3.1 Observatoires X
3.1.3 L’observatoire XMM-Newton
La mission X-ray Multi-Mirror, XMM-Newton, est un observatoire de l’Agence Spaciale Européenne (ESA) mis en orbite en décembre 1999 et opérationnel depuis le début de l’année 2000 (Jansen et al., 2001). Le satellite contient trois télescopes quasi-identiques et similaires à celui de l’observatoire Chandra(cf. Figure 3.1). Chacun de ces télescopes est constitué non plus de 4 mais de 58 miroirs emboîtés les uns dans les autres. Leur configuration confère à cet instrument la meilleure surface col-lectrice obtenue sur ce type de télescope et permet d’opérer sur une large bande d’énergie allant de 0.2 à 12 keV. Ces trois télescopes focalisent le rayonnement X sur trois imageurs CCD constituant la ca-méra EPIC (European Photon Imaging Camera) : deux détecteurs MOS (Metal Oxide Semiconductor, Turner et al., 2001) et un détecteur PN (p-n junction semiconductor, Strüder et al., 2001). Ces deux technologies confèrent aux détecteurs des spécificités techniques distinctes qui sont renseignées dans la Table 3.1. Le satellite XMM-Newton possède également un spectromètre RGS opérant entre 0.35 et 2.5 keV (den Herder et al., 2001). Il est constitué de réseaux en réflexion qui interceptent environ 40% du signal focalisé par les miroirs de deux des optiques pour le diriger vers une caméra dédiée. Enfin, le télescope OM également à bord permet de réaliser des observations simultanées dans le domaine visible et UV (Mason et al., 2001).
Dans ce travail, nous utilisons uniquement la caméra EPIC constituée des détecteurs MOS1, MOS2 et PN qui observent simultanément la même région du ciel. Les deux caméras MOS reçoivent seulement une fraction de l’émission issue des optiques, en raison des réseaux en réflexion présents sur ces deux canaux ; ceci explique la plus faible surface efficace de ces deux détecteurs comparée à celle de PN. Les caméras MOS sont composées chacune de 7 CCD classiques et la caméra PN de 12 CCD rétro-éclairés. Chaque caméra présente donc des zones aveugles correspondant aux interstices entre les CCD la composant. Néanmoins, l’agencement spécifique des trois instruments permet de couvrir l’intégralité du champ de vue. La somme des trois instruments permet également d’augmenter la surface efficace totale de l’observatoire XMM-Newton. Un système de filtrage est également présent entre les optiques et les CCD ; il permet de limiter la contamination du signal par le rayonnement visible émanant de la région observée. Le choix de l’épaisseur du filtre (fine, moyenne, épaisse ou fermé) affecte la sensibilité de l’instrument aux plus basses énergies, notamment en dessous de 2 keV.
Observations XMM utilisées pour étudier l’activité passée et présente de Sgr A?
La haute résolution angulaire de l’observatoire Chandra nous permet d’étudier la structure fine de l’activité passée de Sgr A? pour des régions très spécifiques. Le champ de vue plus large de l’obser-vatoire XMM-Newton ainsi que sa sensibilité incomparable nous permettent d’étendre cette étude à
l’ensemble de la zone moléculaire centrale et d’inclure des régions d’intensité réduite qui ne pour-raient pas être détectées par un pointé Chandra de durée standard. La multiplication des études ciblées sur des nuages spécifiques, proposant des scénarios divers et parfois contradictoires quant à l’illumi-nation de la zone moléculaire centrale, a également motivé une analyse globale des variations au centre de la Galaxie. Pour atteindre cet objectif, notre groupe a obtenu un relevé complet de la zone moléculaire centrale avec le satellite XMM-Newton. Les seize observations de 40 ks correspondantes ont été réalisées à l’automne 2012. Ces données peuvent être comparées à un relevé similaire mais moins profond réalisé juste après la mise en service de l’instrument en 2000–2001 (cf. Section 8.1). L’étude de l’émission du degré central, et en particulier celle des variations de la composante de ré-flexion, a été réalisée en utilisant ces données ainsi que toutes les données d’archives disponibles couvrant en partie cette région du ciel. L’ensemble de ces observations sont listées dans la Table 3.3 (colonne « CMZ ») et les résultats de l’analyse systématique des variations dans l’ensemble de la zone moléculaire centrale seront présentés au Chapitre 8. Cette étude globale des variations s’est accompa-gnée d’une étude spécifique des variations dans la région de l’amas des Arches (cf. Section 8.2). Les observations utilisées pour la caractérisation de cette région sont spécifiées dans la colonne « Arches » de la Table 3.3, les observations présentant moins de 7 ks d’exposition ou une couverture inférieure à 80% de la surface totale de la région d’étude n’ont pas été utilisées dans l’analyse spectrale. En effet, conserver les régions ayant une mauvaise couverture spatiale pourrait introduire un biais dans nos résultats en raison de la répartition non-uniforme du signal à l’intérieur de la région d’étude.
Certaines des observations listées dans la Table 3.3 (colonne « Sursauts ») ont été obtenues par notre groupe en mars 2012 dans le cadre d’une campagne multi-longueur d’onde incluant des observations simultanées avec XMM-Newton et le VLT (cf. Section 3.2.2). L’objectif était de caractériser l’activité actuelle du trou noir et, en particulier, le profil spectral de l’émission pendant les sursauts quotidiens de Sgr A?. Les enjeux de cette campagne d’observation et les résultats correspondants seront pré-sentés, respectivement, à la Section 4.4 et au Chapitre 5. Dans le cadre de cette étude, le choix de l’observatoire XMM-Newton se justifie par la haute sensibilité de cet instrument. En effet, les événe-ments que nous voulons étudier sont relativement courts (durée de l’ordre d’une à deux heures) et, en cas de détection de ce type d’événement, la statistique fournie par XMM-Newton permet de mener une analyse spectrale complète. De plus, la confusion de l’émission de Sgr A?avec celle des sources à proximité, liée à la taille de la PSF de l’instrument, n’est pas un problème ici puisque l’émission avant et après les sursauts peut être utilisée comme estimation de l’émission des sources alentour. Enfin, les problèmes de pile-up sont réduits pour ce télescope, ce qui présente un avantage dans le cas de l’observation d’un sursaut intense. Ces raisons expliquent pourquoi l’observatoire XMM-Newton a été largement utilisé dans les campagnes multi-longueur d’onde visant Sgr A?.
TABLE3.3 – Liste des observations XMM-Newton utilisées, présentées dans l’ordre chronologique : date de début, référence XMM-Newton, exposition exploitable pour chacun des instruments et pointé du satellite en co-ordonnées Galactiques, Sgr A? correspond à (l, b) = (−0.056◦, −0.046◦). Les dernières colonnes renseignent les observations utilisées dans chacun des trois projets (111 si les trois instruments sont utilisés, 100 (respecti-vement, 010, 001) si seul MOS1 (respecti(respecti-vement, MOS2, PN) est utilisé et rien si l’observation ne couvre pas à la fois la région et la période d’étude considérées).
Date Obs. ID Exposition (ks) Pointé Activité passée Présent
MOS1 MOS2 PN (l,b) CMZ Arches Sursauts
2000-09-11 0112970701 22.5 22.0 14.9 (-0.445, -0.045) 1 1 1 2000-09-15 0112970901 0.0 0.0 4.6 (-0.977, -0.045) 0 0 1 2000-09-15 0112970301 0.0 0.0 0.4 (-0.577, -0.061) 0 0 1 2000-09-19 0112970401 22.1 22.0 16.3 (0.312, 0.050) 1 1 1 1 1 1 2000-09-21 0112970501 13.9 14.5 4.6 (0.165, -0.108) 1 1 1 1 1 1 Suite de la Table 3.3...
Date Obs. ID Exposition (ks) Pointé CMZ Arches Sursauts 2000-09-21 0112970801 15.1 15.2 10.3 (-0.721, -0.044) 1 1 1 2000-09-23 0112970101 11.6 11.8 9.4 (1.082, -0.144) 1 1 1 2000-09-23 0112970201 15.2 15.7 10.2 (0.869, 0.084) 1 1 1 2000-09-24 0112971001 7.0 6.8 5.8 (-0.121, -0.341) 1 1 1 2001-03-31 0112971601 0.5 0.5 0.0 Sgr A? 1 1 0 2001-04-01 0112971501 6.7 6.9 3.8 (-0.577, -0.046) 1 1 1 2001-04-01 0112971801 8.8 9.1 2.4 (-0.977, -0.045) 1 1 1 2001-04-01 0112971901 0.0 8.1 1.3 (0.033, 0.291) 0 1 1 2001-09-04 0112972101 21.3 21.4 16.8 Sgr A? 1 1 1 2002-02-26 0111350101 41.9 41.2 34.5 Sgr A? 1 1 1 1 1 0 2002-09-09 0030540101 23.6 24.0 0.0 (0.676, -0.222) 1 1 0 2002-10-03 0111350301 7.4 7.8 5.7 Sgr A? 1 1 1 1 1 0 2003-03-12 0144220101 25.5 29.1 0.0 (0.869, 0.076) 1 1 0 2003-04-02 0152920101 47.4 46.8 33.1 (-0.770, -0.920) 1 1 1 2004-03-28 0202670501 32.5 30.1 12.9 Sgr A? 1 1 1 1 1 1 2004-03-30 0202670601 32.6 35.2 25.6 Sgr A? 1 1 1 1 1 1 2004-08-31 0202670701 78.1 83.8 53.0 Sgr A? 1 1 1 1 1 1 2004-09-02 0202670801 93.8 97.9 62.3 Sgr A? 1 1 1 1 1 1 2004-09-04 0203930101 36.1 40.7 17.9 (0.681, -0.112) 1 1 1 2005-02-26 0205240101 15.3 22.6 6.8 (0.992, -0.082) 1 1 1 2005-08-29 0304220301 6.9 5.8 0.0 (-1.109, 0.922) 1 1 0 2005-09-29 0304220101 4.7 5.7 0.0 (-0.737, 0.920) 1 1 0 2005-10-02 0303210201 12.6 11.9 0.0 (-0.884, -0.106) 1 1 0 2006-02-27 0302882501 7.2 7.4 3.6 (0.365, -0.043) 1 1 1 2006-02-27 0302882601 2.7 2.6 0.9 (-0.052, -0.043) 1 1 1 2006-02-27 0302882701 4.8 4.5 1.3 (0.157, -0.373) 1 1 1 2006-02-27 0302882801 7.2 7.0 2.1 (0.157, 0.290) 1 1 1 2006-02-27 0302882901 5.0 5.1 1.8 (-0.260, 0.290) 1 1 1 2006-02-27 0302883001 6.3 6.7 3.2 (-0.260, 0.373) 1 1 1 2006-02-27 0302883101 10.5 10.7 4.2 (-0.468, -0.043) 1 1 1 2006-02-29 0302883201 5.0 5.4 2.5 (0.365, -0.043) 1 1 1 2006-04-04 0305830701 4.1 4.3 2.8 (0.902, 0.836) 1 1 1 2006-09-08 0302883901 6.1 6.4 3.2 (0.365, -0.043) 1 1 1 2006-09-08 0302884001 6.3 6.3 3.6 (-0.052, -0.043) 1 1 1 2006-09-08 0302884101 5.8 6.2 2.3 (0.157, -0.373) 1 1 1 2006-09-08 0302884201 6.0 6.2 4.2 (0.157, 0.290) 1 1 1 2006-09-09 0302884301 6.3 6.3 4.2 (-0.260, 0.290) 1 1 1 2006-09-09 0302884401 5.2 5.0 3.2 (-0.260, -0.373) 1 1 1 2006-09-09 0302884501 7.8 8.2 4.0 (-0.468, -0.043) 1 1 1 2006-09-18 0406580201 13.5 13.8 9.8 (-1.248, -0.478) 1 1 1 2006-09-22 0410580401 31.4 25.5 0.0 (0.953, -0.452) 1 1 0 2006-09-24 0400340101 19.1 18.9 9.3 (-0.903, -0.474) 1 1 1 2006-09-26 0406580201 13.5 13.8 9.8 (0.953, -0.452) 1 1 0 2007-02-27 0506291201 22.5 24.5 0.0 (-0.047,0.120) 1 1 0 1 1 0 2007-03-30 0402430701 26.0 27.7 15.8 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2007-04-01 0402430301 60.0 62.3 46.7 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2007-04-03 0402430401 40.0 40.7 23.4 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2007-09-06 0504940101 6.1 6.3 3.3 (0.365, -0.043) 1 1 1 2007-09-06 0504940201 8.8 9.2 5.1 (-0.052, -0.043) 1 1 1 1 1 0 2007-09-06 0504940401 6.3 6.4 4.3 (0.157, 0.290) 1 1 1 2007-09-06 0504940501 6.3 6.4 4.0 (-0.260, 0.290) 1 1 1 2007-09-06 0504940601 3.0 3.8 1.3 (-0.260, -0.373) 1 1 1 2008-02-27 0511010701 6.6 7.3 3.5 (-0.506, 1.084) 1 1 1 2008-03-03 0511000101 3.1 3.1 0.7 (0.364, -0.044) 1 1 1 2008-03-03 0511000301 3.9 4.7 2.5 (-0.052, -0.043) 1 1 1 2008-03-03 0511000501 6.1 5.9 3.5 (0.157, -0.373) 1 1 1 2008-03-04 0511000701 6.0 5.7 1.8 (0.157, 0.290) 1 1 1 2008-03-04 0511000901 5.7 5.8 4.3 (-0.260, 0.290) 1 1 1 2008-03-04 0511001101 5.7 5.9 3.6 (-0.260, -0.373) 1 1 1 2008-03-04 0511001301 4.9 4.6 2.2 (-0.469, -0.043) 1 1 1 2008-03-10 0505870301 9.5 10.8 4.0 ( 0.144, -0.392) 1 1 1 2008-03-23 0505670101 72.7 73.5 42.7 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2008-09-23 0511000201 0.0 6.3 4.2 (0.365, -0.044) 0 1 1 2008-09-23 0511000401 4.2 4.1 4.2 (-0.052, -0.043) 1 1 1 2009-04-01 0554750401 32.0 33.1 26.1 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 Suite de la Table 3.3...
Date Obs. ID Exposition (ks) Pointé CMZ Arches Sursauts 2009-04-03 0554750501 40.4 41.1 31.6 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2009-04-05 0554750601 36.5 36.4 24.8 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2010-04-07 0603850201 16.9 17.6 12.7 (0.572, -0.959) 1 1 1 2011-03-19 0655670101 66.2 68.4 0.0 (1.130, -0.320) 1 1 0 2011-03-28 0604300601 31.0 32.4 21.1 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2011-03-30 0604300701 36.9 41.6 19.9 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2011-04-01 0604300801 34.8 34.5 27.6 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2011-04-03 0604300901 21.2 22.2 13.5 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2011-04-05 0604301001 39.5 41.3 20.8 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 2011-08-31 0658600101 47.2 47.6 39.8 Sgr A? 1 1 1 1 1 0 2011-09-01 0658600201 40.1 42.6 32.6 Sgr A? 1 1 1 1 1 0 2012-03-13 0674600601 9.1 10.1 7.3 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 1 1 1 2012-03-15 0674600701 13.4 14.3 7.8 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 1 1 1 2012-03-17 0674601101 10.7 11.0 6.2 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 1 1 1 2012-03-19 0674600801 18.2 18.4 13.6 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 1 1 1 2012-03-21 0674601001 20.8 21.4 15.4 Sgr A? 1 1 1 0 1 1 1 1 1 2012-08-30 0694640201 44.3 44.8 38.0 (-0.370, -0.083) 1 1 1 2012-08-31 0694640301 40.3 39.8 34.4 (-0.110, 0.000) 1 1 1 0 0 0 2012-09-02 0694640401 44.0 43.6 11.5 (0.150, -0.046) 1 1 1 1 1 1 2012-09-05 0694640501 33.3 34.2 25.4 (0.410, -0.050) 1 1 1 2012-09-06 0694640601 40.1 40.3 34.6 (0.670, -0.151) 1 1 1 2012-09-07 0694640101 37.8 37.8 32.8 (-0.620, -0.083) 1 1 1 2012-09-12 0694640901 41.7 41.3 35.3 (-0.490, -0.083) 1 1 1 2012-09-23 0694641001 45.8 45.9 39.3 (-0.240, -0.050) 1 1 1 2012-09-24 0694641101 39.4 39.5 34.5 (0.020, 0.050) 1 1 1 1 1 1 2012-09-26 0694641201 39.5 40.2 34.0 ( 0.280, -0.050) 1 1 1 1 1 1 2012-09-26 0694641301 45.1 45.1 37.0 (0.540, -0.080) 1 1 1 2012-09-30 0694641401 33.8 33.8 31.3 (0.800, -0.112) 1 1 1 2012-10-02 0694640701 42.5 42.5 36.2 (0.930, -0.092) 1 1 1 2012-10-06 0694640801 40.0 39.9 34.3 (1.190, -0.081) 1 1 1 2012-10-06 0694641501 37.2 37.2 30.5 (1.060, -0.081) 1 1 1 2012-10-08 0694641601 25.1 27.3 20.8 (1.310, 0.061) 1 1 1 2013-08-30 0724210201 0.0 43.4 36.2 Sgr A? 0 1 0 2013-09-22 0724210501 32.5 32.7 23.6 Sgr A? 0 1 0 Fin de la Table 3.3.
Réduction des données XMM-Newton/EPIC
Les fichiers correspondant à l’ensemble des observations utilisées et listées dans la Table 3.3 ont été téléchargés via la base de données du satellite XMM-Newton. La réduction des données a ensuite été réalisée en utilisant le logiciel dédié, SAS (version 12.0.1), et en particulier le module ESAS consacré à l’analyse des sources étendues (Snowden et al., 2008). Elle consiste à modéliser le bruit de fond, à créer des images et à extraire des spectres et des courbes de lumière. Nous avons automatisé l’intégralité des opérations listées ci-dessous afin de réduire les données des trois instruments à bord de XMM-Newton pour les 104 observations utilisées dans nos différents projets. Les détecteurs MOS et PN ayant des caractéristiques différentes, leurs données respectives sont traitées avec des routines distinctes.
Filtrage des données et estimation du signal de fond. Les fichiers d’événements sont recréés et ca-librés en exécutant les commandes emchain et epchain, ceci afin de s’assurer qu’ils sont compatibles avec la version du logiciel SAS utilisée. Ensuite, les périodes contaminées par les protons solaires sont identifiées à l’aide des routines mos-filter et pn-filter. L’opération consiste à ajuster une distribution gaussienne sur l’histogramme des différents taux de comptage mesurés au cours de l’observation. Les événements à moins de 1.5 σ du pic central correspondent aux événements exploitables et sont inclus dans les intervalles d’exposition utiles (les GTI, Good Time Intervalle). Les autres sont exclus. Il est important de noter qu’en cas de contamination importante, cette étape de filtrage peut ne pas
s’effec-tuer correctement, il est donc nécessaire de vérifier les résultats de l’ajustement gaussien ainsi que l’allure de la distribution pour toutes les observations. Enfin, le fond de particules quiescent (QPB, Quiescent Particle Background) est estimé en utilisant les observations réalisées avec le filtre en po-sition fermé (observations fournies avec la base de calibration de ESAS). Les raies instrumentales créées dans les détecteurs MOS (à 1.49 et 1.75 keV) et PN (à 1.49 et proches de 8 keV, cf. Figure 3.2) peuvent varier en intensité et ont, pour cette raison, été exclues des QPB. Dans la suite, nous faisons donc attention à limiter l’analyse à des bandes d’énergie ne comprenant aucune raie instrumentale.
Obtention des cartes de l’émission à 6.4 keV soustraite du fond et du continu. Des images du flux de la raie Fe Kα soustraites du fond et du continu ont été créées afin d’étudier les phénomènes de réflexion dans la zone moléculaire centrale. Pour cela, nous avons sélectionné les événements entre 6.32 et 6.48 keV et calculé l’exposition correspondante en utilisant les routines mos-spectra et pn-spectra. Nous avons également créé l’image de fond correspondante en utilisant les routines mos_back et pn_back. Puis les mosaïques du signal, du fond et de l’exposition ont été créées grâce à la routine CIAO reproject_image_grid qui permet de combiner les cartes de données de chaque instrument pour chaque observation. Nous avons choisi de modéliser l’émission continue par une loi de puissance d’indice de photon Γ = 2 et un plasma de température 6.5 keV, tous deux absorbés par une densité de colonne NH = 7 × 1022cm−2. La normalisation de ces deux composantes n’est pas isotrope et doit donc être ajustée sur les données. Pour cela, nous avons créé les cartes d’émission correspondant aux bandes d’énergie 4.7–6.3 keV et 6.62–6.78 keV qui échantillonnent respectivement l’émission continue et la raie à 6.7 keV du plasma. Ces deux cartes ont ensuite été utilisées simultanément pour calculer, pixel par pixel, les deux normalisations manquantes, puis la contribution de cette émission continue dans la bande d’énergie 6.32–6.48 keV. La contribution du fond n’est pas contenue dans la carte du continu ainsi obtenue. Les mosaïques du fond et du continu ont donc toutes deux été soustraites des mosaïques à 6.4 keV, avant que ces dernières ne soient normalisées par les mosaïques correspondant à l’exposition et fournissent ainsi les cartes en flux finales. Comme un certain nombre d’analyses ont été menées directement sur les cartes d’émission (cf. Chapitre 8), il était indispensable de fournir des barres d’erreur à 1 σ sur les flux de chacun des pixels. Cette estimation est donnée par la racine carrée du nombre total de photons détectés dans la raie de fluorescence et dans le continu, le tout normalisé par l’exposition. Elle suppose que l’erreur sur l’estimation du fond est négligeable, ce qui est justifié puisque les observations utilisées pour quantifier le fond ont une statistique très supérieure à celle des données avec lesquelles nous travaillons.
Extraction des spectres. Pour les régions présentant un intérêt particulier, telles que la région des Arches, nous avons extrait les spectres à l’aide des routines mos-spectra et pn-spectra. Les spectres correspondant à l’émission de fond ont été extraits en utilisant les mêmes routines et les mêmes ré-gions sur les fichiers QPB, puis normalisés au niveau réel du fond de particules présent dans les données en utilisant les routines mos_back et pn_back. Les routines ESAS d’extraction spectrale uti-lisent des régions en coordonnées physiques (coordonnées du détecteur), cependant le logiciel ne fournit pas de méthode satisfaisante pour convertir les coordonnées célestes des régions en coor-données physiques. En effet, nous avons constaté que, selon la méthode employée, la conversion en coordonnées physiques peut s’accompagner d’un décalage allant jusqu’à 10 arcsec pour des régions en bordure du champ de vue. Nous n’avons pas formellement identifié la source de cet écart mais il pourrait être dû à un problème de projection entre les distances mesurées en coordonnées célestes et celles mesurées en pixels. Nous avons donc développé une routine IDL qui crée, à partir d’un fichier unique en coordonnées célestes, des régions en coordonnées physiques pour chaque instrument et
pour chaque observation. Cette routine échantillonne la région initiale, convertit chacun de ses points en coordonnées physiques, et réajuste la forme de la région initiale sur cet ensemble de points pour en déduire ses paramètres en coordonnées physiques. Cette méthode permet de prendre en compte les effets de projection sur la position de la région, mais également sur l’extension de ses axes. Une fois extraits, les spectres ont été ajustés à l’aide du logiciel Sherpa fourni par l’observatoire Chandra. Pour améliorer la performance de l’ajustement spectral, les événements du spectre sont sommés avec la routine group_counts de manière à garantir au moins trente coups par intervalle d’énergie. Les ana-lyses spectrales dépendent de l’objet d’étude et seront donc présentées avec les données XMM-Newton au Chapitre 8.
Extraction des courbes de lumière d’une source ponctuelle. Pour étudier la variabilité d’une source ponctuelle au cours d’une observation donnée, il est possible de créer la courbe de lumière de la source en comptant le nombre de photons détectés en fonction du temps dans une bande d’énergie donnée. Pour des sources ayant une position centrale sur le détecteur, la PSF a une largeur 6 arcsec à mi-hauteur et de 15 arcsec à mi-puissance. J’ai donc utilisé la routine evselect pour extraire les courbes de lumière à partir de régions circulaires de 10 arcsec de rayon et centrées sur les coordonnées des sources concernées (ce rayon permet d’extraire environ 60% du flux des sources). Les taux de comp-tage présentés sont estimés à partir d’intervalles de l’ordre d’une centaine de secondes. Ces intervalles en temps n’étant pas tous entièrement couverts par les GTI, j’ai ensuite corrigé le nombre de photons de la durée d’exposition réelle dans chaque intervalle de temps en utilisant la routine epiclccorr. Nous avons également vérifié l’astrométrie des données XMM utilisées pour extraire les courbes de lumière. Pour cela, nous avons comparé la position des sources détectées dans le champ de vue XMM à celle du catalogue Chandra (Muno et al., 2009), et utilisé les sources brillantes isolées pour estimer la précision astrométrique de nos données. Les valeurs trouvées sont compatibles avec la précision annoncée par les calibrations de la caméra XMM-Newton/EPIC et sont inférieures à 1.2 arcsec. La région d’extraction choisie étant très large comparée à la PSF des sources étudiées, un tel décalage entraine une perte de flux inférieure à 0.1%, ce qui est négligeable par rapport aux incertitudes liées à la détermination du flux. Par conséquent, les données ont été utilisées sans autre ajustement d’astro-métrie que les corrections apportées lors de la calibration des fichiers d’événements. Les courbes de lumière de Sgr A?ainsi obtenues sont étudiées au Chapitre 5.