Les quasars

 

En astronomie, un quasar (pour source de rayonnement quasi-stellaire, quasi-stellar radio source en anglais) est une source d’énergie électromagnétique, incluant la lumière visible et les ondes radios. Les quasars visibles de la Terre montrent tous un décalage vers le rouge très élevé. Le consensus scientifique dit qu’un décalage vers le rouge élevé est le résultat de la loi de Hubble, c’est-à-dire que les quasars sont très éloignés. Pour être observables à cette distance, l’énergie que libèrent les quasars doit se réduire à un phénomène astrophysique connu, principalement les supernovae et les sursauts gamma (qui ont une vie relativement courte). Ils peuvent libérer autant d’énergie que des centaines de galaxies combinées. L’énergie lumineuse libérée est équivalente à celle qui serait libérée par 1012 Soleils.

Avec les télescopes optiques, la plupart des quasars ressemblent à de petits points lumineux, bien que certains soient vus comme étant les centres de galaxies actives (couramment connus sous l'abréviation AGN, pour Active Galaxy Nucleus). La majorité des quasars sont beaucoup trop éloignés pour être vus avec de petits télescopes, mais 3C 273, avec une magnitude apparente(ou relative) de 12,9, est une exception. À une distance de 2,44 milliards années-lumière, c’est un des seuls objets lointains observables avec un équipement d’amateur.

Certains quasars montrent de rapides changements de luminosité, ce qui implique qu’ils sont assez petits (un objet ne peut pas changer plus vite que le temps qu’il faut à la lumière pour voyager d’un bout à l'autre ; voir l'article sur le quasar J1819+3845 pour une autre explication). Actuellement (février 2007), le décalage vers le rouge le plus élevé jamais enregistré pour un quasar est 6,4[réf. nécessaire].

On pense que les quasars gagnent en puissance par l’accrétion de matière autour des trous noirs supermassifs qui se trouvent dans le noyau de ces galaxies, faisant des « versions lumineuses » de ces objets connus comme étant des galaxies actives. Aucun autre mécanisme ne parait capable d’expliquer l’immense énergie libérée et leur rapide variabilité.

La connaissance des quasars avance rapidement. Dans les années 1980, il n’y avait aucun consensus sur leur origine.

Propriétés

Le quasar 3C 273, le plus lumineux jamais observé. Photographie prise par le télescope spatial Hubble.

Le quasar 3C 273, le plus lumineux jamais observé. Photographie prise par le télescope spatial Hubble.

On recense plus de 100 000 quasars. Tous les spectres observés montrent des décalages vers le rouge allant de 0,06 à 6,4. Par conséquent, tous les quasars connus se situent à de très grandes distances de nous, le plus proche de nous étant à 240 mégaparsecs (~ 780 millions d’années-lumière) et le plus éloigné étant à quatre gigaparsecs (~ 13 milliards d’al), aux limites de l’univers observable. Comme la lumière prend beaucoup de temps pour couvrir ces grandes distances, la plupart des quasars qui se trouvent au-delà de 1,0 gigaparsec de distance sont vus tels qu’ils existaient dans un passé très lointain de l'Univers, leur lumière ne nous parvenant qu’aujourd'hui.

Quoique faibles quand ils sont observés optiquement (leur décalage vers le rouge élevé implique que ces objets sont très éloignés de nous) les quasars sont les objets les plus brillants connus dans l’Univers. Le quasar qui apparait le plus brillant dans notre ciel est l’hyper-lumineux 3C 273, dans la constellation de la Vierge. Il a une magnitude apparente d’environ 12,9 (assez brillant pour être vu avec un petit télescope) mais sa magnitude absolue est de -26,7. Cela veut dire qu’à une distance de 10 pc (~ 33 al), cet objet luirait dans le ciel aussi fortement que notre Soleil. La luminosité de ce quasar est donc 2 × 1012 fois plus forte que celle de notre Soleil, ou environ 100 fois plus forte que la lumière totale d’une galaxie géante, telle que notre Voie lactée.

Le quasar super-lumineux APM 08279+5255 avait, lorsqu’on l’a découvert en 1998, une magnitude absolue de -32,2, quoique les images à haute résolution des télescopes Hubble et Keck révèlent que ce système est gravitationnellement grossi. Une étude du grossissement gravitationnel dans ce système suggère qu’il a été amplifié par un facteur d’environ 10. Cela est encore beaucoup plus lumineux que les quasars tout proches tels que 3C 273. On pensait que HS 1946+7658 avait une magnitude absolue de -30,3, mais lui aussi était mis en valeur par l’effet de grossissement gravitationnel.

On a découvert que les quasars variaient en luminosité sur différentes échelles de temps. Certains varient en brillance tous les x mois, semaines, jours, ou heures. Cette découverte a permis aux scientifiques de théoriser le fait que les quasars génèrent et émettent leur énergie dans une petite région, puisque chaque partie de quasar doit être en contact avec d’autres parties sur une échelle de temps pour coordonner les variations de luminosité. Ainsi un quasar dont la luminosité varie sur une échelle de temps de quelques semaines ne peut être plus grand que quelques semaines-lumière.

Les quasars montrent beaucoup de propriétés comparables à celles des galaxies actives : le rayonnement est non-thermique et quelques uns ont des jets et des lobes comme ceux des radiogalaxies. Les quasars peuvent être observés sur de nombreuses régions du spectre électromagnétique : les ondes radio, les infrarouges, la lumière visible, les ultraviolets, les rayons X et même les rayons gamma.

La plupart des quasars sont les plus brillants dans le domaine du proche ultraviolet (~ 1216 angströms, ce qui correspond à la raie d'émission Lyman-α de l’hydrogène) dans leur référentiel propre, mais à cause des redshifts considérables de ces sources, le pic de luminosité a été observé aussi loin que 9 000 A.

Les quasars de fer montrent des raies d’émission très fortes résultant du fer ionisé, tel que IRAS 18508-7815.

Génération d'émission

Cette photo, prise en lumière infrarouge, est une image en fausse couleurs d’un « tandem quasar-supernova », avec la plus lumineuse des explosions jamais observées dans ce type de combinaison. Ce couple fut découvert par une équipe de chercheurs venant de six institutions différentes.

Cette photo, prise en lumière infrarouge, est une image en fausse couleurs d’un « tandem quasar-supernova », avec la plus lumineuse des explosions jamais observées dans ce type de combinaison. Ce couple fut découvert par une équipe de chercheurs venant de six institutions différentes.

Comme les quasars montrent des propriétés communes à toutes les galaxies actives, beaucoup de scientifiques ont comparé les émissions des quasars et celles des petites galaxies actives due à leur similarité. La meilleure explication pour les quasars est qu’ils deviennent puissants grâce aux trous noirs supermassifs. Pour créer une luminosité de 1040 W (la brillance typique d'un quasar), un trou noir supermassif devrait consumer la matière équivalente de 10 étoiles par an. Les quasars les plus brillants sont connus pour dévorer 1 000 masses de matière solaire par an. Les quasars sont connus pour s’allumer ou s’éteindre selon leur environnement. Une des implications est qu’un quasar ne pourrait, par exemple, continuer de se nourrir à ce rythme pendant 10 milliards d'années. Ce qui explique plutôt bien pourquoi il n’y a aucun quasar près de nous. Dans ce cas de figure, lorsqu’un quasar a terminé d’avaler du gaz et de la poussière, il devient une galaxie ordinaire.

Les quasars fournissent également des indices quant à la fin de la réionisation du big bang. Les plus vieux quasars (z > 4) montrent qu'une onde Gunn-Peterson et des régions d’absorption devant eux, indiquant que l’espace intergalactique était fait de gaz neutre, à ce moment-là. Des quasars plus récents montrent qu’ils n’ont aucune région d’absorption mais plutôt des spectres contenant une zone avec un pic connu sous le nom de forêt Lyman-α. Cela indique que l’espace intergalactique a subi une réionisation dans le plasma, et que le gaz neutre existe seulement sous la forme de petits nuages.

Une autre caractéristique intéressante des quasars est qu’ils montrent des traces d’éléments plus lourds que l’hélium. Cela indique que ces galaxies ont subi une importante phase de formation d’étoiles créant une population III d'étoile, entre l’époque du Big Bang et l’observation des premiers quasars. La lumière de ces étoiles a pu être observée grâce au télescope spatial Spitzer de la NASA (quoique fin 2005, cette interprétation demande encore à être confirmée).

Historique

Les premiers quasars furent découverts avec des radiotélescopes, vers la fin des années 50. Beaucoup furent enregistrés comme des sources radio sans objet visible associé. En utilisant de petits télescopes et le télescope Lovell comme interféromètre, on a remarqué qu’ils avaient une très petite taille angulaire. Des centaines de ces sujets ont été répertoriés dès 1960 et répertoriés dans le Third Cambridge Catalogue. En 1960, la source radio 3C 48 fut finalement reliée à un objet optique. Les astronomes détectèrent ce qui paraissait être une pâle étoile bleue à l’endroit des sources radios et obtinrent son spectre. Contenant énormément de raies d’émission inconnues — le spectre irrégulier défiait toute interprétation —, la revendication de John Bolton parlant d’un grand redshift ne fut pas acceptée.

En 1962, une percée fut accomplie. Une autre source radio, 3C 273, allait subir cinq occultations par la Lune. Les mesures effectuées par Cyril Hazard et John Bolton durant l’une des occultations, en utilisant le radiotélescope de Parkes, permirent à Maarten Schmidt d’identifier l’objet du point de vue optique. Il obtint un spectre optique en utilisant le télescope Hale (5,08 m) sur le mont Palomar. Ce spectre révéla les mêmes raies d’émission étranges. Schmidt réalisa que c’était les raies de l’hydrogène redshiftées (décalées vers le rouge) de 15,8 % ! Cette découverte démontra que 3C 273 s’éloignait à la vitesse de 47 000 km/s. Cette découverte révolutionna l’observation des quasars et permit à d’autres astronomes de trouver des redshifts émanant des raies d'émission et venant d’autres sources radio. Comme Bolton l’avait prédit plus tôt, 3C 48 s’avéra avoir un redshift équivalent à 37 % de la vitesse de la lumière.

Le mot « quasar » fut inventé par l’astrophysicien chinois Hong-Yee Chiu dans la revue Physics Today, pour décrire ces intrigants objets qui devenaient populaires peu après leur découverte, mais qui ne se désignaient uniquement par leur appellation complète (quasi-stellar radio source) :

« Pour l'instant, le mot plutôt maladroit et indéterminable de « quasi-stellar radio source » est utilisé pour décrire ces objets. Comme la nature de ces objets nous est complètement inconnue, il est difficile de leur donner une nomenclature courte et appropriée, même si leurs propriétés essentielles viennent de leur nom. Par esprit pratique, la forme abrégée « quasar » sera utilisée tout au long de cet article. »
— Hong-Yee Chiu, Physics Today, Mai 1964

Plus tard, on découvrit que tous les quasars (en fait, seulement ~10 %) n’avaient pas de fortes émissions radio. D’ici le nom « QSO » (quasi-stellar object) est utilisé (en plus du mot « quasar ») en référence à ces objets, comprenant la classe des radio-fort et des radio-silencieux.

Le grand sujet de débat dans les années 60 était de savoir si les quasars étaient des objets proches ou lointains comme le suppose leur redshift. On suggéra, par exemple, que le redshift des quasars n’était pas dû à l’effet Doppler, mais plutôt à la lumière s’échappant d’un puits gravitationnel profond. Cependant, une étoile avec une masse suffisante pour former un tel puits serait instable. Les quasars montrent également des raies spectrales inhabituelles, qui étaient auparavant visibles sur une nébuleuse chaude de basse densité, qui serait trop diffuse pour générer l’énergie observée et pour accéder au profond puits gravitationnel. Il eut également de sérieux soucis en ce qui concerne l’idée de quasars cosmologiques lointains. Un des principaux arguments en leur défaveur étaient qu’ils impliquaient des énergies qui excédaient les processus de conversion connus, incluant la fusion nucléaire. À ce stade, certains suggérèrent que les quasars étaient faits d’une forme d’antimatière stable inconnue jusqu’ici et qui pouvait passer pour être leur brillance. Cette objection s’effaça avec la proposition d’un mécanisme de disque d’accrétion, dans les années 1970. Et aujourd’hui, la distance cosmologique des quasars est acceptée par la majorité des chercheurs.

En 1979, l’effet de lentille gravitationnelle prédit par la théorie de la relativité générale d’Einstein fut confirmée lors de l’observation des premières images du double quasar 0957+561.

Dans les années 1980, des modèles unifiés furent développés dans lesquels les quasars étaient vus simplement comme une classe de galaxies actives, et un consensus général a émergé : dans beaucoup de cas, c’est seulement l’angle de vue qui les distingue des autres classes, tels que les blazars et les radiogalaxies. L’immense luminosité des quasars serait le résultat d’une friction causée par le gaz et la poussière tombant dans le disque d’accrétion des trous noirs supermassifs, qui peut transformer de l’ordre de 10 % la masse d’un objet en une énergie comparable à 0,7 % pour le p-p du processus de fusion nucléaire et qui domine la production d’énergie dans les étoiles comme le Soleil.

Ce mécanisme explique aussi pourquoi les quasars étaient plus communs lorsque l’Univers était plus jeune, comme le fait que cette production d’énergie se termine lorsque le trou noir supermassif consume tous les gaz et toutes les poussières se trouvant près de lui. Cela implique la possibilité que la plupart des galaxies, dont notre Voie Lactée, sont passées par un stade actif (apparaissant comme étant des quasars ou une autre classe de galaxie actives dépendant de la masse du trou noir et de son disque d’accrétion) et sont maintenant paisibles car elles n’ont plus de quoi se nourrir (au centre de leur trou noir) pour générer des radiations.

Microquasar

En astronomie, un microquasar est une étoile binaire contenant un objet compact tel qu'une étoile à neutrons ou un trou noir, et qui produit des jets d'une vitesse proche de la vitesse de la lumière.

Présentation

Les microquasars sont des étoiles binaires possèdant les mêmes ingrédients essentiels que les quasars: un trou noir, un disque d'accrétion et des jets. Le terme a été inventé par I. Felix Mirabel et Luis F. Rodríguez dans un fameux article[1] décrivant l'observation de jets relativistes supraluminiques dans un système galactique appelé GRS 1915+105. Les microquasars sont un sous-ensemble des étoiles binaires produisant des rayons X, appelées les binaires X.

Différences entre quasars et microquasars

Les microquasars et les quasars possédant les mêmes ingrédients essentiels, ils partagent la même physique. En d'autres termes, les phénomènes physiques présents dans les uns sont aussi observés dans les autres. La différence principale entre les deux est la masse du trou noir. Dans les microquasars, on a un trou noir stellaire de quelques masses solaires, jusqu'à une dizaine de masses solaires. Les trous noirs dans les quasars sont dits supermassifs et ont une masse de plusieurs millions voire quelques milliards de masses solaires.

Pour un trou noir accrétant de la matière du disque d'accrétion au taux maximal d'Eddington, la température caractéristique d'un corps noir à la dernière orbite circulaire stable est donné approximativement par[2]:

T sim 2 times 10^7 M^{-1/4}

M est la masse du trou noir. Ainsi, plus la masse est petite, plus la température caractéristique de l'intérieur du disque d'accrétion est grande. C'est pour cette raison que les quasars émettent principalement dans le domaine optique et ultraviolet, tandis que les disques des microquasars émettent principalement dans les rayons X.

Jets relativistes et jets supraluminiques

La caractéristique qui différence les microquasars des autres binaires X est la présence de jets. Ces jets sont principalement observés dans le domaine des ondes radio (ce fut le cas de GRS 1915+105 et de GRO J1655-40 notamment). Les jets observés dans les microquasars sont dits relativistes quand ils atteignent une vitesse proche de la vitesse de la lumière. Cette désignation vient du fait que seule la relativité d'Albert Einstein permet de les décrire correctement.

Selon la distance et l'angle de projection des jets dans le ciel, il arrive que ces jets relativistes aient, en apparence, une vitesse plus grande que celle de la lumière. Dans ce cas, on parle de jets supraluminiques.

L'origine des jets est encore mal comprise, bien qu'il soit certain qu'ils soient lancés tout près du trou noir central, comme pour les quasars. Un des modèles proposés consiste à dire qu'il existe un jet dit MHD auto-collimaté par le champ magnétique vertical, et qui est produit par le disque d'accrétion, et que dans certaines conditions, des cascades de paires électrons-positrons se forment. Ces paires seraient alors collimées par le jet MHD, et seraient éjectées à des vitesses ultra-relativistes, en produisant les fameux jets observés en radio.

Variabilité

Les microquasars sont caractérisés par une très forte variabilité dans les rayons X. Il a été observé dans plusieurs microquasars une évolution en forme d'hystérésis typique, et qui reste à expliquer. Également, des oscillations quasi-périodiques (QPOs) à basse et haute fréquences sont observés.

Exemples de microquasars

L'exemple le plus fameux reste GRS 1915+105 qui semble à ce jour être le microquasar avec la plus grande masse de trou noir (une dizaine de masses solaires) et le plus grand taux d'accrétion sur le trou noir. Cet objet produit des jets en permanence. GRO J1655-40 fut le deuxième objet dans lequel des jets supralumiques furent observés[3]. Le plus clair exemple d'hystérésis a été observé dans GX 339-4, tandis que SS 433 est connu pour avoir des jets relativistes permanents et en précession, formant une magnifique nébuleuse.

Copyright : Auteur(s) de Wikipedia
Source : Quasar sur Wikipedia
Licence: GFDL

Phénomènes célestes