Conclusions et perspectives

Nous avons expos´e dans ce chapitre les principes de l’´elaboration d’un mod`ele effectif simplifi´e de particules de mati`ere noire interagissant avec la mati`ere ordinaire. Cette mod´elisation nous a permis d’´etudier plus en d´etail les effets de la nature quantique de la

mati`ere noire, dans le cadre de particules fermioniques (Majorana ou Dirac). Nous avons montr´e en quoi de tels mod`eles ´etaient plus g´en´eraux que les mod`eles supersym´etriques usuels en terme de couplages, et comment la seule contrainte en densit´e relique amenait naturellement `a consid´erer des couplages faibles. Par ailleurs, nous avons montr´e comment il ´etait possible d’effectuer des pr´edictions pour la d´etection indirecte de mati`ere noire en astronomie gamma, et comment les exp´eriences pouvaient elles aussi apporter des contraintes sur les param`etres effectifs.

Cet outil ´etait initialement destin´e `a ˆetre confront´e aux donn´ees collect´ees dans l’exp´erience CELESTE, dans le cadre de d´etection indirecte de mati`ere noire dans les galaxies M31 et Draco. Or, on a bien vu que les mod`eles d’int´erˆet cosmologique sont presque syst´ematiquement associ´es `a de faibles flux de gamma, ce qui les place bien en-de¸c`a de la sensibilit´e de CELESTE. Toutefois, nous avons montr´e que les sensibilit´es des exp´eriences les plus r´ecentes permettront de resserrer davantage l’´etau des limites permises pour nos param`etres effectifs.

Bien que les r´esultats obtenus soient encourageants, il reste de nombreux vides `a com-bler. La premi`ere des perspectives consiste `a ajouter tous les processus ´elud´es de produc-tion de bosons dans l’´etat final, ainsi que la prise en compte des largeurs et effets de seuil. Par ailleurs, le calcul de la densit´e relique par d´eveloppement de Taylor nous a permis d’avoir une id´ee plus pr´ecise de l’influence des param`etres sur nos mod`eles. C’est toutefois une m´ethode approximative `a laquelle nous pourrions `a l’avenir substituer des algorithmes qui ont d´ej`a montr´e leur efficacit´e (cf. Gondolo & Gelmini [101]). De plus, et c’est l`a une de nos priorit´es `a venir, il est essentiel de connecter cette approche effective aux mod`eles supersym´etriques en ´etablissant des correspondances entre les diff´erents couplages mis en jeu. Cela permettrait en effet d’effectuer des comparaisons quantitatives avec certains outils num´eriques existants (DarkSusy [34] ou MicrOMEGAs [36], par exemple). Enfin, nous n’avons pris en compte pour l’heure que de la mati`ere noire de type fermionique, et il serait int´eressant d’ajouter une mod´elisation de mati`ere noire scalaire, afin d’´etudier plus pr´ecis´ement les contraintes intrins`eques provenant de la nature quantique de la mati`ere noire.

Deuxi`eme partie

CELESTE : De l’analyse spectrale `a

la recherche indirecte de mati`ere

Introduction

La recherche de signaux indirects de mati`ere noire de nature supersym´etrique peut s’inscrire dans le cadre de l’astronomie Gamma. N´eanmoins, comme nous l’avons vu dans le chapitre pr´ec´edent, le flux attendu est dominant `a basse ´energie, et l’usage d’un

instru-ment `a bas seuil est donc forteinstru-ment prescrit. Le t´elescope `a effet ˇCerenkov atmosph´erique

CELESTE [114] est un d´etecteur adapt´e `a cette physique dans la mesure o`u il d´etient `a ce

jour le seuil en ´energie le plus bas dans le champ de l’astronomie gamma au sol (seuil d’en-viron 50 GeV au d´eclenchement). Cet instrument a par ailleurs montr´e son grand potentiel et sa fiabilit´e avec la d´etection de la n´ebuleuse du Crabe [135] et du blazar Markarian

421 [119]. Situ´ee dans l’h´emisph`ere Nord `a une latitude de 42o, l’exp´erience CELESTE

a de plus acc`es `a des sources potentielles de mati`ere noire de grand int´erˆet : la galaxie

spirale Androm`ede (M31, d´eclinaison de 41o), et la galaxie naine Draco (d´eclinaison de

57o).

La pr´esente partie d´ecrit les aspects exp´erimentaux de cette th`ese, et sera d´evelopp´ee comme suit. Nous ferons dans un premier temps une pr´esentation succincte des principes de l’astronomie gamma et des diff´erentes techniques d’observation utilis´ees dans ce do-maine. Nous pr´esenterons ensuite le d´etecteur CELESTE et les m´ethodes d’extraction du signal avant d’expliciter notre ´etude sur la reconstruction spectrale. Nous verrons en par-ticulier quelles incidences le changement de configuration du d´etecteur en 2002 a suscit´e sur ce dernier point (extension de la surface de collection de 40 `a 53 h´eliostats en 2002). Enfin, nous nous concentrerons sur l’analyse des donn´ees M31 et montrerons quels types de limites physiques sur la mati`ere noire on peut d´eduire de nos r´esultats.

Chapitre 6.

L’astronomie gamma

L’astronomie gamma est destin´ee `a l’´etude des photons d’´energies plus grandes que 100 keV. Bien que sans limite sup´erieure, elle s’´etend en pratique jusqu’`a des ´energies de ∼ 100 TeV au-del`a desquelles l’absorption par le rayonnement cosmologique micro-onde empˆeche l’observation de sources extra-galactiques. Ainsi, l’astronomie gamma couvre l’observation de photons sur environ 9 ordres de grandeur, soit presque autant que tout le reste de l’astronomie (11 ordres de grandeur du domaine radio `a l’X). Le domaine gamma tel que d´efini pr´ec´edemment met en jeu des processus non-thermiques, et caract´erise de fa¸con g´en´erale les ph´enom`enes astrophysiques les plus violents.

Ce chapitre d´ecrit les caract´eristiques du rayonnement gamma ainsi que les principes de sa d´etection. On mettra en particulier l’accent sur la d´etection au sol qui fait l’objet de cette th`ese. On trouvera par ailleurs des revues beaucoup plus compl`etes sur l’astronomie