tière noire dans les galaxies. Le choix du profil de densité a une implication directe sur le flux de photons attendu ainsi que, comme nous le verrons dans les chapitre 11 et 12, les stratégies d’observation avec les télescopes Tcherenkov. Il est donc impératif de faire les bonnes considé-rations lorsque l’on cherche à contraindre la présence de matière noire via des observations sur les différentes cibles que nous allons présenter maintenant.
7.3 Les cibles astrophysiques privilégiées
Le choix d’une cible pour les recherches de matière noire indirectes se fait en cherchant à maximiser le rapport signal sur bruit. Dans les critères de sélections, une valeur du facteur astrophysique J élevée est donc requise. Par conséquent, en suivant l’équation (7.1) une cible appropriée devra être une région ayant un facteurJ élevé, et, dans le même temps une distance à l’observateur la plus faible possible. Les régions avec un contenu baryonique important doivent être considérées avec précaution puisqu’elles sont susceptibles d’abriter des sources astrophy-siques standard capables de produire des rayons mais également de modifier la distribution de matière noire. Dans la pratique, un compromis entre ces critères de sélection est nécessaire.
Les meilleures cibles proposées jusqu’à présent sont : le Centre Galactique et son halo proche, les sous structures du halo, les galaxies naines satellites de la Voie Lactée ou encore les amas de galaxies. Cette section passe en revue les points forts et faibles des cibles potentielles pour les recherches de matière noire indirectes.
7.3.1 Le centre Galactique
Le centre Galactique est la région la plus proche (⇠8.5 kpc) ayant une très forte densité de matière noire estimée. Des arguments théoriques ainsi que des simulations numériques y pré-disent un profil piqué qui augmenterait fortement le signal provenant l’annihilation de WIMPs.
Cependant, le centre Galactique est une région densément peuplée, et les sources convention-nelles émettant à toutes les longueurs d’onde font parties du bruit de fond qui va complexifier les recherches. En outre, le fort contenu baryonique dans les parties centrales de la Galaxie et la présence d’un trou noir conduisent inévitablement à la modification du halo, empêchant un consensus sur la distribution de matière noire dans le kpc central [126]. La présence d’un trou noir va concentrer encore plus la matière noir au centre et favoriser des distributions extrême-ment piquées [127, 128] tandis que la dynamique des baryons a l’effet inverse en aplanissant la distribution. Des observations du centre Galactique aux très hautes énergies (VHE) ont déjà été effectuées par plusieurs télescopes Tcherenkov comme VERITAS [51], MAGIC [52] et H.E.S.S. [53]. Un signal stable dans le temps est compatible avec la position du trou noir super massif Sgr A* pouvant être interprété comme un signal d’annihilation de matière noire [60] a été détecté. Les observations vers la source centrale par le télescope H.E.S.S. sont détaillées dans le chapitre 4.
Une façon de s’affranchir du bruit de fond est d’orienter la recherche vers des régions qui sont en dehors du plan Galactique (et donc moins polluées par des sources astrophysiques).
7. Signal d’annihilation de matière noire en rayons de hautes énergies
L’incertitude sur le profil de matière noire est aussi réduite dans le halo proche comparé au centre ce qui permet d’obtenir des contraintes plus robustes. Cette méthode réduit aussi le signal attendu de matière noire puisque si le profil de matière noire est piqué au centre, le taux d’annihilation dans les régions avoisinantes sera plus faible. C’est cette approche qui a été retenue par H.E.S.S.. Elle donne actuellement les meilleures contraintes sur le continuum pour des masses au delà de 800 GeV sur la section efficaceh vi, et atteins3⇥10 25cm2s 1à 1 TeV [129] pour un profil Einasto piqué et⇠3⇥10 24cm3s 1 à 1 TeV [123] pour un profil avec un cœur de 500 pc.
Ces dernières années, l’indice d’un signal de rayons gamma monochromatique à environ 130 GeV a été revendiqué dans les données de l’instrument Fermi-LAT de la région du centre Galactique [130]. De nombreuses interprétations ont suivi. Malheureusement, la collaboration FERMI a démontré qu’il s’agissait d’un effet instrumental. Les récentes observations de H.E.S.S.
II ont ensuite confirmées l’absence de signal [131].
7.3.2 Les sous halos Galactiques
D’après les simulations à N-corps, la formation des halos la matière noire dans l’Univers aboutit à la formation de sous halo de matière noire dans les halos à toutes les échelles [132].
Les plus massifs d’entre eux peuvent attirer les baryons et commencer la formation d’étoiles, tandis que les plus petits ne disposent pas de force gravitationnelle suffisante et restent donc complètement invisible. En conséquence, les grands halos de matière noire ne devraient pas être lisse, mais riches en sous structures internes ou « sous-halos » de matière noire (figure 6.4).
Bien qu’invisible dans le cadre des mécanismes d’émission classiques, ces sous-halos peuvent être vus grâce aux micro lentilles gravitationnel ou grâce au rayons qui pourraient révéler la présence de matière noire. L’absence totale de fond astrophysique permet à ces sub-halos d’être d’excellentes cibles pour les recherches indirectes. En outre, bien qu’ayant des masses autour de 106 M , une fraction d’entre eux pourraient être relativement proche. L’inconvénient majeur est dû à leurs positions inconnues dans le ciel. Le satellite Fermi a jusqu’ici détecté des cen-taines d’objets sans contre partie astrophysique à d’autres longueurs d’ondes, appelés « Fermi OVNIS » [133]. Certains de ces OVNIS sont des candidats potentiels de halos de matière noire sous la condition que leurs émissions ne varient pas dans le temps. Le satellite Fermi ne détecte aucune coupure en énergie donc des études à plus hautes énergies sont nécessaires. Des observa-tions complémentaires de plusieurs OVNIS ont été réalisées par des télescopes Cherenkov [134]
cependant, aucune détection n’a été signalée jusqu’à aujourd’hui.
7.3.3 Les galaxies naines
Les galaxies naines satellites de la Voie Lactée (dSph pour « dwarf spheroidal ») sont au-jourd’hui au nombre de 48 candidates détectées [135]. La découverte de celles à plus faible luminosité a nécessité l’aide d’importants relevés photométriques, comme SDSS1 ou encore
1. http ://www.sdss.org/
7.3 Les cibles astrophysiques privilégiées
Figure7.8:Position des galaxies naines satellites de la Voie Lactée connues en 2016. Les triangles et les ronds rouges représentent les 16 dSph découvertes récemment par le relevé DES [135] et les triangles verts les 5 découvertes par l’expérience Pan-STARRS[136]. Les 27 dSph connues avant 2015 sont représentées par les carrées bleus. La figure est montrée en coordonnées Galactiques avec une grille indiquant les coordonnées équatoriales et deux lignes noires pleines définissant le plan équatorial ainsi que le méridien zéro. Les bandes grises représentent les zones explorées par le relevé SDSS et la ligne rouge celui effectué récemment par DES couvrant⇠5000deg2.
Pan-STARRS1. Toute celles connues sont représentées en projection équatoriale dans la fi-gure 7.8. Parmi elles, 27 étaient connues avant 2015 et 21 ont été récemment découvertes. Ce sont les objets les plus dominés par la matière noire dans l’univers connus à ce jour [139]. Avec un rapportM/Lde l’ordre de 100 voir même de 1000M /L , une proximité relative (jusqu’à
⇠250 kpc), et une émission standard presque inexistante, ces systèmes sont considérés comme d’excellentes cibles pour les recherches de matière noire indirectes. Cependant la faible quan-tité de matière noire totale et leur distance par rapport à la Voie Lactée réduit leur potentiel.
Les baryons y sont une composante largement sous-dominante, ils ne devraient pas modifier de manière significative le profil de densité initial. Cependant, la présence de la Voie Lactée a un impact sur la distribution de matière noire pour les dSph les plus proches, comme Sagitta-rius [140], à cause des fortes forces de marée. Les déterminations de la densité de matière noire viennent de la mesure de la dispersion des vitesses des étoiles comme montré dans la figure 7.9 pour Fornax. Les vitesses de dispersion et leurs barres d’erreur sont montrés sur la figure du haut. La bonne estimation de ces vitesses est crucial car les erreurs sont directement répercutées sur le facteurJ tracé dans la figure 7.9 du bas. La paramétrisation du profil de matière noire des dSph est encore sujette à débats, mais de récentes études [137, 138] obtiennent des facteurs
1. http ://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/
7. Signal d’annihilation de matière noire en rayons de hautes énergies
[deg]
αint
10-2 10-1 1 10
]-5 kpc2 ) [MintαJ(
108
109
1010
1011
Median 68% CIs 95% CIs
Fornax
J-factor
0.55° /d ≈ rh
= 2 × αc
Figure 7.9: En haut : Projection des profils de dispersion des vitesses provenant de données [137] représentée en carrés noires pour la dSph Fornax. La vitesse attendue et tracée en ligne bleue pleine avec les régions d’intervalles de confiance 95% (ligne bleue pointillés).En bas: Évolution de la valeur du facteurJ en fonction du rayon d’intégration
↵int(ligne bleue). Les intervalles de confiance à 68% et 95% sont tracées en pointillée. Les figures proviennent de [138].
J similaires. Nous verrons au chapitre 12 que les profils des dSph étudiées pour la recherche de matière noire sont très diversifiés. On peut classer les dSph en deux catégories. La première est appelée « classique », elle regroupe celles dont les mesures sur la vitesse de dispersion des étoiles sont nombreuses, plusieurs centaines, et précises. Les dSph dont on possède peu de mesures de la dynamique des étoiles (moins de 100), sont appelées «U ltra f aint». Parmi les meilleurs cibles pour rechercher la matière noire on trouve l’U ltra F aintSegue I. Cette dSph fait l’objet d’études par les télescopes MAGIC[141] et Veritas [142]. Cependant, une étude a montré que le facteurJ pouvait être surestimé à cause de la contamination possible d’étoiles de notre propre galaxie dans la mesure de la vitesse de dispersion [138]. La récente découverte de Reticulum II [135], a montré qu’elle pouvait être aussi une excellente candidate, selon les premières études de [143]. Des analyses des données de Fermi ont montré la possible existence d’un signal [144], ce qui accroit encore plus l’intérêt pour Reticulum II.