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Noyaux actifs de galaxies et quasars

Trous noirs supermassifs avalant de la matière, écoulements et impact sur la formation d'étoiles

L'un des phénomènes les plus lumineux et dynamiques de l'Univers apparaît lorsque les trous noirs supermassifs (SMJS) au centre des galaxies avalent du gaz. Dans ces soi-disant noyaux actifs de galaxies (AGN), de grandes quantités d'énergie gravitationnelle se transforment en rayonnement électromagnétique, souvent plus brillant que toute la galaxie. La majeure partie de cette luminosité provient des quasars, des AGN éclatants visibles à des distances cosmiques. Ces périodes intenses d'« alimentation » du trou noir peuvent générer de puissants écoulements – dus à la pression de radiation, aux vents ou aux jets relativistes – qui réorganisent le gaz à l'intérieur de la galaxie et peuvent même étouffer la formation d'étoiles. Cet article examine comment les SMJS alimentent l'activité des AGN, quels sont les signes observables et la classification des quasars, ainsi que l'importance du « feedback » reliant la croissance du trou noir au futur de la galaxie.

1. Qu'est-ce que les noyaux actifs de galaxies

1.1 Moteurs centraux : trous noirs supermassifs

Au centre d'un noyau actif de galaxie se trouve un trou noir supermassif, dont la masse peut aller de quelques millions à plusieurs milliards de masses solaires. Ces trous noirs résident dans les amas ou noyaux de galaxies. En conditions normales de faible alimentation, ils restent assez calmes. La phase AGN commence lorsque suffisamment de gaz ou de poussière commence à s'écouler vers l'intérieur – accrétant sur le trou noir – formant un disque d'accrétion en rotation, libérant un rayonnement énorme dans le spectre électromagnétique [1, 2].

1.2 Classes d'AGN et caractéristiques observées

Les AGN présentent différentes manifestations externes :

  • Galaxies Seyfert : Activité nucléaire modérément brillante dans les galaxies spirales, avec des raies d'émission brillantes provenant de nuages de gaz ionisé.
  • Quasars (QSO) : Les AGN les plus brillants, souvent dominants sur la luminosité totale de la galaxie, facilement détectables à des distances cosmiques.
  • Galaxies radio / blazars : AGN caractérisés par des jets radio puissants ou un rayonnement fortement dirigé vers nous.

Malgré des différences évidentes, ces classes reflètent davantage les caractéristiques de luminosité, d'angle de vue et d'environnement, plutôt que des moteurs fondamentalement différents [3].

1.3 Modèle unifié

Le « modèle unifié » étendu suppose un SMJS central et un disque d'accrétion entouré d'une région des raies larges (PLS) avec des nuages à grande vitesse et un tore poussiéreux. Le rayonnement observé (type 1 ou type 2) dépend de l'orientation et de la géométrie du tore. Les différences de masse entre la luminosité ou le trou noir peuvent faire passer les AGN d'un Seyfert peu lumineux à un quasar brillant [4].

2. Le processus d'accrétion

2.1 Disques d'accrétion et luminosité

Lorsque la matière tombe dans le puits gravitationnel profond du SMJS, un mince disque d'accrétion se forme, où l'énergie potentielle gravitationnelle se transforme en chaleur et en lumière. Dans le modèle classique du disque Shakura-Sunyaev, le rayonnement peut être important, atteignant parfois la limite d'Eddington :

LEdd ≈ 1.3×1038 (MBH / M⊙) erg s-1

si le trou noir avale à la limite d'Eddington, sa masse peut doubler en ~108 années. Les quasars atteignent généralement ou dépassent une fraction de la luminosité d'Eddington, expliquant leur luminosité exceptionnelle [5, 6].

2.2 « Alimentation » des SMBH

Les processus galactiques doivent transporter le gaz de l'échelle kiloparsec jusqu'aux régions sous-parsec autour du trou noir :

  • Juostų valdomi srautai – vidinės juostos ar spiralinės vijų struktūros gali iš lėto (sekuliariai) perimti dujų kampinį momentą ir jas atgabenti į vidų.
  • Sąveikos ir susijungimai – didesniu smurtu dideli ar maži susijungimai greitai tiekia gausius dujų kiekius į branduolį, įžiebia kvazaro stadijas.
  • Aušimo tėkmės – turtinguose spiečių centruose auštančios spiečiaus dujos gali tekėti į galaktikos centrą, maitindamos juodąją skylę.

Priartėjus prie juodosios skylės, vietinės nestabilumos, smūgiai ir klampumas toliau lemia medžiagos patekimą į galutinį akrecinį diską [7].

3. Quasars : les AGB les plus brillants

3.1 Découverte historique

Les quasars (en anglais “quasi-stellar objects”) ont été identifiés dans les années 1960 comme des sources ponctuelles à très grand décalage vers le rouge, indiquant une luminosité énorme. Il est rapidement apparu qu'il s'agissait de noyaux galactiques où le trou noir avale le gaz si intensément qu'ils sont visibles même à des milliards d'années-lumière, devenant ainsi des marqueurs importants des études de l'Univers primordial.

3.2 Rayonnement multi-longueurs d'onde

La luminosité énorme des quasars couvre le radio (si des jets sont présents), l'infrarouge (poussières dans les tores), l'optique/UV (spectre du disque d'accrétion) et les rayons X (couronne du disque, écoulements relativistes). Les spectres présentent généralement des lignes d'émission larges brillantes provenant de nuages à grande vitesse proches du trou noir ainsi que peut-être des lignes étroites provenant de gaz plus éloignés [8].

3.3 Signification cosmologique

La densité des quasars atteint souvent un maximum autour de z ∼ 2–3, période durant laquelle les galaxies se formaient activement. Ils marquent la croissance précoce des plus grands trous noirs dans l'histoire cosmique. L'étude des lignes d'absorption des quasars révèle également le gaz intermédiaire et la structure du milieu intergalactique.

4. Jets et rétroaction

4.1 Vents et jets induits par les AGN

Les disques d'accrétion génèrent une forte pression de rayonnement ou des champs magnétiques, d'où émergent des jets bipolaires pouvant atteindre des milliers de km/s. Dans les AGN radio-lumineux, on trouve des jets relativistes, proches de la vitesse de la lumière et s'étendant bien au-delà des limites de la galaxie. Ces jets peuvent :

  • Expulser ou chauffer le gaz, en inhibant la formation d'étoiles dans l'amas.
  • Transporter les métaux et l'énergie vers le halo ou le milieu intergalactique.
  • Supprimer ou stimuler localement la formation d'étoiles, selon la compression par ondes de choc ou l'élimination du gaz [9].

4.2 Impact sur la formation d'étoiles

Rétroaction AGN, c'est-à-dire l'idée que les trous noirs actifs peuvent fortement modifier l'état de la galaxie entière, est devenue une partie essentielle des modèles modernes de formation des galaxies :

  1. Mode quasar : Épisodes de haute luminosité avec de puissants flux capables d'expulser d'énormes quantités de gaz froid et ainsi d'éteindre la formation d'étoiles.
  2. Mode radio : AGN de faible luminosité avec des jets chauffant le gaz environnant (par exemple, dans les centres de clusters) et empêchant son refroidissement et son accumulation.

Cet effet aide à expliquer la « rougeur » des elliptiques massives et les relations observées (par exemple, entre la masse du trou noir et la masse de l'amas) reliant la croissance des SMBH et l'évolution des galaxies [10].

5. Unité des galaxies hôtes et des AGN

5.1 Source d'activation : fusion vs. séculaire

Les données d'observation indiquent que l'activation des AGN peut résulter de différents scénarios :

  • Grandes fusions : Des collisions riches en gaz apportent rapidement de grandes quantités de gaz au noyau, propulsant le trou noir en état de quasar. Cela peut coïncider avec une explosion de formation d'étoiles, suivie d'une suppression de cette formation.
  • Causes séculaires : Une alimentation stable du trou noir contrôlée par des barres ou de petits flux peut maintenir une luminosité moyenne du noyau de Seyfert.

Les quasars les plus lumineux montrent souvent des distorsions de marée ou des signes morphologiques de fusions récentes, tandis que des AGN moins brillants peuvent être trouvés dans des galaxies à disque presque intactes avec des barres ou des pseudobulbes.

5.2 Relation entre l'amas et le trou noir

Les observations montrent une forte corrélation entre la masse du trou noir (MBH) et la dispersion des vitesses des étoiles de l'amas (σ) ou la masse – la relation dite MBH–σ. Cela suggère que l'« alimentation » du trou noir et la formation de l'amas sont étroitement liées, soutenant l'hypothèse selon laquelle le noyau actif peut réguler la formation d'étoiles dans l'amas et inversement.

5.3 Cycles d'activité AGB

Au fil du temps cosmique, chaque galaxie peut traverser de nombreux épisodes AGB. Souvent, le trou noir n'accrète qu'une partie du temps proche de la limite d'Eddington, formant des éruptions brillantes d'AGN ou de quasar. Lorsque les réserves de gaz s'épuisent ou sont expulsées, l'AGB s'éteint et la galaxie redevient "normale", avec un trou noir central dormant.

6. Observation des AGB à l'échelle cosmique

6.1 Études des quasars lointains

Les quasars sont visibles jusqu'à des décalages vers le rouge très élevés, même au-delà de z > 7, ce qui signifie qu'ils brillaient déjà dans le premier milliard d'années de l'Univers. La question demeure de savoir comment les SMBH ont pu croître aussi rapidement : peut-être que les "germes" étaient déjà massifs (par ex., par effondrement direct) ou que des épisodes dépassant les taux d'accrétion d'Eddington ont eu lieu. En observant ces quasars lointains, nous pouvons étudier l'époque de la réionisation et la formation précoce des galaxies.

6.2 Campagnes multi-longueurs d'onde

Des relevés tels que SDSS, 2MASS, GALEX, Chandra et de nouvelles missions comme JWST, ainsi que de futurs télescopes terrestres puissants couvrent les AGB de la radio aux rayons X, englobant plus complètement tout le spectre, des Seyfert à faible luminosité aux quasars très brillants. Parallèlement, la spectroscopie intégrale de champ (par ex., MUSE, MaNGA) révèle la cinématique hôte et la distribution de la formation d'étoiles autour du noyau.

6.3 Effet de lentille gravitationnelle

Parfois, les quasars situés derrière des amas massifs sont affectés par un effet de lentille gravitationnelle qui crée des images amplifiées révélant des structures plus fines des AGN ou une distance de luminosité très précise. Ces phénomènes permettent d'affiner les estimations de masse des trous noirs et d'étudier les paramètres cosmologiques.

7. Perspective théorique et simulation

7.1 Physique de l'accrétion en disque

Les modèles classiques de disque alpha Shakura-Sunyaev, améliorés par des simulations d'accrétion magnétohydrodynamiques (MHD), expliquent comment le moment angulaire est transporté et comment la viscosité dans le disque détermine le taux d'accrétion. Les champs magnétiques et la turbulence sont essentiels pour générer des écoulements ou des jets (par ex., le mécanisme Blandford–Znajek, lié aux trous noirs en rotation).

7.2 Modèles d'évolution galactique à grande échelle

Les simulations cosmologiques (par ex., IllustrisTNG, EAGLE, SIMBA) intègrent de plus en plus des recettes détaillées de rétroaction AGB afin de reproduire la bimodalité observée des couleurs des galaxies, la relation masse trou noir–halo et la suppression de la formation d'étoiles dans les halos massifs. Ces modèles montrent que même de courts épisodes de quasar peuvent fortement modifier le destin du gaz hôte.

7.3 Nécessité de préciser la physique du retour d'information

Bien que les progrès soient importants, il subsiste des incertitudes quant à la manière dont l'énergie interagit concrètement avec les gaz interstellaires multiphasiques. Pour "lier" la physique d'accrétion à l'échelle du parsec avec la régulation de la formation d'étoiles à l'échelle du kiloparsec, il est nécessaire de comprendre en détail l'interaction des jets et du milieu interstellaire, l'incorporation du vent ou la géométrie des toroïdes poussiéreux.

8. Conclusions

Les noyaux actifs de galaxies et les quasars reflètent les phases les plus énergétiques des noyaux galactiques, dominées par l’accrétion sur des trous noirs supermassifs. En rayonnant de l’énergie et en alimentant des flux, ils font plus que briller – ils transforment leurs galaxies hôtes, déterminent les histoires de formation d’étoiles, la croissance des amas, voire l’environnement à grande échelle via la rétroaction. Qu’ils soient déclenchés par de grandes fusions ou par un écoulement lent de gaz peu profond, les AGN soulignent le lien étroit entre le trou noir et l’évolution galactique – montrant qu’un disque d’accrétion même modeste peut avoir des répercussions sur la galaxie voire à l’échelle cosmique.

Avec des observations variables à différentes longueurs d'onde et l'amélioration des simulations, nous comprenons de mieux en mieux les modes d’« alimentation » des AGN, les cycles de vie des quasars et les mécanismes de rétroaction. Finalement, démêler les interactions entre les trous noirs et leurs hôtes est un moment clé pour comprendre la trame de l’Univers – des premiers quasars aux trous noirs plus calmes actuellement nichés dans des amas de galaxies elliptiques ou spirales.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  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 actifs de galaxies radio-brillantes. » 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 de formation 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 actifs de galaxies. » 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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