Spectre multi-longueurs d'onde

D'une façon générale, les différentes composantes des AGN sont importantes à différentes longueurs d'onde:

• les jets, à l'origine de l'émission non-thermique, émettent par des processus électromagnétiques (synchrotron et Compton-inverse) et peut-être hadroniques, sur toute la gamme, depuis la radio jusqu'aux gammas [10] [11].
• le disque d'accrétion émet des radiations thermiques qui piquent dans la bande optique/UV/X mous.
• le matériau absorbant émet vraisemblablement préférentiellement dans l'IR.

Les observations "multifréquences" simultanées d'AGN sont rares. De tels spectres sont disponibles pour la galaxie de Seyfert 1 NGC 3783 [12] et pour le radio-quasar 3C273 [13]. Le catalogue des AGN Véron-Cetty & Véron [14] [15] compte plus de 11000 sources dont il donne les décalages spectraux, les magnitudes optiques et les flux radio à 6 et 11 cm. P. Padovani [] a entrepris une corrélation de ces données avec des informations en radio, IR, rayons X et rayons $\gamma$. Pour cela, les catalogues de FIRST, NVSS, NORTH 20 cm, PKS, PMN, GB6, S4, S5, IRAS PSC et FSC, EXOSAT CMA, ROSAT RASS-BSC, EMSS, IPC et CGRO ont été, entre autres, utilisés. La figure 2.3, utilisant des données réparties sur plus de trente années d'observation, montre le pourcentage d'AGN ayant été observés à une fréquence donnée en fonction de celle-ci.

Figure 2.3: a): Pourcentage d'AGN détectés dans une bande de fréquence donnée en fonction de la fréquence pour tous les objets (trait plein), pour les émetteurs radio intenses (tirets) et pour les émetteurs radio faibles (pointillés). b): Sensibilité des instruments à très grand champ en fonction de la fréquence. Source: P. Padovani [16].

Il apparaît ainsi que le spectre multi-fréquence des AGN n'est pas connu avec une statistique satisfaisante. Les données radio, à quelques GHz, et X sont assez bonnes mais des "trous" importants demeurent dans l'IR lointain, dans les X durs et dans les gammas. C'est de l'exploration de ceux-ci que viendra problablement la clé des énigmes nombreuses qui se posent aujourd'hui. CAT, puis CELESTE, doivent contribuer à combler le domaine des gammas entre 20 GeV et 20 TeV.

Les AGN sont des objets rares, représentant à peu près 1% de toutes les galaxies brillantes. Ils sont délicats à identifier, en particulier en optique. Beaucoup d'échantillons de classe sont très peu représentatifs dans certaines fréquences (même en dehors de la très haute énergie pour laquelle les sources se comptent sur les doigts d'une main) [17]. La corrélation des données, tirant parti de l'étendue spectrale considérable de l'émission des AGN, est particulièrement importante pour la compréhension des objets rares [18] [19]. De telles informations sont tout à fait essentielles pour répondre:

• à la distinction radio intense / radio faible. La raison pour laquelle la distribution des rapports de densités spectrales d'énergie en radio et en optique est bimodale demeure inconnue. Les missions radio du type NVSS et FIRST devraient permettre d'étudier des échantillons plus importants pour déterminer l'origine de ce clivage [20].
• au rapport entre émission thermique et non-thermique. Dans les AGN radio intenses, il est très probable que l'émission non thermique domine mais la situation n'est pas claire pour les AGN radio faibles.
• à l'évolution des AGN. La force motrice de l'importante évolution visible sur les AGN est toujours mal comprise. L'évolution est-elle similaire dans les différentes bandes de fréquences?
• au fonctionnement des mécanismes fondamentaux gouvernant l'émission de haute énergie. Ce sujet sera traité beaucoup plus en détail dans la dernière partie de cette thèse.

Du point de vue des propriétés spectrales "multi longueur d'onde", les objets BL Lac sont généralement classés en deux catégories [21]: les LBL (BL Lac piquant à basse énergie) et les HBL (BL Lac piquant à haute énergie). Le paramètre discriminant est alors choisi comme étant $\alpha_{rx}=\frac{1}{7.68} log\left(\frac{F_{5 Ghz}}{F_{1 keV}}\right)$, avec $F_{5 Ghz}$ le flux à 5 GHz et $F_{1 keV}$ le flux à 1 keV, dont la valeur charnière est de 0.75. L'émission des LBL est maximale dans la gamme submillimétrique à infrarouge (du point de vue de la puissance par décade logarithmique, $\nu F_{\nu}$) alors que celle des HBL est plus importante entre l'UV et les rayons X. L'émission Compton, quant à elle, est maximale pour les LBL dans le domaine du GeV et pour les HBL dans le domaine du TeV [22]. La plupart des HBL ont été découverts lors de campagnes d'observations X et classés sous le sigle de XBL (objets BL Lac sélectionnés par rayons X) alors que beaucoup de LBL se sont révélés lors d'observations radio et ont été catalogués comme RBL (objets BL Lac sélectionnés par radio). Au fur et à mesure que les techniques de mesure progressent, il semble que les types RBL et XBL ne soient pas les cas extrêmes d'un continuum de formes spectrales mais bien deux classes disjointes. Dans les données EGRET en particulier, jusqu'à quelques GeV, les HBL semblent moins lumineuses en dépit de leur décalage vers le rouge globalement plus faible, ce qui est en faveur d'un effet intrinsèque réel. On peut donc associer:

$$RBL \longleftrightarrow LBL$$

$$XBL \longleftrightarrow HBL$$

mais l'origine de la distinction entre LBL et HBL n'est pas encore clairement établie.

Par ailleurs, le spectre des FSRQ est très proche de celui des LBL [180] avec des pics synchrotron entre $10^{13}$ et $10^{14}$ Hz et Compton entre $10^{22}$ et $10^{23}$ Hz. D'une façon générale, les FSRQ et les LBL sont plus lumineux que les HBL, la fréquence du pic d'émission diminuant avec la luminosité. De même, le rapport de la puissance (au sens $\nu F_{\nu}$) Compton à la puissance synchrotron est plus importante pour les LBL et les FSRQ que pour les HBL. L'hypothèse habituelle qui considère les LBL comme des HBL vus à petit angle est encore très incertaine, une différence intrinsèque est tout à fait plausible dans la mesure où il semble délicat de décaler la longueur d'onde du pic de plus de 4 ordres de grandeur.