556 A.
 
Par ailleurs le flux spectral absolu de l’étoile Véga pour une longueur d'onde donnée a été publié de nombreuses fois (en particulier : Tug, White, Astron. & Astrophys. 61, 1977, 679, avec une précision de 1%). La valeur à 5556 A est de 3,47.10-9 erg/cm2/s/A (1 W = 107 erg/s). Toutes ces informations permettent de connaitre le flux absolue de l'étoile Véga sur l'ensemble de son spectre.

En divisant le profil de la figure 5 avec le profil de la figure 6 on obtient la réponse spectrale de l’instrument (qui intégre la sensibilité spectrale du CCD, la transmission optique,…). Mais avant de réaliser effectivement cette opération il faut prendre en considération que le flux optique enregistré avec le télescope a traversé l'atmposphère terrestre. Or, celle-ci ce comporte comme un filtre spectral optique comme le montre les courbes de la figure 7. L'opération de calibration photométrique complète va consister à tenir compte de la transmission de l'atmosphére pour permettre de ramener le flux mesuré au foyer du télescope à ce qu'il serait en dehors de l'atmosphère.

Figure 7. La transmission atmosphérique pour un objet observé au zénith. Chaque courbe correspond à une altitude d'observation. Bien entendu l'atmosphère est d'autant plus transparente que l'on observe depuis un lieu élevé. L'absorption est loin d'être négligeable, notamment dans la partie bleu du spectre. L'atmosphère est quasiment opaque en dessous de 0,3 micron.

Notez que les courbes de la figure 7 ne prennent pas en compte l'effet des gaz de l'atmosphère (en dehors de l'ozone, O3). La vapeur d'eau et l'oxygène atomique (O2) produisent des bandes absorption notables dans la partie infra-rouge du spectre. Cependant ces bandes sont locales et en conséquence,  il est relativement facile de tenir compte de leur présence lors du traitement en effectuant des interpolations judicieuses.

 
Figure 8. L'absoption atmosphérique typique induite par les composants gazeux. L'ozone produit sont effet entre 4400 et 7500 A, mais il en est tenu compte dans les réseaux de courbes de la figure 7. Le premier incident sérieux est produit par O2 entre 6850 et 7020 A, puis vient H2O entre 7000 et 7400 A, la bande très importante de O2 entre 7580 et 7750 et enfin, à nouveau H2O entre 8000 et 8430 A. (d'après Fluks & Thé, Astron. & Astrophys. 255, 1992, 477).

Pour déterminer la transmission atmosphérique effective il faut tenir compte de la distance zénithale de l'objet observé. Si h est la valeur de la distance zénithale (distance angulaire de l'objet par rapport au zénith), on calcule la quantité 1/cos(h), appelée masse d'air. Puis, chaque point d'une des courbes de la figure 7 est élevée à la puissance de la masse d'air. Pour la présente réduction j'ai considéré que l'observateur se situé au niveau de la mer. Par exemple, à 5000A la transmission au zénith est de 0,69. L'étoile Véga a été observé à une distance zénitale de 50°, d'où h=1,55, et une transmission atmosphérique effective à cette longueur d'onde de 0,691,55=0,56.

Toutes ces manipulations mathématiqiues et de gestion de fichiers sont effectuées avec l’aide d’un package de fonctions spécialement écrites pour la réduction des données spectrales (il sera bientôt disponible). Le profil de la figure 9 montre la réponse instrumentale en ADU/erg, qui est semblable en gros, à la réponse spectrale du CCD KAF-0400 (attention, chaque KAF-0400 a sa réponse spectrale spécifique).

Figure 9. Réponse spectrale absolue de l’instrument.

A titre de vérification, on peut retirer la réponse instrumentale au spectre brut de l’étoile Véga (division du dernier par le premier, plus correction de la transmission atmosphérique pour calculer le flux dans l'espace). Cela donne le profil de la figure 10, à comparer avec celui de la figure 6.

Figure 10. Le spectre calibré photométriquement de l’étoile Véga (tel qu'il serait observé en dehors de l'atmosphère, mais sans le retrait des composés gazeux O2 et H2O). On note l’allure du continuum qui suit la courbe d’un corps noir de 14000°K environ.

La même opération de calibration radiométrique est réalisée sur le spectre brut du quasar, ce qui donne le spectre final de la figure 11.

Figure 11. Le spectre étalonné spectralement et photométriquement de 3C273. Remarquez au passage que 3C273 est 100000 fois plus faible que l'étoile Véga.

La raie en émission vers 5600A devient à présent bien visible. On précise sa position à 5670A environ. Ce n’était pas évident avant la calibration photométrique.

La raie en émission à 7550A est en fait la raie Ha, qui est normalement à 6563A pour un objet au repos. On en déduit la valeur de z :
 

z = 7550/6563-1 = 0,150
 
C’est une résultat extrêmement proche du z admit pour ce quasar : z = 0,158.

L’identification de la raie en émission à 5670A est plus délicate. Dans un premier temps on peut penser qu’il s’agit de la raie Hb qui se situe normalement à 4861A. Mais le z calculé ne colle pas. Une analyse bibliographique sur les spectres de quasar (voir par exemple Francis & al. ApJ 373, 465, 1991), révèle au voisinage de la raie Hb la présence de deux raies de l’oxygène ionisé [OIII] particulièrement intenses dans le spectre des quasars (une raie à 4959A et surtout une raie à 5007A, bien connues dans les spectres de nébuleuses planétaires). Dans un spectre non résolu, le centre de gravité de ces raies se situe vers 4880A. Le z calculé avec cette valeur est :

z = 5670/4880-1 = 0,162

Si on fait la moyenne de ces 2 mesures, on trouve pour 3C273, z = 0,156  +/- 0,015

Le statut de la raie observée à 4500A n’est pas clair. D'une part son existance n'est plus démontrée de manière absolue sur le spectre calibré. Ensuite en prenant z = 0,158, la longueur d’onde équivalente pour un objet au repos serait de 3886A, ce qui ne correspond pas à un élément classique dans le spectre des quasars. Simplement, on peut dire que cette raie se situer non loin de la limite de Balmer de la série de l’hydrogène (3647A). Peut-être que l’on observe là un groupement des raies de l’hydrogène d’ordre élevé. La raie Hg est peut être observée vers la longueur d'onde de 4920A (la longueur d'onde au repos est de 4340A) ? Une observation supplémentaire avec un temps de pose plus long et un ciel plus noir sera nécessaire pour le confirmer...

A noter encore que l’allure du continuum dans le spectre de la figure 11 est tout à fait conforme avec ce qu’il faut attendre d’un quasar. Mieux encore, la valeur absolue du flux mesuré colle très bien avec celui que l'on peut trouver dans la littérature pour 3C273. A titre d'exemple les figures 12 et 13 montrent le spectre de 3C273 observé avec de gros moyens professionnels.

Figure 12. Le spectre de 3C273. Télescope Isaac Newton de 2.5-m de La Palma.  Figure extraite d'un article de M.G. Yates & R. P. Garden, Mon. Not. R. astr. Soc., 241, 167-194, 1989.
Figure 13. Le spectre de 3C273 (alias 1226+023). Télescope de 2.1-m de l'observatoire de McDonald. Figure extraite d'un article de K. L; Thompson, Ap. J, 395, 403-417, 1992.

Dans ces deux publications on contate que le continuum vers 6500A représente un éclairement de 1,5.10-14 erg/cms/s/A. La présente observation donne un résultat extrèmement similaire (voir figure 11). Dans la partie bleu du spectre, le continuum obtenu avec le télescope de 0,19 mètre de Ramonville suit de très près celui acquis avec le télescope de La Palma (mais c'est peut-être une coincidence). On note au passage que les écarts peuvent être sensibles entre les résultats professionnels (voir aussi).

Enseignement de l’histoire : avec un réseau coûtant moins de 200 F et un spectrographe réalisable en 5 minutes, il est possible en 1999 de mesurer l’expansion de l’univers lorsqu'on est amateur !

Au-delà de la satisfaction morale d’observer le décalage dans le rouge du plus brillant quasar du ciel, vous pourriez penser qu’il n’y a pas de salut. Détrompez-vous ! Il faut bien juger dans quelles conditions cette observation a été réalisée : pratiquement en pleine ville, avec un éclairage qui empêche de voir des étoiles plus faibles que la magnitude 2,5 à l’œil nu. Qui plus est, 3C273 n'était pas au zénith (à 45° au dessus de l'horizon environ), ce qui se paye très cher en ville en terme de brilllance du fond de ciel. Or, le niveau du fond de ciel a un impact considérable sur les performances d’un spectrographe sans fente. En effet, le signal de fond parasite s’ajoute directement à celui du spectre. Si le premier est très intense, il finira par brouiller le spectre du quasar dans le bruit de photon. Dans le cas présent, le niveau du fond de ciel après binning s’élève à 371200 ADU, soit un bruit de signal de RACINE(371200) = 610 ADU, ce qui est considérable.  Le point le plus brillant de notre spectre de 3C273 arrive au niveau 8800 après binning. Le rapport signal sur bruit n’est donc que de 8800/610=14. Il passe à 7 environ au niveau de la raie Ha dans le spectre de 3C273.

Un bon ciel de campagne donnerait, pour un temps de pose identique et le même instrument, un fond de ciel aux alentours de 25000 ADU. Le rapport signal sur bruit croit alors d’un facteur 4, ce qui laisse espérer l’observation de quasar (ou de supernovae) jusqu’à la magnitude 14.5 avec un télescope de 200 mm. En utilisant un télescope de 400 mm, un réseau plus efficace et un temps de pose plus long, je pense qu’il est possible d’observer des redshifts jusqu’à la magnitude 16.5 environ. Cela donne accès à une très grande quantité de quasars et de galaxies de Seyfert. Pourquoi alors ne pas entreprendre par exemple une surveillance multispectrale des variations d’éclats d’objets encore si mystérieux ? Pour aller au devant, la figure 14 montre un spectre synthétique type de quasar.

Figure 14. Spectre synthétique d'un quasar compilé par P. J. Francis & all. (Ap J., 373, 465-470, 1991). Les longueurs d'onde sont celles d'un objet au repos. Sur la gauche du doublet, raie Lyman a (1216 A) et raie NV (1240), soit vers les courtes longueur d'onde, le flux spectral baisse rapidement en raison des nuages de gaz situés en avant du quasar, sur la ligne de visée (de nombreuses raies Lyman a en absortion, correspondant à des nuages d'hydrogène de z inférieur à celui du quasar, ont pour conséquence de "bloquer" la lumière de ce dernier, c'est ce qu'on appelle la "forêt Lyman a").

On reconnait sur la figure 14 des raies qui sont désormais les signatures familiaires des quasars : [OIII], Hb, Hg. Bien sur, la raie Ha, non représentée sur cette figure, reste un très bon jalon pour mesurer des redshifts, mais dès que z dépasse 0,5 la raie se trouve au-dela de la longueur d'onde de 1 micron, et elle devient indétectable avec les CCD. En revanche, une raie très intense comme MgII, prend le relais car elle arrive dans le domaine visible. Quant à la détection de la raie Lyman a, son observation avec un télescope d'amateur est un superbe challenge, le z devant atteindre 2.2 pour qu'elle devienne visible avec un CCD (notamment en utilisant le nouveau CCD KAF-0401E Kodak, présentant une sensibilisé accrue dans le bleu). Il y a quelques quasars entre la magnitude 16 et 17 qui permettent une telle observation. Comme cela arrive chez les professionnels qui tentent de détecter des objets toujours plus lointain, le spectre visible peut se limiter à la seule raie Lyman a, le continuum étant trop faible. Mais quelle belle observation ! Pour vous y préparer et vous aidez à identifier les raies de votre prochain quasar, le tableau suivant liste les principales raies d'émission visibles dans ces objets, ainsi que le flux relatif qui s'y trouve concentré.
 

Adapté d'après P. J. Francis & All
Indentification
Longueur d'onde en A
Flux relatif
Ha
6563
/
[OIII]
5007
3.4
[OIII]
4959
0.93
Hb
4861
22
Hg + [OIII]
4340
13
MgII
2798
34
CIII]
1909
29
CIV
1549
63
SiIV + OIV
1400
19
Lya + NV
1216
100
 
A vos télescopes, il y a du pain sur la planche !
 
(voir aussi les remarquables images de spectres quasars réalisées par Maurice Gavin ainsi d'une petite liste de quasars brillants accessibles en spectrographie amateur).