27.1 : Quasars

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrire comment les quasars ont été découverts
• Expliquer comment les astronomes ont déterminé que les quasars se trouvent aux distances qu'implique leur décalage vers le rouge
• Justifiez l'affirmation selon laquelle l'énorme quantité d'énergie produite par les quasars est générée dans un très petit volume d'espace

Le nom « quasars » était à l'origine l'abréviation de « sources radio quasi-stellaires » (ici, « quasi-stellaire » signifie « un peu comme des étoiles »). La découverte de sources radio qui ressemblaient à des points, tout comme des étoiles, s'est faite grâce à l'utilisation de matériel radar excédentaire de la Seconde Guerre mondiale dans les années 1950. Bien que peu d'astronomes l'auraient prédit, le ciel s'est avéré être rempli de puissantes sources d'ondes radio. En améliorant les images que pouvaient produire leurs nouveaux radiotélescopes, les scientifiques ont découvert que certaines sources radio se trouvaient au même endroit que des « étoiles » bleues pâles. Aucun type d'étoile connu dans notre Galaxie n'émet un rayonnement radio aussi puissant. Quelles étaient alors ces « sources radio quasi-stellaires » ?

Redshift : la clé des quasars

La réponse est venue lorsque les astronomes ont obtenu les spectres de lumière visible de deux de ces « étoiles bleues » faibles qui étaient de fortes sources d'ondes radio (Figure\(\PageIndex{1}\)). Les spectres de ces « étoiles » radio n'ont fait qu'approfondir le mystère : elles possédaient des raies d'émission, mais les astronomes n'ont d'abord pu les identifier avec aucune substance connue. Dans les années 1960, les astronomes avaient un siècle d'expérience dans l'identification d'éléments et de composés dans le spectre des étoiles. Des tableaux élaborés avaient été publiés montrant les lignes que chaque élément produirait dans un large éventail de conditions. Une « étoile » avec des raies non identifiables dans le spectre ordinaire de la lumière visible devait être quelque chose de complètement nouveau.

Figure\(\PageIndex{1}\) typique de Quasar. La flèche sur cette image indique le quasar connu sous son numéro de catalogue, PKS 1117-248. Notez que rien dans cette image ne distingue le quasar d'une étoile ordinaire. Son spectre indique toutefois qu'il s'éloigne de nous à une vitesse de 36 % de celle de la lumière, soit 67 000 miles par seconde. En revanche, la vitesse maximale observée pour une étoile n'est que de quelques centaines de miles par seconde.

En 1963, à l'observatoire Palomar de Caltech, Maarten Schmidt (Figure\(\PageIndex{3}\)) s'interrogeait sur le spectre de l'une des étoiles radio, nommée 3C 273 parce qu'il s'agissait de la 273e entrée du troisième catalogue de sources radio de Cambridge (partie (b) de la Figure\(\PageIndex{3}\)). Le spectre comportait de fortes raies d'émission et Schmidt a reconnu qu'elles étaient séparées par le même espacement que les raies Balmer de l'hydrogène (voir Rayonnement et spectres). Mais les raies du 3C 273 ont été décalées très loin vers le rouge des longueurs d'onde auxquelles se situent normalement les raies de Balmer. En effet, ces raies étaient à des longueurs d'onde si grandes que si les décalages vers le rouge étaient attribués à l'effet Doppler, le 3C 273 s'éloignait de nous à une vitesse de 45 000 kilomètres par seconde, soit environ 15 % de la vitesse de la lumière ! Comme les étoiles ne présentent pas de décalages Doppler aussi importants, personne n'avait pensé à considérer que les décalages vers le rouge élevés étaient à l'origine de ces étranges spectres.

Figure\(\PageIndex{2}\) Quasar Pioneers et Quasar 3C 273. (a) Maarten Schmidt (à gauche), qui a résolu l'énigme des spectres des quasars en 1963, partage une blague sur cette photo de 1987 avec Allan Sandage, qui a pris le premier spectre d'un quasar. Sandage a également joué un rôle déterminant dans la mesure de la valeur de la constante de Hubble. (b) Il s'agit du premier quasar pour lequel un décalage vers le rouge a été mesuré. Le décalage vers le rouge a montré que la lumière qui en émanait a mis environ 2,5 milliards d'années à nous parvenir. Malgré cette grande distance, il reste l'un des quasars les plus proches de la Voie lactée. Remarquez également la légère traînée qui part du quasar en haut à gauche. Certains quasars, comme le 3C 273, éjectent des jets de matière très rapides. Le jet du 3C 273 mesure environ 200 000 années-lumière de long.

Les raies d'émission déroutantes d'autres sources radio semblables à des étoiles ont ensuite été réexaminées pour voir si elles pouvaient également être des raies bien connues avec de grands décalages vers le rouge. Cela s'est avéré être le cas, mais on a découvert que les autres objets s'éloignaient de nous à une vitesse encore plus grande. Leurs vitesses étonnantes ont montré que les « étoiles » radio ne pouvaient pas être des étoiles de notre propre Galaxie. Toute véritable étoile se déplaçant à plus de quelques centaines de kilomètres par seconde serait capable de surmonter l'attraction gravitationnelle de la Galaxie et de s'en échapper complètement. (Comme nous le verrons plus loin dans ce chapitre, les astronomes ont fini par découvrir que ces « étoiles » ne se limitent pas à un simple point de lumière.)

Il s'avère que ces objets à haute vitesse ne ressemblent à des étoiles que parce qu'ils sont compacts et très éloignés. Plus tard, des astronomes ont découvert des objets présentant de grands décalages vers le rouge qui ressemblent à des étoiles mais n'émettent aucune émission radio Les observations ont également montré que les quasars étaient également brillants dans les bandes infrarouge et des rayons X, et que tous ces quasars à rayons X ou infrarouges ne pouvaient être vus ni dans les bandes radio ni dans les bandes de lumière visible du spectre. Aujourd'hui, tous ces objets sont appelés objets quasi-stellaires (QSO) ou, comme on les appelle plus communément, quasars. (Le nom a également été rapidement approprié par un fabricant d'appareils électroniques domestiques.)

Lisez un entretien avec Maarten Schmidt à l'occasion du cinquantième anniversaire pour découvrir son point de vue sur le spectre des quasars et leurs décalages vers le rouge.

Plus d'un million de quasars ont maintenant été découverts et les spectres sont disponibles pour plus de cent mille. Tous ces spectres présentent des décalages vers le rouge, aucun ne montre de décalage vers le bleu, et leurs décalages vers le rouge peuvent être très importants. Pourtant, sur une photo, elles ressemblent à des étoiles (Figure\(\PageIndex{3}\)).

Figure\(\PageIndex{3}\) typique d'un quasar imagée par le télescope spatial Hubble. L'une de ces deux « étoiles » brillantes au centre se trouve dans notre Galaxie, tandis que l'autre se trouve à un quasar situé à 9 milliards d'années-lumière. Rien qu'à partir de cette photo, il n'y a aucun moyen de dire lequel est lequel. (Le quasar est celui qui se trouve au centre de l'image.)

Dans les quasars détenteurs de records, la première raie d'hydrogène de la série Lyman, d'une longueur d'onde de laboratoire de 121,5 nanomètres dans la partie ultraviolette du spectre, est déplacée complètement à travers la région visible vers l'infrarouge. À des décalages vers le rouge aussi élevés, la formule simple pour convertir un décalage Doppler en vitesse (rayonnement et spectres) doit être modifiée pour tenir compte des effets de la théorie de la relativité. Si nous appliquons la forme relativiste de la formule de décalage Doppler, nous constatons que ces décalages vers le rouge correspondent à des vitesses d'environ 96 % de la vitesse de la lumière.

Exemple\(\PageIndex{1}\) : Vitesse de récession d'un quasar

La formule du décalage Doppler, que les astronomes désignent par la lettre\(z\), est

\[z= \frac{ \Delta \lambda}{\lambda} = \frac{v}{c} \nonumber\]

où\(\lambda\) est la longueur d'onde émise par une source de rayonnement qui ne bouge pas,\(\Delta \lambda\) est la différence entre cette longueur d'onde et la longueur d'onde que nous mesurons,\(v\) est la vitesse à laquelle la source s'éloigne et\(c\) (comme d'habitude) est la vitesse de la lumière.

Une raie du spectre d'une galaxie se trouve à une longueur d'onde de 393 nanomètres (nm, ou ^{10 à 9} m) lorsque la source est au repos. Supposons que la ligne soit mesurée comme étant plus longue que cette valeur (décalée vers le rouge) de 7,86 nm. Ensuite, son décalage vers le rouge\(z= \frac{7.86 \text{ nm}}{393 \text{ nm}} = 0.02\), donc sa vitesse loin de nous est de 2 % de la vitesse de la lumière\( \left( \frac{v}{c}=0.02 \right)\).

Cette formule convient aux galaxies relativement proches qui s'éloignent lentement de nous au cours de l'expansion de l'univers. Mais les quasars et les galaxies lointaines dont il est question dans ce chapitre s'éloignent à une vitesse proche de celle de la lumière. Dans ce cas, la conversion d'un décalage Doppler (décalage vers le rouge) en distance doit inclure les effets de la théorie spéciale de la relativité, qui explique comment les mesures de l'espace et du temps changent lorsque nous voyons des objets se déplacer à grande vitesse. Les détails de la façon dont cela se fait dépassent largement le niveau de ce texte, mais nous pouvons partager avec vous la formule relativiste du décalage Doppler :

\[ \frac{v}{c} =\frac{(z+1)^2−1}{(z+1)^2+1} \nonumber\]

Faisons un exemple. Supposons qu'un quasar éloigné ait un décalage vers le rouge de 5. À quelle fraction de la vitesse de la lumière le quasar s'éloigne-t-il ?

Solution

Nous calculons ce qui suit :

\[ \frac{v}{c} =\frac{(5+1)^2−1}{(5+1)^2+1} = \frac{36−1}{36+1} = \frac{35}{37} =0.946 \nonumber\]

Le quasar s'éloigne donc de nous à environ 95 % de la vitesse de la lumière.

Exercice\(\PageIndex{1}\)

Plusieurs raies d'absorption d'hydrogène dans le spectre visible ont des longueurs d'onde de repos de 410 nm, 434 nm, 486 nm et 656 nm. Dans le spectre d'une galaxie lointaine, on observe que ces mêmes raies ont des longueurs d'onde de 492 nm, 521 nm, 583 nm et 787 nm respectivement. Quel est le décalage vers le rouge de cette galaxie ? Quelle est la vitesse de récession de cette galaxie ?

Réponse

Comme il s'agit de la même galaxie, nous pourrions choisir n'importe laquelle des quatre longueurs d'onde et calculer dans quelle mesure elle s'est déplacée. Si nous utilisons une longueur d'onde de repos de 410 nm et que nous la comparons à la longueur d'onde décalée de 492 nm, nous voyons que

\[ z = \frac{ \Delta \lambda}{\lambda} =\frac{(492 \text{ nm} − 410 \text{ nm})}{410 \text{ nm}} = \frac{82 \text{ nm}}{410 \text{ nm}} =0.20 \nonumber\]

Dans la vision classique, cette galaxie recule à 20 % de la vitesse de la lumière ; cependant, à 20 % de la vitesse de la lumière, les effets relativistes commencent à devenir importants. Ainsi, à l'aide de l'équation relativiste de Doppler, nous calculons le taux de récession réel comme

\[ \frac{v}{c} = \frac{ (z+1)^2−1}{(z+1)^2+1} = \frac{(0.2+1)^2−1}{(0.2+1)^2+1} = \frac{1.44−1}{1.44+1} = \frac{0.44}{2.44} = 0.18 \nonumber\]

Par conséquent, la vitesse de récession réelle ne représente que 18 % de la vitesse de la lumière. Bien que cela ne semble pas être une grande différence au départ par rapport à la mesure classique, il existe déjà un écart de 11 % entre la solution classique et la solution relativiste ; et à des vitesses de récession plus élevées, l'écart entre les vitesses classique et relativiste augmente rapidement !

Les quasars obéissent à la loi Hubble

La première question posée par les astronomes était de savoir si les quasars obéissaient à la loi de Hubble et se trouvaient réellement sur les grandes distances qu'impliquait leur décalage vers le rouge. S'ils n'obéissaient pas à la règle selon laquelle un décalage vers le rouge important signifie une grande distance, ils pourraient être beaucoup plus proches et leur luminosité pourrait être beaucoup plus faible. Une façon simple de montrer que les quasars devaient obéir à la loi de Hubble était de démontrer qu'ils faisaient réellement partie des galaxies et que leur décalage vers le rouge était le même que celui de la galaxie qui les hébergeait. Puisque les galaxies ordinaires obéissent à la loi de Hubble, tout ce qui s'y trouve serait soumis aux mêmes règles.

Les observations effectuées avec le télescope spatial Hubble ont fourni les preuves les plus solides montrant que les quasars sont situés au centre des galaxies. Des indices indiquant que c'est vrai avaient été obtenus à l'aide de télescopes au sol, mais des observations spatiales étaient nécessaires pour présenter des arguments convaincants. La raison en est que les quasars peuvent surpasser l'ensemble de leurs galaxies par un facteur de 10 à 100, voire plus. Lorsque cette lumière traverse l'atmosphère de la Terre, elle est brouillée par les turbulences et masque la faible lumière provenant de la galaxie environnante, tout comme les phares lumineux d'une voiture venant en sens inverse la nuit font qu'il est difficile de voir quoi que ce soit à proximité.

Le télescope spatial Hubble n'est toutefois pas affecté par les turbulences atmosphériques et peut détecter la faible lueur de certaines des galaxies hébergeant des quasars (Figure\(\PageIndex{4}\)). Des quasars ont été trouvés au cœur de galaxies spirales et elliptiques, et chaque quasar présente le même décalage vers le rouge que sa galaxie hôte. De nombreuses études menées avec le télescope spatial Hubble démontrent désormais clairement que les quasars sont bel et bien éloignés. Si tel est le cas, ils doivent produire une quantité d'énergie vraiment impressionnante pour être détectables sous forme de points lumineux beaucoup plus lumineux que leur galaxie. Il est intéressant de noter que de nombreuses galaxies hôtes des quasars sont impliquées dans une collision avec une deuxième galaxie, fournissant, comme nous le verrons, un indice important sur la source de leur prodigieuse production d'énergie.

Figure Galaxies hôtes\(\PageIndex{4}\) Quasar. Le télescope spatial Hubble révèle les galaxies « hôtes » beaucoup plus pâles qui entourent les quasars. L'image en haut à gauche montre un quasar situé au cœur d'une galaxie spirale située à 1,4 milliard d'années-lumière de la Terre. L'image en bas à gauche montre un quasar situé au centre d'une galaxie elliptique située à environ 1,5 milliard d'années-lumière de nous. Les images du milieu montrent des paires éloignées de galaxies en interaction, dont l'une abrite un quasar. Chacune des images de droite montre de longues queues de gaz et de poussière s'écoulant d'une galaxie contenant un quasar. De telles queues se produisent lorsqu'une galaxie entre en collision avec une autre.

La taille de la source d'énergie

Compte tenu de leurs grandes distances, les quasars doivent être extrêmement lumineux pour être visibles, bien plus lumineux que n'importe quelle galaxie normale. Rien qu'en lumière visible, la plupart d'entre elles sont beaucoup plus énergétiques que les galaxies elliptiques les plus brillantes. Mais, comme nous l'avons vu, les quasars émettent également de l'énergie aux rayons X et aux rayons ultraviolets, et certains sont également des sources radio. Lorsque tout leur rayonnement est additionné, certains QSO ont des luminosités totales pouvant atteindre cent billions de soleils (\(10^{14}\)\(L_{\text{Sun}}\)), soit 10 à 100 fois la luminosité des galaxies elliptiques lumineuses.

Trouver un mécanisme permettant de produire la grande quantité d'énergie émise par un quasar serait difficile en toutes circonstances. Mais il y a un autre problème. Lorsque les astronomes ont commencé à surveiller attentivement les quasars, ils ont découvert que la luminosité de certains d'entre eux variait en fonction des mois, des semaines ou même, dans certains cas, des jours. Cette variation est irrégulière et peut modifier la luminosité d'un quasar de quelques dizaines de pour cent, à la fois en lumière visible et en sortie radio.

Réfléchissez à ce que signifie un tel changement de luminosité. Un quasar au plus faible est toujours plus brillant que n'importe quelle galaxie normale. Imaginez maintenant que la luminosité augmente de 30 % en quelques semaines. Quel que soit le mécanisme responsable, il doit être capable de libérer de l'énergie nouvelle à des rythmes qui ébranlent notre imagination. Les changements les plus spectaculaires de la luminosité des quasars sont équivalents à l'énergie libérée par 100 000 milliards de soleils. Pour produire une telle quantité d'énergie, il faudrait convertir la masse totale d'une dizaine de Terres en énergie chaque minute.

De plus, comme les fluctuations se produisent en si peu de temps, la partie d'un quasar qui varie doit être inférieure à la distance parcourue par la lumière pendant le temps nécessaire pour que la variation se produise, généralement quelques mois. Pour comprendre pourquoi il doit en être ainsi, considérons un amas d'étoiles de 10 années-lumière de diamètre situé à une très grande distance de la Terre (voir Figure\(\PageIndex{5}\), sur laquelle la Terre se trouve sur la droite). Supposons que chaque étoile de cet amas s'illumine simultanément et reste brillante. Lorsque la lumière de cet événement arriverait sur Terre, nous verrions d'abord la lumière la plus vive provenant des étoiles situées sur le côté le plus proche ; 5 ans plus tard, nous verrions une augmentation de la lumière provenant des étoiles situées au centre. Dix ans se sont écoulés avant que nous ne détections plus de lumière provenant des étoiles situées de l'autre côté.

\(\PageIndex{5}\)Déterminez comment la taille d'une source affecte l'échelle de temps de sa variabilité. Ce diagramme montre pourquoi les variations de lumière provenant d'une vaste région de l'espace semblent durer pendant une longue période lorsqu'on les observe depuis la Terre. Supposons que toutes les étoiles de cet amas, d'un diamètre de 10 années-lumière, s'illuminent simultanément et instantanément. À partir de la Terre, l'étoile A semblera s'éclaircir 5 ans avant l'étoile B, qui à son tour semblera s'éclaircir 5 ans plus tôt que l'étoile C. Il faudra 10 ans à un observateur de la Terre pour ressentir pleinement l'effet de cet éclaircissement.

Même si toutes les étoiles de l'amas se sont éclaircies en même temps, le fait que l'amas ait une largeur de 10 années-lumière signifie que 10 ans doivent s'écouler avant que la lumière accrue provenant de chaque partie de l'amas ne nous atteigne. Depuis la Terre, nous pouvions voir l'amas devenir de plus en plus lumineux, à mesure que la lumière provenant de plus en plus d'étoiles commençait à nous atteindre. Ce n'est que 10 ans après le début de l'éclaircissement que nous avons vu l'amas atteindre sa luminosité maximale. En d'autres termes, si un objet étendu s'embrase soudainement, il semblera s'éclaircir sur une période de temps égale au temps nécessaire à la lumière pour traverser l'objet depuis son côté éloigné.

Nous pouvons appliquer cette idée aux variations de luminosité des quasars afin d'estimer leur diamètre. Comme les quasars varient généralement (ils deviennent plus lumineux et plus sombres) sur des périodes de quelques mois, la région où l'énergie est générée ne peut pas dépasser quelques mois-lumière de diamètre. S'il était plus grand, il faudrait plus de quelques mois pour que la lumière venant de l'autre côté nous parvienne.

Quelle est la superficie d'une région de quelques mois-lumière ? Pluton, généralement la planète la plus externe (naine) de notre système solaire, se trouve à environ 5,5 heures-lumière de nous, tandis que l'étoile la plus proche se trouve à 4 années-lumière. Il est clair qu'une région de quelques mois-lumière est minuscule par rapport à la taille de l'ensemble de la Galaxie. Certains quasars varient encore plus rapidement, ce qui signifie que leur énergie est produite dans une région encore plus petite. Quel que soit le mécanisme qui alimente les quasars, il doit être capable de générer plus d'énergie que celle produite par une galaxie entière dans un volume d'espace qui, dans certains cas, n'est pas beaucoup plus grand que notre système solaire.

Preuve antérieure

Avant même la découverte des quasars, on avait laissé entendre que quelque chose de très étrange se passait au centre d'au moins certaines galaxies. En 1918, l'astronome américain Heber Curtis a utilisé le grand télescope de l'observatoire Lick pour photographier la galaxie Messier 87 dans la constellation de la Vierge. Sur cette photographie, il a vu ce que nous appelons aujourd'hui un jet venant du centre, ou noyau, de la galaxie (Figure\(\PageIndex{6}\)). Ce jet indiquait, au sens propre comme au figuré, une activité étrange qui se déroulait dans le noyau de cette galaxie. Mais il n'avait aucune idée de ce que c'était. Personne d'autre ne savait quoi faire de cette bizarrerie spatiale.

Le fait aléatoire qu'un tel jet central ait existé a persisté pendant un quart de siècle, jusqu'à ce que Carl Seyfert, un jeune astronome de l'observatoire du mont Wilson, également en Californie, découvre une demi-douzaine de galaxies aux noyaux extrêmement brillants qui étaient presque stellaires, plutôt que d'apparence floue comme la plupart des noyaux de galaxies. À l'aide de la spectroscopie, il a découvert que ces noyaux contiennent du gaz se déplaçant à une vitesse allant jusqu'à deux pour cent de celle de la lumière. Cela peut sembler peu, mais c'est 6 millions de miles par heure, soit plus de 10 fois plus vite que les mouvements habituels des étoiles dans les galaxies.

Figurine\(\PageIndex{6}\) M87 Jet. Éjecté comme un projecteur cosmique depuis le centre de la galaxie, le M87 est l'un des phénomènes les plus étonnants de la nature, un énorme jet d'électrons et d'autres particules se déplaçant à une vitesse proche de celle de la lumière. Sur cette image du télescope spatial Hubble, le bleu du jet contraste avec la lueur jaune produite par la lumière combinée de milliards d'étoiles invisibles et d'amas globulaires jaunes en forme de points qui composent la galaxie (en haut à gauche). Comme nous le verrons plus loin dans ce chapitre, le jet, long de plusieurs milliers d'années-lumière, prend naissance dans un disque de gaz surchauffé qui tourbillonne autour d'un trou noir géant au centre de la M87. La lumière que nous voyons est produite par des électrons qui se tordent le long des lignes de champ magnétique du jet, un processus connu sous le nom de rayonnement synchrotron, qui donne au jet sa teinte bleutée. Le jet du M87 peut être observé aux rayons X, à la radio et en lumière visible, comme le montrent les trois images du bas. À l'extrême gauche de chaque image du bas, nous voyons le noyau galactique brillant abritant un trou noir supermassif.

Après des décennies d'études, les astronomes ont identifié de nombreux autres objets étranges au-delà de notre galaxie de la Voie lactée ; ils peuplent tout un « zoo » de ce que l'on appelle aujourd'hui des galaxies actives ou des noyaux galactiques actifs (AGN). Les astronomes les ont d'abord appelés par de nombreux noms différents, selon le type d'observations qui ont permis de découvrir chaque catégorie, mais nous savons maintenant que nous examinons toujours le même mécanisme de base. Ce que toutes ces galaxies ont en commun, c'est une activité de leurs noyaux qui produit une énorme quantité d'énergie dans un très petit volume d'espace. Dans la section suivante, nous décrivons un modèle qui explique toutes ces galaxies à forte activité centrale, à la fois les AGN et les QSO.

Pour voir un jet par vous-même, regardez une vidéo accélérée du jet éjecté du NGC 3862.

Résumé

Les premiers quasars découverts ressemblaient à des étoiles mais avaient une forte émission radio. Leurs spectres de lumière visible semblaient d'abord confus, mais les astronomes se sont ensuite rendu compte qu'ils présentaient des décalages vers le rouge beaucoup plus importants que ceux des étoiles. Les spectres quasars obtenus jusqu'à présent montrent des décalages vers le rouge allant de 15 % à plus de 96 % de la vitesse de la lumière. Les observations effectuées avec le télescope spatial Hubble montrent que les quasars se trouvent au centre des galaxies et que les spirales et les elliptiques peuvent abriter des quasars. Les décalages vers le rouge des galaxies sous-jacentes correspondent aux décalages vers le rouge des quasars intégrés dans leurs centres, prouvant ainsi que les quasars obéissent à la loi de Hubble et se trouvent aux grandes distances qu'implique leur décalage vers le rouge. Pour être visibles à de si grandes distances, les quasars doivent avoir une luminosité 10 à 100 fois supérieure à celle des galaxies normales plus lumineuses. Leurs variations montrent que cette énorme production d'énergie est générée en petit volume, dans certains cas, dans une région à peine plus grande que notre propre système solaire. Un certain nombre de galaxies plus proches de nous présentent également une forte activité en leur centre, activité dont on sait maintenant qu'elle est causée par le même mécanisme que les quasars.

Lexique

quasar

un objet avec un décalage vers le rouge très élevé qui ressemble à une étoile mais qui est extragalactique et très lumineux ; également appelé objet quasi-stellaire, ou QSO

noyaux galactiques actifs (AGN)

des galaxies qui sont presque aussi lumineuses que les quasars et qui partagent bon nombre de leurs propriétés, quoique de manière moins spectaculaire ; des quantités anormales d'énergie sont produites en leur centre

galaxies actives

galaxies qui abritent des noyaux galactiques actifs