En une dizaine d'années, entre 1948 et 1958, les radioastronomes anglais de Jodrell Bank cataloguèrent quelque 500 objets quasi-stellaires ou QSO dont environ 30% se superposaient à des objets visibles. Ils constituèrent le catalogue 3C, d’où fut ensuite extrait en 1962 le catalogue 3CR ou troisième catalogue révisé de Cambridge (A.S.Bennett).

Pendant les années soixantes ce catalogue joua un rôle prépondérant car, couvrant les fréquences radios, X et UV il offrait aux astronomes une couverture complète du ciel dans des limites bien précises. D’autre part, son spectre de fréquences était beaucoup moins sensible à l’absorption galactique et aux rayonnements parasites émis par les sources galactiques.

Ce catalogue s’avéra très vite être relativement homogène et complet et les astronomes tentèrent d’identifier des contreparties optiques, c’est-à-dire des sources de rayonnement dans le domaine visible du spectre électromagnétique, à ces radiosources. Il s'agissait le plus souvent de radiogalaxies, objets étendus sur le ciel mais peu lumineux. C’est à cette occasion que furent découverts en 1961 les premiers "quasars", d’apparence stellaire sur les plaques photo d’où ce néologisme, contraction de quasi-stellar. Environ 60 quasars furent identifiés dont 15 appartenaient déjà au catalogue optique NGC de Dreyer. Les quasars ainsi obtenus étaient appelés QSS, pour Quasi-Stellar-Sources. On les appelle aujourd’hui radioquasars[1].

Deux quasars accessibles aux amateurs, évidemment sous un aspect très différent, ressemblant à une nébulosité elliptique de 15'. A gauche 3C273 et son jet caractéristique photographié par le télescope Hubble. Cliquer sur le lien suivant pour charger une carte du champ stellaire de 4x4° et une carte de 90'x90' réalisée avec Skymap 5 de Chris A.Marriott. A droite une image exceptionnelle de NGC 5128 alias Centaurus-A prise par le télescope infrarouge Spitzer (ex SIRTF) en 2004 révélant la galaxie spirale tombant sur la galaxie elliptique au centre de laquelle se trouverait un trou noir. En 1986 la comète de Halley passa non loin d'elle. Cliquer ici pour charger un agrandissement réalisé avec le télescope Hubble et voici une vue générale des coquilles multiples photographiées par le télescope Blanco de 4m d'ouverture du CTIAO.

Mais la chasse aux BSO, ces Blue Stellar Objects restait et demeure une tâche difficile à réaliser en lumière blanche. En effet, les indices de couleur (U-B) et (B-V) du spectre continu des quasars sont très différents de la couleur de la plupart des étoiles. La définition de leur magnitude est basée sur l’étoile Véga, une étoile blanche relativement brillante de la constellation de la Lyre située au zénith dans le ciel boréal d’été dont la magnitude visuelle U-B = B-V = 0, les étoiles plus froides ayant un indice de couleur positif. L’identification d’un quasar s’établit par le fait que l’indice U-B est trop négatif par rapport aux étoiles, car les quasars présentent un excès d’ultraviolet. Les seules étoiles pouvant mimer l’indice de couleur des quasars étant en fait de jeunes étoiles naines blanches. De nombreux catalogues optiques de quasars sont ainsi contaminés par des étoiles mais heureusement leur nombre chute rapidement avec la magnitude. Ainsi, jusqu’à la magnitude 16 ces catalogues peuvent contenir plus de 95% d’étoiles mais seulement 5% à la magnitude 22. Il est donc impossible de savoir sur la seule base de l’indice de couleur UBV si un candidat est un quasar si on ne prend pas la peine d’analyser son spectre.

Le décalage Doppler représente la variation de la vitesse d'un objet par rapport à l'observateur. Comme le son d'une ambulance se décale vers les fréquences plus graves quand elle s'éloigne, la lumière d'une galaxie devient plus rouge à mesure qu'elle s'éloigne relativement à la Terre. Ce phénomène est appelé le redshift ou décalage vers le rouge. Il est proportionnel à la vitesse de récession de la galaxie. Sa mesure permet de calculer la vitesse apparente de l'objet et d'estimer sa distance. Document Steve Roy/Science@NASA.

 L’échelle du temps

Quand on parle de l’âge de l’Univers et des objets qui le peuple, il faut bien savoir que cette valeur dépend principalement de la constante de Hubble et, dans une moindre mesure, du paramètre de décélération. Grâce aux tests cosmologiques mis au point par Allan Sandage en 1961 est vérifiés récemment par le Télescope Spatial Hubble, nous pouvons estimer l’âge de l’univers aux environs de 15 milliards d’années.

Dans les pages qui suivent, toutes les estimations de distance que nous déduisons d’un décalage spectral sont assorties d’une valeur de la constante de Hubble :

 H_o = 50 km/s/Mpc

et, si le décalage n’est pas négligeable devant l’unité, du modèle cosmologique Einstein-de Sitter, dans lequel la constante cosmologique :

L_o = 0

la densité de l'Univers :

W_o = 1

et le paramètre de décélération :

q_o = 0.5

En aucun cas il ne faut traduire ce décalage en termes de vitesses car il s’agit d’une vitesse apparente due à l’expansion de l’univers. Les quasars, quel que soit leur décalage, sont en fait, comme notre galaxie et à quelques centaines de km/s près, au repos par rapport à un référentiel lié au rayonnement micro-onde fossile à 2.7 K. Cette valeur n’est donnée qu’à titre indicatif.

A consulter : La loi de Hubble

C’est ainsi qu’en 1957 le quasar Tonantzintla 202 était classé comme étoile et ne changea de statut que lorsque les astronomes analysèrent son spectre en 1960, quelques années avant 3C273 et 3C48. Mais à cette époque il était encore considéré comme une vieille nova ou une étoile naine atypique. Il ne sera vraiment identifié comme quasar qu’en 1966.

La distance des quasars

En utilisant des prismes ou des réseaux de diffraction d’une résolution de 1000 à 2000 Å/ mm devant le champ couvert par leurs puissants télescopes, les équipes d’astronomes rassemblées autour de A.Savage et consorts identifièrent rapidement les quasars les plus brillants car ils présentaient des raies d’émission intenses, ne laissant planer aucun doute sur la nature du candidat au titre de quasar plutôt que d’étoile chaude. Un autre indice spectral révélateur était qu’à côté des intenses raies de la série de Balmer de l’hydrogène, la raie Lyman a qui se situe normalement à 360 nm apparaîssait dans la bande optique pour Z ~ 2.  

Tant que la raie Lyman a restait dans la partie ultraviolette du spectre (bande U) les quasars apparaissaient plus bleus qu’ils n’étaient en réalité mais cela n’entravait pas leur recherche sur base du critère BSO. Mais dès lors que la raie Lyman a se décalait vers la bande B (440 nm) l’indice de couleur U-B rougissait. Cela se produisait pour Z ~ 2.1, et entachait grandement leur détection pour des redshift supérieurs. C’est la raison pour laquelle les catalogues établis sur base de l’indice de couleur sont de plus en plus incomplets à mesure que les quasars deviennent plus pâles.

Le professeur Martin Ryle soupçonnait que les quasars se trouvaient en-dehors de la Voie Lactée mais l'équipe de Cambridge ne parvint pas à le démontrer. En 1961, Allan Sandage[2] découvrit que 3C48 se confondait avec une banale étoile bleue présentant de larges raies d'émissions à différentes longueurs d'ondes. Son continuum bleu suggérait l'émission d'une radiation synchrotron. Observée avec le télescope de 5m du mont Palomar, elle révéla une étrange nébulosité qui s'étendait de part et d'autre de son noyau. Subissant des variations de luminosité en moins de 24 heures, cet objet ne devait pas être beaucoup plus étendu que le système solaire, eu égard au temps de propagation de la lumière. Les astronomes Jesse Greenstein et Tom Matthews[3] parvinrent à identifier son spectre de raies et découvrirent que ce quasar présentait un décalage spectral Z = 0.367, signifiant qu'il devait se trouver à une distance d'au moins 5 milliards d'années-lumière et se déplacer à 91000 km/s. L'équipe de Sandage confirmait l'hypothèse de Martin Ryle. Les quasars étaient bien des objets extragalactiques, intrinsèquement très brillants.

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