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Les quasars et autres galaxies à noyau actif
Introduction (I) A côté des étoiles, des nébuleuses et des galaxies, l'espace contient d’autres objets sidéraux qui nous permettent de mieux comprendre le mécanisme extraordinairement complexe de l'univers. Il existe des étoiles apparemment banales visuellement mais qui émettent trop d'énergie pour obéir aux modèles d'évolutions standards. Les astrophysiciens les ont rassemblées dans la catégorie des objets quasi stellaires ou QSO. On retrouve la famille des galaxies à noyau actif, les galaxies de Seyfert, les objets BL Lacertae, les quasars, les radiogalaxies, les galaxies elliptiques géantes. Toutes témoignent d'une activité intense. En réalité il ne s’agit pas d’étoiles mais plutôt d'objets ressemblant à des galaxies mais révélant une activité extraordinaire qui n'a rien de comparable à celle de la Voie Lactée ou des galaxies proches. Nous décrirons séparément les microquasars, des systèmes stellaires binaires dont le nom peut prêter à confusion. L’échelle du temps Quand on parle de l’âge de l’Univers et des objets qui le peuple, il faut bien savoir que cette valeur dépend des paramètres cosmologiques, principalement de la constante de Hubble (Ho = 67.7 km/s/Mpc) et dans une moindre mesure, du paramètre de décélération (qo = 0.5), de la constante cosmologique (Λo = 0) et de la densité de l'Univers (Ωo = 1). Grâce aux tests cosmologiques mis au point par Allan Sandage en 1961 et vérifiés par le Télescope Spatial Hubble et la mission Planck, nous pouvons estimer l’âge de l’Univers à ~13.77 milliards d’années. En aucun cas il ne faut traduire le décalage Doppler en termes de vitesses réelle car il s’agit d’une vitesse apparente dite comobile due à l’expansion de l’univers. Aux effets gravitationnels locaux près, les quasars, quel que soit leur décalage, sont en fait, comme notre Galaxie et à quelques centaines de km/s près, au repos par rapport à un référentiel lié au rayonnement micro-onde cosmologique à 2.7 K. Cette valeur n’est donc donnée qu’à titre indicatif.
Rappel historique En une dizaine d'années, entre 1948 et 1958, les radioastronomes anglais de Jodrell Bank cataloguèrent quelque 500 objets quasi-stellaires ou QSO dont environ 30% se superposaient à des objets visibles. Ils constituèrent le catalogue 3C, d’où fut ensuite extrait en 1962 le catalogue 3CR ou troisième catalogue révisé de Cambridge (A.S. Bennett). En 1957, Tonantzintla 202 alias Ton 202, un objet de magnitude ~16 (V) était encore classé comme étoile et ne changea de statut que lorsque les astronomes analysèrent son spectre en 1960. Mais à cette époque et jusqu'au début des années 1970 il était encore considéré comme une vieille nova ou une étoile naine atypique. Il ne sera vraiment identifié comme "quasar" que lorsqu'on découvrit que son décalage Doppler z = 0.366 le situait à 4 milliards d'années-lumière. Pendant les années soixantes le catalogue 3C joua un rôle prépondérant car, couvrant les fréquences radios, X et UV il offrait aux astronomes une couverture complète du ciel dans des limites bien précises. D’autre part, son spectre de fréquences était beaucoup moins sensible à l’absorption galactique et aux rayonnements parasites émis par les sources galactiques. Ce catalogue s’avéra très vite être relativement homogène et complet et les astronomes tentèrent d’identifier des contreparties optiques à ces radiosources, c’est-à-dire des sources de rayonnement dans le domaine visible du spectre électromagnétique. Il s'agissait le plus souvent de radiogalaxies, objets étendus sur le ciel mais peu lumineux. A consulter : Frankfurt Quasar Monitoring Catalogues de QSO accessibles aux amateurs
C’est à cette occasion que furent découverts en 1961 les premiers quasars, d’apparence stellaire sur les plaques photos d’où ce néologisme, contraction de quasi-stellar. Environ 60 quasars furent identifiés dont 15 appartenaient déjà au catalogue optique NGC de Dreyer. Les quasars ainsi obtenus étaient appelés QSS, pour Quasi-Stellar-Sources[1]. La plupart d'entre eux ressemblaient à des étoiles bleues, d'où leur classification parmi les Blue Stellar Objects ou BSO. Mais la chasse aux BSO restait et demeure une tâche difficile à réaliser en lumière blanche. En effet, les indices de couleur (U-B) et (B-V) du spectre continu des quasars sont très différents de ceux des étoiles du fait de leur nature intrinsèque différente, ce qu'on ignorait à l'époque. La définition de la magnitude d'une étoile ou d'un quasar est basée sur l’étoile Véga, une étoile blanche relativement brillante de la constellation de la Lyre située au zénith dans le ciel boréal d’été dont la magnitude visuelle U-B = B-V = 0, les étoiles plus chaudes ayant un indice de couleur négatif. L'identification d’un quasar s’établit par le fait que l’indice U-B est trop négatif par rapport aux étoiles, car les quasars présentent un excès d’ultraviolet. Les seules étoiles pouvant mimer l’indice de couleur des quasars étant en fait de jeunes étoiles naines blanches. De nombreux catalogues optiques de quasars sont ainsi contaminés par des étoiles mais heureusement leur nombre chute rapidement avec la magnitude. Ainsi, jusqu’à la magnitude 16 ces catalogues peuvent contenir plus de 95% d’étoiles mais seulement 5% à la magnitude 22. Il est donc impossible de savoir sur la seule base de l’indice de couleur UBV si un candidat est un quasar si on ne prend pas la peine d’analyser son spectre. La distance des quasars En plaçant un prisme ou un réseaux de diffraction à haute résolution (1000 à 2000 Å/mm) devant l'objectif ou au foyer des grands télescopes, des équipes d’astronomes rassemblées autour d'Allan Savage et consorts identifièrent rapidement les quasars les plus brillants car ils présentaient des raies d’émission intenses, ne laissant planer aucun doute sur la nature du candidat au titre de quasar plutôt que d’étoile chaude. Un autre indice spectral révélateur était qu’à côté des intenses raies de la série de Balmer de l’hydrogène, la raie Lyman α qui se situe normalement dans la partie ultraviolette du spectre (bande U) à 360 nm apparaîssait dans la bande optique pour un décalage Doppler ou redshift z ~ 2. Tant que la raie Lyman α restait dans la partie UV les quasars apparaissaient plus bleus qu’ils n’étaient en réalité mais cela n’entravait pas leur recherche sur base du critère BSO. Mais dès lors que la raie Lyman α se trouvait dans la partie bleue (bande B vers 440 nm) l’indice de couleur U-B rougissait. Cela se produisait pour z ~ 2.1, et entachait grandement leur détection pour des redshifts supérieurs. C’est la raison pour laquelle les catalogues établis sur base de l’indice de couleur sont de plus en plus incomplets à mesure que les quasars deviennent plus pâles. A
voir : A Multi-Wavelength View of Radio Galaxy Hercules-A
Martin Ryle soupçonnait que les quasars se trouvaient en dehors de la Voie Lactée mais l'équipe de Cambridge ne parvint pas à le démontrer. En 1961, Allan Sandage[2] découvrit que 3C 48 qui se confondait avec une banale étoile bleue de 16e magnitude présentait de larges raies d'émissions à différentes longueurs d'ondes. Son continuum bleu suggérait l'émission d'une radiation synchrotron et donc l'existence d'un puissant champ magnétique. Observée avec le télescope Hale de 5 m du Mont Palomar, elle révéla une étrange nébulosité qui s'étendait de part et d'autre de son noyau. Subissant des variations de luminosité en moins de 24 heures, cet objet ne devait pas être beaucoup plus étendu que le système solaire, eu égard au temps de propagation de la lumière. En 1963, les astronomes Jesse Greenstein et Thomas Matthews[3] parvinrent à enregistrer son spectre de raies et découvrirent que ce quasar présentait un décalage spectral z = 0.367, signifiant qu'il devait se trouver à au moins 5 milliards d'années-lumière et se déplaçait à 91000 km/s. L'équipe de Sandage confirmait l'hypothèse de Martin Ryle. Les quasars étaient bien des objets extragalactiques, intrinsèquement très brillants.
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 3C 273 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 3C 273 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. A lire : Décalage Doppler et distance des galaxies
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 propre 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 propre 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 !
L'opposition de Hoyle et Fowler Toutefois les astrophysiciens qui défendaient la théorie de l'Univers stationnaire (ou quasi-stationnaire, HBN) dont Fred Hoyle et William Fowler s'opposèrent à l'idée que le décalage Doppler des quasars avait une origine cosmologique et soutenaient qu'il s'agissait d'une origine intrinsèque. Devenus célèbres notamment pour leur fameux article "B2FH" sur la nucléosynthèse et la précision de leurs calculs, leur point de vue était respecté. Mais cela n'a jamais été synonyme de certitude ni de clairvoyance. Adeptes d'un modèle d'Univers statique et éternel (sans début, sans fin et sans expansion), Hoyle et Fowler considéraient que les quasars et en particulier 3C 273 n'étaient pas aussi lointains que leurs décalages spectraux l'indiquaient. En fait, Hoyle et Fowler voulaient par ce nouvel exemple s'opposer à la nouvelle théorie sur la création de l'Univers d'Einstein-de Sitter (le modèle FRW) popularisée par George Gamow, théorie que Hoyle qualifia de "Big Bang" d'un air moqueur. Malheureusement pour lui, l'expression est passée à la postérité et ce modèle d'univers devient le modèle cosmologique Standard (cf. la théorie du Big Bang). Hoyle et Fowler proposèrent que les quasars s'étaient formés à partir d'étoiles supermassives de 100 millions de masses solaires à 10% près (cf. W.Fowler, 1965, p15). Puisque les réactions thermonucléaires ne pouvaient pas expliquer une telle profusion d'énergie, il était plus simple de supposer l'existence d'étoiles géantes très massives proches de la Voie Lactée générant des effets relativistes. En effet, en imaginant des étoiles de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires (mais ils ne précisent pas comment elles se formeraient), leur champ gravitationnel est si puissant qu'il produit un important décalage vers le rouge qu'on appelle le rougissement gravitationnel. Puisque cet effet Doppler intrinsèque est indépendant de l'expansion de l'Univers, par conséquent les quasars n'avaient pas besoin d'être situés à des milliards d'années-lumière et pouvaient même résider dans la Voie Lactée. Mais la découverte en 1965 du rayonnement cosmologique à 2.7 K confirma la théorie du Big Bang et de nouvelles études spectrales confirmèrent l'éloignement des quasars, écartant définitivement la théorie des étoiles supermassives proches. Aujourd'hui nous savons que la théorie de Hoyle et Fowler était erronée et fondée sur des idées préconçues. Peu après la publication des travaux de Stephen Hawking sur les trous noirs, dans les années 1980 les astrophysiciens ont proposé l'hypothèse hardie que des trous noirs supermassifs résidaient au coeur des galaxies et des quasars. On reviendra sur ce concept. Prochain chapitre
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