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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 d'environ 12 milliards d'années-lumière. Ensuite, 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 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 Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 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 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 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. 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.
Les quasars, regroupés sous le vocable générique d'AGN, 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 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. Classification des AGN 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 classes et types : - 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'émissions 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'émissions 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'émissions faibles comme les BL Lac, des raies d'émissions plus fortes que les BL Lac comme les OVV (Optically Violent Variable) ou des raies d'émissions larges comme les FSRQ (Flat Spectrum Radio Quasars). Ils émettent d'intenses champs magnétiques, de puissantes des ondes radio, 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. 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 radio. 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. Décrivons à présent les différents types d'AGN. 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 12.9. 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 brillantes dans les ondes radio 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 en train de tomber vers le trou noir central supermassif.
Le quasar 3C 273 présenté ci-dessus au centre et à droite est également un exemple remarquable. Il s'agit d'une galaxie de Seyfert située à 2.4 milliards d'années-lumière mais malgré cette distance, elle est visible à la magnitude 12.9. Fait remarquable, elle présente un jet de plasma qui s'étend sur plus de 30" ou 5000 années-lumière. 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 ! 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 des milliards de masses solaires. 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 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, 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.
- 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].
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. Toutes les interprétations confirment que seul un trou noir supermassif actif entouré d'un puissant champ magnétique caché dans le coeur des quasars pourrait expliquer des phénomènes d'une telle ampleur.
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 ! Seule la présence dans le noyau d'un corps massif libérant une grande énergie peut expliquer ces comportements inhabituels. Retenons cette idée pour l'instant.
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 (en PDF sur arXiv). D'ailleurs la Voie Lactée contient un noyau LINER. Prochain chapitre
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