Noyaux actifs de galaxie et astrométrie

Les noyaux actifs de galaxie comme directions de référence astrométriques : Sont-elles si stables?
 
L’astrométrie est une branche de l’astronomie qui évalue la position et les mouvements des astres sur la voûte céleste. Si la mission spatiale Gaia effectue dans le domaine optique un relevé astrométrique d’une ampleur inégalée, elle rivalise tout juste en terme de précision avec une technique d’instrumentation opérant depuis le sol et depuis presque 40 ans : la radio-interférométrie à ligne de base intercontinentale (VLBI).
FIGURE 1 – Schéma de principe du VLBI : Le front des ondes émises arrivent plan étant donnée la grande distance entre la source radio et la Terre. La configuration triangulaire des antennes par rapport à la direction de la source radio (en rouge) permet de relier les positions des antennes et de la source avec le retard mesuré.
Le VLBI consiste en l’observation de l’émission radio d’objets astronomiques à partir de plusieurs antennes réparties à la surface du globe. Les antennes observant simultanément une même source, il est alors possible de mesurer avec l’extrême précision des horloges atomiques le retard à la réception du signal acquis afin d’obtenir la frange d’interférence (voir figure 1).
Il existe deux modes d’observation du VLBI : un mode pour la cartographie d’une source et un mode appelé géodésique. Ce dernier fait partie des 4 techniques de géodésie spatiale les plus précises pour établir les systèmes de référence céleste (décrivant la voûte céleste par la coordination des positions d’un ensemble de sources particulières) et terrestre (décrivant la croûte terrestre par la coordination de stations d’observation réparties sur toute la surface du globe). Surtout, il s’agit de la seule technique permettant la réalisation et le suivi du repère céleste, c’est-à-dire le positionnement coordonné des sources sélectionnées au cours du temps, à des précisions de l’ordre de la milli-seconde de degré. À titre comparatif, c’est la taille angulaire du diamètre d’un cheveu situé à 10 km, ou encore celle d’un homme allongé sur la Lune…
 
Au cours des années 1990, l’Union Internationale Astronomique a approuvé l’utilisation de sources extragalactiques pour définir les directions du repère céleste. Auparavant, les étoiles étaient utilisées comme références étant donnée leur observation aisée dans le visible. Cependant, il était nécessaire de mesurer régulièrement leur position astrométrique et surtout leur mouvement propre pour contrecarrer la dégradation de la précision du repère céleste stellaire en raison de l’erreur faite sur ces vitesses angulaires.
Ces nouvelles sources de référence sont des noyaux actifs de galaxie ayant la particularité d’émettre en radio, ce qui permet leur observation par le VLBI (voir figure 2). Leur immobilité apparente, expliquée par la grande distance qui nous sépare d’elles, les a prédisposées à définir des directions stables de l’Univers. Mais les relevés successifs de leur position sont-ils si stables que cela, notamment sous la loupe ultra-précise du VLBI ? C’est une question à laquelle j’ai tâché de répondre durant ma thèse à l’Observatoire de Paris.
FIGURE 2 – Schéma représentatif d’un noyau actif de galaxie émetteur en radio selon la théorie unifiée [Antonucci, 1993, Urry and Padovani, 1995]. À gauche figure la représentation à toutes les longueurs d’onde. À droite, la perception que l’on a d’un tel objet observé en bande radio ne dévoile qu’une partie du jet avec une certaine structure. Le reste de l’objet est imperceptible à ces fréquences.
À partir de 35 ans de données, j’ai déterminé l’évolution des positions astrométriques de plus de 4000 sources observées par le VLBI. Sur la base des séries temporelles ainsi obtenues,  j’ai cherché à caractériser le bruit (les fluctuations de position) associé à chaque source à différentes échelles de temps. Pour cela, j’ai utilisé un outil statistique, élaboré pour cette tâche au sein de la communauté de métrologie qui traite de la stabilité des horloges atomiques ultra-précises : la variance d’Allan [1966].
Pour une source donnée, si le bruit constaté reste blanc à toutes les échelles de temps, c’est que la source est parfaitement stable (à la précision de mesure près). En revanche dès que le bruit devient rose (on parle de bruit de scintillation) ou rouge (on parle de marche aléatoire) la source n’est pas stable à la précision de mesure.
Si l’on connaissait déjà plusieurs sources connues pour paraître « agitées » dans leur relevé de positions (voir figure 3), j’ai montré que les sources parfaitement stables sont extrêmement rares parmi les 281 les mieux observées (présentes dans au moins 100 sessions d’observation VLBI). À partir de ce travail, j’ai construit une nouvelle classification des sources VLBI suivant leur stabilité astrométrique afin d’apporter des informations complémentaires aux données utilisées par le groupe de travail de l’UAI pour la réalisation de la référence en matière de repère céleste, l’ICRF [Ma et al., 2009, pour la deuxième et dernière version en date].
FIGURE 3 – Exemple de séries temporelles astrométriques dans le plan céleste local centré sur la position moyenne de la source 0526+134 manifestement « agitée ». On constate différents soubresauts, bien visible sur le graphique supérieur. On affiche pour indication en bleu l’écart-type des séries de l’ordre de 0.3 milli-seconde d’arc.
 
La question de l’origine des soubresauts que peuvent présenter les radio-sources VLBI se pose alors. On ne peut évoquer un mouvement propre, imperceptible à de telles distances. Pour y répondre, il faut savoir que le VLBI, par l’observation en radio, ne discerne qu’une partie d’un des deux jets perpendiculaires au disque d’accrétion du noyau actif. Au sein de ce jet, circulent à des vitesses relativistes des particules chargées qui s’enroulent autour des lignes du champ magnétique. Cet effet synchrotron module le flux radio que l’on reçoit de la source et ce sont les déformations de ce flux que l’on observe dans les soubresauts de nos séries temporelles astrométriques.
Quels phénomènes peuvent être responsables de ces déformations ? On identifie deux hypothèses qui peuvent coexister. La plus probable est l’existence de composantes émissives secondaires qui se détachent de la composante radio principale, influençant alors la position que l’on relève. La seconde, moins admise, est l’existence de trou noir binaire au cœur du noyau actif, chacun étant responsable d’une activité propre dans son voisinage, influençant la position relevée au rythme de leurs variations.
 
L’étude approfondie de chacune des sources reste à faire afin de confronter ces deux scénarios et d’identifier des caractéristiques types des sources les plus stables pour orienter la planification des observations futures du VLBI géodésique.
 
Contact au LAB : César Gattano, équipe Métrologie de l’espace, Astrodynamique, Astrophysique (M2A)
Pour en savoir plus : Allan et al. 1966
                                  Antonucci et al. 1993
                                  Ma et al. 2009
                                  Urry and P. Padovani 1995