Les galaxies en astronomie : Galaxie active - Modèle unifié



Avec la découverte des galaxies actives et des quasars, un défi était posé aux astrophysiciens. Il leur fallait, pour comprendre les différents types de galaxies actives, imaginer une source d'énergie capable de fournir la puissance d'un millier de galaxies tout en étant localisée dans un espace à peine plus grand que le système solaire.

Les trous noirs supermassifs

Deux idées furent avancées mais rapidement rejetées : les collisions entre galaxies, qui n'auraient pas produit suffisamment d'énergie, et les explosions en chaîne de supernovae, qui auraient dû se produire en quantités inimaginables. Ce fut finalement le Britannique Donald Lynden-Bell qui proposa en 1968 l'idée à la base de l'explication moderne. D'après lui, la source d'énergie des galaxies actives devait être un trou noir supermassif, une version plus massive des trous noirs résultant de la mort d'une étoile. Au lieu d'avoir à peine quelques masses solaires, les trous noirs supermassifs contiennent entre un million et un milliard de masses solaires et ont une taille de quelques unités astronomiques.

Comme il n'existe pas d'étoile de telle masse, ces trous noirs ne peuvent pas directement être le fruit d'un effondrement stellaire. En fait, le mécanisme de formation n'est pas clair. Il pourrait s'agir d'une étoile massive qui s'effondre et donne naissance à un trou noir qui grandit peu à peu en se nourrissant d'autres étoiles ou bien d'un énorme nuage de gaz qui s'écroule sous sa propre gravité. Mais quelle que soit l'origine de ces objets, leur existence est en tout cas tout à fait possible. La relativité générale est claire sur ce point : si vous arrivez à concentrer un milliard de masses solaires dans une région de la taille du système solaire, la situation est similaire à celle des résidus d'étoiles massives, l'espace et le temps seront extrêmement déformés et même la lumière ne pourra plus s'échapper.

Le scénario précédent est d'autant plus réaliste que la densité de matière requise est faible. En effet, le paramètre critique pour la formation d'un trou noir n'est pas la densité, c'est-à-dire la quantité de matière dans un volume donné, mais plutôt la compacité, le rapport de la masse à la taille de l'objet. Ainsi, un trou noir résidu d'étoile nécessite des densités énormes, alors qu'un trou noir supermassif peut se former dans une région peu dense. Il suffit en fait d'une densité inférieure à l'eau, ce qui n'est pas difficile à réaliser en regroupant suffisamment d'étoiles dans un espace restreint.

Centre d'une galaxie active
Vue d'artiste du centre d'une galaxie active. Le trou noir central est entouré d'un disque de gaz chaud et d'une énorme ceinture de gaz et de poussières plus froids. On aperçoit également deux jets de particules énergétiques. Crédit : CXC/M.Weiss

La matière environnante

Évidemment, par définition, la luminosité du noyau actif ne provient pas du trou noir supermassif lui-même. C'est l'action de ce dernier sur la matière environnante qui en est à l'origine. En effet, dans le modèle unifié des galaxies actives, le trou noir est entouré d'un disque d'accrétion dont la taille est de l'ordre de la centaine d'unités astronomiques. Des phénomènes visqueux ont pour conséquence la chute progressive de la matière du disque dans le trou noir. Dans ce processus, le gaz transforme son énergie gravitationnelle en énergie thermique, ce qui entraîne une forte augmentation de la température du disque. Pour cette raison, ce dernier va se mettre à produire un rayonnement thermique continu très puissant, en particulier dans l'ultraviolet et les rayons X. Le processus est similaire dans le principe à l'effondrement d'un nuage moléculaire qui s'échauffe en se contractant. Cette façon de produire de l'énergie est bien plus efficace que les réactions nucléaires qui alimentent les étoiles, c'est la raison pour laquelle les noyaux actifs peuvent briller comme plusieurs galaxies.

Le disque d'accrétion est entouré par une région dans laquelle se trouvent de nombreux nuages de gaz. Ce sont ces derniers qui sont responsables de certaines des raies d'émission qui apparaissent dans le spectre des galaxies actives. Ces nuages sont en orbite autour du centre et tournent très rapidement. Les raies sont soumises par effet Doppler à un décalage qui dépend de la vitesse. Lorsque l'on analyse la lumière de l'ensemble des nuages, le spectre global est la superposition de nombreuses raies fines, décalées les unes par rapport aux autres, ce qui se traduit par un élargissement des raies présentes dans le spectre global. Ce sont ces raies larges que l'on observe dans les galaxies de Seyfert de type 1.

Entourant la zone des nuages rapides, mais localisée dans le plan défini par le disque d'accrétion, se trouve une très épaisse ceinture de gaz et de poussières, avec un diamètre estimé à environ 10 000 unités astronomiques, soit quelques dixièmes de parsec. Cette ceinture est opaque à la lumière visible ou ultraviolette. Elle empêche le rayonnement du disque d'accrétion et celui des nuages rapides de se propager dans le plan du système. C'est cette ceinture opaque qui, en bloquant la lumière dans certaines directions, est à l'origine des différentes classes de galaxies actives.

Les régions qui se trouvent dans des directions perpendiculaires au plan du disque ne sont pas affectées par la ceinture. Elles sont peuplées de nuages de gaz qui orbitent autour du trou noir à une distance de l'ordre de la centaine de parsecs. Ces nuages sont éloignés donc relativement lents. L'effet Doppler est faible et leurs raies d'émission restent très fines. Enfin, dans ces mêmes régions, apparaissent les jets de matière. Il s'agit de particules très énergétiques provenant de régions proches du trou noir, qui s'échappent le long de l'axe de rotation du système. Elles donnent alors naissance à des jets très fins qui peuvent atteindre des longueurs extraordinaires, parfois jusqu'à un mégaparsec. Ces particules hautement énergétiques sont à l'origine du rayonnement synchrotron radio de certaines galaxies actives.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html