Les quasars comptent parmi les objets les plus lumineux de l’univers connu. Ils se trouvent au cœur de galaxies lointaines et sont alimentés par des trous noirs supermassifs. Le gaz spirale dans ces trous noirs à grande vitesse. La friction génère d’énormes quantités de lumière. Certains quasars éclipsent toutes les étoiles de leur galaxie d’origine. Cette luminosité permet aux astronomes de les voir à des milliards d’années-lumière.
Qu’est-ce qu’un quasar exactement ?
Un quasar est une région compacte au centre d’une galaxie. Il émet d’énormes quantités d’énergie. Cette énergie provient de l’accrétion. La matière tombe dans un trou noir supermassif. Le processus libère plus d’énergie que la fusion nucléaire. Cela rend les quasars incroyablement brillants. Ce sont des sources de lumière ponctuelles. Les premiers télescopes ne parvenaient pas à les résoudre. Ils ressemblaient à des étoiles. D’où le nom de « source radio quasi-stellaire ». Aujourd’hui, nous savons que ce ne sont pas des stars. Ce sont des noyaux galactiques actifs.
Comment les quasars ont-ils été découverts ?
Les quasars ont été identifiés pour la première fois dans les années 1960. Les astronomes ont utilisé des radiotélescopes pour détecter de fortes émissions. Ces sources ne correspondaient à aucune étoile connue. Leurs spectres présentaient de grands redshifts. Cela indiquait qu’ils étaient très loin. Le redshift impliquait d’énormes distances. Pourtant, ils étaient brillants. C’était déroutant. Comment quelque chose jusqu’à présent peut-il être si brillant ? La réponse se trouvait dans le trou noir. La production d’énergie était immense.
Pourquoi les quasars sont-ils importants ?
Les quasars nous aident à comprendre l’univers primitif. Ils existent à de grandes distances. La lumière des quasars met des milliards d’années pour nous parvenir. Nous les voyons tels qu’ils étaient dans le passé. Cela donne un aperçu du jeune univers. Les quasars révèlent également la croissance de trous noirs. Ils montrent comment évoluent les galaxies. L’interaction entre les trous noirs et leurs galaxies hôtes est essentielle. Les quasars sont des marqueurs de ce processus.
Où pouvons-nous trouver des quasars ?
Les quasars se trouvent au centre des galaxies. Ils sont dispersés dans le ciel. Des télescopes comme Hubble et James Webb les détectent. Ils sont visibles dans les relevés de l’espace lointain. Leurs emplacements aident à cartographier l’univers. Les quasars ne sont pas proches de notre Voie Lactée. Ils sont éloignés. Le quasar connu le plus proche est encore très loin. Elle se trouve à des milliards d’années-lumière de la Terre.
Quels quasars sont les plus brillants ?
Certains quasars sont exceptionnellement brillants. Ils peuvent éclipser toute leur galaxie hôte. Cela les rend visibles même à des distances extrêmes. Les quasars les plus brillants ont des luminosités équivalentes à des milliards de soleils. Ils font partie des objets observés les plus éloignés. Leur luminosité permet une étude détaillée. Les astronomes peuvent analyser leurs spectres. Cela révèle la composition de leur environnement.
Comment les quasars affectent-ils leurs galaxies hôtes ?
Les quasars influencent leurs galaxies hôtes. La production d’énergie peut chasser le gaz de la galaxie. Cela peut arrêter la formation d’étoiles. Les quasars régulent la croissance des galaxies. Ils font partie d’une boucle de rétroaction. Les trous noirs et les galaxies co-évoluent. L’étude des quasars nous aide à comprendre cette relation. C’est un domaine clé de l’astronomie moderne.
L’avenir de la recherche sur les quasars
De nouveaux télescopes améliorent notre vision. Le télescope spatial James Webb détecte des quasars plus faibles. Il voit plus loin dans le temps. Cela permet
Pourquoi les quasars ressemblent à des étoiles (mais ne le sont pas)
Le nom vient d’un peu de confusion astronomique. Dans les années 1950, des chercheurs scrutaient le ciel à la recherche de signaux radio. La plupart des sources correspondaient à des galaxies normales. Quelques-uns ne l’ont pas fait.
Ces valeurs aberrantes se trouvaient près du plan de la Voie lactée. Elles ressemblaient à de faibles étoiles bleues. Certains avaient des halos flous. Les télescopes ne pouvaient pas les distinguer des étoiles ordinaires au premier coup d’œil.
Ils ont donc reçu un nom maladroit. Sources radio quasi-stellaires. Raccourci en quasar en 1964.
L’étiquette est restée. Il décrivait à quoi ils ressemblaient. Pas ce qu’ils étaient.
Le mystère des halos bleus
Ces halos flous n’étaient pas seulement du bruit visuel. Ils faisaient allusion à quelque chose de plus grand. Quelque chose de plus brillant.
Les quasars sont alimentés par des trous noirs supermassifs. Ils se trouvent au centre de galaxies lointaines. La lumière que nous voyons est le disque d’accrétion. Le halo est la galaxie hôte. Mais les premiers télescopes ne voyaient que le noyau brillant.
Cela ressemblait à une étoile. Il agissait comme une star. Ce n’était pas le cas.
Comment nous l’avons compris
Une fois que les astronomes ont réalisé que les quasars n’étaient pas des étoiles, ils ont regardé de plus près. Les mesures de redshift ont montré qu’ils étaient incroyablement loin. S’ils étaient aussi brillants à cette distance, ils devaient être d’une énergie inimaginable.
Le nom était inapproprié. L’objet était le cœur d’une galaxie. Mais le terme « quasar » a perduré. C’est plus facile que de dire « noyau galactique actif ultra-lumineux ».
Nous utilisons toujours l’ancien nom. Pour l’étoile bleue, ce n’était pas une étoile.
Le mystère Redshift et l’échelle des quasars
Le spectre optique de ces étranges objets ressemblant à des étoiles n’avait aucun sens. Des raies d’émission sont apparues à des longueurs d’onde qui ne correspondent à aucune source céleste connue. C’était une énigme qui a déconcerté les astronomes jusqu’à ce que Maarten Schmidt, un astronome néerlando-américain, la résolve en 1963. Il a réalisé que le motif de 3C 273 – le quasar le plus brillant connu – était en réalité des atomes d’hydrogène étirés par l’expansion cosmique. Le redshift était de 0,158. Cela signifiait que chaque longueur d’onde était 1,158 fois plus longue qu’une mesure en laboratoire.
Appliquez la loi de Hubble et vous obtenez une distance de plus de deux milliards d’années-lumière. C’est loin. Des amas de galaxies brillants existaient à des distances similaires. Mais 3C 273 ? Elle éclipsait d’un facteur 100 les galaxies individuelles les plus brillantes de ces amas. Rien d’aussi brillant n’avait jamais été vu aussi loin.
Le problème de la densité
La poursuite des observations a apporté une surprise encore plus étrange. La luminosité des quasars fluctue énormément sur des échelles de temps aussi courtes que quelques jours. La physique dicte qu’un objet ne peut pas changer de vitesse plus rapidement que la lumière ne peut le traverser. Ainsi, la taille totale d’un quasar ne devait pas dépasser quelques jours-lumière.
Compact. Lumineux. Impossible.
Si quelque chose est aussi petit et aussi brillant, la pression de rayonnement interne devrait le faire exploser. La seule chose qui empêche une explosion autodestructrice est la gravité. Pour résister à son propre éblouissement, un quasar doit être massif. Au moins un million de masses solaires. Il s’agit de la limite d’Eddington, du nom d’Arthur Eddington. C’est le point de basculement où la pression de rayonnement vers l’extérieur équilibre l’attraction gravitationnelle vers l’intérieur.
Les astronomes se sont donc retrouvés confrontés à une énigme. Comment un objet de la taille de notre système solaire pèse-t-il un million d’étoiles et éclipse-t-il une galaxie de 100 milliards d’étoiles ?
Accrétion et fin de la controverse
La réponse est arrivée rapidement après la découverte de Schmidt. Indépendamment, les astronomes russes Yakov Zel’dovich et Igor Novikov, ainsi que l’Autrichien-Américain Edwin Salpeter, ont proposé la même solution : accrétion par gravité sur des trous noirs supermassifs.
Certains astronomes détestaient ça. L’idée d’une luminosité aussi élevée dans un si petit espace était désagréable. Ils ont proposé des alternatives. Ces théories affirmaient que les quasars n’étaient pas réellement à ces distances énormes. Leurs redshifts n’étaient pas cosmologiques. Ces interprétations alternatives ont depuis été discréditées. Il reste quelques adeptes, mais ce sont des cas aberrants.
La controverse sur le redshift a pris fin au début des années 1980. L’astronome américain Todd Boroson et le canado-américain John Beverly Oke l’ont prouvé. Ils ont montré que les halos flous entourant certains quasars n’étaient que la lumière des étoiles de la galaxie hôte. Et ces galaxies ? Ils étaient à des redshifts élevés. La distance était réelle.
Des sources radio aux QSO
En 1965, il devint évident que les quasars n’étaient que la pointe de l’iceberg. Ils faisaient partie d’une population plus large de sources inhabituellement bleues. La plupart étaient des sources radio plus faibles, trop faibles pour les premières enquêtes. Ce groupe plus large partageait toutes les propriétés des quasars, à l’exception de l’extrême radioluminosité. Ils étaient appelés objets quasi-stellaires, ou QSO.
Depuis les années 1980, les astronomes considèrent les QSO comme la variété à haute luminosité d’une classe encore plus vaste : les noyaux galactiques actifs, ou AGN. Les versions à faible luminosité sont les galaxies de Seyfert, du nom de Carl K. Seyfert, qui les a identifiées pour la première fois en 1943.
Trouver efficacement des quasars
Les premiers quasars ont été découverts comme sources radio. Mais les astronomes se sont vite rendu compte qu’ils pouvaient les trouver plus rapidement en recherchant des objets plus bleus que les étoiles normales. La méthode est simple. Photographiez de grandes zones du ciel à travers deux ou trois filtres de couleurs différentes. Comparez les images. Trouvez les objets inhabituellement bleus. Vérifiez par spectroscopie.
Cela reste la technique principale. Cela a bien sûr évolué. Le cinéma a cédé la place aux dispositifs électroniques à couplage de charge (CCD). Enquêtes étendues aux longueurs d’onde infrarouges. Plusieurs filtres isolent désormais les quasars à différents redshifts dans diverses combinaisons.
Il existe également d’autres moyens. Recherche des sources étoilées avec des variations de luminosité irrégulières. Relevés aux rayons X depuis l’espace. Des niveaux élevés d’émission de rayons X sont considérés comme un indicateur sûr d’un système de trous noirs en accumulation.
Structure physique des quasars
Pensez à l’ampleur du moteur au cœur d’un quasar. Nous parlons d’un trou noir dont la masse varie d’un million à plusieurs milliards de fois celle de notre Soleil. Ces monstres siègent tranquillement au centre de nombreuses grandes galaxies. Mais quand ils mangent, ils brillent.
Dans environ 5 à 10 % de ces galaxies, la situation devient chaotique. Le gaz tombe dans le puits de gravité profond du trou noir. Il prend de la vitesse. Ça s’accumule. La friction et la chaleur transforment cette matière en incandescence, formant un disque d’accrétion en rotation rapide juste à l’extérieur de l’horizon des événements.
Il y a un plafond rigide à la vitesse à laquelle un trou noir peut manger. C’est ce qu’on appelle la limite d’Eddington. Si un trou noir accumule de la matière trop rapidement, la chaleur qui en résulte crée une telle pression de rayonnement vers l’extérieur qu’elle chasse le gaz entrant. L’alimentation s’arrête. La nature impose une limite de vitesse à la gourmandise.
Alors, qu’est-ce qui rend un noyau « actif » ? La plupart des grandes galaxies – 90 à 95 % d’entre elles – sont actuellement calmes. Ce ne sont pas des quasars. Un noyau galactique actif est différent car son trou noir le consomme activement. Il dévore quelques masses solaires de matière chaque année. S’il mange à environ 1 pour cent ou plus de ce taux d’Eddington, la production d’énergie est stupéfiante. Nous parlons d’une luminosité totale d’environ 10 ^ 39 watts. Comparez cela aux modestes 4 × 10 ^ 26 watts du Soleil. Le calcul est brutal.
L’anatomie d’un quasar
Au-delà du trou noir et du disque brillant, les quasars ont un intérieur complexe. Juste au-delà du disque d’accrétion, vous trouvez des nuages de gaz se déplaçant à des vitesses insensées. Ces nuages gravitent autour de la structure interne, absorbant le rayonnement de haute énergie du disque. Ils le retraitent, émettant de larges raies spectrales d’hydrogène et d’autres atomes ionisés. Ces lignes sont l’empreinte digitale d’un quasar.
Plus loin, toujours principalement dans le plan du disque d’accrétion, se trouvent des nuages de gaz chargés de poussière. Ils peuvent obscurcir le quasar lui-même, cachant le moteur central de la vue en fonction de l’angle de vue.
Ensuite, il y a les jets. Certains quasars projettent des faisceaux de plasma hautement collimatés le long de l’axe de rotation. Ces jets se déplacent à des vitesses proches de la vitesse de la lumière. Ils émettent des rayonnements sur des longueurs d’onde de rayons X, radio et parfois optiques. C’est un phare cosmique qui balaye des faisceaux d’énergie à travers l’univers.
Pourquoi l’orientation est importante
Cette structure complexe signifie que l’apparence d’un quasar dépend entièrement de votre point de vue. Plus précisément, cela dépend de l’angle de l’axe de rotation du disque d’accrétion par rapport à votre ligne de mire.
Si vous regardez le canon du jet, vous voyez quelque chose de très différent que si vous regardez le disque par la tranche. Le disque d’accrétion, les nuages de raies d’émission et les jets deviennent plus ou moins proéminents en fonction de cette géométrie. Nous observons une grande variété de phénomènes, mais physiquement, beaucoup de ces sources sont similaires. Nous les voyons simplement sous différents angles.
Evolution des quasars
Pourquoi nous voyons plus de quasars dans l’univers primitif
L’univers n’a pas toujours été aussi calme. Lorsque nous regardons le cosmos profond, nous regardons en arrière dans le temps. Parce que la lumière met du temps à nous atteindre, les objets situés à de plus grandes distances sont vus comme ils l’étaient il y a des milliards d’années. C’est pourquoi la densité numérique des quasars augmente considérablement avec le redshift. Ce n’est pas seulement qu’ils sont plus nombreux au loin. C’est qu’ils étaient simplement plus courants dans le passé.
Cette tendance atteint son apogée lorsque l’univers avait environ trois milliards d’années. Cela se produit environ dix milliards d’années après le Big Bang. Avant cela, la population était encore en croissance. Les quasars les plus éloignés que nous connaissons se sont formés moins d’un milliard d’années après le début de l’humanité.
La nature épisodique du festin des trous noirs
Les quasars individuels ne sont pas des éléments permanents. Ils apparaissent lorsque les trous noirs centraux commencent à consommer du gaz à un rythme effréné. Cela arrive souvent après une fusion de galaxies. Le trou noir s’agrandit. Ça brille. Mais ça ne dure pas.
L’activité des quasars est épisodique. Un seul épisode peut durer environ un million d’années. La durée de vie totale ? Environ dix millions d’années. C’est un clin d’œil dans le temps cosmique. Finalement, l’alimentation s’arrête. Le trou noir entre en sommeil. Il se cache au centre d’une immense galaxie, en attente.
Ce cycle de vie se déroule le plus rapidement pour les trous noirs les plus lourds. Ils brûlent vivement et meurent jeunes. Les trous noirs moins massifs prennent leur temps. Aujourd’hui, les noyaux galactiques actifs (AGN) que nous observons sont pour la plupart des galaxies de Seyfert à faible luminosité avec des trous noirs plus petits. Les géants dorment déjà.
Comment les trous noirs contrôlent leurs hôtes
Il existe une relation étroite entre la masse d’un trou noir et celle de sa galaxie hôte. C’est étrange car le trou noir est minuscule comparé à la galaxie. Cela ne représente qu’environ 0,1 pour cent de la masse totale. Pourtant, elle détient les clés de l’avenir de la galaxie.
Pendant la phase quasar, le trou noir libère un rayonnement intense. Cela entraîne des sorties massives. Il lance des jets. Ces forces réchauffent le milieu interstellaire. Ils peuvent même expulser entièrement le gaz de la galaxie.
Cela a deux effets majeurs. Premièrement, cela arrête la formation d’étoiles. Sans gaz, de nouvelles étoiles ne peuvent pas naître. Deuxièmement, cela étouffe l’approvisionnement en carburant du quasar. Le trou noir meurt de faim. La masse des étoiles et celle du trou noir gèlent sur place. La galaxie et son monstre central grandissent ensemble.
