Détection d’une variation de l’émission non thermique en 2012

Si la décroissance de l’émission à 6.4 keV constatée dans le nuage des Arches s’avère réelle (cf. Sec-tion 8.1.1), nous aurions identifié un argument fort en faveur de la réflexion. Nous avons donc réalisé une étude dédiée spécifiquement à la région du nuage des Arches (région définie par Tatischeff et al., 2012 et représentée sur la Figure 8.3) en utilisant toutes les observations XMM disponibles pour cette région. Nous avons choisi de regrouper les données par année d’observation et nous disposons donc de neuf mesures réparties entre 2000 et 2013. Notre étude de la variabilité de l’émission non thermique ajoute ainsi trois années d’observation aux études précédentes, dont un pointé profond en 2012. La réduction des données, ainsi que le détail des observations utilisées sont présentés à la Section 3.1.3.

Modèle spectral et méthode d’analyse

La caractérisation précise des spectres dans la bande d’énergie 2–7.5 keV repose en partie sur la mo-délisation du fond astrophysique présent à la position du nuage étudié. Contrairement aux études de variabilité précédentes (Capelli et al., 2011b; Tatischeff et al., 2012), l’émission de fond que nous avons choisie pour corriger les observations du fond de particules (QPB) ne rend pas compte du fond astrophysique présent dans les données (cf. Section 3.1.3). En théorie l’émission du fond astrophy-sique peut être modélisée par deux plasmas de températures 1 et 7 keV (Muno et al., 2004). Afin d’étudier cette composante, nous avons donc extrait les spectres de plusieurs régions étendues situées autour du nuage des Arches, et nous les avons ajustés à l’aide d’une somme de deux modèlesAPEC

(modèle spectral Xspec pour un gaz diffus et ionisé par collisions) aux températures correspondantes. La métallicité du milieu était fixée à 1.7 fois les valeurs solaires (Tatischeff et al., 2012). L’ajustement obtenu pour les spectres des différentes régions est satisfaisant (χ²_r ∼ 1), ce qui confirme la pertinence du modèle choisi. Par ailleurs, le rapport entre la normalisation des composantes molle et dure prend des valeurs très différentes selon la région considérée (allant de 1.8 à 5.5). Cette différence est due à la distribution spatiale très structurée du plasma froid (cf. Figure 2.7). Etablir un modèle spectral pour l’émission du fond astrophysique superposée au nuage des Arches à partir des régions avoisinantes est donc particulièrement difficile. En revanche, nous pouvons vérifier que l’émission de ces régions est stable dans le temps. Pour cela, nous avons choisi une région elliptique à la fois proche du nuage des Arches, couverte par la majorité des observations XMM-Newton utilisées, et faiblement émettrice dans la raie de fluorescence du fer à 6.4 keV (la région choisie est référencée par « Test bkg » dans la Table B.4 et se situe au sud Galactique de la région des Arches). J’ai fixé le ratio entre les com-posantes chaude et froide de l’émission thermique à la valeur moyenne obtenue lors des ajustements précédents (5.5 pour cette région spécifique), puis j’ai réalisé un nouvel ajustement du spectre, an-née par anan-née, en gardant la normalisation du plasma chaud comme seul paramètre libre. La valeur moyenne de ce paramètre sur l’ensemble des années considérées est alors (11.4 ± 0.3) × 10⁻⁴cm⁻⁵, et l’amplitude maximale des variations temporelles observées est inférieure à 6.6%.

Afin de rendre compte de l’émission dans la région correspondant au nuage des Arches nous avons utilisé le modèle spectral suivant,

WABS× (APEC+POWERLAW) +GAUSSIAN. (8.1)

GAUSSIANmodélise l’émission de la raie de fluorescence Fe Kα qui est définie par trois paramètres : son énergie, sa largeur et son flux en photons cm⁻²s⁻¹.POWERLAWmodélise l’émission du continu associé, définie par son indice de photon et sa normalisation à 1 keV exprimée en ph cm⁻²s⁻¹keV⁻¹.

cm⁻⁵ainsi que par la métallicité du milieu.WABSquantifie l’absorption photoélectrique du signal en fonction de la densité de colonne du milieu, en cm⁻².

Ce modèle est similaire à celui proposé par Tatischeff et al. (2012), à une différence près : dans notre modèle, le flux de la raie Fe Kα n’est pas corrigé de l’absorption globale. Le flux de la raie de fluorescence quantifie ainsi directement le rayonnement observable. Ce choix permet de conserver l’indépendance entre le flux dans la raie Fe Kα et la densité du milieu. Cette dernière étant ajustée sur la partie molle du spectre, elle dépend fortement de la soustraction du fond choisie et varie donc si-gnificativement d’une étude à l’autre. C’est pourquoi non avons préféré considérer la valeur absorbée du flux dans la raie du fer. Par ailleurs, l’étude spectrale du nuage des Arches réalisée par Tatischeff et al. (2012, Table 3), en utilisant l’ensemble des données disponibles de 2000 à 2009, nous permet de fixer un certain nombre de paramètres. Ainsi, la température de la composante thermique est fixée à 2.2 keV, la métallicité du nuage est fixée à 1.7 Z, l’indice de photon de la loi de puissance est fixé à 1.6, l’énergie et la largeur de la raie sont fixées respectivement à 6.4 keV et 10 eV. Les paramètres libres de notre modèle sont donc la densité de colonne absorbant le signal, ainsi que les normalisa-tions de la composante thermique, de la raie et de la composante continue relative à la réflexion. Pour chaque année d’observation, j’ai ajusté ces quatre paramètres dans la bande d’énergie 2–7.5 keV, sur tous les spectres simultanément1. L’ajustement du modèle (8.1) aux données s’est révélé satisfaisant, avec des χ²_r ∼ 1. J’ai également testé un modèle similaire incluant deux composantes thermiques à 1 et 7 keV afin de mieux rendre compte du fond astrophysique contenu dans les données. L’ajuste-ment de ce second modèle est égaleL’ajuste-ment satisfaisant et les résultats concernant l’émission dans la raie Fe Kα sont compatibles avec ceux obtenus avec le modèle (8.1). L’interprétation de la composante continue est plus ardue puisqu’elle dépend fortement du niveau de contamination par le fond astro-physique. Néanmoins, la stabilité du fond astrophysique est telle que toute variation supérieure à 10% peut uniquement être attribuée à une variation de la composante de réflexion.

Enfin, il est important de vérifier que les effets systématiques connus n’affectent pas nos mesures de manière significative. La majorité des observations sont centrées sur Sgr A^?, et nous avons vérifié la constance de l’émission de fond à proximité de la région des Arches. Cependant, certaines obser-vations en 2000 et en 2012 ont des pointés différents et il existe une erreur systématique liée à la surface efficace de la caméra EPIC2. Nous avons donc voulu quantifier cette erreur en mesurant le flux d’une source étendue de flux constant en fonction de sa position sur le détecteur. Notre choix s’est porté sur la région de Sgr A East puisqu’elle est très brillante et largement présente dans les données XMM-Newton disponibles. Nous avons extrait le spectre d’une région circulaire de 90 arcsec de rayon, centrée sur Sgr A East, dans les observations réalisées en 2011 et 2012. J’ai ensuite consi-déré le modèle spectral proposé par Sakano et al. (2004, trois plasmas absorbés à 1, 4 et 6.5 keV) que j’ai préalablement ajusté sur une seule observation, puis utilisé comme référence pour comparer le nombre de coups prédit au nombre de coups effectif. L’émission de la région étant constante, ces deux nombres sont en théorie identiques pour toutes les observations. Les résultats obtenus entre 2 et 7.5 keV sont présentés sur la Figure 8.4. L’erreur systématique moyenne (évaluée à 3.2%) est due au fait que le modèle spectral choisi est incomplet. Il manque en effet les raies d’émission ajoutées à la main par Sakano et al. (2004). En revanche, il ne semble pas y avoir de tendance claire liée à la position dans le détecteur. Nous avons également testé l’évolution de ce résultat en fonction de la bande d’énergie considérée (2.0–5.0 ou 5.0–7.5 keV), mais nous n’avons pas observé de modification

1. Les années étudiées présentent en général plusieurs pointés et chaque pointé fournit trois spectres, un par instrument de la caméra XMM-Newton/EPIC.

0 2 4 6 8 10 12 14 Distance to SgrA* standard pointing [arcmin]

8 6 4 2 0 2 4

100 * ( Data - Model ) / Model

SgrA East counts: Data vs Model 2011 and 2012 observations

FIGURE 8.4 – Erreur relative exprimée en pour cent entre le flux attendu pour la région de Sgr A East et le

flux effectivement mesuré en utilisant les outils ESAS. Les résultats sont représentés en fonction de la position de la source à l’intérieur du champ de vue de XMM-Newton, pour toutes les observations couvrant Sgr A East disponibles en 2011 et en 2012. Les lignes horizontales représentent la moyenne pondérée (rouge), la déviation standard à 1 σ (bleu foncé) et à 2 σ (bleu clair). Le point au-delà de 2 σ entre 10 et 12 arcmin a un temps d’exposition PN faible, et les observations MOS ne couvrent pas l’intégralité de la région d’étude.

notable. Finalement, l’amplitude maximale de cette erreur systématique en fonction de la position dans le détecteur est inférieure à 4%, et est donc négligeable par rapport aux barres d’erreur à 1 σ données par l’ajustement du spectre.

Baisse de l’émission X non thermique

La Figure 8.5 présente l’émission dans la raie de fluorescence Fe Kα pour la région des Arches, à sept époques différentes entre 2000 et 2013, ainsi que la meilleure corrélation trouvée avec les traceurs moléculaires de la région. L’ensemble de l’émission en rayons X a la forme d’une ellipse très allongée, centrée à l’est Galactique de l’amas des Arches. Cette morphologie est parfaitement compatible avec l’émission de la molécule N2H⁺, transition J =1–0, telle que cartographiée par le relevé Mopra autour de –25 km s⁻¹(Jones et al., 2012). Cependant, la position exacte de l’émission X est décalée d’environ 18 arcsec par rapport aux données moléculaires, et cette valeur est plus importante que l’erreur de pointé de 10 arcsec mentionnée par Jones et al. (2012). Néanmoins, la température d’antenne, plus importante au sud Galactique de l’ellipse principale, est compatible avec la région émettant le plus fortement dans la raie du fer. Les flux détectés par notre analyse sont compatibles avec les valeurs mesurées par Capelli et al. (2011b), ainsi qu’avec le décalage spatial de l’émission de haute énergie caractérisé par Krivonos et al. (2014) grâce aux données NuSTAR. Cette région au sud du nuage des Arches est absente des cartes CS, transition J =1–0, à la vitesse correspondante (Tsuboi et al., 1999a). Contrairement à une absence de matière, ceci suggère que l’émission de la molécule CS est auto-absorbée à cette position et indique un cœur plutôt dense.

A partir de la Figure 8.5, il est également manifeste que l’émission de la raie Fe Kα a varié pendant la période de 2000 à 2013, présentant des modifications d’intensité et de morphologie. En particulier, les deux régions nord et sud du nuage des Arches (ellipses en pointillés) semblent avoir connu une

crois-FIGURE8.5 – (Coin supérieur gauche) Carte donnant la température d’antenne de la molécule N2H+(J =1–0) à la position du nuage des Arches, intégrée entre –40 et –10 km s⁻¹. Les données sont issues du relevé Mopra de la zone moléculaire centrale (Jones et al., 2012). Une contribution moléculaire significative est présente, même si elle semble décalée vers le sud-est Galactique comparée à l’émission X de la région des Arches. (Autres) Cartes d’intensité de la raie de fluorescence Fe Kα soustraites du fond et de l’émission continue, obtenues à partir des données XMM-Newton pour sept années différentes entre 2000 et 2013. Elles sont représentées en coordonnées Galactiques et lissées en utilisant un noyau gaussien de 20 arcsec de rayon. L’ellipse dessinée par un trait blanc continu délimite la région correspondant au nuage des Arches, l’ellipse bleu clair est la région correspondant à l’amas stellaire, et les deux ellipses en pointillés sont deux sous-régions du nuage : nord et sud. Le nuage pris dans son ensemble montre des variations morphologiques d’une période à l’autre avec une décroissance claire de son émission globale en 2012.

sance suivie d’une décroissance en flux, avec un maximum en 2004 pour la région nord, et en 2007 pour la région sud. En 2012, nous observons une diminution du niveau global de l’émission du nuage. En 2013, la morphologie générale de l’émission est assez différente de ce qui était observable les années précédentes, et le signal semble alors entourer les cœurs denses tracés par la molécule N₂H⁺. Afin de vérifier que les variations visibles dans les images sont significatives, j’ai réalisé un ajus-tement du spectre extrait de la région du nuage des Arches (région de l’amas stellaire exclue) en utilisant le modèle (8.1). La Figure 8.6 présente les variations du flux de la raie Fe Kα et du continu contenu dans la loi de puissance. Ces deux composantes varient significativement et l’ajustement constant est rejeté respectivement à 4.3 et 5.6 σ. En outre, les deux composantes subissent une baisse d’intensité similaire de plus de 30% en 2012. Nous avons appliqué le test de corrélation de Pear-son au flux de la loi de puissance en fonction du flux à 6.4 keV (en suivant la méthode de Pozzi et al., 2012, pour prendre en compte les incertitudes), et avons ainsi mesuré une corrélation avec une confiance de 3 σ. De plus, l’ajustement linéaire indique une pente de 1.0 ± 0.3 entre les deux paramètres (cf. Figure 8.7, gauche), ce qui suggère que la majorité du flux tracé par la loi de

puis-FIGURE 8.6 – (Gauche) Courbe de lumière présentant le flux de la raie Fe Kα dans le nuage des Arches, obtenu en utilisant le modèle spectral (8.1), en noir. Cette courbe de lumière est compatible avec une émission constante jusqu’en 2011, avec une valeur moyenne de 8.2 × 10⁻⁶ph cm⁻²s⁻¹, mais l’ajustement constant sur l’ensemble des données est rejeté à 4.3 σ, en raison d’une diminution de plus de 30% en 2012. Les points en gris correspondent à la courbe de lumière équivalente mais corrigée de l’absorption, publiée par Tatischeff et al. (2012). Mis à part le point de 2000, nos valeurs sont compatibles avec les leurs. (Droite) Courbe de lumière présentant le flux du continu ajusté dans la région correspondant au nuage des Arches, en utilisant le modèle (8.1). La courbe de lumière est compatible avec une émission constante jusqu’en 2011, avec une valeur moyenne de 19.3 × 10⁻⁵ph cm⁻²s⁻¹keV⁻¹, mais l’ajustement constant sur l’ensemble des données est rejeté à 5.6 σ.

sance est en effet liée à l’émission à 6.4 keV. Comme attendu dans ce cas, la largeur équivalente de la raie Fe Kα est compatible avec une constante sur l’ensemble de la période, avec une valeur moyenne

EW = 0.9 ± 0.1 keV (rejection de l’ajustement constant inférieure à 0.2 σ). Les deux autres

para-mètres libres ajustés sur les données spectrales sont compatibles avec une émission constante sur les treize années considérées et leur moyenne pondérée vaut NH= (6.0±0.3)×10²²cm⁻²pour l’absorp-tion, et I2.2keV= (3.6 ± 0.7) × 10⁻⁴cm⁻⁵ pour la normalisation de l’émission thermique. La valeur moyenne du plasma donnée ici a été calculée en ignorant la valeur de 2007 qui est significativement plus importante en raison d’une contamination en provenance de l’amas stellaire en éruption (Capelli et al., 2011a).

Afin de comparer nos valeurs à celles publiées par Tatischeff et al. (2012), nous avons, comme eux, divisé les données de 2004 en deux périodes distinctes, et réalisé un ajustement des spectres de 2000 à 2009. Pour cet échantillon restreint, le flux dans la raie Fe Kα et la normalisation du continu sont constants (rejet de l’ajustement constant à 1.4 σ seulement) et valent respectivement

F6.4keV = (8.3 ± 1.0) × 10⁻⁶ph cm⁻²s⁻¹ (9.6 ± 1.0, si le flux est corrigé de l’absorption) et

Icont= (20.1 ± 1.6) × 10⁻⁵ph cm⁻²s⁻¹keV⁻¹. Ces deux valeurs sont compatibles avec les résul-tats de Tatischeff et al. (2012), même si la composante correspondant au continu n’est pas directement comparable en raison d’estimations du fond différentes dans les deux analyses. Les points de la courbe de lumière pris individuellement sont également compatibles dans les barres d’erreur, à l’exception du point de 2000 pour lequel la valeur trouvée est environ 2 σ en dessous de celle mesurée par Tatischeff et al. (2012, cf. Figure 8.6). J’ai vérifié que cette différence n’était pas due à la position plus centrale de la région dans le détecteur XMM pour l’observation de 2000 par rapport aux pointés de 2002 à 2009 (cf. Figure 8.4). Cette différence est donc probablement due à la piètre qualité du spectre extrait des données correspondantes mais n’a pas été entièrement identifiée. Cependant, le point de 2000

FIGURE8.7 – (Gauche) Test de corrélation appliqué au flux contenu dans la loi de puissance continue en fonc-tion du flux dans la raie à 6.4 keV. Les deux composantes sont corrélées avec une significafonc-tion de 3 σ et la pente de la droite vaut 1.0 ± 0.3, ce qui indique que, dans le modèle spectral choisi, la loi de puissance isole princi-palement la composante continue liée à l’émission de la raie. Le point le plus éloigné de l’ajustement linéaire correspond aux données de 2000. (Droite) Valeurs de la largeur équivalente au cours du temps. L’ajustement constant (en rouge) est rejeté à moins de 0.2 σ et indique une valeur moyenne de 0.9 ± 0.1 keV.

étant faiblement contraint, l’exclure ne change pas significativement le rejet de l’ajustement constant sur l’ensemble de la période.

Les observations XMM-Newton réalisées à l’automne 2012 peuvent également être comparées aux observations NuSTAR recueillies à la même période (Krivonos et al., 2014). Pour ce faire, nous avons extrait les spectres dans une région circulaire de 50 arcsec de rayon et centrée sur l’amas des Arches (région référencée par « NuStar » sur la Figure 8.3) et nous les avons ajustés avec le modèle (8.1), mais en fixant les valeurs correspondant à l’absorption, à la température du plasma et à l’indice de la loi de puissance aux valeurs fournies par NuSTAR (Krivonos et al., 2014, Table 5, Model 1). Les valeurs trouvées pour le flux de la raie Fe Kα (corrigé de l’absorption, F6.4keV = 1.02 ± 0.06 × 10⁻⁵ph cm⁻²s⁻¹), pour les normalisations du plasma (I1.76keV= 50 ± 1 × 10⁻⁴cm⁻⁵) et du continu

(I_cont.= 1.58±0.08×10⁻¹²erg cm⁻²s⁻¹dans la bande 3–20 keV) sont pleinement compatibles avec

les valeurs publiées par Krivonos et al. (2014) pour la même région. Dans la mesure où le facteur de calibration croisée absolue entre XMM-Newton et NuSTAR est inférieur à 3% (Risaliti et al., 2013), nous en déduisons que la concordance apparente entre les flux trouvés par Tatischeff et al. (2012) et ceux trouvés par Krivonos et al. (2014) est reliée à la plus grande taille de région considérée dans les travaux les plus récents. La valeur NuSTAR est donc compatible avec la diminution de l’émission détectée en 2012.