masse 200 GeV. Cela vient du fait que la population de paires e± est originalement produite à très hautes énergies et donc l’émission ICS secondaire se retrouve dans la plage en énergie accessible de CTA (voir figure 11.2). Les canaux hadroniques eux, ont une contribution IC faible. Les limites obtenues sont les meilleures dans le canalW+W atteignant une valeur de h vi '1.5⇥10 26cm3/s pourmDM '1 TeV.
Nous montrons aussi dans la partie droite de la figure 11.5 la comparaison des limites obtenues par CTA (ligne noire) sans et avec 0.3% systématique (ligne noire pointillée), avec celles d’autres expériences de détection indirecte. Les contraintes obtenues par le satellite FERMI grâce à l’observation de 15 galaxies naines pendant 6 ans sont tracées en bleu [123]. La section efficace thermique est exclue pour des masses allant jusqu’à⇠100 GeV. Une projection de ces contraintes pour 45 galaxies naines observées pendant 10 ans est tracée en ligne bleue pointillée.
Enfin les limites de H.E.S.S. pour 112h d’observation sont représentées en rouge.
11.5 Conclusion et discussion
La sensibilité de CTA à l’annihilation de matière noire vers le GC est améliorée par le likelihood bidimensionnel et par la contribution de l’IC. Elle est par contre dégradée par les erreurs systématiques et le GDE. La stratégie d’observation et les techniques d’analyses devront être optimisées pour pouvoir minimiser le plus possible tous les facteurs contribuant à une baisse de la sensibilité pour que CTA soit capable de sonder la section efficace thermique dans tous les canaux. Les observations avec CTA fourniront un test décisif sur le modèle des WIMPs au TeV et/ou la distribution de matière noire dans la région du centre Galactique.
Un éventuel signal de matière noire détecté au centre galactique doit être vérifier dans un environnement astrophysique plus propre, étant donné la complexité et la variété des émissions conventionnelles dans cette région. C’est pourquoi les futures recherches de matière noire avec CTA se concentreront aussi sur les galaxies naines. Dans le chapitre suivant nous calculerons la sensibilité de CTA vers les 10 dSph les plus prometteuses.
11. Sensibilité de CTA vers le centre Galactique
Chapitre 12
Sensibilité de CTA vers les galaxies naines satellites de la Voie Lactée
Sommaire
12.1 Sélection des cibles . . . 178
12.2 Méthode d’analyse . . . 180
12.3 Incertitudes systématiques sur le facteur astrophysique . . . 182
12.4 Résultats . . . 183
12.5 Recherche de signaux de type lignes . . . 187
12.5.1 Modèles spécifiques au TeV . . . 188
12.5.2 Calcul de sensibilité . . . 189
12.6 Conclusion et discussion . . . 190
12. Sensibilité de CTA vers les galaxies naines satellites de la Voie Lactée
Dans le chapitre 7 nous avons montré que les galaxies naines satellites de la Voie Lactée (dSph) sont d’excellentes cibles pour la recherche de matière noire, en particulier à cause du faible bruit de fond d’origine astrophysique attendue. Les dSph sont présentées dans tout le ciel et de nombreuses campagnes d’observations ont été menées par les différents télescopes Tcherenkov actuels (voir chapitre 9). Le projet CTA envisage de déployer deux réseaux, dans l’hémisphère nord aux iles Canaries et dans l’hémisphère sud au Chili, lui permettant de pouvoir potentiellement observer toutes les dSph connues lors de sa mise en service. De plus la meilleure sensibilité du réseau comparé aux télescopes actuels permet d’espérer de bien meilleures limites.
Dans ce chapitre nous allons étudier le potentiel de CTA vers les dSph pour la recherche de matière noire. Nous définirons dans un premier temps les meilleures candidats parmi les dSph dites classiques et celles à faible luminosité (Ultra faints). Nous calculerons ensuite la sensibilité de CTA dans le cas d’un signal de continuum vers les meilleurs candidats choisis et la dSph récemment découverte Reticulum II. Enfin nous étudierons le potentiel de CTA pour la recherche d’un signal de ligne dans les meilleures candidates établies auparavant et conclurons sur les perspectives. Cette étude fait l’objet d’une publication dans [174].
12.1 Sélection des cibles
Les dSph connues aujourd’hui sont listées dans la figure 7.8 du chapitre 7 et on en dénombre aujourd’hui 48. Avec les futurs relevés comme PanSTARRS [175, 176], Dark Energy Survey (DES) [177] le Large Synoptic Survey Telescope (LSST) [178, 179, 180] de nombreuses avancées peuvent être espérées dans ce domaine au cours des prochaines années.
Un des problèmes majeurs des dSph est la rareté des traceurs stellaires qui rendent la détermination du facteur J sujet à des incertitudes statistiques et systématiques. Dans le cas desU ltra f aints(U F), le nombre d’étoiles utilisées pour calculer le facteurJpeut être de l’ordre de quelques dizaines unités, par exemple 70 et 20 pour Segue I et Ursa Major II tandis les dSph classiquespeuvent en avoir plusieurs milliers, comme par exemple Fornax avec 2483 étoiles. Les récentes études associées suscitent de nombreux débats sur sa valeurs et son incertitude [139, 181, 182, 183, 184, 185]. En particulier, dans le cas de Segue I les disparités sur le calcul du facteurJpeuvent être importantes, à cause de la contamination stellaire d’étoile de notre propre galaxies [138].
12.1 Sélection des cibles
CibleHemisphèreDistance[kpc]TailleNombrenombrelog10(J [GeV2cm5]) angulaire[deg]d’étoilesdeRoIi CarinaS1011.26774417.84+0.08 0.08 DracoN821.30292618.89+0.14 0.14 FornaxS1382.612483317.78+0.13 0.08 SculptorS791.941365318.45+0.07 0.06 UrsaMinorN661.37313218.89+0.30 0.30 BootesIN660.4737418.20+0.40 0.36 ComaBerenicesN440.3159319.02+0.37 0.40 SegueIN230.3570319.33+0.32 0.34 UrsaMajorIN970.4339417.86+0.56 0.33 UrsaMajorIIN300.5320419.36+0.42 0.41 ReticulumIIS32——519.30+0.40 0.40 Table12.1:ListedesdSphconsidéréesdansnotreanalyseaveclespropriétésnécessairespourl’étudeprésentéeici.Lescinq premièreslignessontlesdSphclassiquesetlescinqsuivanteslesUF.Lescolonnesdonnentdansl’ordre:l’hémisphèreoùl’objetest situé,sadistance,satailleangulairedansleciel(dernièreétoilemembre),lenombred’étoiles,lenombreidesousRoIide0.1de largeuroptimisé,lefacteurJetsonincertitudestatistique,intégrésurtouteslesRoIi.
12. Sensibilité de CTA vers les galaxies naines satellites de la Voie Lactée
Pour ce travail nous sélectionnons les dSph avec les facteurs J les plus élevés obtenus par l’analyse de leur dynamique stellaire [137], ils sont en très bon accord avec des résultats obtenus dans une autre récente étude [138]. Cette sélection comprend 5 dSphclassiques(Carina, Draco, Fornax, Sculptor et Ursa Minor) et 5 dSph U ltra f aints (Bootes, Coma Berenices, Segue I, Ursa Major I et II). Plusieurs de ces dSph ont fait l’objet d’observations par des réseaux de télescopes Tcherenkov, et notamment Segue I [141, 186, 187] qui était une cible de première intérêt jusqu’aux travaux récents publiés dans [138]. Nous la considerons toujours dans notre analyse sachant que le facteurJ obtenu dans [137] est peut être surestimé d’un facteur⇠103. En plus de ces 10 candidates nous ajoutons la dSph récemment découverte Reticulum II (DES J0335.6-5403) dans notre analyse. Sa relative proximité (⇡32 kpc) et le fait que plusieurs études estiment qu’elle contient une importante fraction de matière noire [143, 188] en font une des meilleures cible pour les recherches avec CTA. Dans le cas de Reticulum II nous utilisons le facteurJ calculé dans [143].
Les différentes dSph considérées ici et de leurs propriétés sont données dans le tableau 12.1 mais ainsi le site de CTA préféré pour les observer.