quasars & agn

atlas photographique



 

Les images ont été réalisés à l'aide d'un télescope Meade de 10" et d'une caméra Starlight SXV-H9. Pour la plupart des images la focale a été réduite à 1575 mm à l'aide d'une réducteur de focale 0,63.
Sauf indications contraires le champ photographié est de 10 x 10 arcminutes, nord en haut, Est à gauche. L'icone renvoit à une page donnant les magnitudes des étoiles de référence, issues de différentes sources (variabilité des quasars) et les mesures réalisées.

 


PHL 658

 

Blazar

PG0003+158
HB89 0003+158
4C+15.01
VCV J000559.3+160949



NED DATA BASE
AD
00h05m59.2s
DE
 16°09'48"
z
 0.451
M  
M abs

distance

unsoa 1050-00033291 mr15.8 mb14.8

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V phot
date 22 12 2006
jj 2454092,28958333
heure 18:57 UT
durée 20x30s = 10 mn

réduction IRIS
AD 00h05m59.3s
DE 16°09'49.4"

feuille mesures


IO AND

Andromède

Seyfert I

S10785



NED DATA BASE
AD
00h48m18.9s
DE
 39°41'11"
z
 0.134
M B 15.9 à17.3
M abs
- 23.3
distance

unsoa 1275-00481956 mr 14.2 mb 15.4

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V phot
date 22 12 2006
jj 2454092,35
heure 20:24 UT
durée 20x30s = 10 mn

réduction IRIS
AD 00h48m19.0s
DE 39°41'11.5"

La variabilité de IO AND a été établie par Meinunger (1975) qui la considère d'abord comme variable bleue irrégulière (mp de 16.2 à 17) puis comme variable cataclysmique binaire de type AM Her. En 1980, Meinunger met en évidence un spectre continue sans raies d'émission et présume qu'il s'agit d'un "polar". Elle est inclue dans le GCVS (1985) comme "variable irrégulière peu étudiée". En 1983, Andronov la suspecte d'être une variable ressemblant à une nova ( "nova like").

En 1987, Meinunger et Andronov publient une note rappelant que le spectre ne présente pas de lignes d'absortion, qu'une variation cyclique (mais non périodique) de luminosité de 5 ans a été mise en évidence par Andronov (1983) et que Voyknashaya suggére qu'il s'agit d'un quasar.

En 1991, Borisov & al. établissent que IO AND est un quasar de redshift 0.134 et qu'il ressemble à un noyau de galaxie de Seyfert de type I.

Sharov publie en 1994 un article sur la variabilité du quasar IO And de 1967 à 1993. Sur 25 ans, la luminosité dans le bleu varie de 15.9 à 17.3. La plupart du temps, le quasar reste au-dessus de m16.6. Il met en évidence qu'entre 1967 et 1981 de solides élements permettent de considérer un cycle de 5 ans : 3 épisodes de brillance supéreures à la moyenne sont séparés par des chutes de luminosité. Depuis 1982, les caractéristiques de variations de luminosité changent brutalement.

En 1999, dans une étude spectroscopique sur les cariables cataclysmqiues, HIU conclue définitivement que IO AND est une galaxie de Seyfert de redshift 0.134 et qu'il est identique au quasar S10875 du catalogue Véron 1996.

 

 

UX Psc

Poissons

GAL

-
AD
01h11m45.7s
DE
 22°04'08"
z
 0.0456
M  
M abs

distance

unsoa 1050-00329440 mr13.5 mb14.7

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V phot
date 29 11 2006
jj 2454069,28333333
heure 18:45 TU
durée 20x30s = 10 mn

réduction IRIS
AD 01h11m45.7s
DE +22°04'8.6 "
M
15.7 ?

 

3C 66A

Andromède

BL LAC

-
AD
02h22m39.6s
DE
 43°02'08"
z
 0.444
M 15.5 var
M abs

distance

unsoa 1275-01435168 mr14.7 mb15.5

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V phot
date 29 11 2006
jj 2454069,26527778
heure 18:22 TU
durée 20x30s = 10 mn

réduction IRIS
AD 02h22m39.6s
DE +43°02'8.1 "
M
14.73 +/- 0.04

feuille mesures

 


NGC 1275
3C84

Persée

Seyfert

 
NED DATA BASE
AD
03h19m48.1s
DE
 41°30'42"
z
 0.017559
M 12.1 à 13.4 (V) [ned]
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
date 21 02 2007
jj 2454153,39444444
heure 19:28 UT
durée 20x30s = 10 mn

NGC 1275 se situe au centre de l'amase de Persée (Abell 426)
Elle fait partie des 6 galaxies composant le catalogue établi en 1943 par Seyfert. Elle est identifiée comme radiosource en 1955.
Khachikian and Weedman l'ont classée comme Seyfert de type 2 [1].
Toutefois, en se basant sur la largeur des lignes d'émission, l'absence de large bandes de la série de Balmer, la variabilité et la polarisation de son noyau, P. Véron suggére en 1979 qu'il s'agit plutôt d'un objet de type BL Lacertae [2].

Sa variablité, soupçonnée par Barnes, fut confirmée par Selove (1969). Lyuti (1971) a mis en évidence des sursauts de luminosité séparés de 30 à 50 jours.
Dans une étude publiée en 1979, Kingham et O'Connell signalent deux sursauts de luminosités de 0,4 et 0,6 magnitudes sur des périodes de 60 et 70 jours. Après l'un des sursauts, la luminosité a rapidement chuté de 0.3 mag en deux jours. Les magnitudes atteintes lors de ces deux sursauts ont été de 12.88 et 12.71 (V) pour une magnitude entre les susauts de 13.5. Par ailleurs des variations de 0.1 mag se surperposent à ces sursauts. [3]

[1] Khachikian, E. Y. & Weedman, D. W. Astrophys. J. 192, 581–589 (1974)
[2] NGC1275 : a BL Lacertae object?, P. Véron, Nature 272, 430 - 431 (30 March 1978)
[3] Variability of NGC 1275, Kingham et O'Connell, AJ, Vol 84, October 1979

 
 

 

BW Tau
3C 120

Taureau

Seyfert

PGC 15504
UGC 03087
PKS 0430+05



BW TAU
NED DATA BASE
AD
04h33m11.1s
DE
 05°21'16s
z
 0.033
M 14.2
M abs

distance

unsoa 0090-01069591mr12.7 mb14.3

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V phot
date 15 12 2006
jj 2454085,36458333
heure 20:45 UT
durée 20x30s = 10 mn

réduction IRIS
AD 04h33m11s
DE +05°21'16 "
   
M
14.89 V

feuille mesures

 


TEX 0716+332

 

 


B2 0716+33
VCV J071919.4+330709
NED DATA BASE
AD
07h19m19.4s
DE
 +33°07'10"
z
  
M  
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 17.92
date 15 03 2007
jj 2454175,37777778
heure 21:04 UT
durée 20x30s = 10 mn

 


OI+158

Gémaux

BL LAC

PKS 0735+178
HB89 0735+178
VCV J073807.4+174219



NED DATA BASE
AD
07h38m07.4s
DE
 17°42'19"
z
 0.424
M 15.3 à 16.0 (1994-96)
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
date 14 03 2007
jj 2454174,37361111
heure 20:58UT
durée 20x30s = 10 mn

La contrepartie optique de la radiosource 0735+17 a été identifiée par BLAKE en 1970. CARSWELL a établi en 1974 sa nature BL LAC, puis son redshit en 1987. Variations optiques violentes (POLLOCK 1979, MILLER 1983, XIE 1992) : Magnitude (B) variant de 13.9 à 17.2 Variation de 0.68 mag en 24 mn. Forte polarisation (ALLER 1985).

 

 

 


OI +061

 

 


HB89 0736+017
VCV J073918.0+013704
NED DATA BASE
AD
07h39m18.0s
DE
 +01°37'05"
z
 0.191
M 16.47
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 16.67
date 26 03 2007
jj 2454186,34236111
heure 20:13 UT
durée 20x30s = 10 mn

 


B2 0912+29

 

X BL


HB89 0736+017
VCV J073918.0+013704
NED DATA BASE
AD
09h15m52.4s
DE
+29°33'24"
z
  
M 16
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 16.0
date 26 03 2007
jj  
heure  
durée 20x30s = 10 mn

 


OI 090.4

 

BL LAC


HB 0754+100
VCV J075706.7+095635
NED DATA BASE
AD
07h57m06.6s
DE
 +09d56m35s
z
 0.266
M 14.5
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 16.37
date 14 03 2007
jj 2454174,35277778
heure 20:19UT
durée 20x30s = 10 mn

 


OJ 248

 

 

FBQS J083052.0+241059
HB 0827+243
VCV J083052.1+241100
NED DATA BASE
AD
08h30m52.1s
DE
 +24d11m00s
z
 0.940
M 17.26
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 17.2
date 13 03 2007
jj 2454173,31458333
heure 19:33UT
durée 20x30s = 10 mn

 


APM 08279+5255

BAL QSO

Ursa Major




NED DATA BASE
AD
8h31m41.6s
DE
 +52°45'18"
z
 3.911
M 15.2 R
M abs
-32.2
distance
12.85 milIards AL

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres -
M 15.01
date 11 04 2007
jj  
heure 21:27 UT
durée 20x30s = 10 mn

L'OBJET LE PLUS LUMINEUX DE L'UNIVERS
Ce quasar a été découvert à l'occasion d'un programme de recherche d'étoiles carbonées mené par Totten et Irwin (1998).

[1] APM 08279+5255: AN ULTRALUMINOUS BROAD ABSORPTION LINE QUASAR AT A REDSHIFT z=3.87, THE ASTROPHYSICAL JOURNAL, 505:529-535, 1998 October 1
 

 


PKS0829+046

 

 


OJ 49
HB 0829+046
VCV J083148.9+042939
NED DATA BASE
AD
08h31m48.9s
DE
 +04d29m39s
z
 0.174
M 16.5
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 16.86
date 15 03 2007
jj 2454175,49513889
heure 19:53UT
durée 20x30s = 10 mn


OJ 287

 

BL LAC

PKS 0851+202
HB 0851+202
VCV J085448.8+200630
NED DATA BASE
AD
08h54m48.9s
DE
 20°06'31"
z
 0.306
M 12.2 à 15.49
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
V 15.73
date 14 03 2007
jj  
heure 20:02UT
durée 20x30s = 10 mn

 


0957+561 A et B

Grande Ourse

Quasar
Lentille gravitationnelle

HB89 0957+561
NED DATA BASE
AD
10h01m21.0s
DE
 55°53'57"
z
 1.414
M  
M abs

distance
8.8 milliards AL (ned)

unsoa 1425-07427021 mr 14.8 mb 15.2

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres -
date 21 02 2007
jj 2454153,34513889
heure 20:17 UT
durée 20x30s = 10 mn

réduction IRIS
AD 00h48m19.0s
DE 39°41'11.5"

En 1979, Walsh et al. publient un article dans Nature [1] établissant que les quasars 0957+561 A et B, séparés de 6 arcsec ont des redshifts très voisins. Ils suggèrent qu'il pourrait s'agir d'une double image d'un même objet dont le rayonnement serait dévié par un objet massif invsible situé sur le trajet de la lumière.
Des études spectrométriques ultérieures ont confirmé la remarquable similarité des spectres d'absortion et d'émission de ces deux quasars renforçant l'hypothèse du modéle de lentille gravitationnelle [2]. Le redshift de l'objet faisant office de lentille a été estimé à 0,36.

De nombreuses études ont été menées ultérieurement pour déterminer la différence trajet des deux images (time delay), mais dont la détermination excate fait l'objet d'intenses discussions. Des valeurs allant de 376 à 657 jours ont été proposées. L'un des enjeux de cette détermination précise est la mesure de la constante de Hubble. Depuis 1995, les estimations convergent autour de deux valeurs : 417 et 424 jours (Oscoz et al., 2001)

[1] Walsh, D., Carswell, R. F. & Weymann, R. J. Nature 279, 381−384 (1979). 
[2] Weymann, R. J. et al. Astrophys. J. Lett. 233, L43−L46 (1979). 


MRK 421

UMa

BL LAC

UGC 06132
HB 1101+384
OM+303
VCV J110427.2+381232



NED DATA BASE
AD
11h04m27.3s
DE
 38°12'32"
z
 0.03
M B 11,6 à >16,5
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
date 14 03 2007
jj 2454174,38263889
heure 21:11 UT
durée 20x30s = 10 mn

Cette galaxie est inclue dans le catalogue Markarian (fort continuum UV). Elle a été identifiée à la radiosource B2 1101+32 en 1975 (Colla) . Ulrich a suggéré qu'il s'agissait un objet de type BL Lac (1973) et établi son redshift à 0,03. Purton (1977) établit sa radiovariabilité et confirme sa nature BL LAC.

La galaxie compagnon de MRK421 a été étudié par Gorham & al. à partir d'images prises par le HST. Il s'agirait plutôt d'une galaxie spirale plutôt que d'une elliptique tel que HICKSON (1982) l'avait déterminé. Dénommée MKN421-5, située à 14" ENE de MKR421, son redshift a été établi à 0.0316, proche de celui de MKR421. Elle présente un noyau brillant et compact, suggérant une activité de type Seyfert. Bien que les redshift soient légérement différents, Gorham considére que ces deux galaxies sont physiquement liées, s'appuyant notemment sur la mise en évidence d'un groupe de 5 à 7 galaxies dont MRK421 est le membre le plus brillant. [4]

Agrandissement x8 :

 

Dans une étude historique, Miller met en évidence une plage de variation de luminosité supérieure à 4, 7 mag dans le bleu, ce qui fait de MRK 421 l'un des objets BL Lac présentant la plus grande amplitude de variabilité. Il s'agit d'une variable active et rapide avec un maximum de luminosité de 11,6 le 19 janvier 1934. La magnitude 12.5 a été dépassée en 1901, 1916, 1936. Entre 1930 et 1952, l'objet est plus faible que mag 16.5 sur une nombre important de plaques. Des variations brutales sont mises en évidence (1,2 mag sur 3 jours - 1,6 mag sur 16 jpours en 1942) [1]

[1] B21101+38 : a BL Lacertae Object, Miller, AJ, 201 : L109-L111, 1975 November 1
[2] CCD photometry of Markarian 421 and 501, HICKSON, AJ, 258 : 53-58, 1982 July 1
[3] Long term behavior of Mkn 421, LIU & al., A&A suppl. ser., 123, 569-574 (1997)
[4] Markarian 421's unusual satellite galaxy, GORHAM & al., AJ, 119 : 1677-1686, 2000 april.

 
 

 

WAS 26

 

PG 1138+222
PGC 036264

WAS26
catalogue VERON 10éme éd.
AD
11h41m16.10s
DE
 +21°56'22.0"
z
 0.063
M 14.9
M abs
-23.0
distance
850 millions AL

unsoa 1050-06559416 Mr13.2 Mb13.4

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 13 05 2006
heure 21h20 TU
durée 30x20s =600s

réduction IRIS
AD 11h 41m 16.1s
DE +21° 56' 20.0"
M
14.4

 


B2 1147+24

BL LAC

Coma Berenices


FBQS J115019.2+241753
HB89 1147+245
VCV J115019.2+241754
NED DATA BASE
AD
11h50m19.2s
DE
 +24°17'54"
z
 0.2
M 16.0
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 16.03
date 11 04 2007
jj 2454202,33958333
heure 20:09UT
durée 20x30s = 10 mn

 

4C 29.45

 

HB89 1156+295
B2 1156+29

4C2945
catalogue VERON 10éme éd.
AD
11h59m31.90s
DE
 +29°14'45.0"
z
 0.729
M 14.41
M abs
-28.60
distance
7 milliards AL

unsoa 1125-064238626 Mr16.1 Mb16.6

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 04 05 2005
heure 21h45m TU
durée 5 x 30 sec = 150 sec

réduction IRIS
AD
11h 59m 31.8s
DE
+29° 14' 44.4"
M
14.9

 

 


GQ COM

 

RQ QSO


HB 1202+281
PG 1202+281
VCV J120442.1+275412
NED DATA BASE
AD
12h04m42.1s
DE
 +27d54m11s
z
 0.165
Mph 14.7 - 16.1
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M  
date 14 03 2007
jj 2454174,39722222
heure 21:32UT
durée 20x30s = 10 mn

La variabilité de GQ COM a été mise en évidence par Pinto et Romano (1973, l'objet étant désigné GR 128). Sur la période 1962-1975, la luminosité varie de 14.7 à 16.1 (magnitude photographique).

Bond a établi sa nature de quasar (en même temps que celle de V396 Her) lors d'une étude d'objets du GVCS, avec un redshift de 0.165. Raie d'émission OIII étoite et forte, raie de la série de Balmer larges et fortes sur un continuum trés bleu. [1]

[1] GQ Comae & V396 HER : two low redshift optically variable QSOs, H.E. Bond & al., A.J., 213:1-7, April 1

 

 


NGC 4151

SEYFERT

 
NED DATA BASE
AD
12h10m32.6s
DE
 +39°24'21"
z
 0.003
M 11.91
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 15.01
date 06 04 2007
jj 2454197,37152778
heure 20:55 UT
durée 20x20s = 400s


0N 325

 

BL


B2 1215+30
VCV J121752.0+300701
NED DATA BASE
AD
12h17m52.1s
DE
 +30°07'01"
z
 0.130
M 15.5
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 15.01
date 06 04 2007
jj 2454197,39236111
heure 21:25 UT
durée 20x30s = 10 mn

W Com

Coma Berenices

BL Lac

ON +231
B2 1219+28
HB89 1219+285



AD
12h21m31.7s
DE
 28°13'58"
z
 0.102
M 11.5 à17.5
M abs

distance

unsoa 1275-06498497 Mr13.4 Mb 14.4

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 15.04
date 11 04 2007
heure 20:24 TU
durée 30x20s = 10 mn

 

Variabilité détectée par Wolf en 1916, avec une magnitude de 11.5 et plus tard inclu dans le GVCS avec la dénomination de W COM. Localisé au nord de l'amas de Coma Berenices (Abell 1656).
Il a été assimilé avec la radio source ON+231 par Browne en 1969.

[La courbe de lumière présente une serie de sursauts de luminosité (outbursts). Deux sursauts majeurs furent observés en 1940 et 1968 (Pollock, 1974). Une période possible d'activité en 1952 n'a pas été totalement couverte par les observations. Les deux sursauts observés présentent la même structure (pulsation d'une magnitude sur environ 3 ans). Une structure similaire de sursaut a été observée pour d'autres objets BL LAC, tel OJ 287 et constituent peut-être un indice important pour comprendre le mécanisme des sursauts. La source présente un comportement complexe après 1960. Après un pic en 1968, la luminosité décroit pour former un profond minimum. Une analyse de Fourier ne montre aucune périodicité claire. Il est possible d'interpréter la courbe de lumière comme une lente diminution de luminosité avec des sursauts sporadiques et rapides. [1]
Pour cette étude (mars 1968 à mai 1986), la magnitude (B) varie de 15,1 à 17,3.

[1] OPTICAL VARIABILITY OF 16 QSOs,C. Barberi & al., Astronomy and Astrophysics, Dec. 1988.

 

 

RX J12308+0115

catalogue VERON 10éme éd.
AD
12h30m50.00s
DE
 +01°15'21.0"
z
 0.117
M 14.4
M abs
-24.8
distance
1.5 milliards AL

unsoa 0900-07168967 Mr 14.3 Mb 14.4

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 04 05 2006
heure 21h20 TU
durée 30x30s =900s

réduction IRIS
AD 12h 30m 50.048s
DE +01° 15' 22.71"
M
15.07

 


TON1542

QSO

Coma Berenices


MRK 771
PGC 41532
VCV J123203.6+200930
NED DATA BASE
AD
12h32m03.6s
DE
 +20°09'29"
z
 0.063
M 15.3
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M 15.56
date 11 04 2007
jj 2454202,36111111
heure 20:40 UT
durée 20x30s = 10 mn

TON 1542 fait partie du catalogue de Tonantzinla répertoriant les objets d'apperence stellaire présentant un excés dans l'ultraviolet (Chavira 1959). Hiltner & al. ont établi un redshift de 0.064. Le spectre présente de larges raies intenes, un continuum probablement du à un effet synchrotron (Wampler, 1967).
Angione a mis en évidence sa variabilité lumineuse (Mph de 14.8 à 16) par l'étude des plaques photographiques de Harvard.
Zwicky, dès 1963, constatant une image diffuse, l'a classé comme galaxie extrémement compacte.
"Les objets non radio semblables à TON 1542 doivent plutôt être associés à un mini quasar au centre d'une galaxie spirale. Ces objets sont donc assimilables à des galaxioes de Seyfert possédant un noyau particulièrement intense". TON 1452 est ainsi un exemple de la continuité existante entre les galaxies de Seyfert et les quasars.

[1] Astron. and Astroph., 56, 71-74, 1977, Vanderriest et Lelièvre.

 

 

 

PG1247+268
catalogue VERON 10éme éd.
AD
12h50m05.70s
DE
+26°31'07.0"
z
 2.042
M
15.60
M abs
-30.10
distance
11.2 milliards AL

unsoa 1125-06596018 Mr14.9 Mb14.8

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 13 05 2005
heure 22h23m TU
durée 20 x 20 sec = 400 sec

réduction IRIS
AD 12h 50m 5.7s
DE +26° 31' 7.8"
M
15.09

 

 

KUV 12491+2932
catalogue VERON 10éme éd.
AD
12h51m28.80s
DE
+29°15'26.0"
z
 1.160
M
15.49
M abs
-29.10
distance
9 milliards AL

unsoa 1125-06600516 Mr15.3 Mb15.9

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 13 05 2005
heure 21h37m TU
durée 30 x 20 sec = 600 sec

réduction IRIS
AD
12h 51m 28.9s
DE
+29° 15' 26.2"
M
15.6

 

X COM

Coma Berenices

AGN (Seyfert)

HB89 1257+286
PGC 044750

AD
13h00m22.5s
DE
 +28°24'03"
z
 0.092
M 14.5 - 17.9
M abs

distance
1.23 milliards AL

unsoa 1125-06632598 Mr15.7 Mb 17.0

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 10 06 2006
heure 00:25 TL
durée 50x20s =1000s

réduction IRIS
AD 13h00m22.2s
DE +28°24' 00.3"
M
16.3

La variabilité de X Com a été découverte par Wolf (1914). Il a déterminé des magnitudes de 14 à 16 sur 6 plaques prises entre 1907 et 1914 et une magnitude 12,5 et 12,6 sur les plaques prises le 31 mars 1911. L'étude de 100 plaques prise entre 1910 et 1957 (Perova, 1957), ne montrent pas l'objet, plus faible que la magnitude limite de 16.5-17.
Bond a étudié des plaques du Harvard Collége Observatory, montrant l'objet, sans variation significative de magnitude (aux alentours de 17.5). Barbieri a pu mettre en évidence un sursaut d'une magnitude dans le bleu (1.3 dans l'UV) en février mars 1972. Un sursaut similaire a été mis en évidence par entre févriet et mars 1966. La luminosité de X comae varie donc de quelques dixièmes autour de sa valeur normale de ~ 17.5 sur des longs intervalles de temps. Occasionalemment des sursaut d'une magnitude surviennent (1966, 1972) sur une échelle de temps de quelques mois. En 1911 est intervenu un sursaut important de plusieurs magnitudes. L'étude a posteriori des plaques de Wolf (qui se référe à une étoile de magnitude 10 située à 30" de W COM conduit à réviser ses estimations d'environ deux magnitudes et l'établit à mpg = 14.5.

Le comportement de X COM est nouveau pour une galaxie optiquement variable. Un comportement similaire est observé dans le cas du quasar 3C 345 (Kinman & al., 1968).
Bond et Sargent considérent qu'un quasar temporaire est apparu dans le noyau de cette galaxie de Seyfert. Cette observation conforte l'hypothése émise par plusieurs auteurs que les quasars sont des noyaux de galaxie trés brillants. [2]

Variabilité erratique pour la période 1968-1987, avec des signes douteux de sursauts. Magnitude comprise entre 17.2 et >18.3 pour la période Jan. 1968 à Avr. 1987). [1]

[1] OPTICAL VARIABILITY OF 16 QSOs ,C. Barberi & al., Astronomy and Astrophysics, Dec. 1988.
[2] THE OPTICALLY VARIABLE GALAXY X COMAE, H.E. BOND, The Astrophycal Journal, Vol. 185:L10-L111, 1973 Nov.
[3] A STUDY OF THE OPTICAL VARIABILITY OF THE SYFERT GALAXIE X COMAE, R. Green, J. Huchra and HE Bond, The Astronomical Society of the Pacific, Juin 1977.

 

 

B2 1308+32

BL LAC

catalogue VERON 10éme éd.
AD
13h10m28.70s
DE
+32°20'44.0"
z
 0.997
M
15.24
M abs
-28.30
distance
8.4 milliards AL

unsoa 1200-07028659 Mr16.8 Mb17.8

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 13 05 2005
heure 21h00m TU
durée 30 x 20 sec = 600 sec

réduction IRIS
AD
DE
M

B2 1308+32 n'apparait pas sur l'image (position dans le cercle). Il s'agit d'un quasar présentant des variations importantes de luminosité (M 14.2 à 20.0). Il a été identifié comme correspondant à l' "étoile variable" AU CVn.

voir liste QSO variables dans la page QUASARS

Lors de la prise de vue sa magnitude est supérieure à 19. Voir les magnitudes de l'étoile unsoa 1200-07028291 sur l'image.

 

TON 730

Bootes

 

PG 1341+258
VCV J134356.8+253848



AD
13h43m56.7s
DE
 +25°38'48"
z
 0.087
M  
M abs

distance


optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M  
date 21 04 2007
heure 21:30 TU
durée 30x20s = 10 mn

PKS 1354+19

 

 


HB89 1354+164
VCV J135704.5+191906
AD
13h57m04.4s
DE
 +19°19'07"
z
 0.702
M 16.02
M abs

distance


optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M  
date 22 04 2007
heure 00:29 TL
durée 30x20s = 10 mn

 

87GB 14041+2523

 87GB
catalogue VERON 10éme éd.
AD
14h06m26.50s
DE
 +25°09'20.0"
z
 0.868
M 15.8
M abs
-28.10
distance
7.7 milliards AL

unsoa 1125-06880164 Mr16.3 Mb17.1

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 13 05 2006
heure 21h20 TU
durée 30x20s =600s

réduction IRIS
AD 14h 06m 26.6s
DE +25° 09' 21.0"
M
16.6

 

 

PG1407+265
catalogue VERON 10éme éd.
AD
14h 09m23.9s
DE
26°18'21.0"
z
0.945
M
15.74
M abs
-28.00
distance
8.1 milliards AL

unsoa 1125-06891746 Mr15.2 Mb15.10

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 13 05 2005
heure 21h55m TU
durée 20 x 20 sec = 400 sec

réduction IRIS
AD
14h 09m 23.9s
DE
+26° 18' 21.8"
M
15.3

 

 

2E 1423+2008

BOOTES
catalogue VERON 10éme éd.
AD
14h26m13.40s
DE
 14h26m13.40s
z
 0.21
M 16.00
M abs
-24.6
distance
2.6 milliards AL

unsoa 1050-07183587 Mr 15.3 Mb 15.5

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 18 06 2006
heure 01h04 TL
durée 30x20s =600s

réduction IRIS
AD 14h26m13.3s?
DE ?19°55'25"
M
15.6

 

 


MARK 813

BOOTES

 MARK813
catalogue VERON 10éme éd.
AD
14h27m25.00s
DE
 +19°49'52.0"
z
 0.131
M 15.27
M abs
-24.10
distance
1.7 milliard AL

unsoa 1050-07189474 Mr 13.8 Mb 14.7

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 18 06 2006
heure 00h45 TL
durée 30x20s =600s

réduction IRIS
AD 14h27m25s
DE 19°49'53"
M
14.2

 

TON 256

HB89 1612+261
VCV J161413.2+260416
NED DATA BASE
AD
16h14m13.2s
DE
 +26°04'16"
z
 0.131
M 15.41
M abs

distance
  

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 09 06 2007
heure  
durée 30x20s =600s

 

 

3C 345.0

Coma Berenices

QS0

B2 1611+34
OS 368

AD
16h42m58.8s
DE
 39°48'37.0"
z
 0.594
M 15.96
M abs
-26.6
distance

unsoa 1275-09036741 Mr15.3 Mb 16.1

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
date  
heure  
durée  

réduction IRIS
AD 16h42m58.8s
DE +39°48' 36.9 "
M
14.9

3C345 est bien connu pour sa violente activité (Goldsmith & Kinman 1965)
3C345 a été étudié sur une période de 466 jours (JJ 2442136 à2602) durant laquelle aucune activité de grande ampleur n'avait été notée (16.18 < mB <17.17) [1]

[1] R.J. ANGIONE, Optical monitoring of 15 quasars, The Astronomical Journal, Vol. 86, may 1981

 

 

Mrk 501

Hercules

BL LAC

PGC 59214
HB89 1652+398
VCV J165352.2+394536
AD
16h53m52.2s
DE
 +39°45'37"
z
 0.034
M 13.80
M abs

distance


optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M  
date 09 06 2007
heure 22:36 TU
durée 30x20s = 10 mn

 


V 395

HERCULE

AGN

8 Zw 476
PGC 060156

V395
AD
17h22m34.1s
DE
 +24°45'00"
z
 0.064
M 16.1 - 17.7
M abs

distance
0.87 milliards AL

unsoa 1125-08205748 Mr15.5 Mb 16.5

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 10 06 2006
heure 00:50 TL
durée 30x20s =600s

réduction IRIS
AD 17h 22m 33.6s
DE +24° 44' 58.75"
M
16.3

 

La variabilité de V395HER a été établie par Hoffmeister en 1959 (S5246). La plage de variation s'étend de 16,1 à 17,7 (Mph). Sur les plaques du Palomar Sky Atlas, il est séparé d'une étoile de magnitude 17,5 mentionnée par H. à 10" au sud.
Sa nature non stellaire a déterminée par H.E. Bond par l'étude des plaques du Palomar Sky Atlas.
De violentes variations dans le domaine optique ont été rapportées par Hoffmeister en 1960 ("affaiblissement de 0,7 magnitude en 48 minutes").
V395 rejoint ainsi le petite groupe d'objets déterminés dans un premier temps comme étoile variable avant d'être identifiés en tant qu'objets extragalactiques.
H.E. Bond note que des obsevations photométriques et spectroscopiques de V395 sont hautement souhaitables.

sources :
H.E. BOND, The optically variable galaxy V395 Herculis, The Astrophysical Journal, 174 : L163, 1972, June 15.



V 396

HERCULE

QSO

HB89 1720+246
87HB 1720+2439

V396
catalogue VERON 10éme éd.
AD
17h22m41.30s
DE
 +24°36'19.0"
z
 0.175
M 16.38
M abs
-23.3
distance
2.23 milliards AL

unsoa 1125-08207476 Mr 15.1 Mb 15.9

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 18 06 2006
heure 01h04 TL
durée 30x20s =600s

réduction IRIS
AD 17h 22m 41.2s
DE +24° 36' 19.2"
M
16.03

 

V396 a été découverte comme variable irrégulière par Hoffmeister (1959,60) avec une plage de variation de 15,7 à 16,7 (Mph). Hoffmeister a établit que l'objet présentait de longues phases de stabilité entre les brèves périodes d'activité.
Du fait de sa couleur bleue, Meinunger (1974) a suggéré qu'il s'agissait d'une variable de type RR Lyrae.
V396 a été identifiée comme quasar par HE Bond, sans source radio associée, en 1976. Il note que les raies d'émissions sont tellement faibles et larges que le spectre doit apparaitre continu (de type BL Lacertae) au maximum d'activité.

Date V B-V U-B
21 02 1974
16.38
0.47
-0.89
08 03 1976
16.42
0.40
-0.97

sources :
H.E. BOND & AL. , GQ Comae and V396 Herculis, two low redshift, optically variable QSO, The Astrophysical Journal, 213 : 1-7, 1977, April 1.

 

 

OT 546

 

 

I Zw 187
VCV J172818.6+501311
AD
17h28m18.6s
DE
 +50°13'10"
z
 0.055
M 15.97
M abs

distance


optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres R
M  
date 01 08 2007
heure 00:23 TL
durée 30x20s = 10 mn

 

V 362

VULPECULA

-

E2000+223

AD
20h02m48.6s
DE
 +22°28'27"
z
 0.029
M 16 - 17.7
M abs
-19.4
distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 10 07 2006
heure  
durée 30x20s =600s

réduction IRIS
AD 20h 02m 48.7s
DE +22° 28' 26.9 "
M
~ 17

 

BL Lacertae

Lacerta

BL Lac

HB89 2251+158



 BL LAC
AD
22h02m43.3s
DE
+42°16'40"
z
 0.069
M 12.4 à 17.2
M abs

distance

 

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres IDAS lps
date 22 08 2006
jj 2453970,3757
heure 21:01 TU
durée 20x32s = 10 mn

réduction IRIS
AD 22h02m43.3s
DE +42°16'40.2 "
M
14.96 +/- 0.10


CTA 102

Pégase

HPQ

PKS2230+11



NED DATA BASE
AD
22h32m36s
DE
 11°43'51"
z
 1.037
M  
M abs

distance

unsoa 0975-20981161 mr 16.6 mb 17.1

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V phot
date 22 12 2006
jj 2454092,27638889
heure 18:38 UT
durée 20x30s = 10 mn

réduction IRIS
AD 22h36m36.5s
DE 11°43'51"


3C 454.3

 

Blazar

PKS 2251+15



NED DATA BASE
AD
22h53m57.7s
DE
 16°08'04s
z
 0.859
M  
M abs

distance

unsoa 1050-20482002 mr13.9 mb14.8

optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V phot
date 26 11 2006
jj 2453762,25114583
heure 18:01 UT
durée 20x30s = 10 mn

réduction IRIS
AD 22h53m57.7s
DE 16°08'54"

 

PKS 2433+514

 

 


HB89 2344+514
VCV J234704.8+514218
AD
23h47m04.8s
DE
 +51°42'18"
z
 0.044
M 15.5
M abs

distance


optique LX200 10" 6,3
caméra starlight sxv-h9 binning 2
filtres V
M  
date 01 08 2007
heure 01:13 TL
durée 30x20s = 10 mn