Les galaxies Lorsque l'on regarde le ciel à l'oeil nu, la presque totalité des objets que l'on voit sont des étoiles de la Voie Lactée. Il n'est donc pas étonnant que la nature extra-galactique des galaxies n'ait été reconnue qu'il y a moins d'un siècle. D'autant plus que même si on utilise un petit télescope, il y a très peu de différence entre une galaxie extérieure et une nébuleuse gazeuse appartenant à la Voie Lactée. Toutes deux vont avoir l'apparence d'une tache floue sur un fond étoilé. C'est pourquoi, au début du siècle, le mot nébuleuse était utilisé, sans distinction, pour ces deux types d'objets. Si on regarde avec attention, on peut, dans l'hémisphère nord, distinguer la jumelle de la Voie Lactée, la galaxie d'Andromède. Dans l'hémisphère sud, il est relativement facile de distinguer deux satellites de notre galaxie, les Nuages de Magellan.

Continuer

Introduction 24

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Objectifs du chapitre 24

Connaître le système de classification des galaxies

Être capable de classer approximativement une galaxie à partir d'une photo ou d'une figure

Connaître et décrire les différents types de galaxies

Définir la classe des galaxies actives

Décrire les propriétés des quasars et leur utilité en astronomie

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Yannick Dupont V2.0, été 2001

Objectifs du Chapitre 24

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Le nombre de galaxies Comme on peut le voir à la Figure 24.1, aussitôt que l'on dispose d'un télescope nous permettant d'observer jusqu'à des magnitudes limites de plus en plus faibles, les galaxies deviennent rapidement le type d'objet le plus nombreux dans le champs observé. On a vu, précédemment, qu'à l'oeil nu on ne peut observer que jusqu'à une magnitude 6. Avec un petit télescope, on peut facilement se rendre jusqu'à une magnitude 15 où le rapport entre le nombre d'étoiles de la Voie Lactée et de galaxies extérieures est encore de 100:1. Mais déjà, à la limite du recensement photographique du télescope Schmidt de Palomar (maglim ~ 21), il y a autant de galaxies que d'étoiles dans un champs donné. Avec un télescope de 4m comme celui du Canada-France-Hawaii et un détecteur électronique moderne, on peut maintenant atteindre des magnitudes limites ~25 et la situation est alors inversée puisque que l'on verra 100 images de galaxies et 10 de quasars pour une image stellaire de notre galaxie. A la limite du télescope spatial Hubble (maglim ~31), on s'attend même, dans un champ donné, à voir plus d'images d'amas globulaires autour de galaxies extérieures que d'images stellaires de la Voie Lactée!

Figure 24.1: Nombre d'étoiles, de galaxies, de quasars et d'amas globulaires vs la magnitude B

Le débat Shapley-Curtis (1920) Aux 17ième et 18ième siècles, Thomas Wright et Immanuel Kant furent les

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premiers à suggérer que les taches floues observées au télescope étaient peut-être des univers-îles ou des systèmes d'étoiles semblables à la Voie Lactée. Cette hypothèse a cependant été rejetée par les astronomes pour n'être reprise qu'en 1920. La réalisation, il y a moins d'un siècle, que notre galaxie n'est pas unique et surtout n'est pas au centre de l'Univers est une révolution de la pensée cosmologique aussi importante que l'acceptation du système de Copernic qui a enlevé à la Terre sa place au centre du système solaire.

Qu'est-ce qui a amené les astronomes à se reposer la question au début du siècle? La principale raison est que les premières méthodes de détermination des distances étant de plus en plus au point, la dimension gigantesque de la Voie Lactée ne faisait plus de doute. Combiné au fait que la nature gazeuse de certaines nébuleuses était également un fait bien établi, un astronome comme Shapley estima tout naturellement que toutes les nébuleuses devaient être gazeuses et à l'intérieur de la Voie Lactée. D'autres astronomes, comme Heber Curtis (1872-1942), n'étaient cependant pas d'accord et l'Académie Nationale des Sciences de Washington organisa donc le débat de 1920 afin de tenter de résoudre cette controverse.

Trois questions principales ont été débattues au cours de cette assemblée:

� 1- QUELLES SONT LES DISTANCES DES NéBULEUSES SPIRALES? � 2- EST-CE QUE LES NéBULEUSES SONT COMPOSéES D'éTOILES OU DE GAZ? � 3- POURQUOI N'Y A-T-IL PAS DE NéBULEUSES SPIRALES DANS LE PLAN DE LA VOIE LACTéE?

En faveur des distances rapprochées pour les spirales, Shapley propose un argument qui s'appuie sur les résultats de l'astronome van Maanen. Celui-ci venait de publier un article où il prétendait avoir mesuré des mouvements propres de rotation dans la nébuleuse spirale M101 de 0.02"/année. Ceci impliquait donc que M101 était proche sinon ses régions extérieures auraient été en rotation à une vitesse plus grande que celle de la lumière! Quoiqu'à l'époque, ces résultats semblaient fiables, des observations subséquentes ont permi de montrer que les mesures de Van Maanen étaient inexactes.

De son côté, Curtis déduit une très grande distance pour M31 (Andromède) en comparant la brillance de ses novae à celles de la Voie Lactée. Shapley prétend que les novae ne sont pas un bon indicateur de distance car on en a observée une en 1885 qui était beaucoup plus brillante que les autres, impliquant une distance près de nous. On se rendit compte, plus tard, que cette dernière était une supernova, un phénomène intrinsèquement plus brillant qu'une nova.

Curieusement, l'argument de Shapley contre l'interprétation stellaire des spirales, est que la Voie Lactée, dans l'environnement du Soleil, a une brillance de surface beaucoup plus faible que dans les parties centrales de la plupart des spirales. C'est pourtant le même Shapley qui, comme on l'a vu au chapitre précédent, a démontré que le Soleil n'est pas au centre de la Galaxie, mais à une distance qu'il a estimée (à l'époque) à 14 kpc.

En ce qui concerne l'absence de spirales dans le plan de la Galaxie, Shapley doit faire appel à l'intervention d'une nouvelle force de répulsion qui explique aussi les grandes vitesses de récession observées. Sur ce point, Curtis semble plus fort; son argumentation est que plusieurs spirales vues par la tranche semblent avoir une bande centrale de matériel absorbant. Il en conclut que si la Voie Lactée a une telle bande, si le Soleil est au milieu de cette bande et si les spirales sont extérieures à la Voie Lactée, alors la zone d'exclusion peut s'expliquer. Ses arguments font cependant appel à trois hypothèses non confirmées à l'époque.

Si on analyse les arguments des deux protagonistes, il faut avouer que Shapley en sort gagnant même si c'est lui qui avait tort. Il est quand même étonnant de voir

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que celui qui a démontré la vraie structure de la Galaxie (voir chapitre précédent) est celui qui désavouait la nature extragalactique des spirales.

C'est Edwin Hubble (1889-1953) qui règle cette controverse, en 1923, en parvenant à résoudre en étoiles individuelles les régions extérieures de M31. A partir de plaques photographiques prises à différentes époques, il identifie des étoiles variables dont des céphéides; utilisant la relation Période-Luminosité il calcule une distance de 275 kpc pour M31. Bien qu'il soit loin de la distance acceptée maintenant de 660 kpc, c'est suffisant pour déplacer M31 hors de notre Galaxie et en faire le premier objet reconnu comme extragalactique.

Classification des galaxies Bien qu'il y ait eu d'autres systèmes de classification avant celui de Hubble, ils ne sont pas très utiles car ils classaient dans un même système les nébuleuses galactiques (nébuleuses planétaires, régions HII, etc...) et les systèmes extragalactiques (galaxies). En 1926, Hubble développe un système basé principalement sur trois critères:

1. Importance du bulbe par rapport au disque 2. Nature des bras spiraux 3. Degré de résolution en étoiles et en régions HII

Ces critères ne sont pas choisis au hasard. Hubble tente d'identifier ceux qui sont vraiment représentatifs des propriétés physiques des galaxies, de sorte que le système puisse devenir un outil dans l'étude de l'évolution des galaxies. Par exemple, le premier critère est sûrement relié à la distribution du moment angulaire dans la protogalaxie originelle alors que les deux autres sont probablement reliés au taux de conversion du gaz en étoiles. Le système de Hubble, tel que modifié en 1936 pour introduire la classe S0 (intermédiaire entre les elliptiques et les spirales) est illustré à la Figure 24.2 pour les galaxies régulières. Son système comporte:

4 classes 1. Elliptiques (E) 2. Lenticulaires (S0) 3. Spirales (Sp) 4. Irrégulières (Irr)

2 familles 1. Normales 2. Barrées (B)

3 types 1. a (précoce "early") 2. b (intermédiaire) 3. c (tardif "late")

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Figure 24.2: Système de classification de Hubble pour les galaxies régulières

La Figure 24.3 nous montre deux exemples de galaxies elliptiques, l'une sphérique (E0) et l'autre aplatie (E5). Les galaxies elliptiques vont de E0 à E7 selon le rapport de leur petit axe b sur leur grand axe a. L'indice est calculé comme suit

Figure 24.3: Galaxies elliptiques: (a) M87-E1(quasi-sphérique) - (b) M59-E5

(aplatie) La Figure 24.4 nous montre quelques exemples de galaxies spirales. Plusieurs caractéristiques sont évidentes lorsqu'on passe de Sa --> Sc (ou SBa --> SBc):

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� le bulbe devient moins important par rapport au disque � les bras spiraux sont plus ouverts (moins enroulés) � les bras spiraux sont plus résolus en régions HII � les bras spiraux ont tendance à se fragmenter

Figure 24.4: Galaxies spirales normales: (a) M64-Sa - (b) M64-Sb - (c) M101-Sc

Figure 24.5: Galaxies spirales barrées: (a) NGC4650-SBa - (b) NGC1530-SBb - (c)

M109-SBc La Figure 24.6 nous montre une galaxie S0 qui ressemble beaucoup à la galaxie E5 de la Figure 24.3. Cependant, vue exactement par la tranche, une galaxie S0 montre la trace d'un disque mais sans bras spiraux. Bien que leurs propriétés soient intermédiaires entre celles des elliptiques et des spirales, il ne faut surtout pas considérer les S0 comme une étape évolutive d'une galaxie elliptique vers une galaxie spirale (ou vice-versa).

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Figure 24.6: Galaxie lenticulaire M102-S0

Finalement, la Figure 24.7 nous montre le Grand Nuage de Magellan, une galaxie irrégulière, membre de notre Groupe Local de galaxies. L'apparence irrégulière de ces galaxies est principalement dûe à la présence de quelques régions HII très brillantes. Cependant, l'analyse de leur distribution de lumière montre que la majorité de la lumière émise ne provient pas de ces régions, mais plutôt d'un disque sous-jacent beaucoup plus régulier. L'oeil est beaucoup plus attiré par les régions à hauts contrastes. La situation est similaire à celle des galaxies spirales où l'oeil voit principalement les bras spiraux (aussi composés de régions HII brillantes) mais une analyse détaillée montre que la majorité de la lumière est émise par un disque régulier sous-jacent.

Figure 24.7: Galaxie irrégulière Irr (Grand Nuage de Magellan)

Le système de classification utilisé aujourd'hui a été mis au point par Gérard de

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Vaucouleurs (1918-1995) en 1959. On lui doit la subdivision de la classe Sc, qui contenait un trop grand nombre d'objets de morphologies différentes, en classes Sc - Sd - Sm, de même que l'introduction de classes intermédiaires. Ainsi, la séquence complète de types morphologiques (T) pour les galaxies spirales comprend maintenant les types:

et les familles sont maintenant subdivisées en:

SA (normale) - SAB (intermédiaire) - SB (barrée)

ce qui permet de tenir compte de la majorité des spirales observées à part celles qui sont possiblement perturbées par des interactions gravitationnelles (ex: collision) avec une ou plusieurs autres galaxies.

Pour les E et S0, on aura T = -5 pour les elliptiques normales, T = -4 pour les elliptiques géantes au centre des amas de galaxies (aussi appelées galaxies cD) et les types T = -3, -2, -1 pour les S0 en ordre croissant d'importance du disque.

Les galaxies normales Si notre système de classification est vraiment relié aux propriétés intrinsèques des galaxies, on devrait normalement observer des corrélations entre certaines propriétés globales des galaxies et les différents types morphologiques.

Propriétés globales

Une des propriétés fondamentales est la quantité totale de lumière émise. La Figure 24.8 nous montre la magnitude absolue moyenne des galaxies spirales en fonction de leur type morphologique. La première constatation que l'on peut faire, c'est que les spirales de type précoce sont plus lumineuses que les spirales de type tardif. En fait, le maximum de luminosité est atteint pour les galaxies de type Sbc, et donc pour des spirales semblables à la Voie Lactée et à Andromède. Une des conséquences d'une telle distribution est qu'un catalogue répertoriant toutes les galaxies jusqu'à une certaine magnitude apparente sera dominé par des spirales de

Classes T

SOa 0

Sa 1

Sab 2

Sb 3

Sbc 4

Sc 5

Scd 6

Sd 7

Sdm 8

Sm 9

Irr 10

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type précoce. Cependant, si on pouvait construire un catalogue complet pour un certain volume, il y aurait beaucoup plus de spirales de type tardif que de spirales de type précoce.

Une autre propriété fondamentale des galaxies est leur couleur, c'est-à-dire la différence (en fait, le rapport) entre la lumière observée dans deux bandes passantes différentes (p.e. B-V et U-B). Comme on a déjà vu, les étoiles vieilles (Pop II) émettent leur maximum d'énergie dans le rouge et les étoiles jeunes (Pop I) dans le bleu. Une mesure de la couleur d'une galaxie sera donc une mesure de la proportion de chacune des populations stellaires dans ce système.

Figure 24.8: Magnitude absolue moyenne vs type morphologique

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Figure 24.9: Couleurs moyennes B-V et U-B vs type morphologique

La Figure 24.9 nous montre les couleurs moyennes B-V et U-B en fonction du type morphologique. On voit que le changement de couleur, allant des elliptiques jusqu'aux irrégulières, en passant par les spirales, est très régulier et graduel. On commence avec les elliptiques qui n'ont essentiellement que des étoiles vieilles de Pop II, puis avec les spirales de type précoce qui ont un bulbe important composé, comme les elliptiques, d'étoiles de Pop II mais aussi un disque composé d'étoiles de Pop I. Graduellement, en allant vers les spirales de type tardif, le bulbe devient moins important et la couleur bleue du disque domine bientôt la lumière. Finalement, avec les irrégulières, on n'a plus qu'une seule population d'étoiles jeunes de Pop I.

Encore une fois, ce changement graduel d'une propriété aussi fondamentale des galaxies, démontre le bien fondé de notre système de classification. Maintenant que l'on a examiné les propriétés de la lumière et donc de la composante stellaire, qu'en est-il du contenu en gaz? La situation est illustrée à la Figure 24.10 où une diminution de la magnitude HI dénote une augmentation de l'intensité (tout comme les magnitudes optiques).

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Figure 24.10: Magnitude HI moyenne vs type morphologique

Les elliptiques n'ont généralement pas de gaz. C'est pourquoi elles n'ont pas d'étoiles jeunes. Les S0 n'ont que très peu de gaz (HI ou HII) ce qui explique qu'elles n'ont pas de structure spirale développée mais uniquement un petit disque régulier composé d'étoiles de Pop I vieille. Dans les galaxies Sc (qui ont une structure spirale plus importante), la quantité de HI devient plus importante et continue d'augmenter à mesure que l'on se dirige vers les spirales de type tardif. Finalement, les irrégulières sont habituellement très riches en gaz, certaines ayant même une plus grande fraction de leur masse visible sous forme de gaz que sous forme d'étoiles.

Le Tableau 24.1 résume les principales caractéristiques des galaxies.

Les galaxies actives Nous avons jusqu'à maintenant discuté des propriétés des galaxies dites normales, caractérisées principalement par leur rayonnement stellaire continu, mais aussi par l'émission de raies spectrales provenant de la recombinaison de l'hydrogène ionisé ou de la transition hyperfine de l'hydrogène neutre. Dans tous ces cas, la quantité d'énergie impliquée est relativement faible. Cependant, d'autres galaxies dites actives sont le siège de phénomènes beaucoup plus violents, principalement dans

Table 24.1 Les principales caractéristiques des galaxiesElliptiques Spirales Irrégulières

Composition

� Pop II � Étoiles rouges � tf >> 109 a. � Pas de gaz

Bulbe � Pop II � Étoiles rouges � tf >> 109 a. � Pas de gaz

Disque � Pop I Vieille � Étoiles rouges � tf > 109 a. � Mgaz/M* = 1-10%

Étoiles et gaz � Pop I Jeune � Étoiles bleues � tf < 109 a. � Mgaz/M* = 1-10%

� Pop I Jeunes � Étoiles bleues � tf < 109 a. � Mgaz/M* > 10%

Dimension (kpc)

1 - 150+ 5 - 50 1 - 10

Luminosité L�

106 - 1011 108 - 1010 106 - 109

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leur noyau, et émettent un rayonnement beaucoup plus énergétique.

Le premier type de galaxies actives fût mis en évidence en 1943 par Carl Seyfert lorsqu'il annonça la découverte de galaxies ayant dans leur spectres des raies d'émission très larges provenant de leur noyau. Les largeurs des raies dans ces galaxies étaient plusieurs dizaines de fois plus importantes que celles observées dans les galaxies dites normales. Ainsi étaient nées les galaxies Seyfert.

Probablement plus dans le domaine des galaxies actives que dans tout autre domaine en astronomie, les découvertes sont étroitement liées aux développements technologiques. La fin de la 2ième guerre mondiale amena plusieurs militaires spécialisés en techniques de radar à se recycler en astronomie. C'est ainsi qu'on découvrit en 1946, à peine un an après la fin de la guerre, la première source radio ponctuelle Cygnus A.

Avant de pouvoir identifier certaines sources radio avec des objets visibles, il fallu attendre le développement, par ces mêmes ex-ingénieurs militaires, de la technique d'interférométrie radio qui, vers la fin des années 40, permit de déterminer la position des sources radio avec une précision d'environ 10 minutes d'arc. C'est ainsi qu'en 1949, le groupe de Cambridge (Royaume Uni) put associer la source radio Virgo A à la galaxie M87, la galaxie elliptique au centre de l'amas de la Vierge et que le groupe de Sydney (Australie) identifia la source Cen A à la galaxie perturbée NGC 5128.

Au niveau théorique, c'est en 1950 que les physiciens Alfven (1908-1995) et Herlofsen suggèrent que la radiation très puissante nous parvenant des radio-sources discrètes pourrait être due au processus synchrotron. La radiation synchrotron serait produite dans des gaz chauds lorsque les ions et les électrons sont accélérés à des vitesses proches de la vitesse de la lumière par des champs magnétiques intenses.

En 1951, l'astronome anglais Graham Smith réussit à déterminer la position de Cygnus A avec une précision d'une minute d'arc. Ceci permet aux américains Baade et Minkowski (1895-1976) d'identifier cette source à une galaxie particulière pour laquelle ils mesurent une distance de ~250 Mpc. Cette distance implique que Cygnus A émet dans le domaine radio comme 1 million de fois notre Voie Lactée!

En 1953, l'amélioration des techniques interférométriques radio montre que Cygnus A n'est pas uniquement une source ponctuelle mais qu'elle est constituée de deux lobes séparés par 2 minutes d'arc. Ceci implique une dimension de 1.5 Mpc, soit 50 fois celle de la Voie Lactée.

En 1960, le développement des ordinateurs, combiné à la technique radio d'ouverture de synthèse (une extension des techniques d'interférométrie), permet de déterminer la position des sources radio à quelques seconde d'arc près. C'est ainsi que la source 3C48 est identifié à un objet d'apparence stellaire. Un spectre optique, obtenu pour cet objet, demeure cependant indéchiffrable et on ne peut déterminer une distance. En 1963, un autre objet semblable, 3C273, qualifié d'étoile radio est identifié. Cette fois-ci cependant, son spectre visible est déchiffré par l'astronome Maarten Schmidt. Sa distance d'au delà de 500 Mpc en fait l'objet le plus énergétique connu. Un nouveau type d'objet est né, les quasars (pour quasi-stellar radio source).

Finalement, en 1968, on découvre un nouveau type d'objet encore plus énergétique et d'apparence stellaire appelé objet BL Lac. La particularité des objets de cette classe est que leur luminosité est très variable et ce sur des périodes d'à peine quelques jours. Ceci implique que leur région d'émission ne peut avoir qu'une dimension de quelques jours-lumière. Voici donc un objet émettant autant d'énergie radio que plusieurs millions de Voie lactée mais dont la dimension n'est que de

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quelques fois la taille du système solaire. On pense aujourd'hui que ces objets BL Lac seraient en fait des quasars dans leur phase la plus énergétique. Comme on peut le voir, les quantités d'énergie émise par ces galaxies actives sont vraiment hors de proportion par rapport à l'émission des galaxies normales.

Les galaxies actives ne sont pas toutes situées à de grandes distances. On retrouve quelques galaxies actives proches, distribuées parmi les galaxies normales et on connait plusieurs galaxies très distantes ayant une luminosité normale. Cependant, règle générale, les galaxies actives sont plus nombreuses à grandes distances, et les objets les plus actifs sont les plus éloignés de nous.

Les conditions physiques étaient sans aucun doute très différentes au tout début de l'Univers de ce qu'elles sont maintenant. Peut-être alors ne devrions nous pas être surpris que les objets astronomiques éloignés, qui ont émis la radiation que l'on observe aujourd'hui il y a très longtemps, soient différents des objets proches qui ont émis leur radiation plus récemment. Ce qui surprend, c'est la quantité d'énergie émise par certain des objets les plus lumineux. Leur puissance énorme, leur radiation non-stellaire, et leur abondance à grandes distances suggèrent que l'Univers a été à une certaine époque un endroit beaucoup plus violent que maintenant.

Nous allons donc décrire brièvement les trois principaux types de galaxies actives.

Les galaxies Seyfert Les galaxies Seyfert sont des galaxies spirales avec des noyaux très brillants et des raies d'émission larges de quelques centaines et parfois de quelques milliers de km/sec, alors que le spectre du noyau d'une galaxie normale montre habituellement des raies d'absorption étroites d'origine stellaire. Souvent, le noyau est plus lumineux que tout le reste de la galaxie et la luminosité peut varier sur des périodes de quelques mois impliquant une région d'émission dont la taille est d'environ 1 année-lumière. C'est donc dire, qu'une région plus petite que la séparation moyenne entre 2 étoiles dans une galaxie spirale typique émet plus de lumière que 109 - 1010 étoiles!

Ces galaxies ont sûrement dans leur noyau une quantité de gaz chaud très importante et en mouvement très violent pour donner lieu à des raies d'émission si larges. Certains astronomes ont suggéré la présence d'un trou noir au centre qui cannibaliserait les étoiles s'approchant trop près. Dans ce scénario, la gravité serait la source d'énergie. Des étoiles tombant sur un trou noir super-massif ont le potentiel de libérer d'importantes quantités d'énergie en des temps très courts expliquant aussi les variations de luminosité.

Les galaxies de Seyfert émettent également dans les domaines radio et infra-rouge comme les radio galaxies. Certains ont même suggéré qu'elles pourraient être le lien manquant entre les galaxies normales et les radio galaxies.

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Figure 24.11: Trois exemples de galaxie Seyfert: NGC 1566, M77 et NGC 7742

Les radio galaxies Un objet est appelé radio galaxie lorsqu'il émet une puissance radio supérieure à 100 fois l'émission radio de la Voie Lactée. En effet, la majorité des galaxies spirales émettent dans le domaine radio par le biais du rayonnement d'électrons relativistes (se déplacant à des vitesses proches de celle de la lumière) produits par des supernovae. Cependant, ces galaxies ne sont pas considérés comme des radio galaxies. Une radio galaxie typique émet environ 1 million de fois plus d'énergie radio que d'énergie dans le domaine visible. Une galaxie radio particulière émet environ 100 fois plus d'énergie radio qu'une radio galaxie typique.

La contrepartie optique des radio galaxies est une galaxie elliptique géante dont entre autres les galaxies cD que l'on retrouve au centre des amas de galaxies. Elles sont parmi les radio galaxies les plus puissantes. On distingue deux types de structures:

1. la structure coeur-halo dont l'émission peut varier sur des périodes de quelques années

2. la structure à 2 lobes

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Figure 24.12: Image optique de courte pose de M87 montrant le jet central

M87, la galaxie elliptique au centre de l'amas de la Vierge est un exemple de radio galaxie particulière de type coeur-halo. La Figure 24.12 présente un jet de matière s'échappant du noyau. Les noeuds brillants dans le jet suggèrent plusieurs événements explosifs violents. La masse de M87 est environ 100 fois celle de la Voie Lactée et l'on sait maintenant que son noyau central a une masse d'environ 5 x 109 M�. Il est si dense que certains l'appellent le trou noir galactique. De la matière

accrétée sur ce coeur est probablement responsable de la quantité énorme d'énergie qui est émise.

Figure 24.13: Image radio de Cygnus A

Plusieurs radio galaxies ne sont pas de type coeur-halo. Très peu de leur émission provient du noyau central compact. Leur radiation provient plutôt de régions très étendues, les lobes radio, qui sont des nuages de gaz pouvant atteindre des dimensions de l'ordre du Mpc et situés très loin de la partie visible de la galaxie. Ces lobes radio sont vraiment gigantesques: d'un bout à l'autre, ils peuvent atteindre 10 fois la taille de la Voie Lactée.

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Les lobes des radio galaxies varient en forme et en dimension, mais sont alignés avec la partie optique dans presque tous les cas. Ceci suggère que les lobes sont composés de matériel éjecté dans des directions opposées par des événements violents dans les noyaux galactiques. Une autre évidence favorisant cette interprétation nous est donnée par la présence de jets étroits partant du noyau et joignant les lobes, tel que présents sur la carte radio de Cygnus A ( Figure 24.13).

Les radio galaxies partagent plusieurs caractéristiques avec les galaxies Seyfert. Les deux types de galaxies actives émettent de grandes quantités d'énergie et, dans les deux cas, la source d'énergie semble être une région compacte au centre de ce qui, autrement, ressemble à une galaxie normale. Dans les radio galaxies avec lobes, l'énergie est libéré du noyau sous la forme de jets de matière voyageant à très grandes vitesses à travers le milieu intergalactique et formant des lobes étendus loin du centre de la galaxie. Il se peut que la différence entre les structures coeur-halo et lobes ne soit qu'une question de perspective. Si les jets et les lobes sont vus de côté, nous aurions un structure en lobes et s'ils sont vus de face, nous aurions alors la structure coeur-halo. Dans les deux cas, le noyau compact central est l'endroit où l'énergie est produite.

Les quasars

Les propriétés des quasars ressemblent beaucoup aux propriétés des radio galaxies puissantes. Cependant, contrairement aux radio galaxies dont la contrepartie optique est une galaxie elliptique, l'image optique d'un quasar est dominée par un objet bleu (U-B < 0), habituellement non-résolu et très lumineux (Mv ≤ -23) pouvant atteindre une magnitude absolue jusqu'à Mv~-30 (en comparaison la Voie Lactée et Andromède ont des magnitudes absolues ~-21). Leur spectre visible montre des raies d'émission fortes et larges semblables aux spectres des galaxies Seyfert et des radio galaxies. Pour les quasars proches, on distingue parfois un tache floue autour de l'image stellaire ce qui laisse supposer qu'ils se trouvent au sein d'une galaxie.

Les quasars ont d'abord été découverts à cause de leur émission radio, supérieure à l'émission des radio galaxies. Cependant, en 1965, l'astronome américain Allan Sandage a observé dans le spectre d'objets d'apparence stellaire très bleus, les mêmes caractéristiques que dans les spectres de quasars. On nomma ces objets à l'époque des QSO (quasi-stellar object). Aujourd'hui, les deux types d'objets, émetteurs ou non en radio, sont regroupés sous le nom quasars.

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Figure 24.14: Le quasar PKS 1117

Figure 24.15: L'environnement des quasars Une des particularités du spectre visible est la présence de très fortes raies d'émission qui sont, en fait, des raies émises dans le domaine ultraviolet et décalées, par l'effet Doppler, dans la partie visible du spectre. Beaucoup de quasars ont des redshifts qui correspond à une vitesse de récession de 60% de la vitesse de la lumière et à des distances d'environ 1000-3000 Mpc selon le modèle cosmologique adopté. Certains quasars ont même des redshifts correspondant à des vitesses d'environ 92% de la vitesse de la lumière. Ceci veut dire que l'on observe ces objets comme ils étaient alors que l'Univers n'avait que 8% de son âge actuel

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(donc un âge d'environ 1 milliard d'années)! L'observation des quasars ne nous dit pas grand chose sur leur état actuel mais plutôt sur leur propriétés il y a plusieurs milliards d'années.

REMARQUE:

Puisque les quasars sont à de si grande distances, cela signifie queleur lumière traverse une grande région d'espace avant de nousparvenir. Un des grands apports de l'étude des spectres de quasars estjustement de nous renseigner sur le milieu intergalactique. En effet,comme illustré à la Figure 24.16, la lumière d'un quasar sera absorbéepar divers nuages de gaz rencontrés sur sa route, ce qui produira unemultitude de raies d'absorption. L'étude de ces raies d'absorption està peu près le seul moyen à notre disposition d'étudier ce milieuintergalactique froid qui n'émet pas de lumière propre.

Figure 24.16: Spectre d'un quasar proche (3C273) et d'un quasarlointain (Q1422 + 2309)

Non seulement les quasars nous permettent de sonder le milieu inter-galactique par le biais de raies d'absorption, mais ils nous permettentégalement de sonder les concentrations importantes de masse le long dela ligne de visée par le biais de l'effet de lentille gravitationnelle,illustré à la Figure 24.17. Il y a longtemps, Einstein avait prédit quela trajectoire de la lumière devait être courbée en passant près d'uneconcentration de masse. Si le quasar est suffisamment loin de l'objet(galaxie ou amas de galaxies) agissant comme lentille, ceci peut mêmeproduire des images multiples du même quasar (confirmé par la mesure deredshifts semblables pour toutes les images). Les Figures 24.18 et24.19 montre un tel quasar à images multiples appelé la croixd'Einstein. La galaxie au centre de l'image a produit quatre images dumême quasar. Le degré de courbure de la lumière et la géométrie desimages résultantes permettent d'estimer la masse de la lentille. Lesquasars permettent donc de mesurer la masse d'objets très distants,parfois même invisibles parce que beaucoup moins brillants. La Figure24.20 montre qu'un amas entier peut servir de lentille et déformerplusieurs objets à la fois, comme en font foi les nombreux arcsobservés qui sont des images déformées de galaxies.

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Figure 24.17: Illustration de l'effet de lentille gravitationnelle

Figure 24.18: Image du domaine visible du quasar multiple appelé lacroix d'Einstein

Figure 24.19: Image infrarouge du quasar multiple appelé la croixd'Einstein

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Figure 24.20: Amas de galaxies agissant comme une lentillegravitationnelle

Si les quasars peuvent être observés si loin, c'est donc qu'ils sont les objets les plus énergétiques que l'on connaisse. Quelle peut être la source de tant d'énergie? L'interprétation la plus répandue est que les quasars seraient les galaxies ayant les noyaux les plus énergétiques. Une classification des galaxies basée sur la brillance du noyau commencerait donc par les galaxies normales (non-actives), puis par les galaxies Seyfert, les radio galaxies et finalement les quasars (et les objets BL Lac).

Selon cette interprétation, les quasars sont si lointains qu'en fait on ne voit que les plus vieux, tels qu'ils étaient il y a plusieurs milliards d'années, correspondant à peu près au moment de la formation de notre Galaxie. Leur radiation représente alors des conditions qui n'existent plus dans les galaxies aujourd'hui mais qui pouvaient être fréquentes durant les premières étapes de formation des galaxies.

Par exemple, les processus de formation de galaxies ont peut-être produit plusieurs super-étoiles de plusieurs milliers ou millions de masses solaires mais de très courte durée de vie. Ces super-étoiles auraient explosé rapidement, pendant que la galaxie se formait, laissant derrière elles des trous noirs super-massifs. Du gaz, spiralant sur des disques d'accrétion autour de ces objets massifs, est alors chauffé à des températures extrêmes ce qui causerait la radiation extraordinaire des quasars (raies d'émission très larges). Ceci n'est qu'un scénario parmi tant d'autres, mais il illustre bien que l'on doivefaire appel à des phénomènes hors du commun pour expliquer un telrayonnement.

Évolution des galaxies actives Discutons brièvement les liens évolutifs possibles entre les différents types de galaxies actives et entre les galaxies actives et les galaxies normales, en réalisant bien que ce domaine est vraiment très spéculatif. Bien que le consensus semble être que les galaxies se sont formées il y a environ 10 milliards d'années (du moins, la voie Lactée), et que les quasars semblent être un des premiers épisodes de l'évolution des galaxies, les connections entre les différents types de galaxies et les

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galaxies actives et normales demeurent incertaines.

La majorité des quasars sont distants, ce qui indique qu'ils étaient plus nombreux dans le passé que maintenant. En même temps, les galaxies normales semblent moins communes dans le passé. Ces deux indices suggèrent que lorsque les galaxies se sont formées, elles étaient probablement des quasars. Cette opinion est renforcée par le fait que le mécanisme de génération d'énergie à l'aide de trous noirs super-massifs peut expliquer la luminosité des quasars, des galaxies actives et des régions centrales de galaxies normales comme la nôtre. La présence de trous noirs supermassifs au centre de plusieurs (sinon toutes les) galaxies normales est en accord avec l'idée qu'elles ont toutes commençé comme quasars pour s'assagir et devenir les objets normaux et plus calmes que l'on observe aujourd'hui dans notre environnemenrt immédiat.

Figure 24.21: Le modèle unifié des galaxies actives

Animation 24.1: La région centrale d'une galaxie active (6.1 Mo)

Vers une classification moderne des galaxies

La classification de Hubble telle que revisée par de Vaucouleurs pour les galaxies normales va sûrement continuer à être utile. Cependant, un autre système semble nécessaire si on veut considérer la nature très active (violente) de plusieurs objets observés aujourd'hui. Il semble que les objets BL Lac soient les plus violents de tous les objets observés dans l'Univers et que leur activité la plus intense soit concentrée dans un noyau relativement petit. Les quasars suivent de très près en deuxième, certains ayant de l'émission radio, d'autres pas. Les radio galaxies sont en troisième, suivies des galaxies Seyfert puis des galaxies normales.

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Toute classification semble poser le problème de l'évolution possible entre les galaxies. Est-ce qu'un objet BL Lac pourrait être un quasar en train d'évoluer vers une galaxie elliptique ou vice-versa? Egalement, avons-nous vraiment affaire à des types d'objets différents? Est-ce qu'on ne pourrait pas dire qu'un objet BL Lac n'est tout simplement qu'un quasar dans une phase spéciale de son activité?

On est encore loin d'une théorie d'évolution et d'un système de classification unifiés. Cependant, notre vue de l'Univers peut nous donner un indice. Lorsqu'on observe des quasars distants, on les voit tels qu'ils existaient dans le passé, dans les premiers instants de l'Univers. Selon notre modèle d'expansion de l'Univers, la densité était beaucoup plus grande à cette époque que maintenant, ce qui a pu influencer la nature des galaxies en formation. On note d'ailleurs que les galaxies Seyfert, beaucoup plus proches que les quasars, se retrouvent en majorité dans des situations d'interactions gravitationnelles (collisions ou simplement effets de marée) avec d'autres galaxies et donc dans des environnements plus denses?

Le fait que les objets les plus énergétiques soient les plus distants et qu'à mesure qu'on se rapproche les phénomènes deviennent de moins en moins violents (radio galaxies, galaxies Seyfert, galaxies normales) reflète peut-être uniquement que l'on est passé de conditions extrêmes de densité des premiers instants de l'Univers (galaxies très rapprochées) aux conditions de faibles densités actuelles dues à l'expansion de l'Univers.

Yannick Dupont V2.0, été 2001

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