L’analyse des variations fines de la raie de fluorescence Fe Kα à l’intérieur du complexe Sgr A a permis de mettre en évidence deux comportements temporels distincts. Nous avons cartographiés les régions correspondantes à l’aide d’une analyse systématique des variations dans la bande d’énergie 4–8 keV, incluant à la fois la raie de fluorescence à 6.4 keV et l’émission continue associée. Les résultats de cette analyse, détaillée à la Section 7.3, sont résumés dans la Figure 7.20. Ils sont présentés sous forme la forme d’une carte indiquant les régions du complexe Sgr A variant significativement, ainsi que le type de leurs variations. Le tableau présent dans la partie inférieure de la figure compare les conclusions de cette dernière analyse à celles présentées aux Sections 7.1.2 et 7.2.
A partir de l’analyse de la raie Fe Kα et de l’analyse systématique de l’émission dans la bande 4–8 keV à une échelle de 15 arcsec, nous rapportons une variation piquée de deux ans dans la structure du
Décroissance linéaire sur 10 ans Croissance linéaire sur 10 ans Varia2on piquée de 2 ans Aucune varia2on significa2ve Propaga2on du signal
MC1 MC2 Br1 Br2 G0.11-‐0.11 G0.04-‐0.13 minutes d’arc Fe Kα 7.1 Echelle Energie Sec8on Br1 & Br2 MC1 MC2 G0.11-‐0.11 G0.04-‐0.13 Croissant Constant Décroissant -‐-‐-‐ -‐-‐-‐ Nuage 26” x 61” Fe Kα 7.2 -‐-‐-‐ -‐-‐-‐ -‐-‐-‐ 15” x 15” 4-‐8 keV 7.3
FIGURE 7.20 – Schéma présentant les résultats principaux de l’analyse systématique des variations dans la
bande 4–8 keV. (Haut) Répartition spatiale des différents types de variation. (Bas) Comparaison avec les autres analyses présentées dans ce chapitre. Les conclusions fournies par la première étude (Section 7.1) sont rela-tivement différentes de celles des deux études suivantes (Sections 7.2 et 7.3), puisque l’analyse à plus grande échelle moyenne l’émission en provenance de régions ayant des tendances différentes.
Bridge (Br1 et Br2), avec une propagation dans la direction opposée à Sgr A?. Ce comportement est restreint au nuage moléculaire du Bridge. Tous les autres nuages présentant des changements de flux significatifs montrent des variations linéaires, croissantes ou décroissantes, sur les dix années considérées. Il y a donc deux comportements temporels différents à l’intérieur du complexe Sgr A. L’interprétation de ces deux types de variation en termes d’activité passée de Sgr A?est discutée à la Section 9.3, où nous démontrons qu’ils sont dus à deux événements distincts, d’intensité semblable mais de durée différente.
Variations importantes dans l’ensemble de la zone moléculaire centrale
Sommaire
8.1 Emission à 6.4 keV du degré central . . . 156 8.1.1 Le complexe Sgr A . . . 156 8.1.2 Le complexe Sgr B . . . 158 8.1.3 Le complexe Sgr C . . . 160 8.2 Première détection de variabilité dans la région des Arches . . . 160 8.2.1 Caractérisation de l’émission X dans la région des Arches . . . 161 8.2.2 Détection d’une variation de l’émission non thermique en 2012 . . . 163 8.2.3 Nouvelles contraintes sur l’origine de l’émission non thermique . . . 168 8.3 Etude systématique des variations . . . 169 8.3.1 Choix d’analyse . . . 169 8.3.2 Variations du complexe Sgr A vues par XMM-Newton . . . 172 8.3.3 Vue globale des variations . . . 175 8.4 Résumé : variations de l’émission à 6.4 keV dans la zone moléculaire centrale . 178
L’émission dans la raie Fe Kα a été détectée dans de nombreuses régions de la zone moléculaire centrale et des variations ont été mises en avant dans le complexe le plus massif, Sgr B, ainsi que dans le complexe Sgr A (cf. Chapitre 7). La grande majorité des régions émettant à 6.4 keV ont été décrites en termes de nébuleuses de réflexion liées à l’activité passée de Sgr A?, mais aucune étude n’a proposé une analyse globale des variations de cette émission dans l’ensemble de la zone moléculaire centrale. Ce chapitre présente une extension de l’analyse systématique des variations réalisée pour les régions les plus internes, en utilisant l’ensemble des données XMM-Newton dispo-nibles de 2000 à 2012 et couvrant les 200 parsecs centraux. Cette analyse préliminaire tire avantage de cette couverture temporelle ainsi que de la sensibilité exceptionnelle du satellite XMM-Newton pour mettre en évidence des variations de l’émission dans de nombreuses structures moléculaires, des plus denses aux plus ténues.
La réduction des données correspondante a été détaillée à la Section 3.1.3 et ce cha-pitre est dédié à l’analyse des variations de la raie à 6.4 keV. La Section 8.1 présente une première vue de l’émission et de ses variations à l’échelle de la zone moléculaire
centrale, en comparant les données de 2000–2001 et les données de 2012. La Sec-tion 8.2 est ensuite consacrée à l’étude d’une région particulière, autour de l’amas des Arches, dont l’émission était jusqu’alors imputée à la présence de rayons cosmiques de faible énergie. Nos résultats montrent qu’il s’agit, au contraire, d’un phénomène de réflexion et ont été publiés dans Clavel et al. (2014). Enfin, la Section 8.3 présente les résultats préliminaires de l’analyse systématique des variations dans l’ensemble de la zone moléculaire centrale. Ce travail est en cours de réalisation et sera publié par Soldi et al. Les contraintes déduites de ces variations sur l’origine de l’émission seront, quant à elles, présentées au Chapitre 9.
8.1 Emission à 6.4 keV du degré central
Depuis sa découverte en 1996, dans les données ASCA du centre Galactique (Koyama et al., 1996), l’émission de la raie de fluorescence du fer neutre à 6.4 keV a été largement étudiée, notamment par les observatoires Suzaku, XMM-Newton et Chandra. Les régions brillantes sont généralement consi-dérées en tant que nébuleuses de réflexion en X, même si les variations du signal prédites par ce scénario n’ont été détectées que dans les régions les plus brillantes. Les travaux publiés sont généra-lement limités à quelques régions d’intérêt, telles que celle présentée au Chapitre 7. Par ailleurs, ces études ciblent des régions moléculaires généralement denses, sans forcément faire de lien entre les contraintes issues des différentes régions. Afin d’obtenir une quantification de la totalité des variations observables dans la zone moléculaire centrale, notre groupe a obtenu un relevé profond de l’ensemble de la région à l’automne 2012, avec le satellite XMM-Newton (cf. Section 3.1.3). La comparaison de ces données récentes avec les observations similaires, mais moins profondes, réalisées au lancement de l’instrument en 2000 et 2001, permet d’obtenir un premier aperçu des variations de l’émission à 6.4 keV du degré central de la Galaxie.
Les deux relevés XMM-Newton de la zone moléculaire centrale sont présentés sur la Figure 8.1, ils permettent de mettre en avant trois régions largement étudiées jusqu’à présent, à savoir, les complexes Sgr A, Sgr B et Sgr C. Ces trois complexes moléculaires présentent les flux les plus élevés et la comparaison des deux cartes montre une décroissance générale du signal. Néanmoins, des régions plus faibles sont visibles pour la première fois, notamment sous la forme de longs filaments entre Sgr A et Sgr B2. Nous détaillons ci-dessous l’ensemble des régions intéressantes pour l’étude de l’activité passée de Sgr A?.
8.1.1 Le complexe Sgr A
La majorité des études menées sur le complexe Sgr A sont détaillées au Chapitre 7. Les données 2012, obtenues grâce au relevé de la zone moléculaire centrale, confirment les variations vues avec les données Chandra, notamment la décroissance de G0.11–0.11 pour ne citer que la plus visible (voir aussi Section 8.3.2). De plus, les données XMM permettent d’étendre la région d’étude au-delà du champ de vue de Chandra, jusqu’à la région de l’amas des Arches comprenant la structure DX ainsi que le nuage autour de l’amas (respectivement nommés « DX » et « Arches », sur la Figure 8.1). La variation du flux de la première région a été mesurée avec une signification d’environ 2 σ par Capelli et al. (2011b) et une décroissance du signal est clairement visible sur la Figure 8.1. En particulier, le flux intégré sur l’ensemble de la région est divisé par deux entre 2000 et 2012, et la courbe de lumière établie à partir des cartes d’émission à 6.4 keV est compatible avec une décroissance linéaire sur la
FIGURE 8.1 – (Haut) Cartes en flux de l’émission Fe Kα à 6.4 keV, réalisées à partir des données XMM-Newtonet soustraites du continu. Les mosaïques regroupent les observations constituant les relevés réalisés en 2000–2001 (en haut) et 2012 (en bas). Elles ont été lissées à l’aide du même noyau gaussien de 30 arcsec, mais en raison de la plus grande profondeur des observations de 2012, le niveau des fluctuations n’est pas le même dans les deux cartes. Enfin, l’émission des sources les plus brillantes a été exclue manuellement des cartes en flux (c’est le cas de 1E 1743.1–2843, voir aussi Figure 8.8). La comparaison des deux cartes montre une décroissance générale de l’émission dans l’ensemble de la région. (Bas) Schéma permettant l’identification des structures principales des complexes Sgr A (incluant les nuages étudiés au Chapitre 7 : MC1, MC2, Br1, Br2 et G0.11–0.11), Sgr B et Sgr C. Les pixels bleus et rouges correspondent respectivement aux régions de 30 arcsec et 1 arcmin dont les courbes de lumière sont présentées sur les Figures 8.10 à 8.15. A l’intérieur d’une même structure, ces régions seront alors nommées par ordre alphabétique, de gauche à droite et de haut en bas.
période considérée (rejet de l’hypothèse constante à 7 σ). Par ailleurs, l’émission à 6.4 keV du nuage autour de l’amas des Arches a été caractérisée comme constante avec les données disponibles jusqu’en 2009, mais une comparaison fine des deux relevés semble indiquer une décroissance de l’émission en 2012, notamment dans la partie sud du nuage. Cette variation est significative et est caractérisée par une étude spectrale spécifique, présentée dans la Section 8.2 ; elle est également confirmée par l’analyse systématique des variations (cf. Section 8.3.2).
Enfin, la profondeur des observations XMM permet également de mettre en avant un certain nombre de régions qui émettent plus faiblement dans la raie Fe Kα et qui sont également corrélées à des struc-tures moléculaires relativement moins denses. Par exemple, les variations de la région G0.04–0.13, détectées par l’analyse systématique des données Chandra, sont ici clairement identifiables dans les images (« filament Sud » sur la Figure 8.1). Les filaments entre le nuage MC1 et la région des Arches sont également visibles et l’émission du filament le plus vertical (« filament Nord ») semble diminuer entre 2000–2001 et 2012. Enfin, deux nouvelles structures allongées qui n’apparaissent pas dans le premier relevé sont identifiées à l’est Galactique de G0.11–0.11. Il s’agit du « filament Est » et de l’émission plus étendue directement au sud de 1E 1743.1–2843 (cf. Figure 8.1).
8.1.2 Le complexe Sgr B
Le complexe Sgr B se situe environ à 100 pc à l’est Galactique de Sgr A?et contient les cœurs les plus denses de la zone moléculaire centrale. La majeure partie de son émission en rayons X se trouve dans le domaine des X durs, à 6.4 keV et au-delà. Cette particularité laisse penser que le nuage absorbe une grande partie de l’émission en provenance de cette direction du ciel (cf. Figure 2.7). L’émission intense de ce nuage dans la raie Fe Kα était déjà visible dans les observations ASCA du centre Ga-lactique (Koyama et al., 1996), et c’est également dans cette région que les premières variations du signal de fluorescence ont été mises en évidence (Inui et al., 2009). Les études récentes menées sur Sgr B décrivent une émission initialement brillante qui décroît au cours du temps (cf. Figure 8.2 ; Inui et al., 2009; Terrier et al., 2010; Nobukawa et al., 2011). Cette tendance générale est clairement visible sur la Figure 8.1 avec une disparition complète des régions les plus brillantes en l’espace de 12 ans seulement. Par ailleurs, une analyse fine de l’émission montre que certaines régions connaissent une légère augmentation du flux à 6.4 keV.
Le spectre de Sgr B2 (« G0.66–0.03 » sur la Figure 8.1), qui est le nuage le plus dense du complexe (NH∼ 1024cm−2, Jones et al., 2011), est compatible avec un spectre de réflexion (Murakami et al., 2000; Nobukawa et al., 2008). De plus, le flux important émanant de cette structure moléculaire, ainsi que son éloignement de toute source émettant fortement en X durs, ont permis l’utilisation des données INTEGRAL pour étudier ses propriétés spectrales jusqu’à une centaine de keV. Cette caractérisation, pour l’instant unique concernant les nuages du centre Galactique, a mis en évidence un spectre dur dont la composante continue est compatible avec une loi de puissance d’indice Γ ∼ 2 (Revnivtsev et al., 2004; Terrier et al., 2010). Ce résultat contraint fortement le spectre de la source à l’origine de l’émission et justifie notamment l’indice de photon, Γ = 2, généralement considéré pour l’activité passée de Sgr A?(cf. Section 6.1).
Par ailleurs, les variations détectées, à la fois de la raie de fluorescence Fe Kα et de l’émission continue associée, ont des caractéristiques temporelles de l’ordre de la durée nécessaire à la traversée des structures étudiées, soit environ huit ans (par exemple, Terrier et al., 2010). L’analyse des variations de cette région peut être complétée à l’aide de deux périodes d’observation récentes : une observation Chandraspécifique, obtenue par notre groupe pour étudier la structure fine de l’illumination par une
FIGURE 8.2 – Courbes de lumière de Sgr B2. (En noir) La décroissance du flux mesurée par Terrier et al. (2010) en utilisant les données INTEGRAL dans la bande 20–60 keV entre 2003 et 2009. (En rouge) Le flux mesuré dans la raie Fe Kα par Inui et al. (2009) en utilisant les données ASCA (1994), puis Chandra (2000 et 2001), XMM-Newton (2001 et 2004) et Suzaku (2005). (En vert) Courbe de lumière de l’émission à 6.4 keV d’une sous-région de Sgr B2 obtenue à partir des données Chandra et XMM-Newton disponibles, dont les pointés Chandra et XMM obtenus par notre groupe en 2010 et 2012, respectivement. Ces nouvelles données confirment la tendance décroissante déjà établie par les études précédentes.
analyse similaire à celle présentée au Chapitre 7, ainsi que les données XMM contenues dans le relevé de 2012 et couvrant le complexe Sgr B. A grande échelle (7 arcmin), la décroissance en flux est de l’ordre d’un facteur 3 en dix ans, et les deux ans d’observation supplémentaires confirment la pente de la courbe de lumière déjà identifiée dans les études précédentes (cf. Figure 8.2). Néanmoins, à plus petite échelle (1 arcmin), la décroissance est plus marquée avec une diminution en flux d’un facteur au moins 6 à 8 sur la même période de temps. Ce résultat laisse penser que le ou les événements illuminant le complexe Sgr B sont relativement courts (quelques années) et pourraient donc être plus intenses que la luminosité de quelques 1039erg s−1généralement invoquée.
Enfin, les études présentant ce complexe comme une nébuleuse de réflexion ont utilisé différentes positions de Sgr B le long de la ligne de visée afin de contraindre la période d’activité de Sgr A?. Le nuage étant situé environ à 100 pc du trou noir en distance projetée, la datation du ou des événements l’éclairant a d’abord été estimée à environ 300 ans (Murakami et al., 2000; Revnivtsev et al., 2004; Koyama et al., 2007; Nobukawa et al., 2008; Inui et al., 2009). Ensuite, la mesure de parallaxe de Reid et al. (2009), plaçant le nuage environ 130 pc en avant du plan de Sgr A?, a réduit l’âge de l’événement à environ 100 ans (Terrier et al., 2010). Plus récemment, l’utilisation de l’absorption en rayons X pour estimer la position du nuage le long de la ligne de visée a proposé des distances allant de 15 à 80 pc environ pour les différents cœurs du complexe (Ryu et al., 2013). Cette dernière étude a donc proposé des âges intermédiaires pour les événements illuminant chacun des cœurs identifiés dans les données Suzaku. Les contraintes supplémentaires apportées par notre étude (voir aussi Section 8.3) sont discutées au Chapitre 9.
8.1.3 Le complexe Sgr C
Le complexe Sgr C est situé environ 80 pc à l’ouest Galactique de Sgr A?. Malgré sa symétrie appa-rente avec Sgr B, de l’autre côté du trou noir, l’émission en rayons X de cette structure moléculaire est plus complexe que celle de Sgr B. Sgr C présente en particulier une émission diffuse à basse énergie (autour de 3 keV) qui semble provenir d’un reste de supernova et d’une éjection en forme de cheminée (cf. Figure 2.7, Tsuru et al., 2009). Les observations semblent indiquer que le reste de supernova et la cheminée sont liées mais la forme de l’émission est relativement inhabituelle. Par ailleurs, le reste de supernova semble interagir avec la matière moléculaire de la région. Le choc ré-sultant pourrait être une région d’accélération de particules et ainsi participer à l’émission à 6.4 keV détectée dans le complexe Sgr C (Yusef-Zadeh et al., 2007). Afin d’étudier cette région spécifique de la zone moléculaire centrale, notre groupe a obtenu une observation Chandra dédiée qui a été réalisée en août 2014. Cette observation devrait permettre de quantifier la contribution des rayons cosmiques faiblement énergétiques à l’émission de la raie Fe Kα détectée dans la région, en étudiant la structure fine et les variations du signal.
La présence de la raie de fluorescence Fe Kα à l’intérieur du complexe Sgr C a initialement été détectée dans les observations ASCA (Murakami et al., 2001), puis étudiée plus récemment avec l’ob-servatoire Suzaku (Nakajima et al., 2009; Ryu et al., 2013). Ces trois études montrent que le spectre de la région est compatible avec un spectre de réflexion ayant une grande largeur équivalente et une forte absorption du signal. Ces caractéristiques favorisent l’activité passée de Sgr A? comme origine de l’émission. En utilisant cette hypothèse, Ryu et al. (2013) ont estimé la position des différents cœurs de Sgr C pouvant être déduite de l’absorption en rayons X, et proposent que deux des cœurs (C1 et C3) soient positionnés environ 60 pc devant le plan du trou noir, tandis que le troisième (C2) se trouverait à une distance similaire ou supérieure, mais en arrière de Sgr A?. Si cette dernière position était vérifiée, elle permettrait de mettre des contraintes sur l’activité du trou noir il y a environ 500 ans. Néanmoins, une autre étude basée sur des données Chandra (2001) contredit cette interprétation en trouvant une largeur équivalente de la raie Fe Kα plus faible et propose un scénario d’illumination par des rayons cosmiques (Yusef-Zadeh et al., 2007).
Les données Suzaku couvrant le complexe Sgr C en 2006 et en 2010 avaient déjà suggéré que l’émis-sion de la région était en partie variable (8% d’augmentation, Ryu et al., 2013). La comparaison des deux relevés XMM-Newton montre pour la première fois des variations dans l’ensemble du complexe Sgr C, avec notamment une décroissance globale du flux dans les régions C1 et C2 (cf. Figure 8.1). A partir des cartes d’émission à 6.4 keV nous avons mesuré une baisse de 20% du signal dans une région large (rejet de l’hypothèse constante à 8 σ). Cette variation est en faveur d’un scénario de réflexion pour une part importante du signal.