Il existe des galaxies dont la région centrale est très lumineuse, la quantité de lumière émise étant supérieure à celle de toutes les étoiles qui s'y trouvent. On dit alors qu'il s'agit d'une galaxie à noyau actif (en Anglais ces galaxies sont regroupées sous le terme générique d'AGN, pour Active Galactic Nuclei). Ces galaxies sont le siège de phénomènes énergétiques très intenses.

La première mention des galaxies à noyau actif date du début du XXème siècle, d'abord peut-être par Fath en 1909, puis par l'astronome américain Vesto Slipher qui en 1917 découvrit la présence de raies d'émission très intenses dans le spectre de la galaxie proche NGC 1068. En 1926, Hubble détecta ensuite des raies d'émission dans une autre galaxie proche, NGC 4151. Puis ce fut l'astronome Karl Seyfert qui en 1943 publia le premier catalogue de galaxies présentant toutes des raies d'émission intenses, avec parfois des raies de l'hydrogène ionisé très larges. Ces galaxies sont maintenant souvent appelées "galaxies de Seyfert".

En 1959, l'astronome néerlandais Lodewijk Woltjer montra le premier que les noyaux non résolus spatialement de ces galaxies avaient des dimensions très petites, de l'ordre de 1 à 100 pc, et que si la matière était gravitationnellement liée dans la région émettant les raies larges, la masse centrale devait typiquement être de l'ordre de , soit de l'ordre de la masse d'une galaxie, mais concentrée dans une région très petite.

Le premier quasar, 3C 273, fut découvert trois ans plus tard, en 1962, par Maarten Schmidt. Il s'agissait d'un objet détecté dans le domaine radio (comme l'indique son nom : c'est l'objet numéro 273 du catalogue 3C, troisième catalogue radio de Cambridge) d'apparence stellaire (donc non résolu angulairement) en optique. Son apparence stellaire fut donc à l'origine du nom donné à ce type d'objet "quasi stellar object", ou quasar.

L'objet 3C 273 était tout à fait extraordinaire à l'époque, car il avait une magnitude apparente de l'ordre de 13, mais son spectre indiquait un décalage spectral z=0.158. Si l'on calculait sa magnitude absolue à partir de la magnitude apparente et de la distance ainsi estimées, on obtenait -26.7, ce qui était environ 10 fois plus brillant que la galaxie la plus brillante jamais observée.

On exprime le plus souvent la largeur des raies d'émission ( Δl) comme une vitesse, Δv, en utilisant la formule de l'effet Doppler : Δv = c (Δl)/l

où l est la longueur d'onde de la raie et c la vitesse de la lumière.

La largeur des raies larges dans le spectre des quasars peut atteindre des milliers de km/s.

Il existe différentes catégories de galaxies à noyau actif, classées suivant leur niveau d'activité, c'est à dire suivant leur magnitude absolue et suivant la largeur des raies d'émission. Les plus actives sont les quasars dont les raies sont les plus larges (Δv pouvant atteindre 10⁴ km s^-1). Les Seyfert de type 1 ont à peu près les mêmes propriétés que les quasars mais sont un peu moins énergétiques. Les Seyfert de type 2 n'émettent que des raies étroites, mais couvrant un domaine allant des raies de basse excitation (comme par exemple la raie de [OI] à 630 nm) jusqu'aux raies de très haute excitation (par exemple la raie de [NeV] à 343 nm). On note entre crochets les noms des éléments émettant des raies dites "interdites" ; de telles raies ne peuvent en effet être observées sur Terre, car elles ne peuvent se produire que dans un milieu de densité bien inférieure aux meilleurs vides que l'on puisse obtenir sur Terre. Les LINERS (Low Ionization Nuclear Emitting Regions), eux, n'émettent que des raies étroites correspondant à des éléments faiblement ionisés.

Il s'agit néanmoins d'un même phénomène dans toutes les catégories de galaxies à noyau actif. Ceci a été montré en particulier au début des années 1980 par la découverte de raies de Balmer larges en lumière polarisée dans le spectre de la galaxie NGC 1068. Cette galaxie avait jusqu'alors été considérée comme le prototype des galaxies de type Seyfert 2, c'est à dire ne présentant que des raies étroites. Mais en lumière polarisée on parvient à voir la lumière émise par la BLR (région proche du centre émettant les raies larges) et diffusée loin du noyau. NGC 1068 n'était donc plus une Seyfert 2 mais une Seyfert 1!

Ceci a conduit les chercheurs à penser que les Seyfert, et de manière plus générale toutes les galaxies à noyau actif, constituaient une seule famille, et un modèle unifié a été proposé pour ces objets vers la fin des années 1980.

Schéma

Schéma des différentes régions émettrices dans une galaxie à noyau actif.

Crédit : Urry C.M. & Padovani P. (1995) PASP 107, 803

Le modèle unifié pour les différents types de galaxies à noyau actif et présenté dans la figure ci-dessus semble maintenant faire l'objet d'un consensus. Au centre de la galaxie se trouverait un trou noir supermassif, dont la masse pourrait varier entre 10⁶ et environ. En tombant sur ce trou noir (non pas directement, mais par l'intermédiaire d'un disque d'accrétion), la matière perdrait de l'énergie, ce qui donnerait lieu à un rayonnement dit "non thermique". En s'éloignant du noyau, on distingue ensuite deux régions d'émission : la région près du noyau d'où sont émises les raies larges (en Anglais la Broad Line Region ou BLR) et celle émettant les raies étroites (la Narrow Line Region ou NLR).

C'est ce que l'on voit dans la figure ci-dessus. Un tore de poussières (en orange) vient absorber le rayonnement du noyau actif. Si l'on observe près de l'axe du tore, on verra directement le noyau actif, et donc la région émettrice des raies larges, qui est tout près du noyau. Si l'on observe plus loin de l'axe du tore, la ligne de visée interceptera alors le tore et on ne verra plus la zone centrale. On ne détectera alors que des raies étroites.

Sur la figure, on voit également un jet provenant de la source centrale et se propageant perpendiculairement au disque d'accrétion central et au tore de poussières. De tels jets sont observés dans certains objets en radio. Ils ont la propriété d'être fortement "collimatés", c'est à dire de se propager avec un angle d'ouverture très petit. Il arrive plus rarement qu'on les détecte aussi en lumière visible. Si l'observateur est situé dans la direction du jet, il verra alors un objet classé dans la catégorie des BL Lac ou des Blazars.

Nous n'insisterons pas davantage sur les divers types de galaxies à noyau actif, car il en existe un nombre élevé de catégories qu'il serait trop long de décrire en détail.

Spectres de la galaxie NGC 3516 pris en 1943 (en bas) et en 1968 (en haut). On voit la grande différence (intensité relative, forme du profil) de la raie Hbeta entre ces deux spectres.

Crédit : Andrillat Y. & Souffrin S. (1968), ApL 1, 111

Les quasars et Seyfert 1 présentent la particularité d'être variables dans le temps : l'intensité de la lumière qu'ils émettent peut varier en quelques jours, et la forme du spectre (en particulier le profil des raies) peut aussi varier rapidement. Ces variations nous renseignent sur les dimensions de la zone émettrice.

En effet, on peut faire l'hypothèse que si une source varie, l'information sur ces variations doit s'être propagée dans toute la source en moins de temps que l'intervalle de temps des variations. Or aucune information ne peut se propager à une vitesse supérieure à celle de la lumière. Par conséquent, si l'on observe des variations sur un intervalle de temps ( Δt) la dimension de la source est nécessairement inférieure au produit c(Δt), où c est la vitesse de la lumière.

Grâce à la variabilité, il a ainsi été possible d'estimer les dimensions des régions émettant les raies larges.

En revanche, on n'observe aucune variabilité dans les raies étroites, ce qui implique qu'il s'agit de régions beaucoup plus grandes.