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Les quasars et autres galaxies à noyau actif Rappel historique (II) 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 3C273 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 3C273 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. L’année suivante, l'astronome hollandais Maarten Schmidt[6] de Caltech parvint à évaluer son redshift à 0.158. Cet objet se déplaçait à 15.8% de la vitesse de la lumière et se situait à une distance d'environ 2 milliards d'années-lumière ! Or cette "étoile" brillait avec la luminosité de 1014 soleils, l'équivalent de 1000 galaxies ! Mais de quoi s'agissait-il donc ?
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 ! 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. Citons pour mémoire le catalogue Wall-Peacock (WP) qui reprend 233 sources extragalactiques plus brillantes que 2 Jy à 2.7 GHz[8]. 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 donnent aucune indication sur le spectre des sources et ne présentent qu’une seule mesure spectrale, la densité de flux à 408 ou 1420 MHz. 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). 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 illumine les cieux et il est nécessaire de pointer leur intensité en valeur logarithmique pour éviter que cet AGN soit omniprésent Le principal catalogue est le High Energy Astrophysical Observatory A-1 qui reprend 90% des radiosources (842 objets) au-dessus de 1.5 mJy à 5 KeV. 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 AGN (AGN gamma et FSRQ par exemple, Mkr 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 ces émissions si particulières.
L’évolution des quasars En 1993, les astrophysiciens avaient catalogué 7315 quasars. Depuis le nombre de quasars (QSO) est passé de 23760 dans la 10eme édition du catalogue Véron à 48921 quasars dans la 11eme édition publiée en 2003 ! Cette augmentation supérieure à 90% provient de la compilation de deux programmes d'étude, le 2QZ et le SDSS. Les études de Schmidt ont permis de préciser que 70% des quasars ont un redshift compris entre 1.8 et 2.5. La plupart sont situés à environ 10 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 Q 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 en mesurant l’éloignement des sources, Q(z). Mais tributaire de paramètres cosmologiques, cette valeur peut parfaitement évoluer dans le temps, à mesure que Z augmente. Les objets pouvant servir à déterminer Ho doivent être nombreux et très lumineux. Les candidats tout indiqués sont les radiosources étendues et brillantes, à l’image de Cygnus A (FR2). Souvent associés à des quasars, il est relativement aisé de calculer leur décalage spectral. Malheureusement on constate qu’à Z constant, les valeurs Q 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, Q a 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 Q a 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, M.Longair et ses collègues ont fait le décompte de toutes les radiosources et de leur puissance en fonction de la fréquence. Leurs analyses[10] permettaient 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].
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 3.4 et 3.71. Ces deux objets sont situés vers 12 milliards d'années-lumière. En 1986, C.Hazard[12] et son équipe découvrirent un quasar ayant un redshift de 3.8 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, depuis 1986 les équipes dirigées par Schmidt, Gunn et Spinrad ont découvert plus de dix quasars dont le redshift est supérieur à 4 dont SDSS 1044-0125 en mars 2000 dont le redshift Z = 5.82. Le 15 avril 1999 le magazine Nature rapportait que le record était à présent détenu par Hsiao-Wen Chen, Kenneth M.Lanzetta et Sebastian Pascarelle de l’Université d’Etat de New York qui découvrirent au moyen du Télescope Spatial Hubble une galaxie de 28eme magnitude dans la Grande Ourse baptisée STIS123627+621755. Dans son spectre les photons ultraviolets sont décalés dans le proche infrarouge. Son redshift d'abord estimé à Z = 6.68, sera réestimé par David Stern du JPL et ses collègues à Z < 6. Cet objet se situe à plus de 12 milliards d'années-lumière. Mais ces objets ne sont pas les plus lointains découverts dans l'univers. Nous verrons dans les pages suivantes que quelques galaxies atteignent un redshift Z = 10 ! De façon générale, la densité des quasars reste importante jusqu'à 12 ou 13 milliards d'années-lumière environ, à un facteur 2 près lié à l'approximation sur la constante de Hubble. Au-delà, il est difficile de les observer. Ceci 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 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 hôte situé dans leur noyau. Prochain chapitre
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