Combiner les informations obtenues pour différents nuages

Les nuages pris individuellement permettent uniquement de fournir la luminosité minimale requise et, dans certains cas, la durée maximale de l’événement. En revanche, combiner les informations récol-tées sur les différents nuages est un moyen d’obtenir une estimation de la durée totale des événements brillants dans le dernier millénaire, ainsi qu’une contrainte sur le nombre d’événements.

Comme évoqué à la section précédente, si deux nuages de densité connue sont illuminés par le même événement au même instant (et donc par la même luminosité), nous pouvons contraindre à la fois la luminosité de l’événement et la position des nuages le long de la ligne de visée, c’est-à-dire l’âge de l’événement (cf. Figure 6.8). S’il s’agit d’un événement long et de luminosité constante, le flux dans la raie du fer à 6.4 keV, couplée à la densité de chacun des nuages, donne une indication solide de la position relative des nuages le long de la ligne de visée. En effet, un flux élevé dans la raie Fe Kα sera le résultat d’un N_Hélevé et/ou d’une position proche du trou noir, et inversement. Enfin, pour un événement court, le simple fait que les nuages soient illuminés par le même événement permet de contraindre la position des nuages le long de la même parabole et donc de connaître leur position relative, même si ni leur densité ni l’âge de l’événement ne sont connus.

Comment savoir si deux nuages sont illuminés par le même événement ? Cela peut être une hypothèse de travail comme supposé par Ponti et al. (2010) pour démontrer que les variations vues avec XMM-Newtonjusqu’en 2009 étaient toujours compatibles avec l’illumination par un événement unique se propageant dans les régions internes de la Galaxie. Une étude fine des variations peut également mettre en avant des simultanéités de comportements ou des corrélations dans les courbes de lumière, l’une comme l’autre étant une indication forte que les nuages considérés réfléchissent le même signal incident. J’ai mené cette analyse sur une région proche du trou noir, appelée le complexe Sgr A. Les résultats de cette étude sont présentés au Chapitre 7.

Enfin, une vue générale de l’illumination des régions centrales de la Galaxie peut permettre d’estimer la fraction de matière illuminée à une date donnée. Cette dernière dépend de la distribution de matière au centre de la Galaxie, ainsi que de l’âge et ,surtout, de la durée totale des événements lumineux passés de Sgr A^?. Les observations XMM obtenues par notre groupe et couvrant l’ensemble de la zone moléculaire centrale permettent donc d’inférer le taux d’activité passé de Sgr A^?. Nous détaillons l’analyse correspondante menée par notre groupe au Chapitre 8.

6.4 Résumé

Dans ce chapitre, nous avons présenté les processus radiatifs relatifs au phénomène de réflexion d’un rayonnement X sur des nuages moléculaires distants. Ils produisent un spectre caractérisé par un fort signal dans la raie de fluorescence du fer neutre et une émission continue associée, liée aux processus de diffusion. Ces deux composantes du spectre peuvent être utilisées pour identifier les processus de réflexion et contraindre l’intensité et le spectre du rayonnement incident. Par ailleurs, la disposition du nuage par rapport à la source permet de dater l’événement à l’origine de l’émission réfléchie et de prédire la variabilité liée à la propagation du signal à l’intérieur du nuage.

Nous utilisons les outils développés dans ce chapitre pour étudier l’activité passée de Sgr A^? se re-flétant dans les nuages de la zone moléculaire centrale. Dans ce cas précis, la principale difficulté vient du fait que les paramètres de densité, de structure et de position de ces nuages sont mal connus. Nous avons néanmoins montré qu’une étude détaillée des variations observables au centre Galactique peut permettre de décrire un certain nombre d’informations quant à l’activité passée du trou noir supermassif. Les considérations développées ici justifient l’étude à petite échelle, présentée au Cha-pitre 7, visant à obtenir des informations sur la structure fine de l’illumination du complexe Sgr A, ainsi que l’étude globale de la zone moléculaire centrale, présentée au Chapitre 8, visant à augmenter le nombre de contraintes disponibles. L’interprétation de ces résultats utilise directement l’ensemble des diagnostics établis dans ce chapitre pour reconstruire l’activité passée de Sgr A^?et est présentée au Chapitre 9.

Echos de deux événements dans le complexe Sgr A

Sommaire

7.1 Le complexe Sgr A . . . 132 7.1.1 Vue générale des trente parsecs centraux . . . 132 7.1.2 Comparaison des données Chandra avec les études précédentes . . . 136 7.1.3 Motivations pour une caractérisation à plus petite échelle . . . 140 7.2 Mise en évidence de deux comportements distincts . . . 142 7.2.1 Le Bridge : une variation importante sur un temps très court . . . 143 7.2.2 MC1 : des variations linéaires sur des échelles de temps plus longues . . . 146 7.3 Analyse systématique des variations du complexe Sgr A . . . 147 7.3.1 Présentation des données sous forme d’images . . . 148 7.3.2 Caractérisation de deux types de variation distincts . . . 149 7.3.3 Indications en faveur d’une propagation du signal . . . 151 7.4 Résumé : une vue schématique des variations . . . 153

Que Sgr A^?ait eu un niveau d’activité plus élevé dans le passé semble manifeste. Néan-moins, la structure temporelle précise de son activité n’est pas évidente à déterminer. L’objectif du travail présenté dans ce chapitre est d’étudier les variations de la raie de fluorescence Fe Kα et de l’émission continue associée (dans la bande d’énergie 4–8 keV), pour une région clef située entre Sgr A^? et l’Arc Radio. Cette région, appe-lée « complexe Sgr A », contient en effet les variations les plus importantes détectées actuellement. Nous tirons avantage de la haute résolution angulaire de l’observatoire Chandraafin de mettre en évidence la structure fine des variations de l’illumination des nuages correspondants. La plupart des résultats présentés dans ce chapitre ont été publiés dans Clavel et al. (2013).

Les observations utilisées et la réduction des données ont été détaillées à la Sec-tion 3.1.2. Nous présentons dans ce chapitre l’analyse des variaSec-tions. Celle-ci est divi-sée en trois parties en fonction de l’échelle spatiale considérée et de la bande en éner-gie utilisée. La Section 7.1 décrit le complexe Sgr A, à l’aide notamment de la carte de l’émission à 6.4 keV réalisée grâce aux données Chandra et les travaux précédant notre étude. Cette première partie présente et valide la méthode d’analyse spectrale que nous

avons choisie en caractérisant les variations à l’échelle des nuages. Une carte RVB présentant l’émission à trois périodes différentes localise l’émission non thermique et donne également un aperçu général des variations fines observables dans la région. La Section 7.2 présente les variations de l’émission Fe Kα de deux nuages ayant des com-portements temporels très différents. La Section 7.3 présente l’analyse systématique des variations à l’intérieur du complexe Sgr A dans la bande 4–8 keV sur de petites échelles spatiales. Elle donne la distribution spatiale des deux comportements tempo-rels distincts détectés dans le complexe. L’origine possible des différences temporelles observées dans les variations est quant à elle discutée au Chapitre 9.

7.1 Le complexe Sgr A

La région moléculaire Sgr A est une région à la fois dense et très proche du trou noir ; c’est également dans ce complexe que les variations les plus rapides ont été détectées (Ponti et al., 2010). Cela en fait une région particulièrement intéressante pour notre étude puisque, étant dans le champ de vue d’une observation standard de Sgr A^?, elle a été régulièrement observée par les satellites Chandra et XMM-Newtondepuis leur lancement en 1999. Ceci nous permet de caractériser les variations avec une très bonne résolution temporelle sur les dix dernières années. Afin de suivre l’écho de l’activité passée de Sgr A^?dans cette région spécifique, nous avons obtenu une observation dédiée de 160 ks, réalisée avec l’observatoire Chandra en juillet 2011. L’objectif était de combiner cette nouvelle observation avec toutes les données d’archives disponibles pour cette région (cf. Section 3.1.2) afin de valider et de compléter le scénario de l’activité passée de Sgr A^? établi par notre groupe (Ponti et al., 2010). Dans cette section, nous présentons une vue générale de la région centrale dans le but d’identifier les nuages émettant dans la raie de fluorescence Fe Kα à 6.4 keV et de valider le scénario précédent, en produisant une analyse des variations à l’échelle des nuages qui les reflètent.