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Pour d'autres utilisations, voir Quasar (désambiguïsation).Vue d'artiste du quasar GB1508.

UNE quasar (contraction de Source radio QUASi-stellAR) est un noyau actif extrêmement brillant et éloigné d'une jeune galaxie. Les quasars ont d'abord été identifiés comme des sources d'énergie électromagnétique à décalage vers le rouge élevé, y compris les ondes radio et la lumière visible. Ils sont ponctuels, similaires aux étoiles, plutôt que des sources de lumière étendues, telles que les galaxies. Bien qu'il y ait eu une certaine controverse initiale sur la nature de ces objets, le consensus scientifique actuel est qu'un quasar est un halo compact de matière entourant le trou noir supermassif central d'une jeune galaxie.

Présentation

Les quasars affichent un décalage vers le rouge très élevé, indiquant que les quasars et la Terre s'éloignent rapidement l'un de l'autre, dans le cadre du processus d'expansion de l'univers. Lorsqu'il est combiné avec la loi de Hubble, l'implication est que les quasars sont très éloignés. Pour être observable à cette distance, la production d'énergie des quasars doit éclipser celle de presque tous les phénomènes astrophysiques connus dans une galaxie, à l'exception d'événements relativement de courte durée comme les supernovae et les sursauts gamma. Les quasars peuvent facilement libérer de l'énergie à des niveaux égaux à la production de centaines de galaxies moyennes combinées. La sortie de lumière équivaut à un billion de soleils.

Dans les télescopes optiques, les quasars ressemblent à des points de lumière uniques (c'est-à-dire une source ponctuelle) bien que beaucoup aient vu leurs "galaxies hôtes" identifiées. Les galaxies elles-mêmes sont souvent trop sombres pour être vues avec tous les télescopes sauf les plus grands. La plupart des quasars ne peuvent pas être vus avec de petits télescopes, mais le 3C 273, d'une magnitude apparente moyenne de 12,9, fait exception. À une distance de 2,44 milliards d'années-lumière, c'est l'un des objets les plus éloignés directement observables avec du matériel amateur.

Certains quasars affichent des changements rapides de luminosité, ce qui implique qu'ils sont petits (un objet ne peut pas changer plus rapidement que le temps qu'il faut à la lumière pour se déplacer d'un bout à l'autre; mais voir le quasar J1819 + 3845 pour une autre explication). Le décalage vers le rouge le plus élevé actuellement connu pour un quasar est de 6,4.1

On pense que les quasars sont alimentés par l'accumulation de matière dans des trous noirs supermassifs dans les noyaux de galaxies éloignées, ce qui rend ces versions lumineuses de la classe générale des objets connues sous le nom de galaxies actives. Aucun autre mécanisme actuellement connu ne semble en mesure d'expliquer la vaste production d'énergie et la variabilité rapide.

La connaissance des quasars progresse rapidement. Pas plus tard que dans les années 80, il n'y avait pas de consensus clair quant à leur origine.

Histoire de l'observation des quasars

Les premiers quasars ont été découverts avec des radiotélescopes à la fin des années 1950. Beaucoup ont été enregistrés comme sources radio sans objet visible correspondant. En utilisant de petits télescopes et le télescope Lovell comme interféromètre, ils se sont avérés avoir une très petite taille angulaire.2 Des centaines de ces objets ont été enregistrés en 1960 et publiés dans le troisième catalogue de Cambridge alors que les astronomes scannaient le ciel à la recherche de leurs homologues optiques. En 1960, la source radio 3C 48 a finalement été liée à un objet optique. Les astronomes ont détecté ce qui semblait être une faible étoile bleue à l'emplacement de la source radio et ont obtenu son spectre. Contenant de nombreuses raies d'émission inconnues, le spectre anormal a défié l'interprétation - une affirmation par John Bolton d'un grand décalage vers le rouge n'a pas été généralement acceptée.

En 1962, une percée a été réalisée. Une autre source radio, 3C 273, devrait subir cinq occultations par la lune. Les mesures prises par Cyril Hazard et John Bolton lors d'une des occultations à l'aide du radiotélescope Parkes ont permis à Maarten Schmidt d'identifier optiquement l'objet et d'obtenir un spectre optique à l'aide du télescope Hale de 200 pouces sur le mont Palomar. Ce spectre a révélé les mêmes étranges lignes d'émission. Schmidt s'est rendu compte qu'il s'agissait en réalité de raies spectrales d'hydrogène décalées vers le rouge au taux de 15,8%. Cette découverte a montré que le 3C 273 reculait à une vitesse de 47 000 km / s.3 Cette découverte a révolutionné l'observation des quasars et a permis à d'autres astronomes de trouver des décalages vers le rouge à partir des raies d'émission d'autres sources radio. Comme prédit plus tôt par Bolton, 3C 48 s'est avéré avoir un décalage vers le rouge de 37 pour cent de la vitesse de la lumière.

Le terme quasar a été inventé par l'astrophysicien américain d'origine chinoise Hong-Yee Chiu en 1964, en La physique aujourd'hui, pour décrire ces objets déroutants:

Jusqu'à présent, le nom maladroit et long de "sources radio quasi-stellaires" est utilisé pour décrire ces objets. Parce que la nature de ces objets est entièrement inconnue, il est difficile de leur préparer une nomenclature courte et appropriée afin que leurs propriétés essentielles soient évidentes d'après leur nom. Pour plus de commodité, la forme abrégée "quasar" sera utilisée tout au long de ce document.

Plus tard, il a été constaté que tous les quasars (en fait seulement 10 pour cent environ) ont de fortes émissions radio (ou sont "radio-bruyants"). Par conséquent, le nom "QSO" (objet quasi-stellaire) est utilisé (en plus de quasar) pour désigner ces objets, y compris les classes radio-fort et radio-silencieux.

Un grand sujet de débat au cours des années 1960 était de savoir si les quasars étaient des objets proches ou des objets éloignés, comme l'implique leur décalage vers le rouge. Il a été suggéré, par exemple, que le décalage vers le rouge des quasars n'était pas dû à l'expansion de l'espace mais plutôt à la lumière s'échappant d'un puits gravitationnel profond. Cependant, une étoile de masse suffisante pour former un tel puits serait instable et dépasserait la limite de Hayashi.4 Les quasars montrent également des raies d'émission spectrale inhabituelles qui n'étaient auparavant visibles que dans des nébuleuses gazeuses chaudes de faible densité, qui seraient trop diffuses pour générer à la fois la puissance observée et s'insérer dans un puits gravitationnel profond.5 Il y avait également de sérieuses inquiétudes concernant l'idée de quasars cosmologiquement éloignés. Un argument fort contre eux était qu'ils impliquaient des énergies qui dépassaient de loin les processus de conversion d'énergie connus, y compris la fusion nucléaire. À cette époque, certains suggéraient que les quasars étaient constitués d'une forme inconnue d'antimatière stable, et que cela pouvait expliquer leur éclat. D'autres ont supposé que les quasars étaient une extrémité de trou blanc d'un trou de ver. Cependant, lorsque les mécanismes de production d'énergie des disques d'accrétion ont été modélisés avec succès dans les années 1970, l'argument selon lequel les quasars étaient trop lumineux est devenu sans objet et aujourd'hui la distance cosmologique des quasars est acceptée par presque tous les chercheurs.

En 1979, l'effet de lentille gravitationnelle prédit par la théorie générale de la relativité d'Einstein a été confirmé pour la première fois par observation avec des images du double quasar 0957 + 561.6

Dans les années 1980, des modèles unifiés ont été développés dans lesquels les quasars étaient classés comme un type particulier de galaxie active, et un consensus général est apparu que dans de nombreux cas, c'est simplement l'angle de vue qui les distingue des autres classes, comme les blazars et les radio galaxies. L'énorme luminosité des quasars résulte des disques d'accrétion des trous noirs supermassifs centraux, qui peuvent convertir de l'ordre de 10% de la masse d'un objet en énergie, contre 0,7% pour le processus de fusion nucléaire à chaîne pp qui domine l'énergie. la production d'étoiles semblables au soleil.

Ce mécanisme explique également pourquoi les quasars étaient plus courants dans le premier univers, car cette production d'énergie se termine lorsque le trou noir supermassif consomme tout le gaz et la poussière à proximité. Cela signifie qu'il est possible que la plupart des galaxies, y compris la Voie lactée native de la Terre, soient passées par un stade actif (apparaissant comme un quasar ou une autre classe de galaxie active en fonction de la masse du trou noir et du taux d'accrétion) et sont maintenant au repos car elles manquent une réserve de matière à alimenter dans leurs trous noirs centraux pour générer un rayonnement.

Propriétés des quasars

Plus de 100 000 quasars sont connus. Tous les spectres observés ont montré des décalages vers le rouge considérables, allant de 0,06 au maximum récent de 6,4. Par conséquent, tous les quasars connus se trouvent à de grandes distances de la terre, le plus proche étant à 240 Mpc (780 millions de ly) et le plus éloigné à 4 Gpc (13 milliards de ly). La plupart des quasars se situent au-dessus de 1,0 Gpc de distance; comme la lumière met si longtemps à parcourir ces grandes distances, les observateurs sur terre voient les quasars tels qu'ils existaient il y a longtemps - l'univers tel qu'il était dans un passé lointain.

Bien que faibles lorsqu'ils sont vus optiquement, leur décalage vers le rouge élevé implique que ces objets se trouvent à une grande distance de la terre, faisant des quasars les objets les plus lumineux de l'univers connu. Le quasar qui apparaît le plus brillant dans notre ciel est l'ultralumineux 3C 273 dans la constellation de la Vierge. Il a une magnitude apparente moyenne de 12,8 (assez lumineux pour être vu à travers un petit télescope), mais il a une magnitude absolue de -26,7. Ainsi, à une distance de 10 parsecs (environ 33 années-lumière), cet objet brillerait dans le ciel à peu près aussi brillamment que le Soleil. La luminosité de ce quasar est donc d'environ 2 000 milliards (2 × 1012) fois celle du Soleil, ou environ 100 fois celle de la lumière totale des galaxies géantes moyennes comme la Voie lactée.

Le quasar hyperlumineux APM 08279 + 5255 a, lors de sa découverte en 1998, reçu une magnitude absolue de −32,2, bien que l'imagerie haute résolution avec le télescope spatial Hubble et le télescope Keck de 10 m ait révélé que ce système était à lentille gravitationnelle. Une étude de la lentille gravitationnelle dans ce système suggère qu'elle a été agrandie par un facteur de ~ 10. Il est encore nettement plus lumineux que les quasars voisins tels que le 3C 273. Le HS 1946 + 7658 était censé avoir une magnitude absolue de -30,3, mais cela aussi a été amplifié par l'effet de lentille gravitationnelle.

On constate que les quasars varient en luminosité à différentes échelles de temps. Certains varient en luminosité tous les quelques mois, semaines, jours ou heures. Ces preuves ont permis aux scientifiques de théoriser que les quasars génèrent et émettent leur énergie à partir d'une très petite région, car chaque partie du quasar devrait être en contact avec d'autres parties sur une telle échelle de temps pour coordonner les variations de luminosité. En tant que tel, un quasar variant sur une échelle de temps de quelques semaines ne peut pas être plus grand que quelques semaines-lumière.

Les quasars présentent plusieurs des mêmes propriétés que les galaxies actives: le rayonnement est non thermique et certains sont observés comme ayant des jets et des lobes comme ceux des radio-galaxies. Les quasars peuvent être observés dans de nombreuses parties du spectre électromagnétique, y compris les rayons radio, infrarouges, optiques, ultraviolets, rayons X et même gamma. La plupart des quasars sont les plus brillants dans leur cadre de repos, proche des ultraviolets (près de la ligne d'émission d'hydrogène Lyman-alpha de 1216 angströms (121,6 nm)), mais en raison des énormes décalages vers le rouge de ces sources, ce pic de luminosité a été observé jusqu'à le rouge comme 9000 angströms (900 nm ou 0,9 µm), dans le proche infrarouge.

Quasars de fer montrent de fortes raies d'émission résultant du fer ionisé, comme IRAS 18508-7815.

Génération d'émissions Quasar

Cette vue, prise avec la lumière infrarouge, est une image en fausses couleurs d'un tandem quasar-starburst avec le starburst le plus lumineux jamais vu dans une telle combinaison. Le quasar-starburst a été découvert par une équipe de chercheurs de six institutions.

Étant donné que les quasars présentent des propriétés communes à toutes les galaxies actives, les émissions des quasars peuvent être facilement comparées à celles des petites galaxies actives alimentées par des trous noirs supermassifs. Pour créer une luminosité de 1040 W (la luminosité typique d'un quasar), un trou noir super-massif devrait consommer l'équivalent matériel de 10 étoiles par an. Les quasars les plus brillants connus dévorent chaque année 1 000 masses solaires de matière. Les quasars s'allument et s'éteignent en fonction de leur environnement, et comme les quasars ne peuvent pas continuer à se nourrir à des taux élevés pendant 10 milliards d'années, après qu'un quasar a fini d'accréter le gaz et la poussière environnants, il devient une galaxie ordinaire.

Les quasars fournissent également des indices sur la fin de la réionisation du Big Bang. Les quasars les plus anciens (z> 4) affichent un creux de Gunn-Peterson et ont des régions d'absorption devant eux, indiquant que le milieu intergalactique à l'époque était du gaz neutre. Les quasars plus récents ne montrent aucune région d'absorption, mais leurs spectres contiennent plutôt une zone épineuse connue sous le nom de forêt Lyman-alpha. Cela indique que le milieu intergalactique a subi une réionisation dans le plasma et que le gaz neutre n'existe que dans les petits nuages.

Une autre caractéristique intéressante des quasars est qu'ils montrent des éléments plus lourds que l'hélium, indiquant que les galaxies ont subi une phase massive de formation d'étoiles, créant des étoiles de population III entre le moment du Big Bang et les premiers quasars observés. La lumière de ces étoiles peut avoir été observée en 2005, en utilisant le télescope spatial Spitzer de la NASA, bien que cette observation reste à confirmer.

Remarques

  1. ↑ Sloan Digital Sky Survey, trois quasars éloignés trouvés au bord de l'univers. Récupéré le 28 septembre 2007.
  2. ↑ Observatoire de Jodrell Bank, le MKI et la découverte des Quasars. Récupéré le 28 septembre 2007.
  3. ↑ Maarten Schmidt, 3C 273: un objet en forme d'étoile avec un grand décalage vers le rouge. " La nature. 197: 1040. Récupéré le 28 septembre 2007.
  4. ↑ S. Chandrasekhar, L'instabilité dynamique des masses gazeuses approchant la limite de Schwarzschild en relativité générale, Journal astrophysique, 140:2:417-433.
  5. ↑ J. Greenstein et M. Schmidt, 1964, The Quasi-Stellar Radio Sources 3C 48 and 3C, Journal astrophysique, 140:1:1-34.
  6. ↑ Université d'Alabama, Le double QSO 0957 + 561. Récupéré le 28 septembre 2007.

Les références

  • Kembhavi, Ajit K. et Jayant V. Narlikar. 1999. Quasars et noyaux galactiques actifs: une introduction. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0521479894
  • Kidger, Mark. 2007. Enigmes cosmologiques: pulsars, quasars et autres questions de l'espace profond. Baltimore: The Johns Hopkins University Press. ISBN 0801884608
  • Melia, Fulvio. 2003. Le bord de l'infini. Trous noirs supermassifs dans l'univers. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81405-8
  • UCSD, la découverte des astronomes de l'UCSD pose un puzzle cosmique: un quasar «éloigné» peut-il mentir dans une galaxie proche? Récupéré le 28 septembre 2007.

Liens externes

Tous les liens ont été récupérés le 17 juin 2019.

  • Le Quasar 3C 273.
  • SDSS.
  • La recherche jette un nouvel éclairage sur les quasars. SpaceDaily.

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