Active Galactic Nuclei and Quasars

Noyaux galactiques actifs et quasars

Supermassive black holes accreting material, outflows, and the feedback on star formation

Certains des phénomènes les plus lumineux et dynamiques du cosmos émergent lorsque les trous noirs supermassifs (SMBHs) au centre des galaxies accrètent du gaz. Dans ces soi-disant noyaux actifs de galaxies (AGN), d'énormes quantités d'énergie gravitationnelle se convertissent en rayonnement électromagnétique, surpassant souvent la luminosité de la galaxie hôte entière. À l'extrémité supérieure du spectre de luminosité se trouvent les quasars, des AGN brillants visibles à travers les distances cosmiques. Ces épisodes d'alimentation intense des trous noirs peuvent générer de puissants écoulements — via la pression de radiation, les vents ou les jets relativistes — qui redistribuent le gaz à l'intérieur des galaxies, influençant ou même étouffant la formation d'étoiles. Dans cet article, nous explorerons comment les SMBHs alimentent les AGN, les signatures observationnelles et la classification des quasars, ainsi que les mécanismes cruciaux de « rétroaction » qui lient la croissance des trous noirs au destin de leurs galaxies hôtes.

1. Définition des noyaux actifs de galaxies

1.1 Moteurs centraux : trous noirs supermassifs

Au cœur d'un AGN se trouve un trou noir supermassif, avec des masses allant de quelques millions à plusieurs milliards de masses solaires. Ces trous noirs résident dans les renflements ou noyaux galactiques. Dans des conditions normales de faible accrétion, ils restent relativement calmes. Une phase AGN survient lorsque suffisamment de gaz ou de poussière s'écoule vers l'intérieur — accrétant sur le trou noir — et forme un disque d'accrétion en rotation, libérant un rayonnement lumineux à travers le spectre électromagnétique [1, 2].

1.2 Classes d'AGN et caractéristiques observationnelles

Les AGN présentent diverses manifestations observationnelles :

  • Galaxies de Seyfert : Activité nucléaire modérément lumineuse dans les galaxies spirales, avec des raies d'émission brillantes provenant de nuages de gaz ionisé.
  • Quasars (QSOs) : Les AGN les plus lumineux, dominant souvent la lumière de leur hôte, facilement détectables à des distances cosmologiques.
  • Galaxies radio / Blazars : AGN caractérisés par des jets radio puissants ou une émission fortement focalisée dirigée vers nous.

Malgré une diversité apparente, ces classes reflètent des différences de luminosité, d'orientation et d'environnement plutôt que des moteurs fondamentalement différents [3].

1.3 Modèle unifié

Un « modèle unifié » largement accepté postule un SMBH central plus un disque d'accrétion, entouré d'une région à raies larges (BLR) de nuages à grande vitesse et d'un tore de poussière obscurcissante. Les effets d'orientation et la géométrie du tore peuvent produire un spectre AGN de type 1 (non obscurci) ou de type 2 (obscurci par la poussière). Les différences de luminosité ou de masse du trou noir peuvent faire passer le système d'un Seyfert à faible luminosité à un quasar à haute luminosité [4].

2. Le processus d'accrétion

2.1 Disques d'accrétion et luminosité

Le gaz tombant dans le puits gravitationnel profond du SMBH forme un disque d'accrétion mince, convertissant l'énergie potentielle gravitationnelle en chaleur et en rayonnement. Un modèle classique est le disque Shakura-Sunyaev, qui peut rayonner de manière significative, souvent près de la limite d'Eddington :

LEdd ≈ 1.3×1038 (MBH / M⊙) erg s-1

où un trou noir alimenté à des taux limités par Eddington peut doubler sa masse en ~108 années. Les quasars approchent ou dépassent typiquement des fractions de la luminosité d'Eddington, expliquant leur extrême luminosité [5, 6].

2.2 Alimentation du SMBH

Les processus galactiques doivent canaliser le gaz des échelles kiloparsec jusqu'aux régions sub-parsec autour du trou noir :

  • Afflux induits par les barres : Les barres internes ou les bras spiraux peuvent retirer le moment angulaire du gaz dans le disque, le poussant lentement vers l'intérieur (évolution séculaire).
  • Fusions et interactions : De manière plus violente, les fusions majeures ou mineures peuvent rapidement livrer de grandes quantités de gaz à la région nucléaire, déclenchant des phases de quasar.
  • Flux de refroidissement : Dans les cœurs d'amas riches, le gaz intracluster refroidissant peut s'écouler vers le centre de la galaxie, alimentant le trou noir central.

Une fois près du trou noir, des instabilités locales, des chocs et la viscosité canalisent davantage la matière dans le disque d'accrétion final [7].

3. Quasars : Les AGN les plus brillants

3.1 Découverte historique

Les quasars (abréviation de « objets quasi-stellaires ») ont été reconnus dans les années 1960 comme des sources ponctuelles avec des décalages vers le rouge inattendus, impliquant des luminosités énormes. Il est vite devenu clair qu'il s'agissait de noyaux galactiques alimentés par des SMBH en accrétion, brillant si intensément qu'ils pouvaient être observés à des milliards d'années-lumière, fournissant des sondes cruciales de l'univers primordial.

3.2 Émission multi-longueurs d'onde

La luminosité intense d'un quasar s'étend sur le radio (si des jets sont présents), infrarouge (réémission par la poussière dans le tore), optique/UV (continuum du disque d'accrétion), et rayons X (couronne du disque, flux relativistes). Les spectres montrent typiquement des raies d'émission larges provenant de nuages à haute vitesse près du trou noir, et possiblement des raies d'émission étroites provenant de gaz plus éloigné [8].

3.3 Rôle cosmologique

Les quasars atteignent souvent un pic d'abondance à z ∼ 2–3, coïncidant avec une époque où les galaxies se formaient vigoureusement. Ils tracent la croissance des trous noirs les plus massifs tôt dans l'histoire cosmique. Les observations des raies d'absorption des quasars cartographient également le gaz intervenant et la structure du milieu intergalactique.

4. Flux et rétroaction

4.1 Vents et jets entraînés par les AGN

Les disques d'accrétion produisent une pression de radiation intense ou des vents lancés magnétiquement, formant parfois des flux bipolaires qui peuvent atteindre des milliers de km/s. Les AGN radio-loud peuvent aussi générer des jets relativistes voyageant à une vitesse proche de celle de la lumière, s'étendant bien au-delà de la galaxie hôte. Ces flux peuvent :

  • Expulser ou chauffer le gaz, limitant la formation d'étoiles dans le bulbe.
  • Transporter les métaux et l'énergie dans le halo ou le milieu intergalactique.
  • Supprimer ou renforcer la formation d'étoiles régionalement, selon la compression par choc vs. l'élimination du gaz [9].

4.2 Rétroaction sur la formation d'étoiles

La rétroaction AGN — le concept selon lequel les trous noirs actifs peuvent influencer significativement la galaxie — est devenue une pierre angulaire des modèles modernes de formation des galaxies :

  1. Rétroaction en mode quasar : Des flux puissants lors des phases lumineuses peuvent expulser d'importantes quantités de gaz froid, étouffant la formation d'étoiles ultérieure.
  2. Rétroaction en mode radio : Les jets dans des états d'accrétion plus faibles peuvent chauffer le gaz environnant (par exemple, dans les cœurs de amas), empêchant les flux de refroidissement à grande échelle.

Une telle rétroaction aide à expliquer la nature rouge et quiescente des elliptiques massifs et les relations observées (comme la corrélation masse trou noir–bulbe) liant la croissance des SMBH à l'évolution des galaxies [10].

5. Galaxies hôtes et unification des AGN

5.1 Déclenchement par fusion vs séculaire

Les preuves observationnelles suggèrent que différents canaux peuvent déclencher les AGN :

  • Fusions majeures : Les fusions riches en gaz canalisent de grandes masses de gaz vers le trou noir, déclenchant des quasars brillants. Cela peut coïncider avec des sursauts de formation d'étoiles, puis étouffer la formation d'étoiles.
  • Processus séculaires : Les flux induits par les barres ou les flux mineurs peuvent alimenter régulièrement le trou noir, produisant des noyaux Seyfert de luminosité modérée.

Les galaxies hébergeant les quasars les plus lumineux montrent souvent des distorsions de marée ou des preuves morphologiques de fusions récentes. Les AGN de luminosité plus faible peuvent apparaître dans des galaxies à disque par ailleurs non perturbées avec des barres ou des pseudobulbes.

5.2 Connexion bulbe–trou noir

Les observations révèlent une forte corrélation entre la masse du trou noir (MBH) et la dispersion de vitesse stellaire du bulbe (σ) ou la masse du bulbe — la relation MBH–σ. Cela suggère que l'alimentation du trou noir et la croissance du bulbe sont liées, soutenant les modèles de rétroaction où un trou noir actif peut réguler la formation d'étoiles dans le bulbe hôte, ou inversement.

5.3 Cycles d'activité des AGN

Chaque galaxie peut connaître plusieurs épisodes AGN au cours du temps cosmique. Un trou noir typique peut ne passer qu'une fraction de sa vie à accrèter activement près de la limite d'Eddington, formant les phases lumineuses d'AGN ou de quasar. Après l'épuisement ou l'éjection du gaz, l'AGN s'estompe, laissant une galaxie plus calme « normale » avec un trou noir central dormant.

6. Observer les AGN à travers le temps cosmique

6.1 Quasars à haut décalage vers le rouge

Les quasars sont visibles à des décalages vers le rouge extrêmement élevés, certains au-delà de z > 7, ce qui signifie qu'ils brillaient déjà dans le premier milliard d'années. Comprendre comment les SMBH ont grandi si rapidement reste une frontière : soit les graines étaient grandes (via un effondrement direct), soit des épisodes précoces d'accrétion super-Eddington ont eu lieu. Observer ces quasars lointains permet d'étudier les conditions de l'époque de la réionisation et l'assemblage précoce des galaxies.

6.2 Campagnes multi-longueurs d'onde

Des enquêtes comme SDSS, 2MASS, GALEX, Chandra, et de nouvelles missions comme JWST et les observatoires terrestres de nouvelle génération se combinent pour examiner les AGN des ondes radio aux rayons X, clarifiant le continuum complet des Seyferts à faible luminosité aux quasars puissants. Parallèlement, la spectroscopie à champ intégral (par exemple, MUSE, MaNGA) révèle la cinématique des galaxies hôtes et la distribution de la formation d'étoiles autour des noyaux AGN.

6.3 Lentille gravitationnelle

Parfois, les quasars situés derrière des amas massifs sont soumis à un effet de lentille gravitationnelle, ce qui donne des images agrandies révélant la structure à petite échelle dans l'AGN ou fournissant des distances de luminosité extrêmement précises. De tels phénomènes de lentille peuvent affiner les estimations de la masse des trous noirs et sonder les paramètres cosmologiques.

7. Perspectives théoriques et de simulation

7.1 Physique de l'accrétion sur disque

Les modèles classiques de disque alpha Shakura-Sunyaev, complétés par des simulations magnétohydrodynamiques (MHD) de l'accrétion, décrivent comment le moment angulaire est transporté et comment la viscosité du disque détermine les taux d'accrétion. Les champs magnétiques et la turbulence jouent un rôle central dans la génération de flux sortants ou de jets (via le mécanisme Blandford–Znajek pour les jets issus de trous noirs en rotation).

7.2 Modèles d'évolution galactique à grande échelle

Les simulations cosmologiques (par exemple, IllustrisTNG, EAGLE, SIMBA) intègrent de plus en plus des recettes détaillées de rétroaction AGN pour correspondre à la bimodalité des couleurs des galaxies observées, à la corrélation masse trou noir–renflement, et à la suppression de la formation d'étoiles dans les halos massifs. Ces codes montrent que même de courts épisodes de quasar peuvent modifier drastiquement le réservoir de gaz d'un hôte.

7.3 Le besoin d'une physique de rétroaction affinée

Malgré les progrès, des incertitudes clés subsistent quant à la manière précise dont l'énergie se couple au milieu interstellaire multiphasique. Comprendre les détails à petite échelle des interactions jet-ISM, de l'entraînement par le vent ou de la géométrie du tore poussiéreux est crucial pour relier la physique de l'accrétion à l'échelle du parsec à la régulation de la formation d'étoiles à l'échelle du kiloparsec.

8. Conclusion

Les noyaux actifs de galaxies et les quasars incarnent les phases les plus énergétiques des noyaux galactiques, alimentés par l'accrétion sur des trous noirs supermassifs. En rayonnant et en générant des flux sortants, ils font plus que simplement éblouir : ils transforment leurs galaxies hôtes, façonnant les histoires de formation d'étoiles, la croissance des renflements, et même l'environnement à grande échelle via la rétroaction. Qu'ils soient déclenchés par des fusions majeures ou des flux séculaires lents, les AGN soulignent le lien intime entre l'évolution des trous noirs et celle des galaxies — révélant comment quelque chose d'aussi petit qu'un disque d'accrétion peut avoir des conséquences galactiques voire cosmiques.

À mesure que des observations multi-longueurs d'onde plus profondes et des simulations affinées convergent, notre compréhension de l'alimentation des AGN, des cycles de vie des quasars et des mécanismes de rétroaction ne fera que s'affiner. En fin de compte, démêler l'interaction entre les SMBH et leurs galaxies hôtes est la clé pour tracer la tapisserie cosmique depuis les premiers quasars jusqu'aux trous noirs plus calmes qui résident discrètement dans les renflements elliptiques ou spiraux modernes.

Références et lectures complémentaires

  1. Lynden-Bell, D. (1969). « Noyaux galactiques comme anciens quasars effondrés. » Nature, 223, 690–694.
  2. Rees, M. J. (1984). « Modèles de trous noirs pour les noyaux actifs de galaxies. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22, 471–506.
  3. Antonucci, R. (1993). « Modèles unifiés pour les noyaux actifs de galaxies et les quasars. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 31, 473–521.
  4. Urry, C. M., & Padovani, P. (1995). « Schémas unifiés pour les noyaux galactiques actifs radio-loud. » Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 803–845.
  5. Shakura, N. I., & Sunyaev, R. A. (1973). « Trous noirs dans les systèmes binaires. Apparence observationnelle. » Astronomy & Astrophysics, 24, 337–355.
  6. Soltan, A. (1982). « Masses des vestiges de quasars. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 200, 115–122.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). « Un modèle unifié, basé sur les fusions, de l'origine des sursauts d'étoiles, des quasars et des sphéroïdes. » *The Astrophysical Journal Supplement Series*, 175, 356–389.
  8. Richards, G. T., et al. (2006). « Distributions d'énergie spectrales et sélection multi-longueurs d'onde des quasars de type 1. » The Astrophysical Journal Supplement Series, 166, 470–497.
  9. Fabian, A. C. (2012). « Preuves observationnelles du feedback des noyaux galactiques actifs. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
  10. Kormendy, J., & Ho, L. C. (2013). « Coévolution (ou pas) des trous noirs supermassifs et des galaxies hôtes. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 511–653.

 

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