Les quasars sont des sources de rayonnement lointaines et variables, que l'on observe au centre de certaines galaxies (galaxies particulières). Ils correspondent, au même titre que les radiogalaxies et les galaxies de Seyfert, à l'une des manifestations des AGN, marquant un surcroît de puissance par rapport  à ces dernières, qu'ils surpassent couramment de deux ordres de grandeur. 

Lorsqu'on les a découverts à la fin des années 1950, leur apparence dans les télescopes optiques était si ponctuelle, semblable à une étoile, qu'on ne pouvait les distinguer immédiatement de cette dernière, d'où leur nom. Leur nature profondément différente a été révélée par l'analyse de leur spectre, qui montrait des raies d'émission intenses et un décalage vers le rouge considérable, preuve qu'ils se situent à des distances cosmologiques vertigineuses, certains étant observés tels qu'ils étaient dans les premiers millards d'années de l'histoire de l'univers. 

Le quasar le plus proche connu est 3C 273, dans la constellation de la Vierge. Il se situe à un peu plus d'un milliard d'années-lumière (z = 0,158). En général les quasars se situent bien plus loin. Ils sont particulièrement abondants à des distances qui correspondent aux redshifts compris entre z = 2 et z = 3. On en connaît également à des redshifts bien supérieurs. Les plus lointains ont des redshift entre z = 8 et z = 10, ce qui correspond à seulement 750 millions d'années à moins de 600 millions d'années après le big bang. 

Le modèle unifié des quasars

Au coeur du modèle se trouve un trou noir supermassif dont la masse varie généralement entre quelques millions et plusieurs dizaines de milliards de masses solaires. Ce trou noir réside dans la région centrale d'une galaxie. Le trou noir n'émet pas directement de lumière, car aucun rayonnement ne peut s'échapper de l'intérieur de son horizon des événements. Toute la luminosité exceptionnelle du quasar provient de la matière située à proximité immédiate du trou noir avant qu'elle ne franchisse cette limite.

Le gaz, les poussières, les étoiles perturbées et parfois même des nuages moléculaires tombent progressivement vers le centre galactique sous l'effet de la gravitation. Comme cette matière possède un moment cinétique, elle ne peut pas tomber directement dans le trou noir. Elle s'organise alors en un disque d'accrétion extrêmement dense et très chaud, tournant à des vitesses pouvant atteindre plusieurs dizaines de pourcents de la vitesse de la lumière dans ses régions internes. Les frottements entre les différentes couches du disque convertissent une partie de l'énergie gravitationnelle en chaleur. Les températures peuvent dépasser plusieurs millions de degrés près du centre, ce qui produit une émission intense dans l'ultraviolet, les rayons X, le visible, l'infrarouge et, dans certains cas, les rayons gamma.

Au-dessus et au-dessous du disque d'accrétion se développe une région très chaude appelée couronne. Cette structure est composée d'un plasma extrêmement énergétique où les électrons possèdent des températures de plusieurs centaines de milliards de degrés. Les photons ultraviolets issus du disque y subissent une diffusion par effet Compton inverse, gagnant ainsi suffisamment d'énergie pour devenir des rayons X. Cette couronne explique une grande partie du rayonnement X observé chez les quasars.

À proximité immédiate du disque se trouve la région des larges raies d'émission. Elle est constituée de nuages de gaz très ionisés orbitant autour du trou noir à des vitesses comprises entre quelques milliers et plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde. Ces vitesses très élevées élargissent les raies spectrales par effet Doppler. L'étude de ces raies permet d'estimer la masse du trou noir central ainsi que la dynamique des régions internes du noyau actif.

Plus loin du centre se situe la région des raies étroites. Le gaz y est beaucoup moins dense et circule à des vitesses de quelques centaines de kilomètres par seconde seulement. Les raies spectrales apparaissent donc beaucoup plus fines. Cette région s'étend parfois sur plusieurs milliers d'années-lumière et reste visible même lorsque les régions internes sont masquées par les poussières.

Entre ces deux régions se trouve une structure essentielle du modèle unifié : le tore moléculaire. Il s'agit d'un épais anneau tridimensionnel composé de gaz froid et de poussières, entourant le disque d'accrétion. Son épaisseur est suffisante pour bloquer une grande partie du rayonnement visible, ultraviolet et même une partie des rayons X. Ce tore ne constitue pas une surface parfaitement homogène; les observations indiquent qu'il est probablement constitué d'un ensemble de nuages de poussières distribués de manière irrégulière. Son existence joue un rôle déterminant dans l'apparence des quasars.

L'orientation du tore par rapport à la Terre constitue le principe fondamental du modèle unifié. Si l'observateur regarde presque directement dans l'axe du disque d'accrétion, sans que le tore masque le centre, il observe un quasar de type I. Les larges et les étroites raies d'émission sont toutes deux visibles, ainsi que l'intense rayonnement ultraviolet provenant du disque. Le noyau apparaît extrêmement lumineux.

Si, au contraire, la ligne de visée traverse le tore de poussières, celui-ci cache les régions internes. L'observateur ne distingue alors principalement que les raies étroites produites plus loin du centre. Le rayonnement ultraviolet est fortement absorbé, tandis que l'émission infrarouge augmente car les poussières chauffées réémettent l'énergie absorbée. L'objet est alors identifié comme un quasar de type II. Dans cette interprétation, les types I et II correspondent essentiellement au même objet observé sous des angles différents.

Chez certains quasars, le trou noir et le disque d'accrétion produisent également deux jets relativistes émergeant perpendiculairement au disque. Ces jets sont probablement générés par l'interaction entre le champ magnétique du disque d'accrétion et la rotation du trou noir. Ils accélèrent des particules chargées jusqu'à des vitesses très proches de celle de la lumière. Les électrons relativistes émettent un rayonnement synchrotron dans les ondes radio, le visible, les rayons X et parfois les rayons gamma.

Lorsque l'un de ces jets est dirigé presque exactement vers la Terre, les effets relativistes amplifient fortement sa luminosité apparente. Le rayonnement semble beaucoup plus intense et présente de rapides variations de luminosité. L'objet est alors observé sous la forme d'un blazar. Si le jet est orienté selon un angle plus important, les effets relativistes diminuent et le même système apparaît simplement comme un quasar radio-bruyant classique. Ainsi, plusieurs catégories de noyaux actifs peuvent représenter un même objet vu sous des perspectives différentes.

Le modèle unifié explique également pourquoi certains quasars sont riches en émissions radio alors que d'autres le sont beaucoup moins. Tous les noyaux actifs ne développent pas nécessairement des jets puissants. La formation de ces jets dépend probablement de plusieurs paramètres, notamment la vitesse de rotation du trou noir, l'intensité du champ magnétique, le taux d'accrétion de matière et les propriétés du gaz environnant. Ainsi, le modèle unifié fondé sur l'orientation doit être complété par des paramètres physiques propres à chaque système.

Le taux d'accrétion constitue également un facteur essentiel. Un trou noir absorbant de grandes quantités de matière produit un disque extrêmement lumineux, tandis qu'un taux d'accrétion plus faible conduit à un noyau actif moins brillant. Cette différence influence la température du disque, la puissance des vents, la luminosité globale du quasar et parfois même la structure du tore de poussières.

Le modèle prend aussi en compte les vents de matière expulsés depuis le disque d'accrétion. Ces vents peuvent atteindre plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde et transporter une quantité considérable d'énergie. Ils participent au phénomène de rétroaction (feedback), par lequel le quasar influence directement l'évolution de sa galaxie hôte. En chauffant ou en expulsant le gaz interstellaire, ces vents peuvent ralentir, voire interrompre, la formation de nouvelles étoiles.

Les observations dans différentes longueurs d'onde ont largement confirmé ce modèle. Les télescopes infrarouges détectent le rayonnement thermique des poussières du tore, tandis que les observatoires en rayons X révèlent parfois le rayonnement du noyau à travers les couches de gaz partiellement transparentes. Les observations radio permettent de cartographier les jets relativistes sur des distances dépassant souvent la taille de la galaxie elle-même. La polarisation de la lumière fournit également des indices importants, montrant que certains quasars de type II possèdent en réalité un noyau brillant dont la lumière est simplement diffusée par le gaz environnant avant de parvenir jusqu'à nous.

Malgré son succès, le modèle unifié ne répond pas à toutes les questions. Certaines différences entre les quasars ne peuvent pas être expliquées uniquement par l'orientation. La masse du trou noir, son taux de rotation, le taux d'accrétion, l'abondance de poussières, la composition chimique du gaz, l'âge du système et l'histoire des interactions de la galaxie hôte influencent également les propriétés observées. Les astronomes considèrent aujourd'hui le modèle unifié comme un cadre général auquel s'ajoutent ces paramètres physiques pour rendre compte de toute la diversité des quasars. Il présente l'une des avancées majeures de l'astrophysique moderne. Il a permis de réunir sous une même interprétation des objets autrefois considérés comme très différents, en montrant qu'ils partagent une architecture commune centrée sur un trou noir supermassif, un disque d'accrétion, un tore de poussières, des régions de gaz ionisé et, dans certains cas, des jets relativistes.

La diversité des apparences

Quasars de Type I.
Les quasars de type I constituent la classe des noyaux actifs de galaxies (AGN) dont la région centrale est observée pratiquement sans obscuration par de grandes quantités de poussières ou de gaz. Les quasars de type I sont observés selon une ligne de visée qui permet de voir directement le disque d'accrétion ainsi que la région à larges raies, située à proximité immédiate du trou noir. Cette configuration explique la présence, dans leur spectre, de larges raies d'émission produites par des nuages de gaz se déplaçant à des vitesses comprises entre plusieurs milliers et plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde. Les raies étroites, issues d'une région plus éloignée et moins turbulente, sont également présentes. La coexistence de ces deux types de raies constitue la signature spectrale principale des quasars de type I.

Le continuum optique et ultraviolet des quasars de type I est dominé par le rayonnement thermique du disque d'accrétion. Celui-ci présente souvent un "excès ultraviolet" (big blue bump), interprété comme l'émission combinée des différentes régions du disque chauffées à plusieurs dizaines de milliers de kelvins. Dans le domaine des rayons X, un plasma très chaud (couronne), diffuse les photons ultraviolets par diffusion Compton inverse, produisant un continuum énergétique qui renseigne sur les conditions physiques régnant à proximité immédiate du trou noir. L'ensemble de ces émissions est généralement variable sur des échelles de temps allant de quelques heures à plusieurs années, ce qui traduit la nature dynamique des processus d'accrétion.

Les quasars de type I présentent également des propriétés de polarisation relativement faibles, en raison de la vision directe de leur source lumineuse centrale. Leur spectre infrarouge provient essentiellement d'un tore de poussière entourant le disque d'accrétion. Cette poussière absorbe une partie du rayonnement ultraviolet et optique avant de le réémettre sous forme de rayonnement infrarouge. Les observations multi-longueurs d'onde permettent ainsi de reconstruire la structure tridimensionnelle de l'environnement du trou noir.

Les quasars de type I constituent des laboratoires exceptionnels pour l'étude de la physique des disques d'accrétion, des champs magnétiques, des vents relativistes et de la croissance des trous noirs supermassifs. Leur très grande luminosité permet de les observer jusqu'aux premières centaines de millions d'années après le big bang, offrant ainsi des informations précieuses sur la formation des premières galaxies et des premiers trous noirs massifs. 

Parmi les quasars de type I, plusieurs sous-types sont distingués selon leurs caractéristiques spectrales, radio ou physiques. L'analyse de ces sous-types révèle que les différences observées résultent d'une combinaison de facteurs tels que la masse du trou noir, le taux d'accrétion, la présence ou non de jets relativistes, la composition et la géométrie des vents, ainsi que l'orientation de l'objet par rapport à l'observateur. Cette diversité fait des quasars de type I l'une des populations les plus riches et les plus étudiées de l'astrophysique extragalactique contemporaine.

Les quasars radio-silencieux.
Les quasars radio-silencieux (radio-quiet quasars) représentent environ 90 % de la population connue. Leur émission radio reste faible comparée à leur luminosité optique. Ils ne possèdent généralement pas de jets relativistes puissants, même si une faible activité radio peut être détectée. Leur rayonnement est essentiellement dominé par le disque d'accrétion et les régions d'émission environnantes.

Les quasars radio-bruyants.
Les quasars radio-bruyants (radio-loud quasars) constituent une minorité, représentant approximativement 10 % des quasars. Ils produisent des jets relativistes pouvant s'étendre sur plusieurs centaines de milliers, voire plusieurs millions d'années-lumière. Ces jets transportent une énergie considérable sous forme de particules accélérées presque à la vitesse de la lumière. Leur émission radio est dominée par le rayonnement synchrotron généré lorsque les électrons relativistes interagissent avec les champs magnétiques. Ces objets sont souvent associés à des galaxies elliptiques massives et hébergent parmi les trous noirs les plus massifs connus.

Les blazars.
Lorsque l'un des jets relativistes est orienté presque directement vers la Terre, le quasar appartient à la famille des blazars. Les effets relativistes amplifient fortement le rayonnement observé par un phénomène appelé amplification Doppler. Les blazars se caractérisent par une très forte variabilité, une polarisation importante et une émission couvrant l'ensemble du spectre, des ondes radio jusqu'aux rayons gamma de très haute énergie. Ils sont eux-mêmes divisés en deux grandes catégories : 

• Les lacertides ou objets BL Lac (BL Lacertae objects, du nom du prototype de ces objets, dans la constellation du Lézard) ont un spectre qui présente très peu de raies d'émission, voire aucune, ce qui rend difficile la mesure de leur distance. Leur rayonnement est largement dominé par l'émission du jet relativiste, qui masque les signatures spectrales habituellement produites par le disque d'accrétion et le gaz environnant.

Le mot blazar peut dériver de l'anglais to blaze = flamboyer, mais peut aussi se comprendre comme une contraction de BL lacertae et de quasar. 

• Les quasars à spectre radio plat (flat spectrum radio quasars, FSRQ) présentent au contraire de larges raies d'émission bien développées ainsi qu'une forte émission gamma. Leur émission radio reste presque constante sur une large gamme de fréquences, d'où leur appellation. Ils constituent un excellent laboratoire pour étudier les phénomènes relativistes et les champs magnétiques extrêmes à proximité des trous noirs supermassifs.

Les quasars BAL sont eux-mêmes subdivisés selon les ions responsables des absorptions.

• Les HiBAL (High-Ionization BAL) montrent principalement des absorptions provenant d'ions fortement ionisés comme C IV, Si IV ou N V. 

• Les LoBAL (Low-Ionization BAL) présentent également des absorptions d'ions moins ionisés tels que Mg II ou Al III, indiquant des conditions physiques différentes dans le vent. 

• Les FeLoBAL, une catégorie encore plus rare, possèdent en outre de nombreuses absorptions dues au fer ionisé (Fe II et Fe III), suggérant des environnements particulièrement riches en gaz et en poussières ainsi que des phases évolutives spécifiques.

Les quasars à émission fortement variable.
Les quasars à émission fortement variable regroupent des objets dont la luminosité fluctue sur de courtes périodes. Cette variabilité peut résulter de modifications du taux d'accrétion, d'instabilités du disque, de phénomènes magnétiques dans la couronne ou d'effets relativistes dans les jets. L'étude de ces variations temporelles constitue un outil essentiel pour estimer la taille des différentes régions émettrices, grâce au fait que le temps de variation limite directement leurs dimensions.

Les quasars changeants.
Une catégorie récemment étudiée est celle des quasars changeants (Changing-Look Quasars). Ces objets peuvent passer d'un spectre de type I à un spectre ressemblant à celui d'un type II, ou inversement, sur des périodes de quelques années seulement. Ces transitions sont probablement liées à des variations importantes du taux d'accrétion ou à des modifications temporaires de l'obscuration par la poussière. Leur existence montre que la classification des quasars ne dépend pas uniquement de l'orientation mais peut également évoluer au cours du temps.

Quasars de Type II.
Les quasars de type II ou quasars obscurcis constituent une catégorie de noyaux actifs de galaxies (AGN) dont la région centrale est fortement masquée par un important écran de gaz et de poussières. Comme les quasars de type I, ils sont alimentés par l'accrétion de matière sur un trou noir supermassif dont la masse peut atteindre plusieurs milliards de masses solaires. Toutefois, contrairement aux quasars de type I, l'observateur ne dispose pas d'une ligne de visée directe vers le disque d'accrétion ni vers la région à larges raies. Cette différence d'observation résulte principalement de la présence d'un tore épais de poussières moléculaires entourant le noyau actif. Dans le cadre du modèle unifié des noyaux actifs de galaxies, les quasars de type II sont observés selon un angle tel que ce tore intercepte la lumière provenant des régions centrales.

Dans certains cas, la lumière provenant de la région à larges raies n'est pas totalement perdue. Une faible fraction est diffusée par des électrons libres ou des grains de poussière situés au-dessus ou au-dessous du tore obscurcissant. Cette lumière diffusée est polarisée et peut être détectée grâce à la spectropolarimétrie. Les observations révèlent alors les larges raies d'émission "cachées", confirmant que les quasars de type I et de type II possèdent une structure interne fondamentalement similaire. Cette découverte a constitué l'une des principales validations du modèle unifié des noyaux actifs de galaxies.

Le continuum optique et ultraviolet émis par le disque d'accrétion est fortement absorbé avant d'atteindre l'observateur. Cette énergie est ensuite réémise sous forme de rayonnement infrarouge par les poussières chauffées du tore. Les quasars de type II apparaissent ainsi particulièrement lumineux dans l'infrarouge moyen et lointain. Les observations réalisées dans ces longueurs d'onde constituent l'un des moyens les plus efficaces pour identifier cette population, notamment grâce aux télescopes spatiaux spécialisés dans l'infrarouge.

Les rayons X représentent également un domaine privilégié pour l'étude des quasars de type II. Les photons X les plus énergétiques peuvent traverser une partie importante du gaz obscurcissant, permettant d'observer indirectement l'activité du trou noir. Le degré d'absorption mesuré dans les rayons X fournit une estimation de la quantité de matière située sur la ligne de visée, généralement exprimée sous la forme d'une densité de colonne en hydrogène. Cette grandeur permet de distinguer plusieurs sous-catégories physiques de quasars obscurcis.

Certains quasars de type II présentent des vents galactiques extrêmement puissants détectés grâce au décalage et à l'élargissement asymétrique de leurs raies étroites. Ces écoulements de gaz peuvent atteindre plusieurs milliers de kilomètres par seconde et transporter des masses considérables hors de la galaxie. Ce phénomène, appelé rétroaction (feedback) de l'AGN, joue un rôle fondamental dans l'évolution des galaxies en limitant la quantité de gaz disponible pour la formation de nouvelles étoiles. Il contribue également à établir les relations observées entre la masse du trou noir central et les propriétés du bulbe galactique.

Les observations dans les domaines radio, infrarouge, rayons X et submillimétrique montrent que de nombreux quasars de type II hébergent encore d'importantes réserves de gaz moléculaire froid, susceptibles d'alimenter durablement le trou noir. Les télescopes modernes permettent désormais de cartographier ces réservoirs de gaz ainsi que les vents qui les dispersent progressivement. Ces études offrent une vision dynamique de la coévolution entre le trou noir supermassif et sa galaxie hôte.

Les quasars de type II jouent également un rôle majeur dans l'étude du fond diffus cosmique en rayons X. Une partie importante de ce rayonnement provient vraisemblablement d'une vaste population de noyaux actifs obscurcis, dont beaucoup restent encore difficiles à détecter individuellement. Les modèles cosmologiques indiquent que les quasars fortement masqués ont probablement contribué de manière significative à la croissance des trous noirs supermassifs au cours de l'histoire de l'univers.

Les différents sous-types reflètent essentiellement des variations du degré d'obscuration, de la présence ou non de jets relativistes, de l'environnement galactique, du stade évolutif du noyau actif et de l'intensité des phénomènes de rétroaction. Leur étude est indispensable pour obtenir une vision complète de la population des quasars et pour comprendre les mécanismes de croissance des trous noirs supermassifs ainsi que leur influence sur l'évolution des galaxies à travers le temps cosmique.

Les quasars de type II radio-silencieux.
Les quasars de type II radio-silencieux représentent la majorité de cette catégorie. Leur émission radio demeure relativement faible et aucun jet relativiste de grande ampleur n'est observé. Leur énergie rayonnée provient principalement du disque d'accrétion, bien que celui-ci soit masqué dans le domaine optique. Ces objets sont ordinairement identifiés grâce à leurs fortes émissions infrarouges combinées à leurs spectres optiques dominés par des raies étroites fortement ionisées, notamment celles de l'oxygène doublement ionisé ([O III]), du néon ou du soufre.

Les quasars de type II radio-bruyants.
Les quasars de type II radio-bruyants constituent une population plus rare mais particulièrement spectaculaire. Ils développent de puissants jets relativistes émettant un intense rayonnement synchrotron dans le domaine radio. Les jets peuvent s'étendre sur plusieurs centaines de milliers, voire plusieurs millions d'années-lumière, formant d'immenses lobes radio alimentés en continu par le noyau actif. Contrairement aux blazars, ces jets sont observés sous un angle important par rapport à la ligne de visée, ce qui réduit fortement les effets de relativité restreinte. Les observations radio permettent alors d'étudier directement leur morphologie, leurs interactions avec le milieu intergalactique et leur influence sur l'évolution de la galaxie hôte.

Les quasars Compton-fins.
Une distinction essentielle repose sur le niveau d'obscuration mesuré dans les rayons X. Les quasars dits Compton-fins (Compton-thin) présentent une absorption importante mais laissant encore passer une fraction notable des photons X de haute énergie. Leur densité de colonne est inférieure à environ 1,5×10²⁴ atomes d'hydrogène par centimètre carré. Malgré une forte extinction optique, ils restent relativement accessibles aux observatoires sensibles aux rayons X durs.

Les quasars Compton-épais.
Les quasars Compton-épais (Compton-thick) représentent les objets les plus fortement obscurcis. Leur densité de colonne dépasse environ 1,5×10²⁴ atomes d'hydrogène par centimètre carré, seuil au-delà duquel les photons X subissent de nombreuses diffusions par effet Compton avant de pouvoir s'échapper. Dans ces conditions, même les rayons X les plus énergétiques sont fortement atténués. Une grande partie de l'énergie est alors détectée sous forme de rayonnement réfléchi ou réémis par le gaz environnant. Les quasars Compton-épais pourraient constituer une fraction importante de la population totale des quasars actifs, mais leur identification demeure difficile en raison de leur très faible visibilité directe.

Les quasars de type II sélectionnés dans l'infrarouge.
Les quasars de type II sélectionnés dans l'infrarouge (Infrared-Selected Type II Quasars) forment une catégorie importante découverte grâce aux grands relevés infrarouges. La poussière chauffée par le noyau actif émet intensément entre quelques micromètres et plusieurs dizaines de micromètres, permettant de révéler des objets totalement invisibles dans le domaine optique. Cette méthode de détection a considérablement augmenté le nombre de quasars obscurcis connus et a montré que la croissance des trous noirs supermassifs est souvent accompagnée de fortes quantités de poussières.

Les quasars de type II ultra-lumineux en infrarouge.
Les quasars de type II ultra-lumineux en infrarouge sont fréquemment associés à des galaxies en interaction ou en fusion. Les collisions galactiques provoquent un afflux massif de gaz vers le centre galactique, alimentant simultanément une intense formation d'étoiles et le trou noir central. Durant cette phase, le noyau actif reste profondément enfoui dans un environnement extrêmement dense et poussiéreux. Ces objets sont souvent considérés comme une étape évolutive précédant l'apparition d'un quasar de type I, lorsque les vents et le rayonnement expulsent progressivement le gaz environnant.

La place des quasars dans l'histoire cosmique

L'ère des quasars.
Pendant les premières centaines de millions d'années après le début de l'expansion cosmique, l'univers, alors plongé dans une obscurité totale suite au découplage de la matière et du rayonnement, était un milieu presque uniforme fait d'hydrogène et d'hélium neutres. C'est au coeur des minuscules surdensités de cette matière sombre et baryonique que les premières étoiles et, peu après, les premiers quasars ont commencé à s'allumer, déchirant ce voile opaque lors d'un événement fondateur : la réionisation cosmique. Les quasars, en tant que phares les plus brillants issus de l'effondrement des premiers nuages de gaz en trous noirs supermassifs, ont été parmi les principaux contributeurs à cette transformation radicale. Leur rayonnement ultraviolet extrême a arraché les électrons des atomes d'hydrogène, rendant l'univers transparent à la lumière et permettant ainsi au cosmos observable de prendre forme.

L'apogée de leur puissance, une période que les astrophysiciens nomment "l'ère des quasars", se situe autour d'un décalage vers le rouge de z = 2 à 3, soit environ 2,2 à 3,5 milliards d'années après le tout début de l'expansion de l'univers. Ce moment correspond à un pic de fusion de galaxies et d'accrétion de matière par les trous noirs centraux. Le rôle du quasar à cette époque est celui d'un véritable moteur cosmique, un phénomène connu sous le nom de rétroaction. L'énergie libérée par le disque d'accrétion, sous forme de radiations et de vents de particules voyageant à des vitesses relativistes, est si colossale qu'elle peut balayer le gaz interstellaire de sa galaxie hôte sur des dizaines de milliers d'années-lumière. 

Ce processus, d'une violence inouïe, a une double conséquence fondamentale pour l'histoire de l'univers. D'une part, il interrompt brutalement la formation d'étoiles au sein de la galaxie en expulsant le matériau qui leur sert de combustible, transformant ainsi une galaxie active et riche en jeunes étoiles bleues en une galaxie elliptique passive, rouge et morte. D'autre part, en limitant la quantité de gaz que le trou noir central peut absorber, ce même processus de rétroaction arrête sa propre croissance, établissant une corrélation intime et universelle entre la masse du trou noir supermassif central et celle du bulbe galactique qui l'abrite. Les quasars apparaissent donc comme la phase spectaculaire de la co-évolution entre les galaxies et les monstres gravitationnels qu'elles hébergent en leur sein.

Alors que l'univers vieillissait et que le gaz disponible pour alimenter les fusions galactiques majeures s'est raréfié, l'ère des quasars a tiré à sa fin. Le carburant s'épuisant, les disques d'accrétion flamboyants se sont éteints, laissant derrière eux des trous noirs supermassifs massifs mais dormants, comme celui qui réside au centre de notre propre Voie lactée, Sagittarius A*. L'héritage des quasars est partout dans le cosmos actuel. Chaque galaxie massive d'aujourd'hui a très probablement traversé, dans sa jeunesse, une phase quasar qui a définitivement lié son destin à celui de son trou noir central. 

Les quasars, sondes cosmologiques.
Les quasars fonctionnent également comme de puissants phares cosmologiques, en éclairant le milieu intergalactique sur la ligne de visée. La lumière voyageant depuis un quasar lointain jusqu'à nos télescopes traverse pendant des milliards d'années-lumière des nuages de gaz diffus, le milieu intergalactique. Chaque nuage de gaz rencontré en chemin laisse une empreinte dans le spectre observé.

Le principe fondamental repose sur l'absorption. Le gaz intergalactique, essentiellement composé d'hydrogène, absorbe une partie de la lumière du quasar à des longueurs d'onde bien précises, correspondant à la raie Lyman-alpha. Comme l'univers est en expansion, chaque nuage de gaz situé à une distance différente du quasar imprime cette raie d'absorption à un décalage vers le rouge différent. Le résultat est une multitude de raies d'absorption étroites qui se succèdent dans le spectre, à des longueurs d'onde plus courtes que la raie d'émission Lyman-alpha du quasar lui-même. On appelle cet ensemble la forêt Lyman-alpha, et chaque raie correspond à un nuage de gaz distinct, à un redshift précis.

En analysant la distribution et l'intensité de ces raies, les astronomes reconstituent la répartition de la matière baryonique le long de la ligne de visée. Comme on dispose de nombreux quasars répartis sur tout le ciel, chacun agissant comme un pinceau lumineux traversant l'univers, on peut combiner ces multiples lignes de visée pour cartographier en trois dimensions la distribution du gaz intergalactique. Cette technique a permis de révéler que la matière est organisée en un réseau filamentaire, la fameuse toile cosmique, avec des filaments de gaz reliant des régions plus denses et des vides quasi dépourvus de matière.

Les quasars permettent aussi d'étudier l'évolution de cette structure au fil du temps cosmique, puisque des quasars à différents redshifts sondent des époques différentes de l'histoire de l'univers. On observe ainsi comment le gaz s'est progressivement structuré sous l'effet de la gravitation, en cohérence avec les prédictions des modèles de matière sombre froide.

Les raies d'absorption renseignent également sur la composition chimique du milieu intergalactique. La présence de raies métalliques, dues à des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium comme le carbone, le silicium ou le magnésium, révèle que ce gaz a été enrichi par des générations d'étoiles et par des processus d'éjection depuis les galaxies environnantes, ce qui donne des indications précieuses sur les échanges de matière entre galaxies et milieu intergalactique.

Enfin, les grands relevés spectroscopiques de quasars, en mesurant des dizaines de milliers voire des millions de spectres, permettent d'utiliser la forêt Lyman-alpha comme une sonde statistique de la structure à grande échelle, au même titre que les relevés de galaxies. On en tire des contraintes sur les paramètres cosmologiques, la quantité de matière sombre, l'échelle des oscillations acoustiques baryoniques, et le taux d'expansion de l'univers à des époques difficiles à atteindre autrement, faute de galaxies très éloignées suffisamment brillantes.

L'étude des quasars

Lorsque les astronomes obtiennent le spectre lumineux de ces objets, le mystère s'épaissit. L'analyse du spectre de 3C 48 (constellation du Triangle) révèle de larges raies d'émission qui ne correspondent à aucun élément chimique connu. Les astrophysiciens, perplexes, envisagent des hypothèses exotiques, allant de la présence d'étoiles à neutrons ou de naines blanches aux propriétés physiques inconnues, jusqu'à l'idée que ces objets obéissent à des lois physiques radicalement différentes. La situation reste dans l'impasse jusqu'en août 1962, lorsqu'une opportunité exceptionnelle, quand Cyril Hazard et son équipe vont utiliser une technique ingénieuse pour localiser avec une précision inégalée la source 3C 273 : ils observent l'occultation de cette source par la Lune. En mesurant le moment exact où le signal radio disparaît et réapparaît derrière le bord lunaire, ils parviennent à superposer la position radio exacte avec une image optique. Ils découvrent ainsi que l'émission radio provient d'un objet d'apparence stellaire, situé dans la constellation de la Vierge, confirmant sa nature ponctuelle.
 
En 1963, Maarten Schmidt, travaillant à l'observatoire du Mont Palomar, parvient à obtenir un spectre de bien meilleure qualité pour 3C 273. En observant les mystérieuses raies d'émission, il réalise qu'elles ne sont pas inconnues, mais qu'il s'agit des raies de la série de Balmer de l'hydrogène, simplement décalées vers le rouge de 15,8 %. Ce décalage spectral (redshift) est colossal. Selon la loi de Hubble, un tel décalage implique que l'objet s'éloigne à une vitesse vertigineuse et qu'il se situe à des milliards d'années-lumière de la Terre.

Cette découverte bouleverse la communauté astronomique. Si 3C 273 est aussi loin, il doit être intrinsèquement des milliers de fois plus lumineux que toute une galaxie, alors qu'il est contenu dans un volume de la taille de notre Système solaire. On qualifie d'abord ces objets de "sources radio quasi stellaires" (QSRS), avant que le terme "quasar" (contraction, comme on l'a dit, de quasi-stellar radio source) ne s'impose dans le langage courant. Très vite, on découvre que de nombreux objets similaires existent sans émettre fortement dans le domaine radio; on les regroupe sous le terme plus large d'objets quasi stellaires (QSO).

Cependant, cette interprétation cosmologique fait l'objet d'une vive controverse tout au long des années 1960. Certains astronomes, refusant d'accepter qu'un objet aussi petit puisse émettre autant d'énergie, soutiennent que le décalage vers le rouge n'est pas dû à l'expansion de l'univers, mais à des phénomènes physiques intrinsèques, comme une gravité extrême ou l'éjection de matière à grande vitesse. Le débat trouve sa conclusion vers la fin de la décennie grâce à une observation décisive : les spectres de certains quasars présentent non seulement des raies d'émission, mais aussi des raies d'absorption multiples, correspondant à des décalages vers le rouge différents. Les astronomes comprennent alors que ces raies d'absorption sont causées par des nuages de gaz intergalactiques situés entre le quasar et la Terre. Cette preuve irréfutable démontre que les quasars sont bien situés à des distances cosmologiques et valide définitivement le modèle de l'expansion de l'univers.

La compréhension des quasars.
Une fois la nature lointaine des quasars acceptée, un nouveau défi de taille se pose aux théoriciens dans les années 1970 : quel est le moteur capable de produire une telle quantité d'énergie dans un espace aussi restreint? La fusion nucléaire, qui alimente les étoiles, est largement insuffisante. Les astrophysiciens, s'appuyant sur les travaux antérieurs d'Edwin Salpeter et Yakov Zel'dovich, se tournent vers la relativité générale d'Einstein. Le modèle qui s'impose est celui de l'accrétion de matière par un trou noir supermassif, d'une masse comprise entre des millions et des milliards de fois celle du Soleil, tapi au centre d'une galaxie. La matière, attirée par le trou noir, forme un disque d'accrétion où les forces de friction portent le gaz à des millions de degrés, libérant une énergie colossale sous forme de rayonnement avant de franchir l'horizon des événements. Ce modèle explique non seulement la luminosité extrême des quasars, mais aussi leurs rapides variations de brillance, qui trahissent la petite taille de la zone d'émission.

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Au cours des années 1980 et 1990, les progrès technologiques, notamment le déploiement du télescope spatial Hubble, permettent de trancher les derniers doutes sur l'environnement des quasars. Les images à haute résolution révèlent que les quasars ne sont pas des objets isolés, mais qu'ils résident systématiquement au coeur de galaxies massives, souvent en interaction ou en fusion avec d'autres galaxies. Ces collisions galactiques fournissent d'ailleurs le mécanisme idéal pour alimenter le trou noir central en gaz et en poussières, "allumant" ainsi le quasar. Parallèlement, la découverte des premières lentilles gravitationnelles impliquant des quasars, comme le célèbre "Quasar jumeau" Q0957+56 en 1979, offre aux astronomes un nouvel outil pour tester la relativité générale et mesurer les constantes fondamentales de l'univers.

À partir des années 2000, l'étude des quasars entre dans une ère de recensement à grande échelle grâce à des relevés automatisés du ciel, en particulier le Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Ces programmes informatiques vont analyser la lumière de millions d'objets et permettre la découverte des centaines de milliers de quasars, ce qui conduit à dresser une carte tridimensionnelle de l'univers. Les astronomes repoussent sans cesse les limites de l'observable en détectant des quasars à des décalages spectraux records, dépassant la valeur de 7, 8,... 10. Ces monstres lointains sont observés tels qu'ils étaient moins d'un milliard d'années après le début de l'expansion de l'univers.

Aujourd'hui, les quasars sont considérés comme des éléments centraux de l'astrophysique moderne. Ils jouent un rôle central dans notre compréhension de l'évolution des galaxies, mais laissent encore en suspens de nombreuse interrogations.

Quelques question ouvertes.
L'une des énigmes les plus persistantes concernant les quasars, en particulier ceux observés dans l'univers primordial, concerne l'origine et la croissance de leurs trous noirs supermassifs centraux. La découverte de quasars existant moins d'un milliard d'années après le début de l'expansion cosmique pose la question de la nature de leurs "graines". On ignore encore aujourd'hui si ces trous noirs initiaux proviennent de l'effondrement d'étoiles massives de la Population III, de collisions stellaires répétées au sein d'amas denses, ou de l'effondrement direct d'immenses nuages de gaz primitifs. De plus, le mécanisme permettant à ces trous noirs d'accréter de la matière de manière quasi continue, parfois bien au-delà de la limite d'Eddington, pour atteindre des masses de plusieurs milliards de masses solaires en un temps cosmologiquement si court reste un sujet de débat intense.

Une autre question ouverte majeure porte sur la relation exacte entre les quasars et leurs galaxies hôtes, appelée co-évolution. Bien que l'on sache que la masse du trou noir central est étroitement corrélée aux propriétés du bulbe galactique, les mécanismes précis de la rétroaction du quasar sur son environnement ne sont pas entièrement élucidés. Les astrophysiciens cherchent à comprendre comment les vents puissants et les jets relativistes émis par le disque d'accrétion chauffent ou expulsent le gaz interstellaire, régulant ainsi la formation stellaire et expliquant pourquoi les grandes galaxies cessent de former des étoiles. La part relative entre la rétroaction radiative et la rétroaction cinétique, ainsi que leur impact à différentes échelles, fait encore l'objet de nombreuses simulations.

La variabilité intrinsèque des quasars soulève également de nombreuses interrogations, en particulier avec la découverte récente des quasars à aspect changeant. Ces objets, on l'a dit, présentent des variations de luminosité spectaculaires en quelques années, voire quelques mois, ce qui est très rapide pour des structures impliquant des trous noirs supermassifs. Les mécanismes physiques exacts provoquant ces changements d'état drastiques, comme des variations soudaines du taux d'accrétion, des événements de disruption tidale d'étoiles, ou des modifications rapides de la structure du disque d'accrétion et du nuage de gaz environnant, ne font pas encore consensus.

Le recensement complet des populations de quasars est un autre défi, notamment en ce qui concerne les quasars dits obscurcis. Une grande partie des quasars de l'univers jeune pourrait être masquée par d'épais nuages de poussière et de gaz, les rendant invisibles dans le domaine optique mais détectables en rayons X ou en infrarouge. La proportion exacte de ces quasars cachés est essentielle pour déterminer le rôle réel qu'ont joué les quasars dans la réionisation de l'univers. Aujourd'hui, il est encore difficile de trancher définitivement sur la contribution relative des quasars par rapport aux premières galaxies étoilées dans ce processus qui a rendu l'univers transparent à la lumière ultraviolette.

Enfin, la physique de la formation et de la collimation des jets relativistes dans les quasars dits radio-bruyants reste incomplètement comprise. Les processus exacts par lesquels l'énergie est extraite de la rotation du trou noir ou du disque d'accrétion pour propulser ces jets à des vitesses proches de celle de la lumière, ainsi que la composition précise de ces jets, font l'objet de recherches actives. Parallèlement, l'environnement à grande échelle des quasars, notamment la manière dont les filaments de la toile cosmique canalisent le gaz vers le trou noir central pour alimenter le quasar sur des milliards d'années, nécessite encore des observations plus fines pour être pleinement cartographié et modélisé.

Suzy Collin-Zahn, Des quasars aux trous noirs, EDP Sciences, 2009.- La recherche n'est pas un long fleuve tranquille. Contrairement à ce que l'on croit souvent, elle ne se développe pas linéairement, elle hésite, s'enlise souvent dans des voies de garage et retourne parfois même en arrière. L'histoire de chaque discipline est ainsi jalonnée d'avancées et de reculs, d'idées prémonitoires qui ne sont pas prises en compte, ou au contraire de théories erronées discutées à perte de vue, de conclusions justes mais fondées sur des idées fausses et vice-versa, de découvertes inattendues et de controverses passionnées. Pourtant, malgré cette démarche cahoteuse et grâce à des bonds brutaux en avant, la Science finit toujours par progresser sur le long terme. Découverts par hasard au début des années soixante, les quasars sont les astres les plus lumineux et les plus distants de l'Univers. Leur puissance vertigineuse est produite dans une région absolument minuscule. On conçoit donc aisément combien ils ont suscité d'intérêt, tant par les phénomènes extraordinaires qui y sont en jeu, que par leurs distances qui en font des sondes de l'Univers lointain et de son passé. On a mis presque vingt ans à admettre qu'ils tiraient leur puissance de la présence d'un trou noir géant en leur sein, et encore vingt autres années à se convaincre que la plupart des galaxies, et même la Voie lactée, contiennent de tels trous noirs qui sont les cadavres des quasars du passé. L'histoire des quasars permet mieux que toute autre d'illustrer le cheminement erratique de la science. Elle montre comment une discipline finit par se structurer après un demi-siècle d'errance, pour déboucher sur un modèle physique cohérent et sur une nouvelle vision de l'évolution des galaxies et de l'Univers. (couv.). P. Petitjean, Les raies d'absorption dans le spectre des quasars, EDP sciences, 2003.  En bibliothèque  - D. Kunth, Les quasars, Flammarion (Domino), 1998. - Max Camenzind et A. Boucher. - Les noyaux actifs de galaxies (galaxies de Seyfert, QSO, Quasars, Lacertides et radiogalaxies), Springer Verlag France, 1997. - Isaac Asimov, Pulsars, quasars et trous noirs, Père Castor, 1989. - Suzy Collin, Stasinka, Les quasras aux confins de l'univers, Le Rocher.