Chapitre 3 - Observatoire Midi

L'Univers Extragalactique
Cours INSA 2012-13 / 7.5h (5 x 1h30m)
Roser Pello, IRAP,Observatoire Midi-Pyrénées,
[email protected], Tel: 05 61 33 28 12
1. Introduction. Les ordres de grandeur. Morphologie et
classification des galaxies. Contenu et propriétés globales.
2. Les distances extragalactiques. Univers Local et propriétés à
grande échelle des galaxies. Quelques idées sur la cosmologie et la
formation des galaxies.
3. Notre Galaxie comme exemple. Distribution des composants.
Contribution des étoiles et du milieu interstellaire (MIS) à la
distribution Spectrale en Énergie des galaxies. Noyaux actifs de
galaxies.
4. Propriétés cinématiques et dynamiques des galaxies.
3. Notre Galaxie comme exemple. Distribution des
composants. Contribution des étoiles et du milieu
interstellaire (MIS) à la distribution Spectrale en
Energie des galaxies. Noyaux actifs de galaxies.
●
●
●
3.1. Distribution des
composants dans notre
Galaxie: étoiles et milieu
interstellaire (MIS).
3.2. Types morphologiques /
contenu gaz-étoiles.
3.3. Noyaux actif de galaxies
(AGN)
http://www.ast.obs-mip.fr/users/roser/INSA/INSA-chapitre3.pdf
3.1. Distribution des composants dans
notre Galaxie: étoiles et milieu
interstellaire (MIS).
Contenu des Galaxies (schéma):
Etoiles
Milieu Interstellaire (MIS):
➔
➔
Gaz:
✔
Neutre: atomique/moléculaire
✔
Ionisé
Poussières:
• Extinction interstellaire:
extinction en
mags (dépend
du filtre!)
• Rougissement de la distribution spectrale d'énergie
•
Les poussières émettent un rayonnement thermique dans
l'IR lointain (70 - 1000 μm)
Les spectres stellaires
Les étoiles sur un diagramme H-R
Notre Galaxie: type SBb. Sa structure:
LE DISQUE (70 % de la masse visible):
● Sa densité d'étoiles et sa structure sont non-uniformes. Il présente une forte décroissance de
densité centre-bord. Les étoiles jeunes et le gaz sont plus concentrés dans les bras spiraux, où se
trouvent les régions de formation stellaire.
● Ses constituants visibles sont 10% de gaz et 90% d'étoiles (de masses et âges variés). 75% de la
masse visible sont des étoiles de masse inférieure à 1 M_solaire. Le rapport M/L au voisinage du
soleil est proche de 5 M_solaire/L_solaire.
● La densité du disque observée au voisinage du soleil est proche de 0.08 M_solaire/pc3 (étoiles du
disque + matière interstellaire). La densité dynamique déduite à partir de courbes de rotation est de
0.15 M_solaire/pc (halo de matière sombre).
LA STRUCTURE SPHEROIDALE : (30% de la masse visible):
➔ Le halo
● Il constitue la composante sphéroïdale faible, située au-delà du bulbe, et dont les
principaux traceurs optiques sont les amas globulaires (population II).
● La densité d'amas globulaires décroît fortement avec la distance au centre. 50% de la masse
totale sous forme d'amas globulaires se trouve dans un rayon de 4.5 kpc et la densité projetée
sur le plan galactique suit une loi analogue à celle de la luminosité des composantes
sphéroïdales des galaxies extérieures.
➔Le bulbe et le noyau:
● Ce sont des zones assez mal connues. Elles se distinguent du disque et du halo à cause de
leur densité d'étoiles très élevée, et des grandes vitesses particulières (non-circulaires) pour
le gaz qui ont été détectées dans ces régions
● La densité de gaz est relativement faible comparée à celle du disque (de 7 à 70 10 -4 en
fraction de masse, comparé à 0.05 - 0.15 dans le voisinage du Soleil).
● La population stellaire dominante est composée d'étoiles vieilles, similaire à celle du halo.
● Il y a trop de poussières sur la ligne de visée pour l'observation du centre galactique dans le
visible et UV. Les données infrarouges montrent la présence de vieilles étoiles géantes rouges
ainsi que de jeunes étoiles OB ==> Il existe une formation stellaire active dans ces régions
centrales (mise en évidence par la présence de gaz neutre, ionisé et moléculaire).
Une image du cœur de notre galaxie (radio, CO, X-rays, IR):
• ~4 106 M_solaires dans 1 pc
=> trou noir central
• chocs, explosions et restes de supernovae
mouvements d'etoiles
au coeur
120.000 années-lumière
3.1.1. Distribution des étoiles dans la galaxie.
Halo: 30 kpc
Disque: 25 kpc
Bulbe: 4 kpc
Amas et Associations stellaires
➔ Amas globulaires : Ils ont un aspect sphérique et ils sont très concentrés vers leur
partie centrale. Ils contiennent de l'ordre de 10 5 à 106 étoiles et leur diamètre va de 50 à
200 pc. On estime qu'il y en a environ 200 dans notre Galaxie, répartis sphériquement
autour du centre galactique. A cause de leur luminosité, ils sont les amas les plus faciles à
détecter dans les galaxies proches (indicateurs de distance).
➔ Amas ouverts ou galactiques : Ils n'ont pas une forme bien définie (ils sont
irréguliers). Le nombre d'étoiles qu'ils contiennent est très variable (de 100 à 1000), et leur
concentration aussi. Leur diamètre moyen typique est de 4-5 pc, mais il peut atteindre 1.5
ou 15 pc pour les cas extrêmes Ils sont placés dans le plan galactique. On détecte souvent la
présence de matière interstellaire dans ces amas.
➔ Associations d'étoiles: groupements locaux d'étoiles du même type, dont la
cinématique est différente des étoiles de champ. Ensembles sont très étendus (jusqu'à 200
pc de diamètre) et nombre d'étoiles de 10 à 400. Amas ouverts souvent au centre d'une
association. Les associations se répartissent le long des bras spiraux de la Galaxie, et elles
contiennent des étoiles jeunes: associations O, B ou T (T Tau).
Ex. amas ouvert: Les Pleiades
Ex. amas globulaire: M55
Diagramme HR
associé:
- séquence principale
peuplée
- rayonnement dominé
par des étoiles massives
et bleues
==> amas jeunes
Diagramme HR associé:
- séquence principale
peuplée uniquement par
des étoiles moins
massives que la masse de
coupure => estimation de
l'âge.
- rayonnement dominé
par des étoiles géantes
rouges
==> amas “vieux”
Estimation de l'âge d'un amas d'étoiles:
Comparaison avec une séquence d'âges
théorique.
Diagrammes HR observés
Population stellaire vieille
Population stellaire jeune
Distributions spectrales en énergie (SEDs) pour une flambée de formation
stellaire, en fonction du temps (Leitherer, 2004).
3.1.2.
Les Populations d'objets
Population
Population I extreme
Metallicité ~ 0.04
Log(age) < 8 ans
●
Pop I disque
Metallicité
solaire ~ 0.02
Log(age)=9.3 à 10 ans
●
●
Population II
Constituants
Hauteur moyenne
sur plan galactique
(pc)
Matière interstellaire
70
Etoiles O à B3 et
supergéantes
50
Etoiles B5 à A5
Etoiles F
Etoiles naines G
Etoiles naines K-M/
géantes GKM
Nébuleuses Planétaires
Sous naines
70
130
180
270/180
300
500
Metallicité 0.006 à 0.0001 Variables longue période/
500
RR Lyr
400-2000
concentrée fortement au Amas globulaires
6000
centre galactique
La structure/constituants de la Galaxie nous renseignent sur
le processus de formation
3.1.3. La matière interstellaire
Les galaxies, et notre Galaxie en particulier, sont constituées d'étoiles mais aussi de
matière interstellaire (ou MIS, milieu interstellaire). Le MIS peut se présenter sous 2
formes: les poussières, et le gaz (neutre -atomique ou moléculaire- et ionisé).
Du point de vue de l'observation, on peut diviser le MIS en 5 composantes:
densité(cm-3)
T(K)
a) Les régions atomiques froides (nuages diffus HI)
30
70
b) Les régions atomiques chaudes (gaz internuage chaud)
0.2
104
> 102
104
103-104
20
c) Les régions photoionisées (régions HII)
d) Les régions moléculaires froides (nuages moléculaires)
b) Les régions ionisées par collision (gaz coronal)
< 10-2
~5 105
✔ La fraction de masse du MIS augmente avec le type morphologique depuis les galaxies
Es ( < 1% ) jusqu'aux irrégulières (40-50 %).
✔ Composition MIS: H, He (~25%) et des traces d'autres éléments
✔ Les étoiles se forment à partir du milieu interstellaire et, quand elles meurent, elles
rendent une bonne partie de leur masse, enrichie en métaux, aux milieu interstellaire. Cette
matière enrichie qui est éjectée par les étoiles va se mélanger au milieu pré-existent. Par ce
procédé, le MIS, qui ne contenait à l'origine que H et He, va s'enrichir progressivement en
éléments lourds (''métalliques''). C'est le processus d'évolution chimique du MIS.
Mort
des étoiles: supernovae,
nébuleuses planétaires, vents, ...
Enrichissement
chimique du MIS
Le cycle de la vie dans une galaxie:
Evolucion
Chimique et Spectro-photométrique
des galaxies
Naissance des
étoiles à partir du milieu
interstellaire (MIS)
étoiles+MIS
Les Poussières
(Réf. Mathis, J. S., 1990, Annual review of astronomy and astrophysics. Vol. 28, p. 3770.)
• Dans notre Galaxie, les poussières représentent une masse d'environ 1 % de la
masse de gaz. Elles sont composées par des particules de petite taille (d <~ 10-4 cm ).
• Elles sont responsables de l'extinction interstellaire: absorption physique de la
lumière des étoiles et diffusion dans des directions différentes de celle d'incidence.
• Les poussières se répartissent dans des nuages de dimension très variable (de 0.03
pc à quelques dizaines de pc), avec des densités de l'ordre de 10 particules cm-3, et
elles forment un disque plus plat que celui des étoiles, avec une structure assez
chaotique à petite échelle.
• Certaines de ces nébuleuses obscures apparaissent comme des globules sombres à
l'intérieur de nébuleuses brillantes (les ''globules de Bok''). Les poussières nous
empêchent complètement l'accès au régions du centre galactique dans l'optique.
Quand l'extinction interstellaire intervient, la relation entre la magnitude absolue M
et la magnitude apparente m s'écrit:
extinction en mags
L'extinction dépend de la longueur d'onde (ex. A V = 1.5 mag/kpc au voisinage du Soleil).
L'absorption est sélective: elle est très importante dans l'UV et elle est faible dans l'IR. Ce
phénomène est le rougissement interstellaire. Pour l'estimer on définit l'excès de couleur
comme la différence entre les valeurs d'extinction d'une même étoile à 2 longueurs d'onde
différentes (par exemple, dans les filtres B et V):
mesuré
La loi de rougissement varie peu
d'une étoile à l'autre, et la
quantité
est une fonction “universelle ».
On a pu calibrer le rapport entre
l'extinction et l'excès de couleur.
En général, on trouve:
attendu
Les poussières émettent un rayonnement thermique dans l'IR lointain (70 - 1000 μm),
accessible depuis des véhicules hors-atmosphère, avions ou ballons). L'étude de la distribution
d'énergie émise permet de déterminer la température des poussières. L'extinction est négligeable
dans l'IR lointain, ce qui permet de cartographier les nuages de matière interstellaire dans toute la
galaxie, et même au centre galactique.
Blain 1999
β=0: corps noir
β dépend des grains (leur
nature et mélange)
β ~1-2
A partir des observations IR
(absorptions et/ou émissions) il a été
possible de déterminer la composition des
poussières interstellaires.
●
Il y aurait des petites particules de
silicates, qui forment des grains
responsables de l'extinction complète dans
l'UV lointain.
●
Ces particules de silicates forment aussi
des noyaux de condensation (d < 0.5μm)
sur lesquels viennent se fixer les
molécules qui forment les manteaux: glace
H2O, méthane (CH4), ammoniac (NH3),
●
acétylène (C2H2), CO, ...etc.
Quand les grains sont proches d'une étoile
chaude (source de photons UV), ces molécules
absorbent les photons et se placent dans des états
de vibration excités.
●
Leur désexcitation produit des larges raies
d'émission (observables dans IR proche : 2 15μm).
●
Les grains de silicates sont le premier matériau
qui se forme par condensation lorsqu'on refroidit
un gaz très chaud (avec une composition
chimique proche à celle du milieu interstellaire).
●
Ce phénomène a lieu lorsque les étoiles éjectent
une partie de leur enveloppe à la fin de leur vie
(géante rouge, Mira, nébuleuse planétaire et SN).
●
En fait, ce sont les étoiles riches en oxygène qui
forment les silicates, tandis que celles qui sont
riches en carbone ont tendance à former des
grains de graphite.
●
a-b) Les régions atomiques (nuages diffus HI)
- Observées surtout à partir de la raie à 21 cm de l'hydrogène neutre, découverte en 1951. Cette émission
n'est pas affectée par la poussière.
- Raie à 21 cm: associée à la transition entre 2 sous-niveaux hyperfins de l'état fondamental du HI, qui est due à
une légère différence d'énergie entre les 2 orientations possibles du spin nucléaire et du spin électronique.
- La probabilité d'émission spontanée est faible: un atome dans le sous-niveau supérieur, laissé à lui-même, y
restera en moyenne 1.1 107 ans avant de retomber au niveau inférieur, avec émission d'un photon à 21 cm... mais
HI est le constituant majoritaire du MIS!
- Raie à 21 cm: permet la détermination de la masse totale de HI, et la mesure des propriétés cinématiques des
galaxies (courbes de rotation des galaxies, cartes de vitesses) => accès à la MASSE TOTALE et la
DISTRIBUTION DE MASSE DES GALAXIES (M(r)).
- Aussi: raies d'absorption interstellaires optiques et UV (raies d'absorption extrêmement fines dans
les spectres des étoiles; ex. Lyman α de HI à 1216 Å).
2 composantes des nuages diffus HI:
●
✔
✔
Composante FROIDE:
Émission + absorption
T~100K, nH~ 10/cm3, d(nuages)~
10pc
✔
h(plan galactique) ~ 350 pc, <ρ>
(sur plan galactique) ~ 0.3/cm3
●
Composante CHAUDE:
✔
Émission seulement
✔
T~104 K, nH~0.2/cm3
✔
h(plan galactique) ~ 600 pc
✔
chauffée par des supernovae et des vents
stellaires.
c) Les régions photoionisées (régions HII)
• Ces régions sont créés par la présence d'étoiles très chaudes (OB), qui produisent du
rayonnement UV capable d'ioniser le gaz situé à proximité.
• Elles émettent du domaine UV jusqu'au domaine radio. Dans le visible, l'émission est
principalement due à des raies de recombinaison des ions, ainsi qu'à des raies interdites.
• Ces régions sont des traceurs de formation stellaire.
• Elles sont importantes dans la mesure des paramètres physiques des galaxies:
cinématique (=> masse dynamique), abondances métalliques, rougissement intrinsèque, ...)
Ex. nébuleuse d'Orion
Environnement su soleil, trace
pas les régions HII
Structure spirale de la Galaxie déterminée
à partir des régions HII
d) Les régions moléculaires froides (nuages moléculaires)
Observations:
• H2, composant majoritaire, invisible (seulement des raies à λ < 1100 Å), et milieu
très opaque pour le détecter.
• Le CO est la molécule la plus abondante après le H2, et c'est elle qui nous servira
de ''traceur'' de H2. Dans le milieu interstellaire froid, le CO est excité au 1er
niveau rotationel à cause des collisions avec le H2 (composant majoritaire). Ce 1er
niveau rotationel est de très basse énergie, et le rythme de des-excitation spontanée
est très petit (c'est l'analogue de l'émission de la raie de 21 cm du H I).
• La Galaxie est quasiment transparente à cette émission à 2.6 mm, ce qui permet
de cartographier la distribution de nuages moléculaires.
• L'épaisseur occupée sur le plan galactique par ces nuages est de 60 pc et ils
représentent 2 % du volume total du MIS.
Carte d'émission galactique de CO
(voir http://cfa-www.harvard.edu/cfa/mmw/index.html)
Carte de vitesses en fonction
de la longitude galactique
(voir aussi Dame et al. 2001)
Combes 1991, ARA&A 29, 195
HI surface density
Kalberla et al. 2008, A&A 487, 951
Une vision multi-longueur d'onde schématique:
Données
accessibles
depuis le
sol
seulement
en partie...!
voir aussi http://www.astro.columbia.edu/~archung/labs/fall2001/lec04_fall01.html
3.2. Types morphologiques / contenu gaz-étoiles.
●
Spectre intégré d'une galaxie
Bulbe: vieille population
stellaire
Disque: jeune population
stellaire et MIS
(D'après Bruzual & Charlot, 1993)
milliards
d'années
age
E
Pour un même age:
- Séquence couleurs
Rouge => Bleu
E
=> Im
(D'après Rocca-Volmerange & Guiderdoni, 1988)
Sa
Im
Evolution du contenu stellaire en
fonction du type morphologique
=> une histoire de formation stellaire
différente selon les types morphologiques
(D'après Bolzonella, Miralles, Pello, 2000)
3.3. Noyaux actif de galaxies
• Galaxies Actives: la majorité de la
lumière est d'origine non-stellaire (en
général beaucoup plus de la moitie de la
puissance rayonnée – exceptionnellement
similaire-).
• AGN: Continuum en loi de puissance
sur presque tout le domaine spectral.
AGNs => les sources les plus
lumineuses intrinsèquement
• Activité liée aux Noyaux:
opt/UV
X-rays
radio loud
– Variabilité intense, sur des échelles de
temps extrêmement courtes => énergie radio quiet
provient d'une échelle spatiale < pc
– Énergie équivalente a 1-104 fois celle
des étoiles, émise dans une région de
taille 1/105 fois celle de la galaxie
hôte.
– Accrétion de matière sur un trou noir
D'après Sanders et al 1989
central.
Types d'AGN:
Radio galaxies
• Luminosité radio très élevée: Lradio >~ 108 L_solaire
• Ex. Cygnus A. Lradio ~ 1011 L_solaire, découverte en 1946 par Hey, et identifiée avec une E géante, avec une bande de poussières et émission Hα intense. Elle a des lobes radio très importants (~0.2 Mpc), alimentés par des jets dont l'origine est au centre de l'objet. • Émission radio: émission synchrotron d'e­ relativistes.
• Les révélés radio ont trouvé des galaxies radio jusqu'à des z~4­5:
– 50% sont des E/S0 proches
– 50% sont des quasars
– Jets: 0.1 à 0.5 Mpc
Quasars
• Origine du nom: 1963, M. Schmidt
découvre une source radio (3C273) stellaire
dans les images optiques, avec un jet, des
raies en émission larges (z=0.158) =>
Quasi Stellar Radio Source ou QUASAR.
• En 1965, Sandage découvre d'autres objets
similaires, mais sans émission radio, et les
appelle Quasi Stellar Objects --> QSOs
• On sait aujourd'hui que QSO et
QUASARS sont un même phénomène
• 90% des QSOs trouvés dans les relevés
optiques sont radio quiet et seulement 10%
radio loud.
• On les trouve surtout au coeur de galaxies
E/S0.
3C273, z=0.158
Spectre visible + UV typique
Objets BL Lac (BL Lacertae objects)
• Ce sont des QUASARS, avec une émission plus importante dans le continuum et
(presque) pas de raies en émission.
• Ils sont:
– Fortement variables
cad, un objet dont le jet pointe vers nous
– Extrêmement lumineux
=> on voit la source centrale
– Fortement polarisés
Galaxies de Seyfert
• Découvertes en 1943 par Seyfert & Slipher. Ce sont des galaxies S qui montrent:
– Des noyaux très brillants et non-résolus, moins lumineux que les QSOs:
L ~ 1042-45 erg/s
– Raies d'émission d'atomes fortement ionisés qui ne peuvent pas être d'origine
stellaire.
– Parfois des raies permises très larges de l'H (Seyfert 1). S'il n'y a pas de telles
raies: Seyfert 2.
– Variabilité dans les raies et le continuum, avec des modes très différents, sur
des échelles de temps de qques heures à qques jours => raies larges générées
dans région de entre 1/100 et 1 pc!
BLAZARs
• Cette classe inclut les BL Lac, et d'autres quasars avec des signatures spectrales
faibles (presque pas ou pas de raies en émission), qui présentent tous une
variabilité forte et rapide.
LINERS (Low-Ionization
Nuclear Emission-line
Region):
• Régions riches en gaz dans la
partie centrale des galaxies.
• Certaines de ces régions sont
des AGN de faible luminosité,
une extension des galaxies de
Seyfert vers les faibles
luminosités
Variabilité
• Échelles de temps: entre quelques années et la journée (voir moins) =>
taille typique de la source < pc pour la région d'émission.
• La majorité des AGN: Δm ≃ 0.3­05 mags en quelques mois
• Certains AGN ont des variations de l'ordre de quelques jours => la majeur partie de leur énergie vient d'une région R ≤ 1 jour­lumière
• Variations observées dans le continuum et les raies, avec échelles de temps: τcontinuum < τraies
Temps de variation du
processus d'émission
intrinsèque
• Différences selon les types:
– Seyfert I: τ diminue avec L
– LINERS montrent peu ou pas du tout de variabilité
Temps de traversée de la
région émetrice
Masses Centrales
Les arguments pour dire que la luminosité d'un AGN vient de l'accrétion de masse
sur un trou noir central (Zel'dovich, 1963) :
• L'énergie totale issue d'un quasar est (au moins) celle qui est contenue dans son
halo radio (~10 54 J), qui avec E=mc2 correspond à 10 7 M_solaires.
• Les réactions thermonucléaires ont ou mieux une efficacité de 0.6% (combustion
H) ==> l'équivalent en masse nécessaire pour alimenter le quasar est de ~10 9
M_solaires !
• A cause de la variabilité, on sait que la région émettrice a une dimension
similaire à celle du système solaire... Si on compresse ~10 9 M_solaires dans ce
volume, on se retrouve avec une énergie gravitationnelle de l'ordre de 10 fois celle
de l'énergie de fusion thermonucléaire (qui dévient négligeable !)
Une telle concentration de masse =>
la présence d'un trou noir!
Région raies
fines (Teff ~
60K)
Jets
Schéma Modèle Unifié
(d'après Urry & Padovani,
1995)
θ
trou noir
tore absorbant
(200-800K, ~1-300 pc)
Région raies larges
(Teff~ 2000 K, ~0.1-0.01 pc)
disque d'accrétion
(Teff ~ 105 K, ~0.01 pc)
• Limite d'Eddington:
Une mesure importante du taux d'accrétion sur le trou noir de masse M est donnée par
la luminosité d'Eddington: la luminosité à laquelle la pression du rayonnement est
égale à l'accélération gravitationnelle par unité de surface :
= 1011 ( M / 106 M_solaires) L_solaire
mp : masse repos du proton; σT: coef. Thomson
• LE ne dépend pas de la distance, mais seulement de la masse du trou noir
• Pour L > LE la source ne peut plus maintenir une accrétion sphérique stationnaire.
• C'est une mesure de la luminosité maximum qu'un AGN peut fournir:
pour une galaxie de Seyfert
pour un quasar
QLF pour ~6000
quasars dans le 2dF
(D'après Boyle et al.
2000)
• Aujourd'hui on connaît des QSOs entre z~0.1 et 7.1, avec un maximum de densité
spatiale vers z~2-3: aujourd'hui 10-4 QSOs/ galaxie, et à z~2 10-2 QSOs/galaxie.
• Si les QSOs vivent longtemps, seule 1/100 galaxies formerait un quasar (=> 1% des
galaxies contiendrait un BH).
• Si les quasars ont un cycle de vie court (Δt~107 années), alors toutes les galaxies
lumineuses ont été « actives » une fois, et ~toutes contiennent un BH. (=> ou sont les
rémanents aujourd'hui?)
Intérêt Cosmologique des AGN
• Lentilles Gravitationnelles
• Absorption dans la Lyman Forest (propriétés du IGM)
• Contrainte des modèles de formation des galaxies
• Contribution aux tests cosmologiques « géométriques » classiques
(chandelles standard, diagrammes de Hubble).
• Fonction de corrélation quasar-quasar (tracer la formation des structures)
• Contribution aux différents fonds de rayonnement observés:
– Fond UV, Réionisation
– Fond X-rays: observations, quasars « rougis »/AGN
– Autres: mm, gamma-rays
Références
COMBES F., BOISSE P., MAZURE A., BLANCHARD A., “Galaxies et
Cosmologie”, Ed. Inter-Sciences, CNRS (1991).
Collin, s., “Accretion and Emission processes in AGN”, Lectures
given at GH Advanced Lectures on the Starburst-AGN Connection,
INAOE, June 2000, eds. D. Kunth, I. Aretxaga, astro-ph/0101203
Ferrarese, L. Ford, H., 2004, « SuperMassive Black Holes in
AGN », astro-ph/0411247
Sanders et al., « Continuum energy distribution of quasars.
Shapes and Origins », 1989, ApJ 347, 29
Sur le web:
NASA/IPAC Extragalactic Database (NED). Base de données
d'articles de revision dans le domaine extragalactique:
http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/
Bill Keel's Web page sur les Quasars et AGN:
http://www.astr.ua.edu/keel/agn/