Schéma unifié des AGN émetteurs gamma

Il est maintenant bien établi que les AGN sont de puissants émetteurs gamma. En particulier, 40% des sources détectées par l'instrument EGRET sur le satellite CGRO sont identifiées comme des AGN, ce sont d'ailleurs les seuls objets extragalactiques détectés dans cette gamme d'énergie (E$>$100 MeV). Une classification simple peut être entreprise sur la seule base de deux paramètres observationnels: l'intensité de l'émission radio et la largeur des raies d'émission. Le résumé est donné dans la table 2.1.

Table 2.1: Classification simplifiée des AGN [4].

Emission radio	Propriétés des raies d'émission optiques
	Type 2 (Raie étroite)	Type 1 (Raie large)	Type 0 (Inhabituel)
Faible:	Seyfert 2	Seyfert 1
		QSO (quasars)
Intense:	NLRG $\cases {{\rm FR~I~(L~faible)} \cr ~ \cr {\rm FR~II~(L~grand)} \cr}$	BLRG	Blazars $\cases {{\rm BL~Lacs} \cr ~ \cr {\rm (FSRQ)} \cr}$
		SSRQ
		FSRQ
	angle de vue décroissant $\longrightarrow$

Il est important de noter que bien que l'émission radio ait permis la découverte des AGN, la plupart d'entre eux ($\approx 90\%$) entrent dans la classe des émetteurs radio faibles. La distinction est d'ordre purement quantitative mais elle trouve sa justification dans l'existence claire de deux populations distinctes distantes de 3 ou 4 ordres de grandeur du point de vue de la luminosité dans cette bande de fréquence.

L'autre propriété fondamentale utilisée pour la classification est la largeur des raies d'émission [5]. Elles sont principalement produites par la recombinaison d'ions d'éléments divers. Le phénoméne de désexcitation consécutif engendre, en temps que tel, des raies extrêmement fines. L'origine principale de l'élargissement est l'effet Doppler induit par la composante radiale de la vitesse des atomes. Le mouvement des particules est essentiellement dû à des effets thermiques ou gravitationnels. Les AGN sont divisés en type 1 ou type 2 selon la largeur des raies avec une limite fixée à 1000 km.s$^{-1}$. Certains objets présentent un spectre atypique, ils sont ici présentés dans la dernière colonne du tableau 2.1.

Ce tableau montre l'existence de ces types pour les AGN à émission radio faible sous les noms de: galaxies de Seyfert 1, quasars à émission radio faible (QSO) et galaxies de Seyfert 2. Les AGN à émission radio intense de type 2 sont les radio-galaxies à raies étroites (NLRG), que l'on divise en Fanaroff-Riley I et II (FRI & FRII) en fonction de leur morphologie. Ceux de type 1 sont généralement désignés comme radio-galaxies à raies larges (BLRG). Les radio-quasars sont souvent divisés en radio-quasars à spectre mou (SSRQ) et radio quasars à spectre dur (FSRQ) selon la valeur de l'indice spectral au GHz. Enfin, les radio sources dont les raies d'émission sont très faibles se nomment BL Lacs, du nom du prototype de la classe, qui fut initialement présumé être une étoile variable dans la constellation Lacerta.

Un scénario développé dans les dernières années permet d'expliquer la distinction entre les AGN de type 1 et ceux de type 2. Il apparaît en effet que certains objets jusqu'alors classés comme différents sont intrinsèquement similaires mais disjoints de par leur orientation relative à l'observateur, en particulier l'angle de visée [6]. L'idée fondamentale repose sur une grande anisotropie de l'émission (cf Figure 2.1). Le moteur central, vraisemblablement un trou noir, est entouré par un disque d'accrétion et par de nombreux nuages, en mouvement rapide sous l'influence du champ gravitationnel intense, dont l'émission de raies est élargie par effet Doppler. Le matériau absorbant, supposé distribué suivant une géométrie toroïdale, obscurcit la partie centrale de telle sorte que pour une ligne de visée transverse (type 2) seuls les nuages à raies étroites sont visibles alors que pour une vue de face (type 1) les continua IR et X mous ainsi que les nuages à raies larges sont visibles. Cette identification des propriétés observationnelles et physiques est résumée dans la dernière ligne du tableau 2.1. Dans les émetteurs radio intenses, la présence d'un jet relativiste produit une amplification supplémentaire par effet de collimation relativiste. Dans le cadre de ce modèle standard, les galaxies de Seyfert 2 sont ainsi unifiées (du point de vue de la source mais pas de l'observateur) avec celles de Seyfert 1. Les FRI, de faible luminosité, et les FRII, de forte luminosité, sont unifiées respectivement avec les BL Lacs et les radio-quasars [7]. Autrement dit, les BL Lacs sont supposés être des FRI avec un angle de jet assez petit par rapport à la direction de visée ($<30{^\circ}$). De la même façon, les FSRQ sont supposés être des FRII orientés avec un angle $<15{^\circ}$, tandis que les SSRQ présenteraient des angles entre ceux des FSRQ et des FRII ( $15<\theta<40{^\circ}$). Les blazars sont alors définis comme une classe particulière d'AGN dont les jets sont pratiquement dirigés vers l'observateur.

Figure 2.1: Définition de l'angle d'observation.

Dès 1971, il a été imaginé que les lobes radio visibles sur Cygnus A étaient continuellement alimentés par des jets émanant de la galaxie hote [8]. De tels phénomènes avaient déjà été remarqués dans d'autres sources comme M87 ou 3C273. L'aberration supraluminale est une des caractéristiques les plus typiques des mouvements ultrarelativistes dans les jets. Un déplacement apparent plus rapide que la vitesse de la lumière est effectivement visible sur un grand nombre des AGN mis en évidence par le détecteur EGRET du satellite C-GRO. Un tel phénomène peut s'expliquer schématiquement en supposant deux sources I et II (cf figure 2.2) parmi lesquelles l' une est fixe tandis que l'autre se déplace vers l'observateur avec la vitesse $\beta c$ et un angle $\alpha$ par rapport à la direction de visée. Un temps $t$ après la séparation des deux sources, la composante mobile aura parcouru la distance $\beta c sin\left( \alpha\right)t$ perpendiculairement à la direction de visée. Si l'observateur reçoit des radiations depuis la source mobile, alors le temps écoulé depuis la mise en mouvement est $t_{obs}=t(1-\beta cos \alpha)$. La vitesse transverse d'expansion mesurée s'écrit alors:

$$c\beta_{obs}=\frac{\beta sin \alpha}{1-\beta cos \alpha}c.$$

Cette vitesse est maximale pour $\alpha=Arccos\beta$ et prend la valeur $\gamma \beta c$ qui est supérieure à la vitesse de la lumière pour $\beta > 2^{-1/2}$. Cette vitesse n'est bien sûr associée à aucun mouvement de matière et ne viole pas les principes de relativité. Elle est une conséquence de l'effet Doppler lorsque la source se déplace très rapidement vers l'observateur. De tels phénomènes et les propriétés qui en découlent sont fondamentaux pour la modélisation des jets à partir des données observationnelles.

Figure 2.2: Mouvement superluminal [9].