En astronomie, une galaxie active est une galaxie abritant un noyau actif (plus précisément noyau actif de galaxie, abrégé NAG, ou , abrégé AGN). Ce noyau est une région compacte au centre de la galaxie, dont la luminosité est beaucoup plus intense que la normale dans au moins un domaine du spectre électromagnétique (ondes radio, infrarouge, lumière visible, ultraviolet, rayons X ou rayons gamma), et qui présente des caractéristiques montrant que cette forte luminosité n'est pas d'origine stellaire. Le rayonnement du NAG résulterait théoriquement de l'accrétion par un trou noir supermassif situé au centre de la galaxie-hôte. Les NAG sont les sources continues de rayonnement électromagnétique les plus lumineuses de l'Univers et, comme telles, permettent la détection d'objets distants ; leur évolution en fonction du temps cosmique constitue aussi une des contraintes des modèles cosmologiques.
L'émission la plus intense d'un noyau actif a été observée en 2018 (mais identifiée comme telle en 2025), avec une luminosité de fois supérieure à celle du Soleil. Cet événement est interprété comme dû à la disruption par le trou noir central d'une étoile au moins plus massive que le Soleil...
Modèles de NAG thumb|upright=1.2|Modèle théorique des galaxies à noyau actif. On a avancé depuis les années 1960 que les noyaux actifs de galaxies (NAG) devaient être alimentés par l'accrétion autour de trous noirs massifs (allant de 10 à 10 masses solaires) D. Lynden-Bell, Nature, 223, 690, 1969.. Les NAG sont à la fois compacts et extrêmement lumineux sur de longues périodes : l'accrétion peut provoquer une conversion efficace d'énergie potentielle et cinétique ; les trous noirs massifs ont une haute limite d'Eddington, ce qui peut expliquer le côté durable d'une telle luminosité du noyau. On pense que les trous noirs supermassifs n'existent pas systématiquement au centre d'une galaxie massive : la masse d'un trou noir est en corrélation étroite avec la dispersion des vitesses ou la luminosité du bulbe galactique A. Marconi et L.K. Hunt, Astrophysical Journal, 589, 2003, L21.. Ainsi, les caractéristiques des NAG sont observées chaque fois qu'une certaine quantité de matière approche la sphère d'influence du trou noir central.
Disque d'accrétion Dans le modèle standard de NAG, des matériaux froids situés près du trou noir central forment un disque d'accrétion. Des processus dissipatifs dans celui-ci y transfèrent la matière vers l'intérieur et le moment angulaire vers l'extérieur, provoquant un échauffement du disque.
Le spectre attendu pour le disque d'accrétion d'un trou noir supermassif présente un pic dans l'ultraviolet et la lumière visible ; en outre, une couronne de matériaux chauds se forme au-dessus du disque d'accrétion et peut provoquer une diffusion Compton inverse supérieure à l'énergie des rayons X. Les radiations provenant du disque d'accrétion excitent les matériaux atomiques froids proches du trou noir. Une grande partie de la production primaire d'un NAG peut être obscurcie par de la poussière ou du gaz proches du disque d'accrétion. Ceux-ci absorbent le rayonnement et le ré-émettent sous d'autres longueurs d'onde, le plus souvent sous forme d'infrarouge.
Jets Certains disques d'accrétion produisent des jets, une paire de « faisceaux » de matière extrêmement rapides qui émergent près du disque (la direction du jet peut être déterminée, soit grâce au moment angulaire de l'axe du disque, soit grâce à l'axe de rotation du trou noir). Les mécanismes de production d'un jet et sa composition sur de petites échelles sont encore mal connues, car les observations ne peuvent pas distinguer les variations entre les différents modèles théoriques. Ils sont visibles surtout dans le domaine des ondes radio ; l'interférométrie à très longue base peut donc être utilisée afin d'étudier les radiations qu'ils émettent sur des distances inférieures au parsec. Cependant, ils sont visibles sur toutes les longueurs d'onde, allant des ondes radio aux rayons gamma, notamment grâce à la diffusion Compton inverse. Les NAG produisant des jets ont ainsi une seconde source (potentielle) d'émissions continues.
NAG radiativement inefficaces Une catégorie « radiativement inefficace » de solutions aux équations concerne l'accrétion. La plus connue d'entre elles est l'accrétion dominée par un flux d'advection R. Narayan et I. Yi, The Astrophysical Journal, 428, 1994, L13.. Dans ce type d'accrétion, la matière ne forme pas un disque fin et, par conséquent, ne propulse pas au loin l'énergie qu'elle a acquise en se déplaçant près du trou noir. L'existence de ce type d'accrétion pourrait expliquer le manque de puissance des radiations émises par le trou noir supermassif situé au centre de certaines galaxies elliptiques. Sinon, on pourrait s'attendre à ce que les taux élevés d'accrétion correspondent à de fortes luminosités A.C. Fabian, et M.J. Rees, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 277, 1995, L55. R.A. Laing, C.R. Jenkins, J.V. Wall , « Spectrophotometry of a Complete Sample of 3CR Radio Sources: Implications for Unified Models » in G.V. Bicknell, M.A. Dopita, et P.J. Quinn (éd.), The First Stromlo Symposium, The Physics of Active Galaxies, 1994, , San Francisco, ASP Conference Series.. Les NAG radiativement inefficaces pourraient aussi expliquer le manque de beaucoup d'autres caractéristiques sur certains NAG munis d'un disque d'accrétion.
Caractéristiques observationnelles Il n'y a pas de signature observationnelle unique pour les NAG. La liste ci-dessous regroupe certains éléments importants qui ont permis l'identification de systèmes comme étant des NAG.
Les émissions nucléaires optiques continues sont visibles chaque fois que nous avons une vue directe sur le disque d'accrétion. Les jets peuvent aussi contribuer à ce composant des émissions d'un NAG. Les émissions nucléaires d'infrarouges sont visibles chaque fois que le disque d'accrétion et la matière environnant sont obscurcies par du gaz et de la poussière qui ré-émettent le rayonnement du noyau sous forme d'infrarouge. Étant des émissions thermiques, elles peuvent être distinguées des jets. Les raies d’émissions optiques larges proviennent de matériaux froids proches du trou noir central. Ces raies sont larges parce que les matériaux qui les émettent se déplacent à grande vitesse. Les raies d’émissions optiques étroites proviennent aussi de matériaux froids, mais ceux-ci étant plus éloignés du noyau, ils émettent des raies plus fines. Les émissions continues d'ondes radio sont toujours dues à un jet. Elles montrent un spectre caractéristiques des synchrotrons. Les émissions continues de rayons X peuvent provenir à la fois d'un jet et de la couronne chaude du disque d'accrétion via des processus de séparations : dans les deux cas, on peut observer un spectre de faible puissance. Dans certains NAG radio-silencieux (voir plus bas), il y a un petit sursaut de rayons X et plus des faibles émissions. L'origine de ces petits sursauts n'a pas encore été tout à fait résolue pour le moment. Les raies d’émissions de rayons X sont le résultat de l'illumination de matériaux lourds et froids par un flux de rayons X continu. La fluorescence donne lieu à des raies d'émission variées, la plus connue étant celle du fer à environ 6,4 keV. Ces raies peuvent être étroites ou larges.
Types de galaxies actives Les noyaux actifs de galaxie sont généralement divisées en deux classes : radio-silencieux (radio-quiet en anglais) et radio-bruyants (radio-loud en anglais). Dans les objets de la deuxième catégorie, les jets et les lobes qu'ils gonflent contribuent en grande partie à la luminosité de la galaxie, au moins dans le domaine radio. Les objets radio-silencieux sont plus simples puisque les jets et les émissions sous-jacentes peuvent être négligées.
Noyaux actifs radio-silencieux Les régions de raie spectrale nucléaire de faible ionisation sont un type de noyau galactique qui est entièrement défini grâce à ses raies d’émissions. Comme leur nom l'indique, ces galaxies montrent uniquement des raies spectrales indiquant la présence d'éléments faiblement ionisés, et n'ont aucune autre caractéristiques des NAG. On pourrait donc se demander si tous les systèmes de ce type sont de vrais NAG (alimentés par l'accrétion d'un trou noir supermassif). Si cela est bien le cas, ils constituent les objets les moins lumineux parmi les NAG radio-silencieux. Les galaxies de Seyfert ont été les premiers objets à être différenciés parmi les galaxies actives. Elles montrent des raies d’émissions continues, étroites et (quelquefois) larges. Elles émettent souvent beaucoup de rayons X et, plus rarement, des jets visibles dans le domaine radio. Elles sont subdivisées en deux groupes : Seyfert 1 et 2. Les galaxies Seyfert 1 présentent bien plus de raies d’émissions, généralement intenses et larges, par rapport aux galaxies Seyfert 2. D'autre part les 1 émettent plus souvent des rayons X de faible énergie. Les galaxies abritant de tels noyaux sont en règle générale spirales ou irrégulières. Les quasars radio-silencieux sont essentiellement des versions plus lumineuses des Seyfert 1. La distinction est arbitraire et s'exprime en termes de magnitude optique. Les quasars sont des objets « quasi stellaires » en lumière visible. Ils montrent toujours des raies d’émissions continues de forte intensité dans les domaines optique et X. Ces galaxies peuvent être spirales, irrégulières, ou elliptiques. On remarque également une corrélation entre la luminosité du noyau et la masse de sa galaxie. Les quasars 2 sont, par analogie aux Seyfert 2, des objets lumineux comme un quasar classique, mais dépourvus de puissantes raies d’émissions dans le domaine optique, qu'elles soient continues ou larges. Ils sont assez difficiles à trouver, même si un certain nombre de candidats possibles ont été détectés.
Noyaux actifs radio-bruyants Les quasars radio-bruyants se comportent exactement comme des quasars radio-silencieux à la différence qu'ils émettent des jets. Les blazars se distinguent par des émissions rapidement variables, polarisées dans le domaine optique, ainsi que par une production accrue de rayons X et d'ondes radio. Ces objets n'ont pas de raies d’émissions optiques, leur redshift ne peut donc être déterminé qu'à partir des caractéristiques de la galaxie hôte. Les raies d’émissions peuvent être intrinsèquement absentes ou simplement submergées par la variable additionnelle : dans ce dernier cas, elles peuvent se dévoiler lorsque ladite variable est à un niveau basVermeulen, R.C., Ogle, P.M. & Tran, H.D., et al. (1995). Astrophysical Journal.452:L5. Les blazars ont un comportement assez proche aux quasars radio-bruyants si ce n'est qu'ils varient très rapidement. Dans les deux cas, on pense que l'émission variable provient de jets orientés vers la Terre. Cela a pour conséquence d'amplifier à la fois la luminosité du jet et l'amplitude de la variabilité.