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Les quasars et autres galaxies à noyau actif

La galaxie EGS-zs8-1 située à 13.15 milliards d'années-lumière.

Des galaxies dans le domaine des quasars (IV)

Jusqu'en 1981 on croyait les galaxies nettement plus rapprochées que les quasars, tout au plus situées à quelques milliards d'années-lumière. Or plusieurs astronomes de l'Université de Berkeley et de l'Observatoire du Kitt Peak découvrirent par la suite plusieurs galaxies dont le redshift oscillait entre 1.05 et 1.2. En 1985, S.G.Djorgovski[18] du Caltech découvrit une galaxie ayant un redshift z=3.128, ce qui représente une distance d'environ 12 milliards d'années-lumière. Ensuite, en 1995 on découvrit la galaxie 8C 1435+63 dont le redshift z=4.25. Cette galaxie évolue parmi les quasars.

La galaxie la plus lointaine identifiée à ce jour est EGS-zs8-1 découverte en 2015 dans la constellation du Bouvier grâce aux images des télescopes spatiaux Hubble et Spitzer. Sa magnitude apparente est de +25.03 pour une magnitude absolue d'environ -22 et un diamètre apparent d'une fraction de seconde d'arc. Cette galaxie se trouve à 13.15 milliards d'années-lumière; elle s'est donc formée environ 650000 ans après le Big Bang.

Pour les astrophysiciens, ces objets sont plutôt des protogalaxies. Malgré leur distance, leur éclat relatif est comparable aux étoiles de notre Voie Lactée ! Leur énergie est purement phénoménale pour avoir ainsi pu traverser tout l'univers durant plus de 13 milliards d'années et garder une telle luminosité.

Des mesures de redshift effectuées à partir du Sloan Digital Sky Survey ont révélé que la valeur z=6 marquait la fin de l'époque de réionisation, une période durant laquelle les galaxies et les quasars ont ionisé le gaz neutre présent dans le milieu intergalactique. Cette période est très importante dans l'histoire cosmique. Elle a probablement débuté avec des redshift de l'ordre de z=15. Toutefois les objets ayant un redshift z > 6.5 sont très rares et constituent encore un domaine très recherché par les astrophysiciens. On en reparlera à propos des découvertes récentes.

Ceci dit, la présence de ces galaxies isolées à une époque si reculée dans le temps n'est pas compatible avec la théorie cosmologique qui impose la formation des superamas et puis seulement leur fragmentation en galaxies au bout de plusieurs milliards d'années. Si l'on découvre d’autres galaxies ayant un redshift proche de 4, cela reposerait le problème de leur évolution. Dans tous les cas, il faut considérer que les galaxies ont côtoyé les quasars quelques milliards d'années après le Big Bang.

Cela correspond en fait à une autre théorie admise par les astronomes, en particulier par Allan Sandage. Les quasars sont assez semblables aux galaxies à noyaux actifs, comme les galaxies de Seyfert que nous décrirons un peu plus loin. Ils présentent un noyau très actif et un spectre de raies très décalées. Des quasars âgés de 3 ou 4 milliards d'années pourraient ainsi se transformer en radiogalaxies puis en galaxies elliptiques et spirales.

Si on considère que le noyau très actif perd graduellement son énergie au profit des étoiles de la périphérie, celles-ci pourraient se développer et permettre aux bras spiraux de se former, jusqu'à donner aux galaxies leur physionomie habituelle. Pour confirmer ce scénario, il est donc important de découvrir des galaxies dont le redshift serait proche de 4 et des quasars suffisamment étendus et brillants pour que leur enveloppe puisse être détaillée.

A gauche, modification de l'aspect de la galaxie de Seyfert NGC 4151 en fonction du temps d'exposition, le plus long révélant la structure spiralée d'une galaxie. A droite, dans ce champ galactique photographié par le télescope Hubble en lumière visible et proche infrarouge, quatre galaxies indiquées par les cercles rouges et agrandies à droite ont été identifiées à plus de 13.2 milliards d'années-lumière. Elles paraissent rouge en raison de l'important effet Doppler. Elles sont extrêmement compactes et plus brillantes que les galaxies plus proches ou d'autres existant à cette époque reculée car elles formaient des étoiles à un taux beaucoup plus élevé qu'aujourd'hui. Documents W.W.Morgan, Astrophysical Journal, 153, 1968 et Mt Wilson & Palomar Observatories et HST.

Les quasars regroupés sous le vocable générique des “galaxies à noyau actif” - l’acronyme AGN en anglais - rassemblent plusieurs types d'objets exotiques dont le rayonnement n'est pas d'origine stellaire. A défaut de pouvoir comprendre leurs comportements, il a bien fallut tenter de les classer. Nous devons toutefois les différencier des autres radiosources quasi-stellaires ou étendus reprises ci-dessous de manière empirique car il existe des corrélations entre classes d’objets qu’il est difficile d’appréhender en quelques lignes.

Les galaxies de Seyfert

En 1943, vingt ans avant la découverte des quasars, grâce au télescope du Mont Wilson l'astronome allemand Carl Seyfert découvrit 12 galaxies spirales de type Sb dont le noyau était anormalement lumineux et de très petite dimension. Il s'agissait d'objets analogues aux quasars mais dont le noyau était toutefois moins lumineux.

Parmi les galaxies de Seyfert bien connues citons M84, M106, M77 (NGC 1068)[19], NGC 1275 (Perseus A), NGC 1566, NGC 3077 et NGC 4151 qui oscillent entre les magnitudes 9 et 12. Il faut également ajouter quelques galaxies de Markarian dans cette catégorie: Mrk 3, Mrk 335, Mrk 509 et Mrk 1155 dont la magnitude oscille entre 13 et 15. Consulter le catalogue NGC/IC pour connaître leurs coordonnées et leurs paramètres.

A l'image de M106 présentée ci-dessous à droite, la plupart de ces galaxies sont très brillantes dans les ondes radios et X, certains présentant également des structures filamentaires brillantes et de multiples jets de plasma. Dans le cas de M106, ces jets s'étendent sur toute la longueur de la galaxie. C'est l'une des rares Seyfert proche (23.5 millions d'années-lumière) où on observe de vastes quantités de gaz brillant en train de tomber vers le trou noir central supermassif.

Le spectre des galaxies de Seyfert présente également plusieurs anomalies :

- Un spectre intense et continu sur la plupart des fréquences (radio, IR, UV, X) dont l'origine n'est pas stellaire mais synchrotron ou due à l'effet Compton. Cela suggère que la matière est soumise à des vitesses relativistes dans un champ magnétique intense.

- Des raies apparaissent en émission, phénomène provoqué par de la poussière et des gaz chauds ionisés qui absorbent certaines longueurs d'onde du spectre. Certains éléments, tel l'oxygène ou l'hélium présentent des raies interdites. Le fer est ionisé plus de dix fois, ce qui n'est possible que si le noyau présente une température de plusieurs millions de degrés.

Trois galaxies de Seyfert. M84 ou 3C272.1 (E1, Seyfert de type 2), NGC 7742 (SA(r)b, Seyfert de type 2) et M106 ou NGC 4258 (Sbp, Seyfert de type 1.9). Documents NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/STScI/NOAJ traitée et assemblée par R.Colombari et R.Gendler.

- On a également constaté que le noyau de ces galaxies pouvait fluctuer de deux magnitudes en l'espace d'une année, certaines fluctuations de quelques dixièmes de magnitude pouvant se produire en l'espace de quelques jours ou quelques semaines. Dans le rayonnement UV et IR des variations cycliques d'une période de 70 jours ont été enregistrées et durant seulement 15 minutes parfois dans le rayonnement X.

- Les raies de l'hydrogène et de l'hélium sont parfois élargies et décalées vers le rouge. On en déduit qu'une matière chaude proche du noyau subit des mouvements très rapides. Il pourrait s'agir d'un disque d'accrétion libérant des particules et des jets de plasma à plusieurs milliers de km/s[20]. Le décalage des raies peut également s'expliquer par des effets gravitationnels engendrés par un corps massif.

- Les raies d'absorption s'évanouissent puis réapparaissent, comme si des nuages de gaz s'interposaient temporairement dans notre ligne de visée, juste devant le noyau.

- Les émissions radioélectriques relativement puissantes sont variables, et d'autant plus si la longueur d'onde diminue. Si l'intensité décroît à mesure que la fréquence augmente, cette source n'est certainement pas d'origine thermique. Tous ces objets présentent une activité synchrotron induite par un champ magnétique plus ou moins intense.

- Certaines galaxies présentent deux noyaux symétriques en émission, telle NGC 5929[21].

Pour affiner cette classification, les radiogalaxies sont divisées en deux groupes :

- Le type Fanaroff-Riley 1 ou FR1 dont le noyau très brillant présente des raies d'émission élargies et des raies interdites étroites, très semblables aux quasars. Ces galaxies contiennent peu de poussières (NGC 4151).

- Le type Fanaroff-Riley 2 ou FR2 dont le noyau est peu lumineux mais affiche inversement des raies fines, probablement créées par des nuages de poussières peu agités orbitant autour du noyau. Le continu présente un indice spectral α ≤ 0.5 en lumière visible mais émet peu de rayonnements X. Ces radiogalaxies sont par contre plus intenses en radios que les Seyfert 1 (NGC 1068)[22]. Leur puissance est supérieure à 1025 W/Hz.

A gauche les fluctuations du rayonnement de quelques galaxies à noyau actif à différentes longueurs d'ondes. A droite leur spectre d'émission caractéristique. Documents U.Alabama.

Le rayonnement synchrotron se produit lorsqu’un électron relativiste rencontre un champ magnétique qui le force à suivre une trajectoire en spirale. Ce rayonnement aujourd’hui analysé en laboratoire a été découvert grâce à l’étude des quasars.

Parmi les galaxies de Seyfert FR2, Cygnus A, 3C405, occupe une place particulière. Elle fait partie de la classe des DRAGN ou "Double Radio Source Associated with a Galactic Nucleus" au même titre que M87 ou NGC 5128 par exemple.

Les cartes radios révèlent une radiosource double et étendue, caractérisée par deux lobes radios symétriques géants centrés sur un noyau très compact. Ce petit noyau est la source d'une intense activité, libérant un jet de plasma dans l'espace à une vitesse relativiste[23].

Nous savons aujourd'hui que la matière contenue dans les deux lobes symétriques est expulsée du noyau de cette galaxie par un processus très stable. De tels jets peuvent s'étendre sur plus de 18 millions d'années-lumière ! Pour Cygnus A, l'extension des lobes atteint 500000 années-lumière et il est déjà considéré comme l'un des objets les plus étendus. Ce jet de plasma coïncide d'ordinaire avec les sources d'émission des raies étroites. L'énergie des lobes est équivalente à plusieurs milliards de masses solaires.

Simulations de jets

Jets avec formation d'un arc de choc

Jets et lobes radios

Mpeg de 235 Kb

Mpeg de 665 Kb

Ces jets sont issus d'un processus semblable à celui d'une dynamo ou des pulsars. Le plasma entraîné autour d'un objet hypermassif crée par friction un champ magnétique intense qui s'aligne autour de l'axe de rotation central. Le champ magnétique étant ouvert dans les régions polaires, les particules accélérées peuvent s'échapper à plusieurs millions d'années-lumière, très loin de la source optique. Animées d'une vitesse proche de celle de la lumière, lorsqu'elles rencontrent la matière interstellaire ionisée, les ondes de choc relativistes échauffent intensément la matière ambiante qui rayonne en provoquant des émissions électromagnétiques[24]. Les points chauds situés aux extrémités des lobes radioélectriques en sont la manifestation. Toutes les interprétations confirment que seul un objet hypermassif pourrait entraîner des phénomènes d’une telle ampleur.

A gauche, reconstruction de l'image radioélectrique de Cygnus A alias 3C405 observée à 21 cm de longueur d'onde par le VLA. Il s'agit d'une image à haute résolution couvrant 2'x1', soit un peu plus d'un million d'années-lumière ! Les deux lobes radios dont on distingue clairement les deux jets opposés et les points chauds (en rouge) aux extrémités s'étendent jusqu'à 500000 années-lumière du noyau qui est enveloppé de bandes de poussière. Des analyses à plus hautes fréquences permettent de résoudre sa partie centrale (cf; par exemple cette image prise par le VLBI du NRAO sur le site du MPIFR). Cygnus A est une galaxie elliptique géante, la plus brillante du ciel à 11 cm de longueur d'onde au point de saturer les détecteurs. A droite, la taille de Cygnus A (en dessous avec ses deux lobes roses) comparée à d'autres radiosources et galaxies. Document VLA/NRAO et T.Lombry.

Les Seyfert 2 contiennent une sous-classe, les galaxies à raies d'émissions étroites (NELG) dont le rayonnement X est aussi intense que celui des galaxies de Seyfert 1.

Seule la présence dans le noyau d'un corps massif et libérant une grande énergie peut expliquer ces comportements inhabituels. Retenons cette idée pour l'instant.

Prochain chapitre

Les radiogalaxies

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[18] S.G.Djorgovski, Astrophysical Journal Letters, 299, 1985, L1.

[19] NGC 1068 risque de changer de catégorie. En effet, le télescope spatial Hubble ayant découvert 4 ou 5 noyaux au centre de l'amas, les astronomes ne savent plus très bien à quelle catégorie il appartient, physiquement parlant. Gageons que le temps ouvrira de nouvelles perspectives.

[20] B.Peterson et G.Ferland, Nature, 324, 1986, p345 - C.Blades/D.Turnshek/C.Norman, “QSO Absorption Lines”, Proceedings Baltimore Meeting, Cambridge University Press, 1987.

[21] W.Keel, Nature, 318, 1985, p43 - W.Keel et al., Astrophysical Journal Letters, 90, 1985, L708.

[22] R.Antonucci et J.Miller, Astrophysical Journal, 297, 1985, p621.

[23] J.Riley et P.Warner, Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, 246, 1990, p1.

[24] M.Norman et al., Nature, 335, 1988, p146.


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