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Les quasars et autres galaxies à noyau actif
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 et des conditions du milieu). Les radiogalaxies géantes ou GRG (Giant Radio Galaxy) sont définies comme des radiogalaxies dont la longueur linéaire globale projetée dépasse au moins 2.3 millions d'années-lumière. A ce jour, les astronomes ont détecté environ un millier de radiogalaxies géantes dont seulement dix se situent à plus de 10 millions d'années-lumière dont Alcyoneus découverte en 2022 (voir plus bas). De nombreuses GRG sont des radiogalaxies bilobées, c'est-à-dire des radiosources doubles associées à des AGN ou des DRAGN (Double Radio Source Associated with a Galactic Nucleus). Elles peuvent être difficiles à identifier lors des sondages radio car les lobes peuvent être détectés comme des sources multiples. Par conséquent, de nombreuses GRG détectées peuvent rester non identifiées. Le sondage FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty Centimeters) du VLA, en raison de sa basse fréquence et de sa bonne sensibilité aux sources étendues, a le potentiel de révéler la présence de nombreuses nouvelles GRG. Ainsi, en 2023 des astronomes ont découvert 63 nouvelles radiogalaxies géantes (cf. S.Ramdhanie et al., 2023). Les nouvelles GRG ont été découvertes à des redshifts z compris entre 0.51 et 1.32 soit entre respectivement 5.2 et 8.91 milliards d'années-lumière. La GRG ayant ayant le redshift le plus élevé est DELS J225125.27-025451.8. La plus grande GRG de cette étude est DELS J093016.68+114241.4 située à z = 1.14 qui présente une taille linéaire projetée de près de 4 millions d'années-lumière. La plus petite, DELS J234027.85+003057.4 se situe à z = 1.01 et présente une taille linéaire projetée de 2.3 millions d'années-lumière. L'étude a également révélé que les nouvelles GRG ont des luminosités à 1.4 GHz allant de 25.34 à 27.09 W/Hz. La densité de flux de ces galaxies est dispersée et varie entre 7.14 et 337.85 mJy. Des études plus approfondies sont nécessaires afin de mieux comprendre leurs propriétés. Parmi les radiogalaxies remarquables, il y a NGC 5128 (Centaurus A) et M87 (Virgo A) qui appartiennent à la famille des DRAGN et Alcyoneus, la plus grande radiogalaxie géante découverte à ce jour. Décrivons ces trois radiogalaxies emblématiques. 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 comme le confirment ses coquilles multiples. Des photographies à longue pose montrent également que cette radiosource contient au moins 16 galaxies naines satellites. Comme on le voit ci-dessus, 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 et de son trou noir supermassif. 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 jusqu'aux rayons gamma mais 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 A comme on le voit ci-dessous à droite.
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'ondes. 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. On reviendra sur l'origine et la structure du jet bipolaire des trous noirs. 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. La galaxie elliptique géante M87 alias Virgo A ou 3C 274 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) ! Notons 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. Comme on le voit sur la photo présentée ci-dessous à gauche, 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 30" ou 4900 années-lumière 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 compact dont la période est de 6600 ans. On sait aujourd'hui qu'il s'agit d'un trou noir supermassif. Le rayonnement du jet est accompagné d'un important effet Doppler relativiste. On reviendra sur l'origine et la structure du jet bipolaire des trous noirs. En comparant les observations du jet à des modélisations de trous noirs, les chercheurs estiment que le jet est incliné de 30° par rapport à l'axe polaire (ou 60° par rapport au plan du disque d'accrétion). Premières images du trou noir supermassif et de l'anneau de photons Le coeur de M87 abrite un trou noir supermassif nommé M87* qui est vraisemblablement à l'origine de ses émissions intenses et de son jet caractéristique. L'astérisque est utilisée par les spécialistes pour signaler les états excités des atomes (cette convention fut reprise par Robert L. Brown du NRAO en 1982 pour nommer la source Sgr A* entourée de gaz ionisé). Jusqu'à présent, l'existence des trous noirs était une hypothèse car personne n'en avait observé. En 2017, les 168 membres de la Collaboration EHT tentèrent d'imager M87* grâce à un réseau VLBI à l'échelle planétaire équivalent à un radiotélescope de 10000 km de diamètre. Après deux années de travail pour reconstruire une image, aidé par un algorithme de traitement d'image développé par Katie Bouman du MIT, en 2019 la Collaboration EHT publia la toute première image de M87* présentée ci-dessous à gauche. Cette forme annulaire avec un fort contraste de brillance est la meilleure solution parmi un éventail d'autres possibilités. C'est un document historique. La résolution de l'image atteint 0.00002" ou 0.02 mas (20 μas). Elle équivaut à distinguer la longueur d'un donut ou 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. La taille de M87* est littéralement astronomique ! 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
L'image représente 5 pétabytes de données distribuées sur 8 racks de disques durs de 64 TB chacun comme le montre cette photo prise au MIT et cette autre photo des disques durs. L'image est floue en raison de la méthode d'acquisition et de l'effet de la diffusion interstellaire, des effets perturbateurs qu'il sera difficile d'éliminer. 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 champ gravitationnel. Il présente deux zones brillantes qui sont des poches de gaz très chaud. A comparer avec la première image de Sgr A* publiée en 2022. Grâce à une nouvelle technique d'apprentissage automatique, un outil d'IA appelé PRIMO, les scientifiques de NoirLab ont amélioré l'image de M87* obtenue par l'EHT en 2017. Comme le montre l'image présentée ci-dessus à droite publiée en 2023, la région centrale sombre du trou noir supermassif est très étendue et l'anneau extérieur est étonnamment étroit. Cette nouvelle image combinée à des modélisations permettra aux astronomes de calculer avec plus de précision le diamètre du trou noir et d'estimer indirectement sa masse. Selon les modélisations, la galaxie M87 est très asymétrique. L'axe le plus court représente environ les trois-quarts (72.2%) de son grand axe, tandis que l'axe intermédiaire est plus court de 15.5% que le grand axe. Sur base de ces nouvelles données, les astronomes de l'Université de Californie à Berkeley ont calculé que la masse du trou noir supermassif M87* représente 5.37 milliards de masses solaires (contre ~7 milliards de masses solaires auparavant, cf. E.R. Liepold et al., 2023; UCB, 2023). A
voir : 3D
Model of M87 Entre-temps, en août 2022, une équipe internationale de 50 chercheurs dirigée par Avery E. Broderick du Perimeter Institute retraita les signaux obtenus en 2017 par l'EHT et réussit à construire une image montrant l'anneau de photons (qui en 3D est appelée la sphère de photons) formé par les photons qui font un demi-tour autour du trou noir - une trajectoire en U - avant de se diriger vers la Terre. En plus d'observer l'anneau de photons, les chercheurs ont trouvé des preuves de la rotation du jet de matière par le trou noir. Cette dernière observation confirme la prédiction théorique selon laquelle la rotation du trou noir engendre une puissante éjection de matière. Cette analyse combinée aux observations précédentes donnaient à M87* une masse de 7.13 ±0.39 milliards de masses solaires. Mais de nouvelles modélisations de la galaxie elliptique hôte fixent dorénavant la masse de M87* à 5.37 milliards de masses solaires (cf. E.R. Liepold et al., 2023; UCB, 2023). Enfin, la théorie de la relativité prédit qu'il devrait exister plus d'un anneau de photons autour de M87*, chacun correspondant à des photons situés sur des orbites différentes autour du trou noir. Les chercheurs pensent qu'en affinant leur analyse ils pourraient observer au moins un deuxième anneau de photons.
M87
est associée à la radiosource Virgo A (3C 274). Par sa proximité et sa taille
( L'image d'un anneau fait débat Une analyse indépendante des données radio de M87* par des astronomes de la NAOJ a donné des images différentes de celles obtenues par l'équipe de l'EHT. Dans un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2022 (en PDFsur arXiv), Makoto Miyoshi, professeur adjoint au NAOJ et ses collègues ont réanalysé les données du trou noir supermassif de M87 et sont arrivés à la conclusion que la structure en anneau observée par l'EHT n'existe pas. Comme illustré ci-dessous, les nouvelles images montrent un "noyau" au centre de la galaxie, en plus du jet s'étendant du noyau.
Miyoshi et ses collègues pensent que c'est la base du jet que leur analyse a résolu. Les chercheurs soulignent que la structure en anneau de 0.04 mas de diamètre détectée par l'EHT est probablement le résultat d'un manque de données suffisantes pour résoudre les structures de 40 mas, en raison du nombre réduit de radiotélescopes impliqués dans les observations en 2017. Cette étude démontre l'importance du processus de contrôle dans la méthode scientifique où des équipes indépendantes de chercheurs examinent les données d'observation et les méthodes d'analyses. Face à cette controverse, une nouvelle analyse des données ainsi qu'un réexamen de la méthode et des observations de suivi ont été planifiés afin de fournir des informations plus fiables sur ce trou noir et de la structure de son jet. 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 ?
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 le révéla 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 en préimpression 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)
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. Champ magnétique En approfondissant les données enregistrées en 2017, les chercheurs de la Collaboration EHT découvrirent que les ondes radio provenant du disque d'accrétion de M87* 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.
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 "The 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. L'étude de la polarisation de la lumière près d'un trou noir est intéressante car elle permet de cartographier les lignes de champ magnétique et apporte de précieux renseignements sur la physique derrière les images enregistrées par l'EHT près de l'horizon des évènements. Mais à la distance et vu la taille apparente de M87*, cette polarisation est de très faible intensité et c'est un défi de l'enregistrer, même avec une installation VLBI planétaire comme l'EHT. Selon deux études publiées en 2023, l'une par l'équipe du postdoctorant Freek Roelofs du SAO, la seconde par la Collaboration EHT, les chercheurs ont découvert une asymétrie dans l'image de M87* qui révèle une polarisation circulaire (un rayonnement en spiral) qui pourrait fournir des informations sur les caractéristiques des champs magnétiques et du plasma à proximité du trou noir. Mais pour cela, ils doivent obtenir de nouvelles données de meilleure qualité. Selon Andrew Chael, coordinateur du projet de polarisation de l'EHT à l'Université de Princeton, "la polarisation circulaire est le signal final que nous avons recherché lors des premières observations du trou noir M87 par l'EHT, et c'était de loin le plus difficile à analyser." Le signal en polarisation circulaire est 100 fois plus faible que les données non polarisées utilisées pour réaliser la première image du trou noir. Selon Ioannis Myserlis, radioastronome à l'IRAM (Institut de Radioastronomie Millimétrique) dont la parabole de 30 m est intégrée au VLBI de l'EHT, "trouver ce signal faible dans les données, c'était comme essayer d'écouter une conversation à côté d'un marteau-piqueur. Nous avons dû tester soigneusement nos méthodes pour déterminer à quoi nous pouvions vraiment faire confiance."
Ces observations permettent de tester différentes théories sur le mouvement du plasma et le champ magnétique autour du trou noir, y compris les simulations GRMHD. Selon les chercheurs, ces observations de la polarisation circulaire renforcent l'idée que les champs magnétiques à proximité de M87* sont si puissants qu'ils peuvent repousser le gaz chaud et l'aider à résister à la force de gravité (seul le gaz qui passe à travers le champ magnétique peut franchir l'horizon des évènements) et aident à lancer les jets à des vitesses relativistes. En comparant les simulations à ces observations, on découvre l'existence d'un environnement chaotique et violent juste à l'extérieur de l'horizon des évènements de M87*, où les champs magnétiques, la gravité et le plasma chaud interagissent fortement les uns avec les autres. Finalement, les chercheurs suggèrent qu'il est possible que M87 soit en réalité un blazar de faible énergie vu sous un angle inhabituel. La radiogalaxie géante Alcyoneus Une équipe d'astronomes européens dirigée par Martijn Oei de l'Université de Leiden aux Pays-Bas, annonça dans un article publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2022 la découverte d'une nouvelle radiogalaxie géante (GRG) dans le cadre du sondage "LOFAR Two-meter Sky Survey" (LoTSS). Elle fut nommée Alcyoneus par référence à l'un des géants de la mythologie grecque qui combattit Hercule. Alcyoneus se trouve dans la constellation du Lynx (A.D.: 8h 14m 23s, Décl.: 52° 40.3'), près de la Grande Ourse, à environ 3 milliards d'années-lumière de la Terre. Alcyoneus présente une structure radio à trois composantes comprenant un jet central et deux lobes externes dont la longueur totale projetée est de ~16.3 millions d'années-lumière et la longueur totale réelle (non projetée) est de 16.43 millions d'années-lumière ! Elle est ~163 fois plus grande que la Voie Lactée et quatre fois plus grande que la galaxie elliptique géante IC 1101. La deuxième plus grande GRG est J1420-0545 qui mesure ~16 millions d'années-lumière (cf. J.Machalski et al., 2008). On en déduit que les GRG de la taille du mégaparsec sont les plus grands phénomènes générés par une seule galaxie.
Alcyoneus fut détectée en analysant les données de la deuxième distribution (DR2) de LoTSS basée sur des enregistrements réalisés par LOFAR à 144 MHz, un réseau interférentiel reliant environ 20000 radiotélescopes répartis sur 52 sites à travers l'Europe. Les chercheurs ont retraité les données en soustrayant les sources angulairement compactes et les images à relativement basse résolution (60'' et 90') et c'est par hazard qu'ils ont découvert Alcyoneus. Selon les chercheurs, Alcyoneus a une densité lumineuse totale d'environ 80 YW/Hz à 144 MHz, typique des radiogalaxies géantes. L'hôte de cette GRG est la galaxie elliptique J081421.68+522410.0 qui présente une masse stellaire d'environ 240 milliards de masses solaires et abrite trou noir supermassif actif d'environ 400 millions de masses solaires qui explique l'origine de ces lobes radio gigantesques. Selon les chercheurs, "Au-delà de la géométrie, Alcyoneus et son hôte sont étrangement ordinaires : la densité totale de luminosité à basse fréquence, la masse stellaire et la masse du trou noir supermassif sont toutes inférieures, bien que similaires, à celles des radiogalaxies géantes médianes. Ainsi, des galaxies très massives ou des trous noirs centraux ne sont pas nécessaires pour former des géantes, et, si l'état observé est représentatif de la source sur sa durée de vie, une puissance radio élevée ne l'est pas non plus." Pour l'instant, les astronomes sont perplexes sur l'origine d'une telle galaxie, mais ils ont déjà quelques explications potentielles. Une possibilité est que l'environnement de la radiogalaxie géante ait une densité plus faible que d'habitude, permettant à ses jets de s'étendre sur des distances sans précédent. Une autre explication possible est qu'Alcyoneus évolue à l'intérieur d'un filament de la toile cosmique, une structure vaste composée de gaz et de matière sombre qui relie les galaxies. Selon les chercheurs, "Les images résultantes nous permettent d'explorer un nouveau régime de sensibilité pour les galaxies à lobes radios, et représentent donc des données prometteuses pour rechercher des GRG inconnus de grande longueur angulaire." Les GRG sont importantes car elles permettent aux astronomes d'étudier la formation et l'évolution des radiosources. Comprendre les processus qui ont fait grandir à ce point Alcyoneus sera utile pour comprendre comment les autres galaxies se développent. Selon les chercheurs, "S'il existe des caractéristiques de galaxies hôtes à l'origine sont une cause importante de la croissance des radiogalaxies géantes, alors les hôtes des plus grandes radiogalaxies géantes sont susceptibles de les posséder. De même, s'il existe des environnements particuliers à grande échelle qui sont très propices à la croissance des radiogalaxies géantes, alors les plus grandes radiogalaxies géantes sont susceptibles d'y résider." Les radiogalaxies comprennent la famille des blazars qui est divisée en deux catégories : - les objets BL Lacertae ou BL Lacertides (BL Lac) - 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 Harvard & Smithsonian 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 Lac 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.
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 AGN (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. Une équipe internationale de chercheurs dirigée par Silke Britzen de l'Institut Max Planck de Radioastronomie (MPIfR) a étudié les blazars et apporta la preuve que c'est en fait la précession de la source du jet qui est responsable de la variabilité observée. Leur découverte fit l'objet d'un article publié dans "The l'Astrophysical Journal" en 2023. Les résultats de plusieurs décennies d'observations des AGN et notamment des blazars ont montré que leur activité éruptive est associée à l'éjection soit des composants du jet soit du noyau vers le jet, conduisant à une émission soudaine et intense (cf. l'origine et la structure du jet bipolaire des trous noirs). Les jets des blazars sont souvent courbés et pas aussi droits qu'on pourrait s'y attendre. Jusqu'à présent, on supposait que les structures des jets sinueux étaient liées aux éjections de composants du coeur de l'AGN. Les jets sinueux ainsi que les éruptions de l'AGN devraient tous deux être d'origine stochastique – en fonction de l'alimentation du trou noir supermassif central Cependant, au fil des années, les données d'observations de plus en plus détaillés ont mis en doute cette relation causale peut-être trop simple. Selon Silke Britzen, auteur principal de cet article, "Nous présentons des preuves et discutons de la possibilité qu'il s'agisse en fait de la précession de la source du jet, soit provoquée par un trou noir binaire supermassif à la base du jet, soit - moins probable - par un disque d'accrétion déformé autour d'un seul trou noir. C'est ce qui est responsable de la variabilité observée." Lorsque les jets tourbillonnent en raison de la précession, cette rotation introduit également des changements périodiques d'intensité, dus à l'effet Doppler sur le rayonnement, comme illustré ci-dessous. Cela a été détecté sur un certain nombre de jets d'AGN depuis de nombreuses années.
Dans le cas du blazar OJ 287 - le meilleur candidat à l'époque pouvant héberger un trou noir supermassif binaire mais qui n'a toujours pas été directement observé (contrairement à B2 0402+379) - Silke Britzen et son équipe avaient établi l'origine de la précession des fortes variations de luminosité et de la courbure du jet dès 2018. Les prédictions de leurs travaux furent confirmées par l'équipe de Komossa en 2023. Les auteurs ont alors appliqué le même modèle à d'autres blazars. Pour un échantillon de 12 AGN importants, leurs résultats démontrent comment la variabilité de la luminosité et de la courbure du jet peut effectivement s'expliquer par la modulation de la précession. Les auteurs ne remettent pas en question le fait que la physique sous-jacente et complexe du jet peut également être causée par des interactions internes dans le jet, notamment par ce que l'on appelle le modèle de choc dans le jet, par des instabilités dans le faisceau du jet ou par des perturbations énergétiques liées à des reconnexions magnétiques. Cependant, ils proposent que l'apparence de ces jets est fortement modulée et altérée par la précession. En effet, ces jets n'apparaîtraient pas aussi courbés et aussi brillants s'ils n'étaient pas renforcés par l'effet de précession. Selon Britzen, "La variabilité du blazar dans de nombreuses galaxies pourrait être principalement de nature non pas stochastique, mais déterministe. Il est fascinant de décoder le fonctionnement interne de cette machinerie de trou noir à l'aide d'études de variabilité." L'une des implications les plus importantes de cette étude est que la courbure du jet est probablement une signature révélatrice de l'existence de trous noirs binaires au centre de ces galaxies à noyau actif. Ainsi, le jet est contraint de dévier en raison de l'influence gravitationnelle d'un deuxième trou noir sur le trou noir principal émetteur du jet. De plus, l'équipe a réussi à détecter des traces d'un mouvement de nutation de plus petite amplitude dans les courbes de lumière radio ainsi que dans la cinématique des composants du jet - un effet de second ordre et une preuve supplémentaire de précession. Selon Michal Zajaček de l'Université Masaryk de Brno en République tchèque et coauteur de cet article, "La physique des disques d'accrétion et des jets est plutôt complexe, mais leur cinématique globale peut être comparée à de simples gyroscopes : si vous exercez un couple externe sur un disque d'accrétion, par exemple par un trou noir secondaire en orbite, il précéssera et nutera le jet, semblable à l'axe de rotation de la Terre qui est affecté par la Lune et le Soleil." La recherche de ces trous noirs binaires supermassifs se poursuit depuis des décennies et représente véritablement un travail de fourmi qui équivaut à trouver une aiguille dans une botte de foin. Malgré l'utilisation de systèmes radioastronomiques interférométriques à très longue base (VLBI) comprenant l'EHT nous avons atteint les limites de la résolution à l'échelle planétaire. Si cette technologie de pointe a permis d'imager les trous noirs supermassifs M87* et Sgr A*, ce n'est pas encore suffisant pour étudier les jets. Britzen conclut : "Nous n'avons toujours pas la résolution suffisante pour sonder directement l'existence de trous noirs binaires supermassifs. Mais la précession des jets semble fournir la meilleure signature de ces objets, dont l'existence est attendue non seulement par la communauté des trous noirs/AGN, mais aussi par la communauté des ondes gravitationnelles/pulsars qui a récemment publié des preuves de l'existence d'un fond gravitationnel cosmique en raison des ondes gravitationnelles émises par les fusions de trous noirs massifs au cours de l'histoire cosmique." 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.
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 Lacertae 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.
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
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
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 gauche fut classée pendant presque la moitié du siècle dans la catégorie des étoiles variables. Il fallut l'analyser en détail pour yreconnaître un objet extragalactique très compact, très intense, radiosource de surcroît qui émettait un rayonnement synchrotron similaire à celui des quasars et des AGN. Il s'agit en fait d'une sous-famille des blazars.
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 (Optically Violent Variable). 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 (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 Lac sont classées en sources synchrotron faibles, intermédiaires et fortes (ou élevées) : respectivement BL Lac 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 AGN, 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 Lac. 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.
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 Lac 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 Lac 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 du tore 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. De façon générale, la densité des quasars reste importante jusqu'à z ≥ 3.7 soit jusqu'au-delà de 12 milliards d'années-lumière. En 2018, les astronomes avaient découvert ~100 quasars à z > 6.0 soit plus de 12.78 milliards d'années-lumière (cf. E.Pons et al. 2018). Ils abritent tous un trou noir supermassif d'au moins 300 millions de masses solaires (cf. R.Decarli et al., 2018). Grâce aux télescopes VISTA, Pan-STARRS et WISE, en 2018 Estelle Pons de l'Université de Cambridge et ses collègues annoncèrent la découverte du quasar VHS J0411-0907 présenté ci-dessous à gauche (2e ligne) situé à z = 6.82 soit 12.9 milliards d'années-lumière. C'est le quasar le plus brillant en proche IR (bande J) découvert à cette distance (Mph = 20.0 en bande J, une énergie de 1.89 x 1079 Joules/s soit 189 quattuordécillions d'erg/s, une luminosité d'Eddington de 1.3 x 1038 et un rapport d'Eddington λEdd = 2.37, autant de records). Ce quasar abrite un trou noir supermassif d'environ 600 millions de masses solaires, mais peu massif considérant l'époque à laquelle il s'est formé. C'est donc un sujet très intéressant à étudier pour comprendre leur génèse. Depuis des quasars encore plus éloignés furent découverts. Calculette cosmologique : CosmoCalc, UCLA
En 2017, E.Bañados et ses collègues annoncèrent la découverte du quasar QSO J1342+0928 alias ULAS J1342+0928 présenté ci-dessus à droite (2e ligne) dans la constellation du Bouvier à z = 7.54 soit ~13.02 milliards d'années-lumière. Il abriterait un trou noir supermassif de 800 millions de masses solaires. Ce quasar s'est formé durant l'ère de réionisation, lorsque l'Univers avait seulement ~699 millions d'années. En 2022, des astronomes auraient découvert dans ce quasar les traces des premières étoiles de Population III (cf. les découvertes récentes). Actuellement le record de distance des quasars est détenu par QSO 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
La galaxie hôte présente un taux de formation stellaire d'environ 200 M
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 actif ; c'est un 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
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 2011,
Daniel J. Mortlock
de l'Imperial Collège de Londres et ses collègues découvrirent le quasar ULAS
J1120+0641 dans la constellation du Lion à z = 7.085 soit plus de 13 milliards
d'années-lumière de la Voie Lactée. Il abrite un trou noir supermassif d'environ
1.6 million de masses solaires qui absorbe l'équivalent de 25 M Notons également que le quasar le plus lointain détecté grâce à l'effet d'une lentille gravitationnelle est J043947.08+163415.7 alias UHS J043947.08+163415.7 situé à z = 6.51 soit 12.87 milliards d'années-lumière. C'est aussi le quasar le plus brillant détecté par cette méthode à z > 5 (cf. X.Fan et al., 2019). Voici une des rares images de ce quasar prise par le HST et publiée en 2019. Grâce à cette lentille gravitationnelle représentée par une galaxie pâle située à z ~ 0.7, la luminosité de ce quasar divisé en trois images a été amplifiée ~50 fois soit de 4 magnitudes. La radiogalaxie la plus lointaine est TGSS1530 située à z = 5.72 soit environ 12.7 milliards d'années-lumière, non loin de la fin présumée de l'ère de la 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. 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 est de 29.1 W/Hz à 150 MHz, 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, Magellan et le JWST) avec le support d'ALMA et éventuellement des télescopes rayons X comme Chandra si ces objets abritent un trou noir entouré d'un disque très chaud rayonnant dans la bande X. Prochain chapitre Le modèle unifié des noyaux actifs de galaxies
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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. 
. 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.
