Variations du complexe Sgr A vues par XMM-Newton

L’étude systématique réalisée avec Chandra présente les meilleures résolutions spatiale et temporelle envisageables pour caractériser les variations de la raie à 6.4 keV. L’analyse des données XMM n’est donc pas en mesure de reproduire l’intégralité des résultats présentés au Chapitre 7. Néanmoins, la comparaison des résultats des deux études est intéressante puisqu’elle permet, d’une part, de valider notre analyse systématique sur les données XMM et, d’autre part, de compléter les premiers résultats en ajoutant de nouvelles régions, dont celle des Arches, ainsi qu’une année d’observation supplé-mentaire, 2012. Afin de faciliter la comparaison des résultats, nous présentons ici l’analyse sur des échelles de 30 arcsec, au plus proche de l’échelle de 15 arcsec utilisée pour les données Chandra.

Les résultats de l’analyse systématique des variations, réalisée sur les données XMM-Newton, sont présentés sur la Figure 8.9. Cette figure peut être directement comparée à la Figure 7.15 et four-nit un diagnostic similaire pour les cinq nuages principaux du complexe Sgr A : MC1, MC2, Br1, Br2 et G0.11–0.11. Ces cinq structures moléculaires présentent des variations significatives, toutes compatibles avec une régression linéaire, à l’exception des nuages Br1 et Br2, pour lesquels l’ajuste-ment linéaire est exclu à plus de 3 σ. De plus, les tendances croissantes et décroissantes caractérisées sont très similaires et mettent également en avant la propagation apparente du signal, s’éloignant de Sgr A^?, dans cette région spécifique.

Contraintes similaires concernant les variations linéaires

Les variations linéaires caractérisées dans la majorité des structures du complexe Sgr A sur des échelles de 15 arcsec (cf. Chapitre 7) sont globalement confirmées par l’analyse menée sur les données XMM à des échelles de 30 arcsec. En revanche, le niveau de flux n’est pas directement comparable puisque les flux mesurés pour cette seconde analyse concernent des régions plus grandes, mais une bande d’énergie plus restreinte (cf. Section 8.3.1). Les nuages concernés par ce type de variations sont MC1, MC2 et G0.11–0.11, et des exemples de courbes de lumière extraites à l’intérieur de ces régions sont présentées sur les Figures 8.10 et 8.11. Les tendances décroissantes sont très similaires à celles déjà mises en évidence par l’analyse Chandra et ne seront donc pas commentées outre mesure. En revanche, les courbes de lumière caractérisées comme croissantes semblent apporter des informa-tions supplémentaires. Nous avions émis l’hypothèse d’un plateau pour rendre compte de l’émission de la partie centrale de MC1, cette proposition est toujours compatible avec l’émission vue dans cette région plus large, et la décroissance n’est pas encore visible en 2012. Néanmoins, il semble que la partie est du nuage MC1 commence à voir une décroissance en 2012. Si tel était le cas, le plateau vu par la région centrale ne pourrait pas être attribué à la courbe de lumière de l’événement illuminant la région, mais uniquement à une extension plus importante de cette partie centrale du nuage le long de la ligne de visée.

Le nuage G0.11–0.11 a une meilleure couverture temporelle pour cette seconde analyse systématique. La tendance croissante dans la partie ouest du nuage, détectée marginalement par l’analyse Chandra (cf. Figure 7.19), n’est plus visible ici. Ceci pourrait être dû à la plus grande taille des régions consi-dérées pour cette seconde analyse. En effet, si la tendance croissante reste faible en 2012, elle peut être masquée par un effet de moyenne avec les régions fortement décroissantes alentour. Néanmoins, quelques sous-régions à l’est du nuage montrent une croissance ténue mais significative. Une fois encore, cette tendance légèrement croissante pourrait être liée à la propagation de l’événement ou à des structures distinctes en avant ou en arrière plan, témoins d’un événement différent.

FIGURE8.9 – Cartes créées à partir de l’analyse systématique des courbes de lumière du flux de la raie Fe Kα observé avec XMM-Newton dans des régions de 30 arcsec. Les probabilités données dans les deux cartes su-périeures sont combinées à des échelles de 60 arcsec et représentent : (Coin supérieur gauche) le rejet de l’ajustement constant en nombre de sigma ; (Coin supérieur droit) le rejet de l’ajustement linéaire en nombre de sigma. Les deux cartes en dessous représentent : (Coin inférieur gauche) la pente de la variation donnée par l’ajustement linéaire si l’ajustement constant est rejeté à plus de 3 σ, zéro sinon ; (Coin inférieur droit) l’année correspondant à la valeur maximale de la courbe de lumière lorsque l’ajustement linéaire est rejeté à plus de 3 σ. Ces images montrent des résultats très similaires aux données Chandra (cf. Figure 7.15) et ajoutent un diagnos-tic concernant les variations de la région des Arches. L’émission de cette dernière est globalement décroissante et ses variations sont compatibles avec une régression linéaire. La variation significative détectée dans la ré-gion autour et à l’ouest de Sgr A?, (l, b)=(359.944^◦, –0.046^◦), est vraisemblablement liée à la contribution de sources transitoires qui n’ont pas été entièrement soustraites des données utilisées pour l’analyse.

Contrainte temporelle plus faible pour la variation rapide

En raison des plus grandes échelles considérées dans cette seconde analyse, les variations rapides mises en évidence à l’intérieur de la structure du Bridge ne sont pas aussi bien contraintes qu’avec les données Chandra. Des exemples de courbes de lumière sont présentées à la Figure 8.12 (gauche). Le saut d’émission correspondant à l’illumination progressive du Bridge est bien visible sur l’ensemble des courbes de lumière, avec un décalage temporel différent selon l’éloignement de la région consi-dérée par rapport à Sgr A^?. Il met en évidence la propagation du signal à l’intérieur de la structure. En revanche, la décroissance rapide du signal n’est pas observée ici puisque les courbes de lumière considérées intègrent vraisemblablement différentes structures qui ne sont pas éclairées simultané-ment. La décroissance est donc visible sur des échelles de temps plus grandes (environ 6 ans), et les données de 2012 confirment l’extinction de la partie ouest du Bridge (cf. Section 7.2.1).

FIGURE 8.10 – Courbes de lumière de l’émission de la raie Fe Kα extraites de différentes régions carrées de 30 arcsec de côté appartenant à MC1 et MC2, superposées aux ajustements constant (rouge) et linéaire (vert). Les fortes variations observées dans ces régions sont globalement linéaires, à l’exception de la région centrale du nuage MC1 et peut-être également de sa partie est qui semble voir une décroissance en 2012. Les lettres entre parenthèses font référence à la position des régions d’extraction, conformément aux spécifications de la Figure 8.1.

FIGURE 8.11 – Courbes de lumière de l’émission de la raie Fe Kα extraites de différentes régions carrées de

30 arcsec de côté appartenant au nuage G0.11–0.11, superposées aux ajustements constant (rouge) et linéaire (vert). Les fortes variations observées dans ces régions sont correctement ajustées par une régression linéaire. Les lettres entre parenthèses font référence à la position des régions d’extraction, conformément aux spécifica-tions de la Figure 8.1.

En ce qui concerne le filament détecté en 2011 dans les données Chandra, une augmentation de l’émission de la région correspondante est également détectée dans les données XMM. Néanmoins, la résolution temporelle de deux ans ainsi que la dilution du signal de cette structure fine dans une région de 30 arcsec ne permettent pas de mettre en avant la variation brutale du filament. Afin de com-parer directement les contraintes apportées par les études (et les différentes échelles), la Figure 8.12 (droite) présente trois courbes de lumière du filament extraites à partir de régions de 15 (Chandra), 30 et 60 arcsec (XMM-Newton). Comme expliqué précédemment, plus la région est grande, moins la variation brutale est visible. Enfin, les données de 2012 semblent indiquer une décroissance du signal de cette région, ce qui confirmerait que le filament est une structure isolée et que l’événement l’éclairant est court, en accord avec ce qui est observé à l’intérieur du nuage Br1.

FIGURE8.12 – (Gauche) Courbes de lumière de l’émission de la raie Fe Kα extraites de différentes régions carrées de 30 arcsec de côté appartenant à Br1 et Br2 (filament), superposées aux ajustements constant (rouge) et linéaire (vert). Les variations rapides observées dans ces régions ne peuvent pas être ajustées correctement par une simple régression linéaire. Les lettres entre parenthèses font référence à la position des régions d’ex-traction, conformément aux spécifications de la Figure 8.1. (Droite) Courbes de lumière extraites à la position du filament détecté avec Chandra en 2011, mais à partir de régions de tailles différentes : 15 arcsec dans la bande 4–8 keV (en rouge, données Chandra), 30 et 60 arcsec dans la raie Fe Kα (respectivement en noir et en gris, données XMM-Newton).

Contraintes supplémentaires sur la région des Arches

Le champ de vue plus grand du satellite XMM-Newton permet d’étendre l’étude systématique des variations du complexe Sgr A à la région des Arches. Cette région inclut notamment trois structures qui varient significativement : le nuage des Arches, la région DX et l’extrémité nord du filament NE (cf. Figure 8.1, les deux dernières régions correspondent aux filaments DX et SN étudiés par Capelli et al., 2011b). La Figure 8.13 présente quelques courbes de lumière caractéristiques des régions les plus brillantes. Les variations du nuage des Arches sont compatibles avec celles mises en évidence à la Section 8.2 : le niveau de flux de la région nord est plus faible que celui de la région sud, et les deux sous-régions montrent une baisse d’émission en 2012. Néanmoins, les variations de ces sous-régions sont moins significatives que les variations intégrées sur l’ensemble de la région.

Les courbes de lumière de la région DX sont entièrement compatibles avec une décroissance linéaire sur douze ans. Cette variation ne confirme donc pas le pic d’émission mis en évidence par Capelli et al. (2011b). Cette différence peut être expliquée par la plus faible résolution temporelle de nos courbes de lumière et par la faible signification de la variation caractérisée par ces auteurs (environ 2 σ). En revanche, un léger pic d’émission est détecté dans la région du filament SN. Cette dernière région présente des variations significatives et la courbe de lumière présentée à la Figure 8.13 montre le type de comportement détecté dans la région. Les tendances croissantes et décroissantes identifiées dans la région sont liées à la position du pic d’émission et à la pondération des différents points de la courbe de lumière (cf. Figure 8.9).