Historique de Marseille
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le 18/08/17
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 18/08/17 |
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| Galaxies actives | |||||||
L’apparition de nouveaux instruments d’observation dans divers domaines du spectre électromagnétique a entraîné des découvertes. A chaque domaine spectral correspond un type de galaxies étranges. Ces galaxies ont été désignées d’après le nom de leur découvreur : Seyfert, Markarian… ou d’après leurs propriétés : galaxies à grumeaux, à flambée d’étoiles, à noyau actif (AGN)…
La diversité est-elle due aux méthodes d’analyse ? Est-elle réelle ? Cache-t-elle une unité ?
La distinction entre ces types étant due au domaine d’observation, et ces domaines étant purement instrumentaux (le domaine électromagnétique est unique), la recherche d’une unification est légitime.
Le paradigme des galaxies à noyau actif tente d’expliquer de manière synthétique ces différents aspects. Les galaxies à noyau actif seront, au bout de l’analyse :
Elles contiennent donc quelque chose qui émet de la lumière (pas forcément visible) selon des principes physiques différents à découvrir.
On regroupe tous les types de galaxies à noyau actif sous le sigle AGN, Active Galactic Nuclei = Noyaux Actifs de Galaxies.
Dans toute galaxie contenant encore du gaz, il y a des régions HII où des étoiles se forment actuellement. Mais certaines en contiennent beaucoup, et présentent des régions HII géantes, avec formation en leur sein de nombreuses étoiles nouvelles. Vues de loin, ces régions HII brillantes se présentent comme de petites taches qui parsèment la structure de la galaxie. Pour cette raison, on les appelle galaxies à grumeaux. Remarquez que ce sont des spirales (contenant beaucoup de gaz), et que l’activité produite par ce gaz est produite dans le disque. Ce sont donc des galaxies présentant une certaine activité, mais pas des noyaux actifs.
D’autres présentent cette formation d’étoiles uniquement dans leur noyau. Les étoiles se forment dans de grands nuages. Dès qu’une étoile y est formée, elle passe par sa phase T Tauri au cours de laquelle elle souffle un très violent vent stellaire, qui va pousser le reste du nuage et le disperser dans l’espace. Il ne peut plus se former d’autres étoiles, puisque le nuage est détruit. Bien sûr, il ira se reformer un peu plus loin, mais ceci prend du temps, et limite la fréquence de formation. Dans les galaxies à flambée d’étoiles (starburst galaxies), le taux de formation des étoiles est plus rapide, suffisament pour que de nombreux astres soient condensés avant que les vents stellaires aient dispersé le reste du nuage.
Les galaxies à flambée d’étoiles sont des galaxies-disque (spirales ou spirales stochastiques), ou des irrégulières. Les autres ne contiennent pas assez de gaz.
Dans les galaxies à flambée d’étoiles, les raies d’émission sont produites par la photoionisation des étoiles OB (massives). Leur luminosité peut atteindre 1044 ergs/s, soit 1011L. De plus, la formation d’étoiles y étant très rapide, il reste beaucoup de poussières, non encore détruites ou condensées en planètes. Cette poussière est chauffée par le rayonnement des étoiles, et brille en infrarouge lointain. Ce sont les galaxies FIR (pour Far Infra Red).
La grande efficacité de formation stellaire doit s’expliquer : il faut un mécanisme pour provoquer l’effondrement du gaz en étoiles. Or de nombreuses galaxies à flambée d’étoiles montrent des queues de marées, peruve qu’elle ont été en interaction gravitationnelle avec une autre dans un passé récent. Les modèles théoriques développés depuis dix à quinze ans font fonc intervenir des interactions entre deux galaxies. Ils montrent que lors du choc, les systèmes stellaires passent l’un à côté de l’autre, sans grandes perturbations (ceci est dû à la très grande distance qui sépare les étoiles), alors que les gaz des deux galaxies se heurtent, créant des ondes de choc tout à fait capables de provoquer l’effondrement des nuages et la constitution quasi simultanée d’étoiles. Les observations corroborent ce principe théorique.
Elles ont été découvertes en 1943 par l’allemand Karl Seyfert. Il a observé des galaxies spirales particulières, dont le noyau est beaucoup plus brillant et compact que le noyau d’une galaxie normale, semblable à une étoile (ponctuel) sur des photos à courte pose. Si on allonge la pose, les régions autour du noyau apparaissent, et montrent alors une tache.
Il a aussi observé des raies d’émission très intenses et très larges dans le noyau, provenant d’un milieu gazeux ionisé. La largeur des raies est beaucoup plus grande pour l’hydrogène que pour les autres éléments. Elle s’explique par une grande dispersion des vitesses pour les différentes régions émissives (chaque région a sa propre vitesse, donc son décalage spectral ; la somme des décalages donne la largeur de la raie). Ces raies sont probablement produites par du gaz tournant à grande vitesse très près du noyau, ou pour certaines projeté à grande vitesse. Ce sont les raies permises qui sont les plus larges.
Le continu du spectre montre une composante non thermique, plus intense dans l’ultraviolet.
On a très rapidement distingué deux sous-types de galaxies de Seyfert, d’après leurs spectres :
Les raies larges sont permises, les raies étroites interdites. La distinction entre permises et interdites tient dans les conditions physiques du milieu émetteur : pour que des raies interdites puissent se produire, il faut que la densité soit très faible. Elles sont donc émises par des régions différentes : on nomme BLR (Broad Line Region) la zone où se produisent les raies permises, et NLR (Narrow Line Region) celles où apparaissent les raies interdites.
La NLR est de faible densité, mais pourtant on n’y observe pas le doublet [OIII] 4959, 5007 (les nombres représentent les longueurs d’onde des deux raies du doublet en nanomètres) qui se produit lorsque la densité est inférieure à 10-8 cm-3. C’est donc que la densité est supérieure à cette valeur. Mais par ailleurs, on observe la raie semi-interdite CIII] 1909, qui ne peut se produire que si la densité est inférieure à 10-10 cm-3. Par conséquent, la densité est comprise entre ces deux valeurs : 10-8 cm-3 < ne< 10-10 cm-3 (ne car il s’agit de densité électronique).
Les raies permises sont probablement émises par du gaz dense près du noyau, qui tourne rapidement (raies larges), et les raies interdites par du gaz moins dense plus lointain (moins rapide, raies moins élargies). On pense que dans les galaxies de Seyfert 2 le gaz est absent ou obscurci.
Entre les types 1 et 2, on trouve des intermédiaires, dont les raies montrent deux composantes : un pic central étroit, et des ailes plus ou moins larges. Ces galaxies sont numérotées par un nombre décimal selon la largeur des ailes, tel que 1,4.
Leur luminosité est comprise entre 1036 et 1038 W. L’énergie qu’ils dégagent est du même ordre de grandeur que celle produite par tout le reste de la galaxie. Des variations de brillance sont communes.
Pratiquement toutes les galaxies de Seyfert connues sont des spirales, à l’exception de quelques unes du type II.
Les galaxies de Seyfert sont très nombreuses (celles qui possèdent un noyau de Seyfert). On en recense 5 % de la population générale. En dehors du spectre visible, les galaxies de Seyfert montrent aussi une activité :
Les galaxies de Seyfert sont d’intenses sources infrarouges.
Les vraies galaxies de Seyfert sont de mauvais émetteurs radio. Mais il existe des radiogalaxies qui présentent un spectre optique très semblable à ceux des galaxies de Seyfert. En général, les émissions radio intenses sont liées au type 2.
Découvertes par Benyamin Markarian à l’observatoire de Byurakan en Arménie, dans les années 70, ce sont simplement des galaxies qui présentent de très intenses raies d’émission en ultraviolet. Cette classe n’est pas homogène, car les raies d’émission en UV peuvent avoir plusieurs causes. Elles représentent une façon de filtrer observationnellement les galaxies.
Sur le plan physique, les galaxies de Markarian sont soit des galaxies de Seyfert, soit des galaxies à flambée d’étoiles
Le classement des galaxies actives a été fait de manière non rationnelle, principalement parce que certaines ont été découvertes récemment, et n’ont pas été étudiées en détails.
La première radiogalaxie découverte est Cygnus A (3C405). C’est aussi la plus puissante. C’est une galaxie cD (Cluster Dominant) de décalage spectral z = 0,057. Ses raies d’émission sont très semblables à celles des galaxies de Seyfert.
Les radiogalaxies, comme leur nom l’indique, émettent une très grande puissance dans le domaine radio, jusqu’à 1.000 fois plus que dans le domaine visible. Elles ne présentent pas, par contre, de noyau visible bien différencié : ce sont, dans le domaine visible, des galaxies ordinaires.
Nous allons voir maintenant les émissions radio. Avant cela, voici une photo de M87 qui va servir d’exemple :
Cette magnifique galaxie elliptique montre un excès d’amas globulaires. Les amas globulaires sont visibles sur la photo, ce sont les minuscules taches, comme de gros points, qui entourent l’ellipsoïde d’étoiles. Cet excès trouve une explication dans l’évolution des galaxies.
Lorsque la définition des images radio s’est améliorée, on a distingué que l’émission radio se divise en trois composantes :
Le lobe de M 87 (amas de la Vierge) est relativement proche de la galaxie, il ne s’en éloigne que de quelques kiloparsecs.
Ceci donne à penser que les deux lobes sont constitués de matière qui a été éjectée par la galaxie, il y a assez longtemps pour qu’ils aient pu s’en éloigner autant. Plus précisément, les lobes doivent constituer un jet de matière qui s’échappe de la galaxie à grande vitesse (il faudra savoir pourquoi…), et qui vient frapper le milieu intergalactique. Si on souffle de la fumée de cigarette en un jet étroit, ce jet se maintient sur quelques centimètres, puis s’étale en un petit nuage au contact de l’air immobile. Il doit se passer la même chose pour les radiogalaxies. Nous l’expliquerons plus loin.
L’émission radio est non thermique, de type synchrotron, produite donc par des particules chargées (électrons spiralant dans un champ magnétique). Leur luminosité radio est de l’ordre de 1033 à 1038 W (ce qui correspond à 1 à 105 fois l’énergie du soleil, mais pas dans la même gamme de fréquences), donc elle peut égaler la luminosité totale d’une galaxie normale. L’explication n’est pas aisée, car elle doit indiquer d’où viennent les électrons et le champ magnétique, et quelle est la source d’énergie des électrons.
La structure des sources radio a été étudiée dès que les interféromètres ont atteint le même pouvoir séparateur qu’en optique. L’élément essentiel dans une radiogalaxie est la structure bilobée : deux régions émissives très grandes, situées de part et d’autre de la galaxie optique. Ces lobes sont parfois situés jusqu’à 6 Mpc de la galaxie (presque 10 fois la distance de la Voie Lactée à Andromède). A l’opposé, la radiogalaxie ayant les lobes les plus proches est M87 (elliptique géante, située dans l’amas de la Vierge, l’une des galaxies les plus massives, de 4.000 milliards de masses solaires, c’est la radio-source Virgo A) : ils ne sont éloignés que de quelques kpc.
La double structure des radiogalaxies est produite par de la matière éjectée du noyau. Mais les électrons dans les lobes ne peuvent provenir du centre, car ils auraient perdu leur énergie depuis longtemps… Donc, les électrons doivent être continuellement accélérés à l’intérieur des régions émissives. D’ailleurs, à l’intérieur des lobes on trouve des régions quasiment ponctuelles. Elles sont le plus souvent symétriques par rapport au noyau, et semblent être des éjections du noyau.
Cygnus A est également nommée 3C 405. C’est une des plus brillantes radiogalaxies, si brillante qu’elle a été découverte par Grote Reber en 1939, à l’aide du premier radiotélescope qu’il avait construit dans son jardin. La galaxie est le petit point central de la photo. L’image montre une vaste zone autour d’elle, qui représente en radio les deux jets émis par la galaxie, et qui se terminent en vastes lobes. Les parties blanches dans ces lobes sont les points chauds, endroits de plus forte émission. L’émission y est si intense parce qu’elle est produite par l’onde de choc des jets sur le milieu interstellaire.
Des radiogalaxies à queue (ne pas confondre avec les pianos…) existent aussi. Leur émission radio provient essentiellement d’un des côtés de la galaxie, formant une queue incurvée dont la longueur atteint parfois plusieurs dizaines de fois la taille de la galaxie. Les plus beaux exemples sont NGC 1265 dans l’amas de Persée et 3C129 en orbite autour d’un compagnon. La queue serait la trace laissée par la galaxie dans l’espace.
Un autre trait important des radiogalaxies est la présence de jets, lignes étroites d’émission radio issues généralement du noyau et s’étendant loin de la galaxie. Le jet le plus connu est celui de M87, qui émet aussi bien en optique que dans les rayons X. Le jet optique est entouré par une radio source. Une radio source semblable est observée de l’autre côté de la galaxie, où aucun jet optique n’est apparent. La radiogalaxie la plus proche est Centaurus A, qui présente elle aussi un jet.
Les observations par VLBI (Very Large Base Interferometry) de ces jets ont parfois montré des vitesses superluminiques (voir plus loin).
On a observé des radio-sources, et souhaité déterminer à quel objet visible elles étaient associées. Mais le faible pouvoir séparateur des instruments radio donnait une position trop imprécise pour qu’un seul objet visible soit dans la direction. L’association n’était donc pas possible en général. 3C48 (source n° 48 du 3ème catalogue radio de Cambridge) avait déjà été associée à un objet optique, d’aspect stellaire, dont un spectre avait été pris, et montrait des caractères très curieux.
Les quasars ont été découverts en 1962 tout à fait par Hazard. En effet, l’astronome Cyril Hazard a réussi à déterminer précisément la position d’une radio-source, 3C273, grâce au radiotélescope de Parkes de 64 mètres de diamètre. Ce diamètre est insuffisant pour obtenir une bonne précision, et Hazard a profité d’une série d’occultations du quasar par la lune, qui se produisent tous les 200 ans. La position de la lune étant connue avec une excellente précision, l’instant de disparition du quasar derrière la lune donne donc la position précise du quasar, permettant de l’associer à un objet optique particulier.
Ce résultat a été obtenu à la suite d’une recherche systématique, non par hasard ! Dès que l’objet visible associé a été connu, on en a pris un spectre, qui est apparu extraordinaire : aucune des raies d’absorption qui s’y trouvaient ne correspondait à un élément chimique connu ! Il existait donc une nouvelle classe d’objets célestes. On a appellé ces objets Quasi Stellar Radio Source, en abrégé Quasar.
Les spectres de ces objets :
Les raies ne correspondaient à aucun élément connu sur Terre. Les quasars étaient-ils formés d’éléments inconnus ? Difficile à croire, à première vue, d’ailleurs le tableau périodique des éléments de Mendéléev est plein. L’explication a été fournie par Marteen Schmidt en 1963, qui a montré que les raies observées correspondaient à celles de l’hydrogène, à condition de décaler l’ensemble du spectre. Toutes les raies avaient glissé vers la partie rouge du spectre, en préservant leur intervalle (c’est ce qui a permis de les reconnaître). Pour le premier quasar étudié 3C273, il fallait admettre un décalage de 0,158 vers le rouge. On a appelé ce phénomène le décalage spectral, et on le note z.
z = (λ - λ0) / λ0
z = λ / λ0 - λ0 / λ0 = λ / λ0 - 1
d’où : λ / λ0 = 1 + z
Le débat a fait rage pour savoir quelle était la cause de ce décalage. En effet, il n’existe pas une explication, mais plusieurs, et leurs implications sont extrêmement différentes. Ces explications sont les suivantes :
Dans le premier cas, les quasars sont à des distances cosmologiques (énormes), et produisent donc une énergie inimaginable ; dans le second ils sont proches mais pour expliquer le décalage, il faut invoquer une gravité tout aussi incroyable.
Un des arguments en faveur de la première hypothèse est :
Si on interprète ce décalage par un effet Doppler (ce qui n’est nullement évident a priori), on en déduit que le quasar présente une grande vitesse par rapport à nous, et donc se trouve très loin (effet de l’expansion de l’Univers).
Les quasars apparaissent ponctuels dans le domaine optique, mais des observations plus fines ont permi de les localiser souvent à l’intérieur de galaxies faibles plus ou moins normales. Ainsi, ce sont simplement les noyaux très actifs de ces galaxies. Et ils sont souvent associés à d’autres galaxies et amas de galaxies, dont on peut évaluer la distance.
Aujourd’hui, le problème est donc résolu, les quasars sont bien des objets cosmologiques. Il faudra donc expliquer la quantité énorme d’énergie qu’ils produisent : la valeur typique de cette énergie se situe dans l’intervalle 1038 à 1041 W.
Une autre propriété extrêmement importante des quasars est leur variabilité. Leur luminosité peut varier très rapidement, en quelques jours ou moins. Par conséquent, la zone émissive ne peut pas excéder quelques jours lumière, de l’ordre de 100 UA (c’est deux fois la distance de Neptune au Soleil, donc c’est de l’ordre de la taille du système solaire). Remarquez que cette méthode de détermination de la taille est indépendante de la distance à laquelle on se trouve du quasar : qu’il soit proche ou lointain, le décalage temporel reste le même.
Imaginons un objet sphérique, dont la luminosité varie brusquement à l’instant t = 0. Tous les rayons émis par cet objet changent d’intensité au même moment (t = 0), mais la distance qu’ils ont à parcourir pour atteindre l’observateur (nous) est différente selon leur position par rapport à la Terre :
Si le centre du quasar est à la distance d de la Terre, le point A en est éloigné de d - R, le point B étant à la distance d. Donc, la lumière émise en A nous parviendra au bout du temps t tel que ct = d - R, et la lumière émise en B parviendra au bout du temps t + τ tel que c (t + τ) = d.
On en déduit que ct + c τ = d ⇒ ct = d - c τ
On a maintenant deux expressions de ct. En les égalant, il vient :
d - R = d - c τ, d’où :
R = c τ
On peut mesurer le temps τ, et on a donc une mesure de R.
Explication de la taille des quasars
Sur cette animation, nous avons à droite un quasar représenté en rouge. La lumière qu’il émet est constante, mais si vous cliquez sur le bouton "éclair", le quasar émettra un éclair jaune. A cet instant, de la lumière partira de tous les points de sa surface visible vers la Terre, et celle-ci voyagera à vitesse constante vers nous (la vitesse de la lumière). Nous ne considérons ici que les seuls rayons qui viennent en direction de la Terre. Ils sont représentés par le demi-cercle jaune qui se propage dans notre direction. Ils vont tous dans la même direction, mais partent de points diversement éloignés de nous. Lorsque cette lumière atteint un écran, c’est le rayon le plus proche de la Terre qui arrive le premier.
A gauche est représenté l’écran, sur lequel on voit l’image du quasar projetée par un télescope. Au centre, le même écran est représenté de profil, face au quasar.
L’éclair ne nous parvient pas d’un seul coup : le centre du quasar est plus proche de nous que ses bords, donc, la lumière émise au centre a moins de chemin à parcourir, et nous parviendra en premier.
L’image du quasar est en permanence rouge, mais lorsque l’éclair nous parvient, de la lumière jaune s’y mêle. Cette lumière jaune se montre tout d’abord au centre, puis elle se propage vers l’extérieur de l’image. On mesure le temps pendant lequel l’éclair est visible.
Si nous observons qu’un objet varie de luminosité en un mois, cela signifie qu’au bout d’un mois, tous les rayons qu’il a émis au moment du changement nous sont parvenus, quelle que soit leur distance. Donc, son rayon est inférieur à la distance que la lumière peut parcourir en un mois, c’est-à-dire à un mois-lumière.
Si un objet varie en quelques heures, c’est que son rayon est inférieur à quelques heures-lumière, ce qui correspond à la taille du système solaire. C’est justement le cas de certains quasars, dont le rayonnement radio varie à cette échelle de temps.
Seule une petite partie des quasars rayonne en radio, bien que ce soit dans ce domaine de longueurs d’ondes qu’ils aient été découverts.
La plupart des quasars radio sont des sources pontuelles, bien que quelques uns aient une structure bilobée semblable à celle des radiogalaxies. Les images X des quasars montrent aussi un aspect ponctuel. Par conséquent, l’émission de l’énergie est vraiment concentrée.
Dans le visible, les spectres des quasars sont dominés par des raies spectrales dont les longueurs d’onde au repos se situent dans l’ultraviolet (le décalage les a faites glisser de l’UV au visible). Le record actuel de décalage est de 6,3… La lumière a été émise lorsque l’Univers n’avait que le dizième de son âge actuel.
La grande distance à laquelle on place les quasars implique une luminosité extrêmement importante. La valeur typique se situe dans l’intervalle 1038 à 1041 W.
Les quasars présentent souvent des raies d’émission et d’absorption dans leurs spectres. Les raies d’émission sont très larges, et sont probablement produites par le quasar lui-même. Les raies d’absorption sont des raies étroites serrées les unes contre les autres, produites par des nuages d’hydrogène situés dans le trajet des rayons jusqu’à nous. On appelle ces complexes de raies la forêt Lyman alpha. Les nuages d’hydrogène qui les produisent ont une densité de surface comprise entre 1012 et 1017 atomes cm-2. Mais il existe des nuages plus denses, qui constituent ce que l’on appelle les systèmes Lyman limit (LLSs), et dont la densité est supérieure à 1,6 1017 atomes cm-2 ; pour les plus proches d’entre eux, à z < 1, on pense que ce sont les halos de galaxies. Enfin, il y a encore mieux, ce sont les Systèmes Lorentziens (DLAs), qui dépassent 2 1020 atomes cm-2. Ils ont été interprétés comme les précurseurs des galaxies spirales, mais on imagine aujourd’hui que ce soient des galaxies naines, qui vont participer à l’effondrement hiérarchique des structures. Ces systèmes de raies nous donnent des indications sur la formation des galaxies.
Une note discordante : Halton Arp a observé des systèmes de raies aberrants. Il en a déduit que le décalage n’était pas dû à l’expansion de l’Univers, mais à un processus inconnu. Il reste pour l’instant assez isolé dans cette position.
Le décalage par effet Doppler implique de grandes vitesses de ces objets par rapport à la Terre, et puisque ces vitesses sont proportionelles à la distance, celles-ci sont très grandes aussi.
Si vous voulez la formule relativiste, c’est :
La relation v = H0 d (loi de Hubble) permet alors de calculer la distance (toujours pour v petite devant c). Pour z < 0,1 donc, v = c z = d / H0. D’où d = c z / H0.
Pour 3C273 v = 300.000 × 0,158 = 47.400 km/s
Prenant H0 = 70 km s-1 Mpc-1 on obtient d = v / H0 = 47.400 / 70 = 677 Mpc
d = 677 × 3,26 = 2,2 milliards d’années-lumière.
Pour 3C48, le décalage spectral est z = 0,367, la distance atteint 5 milliards d’années-lumière.
| vitesse en km/s | décalage z |
|---|---|
| longueur d’onde de la raie Lyα décalée : |
La longueur d’onde de la raie Lyman α est donnée, telle qu’elle apparaît soumise au décalage spectral z. Si elle reste dans l’ultra-violet, la longueur d’onde est écrite en violet ; si elle elle est dans le visible, elle est notée en bleu, et enfin en rouge si elle a glissé jusque dans l’infrarouge.
Depuis, on a découvert des quasars bien plus lointains. Ce sont les objets les plus lumineux de l’Univers. Le quasar SDSS J1148+5251, à z = 6,419 ou approximativement 13 milliards d’années-lumière, a été découvert dans les données du SDSS (Sloan Digital Sky Survey) en 2003. Il contient un trou noir de 3 109 M, qui accrète de la matière à la limite d’Eddington. Son spectre montre l’existence, à sa proximité, d’un milieu partiellement ionisé. On avait déjà ce genre d’information grâce à des quasars plus proches. C’est la première information que l’on obtient sur l’époque de la réionisation, à z > 6. En mai 2015, il a donné la plus lointaine détection de gaz moléculaire, par les raies de la molécule CO [Irina I. Stefan 2015]. La masse de ce gaz est évaluée à plus de 1010M.
Le quasar le plus lointain connu aujourd’hui répond au joli nom de ULAS J112001.48+064124.3, et se trouve à z = 7,085 ! Ce qui donne à l’image qu’on en a une ancienneté de 12,9 milliards d’années, 770.000 ans après le Big Bang… Sa luminosité est 63.000 milliards L, elle est attribuée à un trou noir central de 2 milliards de masses solaires. Il nous pose la question de savoir comment un tel objet, si massif, a pu se constituer en si peu de temps, si proche du Big Bang, avant la fin de l’ère de réionisation de l’univers. C’est une chance extraordinaire, car sa lumière traverse les âges sombres, et nous permettra de les sonder. Chose strictement impossible avant, et première fenêtre observationnelle sur cette époque de l’univers. La bulle ionisée autour de lui mesure 1,9 méga parsecs. Découverte faite à l’ESO, et publiée le 30 juin 2011 dans le journal Nature.
En fait, le décalage ne s’explique pas par les deux possibilités envisagées au début. Il n’est ni gravitationnel, ni produit par effet Doppler. Les galaxies ne se fuient pas, elles sont immobiles (aux mouvement propres près), dans un espace en expansion. Entre le moment d’émission d’un rayonnement, et l’instant de sa réception, l’espace dans lequel se déplacent les ondes s’est dilaté, et donc la longueur d’onde a augmenté. C’est ce qu’ont parfaitement compris Georges Lemaitre et Alexandre Friedman.
Après avoir découvert les quasars par leur émission radio, on a observé leur contrepartie optique, et compris qu’elle est très brillante. On a donc cherché des objets visibles ayant les mêmes propriétés spectrales que les quasars. Les objets ainsi trouvé sont les QSO (Quasi Stellar Objects). La plupart ne présentent pas d’émission radio. Ils se caractérisent par :
La distinction entre QSO et quasars est bien mince, elle est observationnelle, et la confusion entre les deux souvent faite.
Plus de 8.000 quasars (ou QSO) sont recensés, mais ils ne sont pas répartis uniformément en décalage spectral. Une quarantaine d’entre eux ont un décalage z > 4, et pour la plupart z < 3,5. Ceci signifie que les quasars ont eu leur heure de gloire à l’époque qui correspond à peu près à Z = 3.
OVV (Optically Violently Variable Quasars) et BL Lac (Lacertides) sont regroupés sous le terme de Blazars (le nom vient de BL Lac, et de la terminaison de quasar).
Ils présentent un continuum non thermique allant du domaine radio au domaine optique-UV, et même jusqu’aux rayons X. Ils sont rapidement variables en optique, leur lumière est fortement polarisée et cette polarisation est variable, et leur spectre radio est plat. Les blazars sont parmi les objets les plus actifs de l’Univers.
Les BL Lac sont des noyaux actifs (NAG) sans raies d’émission, et leur décalage spectral ne dépasse pas 0,1. Par contre, les OVV présentent de fortes et larges raies d’émission.
Les Liners (Low Inisation Nuclear Emission Region) sont des galaxies dont le noyau présente une faibe luminosité, et des raies d’émission. On y trouve les raies [OI] et [OIII], qui ont des intensités comparables. Ce sont les NAG les moins puissants.
Un argument contre l’interprétation cosmologique des quasars a été assez difficile à combattre. Il s’agit d’un effet de perspective, qu’on a observé au centre des quasars 3C273 et 3C120.
On observe des objets dont le déplacement apparent est plus rapide que la lumière, si on considère que la distance de ces objets est cosmologique. Mais même dans ce cas, la Relativité n’est pas en défaut, voici l’explication du phénomène : Considérons un objet qui se déplace de A vers B à une vitesse proche de celle de la lumière : 0,9 c. La Terre est supposée en bas du dessin. JL signifie jour-lumière, c’est la distance parcourue par la lumière en 1 jour (1/365e de l’année-lumière).
A l’instant 0 : au point A, l’objet émet un rayon lumineux en direction de la Terre (vers le bas). Ce rayon voyage à la vitesse c. Au même instant, l’objet quitte A en direction de B à la vitesse v = 0,9 c.
10 jours plus tard : l’objet arrive au point B, et le rayon émis en A arrive au point C. L’objet émet un second rayon lumineux en direction de la Terre. Les 2 rayons voyagent à la vitesse c. La figure est faite à l’échelle. On voit que le déplacement apparent de l’objet sur le ciel est plus grand que le décalage temporel. Ce qui semble indiquer une vitesse supérieure à celle de la lumière.
En 10 jours, l’objet a parcouru la distance AB = v t = 0,9 c × 10 = 9 JL. Il s’est rapproché de l’observateur de AH = AB cos α = 9 × 0,888 = 8 JL. Le rayon émis en A est parvenu en C, il s’est rapproché de l’observateur de AC = c t = 10 JL. A cet instant, deux rayons se rapprochent donc de la Terre, le premier étant plus proche de HC = AC - AH = 10 - 8 = 2 JL. Donc le second rayon a un retard de 2 jours sur le premier.
On observera par conséquent l’objet en A (ou H), puis deux jours plus tard on le verra en B. Or la distance entre H et B est HB = AB sin α = 9 × 0,454 = 4,08 JL. Il semblera donc qu’en deux jours l’objet ait parcouru 4 jours-lumière, donc soit animé d’une vitesse double de celle de la lumière !
Pourtant, si on considère les 2 rayons au temps t = 10 jours, le premier n’a que 2 jours d’avance sur le second. L’objet est parti depuis 10 jours et a eu le temps, à une vitesse inférieure à celle de la lumière, de se déplacer apparament de 4 jours-lumière sur la sphère céleste.
On arrive à ce paradoxe parce que, intuitivement, on raisonne comme si l’objet était toujours à la même distance de nous. Si sa vitesse était faible, ce serait une bonne approximation, mais quand on approche la vitesse de la lumière, l’intuition est prise en défaut.
On a deux façons de l’estimer. La première se base sur la similitude entre les quasars et les galaxies radio. Les mêmes propriétés optiques indiquent des objets de même nature. Or les galaxies radio possèdent deux lobes très lumineux (en ondes radio), qui sont très éloignés du centre de la galaxie. Leur distance atteint des centaines de milliers d’AL. Pour que de la matière accélérée puisse franchir de telles distances, à une vitesse de quelques milliers de km/s au plus, il faut quelques dizaines de millions d’années. Donc ces galaxies radio ont au moins cet âge, et par conséquent les quasars aussi.
L’autre façon de déterminer l’âge d’un quasar consiste tout simplement à les compter. Imaginez une assemblée de personnes dans la nuit. Chacune tient en main un flash, capable d’émettre un éclair très bref. Vous faites une photo instantanée du paysage. Il y a très peu de chances qu’un flash soit visible sur la photo ! Pour cela, il faut que par hasard il ait été allumé exactement au moment de la prise de vue.
Si maintenant vous remplacez les flashs par des lampes de poche, alors vous en verrez un grand nombre sur la photo, car la durée de vie de la pile est très longue. Lorsque vous prenez la photo, toutes les lampes sont encore allumées.
Par conséquent, si on observe beaucoup de quasar dans le ciel, c’est que leur durée de vie est grande, sinon ils se seraient éteints sans attendre notre observation. Cette méthode de comptage, bien évidemment affinée, indique une durée de vie des quasars de l’ordre de 108 ans.
Ce qui signifie qu’ils doivent émettre un rayonnement d’intensité comparable depuis au moins quelques dizaines de millions d’années. On en déduit la puissance totale émise par un quasar.
Le schéma ci-dessus montre le nombre de quasars observés en fonction du décalage spectral. On y voit nettement un maximum, preuve que les quasars ont eu leur heure de gloire aux alentours de z = 1,6. Il y a donc eu une période où les quasars se formaient, puis leur évolution les a fait disparaître (en tant que quasars).
L’intérêt cosmologique des quasars sera abordé par ailleurs.
Les quasars sont presque tous très éloignés de nous, donc très vieux. On n’observe pas de quasars dans notre environnement proche, ce qui signifie qu’ils ont vécu il y a longtemps.
Les noyaux actifs de galaxies sont les parties centrales particulièrement brillantes de certaines galaxies. Ils sont caractérisés par :
Les noyaux actifs de galaxies comprennent des objets ayant des propriétés semblables à celles des quasars, mais 100 fois moins énergétiques.
Ils émettent leur énergie en bande large, c’est-à-dire sur une grande partie du spectre électromagnétique, allant des grande ondes (fréquence 100 MHz), jusqu’aux rayons X. En X, la luminosité est aussi importante que dans le visible. C’est dans le domaine des rayons gamma que la luminosité baisse lentement.
Ces caractéristiques ont permi de classer les NAG en fonction de leur proprités spectrales, et aussi de la nature du rayonnement, thermique ou non.
La première source X détectée est Sco X-1 qui se trouve; comme son nom l’indique, dans le Scorpion. Mais depuis, l’observatoire spatial Einstein a montré que tous les NAG sont de puissants émeteurs X.
Une galaxie passive est naturellement une galaxie qui ne présente pas de noyau actif. Mais c’est difficile à définer ! En effet, il suffirait qu’une galaxie contienne en son centre une cinquantaine de systèmes binaires X de faible masse, pour produire une émission de 1040 ergs/s. Par conséquent, les galaxies qui montrent une émission centrale inférieure à cette valeur sont dénommées passives.
Nous verrons plus loin que ces galaxies contiennent très probablement un trou noir massif en leur centre, mais que ce trou noir n’accrète pas de matière, et ne produit donc pas d’énergie.
Les galaxies ayant un noyau actif représentent de 1 à 3 % de la population totale (ayant donc un noyau dont la lumière ne s’explique pas par celle des étoiles et des nébuleuses).
L’énergie émise va de 1041 à 1048 ergs/s, soit 7 ordres de grandeur. Le plus brillant est donc 107 fois (10 millions de fois) plus intense que le plus faible.
| luminosité ergs/s | source thermique (raies d’émission) | source de jets non thermique) |
|---|---|---|
| 1048 4 × 1045 | QSO (> 5.000) | quasars sources radio FRII lacertides |
| 1045 1041 | galaxies de Seyfert (>1.000) type 1 type 2 LINERS | radiogalaxies FRI |
| 1040 | Galaxies | passives |
Elles regroupent les NAG suivants : galaxies de Seyfert, QSO, Liners, galaxies à flambée d’étoiles.
Dans tous ces objets, le rauyonnement est dû à une forme ou une autre de rayonnement thermique, donc au bout du compte à un rayonnement de corps noir.
Le continuum qui va de l’infrarouge lointain à l’ultraviolet est attribué à une superposition d’émission par les poussières froides et chaudes, jusqu’à 1.500 K. A celà s’ajoute une composant stellaire, et une autre dans l’uultraviolet, non stellaire. Cet ensemble justifie l’apellation de sources thermiques.
Ce sont les blazars. Ce sont de forts émetteurs radio (contrairement aux QSO et galaxies de Seyfert). Leur spectre est plat depuis l’infrarouge lointain jusqu’à l’ultraviolet. Cette caractéristique implique une origine non thermique (un spectre thermique est en forme de cloche).
Les balzars sont :
Les lacertides et les OVV en font partie. Les lacertides ont des raies d"mission faibles. Les raies d’émission des OVV sont semblables à celles des objets qui n’émettent pas en radio.
Les sources thermiques sont associées essentiellement à des galaxies spirales, et les sources avec jet à des galaxies elliptiques. Les elliptiques renferment beaucoup moins de gaz que les spirales, mais elles contiennent des anneaux des poussières, comme Cen A et Cyg A.
En physique, le principe du rasoir d’Ockham consiste à couper toute hypothèse non indispensable. Ou, plus simplement, à rechercher l’explication la plus simple pour toute chose (celle qui nécessite le moins d’hypothèses). C’est ainsi que le mouvement elliptique de Kepler est conceptuellement beaucoup plus simple que les épicycles de Ptolémée.
Si on considère les noyaux actifs de galaxies, on constate observationnellement une grande diversité. Sans autre considération, il faudrait alors rechercher autant de modèles différents. Mais il est préférable de rechercher quelles sont, au-delà des diversités, les ressemblances entre ces différents objets. C’est ce qu’ont fait les chercheurs qui se sont penchés sur ce problème.
Considérons d’abord ce que pourrait être un modèle de quasar. Il doit s’appuyer essentiellement sur trois arguments :
Un modèle ne peut être accepté que s’il explique, par un mécanisme unique, ces caractéristiques essentielles.
Le paradigme essentiel est la présence au centre de toute galaxie (active) d’un objet compact. Cet objet devrait être un trou noir de masse comprise entre 107 et 109 M. L’énergie produite est due à l’accrétion de matière en provenance d’un anneau tournant autour du trou noir. C’est donc de l’énergie gravitationnelle. Le disque peut aussi produire un jet, dans lequel une partie de l’énergie est convertie en mouvement perpendiculaire le long de l’axe de rotation.
Comment détermine-t-on la masse du trou noir ? En considérant la limite d’Eddigton en première approximation. Cette limite est l’énergie maximale que peut rayonner un astre sans s’évaporer. En effet, selon sa masse, il possède une certaine gravité, capable de retenir les gaz. Mais si ceux-ci sont chauffés par une énergie très grande, ils peuvent acquérir une vitesse supérieure à la vitesse de libération, et l’astre s’évapore dans l’espace. Alors la masse diminue… et dans le cas d’une étoile ceci entraîne une diminution de la production d’énergie. En appliquant ce principe à un astre massif (trou noir entouré d’un disque d’accrétion) si l’énergie dissipée est trop grande (supérieure à la limte d’Eddigton), le disque va être dispersé dans l’espace, et le quasar va s’éteindre. Puisque ce n’est pas le cas, on est assuré d’être en-dessous de la limite, ce qui fixe une borne. En fait, on doit être à la limite, car la baisse d’énergie permettrait une nouvelle chute de matière, qui la relancerait. On arrive donc à un équilibre autour de cette limite.
La luminosité d’un noyau actif de galaxie se trouvant comprise entre 100 et 1.000.000 de milliards de luminosités solaires, on en déduit que la masse du trou noir central doit être comprise entre un million et 10 milliards de masses solaires… Les trous noirs les plus massifs donnant lieu évidemment au quasars, objets les plus prodigues.
Les noyaux actifs de galaxie sont ainsi semblables au centre de la Voie Lactée, bien que les masses mises en jeu soient très différentes.
Pour une luminosité de 1012 L, le trou noir central d’une galaxie de Seyfert doit avaler 1 M par an ! Mais un quasar en consomme jusqu’à 100 M.
Le premier paramètre de ce modèle est la luminosité totale. Ainsi, l’unique différence entre une galaxie de Syfert 1 et un quasar inactif en radio est leur différence de luminosité. Un second paramètre est la luminosité radio, qui peut être reliée à la force du jet. Sur la base de leur luminosité radio, on peut relier les galaxies de Seyfert et les quasars inactifs en radio d’une part, et les radiogalaxies et les quasars radio d’autre part.
Le troisième paramètre important du modèle unifié est l’angle sous lequel on voit le noyau. Si le disque est vu par la tranche, le noyau est obscurci par les poussières. Ceci pourrait expliquer les différences entre les galaxies de Seyfert 1 et 2 : dans celles de type 2, nous ne voyons pas les raies d’émission larges formées près du trou noir, mais seulement les raies étroites provenant du disque.
De même, une galaxie qui ressemble à une source radio double quand elle est vue par la tranche, ressemblerait à un quasar si elle était vue de face. Dans ce dernier cas, il est possible que le jet soit dirigé exactement vers la Terre. Il apparaîtra alors comme un blazar, objet présentant de rapides et violentes variations de brillance et de polarisation, et de très faibles ou pas de raies d’émission. Si le jet est presque relativiste, sa vitesse tangentielle peut sembler superluminique.
Une prévision du modèle unifié est qu’on doit trouver un grand nombre de quasars dont le noyau est obscurci par le disque comme dans les galaxies de Seyfert 2. On a en effet trouvé des candidats de ce genre.
La Relativité Générale en est à la base. En effet, on considère un trou noir massif (ou supermassif, quelques millions à quelques milliards de masses solaires), et les effets gravitationnels ne peuvent pas être approchés par la gravité de Newton. On considère la formation des disques, leur effondrement, et les mécanismes qui mènent à leur émission.
En cours d’écriture !!
Un trou noir est entièrement décrit par trois paramètres : sa masse M, son moment cinétique J, et sa charge électrique Q. Etant donné que la matière constituant les objets qui peuvent donner naissance à un trou noir est toujours électriquement neutre, on doit avoir en général Q = 0.
Il reste cependant une propriété essentielle, c’est la rotation. La forte concentration de matière dans un trou noir oblige a utiliser la Relativité Générale pour décrire son environnement. Lorsque la rotation est lente, le trou noir est parfaitement sphérique. Mais lorsqu’elle est rapide, il se produit, juste à l’extérieur de l’horizon, une zone aplatie nommée ergosphère.
Bien que globalement neutre, comme les autres astres, un trou noir possède aussi un champ magnétique, et s’entoure d’une magnétosphère. Les champs magnétiques qui s’y développent relient l’horizon aux régions lointaines, où le champ s’annule. Les lignes de champ peuvent canaliser des particules chargées, comme dans d’autres environnements, et produire des courants électriques. Par ce biais, le trou noir peut perdre une partie de son énergie de rotation.
Le calcul montre que l’énergie ainsi libérée est tout à fait suffisante pour expliquer le rayonnement des radio-galaxies. Alors, il semble que les radiogalaxies contiennent des trous noirs en rotation rapide, alors que les objets silencieux en radio ne contiendraient que des trous noirs en rotation lente. Si ceci est confirmé, alors ces différents objets auraient une histoire d’accrétion différente.
Les définitions de ces types de galaxies s’adressent à des longueurs d’onde différentes : visible pour les Seyfert, radio pour les radiogalaxies, ultraviolet pour les Markarian.
Que se passe-t-il si on observe une radiogalaxie en UV, ou une Seyfert en radio ?
Ces longueurs d’onde différentes proviennent de phénomènes physiques d’énergies différentes. Mais qui peuvent coexister dans un même objet. La distinction entre ces différents types de galaxies est donc d’origine observationnelle, pas forcément physique. Elle ne traduit peut-être pas la réalité globale, mais seulement des caractères partiels.
Il y a continuité entre les galaxies de Seyfert I et les quasars. La magnitude absolue de 23 donne une limite entre les deux types d’objets : plus brillant, il s’agit d’un quasar, moins brillant, c’est une galaxie de Seyfert I.
On a observé un phénomène subtil dans le décompte des quasars : une périodicité dans les redshifts. Ceci pourrait signifier qu’il y ait eu plusieurs époques d’activation des quasars. Ce genre d’observation demande confirmation.
Irina I. Stefan et al., Imaging the cold molecular gas in SDSS J1148 + 5251 at z = 6.4, arXiv:1505.07669v1 28 mai 2015
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