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Les quasars et autres galaxies à noyau actif

Rappel historique (II)

En 1962, suite à l'observation d'une occultation lunaire, le radioastronome Cyril Hazard[4] et ses collègues alors à l'Université de Sydney parvinrent à déterminer la position précise du puissant émetteur 3C273 et le reconnurent dans une pâle étoile de magnitude 13 de la constellation de la Vierge. Pour Allan Sandage[5] et le couple Burbidge - celui de l'article B²FH sur la nucléosynthèse - ces galaxies étaient plus que des assemblages d’étoiles et de gaz : certaines avaient des noyaux brillants dont les émissions ne correspondaient pas à celles d’étoiles normales.

Le spectre de 3C273 par exemple n'était pas celui d'une galaxie ni celui d'une étoile. La disposition des raies d'émission de l'hydrogène et de l'oxygène suivaient exactement les mêmes configurations que les raies spectrales des étoiles, mais elles étaient très larges et 4 à 5 fois plus éloignées de leur position “normale” par rapport aux raies d’un spectre stellaire, ce qui était très inhabituel. On découvrit enfin qu’il présentait un jet d'hydrogène très particulier équivalant à des dizaines de millions de masses solaires.

Les acteurs (I)

De gauche à droite, Martin Ryle (1974), Allan Sandage (image restaurée par l'auteur) et Jesse Greenstein (1966). Documents Sonoma State University, Carnegie Institute of Washington et Caltech.

En 1964, l'astronome hollandais Maarten Schmidt[6] de Caltech parvint à évaluer son décalage Doppler (redshift) z=0.158. Cet objet se déplaçait à 15.8% de la vitesse de la lumière et se situait à une distance d'environ 2 milliards d'années-lumière ! Or cette "étoile" brillait avec la luminosité de 1014 soleils, l'équivalent de 1000 galaxies ! La même année, les astronomes découvrirent CTA 102 (QSO 2230+114 ou 4C 11.69) dans Pégase dont l'éclat tant en lumière visible que radio était encore plus intense. Sa distance fut évaluée à 8 milliards d'années-lumière (dernières mesures). Mais ne présentant ni le spectre d'une étoile ni l'aspect d'une galaxie, de quoi s'agissait-il donc ?

Notons que CTA 102 brille à la magnitude apparente de ~17 mais peut occasionnellement présenter des sursauts d'éclats de 0.4 magnitude pendant 2 heures et même brièvement dépasser la magnitude +13 et même +11.9. En effet, selon l'AAVSO, le 30 novembre 2016, CTA 102 atteignit la magnitude +11.85 en lumière rouge.

A la fin des années soixante, les astronomes commencèrent à rechercher systématique les quasars en utilisant exclusivement leurs propriétés optiques avec les dangers de confusions que nous avons évoqués. On a ainsi constaté que les radioquasars (QSS) ne constituent qu’une petite fraction des quasars (QSO). Pour chaque radioquasar il y a environ 100 quasars optiques. G.Burbidge estime que jusqu’à la magnitude 20 il existerait environ un million de quasars répartis sur toute la voûte céleste tandis qu’une estimation de D.Weedman[7] porte à quelque 100 millions le nombre de quasars accessibles jusqu’à la magnitude 26, ce qui représente quelque 2000 objets pour chaque degré carré du ciel !

A gauche, le blazar CTA 102 situé dans Pégase à 8 milliards d'années-lumière (la petite galaxie à sa droite est NGC 7305 située à 400 millions d'années-lumière) photographié par Tom Polakis avec un télescope de 200 mm de diamètre. Cet objet émet tellement d'énergie (les émissions gamma dépassent 100 MeV) qu'en 1964 Kardashev crut avoir détecté l'émission d'une civilisation extraterrestre ! Cet objet brille normalement à la magnitude apparente d'environ ~17 mais lors de sursauts d'éclats comme ce fut le cas en 2012 et 2016 (cf ce graphique de l'AAVSO) il peut atteindre la magnitude +13 et même proche de +11.9 et subit parfois des variations de 0.4 magnitude pendant 2 heures. En 2015, on découvrit qu'il abrite un trou noir supermassif de plus 851 millions de masses solaires ! C'est probablement le seul quasar situé à cette distance qu'on peut observer dans un petit télescope de 15 à 20 cm de diamètre. Au centre, une carte de contour de CTA 102 prise par l'USNO et à droite une image prise par le VLBA à 15 GHz révélant un jet de plasma qui s'étend sur ~5000 a.l.

Pour identifier plus aisément les sources extragalactiques à noyau actif (AGN) et les radiogalaxies ou assimilées (DRAGN), à partir des années 1980, les radioastronomes ont compilé leurs propres catalogues de radiosources.

Les premiers catalogues de quasars

Citons pour mémoire le catalogue Wall-Peacock (WP) qui reprend 233 sources extragalactiques plus brillantes que 2 Jy[8] à 2.7 GHz. Il complète l'atlas 3CR contenant 85 DRAGN car ce dernier est biaisé envers les quasars à indice spectral pentu (SSRQ), étant réalisé à plus basse fréquence (>10.9 Jy à 178 MHz); le catalogue Palomar Bright Quasar Survey qui reprend 144 objets parmi les plus proches, explorant le ciel en dehors des 30° du plan galactique jusqu’à la magnitude visuelle B = 16.16; le catalogue Véron-Cetty et Véron de l'ESO et enfin celui de Hewitt et Burbidge qui rassemble plus de 2000 quasars[9]. Citons également les catalogues complémentaires 4C de Cambridge, Parkes (PKS), Bologna (B2), Molonglo (MC), Westerbork (W) et celui de Barthel et Miley (BMSL).

La plupart des catalogues ne donnaient aucune indication sur le spectre des sources et ne présentaient qu’une seule mesure spectrale, la densité de flux à 408 ou 1420 MHz.

A consulter :

Quasars, Blazars et autres AGN - Nomenclature

M84 et M87.

A la même époque, à l’autre extrémité du spectre, les astronomes X ont également apporté leur contribution à cette compilation de catalogues. Le ciel en "lumière" X est dominé par les quasars mais présente une densité de surface inférieure à ce qu’elle est en optique, avec environ un quasar par degré carré.

A lui seul Cygnus A, 3C405, illumine les cieux et il est nécessaire de pointer leur intensité en valeur logarithmique pour éviter que cet AGN soit omniprésent.

A l'époque, le principal catalogue était le High Energy Astrophysical Observatory A-1 qui reprend 90% des radiosources (842 objets) au-dessus de 1.5 mJy à 5 keV.

Catalogues récents

En 1993, les astrophysiciens avaient catalogué 7315 quasars (QSO). Depuis, ce nombre a explosé. Nou sommes passés à 25000 QSO dans le catalogue 2QZ publié en 2002 par l'Observatoire Australien AAO qui reprend les QSO jusqu'à la magnitude 21 et z=3, à 48921 QSO dans le 10e catalogue Veron publié en 2003, à 133336 QSO dans le 13e catalogue VERONCAT publié en 2009 pour atteindre 312209 QSO et autant de spectres de quasars dans le catalogue SDSS III DR10 publié en 2013.

En 2017, le catalogue MILLIQUAS  reprenait plus de 1.35 millions de quasars ! Il comprend 309407 QSO de type I, 21688 AGN (galaxies de Seyfert), 1578 BL Lacs, 836628 quasars photométriques extraits des catalogues NBCKDE et BOSS du SDSS et 82703 candidats QSO radio et X auxquels se sont ajoutés près de 100000 autres candidats en l'espace de trois ans !

En parallèle, le catalogue des galaxies s'étoffe également. En 1999, sur base des clichés pris par le Télescope Spatial Hubble, on estimait qu'il existait 125 milliards de galaxies dans l'univers visible. En 2002, on avait observé à peine 3000 galaxies en lumière visible. Une récente simulation effectuée sur un superordinateur en Allemagne indiquerait que l'univers visible contiendrait 500 milliards de galaxies !

En 2014, le SDSS III reprenait près de 1 milliard de galaxies dont on a déjà pu obtenir près de 1.5 million de spectres et donc autant de caractéristiques.

Toutes les données de ces catalogues ont été reprises dans la base extragalactique NED de la NASA ainsi que dans SIMBAD et sous forme d'images scannées des publications originales dans la base ADS de la NASA, toutes deux accessibles via le Centre de Données de l'Université de Strasbourg (CDS).

Le rôle des radioastronomes consiste à présent à compléter ces catalogues, évaluer les indices spectraux, la morphologie des sources, déterminer leur distance et leurs dimensions, établir des corrélations entre AGN (AGN gamma et FSRQ par exemple, Mrk et BL Lac, etc.) et prédire le spectre de rayonnements des candidats non identifiés. Ces analyses permettent en corollaire d’établir des modèles plus précis des sources extragalactiques et d’imaginer les mécanismes qui président à leurs émissions si particulières.

Les acteurs (II)

De gauche à droite, Maarten Schmidt, Geoffrey Burbidge (1966) et Cyril Hazard (2000). Documents Sonoma State University et Caltech, U.California à San Diego, C.Hazard.

L’évolution des quasars

Les études de Schmidt ont permis de préciser que 70% des quasars ont un redshift compris entre 1.8 et 2.5. La plupart sont situés à environ 10 milliards d'années-lumière et sont séparés l'un de l'autre d'environ 400 millions d'années-lumière. Ces observations confirment l'homogénéité de l'univers à grande échelle. Mais ceci ne signifie pas que les quasars soient les objets les plus anciens de l'univers où qu'ils se soient formés en masse il y a environ 10 milliards d'années. Ces découvertes ne sont qu'une étape dans notre compréhension de la cosmologie.

Pour essayer de comprendre l’évolution des quasars, deux méthodes sont à notre disposition:

- Déterminer l’évolution de la relation taille-décalage spectral des radiosources

- Déterminer l’évolution de la densité de flux en fonction de la distance des radiosources.

Chacune dépend des constantes cosmologiques et d’effets encore inconnus liés à une remontée dans le temps. Précisons donc bien qu’il est encore difficile d’étalonner ces mesures et de différencier tous les effets.

La relation taille-décalage spectral

Dans le modèle standard FRW, la dimension “d” d’une source extragalactique projetée sous un angle Θ dépend de trois facteurs, Ho, qo et z :

La première idée qui vient à l’esprit est de considérer que la dimension des objets est constante. Cela nous permettrait de déterminer la constante de Hubble Ho en mesurant l’éloignement des sources, Θ(z). Mais tributaire de paramètres cosmologiques, cette valeur peut parfaitement évoluer dans le temps, à mesure que z augmente.

Les radiosources étant souvent associées à des quasars, il est relativement aisé de calculer leur décalage spectral. Malheureusement on constate qu’à z constant, les valeurs Θ sont dispersées et seule une taille maximale peut-être déduite. Paradoxalement, cette taille maximale varie comme l’inverse de z ce qui est en contradiction avec notre relation, Θ z. Deux arguments peuvent expliquer ce phénomène :

- Plus la dimension des radiosources est petite plus elles sont lumineuses : à mesure que z augmente, seules les radiosources brillantes sont détectables et leur taille apparaît plus faible

- La taille des radiosources varie dans le temps et elle était plus faible dans le passé.

La première explication est insuffisante pour expliquer la relation inversée Θ z-1. Reste donc la seconde, qui prédit une évolution physique des radiosources au cours du temps. Cette explication est d’autant plus vraisemblable qu’au-delà de z=2.5 les radiosources étendues deviennent très rares, ainsi que nous allons le voir.

Evolution de la densité de flux en fonction de la distance

A la fin des années 1970, Malcolm S. Longair du Clare Hall de l'Université de Cambridge et ses collègues ont fait le décompte de toutes les radiosources et de la puissance de leurs émissions électromagnétiques en fonction de la fréquence, ce qu'on appelle la densité de flux. Leurs analyses[10] ont permis d'évaluer la pertinence des théories d'alors, lois établies en l'absence d'évolution des radiosources au cours du temps.

Sachant qu'il existe une correspondance entre le flux radioélectrique et la distance, ils constatèrent que pour les sources dont le flux était supérieur à 1 Jansky il y avait, contrairement aux prédictions, une décroissance évidente à mesure que l'on avançait dans les profondeurs de l'espace : la distribution chutait d'un facteur 5 entre 1 et 100 Jy. Cela signifiait que les radiosources n'étaient pas uniformément réparties dans l'espace. La question était alors de savoir si toutes les radiosources avaient évolué de la même façon et à quelle époque elles étaient apparues[11].

A gauche, Malcom Longair de l'Université de Cambridge (vers 2005). Au centre, la distribution du nombre de quasars en fonction du redshift. Noter la coupure au-delà de z=2.4. A droite, la distribution de plus de 20000 quasars jusqu'à z=3. Documents J.Talbot et AAT/2QZTeam colorisé par l'auteur.

Dans les années 1980, on connaissait très peu de radiosources dont le décalage vers le rouge (redshift) était supérieur à 3. Le redshift des quasars OQ172 et 1351-018 oscille entre z=3.4 et 3.71. Ces deux objets sont situés à environ 12 milliards d'années-lumière.

En 1986, C.Hazard[12] et son équipe découvrirent un quasar ayant un redshift z=3.8 mais vu leur petit nombre à de si grandes distances, on considérait qu'il n'existait pratiquement plus de quasars au-delà de cette valeur.

Or, depuis 1986, les équipes dirigées par Schmidt, Gunn et Spinrad ont découvert plus de dix quasars dont le redshift est supérieur à 4 dont SDSS 1044-0125 en mars 2000 dont le redshift z=5.82.

Le 15 avril 1999, la revue "Nature" rapporta que le record était à présent détenu par Hsiao-Wen Chen, Kenneth M.Lanzetta et Sebastian Pascarelle de l’Université d’Etat de New York qui découvrirent au moyen du Télescope Spatial Hubble une galaxie de 28e magnitude dans la Grande Ourse baptisée STIS123627+621755. Dans son spectre, les photons ultraviolets sont décalés dans le proche infrarouge. Son redshift d'abord estimé à z=6.68, fut réestimé par David Stern du JPL et ses collègues à z < 6. Cet objet se situe à plus de 12 milliards d'années-lumière.

Actuellement le quasar le plus distant (et le plus âgé) est ULAS J1342+0928 situé dans la constellation du Bouvier dont le redshift z=7.54; il se situe à 13.1 milliards d'années-lumière (cf. l'article d'Eduardo Bañados et son équipe publié en 2017 dans la revue "Nature"). Nous l'observons tel qu'il était lorsque l'Univers avait seulement 690 millions d'années. Notons qu'il abriterait un trou noir sumermassif de 800 millions de masses solaires.

Mais les quasars ne sont pas les plus lointains découverts dans l'univers. Nous verrons à propos des galaxies les plus lointaines que certaines présentent un décalage Doppler z > 11; elles se situent à plus de 13.4 milliards d'années-lumière, et il ne fait aucun doute qu'il en existe au-delà !

De façon générale, la densité des quasars reste importante jusqu'au-delà de 12 milliards d'années-lumière. Au-delà de 13 milliards d'années-lumière, il est difficile de les observer avec les moyens actuels, d'où l'intérêt de construire de nouveaux très grands télescopes.

Quasar à 6.2

A gauche, le quasar SDSS 1044-0125 dont le redshift z=5.82 découvert en mars 2000. A droite, un quasar découvert à z=6.2. Il apparaît comme une petite tache floue et rouge en raison du décalage spectral de sa lumière sur ce document du SDSS. Ces deux objets se situent à plus de 12 milliards d'années-lumière !

Cette distribution renforce la théorie. La densité des quasars augmente rapidement à mesure que l'on remonte le temps (que z augmente). On constate cependant qu'au-delà de z=2.5 les radiosources étendues, à spectre pentu, disparaissent complètement. Mais quelle que soit la source, qu'elle soit compacte ou étendue, il existe une coupure vers z=4 ou 1.5 milliard d'années après le Big Bang qui est indépendante des conditions qui règnent dans le milieu ambiant[13].

Bien que la densité d'énergie ait été bien plus élevée dans le passé (les collisions entre le rayonnement du corps noir et le rayonnement des radiosources furent plus nombreuses), tous les quasars et radiosources semblent se nourrir à la même enseigne. Leur rayonnement n'est pas lié au milieu agressif extérieur mais plutôt aux processus qu'ils entretiennent avec un hôte situé dans leur noyau.

Prochain chapitre

L'embrasement d'une galaxie

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[4] C.Hazard, M.Mackey et A.Shimmins, Nature, 197, 1963, p1037; M.Schmidt, p1040.

[5] G.Burbidge, M.Burbidge, A.Sandage, Review of Modern Physics, 35, 1963, p947.

[6] M.Schmidt, Nature, 197, 1963, p1040.

[7] D.Weedman, “Quasar astronomy”, op.cit., p44.

[8] La densité de flux s'exprime en W.m-2.Hz-1 (SI) ou en Jansky (CGS). 1 Jansky = 10-26 W/m²/Hz. Notons qu'il existe une unité spécifique au rayonnement solaire, le SFU ou Solar Flux Unit : 1 SFU = 10-22 W/m2/Hz, soit 10000 Jy.

[9] J.Wall et J.Peacock, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 216, 1985, p173; M.Schmidt et al., Astrophysical Journal, 305, 1986, p57; K.S.Wood et al., Astrophysical Journal Supplement Series, 56, 1984, p507; M-P.Véron-Cetty et P.Véron, ESO Science Report No.4, 1985.

[10] M.Longair in "Observational Cosmology", Ed.Maeder-Martinet et Tamman, 1978.

[11] Concernant l'évolution des quasars lire, C.Hazard, Nature, 314, 1985, p238 - P.Véron-Cetty et L.Waoltjer, Astrophysical Journal, 236, 1990, p69.

[12] C.Hazard et al., Nature, 322, 1986, p38 - J.Dunlop et al., Nature, 319, 1986, p564.

[13] M.Rees, Science, 247, 1990, p817.


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