Choix d’analyse

La méthode d’analyse systématique utilisée ici a été développée pour l’étude des variations visibles dans les données Chandra du complexe Sgr A. La description générale du procédé est présentée à la Section 7.3 et reste inchangée. En particulier, les résultats obtenus avec les données XMM sont présentés sous forme de cartes de variabilité et de courbes de lumière, comme au Chapitre 7. En revanche, les routines d’analyse ont été adaptées aux spécificités de l’observatoire XMM-Newton,

notamment à sa meilleure sensibilité et à sa résolution angulaire plus limitée, et nous justifions ci-dessous les choix de paramètres qui diffèrent de l’analyse initiale.

Résolution temporelle

Les observations XMM-Newton disponibles (cf. Table 3.3) n’offrent pas une couverture homogène de la région d’étude. Le temps d’exposition par année ne nous a pas semblé suffisant pour garder une résolution temporelle d’un an, notamment pour les régions en dehors du pointé standard sur Sgr A^?. Nous avons donc décidé de grouper les observations de la manière suivante : 2000–2001 (correspon-dant au premier relevé de la zone moléculaire centrale, Figure 8.1, haut), 2002–2003, 2004–2005, 2006–2007, 2008–2009, 2010–2011 et 2012 (correspondant principalement au relevé profond de la zone moléculaire centrale réalisé par notre groupe, Figure 8.1, bas). Ce regroupement porte la réso-lution temporelle à deux ans mais nous permet d’obtenir une statistique par période plus satisfaisante pour la majorité des régions considérées. Par ailleurs, le découpage biennal permet également d’ho-mogénéiser les courbes de lumière utilisées pour l’analyse systématique. La couverture temporelle résultante est indiquée sur la Figure 8.8 (bas) : en dehors de la région centrale observée durant cha-cune des sept périodes considérées, la majorité des régions d’intérêts présentent quatre points de mesures entre 2000 et 2012.

Résolution spatiale

En raison de la taille de la PSF, de sa déformation en bord de champ pour les instruments à bord de l’observatoire XMM-Newton, ainsi que de la statistique requise en termes de nombre d’événements, l’analyse systématique des variations ne peut pas être réalisée sur des pixels de surface inférieure à 30×30 arcsec², soit quatre fois plus grands que les pixels utilisés pour l’analyse Chandra. Nous avons donc réalisé une première analyse en considérant cette taille de pixel minimale, sensible aux variations de l’ordre de quatre ans ou plus (cf. Chapitre 6). Puis, afin de maximiser les chances de détection dans les régions où le signal est relativement faible, nous avons également mené une analyse sur des cartes ayant des pixels plus larges, de 1 × 1 arcmin², soit environ huit années-lumière (cf. Figure 8.14). Des variations plus rapides peuvent être détectées si les structures moléculaires contenues dans les pixels individuels possèdent des cœurs denses de taille inférieure au pixel.

Bande d’énergie

La grande sensibilité de l’observatoire XMM-Newton à haute énergie permet de restreindre l’analyse à la raie de fluorescence du fer, c’est-à-dire à la bande d’énergie 6.32–6.48 keV, soustraite du fond et du continu. La restriction de la bande d’énergie au phénomène de fluorescence limite la statistique du signal étudié mais permet de s’affranchir de la contribution de la majorité des sources ponctuelles. Or, ces dernières ne sont pas toujours bien résolues dans les données XMM-Newton et la soustrac-tion de leur contribusoustrac-tion aux régions de 30 ou 60 arcsec peut s’avérer délicate. Un exemple de carte d’émission créée dans cette bande d’énergie est présenté à la Figure 8.8 (haut).

Seuil de signification

L’estimation du niveau de signification des variations détectées est réalisée exactement de la même manière qu’avec les données Chandra, c’est-à-dire en testant l’hypothèse d’une émission constante,

FIGURE8.8 – Cartes présentant le cube de données XMM-Newton utilisé pour la caractérisation des variations à 6.4 keV de l’ensemble de la zone moléculaire centrale, avec une résolution de 1 arcmin. (Haut) Valeur du flux de la raie Fe Kα résultant de l’ajustement constant réalisé sur la courbe de lumière de chacun des pixels. Les régions brillantes correspondent aux régions ayant été au moins en partie illuminées entre 2000 et 2012, et sont principalement concentrées dans les trois complexes moléculaires, de gauche à droite, Sgr B (l ∼ 0.7^◦), Sgr A (l ∼ 0.0^◦) et Sgr C (l ∼ 359.4^◦). (Bas) Nombre de points constituant la courbe de lumière de chacun des pixels. Les régions centrales sont régulièrement observées et ont donc une couverture temporelle optimale tandis que les régions périphériques comptabilisent au plus quatre périodes d’observation. Les « trous » correspondent généralement aux régions exclues des données pour une partie ou pour la totalité des observations, en raison de la présence d’une source brillante.

puis d’une régression linéaire, par groupe de quatre pixels. Un test a également été réalisé en grou-pant les pixels par 9, afin d’estimer les variations faibles sur de plus grandes échelles. Sauf mention contraire, les cartes de signification et les valeurs présentées dans cette section ne sont pas corrigées du nombre de tests. Ce dernier a néanmoins été estimé au nombre de pixels ayant une courbe de lu-mière composée d’au moins deux (ou trois, pour la régression linéaire) points de mesure dont un au moins se situe à plus de 3 σ de la valeur nulle. Avec cette estimation, le nombre de tests correspond donc au nombre de pixels où une variation significative est effectivement détectable³. Cette contrainte limite le nombre de régions exploitables à 1040 (ou 1037) et 866 (ou 847) pour les cartes aux échelles de 30 arcsec et 1 arcmin, respectivement.

3. Nous avons également testé d’autres estimateurs plus complexes pour déterminer le nombre de tests, notamment en identifiant les régions présentant deux points raisonnablement contraints au lieu d’un. Néanmoins, les résultats obtenus ne sont pas significativement différents de ceux présentés ici.