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Les quasars et autres galaxies à noyau actif

Les premiers catalogues de quasars (II)

Pour identifier plus aisément les sources extragalactiques à noyau actif (AGN) et les radiogalaxies ou assimilées (DRAGN), à partir des années 1980 les radioastronomes ont compilé leurs propres catalogues de radiosources qui complètent le catalogue historique 3C.

Citons pour mémoire le catalogue Wall-Peacock (WP) qui reprend 233 sources extragalactiques plus brillantes que 2 Jy[8] à 2.7 GHz. Il complète l'atlas 3CR contenant 85 DRAGN car ce dernier est biaisé envers les quasars à indice spectral pentu (SSRQ), étant réalisé à plus basse fréquence (>10.9 Jy à 178 MHz); le catalogue Palomar Bright Quasar Survey qui reprend 144 objets parmi les plus proches, explorant le ciel en dehors des 30° du plan galactique jusqu’à la magnitude visuelle B = 16.16; le catalogue Véron-Cetty et Véron de l'ESO et enfin celui de Hewitt et Burbidge qui rassemble plus de 2000 quasars[9]. Citons également les catalogues complémentaires 4C de Cambridge, Parkes (PKS), Bologna (B2), Molonglo (MC), Westerbork (W) et celui de Barthel et Miley (BMSL).

La plupart des catalogues ne donnaient aucune indication sur le spectre des sources et ne présentaient qu’une seule mesure spectrale, la densité de flux à 408 ou 1420 MHz.

A consulter :

Quasars, Blazars et autres AGN - Nomenclature

M84 et M87.

A la même époque, à l’autre extrémité du spectre, les astronomes X ont également apporté leur contribution à cette compilation de catalogues. Le ciel en "lumière" X est dominé par les quasars mais présente une densité de surface inférieure à ce qu’elle est en optique, avec environ un quasar par degré carré.

A lui seul Cygnus A, 3C405, illumine les cieux et il est nécessaire de pointer leur intensité en valeur logarithmique pour éviter que cet AGN soit omniprésent.

A l'époque, le principal catalogue était le High Energy Astrophysical Observatory A-1 qui reprend 90% des radiosources (842 objets) au-dessus de 1.5 mJy à 5 keV.

Catalogues récents

Outre les 10 catalogues de Cambridge (1C de 1950 au 10C de 2013) très inégaux et disparates et dédiés à certains objets ou certaines fréquences, en 1993 les astrophysiciens avaient catalogué 7315 quasars (QSO). Depuis, ce nombre a explosé. Nous sommes passés à 25000 QSO dans le catalogue 2QZ publié en 2002 par l'Observatoire Australien AAO qui reprend les QSO jusqu'à la magnitude 21 et z=3, à 48921 QSO dans le 10e catalogue Veron publié en 2003, à 133336 QSO dans le 13e catalogue VERONCAT publié en 2009 pour atteindre 312209 QSO et autant de spectres de quasars dans le catalogue SDSS III DR10 publié en 2013.

En 2017, le catalogue MILLIQUAS reprenait plus de 1.35 million de quasars ! Il comprend 309407 QSO de type I, 21688 AGNs (galaxies de Seyfert), 1578 BL Lacs, 836628 quasars photométriques extraits des catalogues NBCKDE et BOSS du SDSS et 82703 candidats QSO radio et X auxquels se sont ajoutés près de 100000 autres candidats en l'espace de trois ans !

En parallèle, le catalogue des galaxies s'est également étoffé. En 1999, sur base des clichés pris par le Télescope Spatial Hubble, on estimait qu'il existait 125 milliards de galaxies dans l'univers visible. En 2002, on avait observé à peine 3000 galaxies en optique. Une récente simulation effectuée sur un superordinateur en Allemagne indiquerait que l'univers visible contiendrait 500 milliards de galaxies !

Les acteurs (II)

De gauche à droite, Maarten Schmidt, Geoffrey Burbidge (1966) et Cyril Hazard (2000). Documents Sonoma State University et Caltech, U.California à San Diego, C.Hazard.

En 2014, le SDSS III reprenait près de 1 milliard de galaxies dont on a déjà pu obtenir près de 1.5 million de spectres et donc autant de caractéristiques. La version SDSS IV DR15 fut achevée en 2020. Un sondage panoptique spectroscopique SDSS V est prévu vers 2025. Il contiendra les spectres optiques et infrarouges de plus de 6 millions d'objets.

Toutes les données de ces catalogues ont été reprises dans la base extragalactique NED de la NASA ainsi que dans SIMBAD et sous forme d'images scannées des publications originales dans la base ADS de la NASA, toutes deux accessibles via le Centre de Données de l'Université de Strasbourg (CDS).

Le rôle des radioastronomes consiste à présent à compléter ces catalogues, évaluer les indices spectraux, la morphologie des sources, déterminer leur distance et leurs dimensions, établir des corrélations entre AGNs (AGN gamma et FSRQ par exemple, Mrk et BL Lac, etc.) et prédire le spectre de rayonnements des candidats non identifiés. Ces analyses permettent en corollaire d’établir des modèles plus précis des sources extragalactiques et d’imaginer les mécanismes qui président à leurs émissions si particulières.

L’évolution des quasars

Les études de Schmidt ont permis de préciser que 70% des quasars ont un redshift compris entre 1.8 ≥ z ≤ 2.5. Ils sont situés entre 10 et 11 milliards d'années-lumière et sont séparés l'un de l'autre d'environ 400 millions d'années-lumière. Ces observations confirment l'homogénéité de l'univers à grande échelle. Mais ceci ne signifie pas que les quasars soient les objets les plus anciens de l'univers où qu'ils se soient formés en masse il y a environ 10 milliards d'années. Ces découvertes ne sont qu'une étape dans notre compréhension de la cosmologie.

Pour essayer de comprendre l’évolution des quasars, deux méthodes sont à notre disposition:

- Déterminer l’évolution de la relation taille-décalage spectral des radiosources

- Déterminer l’évolution de la densité de flux en fonction de la distance des radiosources.

Chacune dépend des constantes cosmologiques et d’effets encore inconnus liés à une remontée dans le temps. Précisons donc bien qu’il est encore difficile d’étalonner ces mesures et de différencier tous les effets.

La relation taille-décalage spectral

Dans le modèle standard FRW, la dimension “d” d’une source extragalactique projetée sous un angle Θ dépend de trois facteurs, Ho, qo et z :

La première idée qui vient à l’esprit est de considérer que la dimension des objets est constante. Cela nous permettrait de déterminer la constante de Hubble Ho en mesurant l’éloignement des sources, Θ(z). Mais tributaire de paramètres cosmologiques, cette valeur peut parfaitement évoluer dans le temps, à mesure que z augmente.

Les radiosources étant souvent associées à des quasars, il est relativement aisé de calculer leur décalage spectral. Malheureusement on constate qu’à z constant, les valeurs Θ sont dispersées et seule une taille maximale peut-être déduite. Paradoxalement, cette taille maximale varie comme l’inverse de z ce qui est en contradiction avec notre relation, Θ z. Deux arguments peuvent expliquer ce phénomène :

- Plus la dimension des radiosources est petite plus elles sont lumineuses : à mesure que z augmente, seules les radiosources brillantes sont détectables et leur taille apparaît plus faible

- La taille des radiosources varie dans le temps et elle était plus faible dans le passé.

La première explication est insuffisante pour expliquer la relation inversée Θ µ z-1. Reste donc la seconde, qui prédit une évolution physique des radiosources au cours du temps. Cette explication est d’autant plus vraisemblable qu’au-delà de z=2.5 les radiosources étendues deviennent très rares, ainsi que nous allons le voir.

Evolution de la densité de flux en fonction de la distance

A la fin des années 1970, Malcolm S. Longair du Clare Hall de l'Université de Cambridge et ses collègues ont fait le décompte de toutes les radiosources et de la puissance de leurs émissions électromagnétiques en fonction de la fréquence, ce qu'on appelle la densité de flux. Leurs analyses[10] ont permis d'évaluer la pertinence des théories d'alors, lois établies en l'absence d'évolution des radiosources au cours du temps.

Sachant qu'il existe une correspondance entre le flux radioélectrique et la distance, ils constatèrent que pour les sources dont le flux était supérieur à 1 Jansky il y avait, contrairement aux prédictions, une décroissance évidente à mesure que l'on avançait dans les profondeurs de l'espace : la distribution chutait d'un facteur 5 entre 1 et 100 Jy. Cela signifiait que les radiosources n'étaient pas uniformément réparties dans l'espace. La question était alors de savoir si toutes les radiosources avaient évolué de la même façon et à quelle époque elles étaient apparues[11].

A gauche, Malcom Longair de l'Université de Cambridge (vers 2005). Au centre, la distribution du nombre de quasars en fonction du redshift. Noter la coupure au-delà de z=2.4. A droite, la distribution de plus de 20000 quasars jusqu'à z=3. Documents J.Talbot et AAT/2QZTeam colorisé par l'auteur.

Dans les années 1980, on connaissait très peu de radiosources dont le décalage vers le rouge (redshift) était supérieur à 3. Le redshift des quasars OQ172 et 1351-018 oscille entre z=3.4 et 3.71. Ces deux objets sont situés à environ 12 milliards d'années-lumière.

En 1986, C.Hazard[12] et son équipe découvrirent un quasar à z=3.8 soit 12 milliards d'années-lumière mais vu leur petit nombre à de si grandes distances, on considérait qu'il n'existait pratiquement plus de quasars au-delà de cette valeur.

Or, durant les quinze années qui suivirent les équipes dirigées par Schmidt, Gunn et Spinrad découvrirent plus de dix quasars à z > 4 dont SDSS 1044-0125 découvert en mars 2000 à z=5.82 soit 12.7 milliards d'années-lumière.

Le 15 avril 1999, l'équipe de Hsiao-Wen Chen de l’Université d’Etat de New York annonça dans la revue "Nature" la découverte au moyen du Télescope Spatial Hubble d'une galaxie de 28e magnitude dans la Grande Ourse cataloguée STIS123627+621755. Dans son spectre, les raies ultraviolettes sont décalées dans le proche infrarouge ! Son redshift d'abord estimé à z=6.68 fut réestimé par David Stern du JPL et ses collègues à z < 6. Cet objet se situe à plus de 12 milliards d'années-lumière.

Découverte de 83 quasars lointains abritant des trous noirs supermassifs

En parallèle, une équipe internationale d'astronomes découvrit 83 quasars abritant des trous noirs supermassifs dans l’univers lointain, dont 41 quasars situés entre 5.7 ≤ z ≤ 6.9 et un quasar à z > 7 correspondant à une époque où l'Univers était âgé de ~800000 ans. Cette découverte augmente considérablement le nombre de trous noirs connus à cette époque et révèle pour la première fois à quel point ils étaient fréquents au début de l’histoire de l’Univers. Cette découverte fournit en outre de nouvelles informations sur l’effet des trous noirs sur l’état physique du gaz à cette époque reculée. Les résultats de cette étude qui représente 300 nuits d'observations réparties sur 5 ans ont fait l'objet de cinq articles publiés dans "The Astrophysical Journal" en 2018 et 2019 (ApJ1, ApJ2, ApJ3, ApJ4, ApJ5).

Pour parvenir à ce résultat, l’équipe de chercheurs utilisa des données recueillies par la caméra HSC (Hyper Suprime-Cam) de 870 mégapixels montée sur le télescope Subaru de 8.20 m de la NAOJ installé au sommet du Mauna Kea à Hawaï. Cette caméra dispose d'un champ de 1.77° soit sept fois la surface apparente de la pleine Lune. Elle mesure 3 m de longueur, la première lentille mesure 82 cm de diamètre pour un poids total d'environ 3 tonnes !

L'un des quasars étudié est J124353.93+010038. Il présente un ordre de grandeur inférieur à la luminosité des autres quasars connus à z > 7. Sa magnitude absolue en UV (au repos) est de M1460 = -24.13 ±0.08 pour une luminosité bolométrique (intégrale) de 1.4x1046 erg/s. Son spectre de l'optique au proche infrarouge montre de fortes raies d'émission et la preuve d'un écoulement rapide du gaz (la raie du C IV est décalée vers le bleu et son spectre présente de larges raies d'absorption).

La masse du trou noir supermassif basée sur la raie Mg II est évaluée à ~330 millions de masses solaires avec un taux d'accrétion modéré (rapport d'Eddington λEdd = 0.34).

A gauche, l'image de l’un des quasars les plus lointains abritant un trou noir supermassif situé à 13.05 milliards d’années lumière du système solaire. L’image a été obtenue par l’Hyper Suprime-Cam (HSC) installée sur le télescope Subaru. A droite, les 100 quasars identifiés à partir des données de la HSC à z > 7. Les sept rangées du haut représentent les 83 quasars nouvellement découverts, tandis que les deux rangées du bas représentent 17 quasars précédemment connus dans la zone d’étude. Ils apparaissent extrêmement rouges en raison de l’expansion de l'Univers et de l’absorption de la lumière dans l’espace intergalactique. Documents NAOJ.

Les astronomes estiment qu’il y avait beaucoup plus de quasars dans l'univers primitif et que c'est leur rayonnement intégré qui réionisa l’Univers (cf. la théorie du Big Bang). Mais le nombre de quasars observés au cours de cette étude montre que leur nombre est insuffisant pour expliquer la réionisation. La réionisation a donc été provoquée par une autre source d’énergie, très probablement par de nombreuses galaxies qui ont commencé à se former dans le jeune univers. On y reviendra.

Avec les moyens techniques actuels, au-delà de z ≥ 7.4 soit plus de 13 milliards d'années-lumière, les quasars sont difficiles à distinguer du bruit électronique des capteurs photosensibles (certains sont à peine plus brillants que le fond du ciel ou se confondent avec des pixels et seule une analyse spectrale et des photographies prises dans différents rayonnements permettent de les identifier), d'où l'intérêt de construire de nouveaux très grands télescopes optiques ou infrarouge, y compris spatiaux, ou d'exploiter des radiotélescopes de nouvelle génération comme le projet européen LOFAR

Cette distribution des quasars renforce la théorie. La densité des quasars augmente rapidement à mesure que l'on remonte le temps (que z augmente). On constate cependant qu'au-delà de z=2.5 les radiosources étendues, à spectre pentu, disparaissent complètement. Mais quelle que soit la source, qu'elle soit compacte ou étendue, il existe une coupure vers z=4 soit 12.1 milliards d'années-lumière ou ~1.5 milliard d'années après le Big Bang qui est indépendante des conditions qui règnent dans le milieu ambiant[13].

Bien que la densité d'énergie ait été bien plus élevée dans le passé (les collisions entre le rayonnement du corps noir et le rayonnement des radiosources furent plus nombreuses), tous les quasars et radiosources semblent se nourrir à la même enseigne. Leur rayonnement n'est pas lié au milieu agressif extérieur mais plutôt aux processus qu'ils entretiennent avec un objet très énergétique caché dans leur noyau.

Jusqu'aux années 1980, en l'absence de théories cohérentes et complètes des AGNs et des trous noirs, peu d'astrophysiciens évoquaient le trou noir supermassif, un concept encore flou à l'époque qui mit du temps pour maturer. On y reviendra (cf. page 6).

Mais les quasars ne sont pas les objets les plus lointains découverts dans l'univers. Nous verrons à propos des galaxies les plus lointaines que certaines se situent à z > 11 soit plus de 13.4 milliards d'années-lumière, et il ne fait aucun doute qu'il en existe encore beaucoup bien au-delà.

Prochain chapitre

L'embrasement d'une galaxie

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[8] La densité de flux s'exprime en W.m-2.Hz-1 (SI) ou en Jansky (CGS). 1 Jansky = 10-26 W/m²/Hz. Notons qu'il existe une unité spécifique au rayonnement solaire, le SFU ou Solar Flux Unit : 1 SFU = 10-22 W/m2/Hz, soit 10000 Jy.

[9] J.Wall et J.Peacock, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 216, 1985, p173; M.Schmidt et al., Astrophysical Journal, 305, 1986, p57; K.S.Wood et al., Astrophysical Journal Supplement Series, 56, 1984, p507; M-P.Véron-Cetty et P.Véron, ESO Science Report No.4, 1985.

[10] M.Longair in "Observational Cosmology", Ed.Maeder-Martinet et Tamman, 1978.

[11] Concernant l'évolution des quasars lire, C.Hazard, Nature, 314, 1985, p238 - P.Véron-Cetty et L.Waoltjer, Astrophysical Journal, 236, 1990, p69.

[12] C.Hazard et al., Nature, 322, 1986, p38 - J.Dunlop et al., Nature, 319, 1986, p564.

[13] M.Rees, Science, 247, 1990, p817.


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