Les quasars, des trous-noirs « dinosaures » en train de dévorer leur galaxie

Les quasars, « quasi-stars »* ressemblent à des étoiles mais ce ne sont pas des étoiles, un peu comme la reine des abeilles n’est pas l’essaim mais son cœur, avec d’autant plus d’ « animation » qu’on l’approche. Les quasars sont « tout simplement » des galaxies dans une forme primitive, une organisation quasi-révolue de la matière dans l’espace. Ils n’existent plus qu’exceptionnellement dans notre environnement « proche » mais nous pouvons toujours en admirer les lumières puissantes venues de la très lointaine époque où ils étaient abondants, du fait de cette puissance même et du fait que lorsque nous regardons loin nous regardons aussi dans la profondeur du temps.

*Plus précisément « QUAsi Stellar Astronomical Radiosource ».

Les quasars sont les sources les plus lumineuses de l’Univers. Leurs jets de gaz expulsés orthogonalement et de part et d’autres de leur disque d’accrétion (voir plus loin), atteignent des vitesses relativistes (proches de celle de la lumière). Ils émettent des radiations dans toute la gamme des longueurs d’ondes (avec un fort décalage vers le rouge parce qu’ils sont très lointains), des ondes radio, aux rayons gamma en passant par les infrarouges, la lumière visible, les ultraviolets, les rayons X. Dans les ondes visibles ils ont une luminosité de l’ordre de 1040 W (bien au-delà de la « limite d’Eddington » qui est un seuil  d’équilibre) mais c’est dans le domaine des ondes radio qu’ils ont d’abord été remarqués. Ils se distinguent des autres événements violents comme les novæ ou les supernovæ en ce qu’ils ne sont pas ponctuels, des explosions, mais des phénomènes d’une certaine durée.

Dans les années 1950 on se posait des questions sur l’origine d’émissions radios très fortes dont on ne parvenait pas à observer la correspondance en ondes visibles. En 1962 Cyril Hazard de l’Université de Sydney, réussit par une utilisation astucieuse du radiotélescope de Parkes, en Australie, avec l’aide de son directeur John Bolton, à percevoir pour la première fois (dans la constellation de la Vierge) la source lumineuse d’un de ces phénomènes. On le nomma « quasar » (avec l’identifiant « 3C273 », désormais une référence), du fait de son apparence stellaire tout en ayant conscience que « quelque chose n’allait pas » pour le classer dans cette catégorie. Le diamètre angulaire de l’objet bien qu’hyper-lumineux était en effet extrêmement petit, quelques jours-lumière seulement, mais beaucoup plus gros qu’une étoile « normale ». La progression vers la compréhension du phénomène fut lente car il est toujours difficile de changer ses paradigmes face à « quelque chose » de nouveau.

Le premier « éclairage » fut donné par Maarten Schmidt de l’Observatoire du Mont Palomar à qui Cyril Hazard avait communiqué les caractéristiques de sa découverte. Marteen Schmidt comprit que le spectre de la lumière reçue était celui de la raie de l’hydrogène bien qu’elle soit fortement décalée vers le rouge (le « redshift » était de 0,158). Cela indiquait une forte vitesse d’éloignement donc une distance très grande (2,44 milliards d’années-lumière, à comparer aux 13,7 du « fond diffus cosmologique », « CMB »), à laquelle on n’avait pas l’habitude d’observer quoi que ce soit (rappelez-vous que « la toile de fond » de l’Univers, le CMB cité ci-dessus, n’a été observée qu’en 1964). Compte tenu de sa luminosité apparente (12,9) on constata que la source devait émettre autant de lumière (magnitude absolue -26,7) que plusieurs centaines de galaxies comme notre Voie-lactée.

Il fallut ensuite comprendre ce qui pouvait être à l’origine de cette énorme puissance. On apprit beaucoup par le nombre des observations (nous avons aujourd’hui un catalogue de plus de 100.000 quasars) qui permit des comparaisons et des généralisations. D’abord on constata que si les quasars étaient très anciens, ils n’étaient pas présents au tout début de l’Univers observable (métallicité faible mais non nulle de leur spectre). Leur nombre était très important il y a 10 à 9 milliards d’années puis il diminua très rapidement. Il n’y en a pratiquement plus aujourd’hui. Plus précisément il n’y en a plus qu’un seul pour un million de galaxies dans un rayon d’un milliard d’années-lumière alors qu’ils étaient un pour mille il y a 10 à 9 milliards d’années. Par ailleurs il apparut que ces objets avaient une très forte variabilité. Ils peuvent être durables (plus que toute période d’observation à ce jour) mais leur activité peut aussi varier fortement sur des périodes très courtes (quelques jours ou même quelques heures), leur seul point commun étant en fin de compte leur puissance d’émission dans leur faible taille.

L’explication la plus logique qui fut progressivement apportée (dans les années 1980), est que les quasars sont des trous noirs supermassifs dans des galaxies très denses ou plutôt dont les masses de matière proches du centre (c’est-à-dire celles qui peuvent être déstabilisées par la force gravitationnelle du centre) sont très denses. On les identifie maintenant aux plus actifs des « noyaux actifs de galaxie » (ou « AGN » pour « Active Galaxy Nucleus »). Leur « activité » viendrait d’une concentration de matière autour du trou noir telle que ce dernier y pourrait trouver, sur la durée, une « nourriture » plus qu’abondante. Le gaz serait, sous influence gravitationnelle du trou, accéléré à une vitesse voisine de celle de la lumière, créant d’intenses champs magnétiques et un rayonnement colossal. Au CalTech, Donald Lynden-Bell a calculé qu’un trou noir supermassif pouvait convertir en radiations jusqu’à 40% de la masse de matière aspirée. Le phénomène est cumulatif ; l’absorption de matière gonfle la masse du trou noir et lui permet d’attirer par gravité, davantage de masse dans un disque d’accrétion qui tourne de plus en plus vite autour de son centre, comme de l’eau dans un évier. Maintenant tous les AGN peuvent ne pas avoir une « activité » suffisante pour s’exprimer en quasar. On en distingue de plusieurs types selon ce critère : radiogalaxies, galaxies de Seyfert, blasars, magnetars. Il y a aussi des AGN relativement « tranquilles » (« radio-quiet »). Pour qu’un AGN devienne quasar, il faut un trou noir supermassif (force d’attraction du trou et vitesse du disque d’accrétion) et beaucoup de matière absorbable à proximité du trou. La quantité de matière se mesure en masses solaires et on estime qu’il faut que le trou-noir consomme au moins une étoile de type solaire par jour pour apparaître comme un quasar. C’est la matière de ce disque d’accrétion, chauffée par la rotation rapide causée par sa chute sur le trou, les fusions d’étoiles et leur déchirement lorsqu’elles sont sur le point d’être absorbées, qui seraient la source des radiations dégagées dans le faisceau (le « jet ») émis de part et d’autre du plan du disque d’accrétion. La partie active du noyau a une taille égale à la durée des variations d’intensité du quasar (la lumière ayant une vitesse limitée) et on constate qu’il n’excède pas quelques semaines lumières. Ces dimensions sont cependant énormes comparées à notre système solaire (les sondes Voyagers qui sont sorties récemment de l’héliosphère ne sont qu’à environ 18 heures-lumière mais l’étoile la plus proche est à 4,3 années-lumière).

Cette explication permet de comprendre aussi pourquoi les quasars étaient plus nombreux autrefois. La densité de l’Univers, plus contracté (dans lequel l’expansion n’avait pas atteint les effets constatés dans l’Univers d’aujourd’hui), facilitait les collisions de galaxies, donc les concentrations. Par ailleurs la matière de certains des nuages de gaz qui s’étaient condensés et qui avaient « allumé » leurs étoiles se trouvaient encore à proximité de leur centre (un peu comme la matière dans un système planétaire avant que l’étoile ait « nettoyé » par ses radiations l’espace dans son environnement immédiat).

On en est venu à penser que beaucoup de galaxies ont été des quasars à une période initiale de leur vie. Compte tenu du nombre de galaxies, du nombre de trous-noirs selon les différentes époques et de l’importance de la matière non-absorbée par les trous noirs, on estime que la « phase quasar » d’une galaxie massive pourrait durer en moyenne une dizaine de millions d’années et pas plus de 100 millions d’années.

C’est la réflexion tout autant que l’observation qui a permis la compréhension du phénomène et cela « interpelle » concernant les capacités de l’intelligence artificielle. En effet l’IA repose sur l’utilisation des données. Plus de données permet une analyse plus fine d’un phénomène. Ainsi dans le cas présent, on peut comparer les résultats, constituer des catégories de rayonnements et des catégories de sources de ces rayonnements, remarquer grâce à l’accumulation des données que le phénomène a eu lieu statistiquement beaucoup plus fréquemment il y a 10 et 9 milliards d’années que récemment. Mais c’est tout. L’image des quasars est trop petite pour être résolue par nos télescopes. Concevoir que les quasars ne sont pas des étoiles mais de la matière stellaire dans un disque d’accrétion autour d’un trou noir supermassif, requière de « penser en dehors de la boîte ». Le robot doté d’une IA ne le fait pas, il permet à l’homme de le faire.

Au-delà de savoir qu’ils existent, les quasars présentent beaucoup d’intérêt pour la connaissance de l’Univers. Ils sont comme des balises dans l’espace profond ou comme des jalons dans l’obscurité pour remonter toujours plus loin. De par leur masse, ils peuvent servir de loupes gravitationnelles à des objets encore plus distants. Récemment, grâce à l’instrument MUSE posé sur le VLT, on a constaté que les plus anciens d’entre eux permettaient d’éclairer les masses sombres des premières galaxies ou plutôt des protogalaxies qui n’avaient  pas encore formé d’étoiles, à la sortie des « âges sombres ». Dans le passé, ils ont pu être de forts éléments perturbateurs de leur environnement, donc de concentration de nuages de gaz, et de création d’étoiles (comme les supernovæ aujourd’hui). Dans le monde d’aujourd’hui on comprend que les trous-noirs centraux supermassifs, comme celui de notre Voie-lactée, ont probablement dans leur prime jeunesse, été des AGN et peut-être des quasars. Si c’est le cas, peut-être est ce le cas de toutes les galaxies spirales. Enfin on peut penser que la diminution de leur nombre au fil de l’Histoire, vient confirmer l’accélération de l’expansion de l’Univers (moins de fusions de galaxies aujourd’hui).

Liens et références :

https://www.pourlascience.fr/sd/astronomie/les-quasars-trous-noirs-en-action-1183.php

https://fr.wikipedia.org/wiki/Quasar

https://www.physicsandastronomy.pitt.edu/cyril-hazard

Ciel et espace n°568, décembre 19 / janvier 20 : « On a vu les premières galaxies », par Guillaume Langin

https://en.wikipedia.org/wiki/Active_galactic_nucleus

https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/astronomie-record-hubble-decouvre-quasar-brillant-comme-600000-milliards-soleils-43162/

Illustration de titre: un quasar primordial, crédit Wolfram Freudling et al. (STECF), ESO, ESA, NASA

Image ci-dessous: structure d’un AGN: credit: CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=46857319


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Les trous-noirs, monstres destructeurs avec lesquels il nous faut vivre

Les trous-noirs sont des monstres redoutables dont nous sommes en principe aujourd’hui éloignés mais qui sont une des composantes essentielles de l’Univers, proche ou lointain. Avec les astéroïdes, les supernovæ, les radiations spatiales, le froid ou la chaleur extrêmes, le vide, l’apesanteur, ils font partis des dangers présents dans l’Espace que nous apprenons à connaître et où nous nous aventurons aujourd’hui. Leur particularité est que si un jour nous approchons trop près l’un d’entre eux, nous serions irrémédiablement absorbés et, entraînés vers sa « singularité », finalement déchirés et détruits jusqu’aux plus infimes composants de notre matière. La vie sur Terre bénéficie d’un environnement bien doux, confortable et relativement stable. Nous le voyons comme tel car nous sommes les produits de cet environnement, façonnés par lui avec sa propre matière par une très longue Histoire, et que notre vie est très courte à l’échelle des événements qui la ponctuent. Mais nous sommes également dans l’Espace et la Terre ne nous protège que si nous y restons ou si nous pouvons y rester et si elle-même n’est pas en danger. C’est notre mère mais elle est également vulnérable et nous-mêmes à travers elle. Elle aussi est emportée par l’Histoire et celle-ci ne s’arrête pas aujourd’hui. Elle continuera, avec ou sans nous, en fonction de nos actions sur elle (nous avons tendance ces jours à nous faire un peu trop remarquer !) et de son évolution propre ou de celle de son propre environnement : chute d’astéroïde géocroiseur géant (pas tout de suite mais loin d’être exclue) ou pluie d’astéroïdes provoquée par le rapprochement d’une étoile voisine perturbant le nuage de Oort de notre système solaire (non dans le proche avenir mais irrémédiablement « un jour » !), supernova d’une étoile voisine nous inondant de ses radiations mortelles (il y a quelques possibilités), épuisement du Soleil lorsqu’il aura brûlé une quantité suffisante de son hydrogène (nous sommes tranquilles pour quelques 500 millions d’années), rencontre avec un « petit » trou noir « primordial » (peu probable mais pas impossible quand même).

Mais qu’est-ce qu’un trou noir ?

On a pressenti dès le XVIIIème siècle (après Newton et avec l’astronome britannique John Michell en 1783 puis Pierre-Simon de Laplace en 1796) que des astres pourraient exister dont la force d’attraction serait telle que même la lumière ne pourrait s’en échapper (leur vitesse de libération atteignant celle de la lumière). Mais ce n’est qu’après Albert Einstein, puis Karl Schwarzschild (définissant son fameux « rayon »), qu’avec Robert Oppenheimer en 1939, on formalisera l’« objet » qui ne sera observé, indirectement, la première fois qu’en 1971 (« Cygnus X-1 » avec le télescope Uhuru de la NASA – lancé dans l’espace depuis Mombasa).

Parler de trou noir, c’est encore parler de masse et donc de gravité car un trou noir est un objet céleste si compact que l’intensité du champ gravitationnel qui en résulte, empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper (il « ralentit » même le Temps). C’est pour cela qu’on ne peut l’observer directement mais seulement par les effets qu’il a sur son environnement. Cet environnement ce peut être d’abord de la matière, qu’il triture et déchire (produisant des émissions de rayons X ou gamma en plus des émissions en d’autres longueurs d’onde du spectre électromagnétique ou encore des émissions de neutrinos et même d’ondes gravitationnelles s’il fusionne avec un autre trou noir ou absorbe une étoile à neutrons)…pourvu qu’il y en ait à proximité. Cet environnement c’est aussi les ondes lumineuses provenant des sources qui peuvent se trouver derrière lui en alignement avec nous, et qu’il va rapprocher visuellement et déformer (effets de loupe et de déviation). Cette force extrême s’exerce à partir d’un centre dit « singularité gravitationnelle », vers l’extérieur jusqu’à son « rayon des événements » dit aussi « de Schwarzschild » qui délimite tout autour de la singularité un volume sphérique dont la surface est dite « horizon des événements » mais il ne faudrait pas s’en approcher au-delà de la dernière orbite stable qui l’entoure, que l’on nomme « ISCO » (« Innermost Stable Circular Orbit »). Sur cette orbite qui se situe à 3 fois le rayon de Schwarzschild du trou noir, toute perturbation même infinitésimale conduirait irrémédiablement quelque objet que ce soit, à l’horizon des événements. Mais de toute façon, à cette distance, la vitesse de libération est pratiquement déjà inatteignable (> 122.000 km/s). Ce qui est surprenant sinon paradoxal, c’est que l’on pourrait franchir cet horizon vers l’intérieur sans s’en apercevoir sauf à vouloir repartir vers l’extérieur, car la densité (qui n’est pas la « compacité ») ne change pas brutalement lors du passage. Simplement lorsque l’on passe, « la barrière se referme ». Ce qui continue par contre c’est l’attraction vers le centre, la singularité. En fait c’est là où se cache vraiment le trou noir, on pourrait dire « sa tanière », car c’est là où la gravité (et la force d’attraction qui va avec) tend vers l’infini. Ceci implique que si la masse du trou noir est immense, la densité au niveau de l’horizon des événements sera encore faible. Pour « M87 » premier trou noir qui a été « vu », le 10 avril 2019 par l’Event Horizon Telescope, la masse est de 6,5 milliards de soleils, le rayon de 19 milliards de km (deux fois la distance du Soleil à Pluton) mais la densité de seulement 0,44 kg/m3 (44% de la densité de l’air) ! En fait la densité du trou noir (sa masse volumique) décroît avec sa masse (et donc sa taille) et si la densité pour les trous noirs massifs « normaux », comme Sgr A* au centre de notre galaxie reste très forte (9,5×105 kg/m3), et elle l’est a fortiori pour les petits trous noirs, un trou noir de la taille de l’Univers, aurait la densité…de l’Univers ce qui pourrait donner à penser que peut-être nous nous trouverions à l’intérieur d’un trou noir. Mais ce n’est probablement pas le cas car ce trou noir ne recevrait aucune matière de l’extérieur (seul moyen pour un trou noir de prendre de l’ampleur ou de connaître une « expansion ») et il serait empli d’une multitude de singularités (les autres trous noirs). Alors, réflexion subsidiaire, notre Univers serait-il un parmi d’autres, subissant les forces diverses (attraction / répulsion) de ses voisins ? C’est un autre sujet.

Comment parvenir à cette concentration de matière ?

Il est possible que de petits trous noirs provenant du Big-Bang, dits « primordiaux », se « baladent dans la nature ». Ils pourraient résulter selon Stephen Hawking et Bernard Carr, de l’effondrement gravitationnel lors de l’inflation cosmique de petites surdensités de l’Univers primordial. On ne sait pas où ils pourraient se trouver et ils ne sont donc encore que théoriques mais on dit de plus en plus que l’hypothétique « Planète-neuf » (la neuvième) de notre système solaire pourrait être l’un d’entre eux (peut-être parce qu’on n’arrive pas à la voir alors que « quelque chose » a une influence gravitationnelle forte au-delà de l’orbite de Pluton sur plusieurs planètes naines évoluant dans la ceinture de Kuiper).

Mais les trous noirs qu’on pourrait qualifier de « communs » ont une masse très importante et leur concentration résulte précisément de cette masse. Ils sont de deux types, les trous noirs « stellaires » et les trous noirs « supermassifs ». Les premiers (au moins trois masses solaires mais en principe pas plus d’une vingtaine) résultent de l’effondrement de grosses étoiles (au moins dix masses solaires à l’origine, avant supernova et éjection des couches extérieures de l’étoile) après qu’elles aient achevé la combustion interne de leurs éléments légers. Les seconds qui ont peut-être la même origine, résultent de l’accrétion d’énormément de matière (leur masse va de quelques millions à quelques milliards de masses solaires) dans la région la plus dense de leur galaxie, son cœur. Les premiers ne peuvent provenir que d’étoiles géantes, les masses autrement ne pourraient se contracter autant que nécessaire et on aurait des naines blanches ou des étoiles à neutrons. Mais les étoiles à neutrons peuvent elles aussi devenir des trous noirs en accrétant de la matière ou en fusionnant avec une autre étoile à neutrons. Les trous noirs supermassifs sont au cœur des galaxies spirales comme le Soleil est au cœur de notre système solaire. Provenant d’un effondrement ils sont obligatoirement en rotation et ils entraînent par force de gravité leur galaxie autour d’eux. Ils « tiennent » leur galaxie et se nourrissent de ses étoiles proches, devenant de ce fait encore plus puissants et entraînant davantage d’étoiles et de matière à fusionner avec eux, pourvu bien sûr qu’elles soient à portée de leur force d’attraction, qui s’accroît avec leur masse. Le nôtre, “Sgr A*”, a une masse de 4,15 millions de masses solaires. A noter que les classifications sont faites pour connaître des exceptions et il y en a évidemment aussi dans le cas présent. Ainsi on s’est étonné tout récemment (27 novembre 2019) de découvrir un trou noir stellaire (« LB-1 ») de 70 masses solaires dans un des bras spiraux de notre galaxie, à quelques 15.000 années-lumière de « chez nous ». Mais je m’étonne que l’on s’étonne puisqu’il n’y a pas de seuil de masse entre 20 et 70, et même beaucoup plus, au-delà duquel on assisterait à la création d’un autre phénomène.

Nous sommes à 25.000 années-lumière de notre centre galactique donc de son trou noir central (la Voie-Lactée a un diamètre d’environ 100.000 années-lumière). C’est notre cœur mais il est noir et il nous est hostile. Il n’est pas certain qu’il nous absorbe un jour (outre son appétit d’ogre cela dépendra sans doute de l’accélération ou de la décélération de l’expansion de l’Univers) mais son voisinage est quand même effrayant.

NB : je ne parle pas ici de tous les effets possibles des trous noirs car je voulais insister sur le danger qu’ils présentent. Mais en agissant sur la matière, le trou noir agit aussi sur le temps et comme il agit sur la lumière, il peut servir de lentille gravitationnelle, sorte de loupe qui rapproche de nous les rayonnements les plus lointains ; les astronomes sont ravis de pouvoir s’en servir ! 

Remerciements à Monsieur Christophe de Reyff pour ses suggestions et conseils.

Illustration de titre : approche du trou noir Sgr A* (Sagittarius A*) de notre galaxie, crédit ESO/S.Gillessen et MPE, Marc Schartmann (2011). Cette illustration montre les trajectoires des divers astres qui orbitent au plus près de notre trou noir supermassif et le comportement d’un nuage de gaz en train de tomber vers le trou. Récemment on a observé une étoile accélérée à une vitesse prodigieuse à proximité de ce trou noir (>1000 km/s alors que le Soleil orbite le centre galactique à 240 km/s). Le couple qu’elle formait avec une autre étoile tombait dans le trou en fonction de la masse qu’elles constituaient ensemble. L’autre étoile s’y est proprement perdue ce qui a permis à la première de s’échapper avec une vitesse accrue, bien supérieure à ce que lui aurait donné sa seule masse propre si elle y avait été attirée sans sa compagne.

Image ci-dessous : Sgr A* vu par le télescope à rayons X, Chandra, crédit : NASA/Penn State/G.Garmire et al.

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