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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. On reviendra sur ces caractéristiques.

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).

Avant de les décrire, précisons d'abord ce que sont les blazars.

Les blazars

Les blazars représentent environ 1% de la population des QSO. 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.

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.

En principe, conformément au modèle unifié des AGN (voir plus bas), 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.

Centaurus A, la radiosource associée à NGC 5128 présentée ci-dessus est la seule représentante relativement proche à 13.05 millions d'années-lumière comme l'observa James Bailey[25] et ses collègues dès 1986. Sa taille apparente de 25.7' x 20' et sa magnitude apparente de 6.84 (des valeurs proches de celles des amas globulaires, cf. cette photo de NGC 5128 et Oméga Cenbtaure) en font un sujet de prédilection pour étudier le rayonnement des quasars.

Comme la galaxie de Seyfert Cygnus A alias 3C405 ou la galaxie centrale de l’amas Abell 1559, les radiogalaxies présentent de gigantesques lobes radios qui perturbent le milieu ambiant. Ces lobes sont souvent accompagnés d'un jet (en principe bipolaire) comme on le voit ci-dessous sur les images optiques de 3C273 et 3C274 alias M87.

1. M87 Virgo A

La galaxie elliptique géante M87 alias Virgo A est située à 53.5 millions d'années-lumière. 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 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) ! Son coeur abrite également un trou noir supermassif de 3.5 milliards de masses solaires qui est vraisemblablement à l'origine de ses émissions intenses et de son jet.

A gauche, 3C273 est un quasar, en fait une galaxie de Seyfert dont le noyau très actif abriterait un trou noir supermassif. Elle se caractérise par un rayonnement variable (fluctuant) et un jet qui s'étend sur plus de 5000 années-lumière (30"). Ce quasar se situe à 2.4 milliards d'années-lumière. A droite, la radiogalaxie M87, alias Virgo A ou 3C274 et son jet caractéristique qui s'étend sur 4900 années-lumière. Elle se situe à ~53.5 millions d'années-lumière. Documents ESO et NASA/ESA/STScI.

M87 est cataloguée dans plus de 110 catalogues tellement ses émissions sont puissantes et distribuées à travers tout le spectre : en tant que NGC 4486 mais également dans les catalogues 1Jy, 2EUVE, 2MASX, 3C, 4C, CTA, IRAS, PKS, QSO, X, etc. Bref, c'est une source multispectrale très puissante.

Cette galaxie géante présente un petit noyau quasi elliptique et un halo diffu dépourvu de poussière, d'où son appartenance aux galaxies de type cD ("core Dustless"). Elle fut observée par l'astronome Hebert Curtis de l'Observatoire de Lick en 1918 qui découvrit que cette galaxie lançait dans l'espace un jet brillant de matière sur environ 5000 années-lumière (30" d'arc). 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.

Comme les pulsars et beaucoup de quasars (Seyfert, blazars, etc), 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. Comme on le déduit des catalogues dans lesquels elle est répertoriée, M87 émet des rayonnements UV, XUV et même des rayons X durs de plus de 10 keV (cf. S. de Jong et al., 2015) et gamma supérieurs à 250 GeV (cf. Pierre Colin et al., 2008). 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. On verra plus bas quelle peut-être l'origine de ce rayonnement multispectral.

Seul un puissant champ magnétique ou un champ gravitationnel intense entretenu par un objet massif pouvant engendrer des vitesses relativistes peut expliquer ces phénomènes. Consulter à ce propos l'analyse numérique réalisée par l'astronome amateur Bernard Lempel pour un complément d'information sur la dynamique de cette galaxie.

A consulter : Frankfurt Quasar Monitoring

Atlas des radio galaxies et des objets assimilés (DRAGN)

M87 alias 3C274 est une galaxie géante située à 53 millions d'années-lumière, une DRAGN dont le noyau projette 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 est associé à un jet formé par un champ magnétique intense qui s'échappe du disque d'accrétion central entourant un trou noir supermassif. Documents du VLA/NRAO enregistrés à 91 cm de longeur d'onde et dessin du STScI.

2. 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, 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 leur 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

3. 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 (grand) 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

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'.

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.

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).

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.

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 puslar).

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 AGN. 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 radiogalaxie, 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 catalogués 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 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 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.

Record de distance

Selon une étude publiée en 2018 par Aayush Saxena de l'Observatoire de Leyde aux Pays-Bas et ses collègues, la radiogalaxie la plus éloignée détectée à ce jour est TGSS1530 dont le redshift z = 5.72; elle se situe à 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. 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'Hawaii. 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.

Il est probable qu'à l'avenir sa place sera revendiquée par d'autres radiogalaxies découvertes grâce au sondage LoTSS (LOFAR Two-metre Sky Survey) capable de détecter des radiogalaxies jusqu'à z > 6.

Le modèle unifié des noyaux actifs de galaxies

Les quasars et toutes les galaxies à noyau actif (radiogalaxies, galaxies de Seyfert I et II, Blazars, Lacertides, etc) semblent apparemment différents mais les astrophysiciens qui les ont observés sous tous les aspects pensent qu'ils présentent en réalité tous la même structure. En effet, si on change l'orientation de la ligne de visée, ce qui apparaît en vue polaire comme une galaxie ayant un noyau très lumineux ressemble vu de profil à un tore de gaz et de poussières entourant un noyau émettant un puissant jet bipolaire. On peut donc postuler que même s'il existe de réelles différences entre certains AGN, ils ont des similarités de base à différentes échelles.

Les jets spectaculaires émis par les quasars (DRAGN). A gauche, 3C31 (NGC 383) alias Arp 331 situé à 240 millions d'années-lumière. L'image radio obtenue à 3.6 et 21 cm (en rouge) par le VLA a été superposée sur une image optique (en bleu) du Télescope Spatial Hubble. A droite, M84 (NGC 4374) alias 3C272.1 situé à 60 millions d'années-lulière avec, en rouge l'image obtenue à 6 cm par le VLA et en vert-bleu celle en visible par le Télescope Spatial Hubble. Ci-dessous à gauche, l'image X de 3C31 enregistrée par le satellite Chandra en 2016 et à droite l'image du coeur de M84 prise par le Télescope Spatial Hubble. Documents NRAO/AUI2006/Alan Bride, NASA/CXC et NASA/ESA/STScI

Tous les AGN et radiosources que nous venons de décrire semblent avoir plusieurs points communs :

- Ils se situent à de grandes distances (z = 0.125 à z > 6)

- Ils présentent une densité d’énergie intense (3000 M2 vers z = 2)

- Ils transforment jusqu'à 1000 M en énergie chaque année

- Ils brillent pendant plusieurs millions d'années, consommant l'équivalent de 100 milliards d'étoiles

- Ils émettent une énergie phénoménale (jusqu’à 1061 erg/s, plus de 1025 W/Hz vers 1420 MHz)

- Le noyau des AGN est extrêmement lumineux (jusqu'à 1015 L)

- Les sources sont très compactes et très massives

- Le rayonnement n'est pas d'origine thermique (issu des réactions thermonucléaires stellaires)

- Le rayonnement émis varie très rapidement (jusqu’à quelques heures)

- On observe l'émission de jets de plasma et parfois à de lobes radios à des vitesses relativistes.

Le modèle unifié des AGN proposé en 1995 par Paolo Padovani et Megan Urry.

Comment peut-on expliquer l'ensemble de ces phénomènes à travers une seule et même théorie ? L'hypothèse de travail se base sur la théorie d'Einstein. Il est impossible qu'une source de rayonnement non cohérente puisse interagir à travers une galaxie à une vitesse supérieure à celle de la lumière. Sa lumière globale ne peut pas varier plus rapidement que le temps nécessaire à sa propagation dans toute la dimension de cette source. Ces variations se produisant de façon importante en l'espace d'une année, ces objets doivent donc avoir une dimension maximale inférieure à l'année-lumière. Mais comment une région de quelques semaines ou quelques mois-lumière peut-elle émettre autant d'énergie que 10000 galaxies ?

Toutes ces manifestations, à la fois rapides et violentes en termes de puissance et de perturbations du milieu ne semblent avoir qu'une seule origine possible : la présence dans le noyau de ces galaxies d'une source d'énergie compacte, très massive et très puissante. Un seul objet est susceptible d'expliquer ces propriétés : le trou noir et dans ce cas ci supermassif.

En 1995, le physicien Paolo Padovani de l'Université de Rome et l'astronome Megan Urry du STScI résumèrent ce modèle unifié dans un article très détaillé intitulé "Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei" dans lequel figurait une version simplifiée du graphique présenté à droite repris depuis dans de nombreuses publications.

Le schéma de Padovani et Urry n'a pas été démenti depuis sa publication. Il montre que lorsqu'on observe de profil un trou noir extragalactique actif (avec un jet) caché au coeur d'une lointaine galaxie et présentant un disque d'accrétion et de poussière absorbant, on a l'impression d'observer une radiogalaxie ou une galaxie de Seyfert 2. Si on observe le même objet de face, on a l'impression d'observer un blazar ou une Lacertide (BL Lac). Enfin, quand on l'observe sous un angle intermédiaire, on a l'impression qu'il s'agit d'un quasar ou d'une galaxie de Seyfert 1, qu'il soit radio ou non. Nous détenons enfin une explication qui résout bon nombre d'énigmes !

Voyons à présent comment se comportent les quasars à grande échelle, car une découverte surprenante nous attend.

L'alignement des quasars

En décembre 2015, Damien Hutsemékers et ses collègues du Département d'Astrophysique, Géophysique et Océanographie (AGO) de l’Université de Liège ont publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" les résultats d'une étude portant sur un échantillon de 93 quasars connus pour s'associer en longues chaînes s’étalant jusqu'à plus de 9 milliards d’années-lumière. Il s'agit du "Large Quasar Group" ou LQG constitué des groupes U1.27 (alias Huge-LQG comprenant 73 quasars) et U1.28 (alias CCLQG comprenant 34 quasars) situés vers z ~ 1.3 soit environ 8.8 milliards d'années-lumière décrits par Roger Clowes et al. en 2013. Rappelons que c'est la plus grande structure cosmique après le Grand Mur d'Hercule-Couronne Boréale.

Illustration de l'alignement de l'axe de rotation des quasars le longs des filaments de matière distribués à grande échelle dans le jeune univers (z~1.3). Document ESO/M. Kornmesser.

Les chercheurs ont étudié ces quasars au moyen du spectrographe FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) du VLT et ont fait une surprenante découvert : l"axe de rotation de ces quasars s'aligne sur la direction des filaments de matière qui tissent l'univers à grande échelle, et ce sur plusieurs milliards d’années-lumière. Cette découverte toute à fait inattendue mérite quelques explications.

Que dit la théorie à propos de ces structures et de cet alignement ? Nous avons expliqué à propos de la structure de l'univers que les modèles numériques prédisent l’existence de "toiles cosmiques" entre les objets extragalactiques. Ces structures devraient présenter une taille maximale de 350 Mpc soit 1.1 milliard d'années-lumière où l'univers devrait être homogène. Il ne devrait pas exister de structures plus grandes car, selon les calculs, l'Univers n'aurait pas eu le temps de les former. Selon Hutsemékers, "les modèles montrent que sous l’influence de la gravité, les moments angulaires, c'est-à-dire les axes de rotation des galaxies suivent l'orientation de la structure à laquelle elles appartiennent".

L'étude du groupe LQG a montré que cette surdensité de quasars forme une structure de plus d’un gigaparsec soit plus de 3.26 milliards d’années-lumière et était déjà formée à une époque où l’Univers n'avait que 5 milliards d’années. Cette structure est 10 fois plus vaste que les plus grandes structures observées à ce jour et 3 fois plus grande que les limites prédites par le modèle Standard. S'agit-il d'un regroupement aléatoire ou d'une véritable structure unique, il fallait faire toute la lumière sur cette découverte. Et le mot était approprié car c'était dans l’émission de la lumière du disque d’accrétion de ces quasars que se trouvait la réponse à cete énigme. En effet, compte tenu de leur éloignement, les quasars sont trop petits pour qu'on puisse observer directement leur structure interne et dans le cas présent seule l'étude spectroscopique de la lumière qu'ils émettent permet de déduire leurs caractéristiques.

Distribution des 73 quasars dans le groupe U1.27 découvert en 2012. Document MNRAS/R.Cowes et al.

Le second point intriguant est l'alignement des axes de rotation de certains de ces quasars. Comme tous les corps célestes, l'orientation de l’axe de rotation d'une galaxie animée d'un mouvement inertiel (sans influence d'une force gravitationnelle locale) est aléatoire. Il y a statistiquement très peu de chance que les axes de rotation de plusieurs galaxies soient alignés, et dans ce cas ce serait même un indice fort en faveur de leur appartenance à un même groupe (cf. l'exemple de la galaxie sombre VCC 1287 de l'association Virgo).

Les chercheurs ont donc déterminé l’orientation de l'axe de rotation des disques d’accrétion des différents quasars observés. Pour y parvenir, ils ont mesuré la polarisation de la lumière des quasars sachant que normalement la lumière n'est pas polarisée. Une extinction partielle d'un plan de vibration de la lumière révélerait que la lumière ne se propage pas de manière homogène et que l'objet serait orienté dans une direction préférentielle (comme la réfraction de la lumière sur ou plutôt dans la surface d'une fenêtre ou de l'eau crée une polarisation).

Dans le cas des corps célestes (Lune, lumière zodiacale, couronne solaire, nébuleuses, quasars, etc), cette polarisation peut être produite par des électrons (champ magnétique) ou de la poussière. Dans le cas des quasars, la direction de l'angle de polarisation est lié à celui du disque d'accrétion qui entoure le trou noir supermassif qu'ils abritent.

Les chercheurs ont découvert que sur les 93 quasars analysés, 19 candidats émettaient une lumière polarisée suffisamment intense pour être étudiée et découvrirent qu’ils étaient alignés entre eux malgré les milliards d’années-lumière les séparant. Plus étonnant, ils semblent aligner avec l’axe du filament dans lequel ils se trouvent. La probabilité que de tels alignements soit lié au hasard n'est que de 1%.

Si les simulations le prévoyaient, ce que les chercheurs ont observé dépassent les prévisions. Selon les chercheurs : "l’information sur la polarisation vient renforcer l'idée que nous sommes en présence d’une structure unique à ce jour dont les membres subissent un phénomène d’alignement. C'est peut-être la preuve qu’il manque un ingrédient dans nos modèles actuels."

Le spectrographe FORS1 installé au foyer Cassegrain de l'UT1 du VLT depuis 1998. Sa résolution spatiale est de 0.125" /pixel. Document ESO.

Il faut à présent comprendre la nature de ces alignements à aussi grande échelle. Ce type d'alignement fut déjà observé dans des galaxies proches en 2013, mais jamais jusqu'à alors dans des quasars et à si grandes distances. Selon les théories, il n'est pas établi que les quasars abritant un trou noir supermassif se comportent comme des galaxies moins massives, mais les chercheurs reconnaissent que "c'est une bonne première piste à creuser. Nous pouvons légitimement suspecter, en extrapolant ce qu’on connaît pour les galaxies, que le même mécanisme peut agir pour les quasars.".

Malheureusement nos théories sont encore très incomplètes. Il est trop trôt pour imaginer un processus qui serait commun à l'origine de l'alignement de l'axe de rotation des galaxies proches et à celui des quasars les plus éloignés car rien ne prouve que la rotation d'une galaxie entière obéit aux mêmes principes que la rotation d'un trou noir supermassif.

Comme le dit Hutsemékers, s'ajoute à ces question le fait que ces alignements sont en contraction avec le principe cosmologique qui suppose que l'Univers est isotrope et homogène à grande échelle. Même si un principe n'est pas une loi, ces corrélations seraient une "anomalie" dont on ignore l'origine.

En revanche, ce qui est très positif, c'est que cette découverte renforce les observations des mesures de polarisation des objets extragalactiques souvent interprétées par un effet de polarisation de la lumière par le milieu interstellaire. Cette étude a démontré que ce n'est pas toujours un effet parasite mais bien un phénomène lié à un mécanisme physique au sein même de l'objet étudié.

Concluons avec les chercheurs : "Il y a là un aspect assez intrigant. Trouver une telle structure d’un gigaparsec, ce peut être une fluctuation statistique. Mais si nous commençons à en trouver d’autres, on devra revoir le modèle, et faire intervenir de nouveaux facteurs. D’un autre côté, il faut voir si nous ne sommes pas en présence d’une structure mal définie. Nous devons caractériser ces alignements pour vérifier qu’ils ont bien du sens. Tous ces travaux sur les quasars sont très récents, il y a encore beaucoup à faire. Nous sommes des observateurs davantage que des théoriciens, mais il faut se pencher plus longuement sur la question." Une nouvelle fois comme c'est souvent le cas dans les sciences de l'observation, l'expérience devance la théorie. On y reviendra dans le cadre de la philosophie des sciences et du clivage entre théorie et pratique.

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