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Les quasars et autres galaxies à noyau actif
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, l'astrophysicien Stanislav G. Djorgovski[18] du Caltech découvrit une galaxie à z = 3.128, ce qui représente une distance propre d'environ 12 milliards d'années-lumière. Puis, en 1995 on découvrit la galaxie 8C 1435+63 à z = 4.25. Cette galaxie évolue parmi les quasars. Ensuite, grâce aux images des télescopes spatiaux Hubble et Spitzer, en 2015 on découvrit la galaxie EGS-zs8-1 dans la constellation du Bouvier. Elle présente un redshift z = 7.73 (redshift photométrique) ce qui représente une distance propre de 13.14 milliards d'années-lumière; elle s'est donc formée environ 660000 ans après le Big Bang. 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. Malgré son éloignement, elle est aussi lumineuse que la radiogalaxie M87 située à 54 millions d'années-lumière. Depuis, le télescope spatiale James Webb a pulvérisé ce record (cf. les galaxies les plus lointaines). 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 sondage SDSS (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. Sans même parler de l'effet de la matière et de l'énergie sombres sur l'organisation de ces structures. Elle n'est pas non plus compatible avec la formation des trous noirs supermassifs qui exigent en principe du temps. Déjà au tournant de l'an 2000 les astronomes se disaient que s'ils découvraient d'autres galaxies à z > 4, cela reposerait le problème de leur évolution. A l'époque, ils considéreraient déjà que les galaxies ont côtoyé les quasars quelques milliards d'années après le Big Bang. Les découvertes récentes ont confirmé et même renforcé cette théorie. Cela correspondait en fait à une autre théorie admise de longue date par les astronomes, en particulier par Allan Sandage. Les quasars sont assez semblables aux AGN, 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. Pourconfirmer ce scénario, il est donc important de découvrir des galaxies dont le redshift serait proche de 4 ou même supérieur et des quasars suffisamment étendus et brillants pour que leur enveloppe puisse être détaillée. Avant le lancement du Télescope Spatial Hubble en 1990 c'était un voeux pieux et les astronomes manquaient cruellement de données pour valider leurs hypothèses. Les quasars, regroupés sous le vocable générique d'AGN, rassemblent plusieurs types d'objets exotiques dont le rayonnement n'est pas d'origine stellaire. Originellement, à défaut de pouvoir comprendre leur nature, il a bien fallu 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 de résumer en quelques lignes. Avec le temps et la découverte d'un nombre croissant de galaxies de Seyfert, de QSO, de radiogalaxies et autres types de quasars, il fallut affiner la classification des AGN qui fut divisée en plusieurs types, classes et catégories : 1. Classification optique : - Les AGN de type I : des AGN dont le noyau est visible et leur spectre présente des raies d'émission étroites et larges - Les AGN de type II : des AGN affichant un spectre dont la région des raies larges (BLR) est obscurcie et les raies sont très étroites. Ce profil dépend soit de l'angle de visée soit d'une différence intrinsèque liée à leur structure (cf. C. Ramos Almeida et al., 2011). 2. Classification radio : - Les AGN radios calmes (radio-quiet) comprenant les Seyfert, les QSO (Quasi-Stellar Objects) et plus récemment les LINER (Low-Ionization Nuclear Emission-line Regions) : - Les galaxies de Seyfert 1 ont un noyau très brillant présentant des raies d'émission élargies et des raies interdites étroites. Ces AGN contiennent peu de poussière (NGC 4151). Toutefois, certaines galaxies ULIRG (Ultraluminous Infrared Galaxies) présentent un noyau contenant beaucoup de poussière (NGC 1365). Les Seyfert 1 comprennent une sous-classe, les Seyfert 1 à raies étoites ou NLS1 (Narrow-Line Seyfert 1). - Les galaxies de Seyfert 2 ont un noyau peu lumineux mais affiche inversement des raies étroites, fines, probablement créées par des nuages de poussière peu agités orbitant autour du noyau. Le continu présente un indice spectral α ≤ 0.5 en lumière visible mais émet peu de rayonnements X et d'UV. Ces AGN sont par contre plus intenses en radios que les Seyfert 1 (NGC 1068)[22]. Leur puissance est supérieure à 1025 W/Hz. Les Seyfert 2 comprennent également une sous-classe, les galaxies à raies d'émission étroites ou NELG dont le rayonnement X est aussi intense que celui des galaxies de Seyfert 1. Ces AGN radios calmes ne présentent pas de jet et seules les galaxies de Seyfert sont variables. - Les AGN radios bruyants (radio-loud) comprenant les radiogalaxies et les blazars : - Les radiogalaxies peuvent être déalignées par rapport à l'image optique dans le cas des FR-I et FR-II (Fanaroff-Riley). La classe I (FR-I) comme 3C 449 présente une luminosité qui diminue à mesure que la distance de la galaxie hôte ou du quasar augmente, le gaz étant soufflé par la pression dynamique (ram pressure). La classe II (FR-II) comme 3C 47 présente une luminosité croissante dans les lobes extérieurs très excités par le jet relativiste. - Les radiogalaxies présentant des raies étroites (NLRG) ou des raies larges (BLRG), ces dernières étant similaires aux SSRQ (Steep Spectrum Radio Quasars). - Les blazars comprennent les FR-I alignés présentant des raies d'émission faibles comme les BL Lac, des raies d'émission plus fortes que les BL Lac comme les OVV (Optically Violent Variable) ou des raies d'émission larges comme les FSRQ (Flat Spectrum Radio Quasars). Ils émettent d'intenses champs magnétiques, de puissantes des ondes radios, rayons X et UV mais sans excès en IR lointain. Les AGN radios bruyants sont de puissantes radiosources, ils émettent un jet et sont variables. On estime qu'au moins 10% de tous les AGN émettent des jets. Mais il existe des exceptions où l'AGN appartient à plusieurs classes d'objets, toute classification étant arbitraire et posant des limites. Certaines Seyfert NLS1 sont des radiogalaxies (radio-loud) d'autres n'émettent pas aux longueurs d'ondes radios. Les NLS1 peuvent être associées à des émetteurs gamma et correspondraient à des blazars (cf. W.Yuan et al., 2008). On y reviendra. A consulter : Tableau comparatif des quasars, blazars et autres AGN
Si tout cela paraît compliqué et l'est effectivement vu sous cet angle, nous verrons qu'une galaxie de Seyfert ou un AGN en général à raies larges vu de profil et silencieux en radio devient un AGN à raies étroites et une radiosource vu de face. Vu sous cet angle, la classification s'éclaircit. On y reviendra à propos du modèle unifié des AGN. 3. Classification selon le mode de rayonnement : Les AGN peuvent être divisés en deux populations distinctes : - Les AGN en mode radiatif associés à des trous noirs actifs qui émettent de l'énergie alimentée par accrétion à des taux supérieurs à ~1% de la limite d'Eddington (la luminosité maximale qui dépend de sa masse au-dessus de laquelle un trou noir ne peut plus accumuler de matière). Ils sont principalement associés à des trous noirs peu massifs se développant dans des pseudo-bulbes galactiques à haute densité en moins de 10 milliards d'années. - Les AGN en mode jet où l'essentiel de la production énergétique prend la forme d'écoulements collimatés, le fameux jet bipolaire. Ces AGN sont associés à des trous noirs plus massifs situés dans des coeurs galactiques plus massifs et les galaxies elliptiques. On reviendra sur le rôle de chacun de ces modes à propos de la co-évolution des galaxies et des trous noirs supermassifs. Décrivons à présent les différents types d'AGN. Les Hot DOG Parmi les nouveaux types de quasars, les "Hot DOG" (Hot Dust-Obscured Galaxies ou galaxies chaudes obscurcies par la poussière) furent découverts en 2010 au cours du sondage WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA. Ils furent décrits pour la première fois en 2012 par l'équipe de Peter R. M. Eisenhardt qui appela ces galaxies des "W1W2-dropouts" (les "marginaux W1W2") car elles sont faibles ou invisibles dans les bandes W1 (3.4 microns) et W2 (4.6 microns) et plus brillantes aux autres longueurs d'ondes de WISE. WISE localisa plus de 1000 Hot DOG. En 2012, on dénombrait en moyenne 1 Hot DOG pour 3000 quasars parmi lesquels WISE J224607.57-052635.0 (ou W2246-0526) situé dans la constellation du Verseau à z = 4.6 soit une distance propre de 12.4 milliards d'années-lumière et illustré ci-dessous. L'émission radio d'un Hot DOG est environ 10 fois supérieure à la corrélation infrarouge lointain/radio, indiquant la présence d'un AGN. Mais il ne présente pas de jet ni de lobes radios. Le Hot DOG est un rare type de quasar extrêmement lumineux en infrarouge et turbulent. Il appartient donc également à la catégorie des ELIRG (Extremely Luminous InfraRed Galaxies). Il abrite un trou noir supermassif central émettant un intense flux de rayonnement qui chauffe la poussière et le gaz en accrétion en libérant une énergie 10000 fois supérieure à celle de la Voie Lactée qui contribue fortement à sa luminosité en infrarouge.
La
luminosité bolométrique (intégrale) d'un Hot DOG est voisine de 1012
L Le
taux de formation d'étoiles ou SFR des Hot DOG entre dans la catégorie moyenne des galaxies
"Starbursts" et varie
entre 300 et 480 M La température moyenne des Hot DOG varie entre 60 et 120 K, soit 2 à 4 fois supérieure à la température moyenne d'une galaxie. Ils semblent également concentrer une proportion beaucoup plus élevée de leur masse galactique dans le trou noir central qu'une galaxie normale. En effet, W2246-0526 est un cas extrême où le rapport de masse entre le trou noir et la galaxie hôte pourrait atteindre 0.016% (4 à 10 milliards de masses solaires pour le trou noir contre 430 milliards de masses solaires pour la galaxie hôte) alors que ce rapport est 100 voire 1000 fois inférieur dans une galaxie normale. Le noyau de W2246-0526 est enveloppé de poussières qui se concentrent dans une région centrale d'environ 4200 années-lumière de diamètre représentant environ 910 millions de masses solaires. Si W2246-0526 est l'une des galaxies les plus lumineuses en infrarouge de l'univers, en même temps la densité de la poussière est si élevée que la majeure partie de ce rayonnement est obscurci. Concernant leur place dans l'évolution galactique, la question est toujours ouverte. Les Hot DOG pourraient représenter une phase au cours de laquelle le trou noir supermassif central accrète la matière à un taux supérieur au SFR. Mais la pression de radiation résultant de cette accrétion frénétique repoussant une grande partie de la matière environnante, le trou noir finit par vider toute la matière dans sa zone d'influence, rendant à terme la galaxie visible qui reprendra finalement une activité normale, marquant la fin de sa phase quasar. 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 1365, NGC 1566, NGC 3077, NGC 4151 et 3C 273 qui oscillent entre les magnitudes 9 et ~13. 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. Consultez le catalogue NGC/IC pour connaître leurs coordonnées et leurs paramètres. A l'image de M106 présentée ci-dessous à gauche, la plupart de ces galaxies sont très lumineuses dans les bandes radios (Seyfert 2) et X, certaines 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 vraisemblablement en train de tomber vers le trou noir central supermassif.
La galaxie de Seyfert 3C 273 présentée ci-dessous est également un exemple remarquable. Cet AGN se situe à une distance propre d'environ 2.4 milliards d'années-lumière. Malgré cet éloignement, il est visible à la magnitude 12.9. Outre sa luminosité exceptionnelle, il présente un étonnant jet de plasma qui s'étend sur plus de 40" ou 300000 années-lumière émis par le trou noir supermassif actif caché dans son noyau. Ce jet est similaire à celui de la radiogalaxie NGC 5128. Grâce au coronographe du HST qui permet d'occulter la région centrale brillante des astres (disque protoplanétaire, système multiple ou AGN), les astronomes peuvent explorer la partie centrale jusqu'à une distance huit fois plus proche que sans cet artifice. En comparant les images coronographiques de 3C 273 prises par le HST avec les images d'archives séparées de 22 ans, l'équipe de Bin Ren de l'Université de Côte d'Azur/CNRS conclut que "le jet se déplace plus rapidement lorsqu'il est plus éloigné du trou noir." (cf. B. Ren et al., 2024). Grâce à une modélisation des isophotes obtenus à partir de l'image coronographique, comme illustré ci-dessous à droite, Ren et ses collègues découvrirent dans le kiloparsec central de 3C 273, à moins de 16000 années-lumière du trou noir supermassif, un nouveau jet, des filaments, une structure en L et plusieurs petites taches à moins de 2.5". La structure linéaire s'étend sur plus de 15" ou 90000 années-lumière. Selon Ren et ses collègues, "les taches pourraient être des galaxies satellites ou des matériaux tombant vers le trou noir supermassif." Ce quasar émet une énergie colossale et constante à toutes les longueurs d'ondes du spectre. Plus étonnant, son rayonnement présente des variations de flux en lumière visible d'environ 15% en 24 heures et jusqu'à 40% sur la même période en infrarouge ! Si cet AGN a pu garder une activité constante pendant des milliards d'années, la loi d'équilibre d'Einstein impose qu'il doit peser des centaines de millions voire des milliards de masses solaires, principalement concentrés dans son trou noir supermassif central.
Grâce à l'utilisation combinée du radiotélescope d'Arecibo et du radiotélescope orbital RadioAstron russe, en 2017 les astronomes ont découvert que la région active de 3C 273 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. Quant à la température du jet, grâce à une installation VLBI spatiale équivalente à un télescope virtuel de 171000 km de diamètre, Yuri Kovalev et ses collègues ont obtenu une température de 1013 K ou 10 mille milliards de degrés soit 100 fois plus que la valeur prédite ! Cette différence entre la théorie et les données observationnelles 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. 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 animée de vitesses relativistes sous l'emprise d'un champ magnétique intense. - Des raies apparaissent en émission, phénomène provoqué par des gaz chauds ionisés qui absorbent certaines longueurs d'ondes du spectre. Certains éléments, tels 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. - 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 denses de gaz et de poussière s'interposaient temporairement dans notre ligne de visée, juste devant le noyau. - Les émissions radioélectriques sont généralement faibles et 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, telles NGC 5929[21].
Toutes ces manifestations et ces variations de rayonnement en quelques jours sur une aussi longue distance sont difficiles à expliquer sans faire appel à un trou noir supermassif actif caché au coeur de cette galaxie. Cygnus A Parmi les galaxies de Seyfert 2, Cygnus A alias 3C 405, occupe une place particulière. Elle fait partie de la classe des DRAGN (Double Radio source Associated with a Galactic Nucleus) au même titre que les radiogalaxies M87 et NGC 5128 sur lesquelles nous reviendrons. 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 considéré comme l'un des objets les plus étendus. Ce jet bipolaire 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. 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, les ondes de choc relativistes échauffent intensément la matière ambiante qui s'ionise et rayonne en provoquant des émissions électromagnétiques[24]. Les points chauds (hotspots) situés aux extrémités des lobes radioélectriques en sont la manifestation.
En 2019, grâce au satellite X Chandra, l'équipe d'Amalya Johnson de l'Université de Columbia à New York découvrit que le jet bipolaire de Cygnus A ricoche à plusieurs reprises sur un mur de gaz intergalactique, créant des points chauds secondaires ainsi qu'un trou dans le nuage de particules comme on le voit ci-dessous à gauche. Pour fixer l'ordre de grandeur, le nuage de particules dans lequel s'est formé le trou s'étend sur 50000 à 100000 années-lumière de profondeur et est large de 26000 années-lumière, c'est-à-dire autant que la distance du Soleil au centre de la Voie Lactée ! Ici également, seule la présence dans le noyau de la galaxie hôte d'un trou noir supermassif actif entouré d'un puissant champ magnétique pourrait expliquer des phénomènes d'une telle ampleur.
La galaxie M104 surnommée "Sombrero" en raison de la forme caractéristique de son disque, est connue des astronomes depuis les observations de Charles Messier à la fin du XVIIIe siècle. C'est une galaxie spirale de type Sa de 9'x4' d'arc vue de biais brillant à la magnitude 9.2 et donc déjà visible dans un petit instrument d'astronomie de 50 mm de diamètre. En lumière visible, M104 mesure 50000 années-lumière de diamètre mais atteint 95000 années-lumière en bande K (en infrarouge proche et moyen entre 2-2.5 microns). Elle est presque moitié plus petite (42%) que la Voie Lactée. Voici des images de M104 en infrarouge. M104 une belle galaxie à disque avec un noyau compact qui se situe à 30 millions d'années-lumière dans la constellation de la Vierge. C'est l'une des plus massives de l'amas de galaxies de la Vierge avec 800 milliards de masses solaires (contre 890 à 1540 milliards de masse solaire pour la Voie Lactée). Sa masse stellaire représente 200 milliards de masses solaires et est animée d'une vitesse de rotation assez élevée d'environ 379 km/s (contre ~250 km/s pour les étoiles du disque de la Voie Lactée). On en déduit que la masse de son halo atteint environ 10000 milliards de masses solaires (contre ~850 millions de masses solaires pour la Voie Lactée dans un rayon d'un million d'années-lumière sans compter les galaxies naines). Le halo de M104 contient également une population de quelque 2000 amas globulaires (cf. K.-I. Wakamatsu, 1977). On y reviendra (cf. les amas stellaires) M104
n'est pas un foyer particulier de formation d'étoiles. Avec un SFR
< 1 M En optique, M104 paraît paisible, même plus calme que la Voie Lactée. En revanche, les astrophysiciens ont découvert depuis de nombreuses années qu'ellle émet des rayons X bien plus intenses que les autres galaxies à disques équivalentes.
M104 abrite un trou noir supermassif d'environ 1 milliard de masses solaires (cf. J.Kormendy et al., 1996) affichant une très faible luminosité d'accrétion avec un rapport d'Eddington très faible de 10-5 (cf. la luminosité d'Eddington) et un jet brillant mais relativement petit de 10 kpc (cf. X.Yan et al., 2024; Y.Yang et al., 2024). Dans le cadre du sondage CHANG-ES (Continuum Halos in Near Galaxies – Expanded Very Large Array Survey) du VLA, l'équipe de Yang Yang de l'Observatoire de Purple Mountain de l'Académie des Sciences Chinoise analysa le cœur de la galaxie M104. Dans un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2024, Yang et ses collègues ont annoncé la découverte de lobes radios autour de M104 qui s'étendent jusqu'à 10 kpc soit 32600 années-lumière de part et d'autre de son plan galactique et confirment l'existence d'un jet bipolaire émit par le noyau sur au moins la même distance. Ce jet brillant est enveloppé dans une bulle de rayons X qui marque l'interaction entre le jet et le gaz environnant. M104 est donc un AGN actif de faible luminosité. Selon les chercheurs, la rétroaction du jet bipolaire, c'est-à-dire l'injection d'énergie par le jet de l'AGN, serait responsable du développement des lobes radios à grande échelle et pourrait expliquer la luminosité inhabituellement élevée de cette galaxie en rayons X. Les simulations hydrodynamiques indiquent que les jets d'un AGN chauffent le gaz diffus ambiant, le redistribuent sur de plus grandes distances ce qui tend à réduire la densité du gaz et la luminosité des rayons X à long terme. Mais lors de l'émission d'un jet, le choc induit dans le milieu est tel qu'il peut aussi repousser le gaz chaud ambiant, augmentant considérablement la densité du gaz dans la zone de choc en aval et donc augmenterait ainsi potentiellement la luminosité totale en rayons X. Selon Yang et ses collègues, cet effet pourrait être plus fort dans des galaxies isolées telles que M104 que dans des amas de galaxies plus massifs. Les chercheurs ont estimé que le jet bipolaire se propage à 400 km/s dans un milieu porté à une température (électronique) de 0.6 keV, d'où l'émission de rayons X de basse énergie. Sachant qu'ils ont parcouru 10 kpc, les lobes se seraient formés il y a 18 millions d'années. C'est plus court que le temps nécessaire au refroidissement synchrotron des électrons des rayons cosmiques. Par conséquent, en absence de perte radiative des électrons, les chercheurs ont calculé que l'énergie totale du jet bipolaire atteint 1055 erg (1048 Joules) et développe une puissance de 2.7 x 1040 erg/s soit 2.7 x 1033 W ! C'est 10 millions de fois plus que l'énergie produite chaque seconde par le Soleil (3.83 x 1026 W). Le cas de la Voie Lactée Rappelons qu'il y a 6 millions d'années la Voie Lactée présentait les propriétés d'un quasar suite à l'activité intense du trou noir supermassif Sgr A* qui s'est aujourd'hui assoupi. Puis, il y a 3.5 millions d'années, la Voie Lactée connut une éruption de Seyfert qui aujourd'hui encore a laissé son empreinte dans le Courant Magellanique sous forme de régions fortement ionisées. S'il est étonnant de découvrir que la Voie Lactée fut un quasar, les astronomes furent tout aussi surpris de découvrir que des AGN peu brillants comme les galaxies LINER (Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) peuvent se transformer en quasars en quelques mois comme l'expliqua l'équipe de Sara Frederick de l'Université de Maryland dans "The Astrophysical Journal" en 2019. D'ailleurs la Voie Lactée contient un noyau LINER. Ceci confirme que malgré ses apparences calmes et inoffensives, l'Univers est un environnement très dynamique en évolution permanente où localement se développent des évènements d'une violence extrême souvent cataclysmiques qu'il vaut mieux regarder de loin et même de très loin. Prochain chapitre
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soit 100 fois plus que la Voie Lactée, et pourrait en théorie atteindre 3.5 x 1014
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