Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

Les quasars et autres galaxies à noyau actif

Document Don Dixon.

L'embrasement d'une galaxie (III)

Quel phénomène permet donc de former de telles brasiers à une époque aussi reculée ? Pour l'astronome James Gunn associé de Schmidt, il est impossible que les quasars rayonnent un milliard d'années seulement après le Big Bang; laissons le temps à la matière de se former !

En 1975, l'astronome théoricien et cosmologiste Martin J. Rees de l'Université de Cambridge, également spécialisé en radioastronomie et l'étude des étoiles à neutrons soutenait comme ses collègues que les quasars étaient "des noyaux galactiques hyperactifs dans lesquels les explosions sont encore plus fortes que dans les étoiles, ce qui signifie que le noyau de la galaxie "aveugle" par son éclat le reste de la galaxie. Voilà pourquoi, quand nous la regardons, nous n'apercevons que la partie de la galaxie située autour du noyau. Je crois que c'est là l'explication la plus plausible" ("Étoiles et galaxies", 1975, p97).

Jusqu'aux années 1990-2000, les astronomes étaient partagés sur le rayonnement des quasars, d'autant plus que selon une théorie soutenue par Halton Arp, certains semblaient reliés à des galaxies "proches" par des ponts de matière. On verra en derrière page les conséquences de cette théorie.

Quand on sait que les quasars abritent vraisemblablement des trous noirs supermassifs, la théorie proposée par Rees nous fait aujourd'hui sourire par sa simplicité désarmante. Pourtant on ne peut pas dire que le professeur Rees soit un amateur ou méconnaisse son sujet. Bien que l'idée que des "explosions" expliquant le rayonnement intense du coeur des quasars ne corresponde pas à la réalité, le concept d'explosion n'est pas totalement faux dans la mesure où la matière subit effectivement une perturbation de nature explosive par les accélérations qu'elle subit et les phénomènes que cela génère. Mais à l'époque, en l'absence de grands télescopes terrestres ou spatiaux capables de fournir des données précises et le manque criant de théories, la réponse de Rees était la plus plausible malgré son approximation.

À défaut de théories et encore moins d'hypothèses un tant soi peu validées par des observations, les astrophysiciens n'eurent pas d'autre choix que de continuer à étudier ces fameux quasars dans différents rayonnements afin de trouver les traces d'une signature correspondant à un phénomène qu'ils connaissaient ou que l'un de leurs modèles avait prédit. À défaut, il fallait théoriser, modéliser ces évènements à l'aide de méthodes statistiques et des premiers ordinateurs et tenter de proposer de nouvelles théories et prédictions. Ainsi va la Science.

La spectroscopie ainsi que les radiotélescopes dont les VLA et VLBA restèrent donc les principaux outils de travail des astronomes, bientôt épaulés et complétés par les données des premiers satellites sensibles aux rayons X (Vela 5B en 1963, Einstein en 1978, NuSTAR en 2012, ...), aux UV (TD-A en 1972, ANS en 1974, Astron-1 en 1982, ...), infrarouge (IRAS en 1983, ISO en 1995, ...) et gamma (Véla en 1972, CGRO en 1991, INTEGRAL en 2002, ...), en attendant qu'un jour la résolution des instruments optiques (visible et IR) s'améliore ou qu'ils puissent les envoyer dans l'espace (il faudra attendre Hubble en 1990) pour prendre des photographies en haute résolution de ces objets.

Le rayonnement

L'analyse radioélectrique et spectrale des quasars a révélé qu'il s'agit d'objets d'une nature très particulière, différente des étoiles et des galaxies ordinaires mais ils présentent malgré tout certaines caractéristiques les rapprochant des galaxies, notamment la présence d'étoiles dans leur halo et de nuages de gaz plus ou moins ionisé ainsi que de poussières.

Nous venons de voir que leur décalage Doppler est très important. 3C273 est le quasar le plus connu et le plus étudié. Il brille à la magnitude 12.8 dans la constellation de la Vierge. Son décalage Doppler vers le rouge z=0.159; il se déplace à 48000 km/s et se situe à environ 2 milliards d'années-lumière. Un grand nombre présentent un décalage Doppler z~2 et sont situés à quelque 10 milliards d'années-lumière et on n'en trouve pratiquement pas à courte distance. On en déduit que les quasars sont les reliques d'une époque particulière et ancienne de l'évolution de l'Univers et probablement d'une phase ancestrale et très active du développement des galaxies qu'il faut tenter d'expliquer.

En fonction de la fréquence, l'intensité du rayonnement des quasars est dominée par certains phénomènes physiques, chacun étant associé à un mécanisme d'émission particulier, ce qui ne facilite par leur modélisation.

Entre 1 cm de longueur d'onde (30 GHz) et 10-8 cm (3 milliards de GHz ou 3 EHz) apparaissent 4 composantes : l'émission radio due à l'effet synchrotron, le rayonnement infrarouge provoqué par la poussière chaude, les rayonnements UV et X émis par le disque d'accrétion et les rayons X durs et gamma (> 100 GeV) produits par l'effet Compton inverse[14]. Ces phénomènes produisent des effets bien différenciés :

- Le gaz fortement excité par un fond continu de rayons UV et X libère ses électrons en émettant des raies d'émission intenses, dont celles de l'hydrogène, de l'oxygène, du carbone et de l'azote qui sont plusieurs fois ionisées; la friction des particules agite très fortement le milieu dont le plasma est animé d'une vitesse de l'ordre de 10000 km/s. Ces nuages incandescents (30000 K) restent invisibles en lumière blanche.

- En général le rayonnement très intense décroît à mesure que la fréquence augmente. Le rayonnement radio ne représente que 1% du spectre total d'émission. Cette énergie fluctue de façon irrégulière, l'amplitude du continu pouvant varier de 50% en quelques jours ou quelques mois (type OVV). Au maximum de leur éclat, les quasars brillent avec une luminosité équivalente à 10000 fois celle d'une galaxie ordinaire. Ce rayonnement très irrégulier n'a pas une origine thermique et n'est pas généré par la nucléosynthèse des étoiles.

- Une minorité d'entre eux sont des radiosources. L'émission radio provient de deux lobes de plasma diamétralement opposés, très éloignés de l'objet, dont les particules (équivalentes à des millions de M) sont excitées par le rayonnement intense du quasar. Cette émission radio rappelle la structure des galaxies elliptiques.

Les fluctuations du blazar 1156+295. Il abrite vraisemblablement un trou noir, seul objet pouvant expliquer ce type de manifestation. Document HALCA.

A partir de 1966, les astrophysiciens découvrirent que leur spectre présentait également des raies d'absorption, dont la célèbre "forêt" Lyman alpha (allant de 98 à 121 nm), signature de l’hydrogène neutre dans la partie X-UV du spectre représentant la structure hyperfine de l’hydrogène atomique ou des ions de carbone, d'oxygène et de silicium plusieurs fois ionisés. Ces doublets et autres séquences de raies présentent pour la plupart un même décalage spectral et constituent ce que l’on appelle un “système”. Ils sont associés à de gigantesques halos de plusieurs dizaines de milliers d’années-lumière situés au premier plan, dans la ligne de visée du quasar.

Ces nuages intergalactiques contiennent si peu de métaux par rapport au Soleil (1:10000) qu’ils n’ont probablement pas évolué depuis l’époque du Big Bang. Ces halos ne sont pas homogènes et se divisent en plusieurs fragments qui filtrent la lumière des quasars distants[15].

Lorsque le plasma est émis dans un angle proche de notre ligne de visée, nous assistons également à des effets relativistes : le centre émissif semble se déplacer plus rapidement que la vitesse de la lumière, jusqu'à 45c ! Ces effets ont été observés dans 3C273, 3C47 et une dizaine d'autres sources super-luminiques (SL) depuis 1966[16].

Quelque 10% des quasars présentent des raies d'absorption très larges (BAL) pour certaines éléments métalliques faiblement ionisés (SiIII, MgIII, etc) dont le mécanisme demeure inconnu, tel le "low-BALQSO" 1556+3517.

Extraits du catalogue 3CRR

3C272.1 alias M84. 3C274 alias M87.

3C272.1 alias M84

3C274 alias M87

3C47

3C47

3C48

Face à un tel éventail d'émissions parfois extrêment puissantes, les astrophysiciens se sont demandés quel phénomène pouvait expliquer à la fois les rayonnements multispectraux (radio, IR, X et gamma), les jets de plasma relativistes, les raies d'émission et les différentes composantes du fond continu ? Il fallut patienter plus d'un demi-siècle pour que les astrophysiciens proposent un modèle cohérent et suffisamment complet pour décrire correctement tous ces effets. La théorie devait englober tous les phénomènes touchant aux domaines radioélectrique, magnétique et optique. Les chercheurs firent d'abord appel aux lois de la physique classique ou de l'électromagnétisme avant de se rendre compte qu'ils devaient tenir compte des effets relativistes et que la magnétohydrodynamique serait finalement un bon moyen de les modéliser. Mais à une époque où les simulations informatiques balbutiaient encore, c'était plus facile à dire qu'à faire.

Les astrophysiciens savaient depuis longtemps que le rayonnement intense des quasars était émis par une source relativement compacte située au coeur de l'objet qui irradiait le plasma environnant. Mais avant que Stephen Hawking puis toute une génération d'astronomes s'intéressent aux trous noirs (dans les années 1970), personne ne savait qu'elle était la source de l'énergie phénoménale des quasars et comment elle se transmettait aux particules chargées.

3C273 émet avec une énergie constante à toutes les longueurs d'onde du spectre. Mais il présente des variations de flux en lumière visible d'environ 15% en 24 heures et jusqu'à 40% sur la même période en infrarouge !

Le quasar 3C273 photographié en couleurs RGB par David Hanon avec un télescope de 600 mm d'ouverture équipé d'une caméra CCD SBIG ST-8E. Voici une carte qui permet de le localiser dans un champ de 90'x90'.

Il est aujourd'hui encore très difficile d'expliquer une variation de rayonnement de quelques jours sur une aussi longue distance, mis à part l’effet relativiste bien connu. Si les quasars ont pu garder une activité constante pendant des milliards d'années, la loi d'équilibre d'Einstein impose qu'ils doivent peser des centaines de millions voire quelques milliards de masses solaires. Dans ce cas, le champ gravitationnel qui les entoure empêche la pression de radiation de les faire exploser. Cela pourrait expliquer le rayonnement du noyau des quasars très actifs.

Les quasars ordinaires, d'une masse d'une centaine de millions de soleils ne sont pas à même d'équilibrer la force de radiation. Ils ne peuvent donc pas briller durant plus de 50 millions d'années. Cette courte durée de vie implique que la plupart des galaxies eurent une phase de quasar ou quasi-quasar dans leur jeunesse, il y a une dizaine de milliards d'années.

Les théories varient donc considérablement selon que les astrophysiciens considèrent l’activité des quasars comme un effet induit par des trous noirs surpermassifs ou plutôt comme des galaxies ordinaires cachant en leur sein des étoiles très massives qui se consumeraient en quelques millions d’années. Tous ces modèles sont intéressants car ils confrontent leurs protagonistes qui n’hésitent pas à dénoncer les défauts des théories concurrentes, en particulier les spéculations et autres conjectures [17]. Il faut toutefois reconnaître que la plupart des astronomes adoptent volontiers la théorie du trou noir tapis au centre des quasars, seul astre capable d'expliquer la totalité des évènements qu'on observe.

Dans le cas de 3C273, grâce à l'utilisation combinée du radiotélescope d'Arécibo et du radiotélescope orbital RadioAstron russe, en 2017 les astronomes ont découvert que la région active de ce quasar s'étend sur seulement 3 mois-lumière et présente une température de 40 millions de degrés, 40 fois supérieure à la température maximale fondée sur les modèles. Cette différence entre l'observation et la théorie démontre qu'après plus d'un demi-siècle d'études et l'utilisation de technologie très avancées, les astrophysiciens ont encore du mal à cerner la nature exacte du rayonnement des quasars.

Statistiquement, la distribution actuelle des quasars est d'environ 1 quasar pour 100000 galaxies. Cela étant, on considère aujourd'hui qu'ils étaient 1000 fois plus nombreux il y a plus de 12 milliards d'années, peu de temps après le Big Bang. Leur lumière nous arrivant d'un passé très éloigné, à la date d'aujourd'hui ils ont probablement tous disparu, éteints ou transformés en galaxies géantes. Leur observation reste donc un sujet d'étude très important pour comprendre l'évolution de l'univers.

Bien que situés à plus d'un milliard d'années-lumière, parmi les milliers de quasars connus certains sont visibles dans de petits instruments : 3C273, 3C296, 3C228 (Abel 2199), 3C274 (Virgo A), 3C405 (Cygnus A), NGC 5128 (Centaurus A) qui ne dépassent pas la 14e magnitude. Consulter le catalogue NGC/IC pour connaître leurs coordonnées et leurs paramètres.

Avant de poursuivre la description des quasars, disons un mot sur les microquasars dont le nom peut prêter à confusion.

A propos des microquasars

Les microquasars sont des objets stellaires ayant les mêmes propriétés que les quasars mais réduits à la taille d'une étoile. Ce sont leurs similitudes avec le comportement des quasars qui sont à l'origine de leur nom.

Le premier microquasar fut découvert en 1975. Il s'agit de SS 433 alias V1343 Aquilae situé dans la constellation de l'Aigle à environ 18000 années-lumière. Il se trouve donc bien dans la Voie Lactée. SS 433 brille comme une étoile de magnitude apparente 14.2. Il est constitué d'un système binaire X dont l'astre primaire est probablement un trou noir bien que l'hypothèse d'une étoile à neutrons ne soit pas écartée. Son compagnon est une étoile de masse inférieure à celle du trou noir mais qui oscille tout de même entre 3 et 30 M. Le couple effectue une révolution autour de leur barycentre commun en 13.1 jours. L'étoile perd son atmosphère au profit de l'astre compact en formant un disque d'accrétion dit de super Eddington (cf. T.Okuda et al., 2000), terme utilisé pour qualifier un taux d'accrétion supérieur au maximum théorique. Ce disque d'accrétion est à l'origine des intenses émissions X et d'un jet bipolaire relativiste qui se déplace à 78000 km/s, soit 26% de la vitesse de la lumière !

Notons que cettte accrétion de super Eddington imposera à terme une adaptation des modèles comme tente déjà de le faire le modèle unifié des TDE proposé en 2018 adapté aux trous noirs supermassifs situés au coeur des AGN.

Les émission du microquasar SS 433 enregistrées en 2003 par le VLBA. A droite, cliquer sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 2.1 MB). Les images ont une résolution spatiale le long du jet de ~7 mas (7 fois supérieure au Télescope Spatial Hubble), correspondant à ~35 UA (presque équivalent au système solaire) à la distance de la source soit environ 18000 a.l. Documents NRAO.

On pensait que SS 433 était le cas le plus exotique jusqu'à ce qu'on découvre en 1994 un second microquasar dénommé GRS 1915+105 alias V1487 Aquilae situé à environ 30000 années-lumière. C'est le trou noir stellaire le plus massif avec une masse estimée entre 10-18 M. Particularité, il effectue 950 rotations par seconde (période de 950 Hz) soit une valeur qui atteint près de 83% de la limite théorique qui est de 1150 fois par seconde au-delà de laquelle il éclaterait. Dans ces conditions, il applique en force l'effet Lense-Thirring de précession relativiste.

En 2012, le microquasar XMMU J004243.6+412519 fut découvert dans la galaxie M31. Plus récemment, grâce aux satellites XMM-Newton et NuSTAR, on découvrit l'objet H 1743-322 qui est également un trou noir associé à une binaire accrétante et des émissions X pulsées (QPO). Cet objet présente également un effet Lense-Thirring de précession relativiste très important. On reviendra sur tous ces concepts à propos des trous noirs.

Le microquasar V4641 situé dans le Sagittaire et présenté ci-dessous est un système binaire HMXB constitué d'une étoile de classe spectrale B9III en orbite autour d'un trou noir de 9.6 M. Situé à 1600 années-lumière, c'est un objet galactique qui n'a donc rien de commun avec les quasars au sens strict. Les radioastronomes ont toutefois découvert en 1999 que le rayonnement de cet objet fluctuait en l'espace de quelques dizaines de minutes. Après analyse, on s'est rendu compte que l'objet central émettait un jet directionnel à environ 125 UA, soit plus de trois fois la distance du Soleil à Pluton et à une vitesse apparente 1.5 fois supérieure à celle de la lumière.

A lire : The Early History of Microquasar Research, I.F.Mirabel, 2012

Microquasars, Mierk Schwabe, 2004

Microquasars: Proceedings of the Third Microquasars Workshop, 2000

Le microquasar V4641 du Sagittaire accuse des déplacements superluminiques et une forte brillance dans les rayonnements X et gamma. A gauche, ces deux images séparées de 30 minutes ont été prises le 16 septembre 1999 par le radiotélescope du VLA à la fréquence de 4.9 GHz. On distingue un jet dans la direction nord-est qui s'étend sur 125 U.A. à une vitesse apparente 1.5 fois supérieure à celle de la lumière. A droite, illustration du microquasar LS 5039 dans l'Ecu de Sobieski (Scutum) probablement associé à une étoile à neutrons ou un trou noir. L'objet émet également des rayons X, gamma et des jets radios. Documents NRAO adapté par l'auteur et T.Lombry.

Le microquasar V404 situé dans le Cygne est un système binaire abritant un trou noir stellaire de 12 M. Il connut des sursauts spectaculaires d'émissions X et gamma en 1989 et en 2015 suite à l'accrétion de matière par le trou noir. Des analyses réalisées en 2017 par Stephen Eikenberry de l'Université de Floride et ses collègues ont montré que le champ magnétique de V404 est d'environ 461 Gauss, soit 400 fois plus faible que les estimations antérieures pour de tels systèmes. Cette découverte ajoute une nouvelle contrainte sur les modèles considérant qu'il fallait un puissant champ magnétique pour accélérer et focaliser le jet.

Le microquasar LS 5039 de l'Ecu de Sobieski (Scutum) est un système double de type LMXB constitué d'une étoile de classe spectrale O6.5V en orbite autour d'un objet compact et massif de 1-3 M, probablement une étoile à neutrons ou un trou noir. L'objet compact (référence 3EG J1824-1514) émet des rayons X et des rayons gamma d'une énergie supérieure à 100 GeV ainsi que des jets radios. Il fait partie des objets dits "TeV emitters" au même titre que H1743-322.

Selon Mierk Schwabe, en 2004 plus de 280 microquasars avaient été découverts dans la Voie Lactée dont 130 sont associés à un compagnon lourd d'une dizaine de masses solaires (HMXB) et 150 à un compagnon léger pesant entre 1-3 M (LMXB). Parmi ces microquasars, 50 sont associés à des pulsars X qui ne sont pas radioémetteurs et 43 sont des radiosources. On estime que la Voie Lactée contiendrait quelque 700 systèmes binaires X plus brillants que 2x1034 erg/s (notons que les véritables quasars peuvent émettre jusqu'à 1061 erg/s à 1.42 GHz).

Parmi les autres microquasars HMXB citons SS 433 (~11 M), Cygnus X-1 (10.1 M), H1743-322 alias XTE J17464-3213 (10 M), XTE J1118+480 (7-8 M) et GRO J1655-40 (7 M), et parmi les microquasars LMXB il y a notamment Circinus X-1 (2.2 M) et Scorpius X-1 (~1.4 M).

Prochain chapitre

Des galaxies dans le domaine des quasars

Page 1 - 2 - 3 - 4 - 5 - 6 -


[14] Notons que les quasars émettant des rayons gamma sont extrêmement rares. Avant le lancement du satellite CGRO (Compton Gamma Ray Observatory), la seule source de rayonnement gamma de plus de 100 MeV située en-dehors de la Galaxie était le quasar 3C273. Fin 1992 le télescope EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) installé à bord du satellite CGRO avait découvert 14 AGN gamma dont 11 FSRQ. Depuis, on a identifié des dizaines de sources gamma VHE > 100 GeV dont les blazars (BL Lacs et FSRQ).

[15] J.Bahcall et E.Salpeter, Astrophysical Journal Letters, 142, 1965, p1677 - M.Burbidge et al., Astrophysical Journal Letters, 144, 1966, L447 - J.Bergeron, Astrophysical Journal Letters, 155, 1966, L8 - J.Bahcall/L.Spitzer, Astrophysical Journal Letters, 156, 1969, L63 - P.Petitjean et J.Bergeron, Astronomy and Astrophysics, 231, 1990, p309 - J.Bergeron/P.Boissé, Astronomy and Astrophysics, 243, 1991, p344 - A.Smette et al., Astrophysical Journal, 389, 1992, p39 - S.Monis et al., Astrophysical Journal, 419, 1993, p524.

[16] M.Rees, Nature, 211, 1966, p468.

[17] M.Rees, Science, 247, op.cit. - R.Jayawardhana, Science, 259, 1993, p1692.


Back to:

HOME

Copyright & FAQ