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Les quasars et autres galaxies à noyau actif

Image optique de Centaurus A, NGC 5128. Document ESO.

Les radiogalaxies (V)

Associées à des radiosources compactes, il s'agit de galaxies géantes dont le noyau très lumineux ne permet pas de distinguer l'enveloppe visuellement. Ce noyau est le siège de diverses émissions très ponctuelles et très puissantes. Leurs spectres présentent également de larges raies spectrales en émission, un continuum (un spectre progressif continu) en rayons X et bien entendu un décalage Doppler ou redshift important.

Comme les galaxies de Seyfert, les radiogalaxies présentent de gigantesques lobes radios qui perturbent le milieu ambiant. Ces lobes sont souvent accompagnés d'un jet (il est bipolaire mais qu'on ne voit pas toujours des deux côtés du quasar pour des raisons de perspective).

Parmi les radiogalaxies remarquables, il y a NGC 5128 (Centaurus A) et M87 (Virgo A), qui appartiennent à la famille des DRAGN décrite précédemment.

NGC 5128

Centaurus A est la radiosource associée à la galaxie NGC 5128 présentée à droite et ci-dessous. C'est la seule radiogalaxie relativement proche à environ 12 millions d'années-lumière. Centaurus A fut étudiée dès 1986 par James Bailey[25] et ses collègues. Sa taille apparente de 25.7' x 20' et sa magnitude apparente de 6.84 (des valeurs proches de celles des amas globulaires) en font un sujet de prédilection pour étudier le rayonnement des quasars.

Ce quasar à l'aspect contorsionné résulte de la fusion de deux galaxies. Des photographies à longue pose montrent que cette radiosource contient au moins 16 galaxies naines satellites.

Comme on le voit ci-dessous, visuellement ce quasar d'aspect un peu diffus comme toutes les galaxies elliptiques présente dans sa région équatoriale une bande sombre de poussière qui nous cache la vision de son noyau.

A gauche, une image composite de la radiogalaxie NGC 5128 prise par l'ESO/NASA en 2009 en optique (RGB), IR proche à 870 nm (orange), radio submillimétrique (lobes extérieurs oranges) et X (bleu et halo central). On voit clairement les immenses lobes radioélectriques et les points chauds. Au centre, gros-plan sur la bande sombre de pousssière obstruant la vision du coeur de NGC 5128 photographiée par le Télescope Spatial Hubble. A droite, un agrandissement. Document NASA/ESA/STScI.

Plus étonnant, ce quasar présente un immense jet de plasma bien visible en rayons X. Scruté au radiotélescope, il révèle aussi la présence d'immenses lobes radioélectriques projetés depuis sa région centrale. Comme le confirma la Collaboration H.E.S.S. en 2020, NGC 5128 est également une source de rayons gamma de très haute énergie (VHE), ce qui en fait un AGN actif aux rayons gamma de faible luminosité.

La découverte d'un jet gamma VHE peut avoir des implications cosmologiques. En effet, cette découverte suggère que de nombreuses radiogalaxies à jets étendus accélèrent les électrons à des énergies extrêmes et pourraient émettre des rayons gamma, expliquant peut-être en partie l'origine du rayonnement de fond gamma extragalactique diffus.

En 2021, pour la première fois, grâce à l'observatoire infrarouge embarqué SOFIA de la NASA, des scientifiques ont cartographié les champs magnétiques de Centaurus comme on le voit ci-dessous à droite.

A gauche, la radiogalaxie NGC 5128, alias Centaurus A (en haut) située à proximité de l'amas globulaire Oméga Centaure. Alors que l'amas globulaire se situe à quelque 10000 années-lumière dans le halo de la Voie Lactée, le quasar se situe à ~12 millions d'années-lumière. Au centre, une image en rayons X de NGC 5128 révélant la base du jet de plasma émis par le trou noir supermassif caché au centre du quasar. Le champ mesure 10'x6'. A droite, la carte du champ magnétique superposée aux images optique, X et radio de NGC 5128. Documents Night Flight, CXC et SOFIA/NASA.

Les champs magnétiques s'étendent sur 1600 années-lumière et sont parallèles à la bande de poussière visible en optique et à d'autres longueurs d'onde. Mais ils sont tordus et déformés près du centre. La torsion est un vestige du champ magnétique en forme de spirale de l'une des galaxies originales, tandis que celui du trou noir supermassif actif s'ajoute aux distorsions.

Les résultats montrent que la fusion des deux galaxies originales a créé une nouvelle galaxie qui non seulement a combiné les champs magnétiques des deux galaxies, mais a amplifié leurs intensités.

Ces observations confirment l'importance des champs magnétiques lors des fusions galactiques et la structuration des galaxies. Ces résultats ont fait l'objet d'un article publié dans la revue "Nature Astronomy" en 2021.

M87 Virgo A

La galaxie elliptique géante M87 est située à ~55 millions d'années-lumière. C'est une galaxie massive, l'une des principales de l'amas de la Vierge. Elle renferme au moins trois mille milliards d'étoiles ! Dans son halo, on dénombre 10000 amas globulaires (autant que dans M104) !

Comme on le voit sur la photo présentée ci-dessous au centre, cette galaxie géante présente un petit noyau quasi elliptique et un halo diffus dépourvu de poussière, d'où son appartenance aux galaxies de type cD ("core Dustless"). Elle fut observée par l'astronome Hebert D. Curtis de l'Observatoire de Lick en 1918 qui découvrit que cette galaxie lançait dans l'espace un jet brillant de matière sur environ 4900 années-lumière (30") qu'il qualifia de "curieux rayon droit… apparemment connecté au noyau par une fine ligne de matière".

Ce jet très spectaculaire visible en lumière blanche est délié et se divise en plusieurs condensations ou noeuds, séparées par des intervalles réguliers de 600 années-lumière. Ce jet est animé d'une vitesse supérieure à 20000 km/s et est produit par un objet dont la période est de 6600 ans. Ce rayonnement est accompagné d'un important effet Doppler relativiste.

Soulignons que la magnitude de M87 décrut de 2.5 magnitudes entre 1956 et 1980 mais toutes les galaxies de cette famille n'émettent pas dans le spectre visible.

A gauche, le jet caractéristique de M87 qui s'étend sur 4900 années-lumière. A droite, une illustration artistique de son trou noir supermassif très actif à l'origine de ce jet spectaculaire. Documents NASA/ESA/STScI et ESO/M.Kornmesser.

Première image du trou noir supermassif

Le coeur de M87 abrite un trou noir supermassif de 6.5 milliards de masses solaires qui est vraisemblablement à l'origine de ses émissions intenses et de son jet caractéristique.

En 2019, une équipe de 168 astronomes rassemblés dans la Collaboration EHT publia la toute première photographie du trou noir (sur base de données de 2017) présentée ci-dessous à gauche. C'est un document historique. Cette image fut réalisé grâce à un algorithme de traitement d'image développé par Katie Bouman du MIT. La résolution de l'image atteint 0.00002" ou 20 μas. Elle équivaut à distinguer la longueur d'une carte de crédit sur la Lune. A la distance de M87, cette résolution représente une distance de 127 UA soit 3 fois la distance moyenne du Soleil à Pluton.

A voir : Zoom Out of the Black Hole M87*, EHT, 2021

Breakthrough discovery in astronomy: first ever image of a black hole, 2019

NSF/EHT Press Conference Revealing First Image of Black Hole, 2019

The Wobbling Shadow of the M87* Black Hole, EHT

A gauche, la première image du trou noir supermassif de M87 (Virgo A) situé à ~55 millions d'années-lumière réalisée par l'EHT à 230 GHz ou 1.3 mm en 2019 (données du 11 avril 2017). La résolution atteint 20 μas soit 127 UA. A droite, une modélisation mettant en évidence la sphère de photons (l'anneau jaune). L'image réelle est compatible avec le rayonnement émis par le disque d'accrétion situé près de l'horizon des évènements d'un trou noir de Kerr de 6.5 milliards de masses solaires. Avec un rayon d'environ 19 milliards de km, il est ~27000 fois plus grand que le Soleil et 3 millions de fois plus grand que la Terre ! Documents Collaboration EHT/ESO et NASA/ESA/STScI.

L'image représente 5 pétabytes de données. Elle est floue en raison de l'effet de la diffusion interstellaire. Le croissant brillant dans sa partie sud est provoqué par l'effet relativiste sur la lumière et la courbure des rayons suite à l'intense effet gravitationnel.

M87 est associée à la radiosource Virgo A (3C274). Par sa proximité et sa taille (7.6' et Mv 9.6), c'est le quasar le plus brillant et le plus accessible après NGC 5128. M87 est une source qui émet à travers tout le spectre : des ondes radios, infrarouges, visibles, UV, XUV, des rayons X durs de plus de 10 keV (cf. S. de Jong et al., 2015) et même des ryayons gamma supérieurs à 250 GeV (cf. Pierre Colin et al., 2008). En raison de cette activité, M87 est répertoriée dans plus de 110 catalogues : en tant que NGC 4486 mais également dans les catalogues 1Jy, 2EUVE, 2MASX, 3C, 4C, CTA, IRAS, PKS, QSO, X, etc. Bref, son activité multispectrale fait toujours l'objet de nombreuses études.

Le jet et les lobes radioélectriques

Analysée au radiotélescope, M87 présente non seulement un jet collimaté mais également deux immenses lobes radios à la structure turbulente qui s'étendent sur plus de 100000 années-lumière à partir de son noyau. Ils représentent l’une des caractéristiques les plus mystérieuses et les plus énergétiques de cette radiogalaxie. Comment expliquer ce phénomène ?

Image composite multispectrale de M87 obtenue en avril 2017 par la Collaboration EHT qui nécessita 19 instruments différents au sol et dans l'espace. Document EHT/J.C. Algaba.

Il faut revenir à l'activité du trou noir supermassif caché au coeur de ce quasar. Ce trou noir de 40 UA de diamètre a la taille du système solaire et dispose d'un disque d'accrétion encore plus étendu comme l'a révélée la photo prise par l'EHT en 2019. La plus grande partie de la matière proche du bord interne du disque d'accrétion tombe dans le trou noir, mais une petite fraction s'échappe avant d'être capturée et est projetée loin dans l'espace sous la forme d'un jet directif et de lobes bipolaires comme on le voit ci-dessous. Actuellement, il n'est pas possible de calculer la quantité de matière accrétée par le trou noir, une donnée qui aurait permis de valider certains modèles MHD.

Dans une étude sur le jet de M87 publiée sur "arXiv" en 2019, Matteo Lucchini de l'Université d'Amsterdam et ses collègues ont découvert que le site d'accélération des particules se situe très près du trou noir, beaucoup plus près du moteur central que la distance d'accélération normale. Les images d'interférométrie VLBI en haute résolution du jet montrent un "pincement" du flux sortant autour de cette distance. Selon les chercheurs, cela suggère que cette région de pincement pourrait influer sur l'injection initiale et l'accélération des particules dans le jet.

Mais quel mécanisme serait capable d'accélérer de la matière jusqu'à des vitesses relativistes parfois en moins de 24 heures et sur des distances astronomiques ? Une seule force a ce potentiel : un puissant champ magnétique entretenu. De plus, à travers les lignes de son champ de force, il peut canaliser le flux émis. En effet, on peut expliquer beaucoup de phénomènes observés autour d'un trou noir si on tient compte des interactions du trou noir avec un champ magnétique généré par le plasma environnant. Il faut donc trouver la preuve que le trou noir supermassif de M87 possède un disque d'accrétion, nous l'avons eue en 2019, et qu'il est capable de générer un champ magnétique grâce l'ionisation de la matière.

Pour comprendre ce phénomène, les astronomes se sont appuyés sur différents modèles de comportement de la matière près du trou noir. Malgré les simulations, jusqu'à présent ils ne savaient pas exactement comment un jet plus grand qu'une galaxie pouvait être lancé depuis une région située en son centre, d'une taille comparable à celle du système solaire.

Pour observer la région très compacte située au cœur de M87 d'où émane le jet et les lobes radios, une équipe internationale de plus de 300 chercheurs de différentes universités et organisations à travers le monde rassemblés dans la Collaboration EHT fit de nouveau appel à l'installation VLBI de l'EHT et son impressionnante résolution de 20 μas.

A consulter : Frankfurt Quasar Monitoring

Atlas des radio galaxies et des objets assimilés (DRAGN)

M87 projette un jet collimaté sur environ 4900 années-lumière et deux lobes radios à près de 200000 années-lumière de distance. A gauche, l'image à grande échelle, au centre l'agrandissement et à droite, sa modélisation. Chaque lobe (en bleu) est associé à un jet de plasma canalisé par un champ magnétique intense qui s'échappe à partir de la magnétosphère du trou noir supermassif depuis la région interne du disque d'accrétion (en orange). Documents du VLA/NRAO enregistrés à 91 cm de longeur d'onde et dessin du STScI.

Comme les pulsars et beaucoup de quasars (Seyfert, blazars, etc), on a découvert que M87 émet notamment un rayonnement synchrotron, c'est-à-dire un rayonnement émis par des particules chargées de haute énergie (pas seulement des électrons) sous l'emprise d'un puissant champ magnétique. Le rayonnement synchrotron de M87 peut même être observé en infrarouge comme le confirma l'étude de Maarten Baes de l'Université de Gand bien que sa luminosité soit plus faible. Ce rayonnement est polarisé et peut être mesuré.

Première image du champ magnétique

En approfondissant les données enregistrées en 2017, les chercheurs de la Collaboration EHT découvrirent que les ondes radios provenant du disque d'accrétion du trou noir supermassif étaient polarisées. En analysant cette composante, comme on le voit à droite, en 2021 la Collaboration EHT publia la première carte du champ magnétique de la partie interne du disque d'accrétion de M87, celle située à proximité immédiate du trou noir supermassif.

La première image publiée par l'EHT en 2021 de la polarisation des ondes radios dans la partie interne du disque d'accrétion du trou noir supermassif de M87. Elle montre clairement les lignes orientées du champ magnétique à proximité immédiate du trou noir. Document Collaboration EHT.

Cette nouvelle image montre clairement que le disque est magnétisé. Si l'image optique permet de connaître l'orientation et la dimension du trou noir et de son disque d'accrétion, connaître la force du champ magnétique et sa structure près de l'horizon des évènements sont essentiels pour comprendre comment la matière échappe à la gravité du trou noir et comment le jet est émis. Pour la première fois, les astronomes ont donc la preuve qu'il existe effectivement un mécanisme à grande échelle capable de projeter le jet qu'on observe.

La présence de ce champ magnétique est aussi un indice de plus supportant le phénomène de disque d'accrétion arrêté magnétiquement ou MAD (cf. le champ magnétique autour d'un trou noir).

Enfin, en analysant le trou noir supermassif de M87 à différentes fréquences (100 GHz ou 3 mm de longueur d'onde et 230 GHz ou 1.3 mm de longueur d'onde), Ciriaco Goddi et ses collègues ont découvert une rotation de Faraday qui change en amplitude et en direction en l'espace d'une année, passant de -1.2 à 0.3 x 105 rad m-2 à 100 GHz et de -4.1 à 1.5 x 105 rad m-2 à 230 GHz (le signe indique le changement de direction). Elle prouve que l'intensité du champ magnétique fluctue de manière importante. Selon les chercheurs, le disque d'accrétion est composé d'une région interne compacte très variable et d'une région étendue statique.

Les résultats de ces études ont fait l'objet de trois articles publiés dans les "Astrophysical Journal Letters" en 2021 (cf. C.Goddi et al., Coll. EHT/K.Akiyama et al., Coll. EHT/K.Akiyama et al.).

A partir de toutes ces données et celles provenant de l'étude d'autres quasars, les astronomes ont adapté la forme et la dynamique du jet de leur modèle à celles déduites de l'imagerie directe du flux sortant obtenu par le VLBI. Cela leur a permis de constater que la principale contribution au flux limité de rayons gamma du noyau de M87 est due à la diffusion Compton inverse de la lumière des étoiles de la galaxie hôte plutôt qu'à une diffusion synchrotron Compton auto-induite (SSC). En outre, les études ont montré que dans le cas de M87, les leptons émis devaient être accélérés à des facteurs de Lorentz très élevés afin d'étendre le spectre synchrotron jusqu’à la bande des rayons X. Ces études ont également révélé que la distribution des particules dans le jet est compatible avec un flux isotherme, même au-delà de la région de dissipation.

Finalement, les chercheurs suggèrent qu'il est possible que M87 soit en réalité un blazar de faible énergie vu sous un angle inhabituel.

Les blazars

Les radiogalaxies comprennent la famille des blazars qui est divisée en deux catégories :

- les objets BL Lacertae ou BL Lacertides (BL Lacs)

- les Flat Spectrum Radio Quasars (FSRQ).

Les blazars représentent environ 1% de la population des QSO. En 2019, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Raffaele D'Abrusco du CfA publia les deux premiers catalogues de blazars sur base de sondages en infrarouge (WISE) et radio (VLA). Ces catalogues comprennent 15120 candidats blazars dont 9541 BL Lacs et FSRQ.

Sur les photographies à longues poses, on découvre qu'il s'agit de galaxies elliptiques (ou parfois lenticulaires) géantes qui présentent généralement un petit noyau mais rayonnant avec éclat. Proches des galaxies de Seyfert, elles sont toutefois plus pâles que ces dernières.

Comme on le voit dans le diagramme présenté ci-dessous à gauche de la densité de flux des blazars (q22 = log (S22μm/Sradio)) en fonction du décalage Doppler (z), ces radiogalaxies sont les plus nombreuses entre 0.5 ≤ z ≤ 3, soit entre 4 et 10 milliards d'années-lumière. Leur analyse multispectrale, notamment dans les domaines radio et X révèle deux catégories d'objets : les "blazars rouges" et les "blazars bleus" selon que l'intensité maximale de leur énergie se situe respectivement dans le domaine IR/optique ou UV/rayons X, ce qui suggère déjà une activité et des mode de production de ces rayonnements différents. Les autres critères caractéristiques des blazars sont des éruptions très intenses et un rayonnement fluctuant. On y reviendra.

A gauche, diagramme de la densité de flux des blazars en fonction du redshift z. A droite, reconstruction de l'image radio obtenue par le VLBA à 1.5 GHz du blazar PSO J0309+27 situé à environ z = 6.10 soit 12.8 milliards d'années-lumière. C'est le blazar radio le plus brillant. Son unique jet mesure plus de 1600 années-lumière. Documents R.D'Abrusco et al. (2019) et C.Spingola et al. (2020).

Selon une étude publiée en 2020 par des radioastronomes de l'ESO et de la NRAO, le blazar radio le plus brillant est PSO J0309+27 présenté ci-dessus. Il est situé à environ z = 6.10 soit 12.8 milliards d'années-lumière. Il est également le deuxième plus brillant blazar dans le domaine X. La projection de son unique jet mesure ~500 pc soit plus de 1600 années-lumière.

En principe, conformément au modèle unifié des AGNs (voir page suivante), on considère qu'un blazar est un QSO dont le jet relativiste pointe dans notre direction (même si sur les schémas il s'étend dans le plan, par exemple verticalement ou horizontalement) alors que pour un quasar (AGN ou une Seyfert), le jet est observé sous une inclinaison beaucoup plus grande.

HESS J1943+213 : un EHBL

Parmi les blazars, HESS J1943+213 occupe une place à part. En effet, cette source gamma et rayons X fut découverte en 2010 grâce à l'expérience H.E.S.S. installée en Namibie qui exploite l'effet Cherenkov (ou Cerenkov), phénomène qui produit un cône de lumière bleue quand une particule se déplace à travers un milieu plus rapidement que la vitesse de la lumière dans ce milieu. Il s'agit généralement de muons ou d'électrons résultant de l'interaction de rayons cosmiques ou de neutrinos de haute énergie avec la matière (voir plus bas).

Comme le montre sa cartographie ci-dessous à gauche, HESS J1943+213 est une source quasi ponctuelle (elle mesure quelques millisecondes d'arc) située entre 0.14 < z < 0.21 soit entre 1.8 et 2.5 milliards d'années-lumière. Comme la plupart des quasars, elle présente des contreparties radio, infrarouge, X et même gamma et un flux d'énergie remarquablement stable. Comme l'ont confirmé les chercheurs de la collaboration VERITAS dans un article publié en 2018, la signature radio du coeur de son jet ainsi que son niveau de polarisation confirment qu'il s'agit bien d'un blazar extrême émettant des rayons gamma dont le niveau d'énergie atteint 470 GeV. Il a donc été classé parmi les sources ponctuelles gamma de très haute énergie (> 100 GeV) ou VHE.

Carte spectrale de la contrepartie radio du blazar HESS J1943+213 construite à partir des données en bande II du VLBA à 4.3 GHz (rouge) et 7.6 GHz (bleu). Document coll. VERITAS (2018).

Du fait que cet objet présente de très intenses émissions de rayons X durs supérieures à 1 keV (cf. L.Costamante et al., 2001) accompagnées de rayonnement synchrotron, il a été classé dans une nouvelle sous-classe des BL Lacertides les plus énergétiques, les EHBL (Extreme High synchrotron peak BL Lacs) à laquelle appartiennent déjà quatre sources gamma : 1ES 0229+200 (580 GeV), RGB J0710+591 (300 GeV), 1ES 0347-121 (250 GeV) et 1ES 1101-232 (100 GeV) comme le confirme le catalogue TeVCat.

Selon les chercheurs de la collaboration VERITAS, la luminosité du jet des EHBL est inversement proportionnelle à l'effet Doppler : les EHBL les moins lumineux en gamma et X présenteraient l'effet Doppler le plus élevé, ce qui en fait l'un des "accélérateurs de particules" les plus efficaces et les plus extrêmes de l'Univers. Mais vu le nombre réduit de EHBL, aucune conclusion ne peut être déduite et leurs modes d'émissions restent en partie mystérieux.

Jusqu'à présent on pensait que ces émissions très énergétiques s'expliquaient par des émissions leptoniques (principalement des électrons et des mésons). Mais contrairement aux autres blazars, les EHBL ne semblent pas présenter de variabilité rapide contrairement à ce que prédisent les modèles leptoniques avec de fortes variations de flux sur de courtes échelles de temps. Le pic de fréquence synchrotron est également plus élevé que prévu tandis que les émissions les moins énergétiques sont plus régulières dans les rayons X peu pénétrants et en infrarouge. Ce manque de variabilité rapide du flux et les spectres de haute énergie suggèrent que l'émission des EHBL s'accomode mieux avec des modèles d'émissions hadroniques (baryons et mésons). On y reviendra.

Pour confirmer les modèles et mieux comprendre la nature de cet objet, les émissions de HESS J1943+213 dans la bande X seront probablement affinées grâce au satellite NuSTAR qui devrait permettre de caractériser à la fois le profil spectral et la variabilité de l'émission produite par les particules de très haute énergie afin d'identifier la source et son mode d'émission. En outre, une mesure précise de sa distance est nécessaire pour déterminer ses propriétés physiques. Bref, face à autant d'inconnues et de projets, les blazars EHBL restent d'excellents sujets d'études.

A consulter : TeVCat - Boston University Blazar Group

TXS 0506+056 : source de neutrinos cosmiques et de rayons gamma

Le blazar TXS 0506+056 est situé à z = 0.34 soit ~3.7 milliards d'années-lumière dans la constellation d'Orion à 4° à l'ouest de l'étoile Bellatrix. On peut l'observer dans un télescope amateur de 350 à 400 mm de diamètre telle une étoile dont la magnitude varie entre 14.2 et 16.1.

Cet astre apparemment stellaire est en réalité un quasar variable qu'on observe pratiquement de face, dans la direction du jet. Et c'est heureux qu'il soit si éloigné sinon nous serions déjà passé de vie à trépas. En effet, TXS 0506+056 est la première source connue de rayons cosmiques et de neutrinos de haute énergie.

Historique des émissions neutrino et gamma

Depuis les premières mesures spectroscopiques réalisées en 2007, TXS 0506+056 alias MG 0509+0541 est répertorié dans plus de 48 catalogues d'astronomie dont le QSO, Gaia, GeV, TeV, etc. Plus récemment, il fut ajouté au catalogue 3FH et fit l'objet d'une étude lors du sondage 2HWC réalisé en 2015. On sait donc depuis quelques années, qu'il s'agit d'un blazar extrêmement énergétique.

Image optique du blazar TXS 0506+056 extraite des données du sondage DSS2. Sa magnitude varie entre 14.2 et 16.1. Le champ couvre 14' x 14'.

Le 22 septembre 2017 à 20h54m30s TU, les scientifiques utilisant le détecteur de neutrinos IceCube installé à la station Amundsen au pôle Sud et géré par l'Université du Wisconsin à Madison ont enregistré un signal très puissant d'une énergie d'environ 2.9x1014 eV soit 290 TeV, un niveau 44 fois supérieur au plus puissant faisceau généré par le LHC du CERN (6.5 TeV) ! Un neutrino - et un seul - avait interagi avec l'un des quarks d'un proton de l'eau glacée du détecteur IceCube installé à plus de 2000 m de profondeur et généra un méson mu ou muon. Se déplaçant plus rapidement que la lumière dans ce milieu, le muon créa un anneau de Cherenkov bleuté sur une distance d'environ 250 m qui fut détecté par quelques uns des photomultiplicateurs (PMT) placés dans les 5160 sphères (DOM) suspendues dans la glace. Son analyse permit de reconstruire la dynamique de l'évènement comme on le voit ci-dessous à gauche.

Cet évènement neutrino astrophysique d'extrême haute énergie fut catalogué EHE-170922A et représente le 5e plus puissant évènement EHE (Extreme High Energy) détecté à ce jour. Il fit immédiatement l'objet d'un avis d'alerte GCN 50579430 qui fut transmis 43 secondes plus tard à la communauté des astronomes afin qu'ils vérifient l'évènement et tentent le cas échéant de localiser la source. A cet instant le pic d'émission atteignait ~119.98 TeV. Les coordonnées de la source étaient données avec 50% de confiance soit une erreur de 14.99'. Elles furent revisées 4 heures plus tard dans l'avis GCN 21916 envoyé par Erik Blaufuss de la collaboration IceCube à l'Université du Maryland (UMD), précisant que la source se situait aux coordonnées équatoriales de 77.43° d'ascension droite (soit 5h 9.4m) et 5.72° de déclinaison avec 90% de confiance (écart-type de 3σ).

Pendant trois jours, aucun observatoire ne confirma l'éruption (avis négatifs d'Antares, HAWC, Swift, H.E.S.S.). C'est seulement le 26 septembre 2017 que le satellite Swift détecta une émission gamma provenant de la même région du ciel. Puis, le 28 septembre le satellite Fermi-LAT la confirma dans cet avis. Le 29 septembre l'éruption gamma fut également confirmée par le détecteur AGILE tandis que le 4 octobre, la parabole du télescope MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescope) installée dans les îles Canaries rapporta la détection des sursauts gamma atteignant 400 GeV. Ensuite, le 12 octobre le satellite NuSTAR détecta une éruption de rayons X très intense provenant de la même source (cf. cet article) et finalement le 17 octobre le VLA confirma l'émission d'un jet compact depuis le coeur de ce blazar.

Dans le spectre visible, c'est le réseau ASAS-SN (All Sky Automated Survey for SuperNovae) qui fut le premier à découvrir le sursaut de lumière du blazar TXS 0506+056 le 28 septembre 2017. Puis le 7 octobre, grâce au télescope SALT (Southern African Large Telescope) de 11 m de diamètre, les astronomes détectèrent un sursaut lumineux d'un peu plus d'une magnitude qui fut confirmé le 25 octobre grâce au télescope Subaru de 8.2 m indiquant que TXS 0506+056 était soudainement devenu 3 fois plus brillant.

Après recoupement de toutes ces données, les astronomes découvrirent que ces émissions très énergétiques et multispectrales provenaient du même blazar connut pour abriter un trou noir supermassif. Cette découverte fut annoncée dans la revue "Science" le 12 juillet 2018 et fut notamment reprise sur le site de la NASA.

A voir : IceCube Explained

A gauche, reconstruction de l'évènement neutrino 170922A détecté le 22 septembre 2017 par l'IceCube installé en Antarctique. Chaque sphère grise représente l'un des 5160 détecteurs (DOM) de forme sphérique. Les sphères colorées indiquent un signal lumineux détecté par les photomultiplicateurs (PMT) et produit par l'anneau de Cherenkov au passage d'un muon (résultat de l'interaction d'un neutrino avec un proton). Plus la sphère est grande, plus il y a de lumière. Le code de couleur exprimé en nanosecondes indique l'époque de passage de l'évènement, ce qui permet de retracer la direction d'origine du neutrino. A droite, localisation du blazar TXS 0506+056 dans la constellation d'Orion à l'origine de cette émission simultanée de neutrinos cosmiques, de rayons gamma et X en 2017. La zone d'émission est définie à partir des traces PMT dans l'IceCube et les éruptions gamma enregistrées par le satellite Fermi-LAT ainsi que l'antenne parabolique MAGIC. Documents IceCube coll. et al. (2018).

Après cette observation déjà exceptionnelle et historique, les chercheurs ont voulu vérifier si ce blazar était éventuellement à l'origine d'autres émissions neutrinos détectées par l'IceCube. En effet, en temps normal l'IceCube détecte environ 8 évènement neutrinos par an dépassant le seuil critière d'alerte. Comme le confirme la collaboration IceCube dans un article publié le même jour dans la même revue "Science", les astronomes eurent la joie de découvrir des évènements particulièrement intéressants survenus pendant six mois entre septembre 2014 et mars 2015, où les détecteurs enregistrèrent un signal ou excès significatif présentant une dispersion de 3.5σ jugée suffisante pour valider l'observation. Elle correspondait à environ 13 évènements neutrinos d'une intensité supérieure à celle du bruit naturel. L'émission provenait également de la direction de TXS 0506+056. Enfin, en vérifiant les archives d'ASAS-SN, on constata que l'éruption dans le spectre visible observée en 2017 était la plus brillante depuis 2012.

Conclusion, il s'avère que ce blazar agit comme un puissant accélérateur de particules jusqu'à des niveaux d'énergie de plusieurs PeV ! De manière générale, certains blazars pourraient compter parmi les principales sources de rayons cosmiques de très haute énergie et de neutrinos cosmiques, résolvant ainsi une question ouverte depuis plusieurs décennies.

A lire : IC170922A opens up a new window to cosmos! (PDF), IceHAP

Localisation du blazar TXS 0506+056 dans la constellation d'Orion. A gauche, l'enregistrement obtenu par le satellite gamma Fermi-LAT en 2017. A droite, illustration de ce que les astronomes ont réellement observé : l'éruption d'un jet émanant du disque interne d'un trou noir supermassif. Le jet comprend des rayons cosmiques, des neutrinos ainsi que des rayons X et gamma. Documents NASA/DOE/coll.Fermi-LAT et IceCube/NASA.

Notons qu'un autre flux diffus de 28 neutrinos de plus de 30 TeV fut également enregistré par l'IceCube en 2013. Les données furent par la suite affinées, portant l'énergie maximale de ces neutrinos à 7.8 PeV ! C'était la première source extragalactique connue de neutrinos supérieure à 1 PeV. Bien que la source n'ait pas été identifiée avec précision, elle était probablement d'origine astrophysique mais située à quelques degrés des sources gamma connues (cf. coll. IceCube, "ApJ", 2017). Sa déclinaison étant de +11.5° N pour une ascension droite de 110.4°, a posteriori elle ne correspond pas au blazard TXS. Mais un autre évènement (event 10) se situait près de la source gamma HESS J1857+026, une source TeV étendue émise par une PWN (nébuleuse de vent de pulsar).

Notons qu'en 2007 les chercheurs avaient déjà découvert une source de rayons cosmiques record supérieure à 5.7x1018 eV (5700 PeV ou 5.7 EeV) dans un AGN situé à ~245 millions d'années-lumière (cf. "Science", 2007), sans oublier les émissions neutrinos de la supernova SN 1987A (7-40 MeV) et bien sûr celles du Soleil (1-10 MeV), renforçant l'intérêt de l'astronomie neutrino.

Les Lacertides

L'étoile BL du Lézard (BL Lacertae) photographiée ci-dessous à droite fut classée pendant presque la moitié du siècle dans la catégorie des étoiles variables. Il fallut l'analyser en détail pour y reconnaître un objet extragalactique très compact, très intense, radiosource de surcroît qui émettait un rayonnement synchrotron similaire à celui des quasars et des AGNs. Il s'agit en fait d'une sous-amille des blazars.

BL Lacertae. Document SDSS/Simbad.

Le rayonnement visible des BL Lacertides peut fluctuer d'un facteur 4 en deux jours ou s'amplifier d'un facteur 100 ! Ils sont donc similaires aux QSO très variables, les OVV. Comme les blazars et les autres radiogalaxies, les BL Lacertides subissent des variations de flux dont la période est inférieure à l'année. Ces variations sont soudaines et violentes et sont répercutées sur l'ensemble du spectre. Le déclin se fait de façon plus lente, à la vitesse de l'expansion du milieu ambiant. L'origine la plus probable est l'injection d'électrons relativistes dans le plasma. Plusieurs dizaines de BL Lacertides ont été cataloguées mais nous ne savons pas grand chose de plus sur ces objets.

Leur spectre UV est pentu et leur taux de polarisation atteint environ 5%. Leur luminosité est équivalente à 100 fois celle de notre Galaxie. Les objets de ce type sont animés d’une vitesse comprise entre 15000 km/s (AP Librae) et plus de 254000 km/s pour AO 0235+164, tous étant situés au-delà du milliard d'années-lumière, franchissant parfois même le seuil des 10 milliards d'années-lumière. Leur spectre ne présente pas de raies d'émission (sauf les BL Lac pâles); il est typique des galaxies elliptiques. Cela suggère que ces objets ne contiennent pas de gaz et seraient probablement des radiogalaxies elliptiques lointaines dont le noyau abriterait un trou noir superrmassif actif produisant des effets relativistes sur tout un spectre de rayonnements.

Les BL Lacs sont classées en sources synchrotron faibles, intermédiaires et fortes (ou élevées) : respectivement BL Lacs LBL, IBL et HBL selon le classement de l'équipe de P.Giommi du SSDC établi en 1995. La distinction entre LBL et HBL dépend du rapport d'énergie à deux fréquences repères : αrx ≡ log (F5 GHz / F1 keV) / 7.68 est respectivement supérieur ou inférieur à 0.75.

Les HBL sont les blazars les plus fréquemment détectés dans le rayonnement gamma de très haute énergie ou VHE (47 des 64 blazars VHE). Nous avons vu plus haut qu'une sous-classe de HBL a été proposée, les EHBL pour les sources dont l'énergie des rayons X durs est supérieure à 1 keV.

Parmi les HBL citons le blazar PKS 0301-243 découvert grâce à l'expérience H.E.S.S. en 2012. Situé à z = 0.266, il est classé parmi les sources TeV. Comme la plupart des AGNs, cette source gamma subit des éruptions importantes avec des flux très variables qui peuvent atteindre 14 fois son activité normale et dépasser 100 GeV comme ce fut le cas en 2010 (cf. A. Neronov et al., 2011). Son seuil d'énergie est de 200 GeV. Les études basées sur les données du satellite Swift ont montré une corrélation entre les émissions en optique et en rayons X conforme au modèle d'émission synchrotron comme le rappela le doctorant Denis Wouters en 2014 dans sa thèse doctorale de physique.

Aujourd'hui, les théories sont encore prises en défaut car les théoriciens manquent de modèles pour expliquer le comportement des BL Lacs. Bien qu'elles s'intègrent dans le modèle des blazars, elles comptent encore parmi les objets les plus mystérieux du ciel.

Les FSRQ

Comme on le voit sur le diagramme présenté ci-dessous à gauche, la différence entre un FSRQ (Flat Spectrum Radio Quasars) et un BL Lac est le niveau d'énergie atteint par les rayonnements synchrotron et Compton qui est plus important dans un FSRQ. De plus, alors que les HBL présentent des pics d'énergie synchrotron à haute fréquence (entre les EUV et les rayons X), les FSRQ et LBL ont des pics d'émissions dans le domaine radio et infrarouge submillimétrique. Suite à l'effet Compton, ils présentent aussi un second pic dans les rayons X durs au niveau MeV-GeV. Les FSRQ et LBL présentent des pics synchrotron vers 1013-1014 Hz et des pics Compton vers 1022-1023 Hz. En revanche, les pics Compton sont beaucoup plus élevés (TeV) dans les HBL/EHBL.

En général, les FSRQ et LBL sont plus lumineux que les HBL de sorte que la longueur d'onde du pic de rayonnement ou puissance de crête correspond à leur luminosité. Le continuum des FSRQ est aussi très similaire à celui des LBL comme le montra l'équipe de Rita Sambruna en 1996.

A gauche, distribution de l'énergie spectrale pour trois types de blazars avec la mise en évidence de deux composantes, une de basse fréquence et une de haute fréquence. Au centre, le modèle leptonique/hadronique répondant au profil de l'éruption de la source GX 339-4 alias V821 Arae survenue en 1997 avec des oscillations QPO. La source émet également un puissant jet variable relativiste. Il s'agit d'un système binaire LMXB comprenant un trou noir stellaire d'au moins 5.8 masses solaires. Les contributions des différents processus sont indiqués ainsi que le spectre de sensibilité des instruments (Fermi, H.E.S.S. et CTA). On s'attend à observer une contribution importante des protons aux hautes énergies (rayons X et γ). A partir de ces calculs, on peut déduire l'intensité moyenne du champ magnétique ainsi que la distribution des électrons et des protons. A droite, le modèle d'un blazar comparé à celui d'un quasar avec indication des sources de rayonnements. Documents T.Lombry, Asaf Pe'er (2013) et Boston University Blazard Group adapté par l'auteur.

De manière générale, on observe deux composantes. La première composante émet dans les basses fréquences. Dans les blazars rouges, on observe une crête ou pic d'énergie entre le spectre infrarouge et optique, y compris pour les radiogalaxies à spectre plat classique (FSRQ) et les BL Lacs à faible énergie, tandis que pour les blazars bleus, cette composante s'étend jusqu'aux UV/EUV et aux rayons X, y compris pour les BL Lacs à haute énergie (HBL). Cette composante est polarisée et rapidement variable.

La seconde composante s'étend jusqu'aux rayons gamma, atteignant un pic aux énergies GeV dans les blazars rouges et aux énergies TeV dans les blazars bleus, mais son origine est plus mystérieuse. L'un des modèles les plus supportés montre que ce rayonnement provient de la diffusion Compton inverse des photons (la diffusion des particules chargées de haute énergie sur les photons de basse énergie) près d'un trou noir (cf. Piran et Shaham, 1977 mais à l'époque leur modèle ne tenait pas compte du champ magnétique).

Toutefois, l'origine de ces photons X et gamma n'est pas établie et pourrait être différente dans les blazars rouges et bleus. On a suggéré que ces photons très énergétiques évoluent en dehors du jet de particules chargées. Dans les blazars rouges, il peut s'agir d'une émission thermique du disque interne entourant le trou noir, des nuages de gaz situés dans la région interne à large raie (BLR) ou encore de l'anneau de poussière plus distant tandis que dans les blazars bleus, l'émission serait interne au jet (Synchrotron-Self Compton ou SSC). Bref, le mystère demeure et l'explication exige de faire appel à toute une série de théories très complexes vu le large éventail des émissions et leur puissance.

Records de distance

Actuellement le record de distance des quasars est détenu par J0313-1806 situé dans la constellation d'Eridan à z = 7.642 soit plus de 13 milliards d'années-lumière. Il s'est formé alors que l'univers n'avait que ~670 millions d'années (cf. F.Wang et al., 2021, en PDF sur arXiv), durant l'ère de réionisation.

ALMA a détecté un milieu riche en poussières et l'émission de [CII] qui a permis notamment de calculer le décalage Doppler, la luminosité et la masse de ce quasar. J0313-1806 affiche une luminosité bolométrique de 3.6 x 1013 L. Son spectre présente de larges raies d'absorption (BAL) du CIV et du SiIV, le classant parmi les BAL QSO. Il affiche également les raies d'émission du Mg II et du Fe II.

La galaxie hôte présente un taux de formation stellaire d'environ 200 M par an (~65 fois plus rapidement que la Voie Lactée) et une masse de poussière estimée à 70 millions de masses solaires (soit ~5 fois plus que la Voie Lactée).

Ci-dessus, les images optiques du quasar J0313-1806 situé à 13 milliards d'années-lumière prises par DESI (z), VISTA VHS (J et Ks) et WISE (W1). Ci-dessous à gauche, la cartographie du quasar établie par ALMA de l'émission de la poussière et dans la raie interdite du [CII]. A droite, agrandissement du spectre autour de la raie [CII] qui permit aux astrophysiciens de calculer le décalage Doppler, la luminosité et la masse du quasar. Documents F.Wang et al. (2021).

Les caractéristiques relativistes de ce BAL QSO combinées à la raie d'émission du CIV fortement décalée vers le bleu, indiquent également que son coeur présente un noyau galactique actif (AGN). Ce quasar est en fait une galaxie qui abrite un trou noir supermassif d'environ 1.6 milliard de masses solaires. La luminosité de ce quasar indique que le trou noir supermassif engloutit l'équivalent de 25 M par an. L'énergie libérée produit probablement un puissant flux de gaz ionisé qui semble s'échapper dans l'espace à une vitesse relativiste estimée à environ 0.2c soit à près de 60000 km/s.

Selon les chercheurs, "L'existence d'un trou noir supermassif à peine ~670 millions d'années après le Big Bang remet en question de manière significative les modèles théoriques expliquant leur croissance". Des observations régulières de ce BAL QSO de l'ère de la réionisation fourniront aux chercheurs un moyen d'étudier les effets de la rétroaction des AGN sur la croissance des premières galaxies massives.

En 2018, les radioastronomes d'ALMA avaient identifié 27 quasars à z > 6 soit plus de 12.8 milliards d'années-lumière. Ils abritent tous un trou noir supermassif d'au moins 300 millions de masse solaires (cf. R.Decarli et al., 2018).

La radiogalaxie la plus lointaine est TGSS1530 à z = 5.72 soit environ 12.7 milliards d'années-lumière, non loin de la fin présumée de l'époque de réionisation de l'Univers. Elle fait partie des radiogalaxies à haut redshift (HzRG) les plus massives à cette distance (cf. A.Saxena et al., 2018).

Comme les autres membres de cette famille, elle contient de grande quantité de poussière et de gaz et se situe au centre d'un amas de galaxies voire de proto-galaxies qui peut renseigner les astronomes sur l'assembage et l'évolution des structures à grande échelle dans le jeune univers juste à l'époque où le gaz emplissant l'Univers passa de l'état neutre à ionisé. Sa distance fut confirmée par les données spectrographiques enregistrées grâce aux télescopes Gemini North et LBT.

A gauche, cartographie de la radiogalaxie TGSS1530 située à z = 5.72 réalisée au cours du sondage UKIDSS (en bandes y, J, H, K) superposée à la carte de contours du VLA à 1.4 GHz. A droite, images de TGSS1530 enregistrées par le télescope Gemini North de 8.1 m de diamètre d'Hawaï. Documents A.Saxena et al. (2018) adaptés par l'auteur.

TGSS1530 mesure environ 11400 années-lumière de diamètre, une valeur typique pour ces galaxies HzRG et comparable à celle des autres radiogalaxies situées à z > 4. Analysée au radiotélescope, sa luminosité à 150 MHz est de 29.1 W/Hz, ce qui la place parmi les plus lumineuses à cette époque.

On estime que de nouveaux records seront établis à l'avenir par d'autres quasars découverts grâce aux sondages LoTSS et DESI ainsi que par les télescopes travaillant dans l'infrarouge (UKIRT, VISTA, WISE et Magellan) avec le support d'ALMA.

Prochain chapitre

Le modèle unifié des noyaux actifs de galaxies

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