En guise de conclusion

Les observations récentes multi-longueurs d'onde de variabilité de blazars ont essentiellement conduit à affirmer les points fondamentaux suivants [196]:

• les spectres des blazars sont caractérisés par deux larges continuums, l'un piquant aux basses fréquences (entre l'infrarouge et les X) et l'autre aux très hautes fréquences (entre le GeV et le TeV).
• La variabilité dans la composante de basse fréquence est plus prononcée au-delà du pic, le spectre se durcissant avec l'intensité. En-dessous du pic, l'amplitude des variations et les modifications spectrales sont moins importantes.
• La composante de haute énergie semble également présenter un comportement analogue au-delà du pic.
• Les intensités dans les deux zones spectrales sont corrélées: lorqu'une composante est brillante, l'autre l'est également.
• Les décalages temporels entre les variations aux différentes longueurs d'onde sont délicats à mesurer. Il existe néanmoins, dans le cas de Mrk501, une indication de corrélation entre les émissions X et gamma, compatible avec la simultanéité des variations.

La compréhension de l'émission gamma est particulièrement importante pour les blazars car, au moins pendant les sursauts, elle domine la luminosité bolométrique (ou égale pratiquement celle du reste du spectre). Les récents résultats plaident pour une composante de basse énergie dûe à l'émission synchrotron et une composante de haute énergie produite par Compton-inverse à partir de la même population d'électrons relativistes.

Pour une région d'émission homogène, en négligeant les effet de Klein-Nishina, l'émission Compton reproduit presque exactement la forme spectrale de la branche synchrotron - chacune dépendant essentiellement et de la même façon du spectre des électrons. Au premier ordre, le pic du spectre Compton est dû aux mêmes électrons (d'énergie $\gamma _e$), indépendamment des photons cible. Des paires de photons ayant des longueurs d'onde dans les deux composantes spectrales et dans le même rapport que les longueurs d'onde des pics sont également produites par les mêmes électrons. Ainsi, si les variations sont causées par des changements dans le spectre des électrons, ces modèles prédisent d'importantes corrélations entre les changements de flux pour chaque paire observée.

La question fondamentale demeure probablement l'origine des photons cible. Il est clair que les photons synchrotron sont abondamment produits dans le jet mais on ne mesure que leur densité apparente. Plus l'amplification relativiste est importante (facteur de Lorentz $\Gamma$), plus la densité d'énergie instrinsèque dans le référentiel comobile du jet est faible ( $\propto\Gamma^{-4}$). Si, selon tout vraisemblance, un disque d'accrétion est présent, il constitue également un important "réservoir" de photons. Mais aux distances imposées par la transparence ( $\gamma+\gamma\rightarrow e^++e^-$) leur intensité vue depuis le jet est grandement réduite. De façon alternative, des photons produits très près du noyau pourraient être diffusés et rendus isotropes dans une région d'échelle appropriée, leur densité d'énergie étant cette fois amplifiée par un facteur $\Gamma^2$ du point de vue du jet.

Il est extrêmement probable que la part relative des contributions des différents éléments de l'AGN à la distribution des photons cible dépende des caractéristiques spécifiques de la source, en particulier des conditions d'opacité.

Dans les modèles SSC homogènes, le rapport des longueurs d'onde des pics détermine l'énergie des électrons rayonnant: $\lambda_S/\lambda_C\approx \gamma_e^2$. Pour les modèles EC, la relation est moins simple et conduit à des paramètres physiques différents dans la zone d'émission. Les deux approches sont aujourd'hui compatibles avec les données expérimentales mais la plus grande amplitude de la composante Compton comparée au rayonnement synchrotron est naturellement expliquée dans l'hypothèse SSC. En prenant un modèle extrêmement simpliste, on peut en effet considérer que

• Pour le modèle SSC:
  
  $$L_{X}=k_1.L_{elec}~{\rm et}~L_{\gamma}=k_2.L_{elec}^2$$
  
  

• Pour le modèle EC:
  
  $$L_{X}=p_1.L_{elec}~{\rm et}~L_{\gamma}=p_2.L_{elec}$$
  
  

où les $k_i$ et $p_i$ sont des constantes.

Soit

$$\left(\frac{L_{\gamma}}{L_X}\right)_{SSC}=K.L_{elec}~{\rm et}~\left(\frac{L_{\gamma}}{L_X}\right)_{EC}=P$$

Or, le tableau 12.2 donne:

$$\frac{L_{\gamma~haut}}{L_{\gamma~bas}}\approx 15,~\frac{L_{\g... ...L_{X~bas}} \approx 3,~\frac{L_{X~sursaut}}{L_{X~bas}} \approx 7$$

Soit

$$\frac{L_{\gamma~haut}}{L_{X~haut}}\times C \approx 5~{\rm et}~\frac{L_{\gamma~sursaut}}{L_{X~sursaut}}\times C \approx 14$$

où $C=\frac{L_{X~bas}}{L_{\gamma~bas}}$ est bien le même dans les deux cas.

L'hypothèse SSC, naturellement invoquée pour modéliser les BL Lac, est donc favorisée, en première approximation, par ces données.

Pour aller plus loin dans les investigations astrophysiques sur les noyaux actifs de galaxie, il est clairement nécessaire de développer l'approche "multi longueurs d'onde". Dans cette optique, des observations conjointes entre l'imageur CAT et le réseau VLBA (large ensemble d'antennes fonctionnant en VLBI) sont prévues pour le début de l'année 1998. En disposant ainsi d'informations sur la structure fine des jets et sur la polarisation de l'émission radiofréquence, il sera certainement possible de poser des contraintes nouvelles, en particulier sur le champ magnétique. A plus long terme, des prises de données conjointes avec les satellites X sont également prévues.