L’activité de Sgr A ? vue par NACO

En raison des diverses contraintes observationnelles (cf. Section 3.2.3), la couverture temporelle des différentes bandes d’observation disponibles en infrarouge proche est très variable. L’ensemble des courbes de lumière présentées à la Figure 5.1 a été obtenu à partir d’une région de 0.082 arcsec de rayon, centrée sur la position de Sgr A^?. Les flux présentés ont été corrigés de l’absorption interstel-laire et une estimation locale des contributions atmosphérique et stelinterstel-laire a également été soustraite des courbes de lumière, comme indiqué à la Section 3.2.3. Les observations ainsi obtenues peuvent être séparées en deux groupes : les nuits des 13 et 15 mars d’une part, pour lesquelles nous n’avons pas ou peu d’observations infrarouges et où aucune variation notable n’est détectable, et d’autre part les nuits des 17, 19 et 21 mars qui montrent les variations significatives détaillées ci-dessous.

Afin de vérifier la signification des variations, nous avons utilisé les courbes de lumière de l’étoile S2, obtenues par la même méthode que les courbes de lumière de Sgr A^?. Cette étoile est spatialement

FIGURE 5.2 – Indice spectral correspondant à l’étoile S2 ajusté sur l’ensemble des données de la campagne de mars 2012, correspondant aux bandes H (vert), K (gris), L (rouge) et M (bleu) préalablement corrigées de l’absorption interstellaire et d’une estimation locale du niveau de fond (cf. Section 3.2.3). L’ajustement linéaire représenté par la droite est compatible avec les données (rejet de l’hypothèse nulle à moins de 1 σ) et correspond à un indice spectral α = 1.7 ± 0.1. Il est possible que les valeurs des flux obtenus pour les bandes H et K soient pour l’instant légèrement sous estimées. Si tel est le cas, l’ajustement final devrait présenter un indice spectral légèrement plus grand et ainsi mieux rendre compte des données en bandes L et M.

très proche du trou noir (à moins de 0.2 arcsec) et son flux est supposé constant aux longueurs d’onde considérées. Les courbes de lumière de S2 et de Sgr A^? sont présentées en parallèle, pour les trois nuits d’intérêt, sur les Figures 5.3, 5.4 et 5.5.

L’étoile S2

L’étoile S2 présente une émission constante qui permet de vérifier la qualité et la calibration des observations. Ainsi, les données présentant des variations significatives par rapport au flux attendu doivent a priori être supprimées. Les courbes de lumière de l’étoile S2 que nous avons obtenues sont compatibles avec un flux constant dans chaque bande d’observation et pour chaque demi-nuit (rejet de l’hypothèse nulle à moins de 1.1 σ), à l’exception des données du 21 mars pour lesquelles la dégradation du seeing un peu après 9 h provoque une baisse du flux mesuré à la position de S2 (cf. Figure 5.5 et détails ci-après). Ces dernières ne seront donc pas utilisées. Lorsqu’il est vérifié, le caractère stable de l’émission en provenance de l’étoile S2 permet de valider les variations visibles dans les courbes de lumière de Sgr A^?. De plus, les mesures du flux de S2 dans les quatre bandes d’observation H, K, L et M nous permettent également d’estimer l’indice spectral de cette source. L’ajustement linéaire de cette grandeur est présenté sur la Figure 5.2 et donne un indice spectral,

α = 1.7 ± 0.1, qui est compatible à 3 σ avec la valeur α = 2, attendue pour les étoiles de type

précoce du centre Galactique¹. Ce résultat valide donc la calibration des données et la couleur de S2 sera utilisée pour améliorer l’estimation de la couleur de Sgr A^?(cf. Section 5.2).

1. A basse fréquence, le spectre de ces étoiles peut être modélisé par un corps noir de température T et décrit par la loi de Rayleigh-Jeans, Fν∝ kBT ν2, où kBest la constante de Boltzmann.

FIGURE5.3 – Courbes de lumière de Sgr A^?obtenues en infrarouge le 17 mars 2012, corrigées de l’absorption interstellaire et d’une estimation locale du fond. (Haut) Flux de l’étoile S2 au cours du temps pour les bandes H (vert), K (noir), L (rouge) et M (bleu). Afin que toutes les valeurs de flux apparaissent dans l’intervalle choisi pour représenter les données relatives à Sgr A?, les flux de l’étoile S2, mesurés en bandes H et K, ont été soustraits d’une composante constante valant respectivement 11 et 6 mJy. (Bas) Courbes de lumière à la position de Sgr A?, en bandes L et M entre 6 et 8 heures, puis en bandes H, K et L, jusqu’au lever du soleil. Les courbes de lumière présentent des variations sur l’ensemble de la période. Les points de mesure sont intégrés sur des intervalles de 30 s et espacés de plusieurs minutes (cf. Table 3.4). Les données acquises à l’aube (après 9h30) semblent légèrement affectées par le lever du jour et devront faire l’objet d’une vérification supplémentaire.

Les variations multiples du 17 mars 2012

La nuit du 17 mars présente la meilleure couverture en fréquences avec la détection d’une variabilité dans chacune des bandes H, K, L et M, comme montré sur la Figure 5.3. En particulier, l’ajustement des courbes de lumière par une constante est rejeté à plus de 5 σ dans toutes les bandes d’observa-tion à l’excepd’observa-tion de la bande H. Les variad’observa-tions sont relativement régulières avec un pic d’émission toutes les 30 minutes environ. Néanmoins, le flux de Sgr A^?au pic est relativement restreint (environ 6 mJy en bande L), et les courbes de lumière s’apparentent plus à une variation continue qu’à plu-sieurs événements distincts. Les différentes bandes d’observation suivent des variations semblables et l’indice spectral correspondant, calculé pour l’ensemble des données acquises pendant la période d’observation, est présenté à la Section 5.2.

Le double sursaut du 19 mars 2012

La courbe de lumière obtenue le 19 mars 2012 est sans doute la plus intéressante puisqu’elle présente des variations très structurées et relativement intenses, couvertes simultanément par des observations en bandes K et L entre 8 et 10 heures environ, comme indiqué sur la Figure 5.4. L’observation peut être

FIGURE5.4 – Courbes de lumière de Sgr A^?obtenues en infrarouge le 19 mars 2012, corrigées de l’absorption interstellaire et d’une estimation locale du fond. (Haut) Flux de l’étoile S2 au cours du temps pour les bandes K (noir) et L (rouge). Afin que toutes les valeurs de flux apparaissent dans l’intervalle choisi pour représenter les données relatives à Sgr A?, les flux de l’étoile S2 mesurés en bande K ont été soustraits d’une composante constante de 6 mJy. (Bas) Courbes de lumière à la position de Sgr A?en bandes K et L à partir de 8 heures et jusqu’au lever du soleil. Les courbes de lumière présentent deux sursauts longs, de flux maximal en bande L de 4 et 10 mJy. Les points de mesure sont intégrés sur des intervalles de 30 s et espacés de plusieurs minutes (cf. Table 3.4).

découpée en deux périodes distinctes : un premier sursaut d’une heure environ, d’intensité restreinte (environ 4 mJy au pic en bande L) et ne présentant pas de sous-structure notable, puis un second sursaut plus intense (environ 10 mJy au pic en bande L). Nous ne connaissons pas la durée de ce second pic, puisque les observations ont dû être interrompues avant la fin de l’événement. Toutefois, la courbe de lumière semble atteindre un maximum et amorcer une descente aux alentours de 10h UTC, soit environ une demi-heure après le début de l’événement. Dans l’hypothèse où ce second événement serait symétrique, il aurait duré environ une heure, comme le précédent. Cette échelle de temps est compatible avec la durée typique des sursauts de Sgr A^?. Les contraintes spectrales relatives à Sgr A^? sont calculées, pour chacun des deux événements ainsi que sur l’ensemble de la période, à la Section 5.2.

L’intensité du second pic étant de l’ordre de grandeur de la limite requise pour déclencher les ob-servations VLBA, nous avons appelé la salle de contrôle de ce second télescope à 10h15 UTC. Les observations correspondantes ont commencé presque immédiatement après et se sont terminées six heures plus tard. Les résultats de ces mesures sont présentés à la Section 5.3.3.

FIGURE5.5 – Courbes de lumière de Sgr A^?obtenues en infrarouge le 21 mars 2012, corrigées de l’absorption interstellaire et d’une estimation locale du fond. (Haut) Flux de l’étoile S2 au cours du temps pour les bandes K (noir), L (rouge) et M (bleu). Afin que toutes les valeurs de flux apparaissent dans l’intervalle choisi pour représenter les données relatives à Sgr A?, les flux de l’étoile S2 mesurés en bande K ont été soustraits d’une composante constante de 6 mJy. La décroissance brutale du niveau du flux détecté à la position de S2 à partir de 9h25, résulte d’une brusque dégradation du seeing et nous avons donc décidé de ne pas exploiter les don-nées au-delà de cette heure. (Bas) Courbes de lumière à la position de Sgr A?, en bandes L et M pendant la première demi-heure, puis en bandes K et L à partir de 7h20 environ et jusqu’au lever du Soleil. La première période d’observation correspond à la fin d’un sursaut, tandis que la seconde période contient un sursaut d’en-viron 30 minutes dont le pic est situé autour de 5 mJy en bande L. Les points de mesure sont intégrés sur des intervalles de 30 s et espacés de plusieurs minutes (cf. Table 3.4).

Les deux événements du 21 mars 2012

La nuit du 21 mars présente deux périodes d’observation en bandes L et M puis en bandes K et L. Comme indiqué sur la Figure 5.5, ces deux périodes montrent une variation. Les observations ont débuté sur une décroissance du signal qui s’apparente à la fin d’un sursaut, dont le pic était au moins autour de 8 mJy en bande L. Ensuite, la courbe de lumière est relativement plate jusqu’à 8h30, mar-quant le début du second sursaut qui dure environ 30 minutes et pique autour de 5 mJy en bande L. A partir de 9h25, la brutale dégradation du seeing, a provoqué une dégradation de la PSF de l’instru-ment qui explique les flux plus faibles détectés à la position de l’étoile S2. Ceci rend les observations correspondantes difficiles à exploiter. Par ailleurs, puisque la période concernée ne présente pas de variation notable du signal, nous avons décidé de ne pas utiliser les données acquises en fin de nuit. Les contraintes spectrales relatives à Sgr A^? sont calculées à la Section 5.2 pour l’ensemble de la période d’observation.

TABLE5.1 – Etudes proposant une mesure spectrale des sursauts de Sgr A?dans le domaine IR.

Année Référence Instrument Bandes^a αb

(µm) intense faible

2012 Witzel et al. (2014) Keck/OSIRIS, Keck/NIRC2 1.6, 3.8 −0.6 ± 0.1

2009 Trap et al. (2011) VLT/NACO 2.1, 3.8 −0.4 ± 0.3

2002–2009 Bremer et al. (2011) VLT/NACO 1.6 et 2.1 −0.7 ± 0.3 −2 ± 1

2007 Yusef-Zadeh et al. (2009) HST/NICMOS 1.45, 1.7 −0.7 ± 0.2 < −1

2005–2006 Hornstein et al. (2007) Keck/NIRC2 1.6, 2.1, 3.8, 4.7 −0.6 ± 0.2

2005 Gillessen et al. (2006) VLT/SINFONI 2–2.45 −0.6 ± 0.2 −1.7 ± 0.4

2005 Krabbe et al. (2006) Keck/OSIRIS 2.02–2.38 −2.6 ± 0.9

2004 Ghez et al. (2005) Keck/NIRC2 2.1, 3.8 −0.5 ± 0.3

2004 Eisenhauer et al. (2005) VLT/SINFONI 1.7–2.45 −4 ± 1

2007 Haubois et al. (2012) VLT/NACO, VISIR 2.1 ou 3.8, 8.6 > −1.5

2007 Dodds-Eden et al. (2009) VLT/NACO, VISIR 3.8, 11.8 > −1

aLes longueurs d’onde séparées par des virgules réfèrent à des observations simultanées en bandes larges. Celles séparées par « et »

réfèrent à des études statistiques sur les populations de sursauts détectés séparément à l’une ou l’autre énergie. Enfin les bandes d’énergie (autour de 2–2.4 µm) font référence à des mesures spectrales complètes dans le domaine de longueur d’onde en question.

bIndice spectral défini par Fν ∝ να, pour les sursauts brillants (& 5 mJy en bande K) et les sursauts plus faibles. Les deux dernières

lignes du tableau font référence aux limites inférieures imposées par la non détection des sursauts en infrarouge moyen.