Les quasars sont des sources hautement énergétiques situées dans le coeur de galaxies lointaines. On ne sait pas bien ce qui constitue exactement un quasar, leur nature nous est encore mystérieuse, aussi quasar signifie "quasi stellar" ... Ces astres ne se rencontrent qu'à des distances très éloignées de nous, autant dire qu'ils ont existé dans un lointain passé. Ce sont les astres les plus lointains et donc les plus anciens que nous connaissons. Pourtant, ils sont aisément remarquables tant leur puissance énergétique est vertigineuse ... Bien qu'encore mal connu, on s'autorise à penser que le quasar ressemble beaucoup à un trou noir supermassif laissant échapper des jets de plasma à ses pôles.
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Les quasars sont parmi les plus anciens phénomènes célestes connus, et pour cause, on les détecte aux confins de l’Univers. Comme chacun le sait, celui qui voit très loin dans l’espace, voit très loin dans le temps. Faisons un « petit » voyage dans l’espace, notre œil rivé sur l’oculaire d’un gros télescope …
Quittons tout d’abord notre Voie Lactée puis sortons de notre amas local, les prochaines galaxies spirales identiques à la nôtre ne se trouvent qu’à 8 millions d’années lumières. Plus loin, nous rencontrons d’autres types de galaxies, elliptiques ou irrégulières. Plus on s’éloigne, et plus ces objets faiblissent en luminosité et rapetissent. Pourtant, en arrivant aux frontières de l’Univers visible, on distingue maintenant des galaxies plus brillantes, 100 fois voire 1000 fois plus brillantes que les plus brillantes de notre superamas !!
Ces galaxies ont un point commun, elles abritent en leur cœur un quasar …
Tout commence durant les années 1940/50, où furent établies les premières cartes radio du ciel. C’est ainsi qu’on a détecté plusieurs radiosources localisées dans l’espace, des sources se détachant très nettement sur l’émission radio générale de l’Univers. La plupart de ces sources s’expliquèrent comme étant situées à l’intérieur de notre galaxie, par exemple sous forme de nuages d’hydrogène ionisés ou de rémanents de supernovae ; mais d’autres radiosources semblaient plus exotiques, leur intensité fluctuant très rapidement … On pensait alors à des émissions de petite envergure et à une distance proche. Mais en 1949, on se rendit compte que les positions de bon nombre de ces sources coïncidaient avec la position de centaines de galaxies, toujours elliptiques !
Cependant, il arrivait parfois qu’aucune cible ne soit trouvée à l’endroit de l’émission … Des années plus tard, en 1962, la technologie permit de cibler avec plus de précision, on s’aperçu alors que deux de ces émissions (nommées 3C 48 et 3C 273) provenaient d’un objet semblable à une étoile, que rien ne distinguait d’une étoile à vrai dire. Le paradoxe, c’est que si ces objets avaient effectivement été des radio étoiles, alors elles auraient été invisibles par les télescopes. A moins que ces étoiles aient eu des émissions considérablement élevées par rapport au Soleil par exemple … Pour en avoir le cœur net, on procéda à une étude minutieuse des raies spectrales de ces émissions, et ces spectres apparurent comme inédits et uniques : ils ne ressemblaient à aucune étoile répertoriée (on ne retrouvait pas la présence d’hydrogène, ni azote, ni oxygène, ni soufre) ! On pris alors conscience, en se rappelant de la loi de Hubble sur l’expansion de l’Univers, que ces raies étaient finalement bien connues, mais qu’elles avaient subi un fort décalage spectral vers le rouge, selon l’effet Doppler-Fizeau ! C’est l’astronome néerlandais Maarten Schmidt (Mont Palomar) qui fit cette découverte.
Pour 3C 273, on calcula alors que sa vitesse de récession (sa fuite) était de l’ordre de 43 600 km/s, ce qui correspondait à une distance 1 milliard ½ d’années lumière !
On calcula ainsi la luminosité de l’astre grâce aux données sur sa distance et son éclat apparent … Celle-ci était gigantesque, des centaines de fois supérieures à la luminosité d’une galaxie entière !
Aujourd’hui encore, alors qu’on catalogue plus de 20 000 spécimens, les quasars restent des objets méconnus, énigmatiques. Il n’y a pas de définition catégorique de ce qu’est un quasar, même si évidemment les spéculations vont bon train … Quasar signifie « quasi stellar », car cet objet ressemble à une étoile, mais il n’en est pas une pour autant.
Bien que très brillants, les quasars sont des objets de faibles dimensions, 100 000 fois plus petits que les galaxies qui les abritent. L’émission énergétique semble ainsi venir d’une région grande comme l’orbite de Pluton, autant dire une tête d’épingle à comparaison de la taille d’une galaxie … Cela signifie qu’une surface d’un km² d’un quasar produit autant de lumière que notre Soleil … Pas étonnant qu’on puisse alors les détecter jusqu’à 13 milliards d’années lumière (le plus éloigné a, en effet, été détecté avec un décalage spectral de 5,8 vers le rouge, correspondant à cette distance) !!
Les quasars radio émettent de longs jets d’énergie, énergie éjectée vers l’extérieur sous forme de particules et d’électrons à très haute vitesse (dits électrons ultrarelativistes).
Les quasars sont les objets les plus anciens de l’Univers, leur magnitude absolue est de -22 à -26, ce qui correspond à une puissance de rayonnement de l’ordre de 1038 joules.
Si les quasars ont été découverts grâce aux ondes radio, ce n’est pourtant pas ce facteur qui les caractérise le plus car en effet, seulement 10% des quasars émettent en ondes radio, alors qu’ils émettent tous un puissant rayonnement gamma, X, ultraviolet, visible et infrarouge.
Les quasars semblent finalement être des noyaux de galaxies très actifs, il est également probable que le phénomène quasar soit la manifestation de l’émission de matière d’un trou noir galactique (pouvant atteindre une masse de 10 milliards de soleils).
Outre leur rayonnement intrinsèquement fabuleux, la deuxième caractéristique propre aux quasars est leur étonnante variabilité. En l’espace d’une journée, la luminosité du quasar peut varier énormément.
On sait également que le rayonnement produit est de nature non thermique : la lumière du quasar ne suit pas la loi de Planck sur les corps noirs, ce qui prouve la non appartenance de ce rayonnement à un rayonnement d’origine stellaire.
En 1943, Carl Seyfert, astronome américain, détermina une nouvelle classe de galaxies, composées d’un noyau très actif.
Celles-ci sont caractérisées par un noyau très compact et surtout très brillant, dont le spectre présente des raies en émission intenses et larges. Cela indique que le gaz responsable de cette émission est mu par un mouvement très rapide, de l’ordre de
plusieurs milliers de km/s. Seyfert établi une première liste d’une douzaine de spécimens, mais ses travaux passèrent inaperçus pendant une vingtaine d’années. Ce n’est qu’après la découverte des quasars qu’on fit le rapprochement entre les spectres de leurs émissions respectives. Il semble qu’il est possible de trouver dans les galaxies toutes les étapes intermédiaires entre quasars proprement dits et galaxies de Seyfert.
En 1973, on distingua 2 classes parmi les galaxies de Seyfert.
Ces galaxies possèdent toutes les propriétés des quasars, comme des raies d’émission larges, une composante optique compacte et variable, une forte émission en rayonnement X … Pourtant, les noyaux de ces galaxies sont beaucoup moins brillants que les quasars. Parallèlement, on se rendit compte de l’existence de quasars peu lumineux, dont les meilleurs clichés présentèrent une faible luminosité autour du noyau « quasi stellaire ». Dans ce cas, peut-on se dire que les quasars sont en fait des noyaux de Seyfert 1 tellement lumineux qu’ils occultent leur galaxie hôte ? Ou bien à l’inverse, peut-on se dire que les noyaux de galaxie Seyfert 1 sont finalement des quasars si peu lumineux que leur galaxie hôte apparaît normalement, étant juste légèrement plus brillant ? Il est ainsi très compliqué de définir un quasar, car nous n’en avons pas une définition assez précise, juste une vague idée.
Parmi les galaxies de Seyfert 1 proches, 2% possèdent un quasar, le phénomène est donc répandu. Mais il est possible que le pourcentage soit beaucoup plus élevé et que nous ne le savons pas, faute de moyen de détecter des quasars si peu lumineux qu’ils ne contrastent pas avec la densité des étoiles du centre galactique. L’espoir reste permis, on a par exemple détecté un miniquasar 10 fois moins brillant de le plus faible noyau de Seyfert 1 connu jusqu’alors, dans la proche galaxie M81.
Leur spectre est semblable à celui des raies étroites des quasars. Pourtant, on n’observe pas de noyau optique compact et variable, à l’inverse des Seyfert 1. Et surtout, on ne détecte pas de rayonnement X. Cela laisse à penser la présence d’un miniquasar de faible luminosité, éventuellement masqué par un nuage moléculaire très compact. Il faudrait donc d’autres moyens technologiques pour les détecter, voire les observer. On pense que 3% des galaxies proches sont de type Seyfert 2.
Les deux classes Seyfert confondues, on pense donc que 5% des galaxies proches pourraient abriter un miniquasar en leur sein.
D’où provient l’énergie fabuleuse des quasars ?
On sait que les quasars sont de très petite taille, puisque certains présentent de rapides variations de luminosité (un objet ne peut changer plus rapidement que le temps mis par la lumière pour le parcourir). En effet, la brillance des quasars peut changer d’une journée à l’autre, donc on peut considérer que leur taille n’excède par un jour lumière, c’est-à-dire environ 26 milliards de km. Un tel objet n’est donc pas supérieur à la taille de notre système solaire.
Connaissant approximativement la taille d’un quasar, et en prenant en compte la fantastique énergie déployée par celui-ci, on en conclue que le corps doit dépasser plusieurs millions de masses solaires ! La théorie la mieux acceptée par les physiciens est qu’il s’agit finalement de la manifestation d’un trou noir.
Un trou noir, objet théorique prévu par la relativité générale, est un objet si dense que la vitesse nécessaire pour s’en libérer est supérieure à celle de la lumière ! C’est-à-dire que même les photons piégés par un trou noir sont condamnés à y rester, voilà pourquoi on l’appelle « trou noir ».
Lorsqu’un trou noir capture de la matière environnante, celle-ci tourne d’abord aux alentours du trou noir, formant un disque d’accrétion, et se rapproche au fur et à mesure en accélérant sa rotation (pensez à une bille qui tourne dans la roulette d’un casino). Lorsqu’elle sera suffisamment près du trou noir, toute cette matière (essentiellement des gaz) tournera si vite qu’elle s’échauffera jusqu’à atteindre des températures si élevées qu’elle rayonnera dans le domaine X. Ceci est une explication succincte mais néanmoins convaincante du phénomène quasar. Ce modèle du disque d’accrétion explique l’origine des jets qu’on observe dans certaines galaxies. Dans certains cas, le disque enflerait jusqu’à prendre la forme d’un beignet, appelé tore. La matière tombant dans le trou noir formerait donc le long de l’axe du disque deux énormes tourbillons, provoquant des jets.
Il existe d’autres processus identiques, bien connus mais de puissante moindre : dans des systèmes binaires d’étoiles, il arrive qu’une étoile mourante se transforme en étoile à neutrons. Celle-ci, dont la masse est très élevée mais insuffisante pour former un trou noir, arrachera la matière des couches externes de sa compagne, formant un disque d’accrétion autour d’elle, et engendrant parfois un pulsar.
On sait, d’après Arthur Stanley Eddington, astronome et physicien anglais, que la luminosité d’un trou noir ne peut aller vers l’infini, elle ne peut dépasser une certaine limite à un trou noir de masse donnée. Cette limite, dite limite d’Eddington, est proportionnelle à la masse du trou noir. Lors de la phase d’accrétion de gaz autour du noyau, environ 40% de la masse de matière tombant sur le trou noir peut être libérée sous forme d’énergie, de lumière. La luminosité produite est directement proportionnelle à la masse de la matière tombant vers le trou noir, tant que celle-ci est faible. Les photons s’échappant entrent alors en collision avec la matière tombant et la stoppent, ce qui produit un phénomène de régulation. Donc, quand on observe un trou noir émettant une certaine luminosité, on sait que sa masse est supérieure à la limite d’Eddington car si elle était plus faible, alors la luminosité n’aurait pas pu être aussi élevée que celle qu’on observe. Voici donc comment connaître la masse d’un trou noir. Et c’est ainsi qu’on a pu déterminer la masse du quasar le plus lumineux jamais découvert (en partant bien sûr du principe qu’un trou noir s’y trouve en son cœur) : 10 milliards de fois celle de notre Soleil. Cette masse colossale représenterait 1% de la masse d’une galaxie géante !
De tels monstres cosmiques sont rarissimes, et une telle masse n’est pas nécessaire pour obtenir un quasar, par exemple le quasar situé dans la galaxie de Seyfert NGC 4151 devrait avoir une masse de seulement 1 million de fois celle du Soleil.
Les galaxies de Seyfert seraient des spécimens d’un stade avancé d’évolution galactique, dans laquelle le trou noir, ayant ingurgité toute la matière à sa portée, aurait pratiquement cessé d’émettre, entretenant tout juste un état de miniquasar.
Notre galaxie, la Voie Lactée, possèderait elle aussi un quasar, nommé Sagittarius A, couplé à un trou noir d’une centaine de masses solaires.
Ce dernier serait le résultat de l’effondrement d’un amas stellaire constitué d’étoiles supergéantes.
