Position et extension

Pour chaque lot de données, la position de la source et son extension sont ajustées en supposant une source gaussienne. Les résultats sont résumés dans le tableau 16.2. Les contours de conance sur la position reconstruite pour le lot C05 sont donnés sur la gure 16.3(a). L'écart maximal entre les positions reconstruites est de 80. La source est compatible avec une source

162 CHAPITRE 16. L'ANALYSE DE LA NÉBULEUSE DE CRABE

Energie vraie (TeV)

-1 10 1 10 ) -1 .TeV -1 .s -2 Flux (m -10 10 -9 10 -8 10 -7 10 -6 10 -5 10 -4 10 ** SpectrumPowerLaw ** .TeV -1 .s -2 m -8 1.463e+00) 10 ± (1 TeV) = (3.194e+01 Φ .TeV -1 .s -2 m -8 8.331e-01) 10 ± (1.23 TeV) = (1.882e+01 Φ -1 .TeV -1 .s -2 m -8 0.833) 10 ± Norm: (18.823 0.058) ± Index: (2.583 Decorrelation energy = 1.227 TeV-1

.s -2 m -7 0.10).10 ± I(>1.000 TeV) = (2.02 Likelihood : 489.8 Spectrum Nrec/Ntheoric 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2

Energie reconstruite (TeV) -1

10 1 10

Residuals

Fig. 16.2: Spectre diérentiel du Crabe, reconstruit avec l'hypothèse d'un spectre en loi de puissance sur le lot de données C05. La spectre ajusté a un indice spectral Γ = 2, 58 ± 0, 06 et un ux intégré au-dessus de 1 TeV de Φ(> 1 T eV ) = (2, 02 ± 0, 10) × 10−11_cm−2_.s−1_{. Il est représenté} par la ligne rouge continue. La région ombrée verte représente le contour de conance à 1 σ (erreur statistique seulement) sur le ux. La gure du bas représente les résidus de l'ajustement (nombre de γ mesuré divisé par le nombre de γ prédit pour le spectre ajusté). Il n'y a pas d'écart important entre les résidus et 1, indiquant que l'ajustement est cohérent.

163 RA (hours) -83.646 -83.615 Dec (deg) 22.005 22.01 22.015 22.02 22.025 hProfile2D Entries 400 Mean x -83.63 Mean y 22.01 RMS x 0.009683 RMS y 0.009008 hProfile2D Entries 400 Mean x -83.63 Mean y 22.01 RMS x 0.009683 RMS y 0.009008 05h34m28s 05h34m30s 05h34m32s 05h34m34s

Position Confidence Levels

05h34m28s 05h34m30s

05h34m32s 05h34m34s

(a)Reconstruction de la position.

[deg] σ 0 0.02 0.04 0.06 0.08 0.1 0.12 0.14 0.16 0.18 0.2 0.22 -2 log(L) -1600 -1400 -1200 -1000 -800 Profile_par3 (b)Reconstruction de l'extension.

Fig. 16.3: Reconstruction de la position et de l'extension de la Nébuleuse du Crabe sur le lot C05. (a) Carte du ciel en coordonnées équatoriales. La position du pulsar du Crabe est indiquée par une croix. La position reconstruite la plus probable est marquée par un triangle, les erreurs statistiques sur les deux axes sont indiquées par les deux lignes pointillées. Les contours de conance sur cette position sont donnés par pas de 1 σ. (b) Prol de χ2 _{(−2 ln(L)) en fonction de la largeur σ de la source} supposée gaussienne et centrée sur le pulsar du Crabe. Le minimum de ce prol correspond à une source ponctuelle. La limite supérieure à 1 σ sur la taille de la source est indiquée par une ligne verte pointillée.

lot θd δ α σmax C05 0,5◦ −83, 630 ± 0, 003 22, 015 ± 0, 003 1,4' C10 1,0◦ −83, 632 ± 0, 003 22, 018 ± 0, 003 2.4' C15 1,5◦ −83, 626 ± 0, 002 21, 995 ± 0, 002 2.9' C20 2,0◦ −83, 627 ± 0, 003 22, 008 ± 0, 003 1,6' C25 2,5◦ −83, 632 ± 0, 004 22, 005 ± 0, 004 2,2'

Tab. 16.2: Position et extension de la Nébuleuse du Crabe observées à diérentes positions dans le champ de vue. θdest la distance de la souce au centre du champ de vue lors des observations. δ et α sont la déclinaison et l'ascension droite de la position reconstruite, en degrés. σmax est la limite supérieure à 1σ de la source, dans l'hypothèse d'une morphologie gaussienne.

ponctuelle. La limite supérieure à 1 σ est donnée pour chaque lot de données, elle est de l'ordre de 2'. Un exemple de prol de χ2 _{obtenu lors de cette analyse est donné sur la gure 16.3(b).}

164 CHAPITRE 16. L'ANALYSE DE LA NÉBULEUSE DE CRABE

Conclusion

Les données de la Nébuleuse du Crabe ont permis de valider les diérentes techniques d'analyse discutées dans cette partie. Le fond hadronique est correctement estimé sur tout le champ de vue. La méthode de reconstruction spectrale appliquée à cette source donne des résultats compatibles avec les autres expériences, quelle que soit la position de la source dans le champ de vue. Ceci valide à la fois la chaîne d'étalonnage, les simulations, la méthode de reconstruction spectrale elle-même et les méthodes d'interpolation des surfaces eectives et de résolution en énergie. Enn, la position et la morphologie de la source sont reconstruites. Les erreurs systématiques de pointé sur la Nébuleuse du Crabe à basse altitude sont de l'ordre de 1', bien supérieure aux erreurs attendues de l'ordre de 10. Des études sont en cours pour les réduire à court terme.

Ces caractéristiques font de H.E.S.S. un instrument prometteur pour la découverte de nou- velles sources, l'étude de sources étendues ou de l'émission diuse.

Cinquième partie

Chapitre 17

La matière noire froide

Le modèle standard de la cosmologie est actuellement le modèle du Big-Bang, proposé dans les années 1920 par Friedman et Lemaître. Dans le cadre de ce modèle, les équations de la relativité générale appliquées à un univers globalement homogène et isotrope conduisent à un univers en expansion déni par l'équation de Friedman. L'origine de ce modèle est la découverte de la loi de Hubble au début du 20`eme_{siècle : les galaxies s'éloignent les unes des autres d'autant}

plus rapidement qu'elles sont plus éloignées. L'expansion de l'univers est décrit par un facteur d'échelle a(t) mis à 1 aujourd'hui, et par son taux d'expansion actuel déni par la constante de Hubble H0 = h × 100 km s−1Mpc−1. Les mesures récentes indiquent h ∼ 0.7. La densité totale

d'énergie de l'univers aujourd'hui (t0) est dénie ([150],p.74) par Ω0, en unité de la densité

critique ρc= 3H2/(8πG):

Ω0 = 8πG × ρ(t 0)

3H2 (17.1)

Pour un univers plat, Ω0 = 1. Cette valeur est prédite par les modèles d'ination dans lesquels

l'univers subit une expansion rapide conduisant à une géométrie plate, et est favorisée par les mesures [182].

La densité d'énergie peut se décomposer en densités de matière Ωm, de radiation Ωr et d'une

constante cosmologique ΩΛ. Pour l'espèce i, on dénit la densité ρi et la quantité Ωi = ρi/ρc.

La densité totale d'énergie est alors donnée par Ω0 =P_iΩi.

Dans le cadre du modèle appelé ΛCDM (CDMpour Cold Dark Matter), la constante cosmo- logique ΩΛ est non nulle et la matière est dominée par des particules non relativistes (froides)

au moment de l'égalité matière-rayonnement. Ce modèle décrit actuellement le mieux les ob- servables, en particulier l'histoire thermique, le rayonnement cosmologique, les abondances des éléments et les structures à grandes échelles. Cependant, la compréhension de l'univers est partielle. Dans le cadre du modèle ΛCDM, la nature de la matière noire non baryonique et de l'énergie noire sont inconnues, et de la nouvelle physique est nécessaire pour expliquer les premiers instants de l'histoire de l'univers.

Après avoir rappelé les mesures des paramètres cosmologiques, nous présentons brièvement la densité relique des particules de matière noire dont certains candidats, proposés par la phy- sique des particules, sont décrits dans le chapitre suivant. Les connaissances actuelles concernant la répartition de la matière noire à l'échelle galactique sont discutées section 17.3.

168 CHAPITRE 17. LA MATIÈRE NOIRE FROIDE

17.1 Les paramètres cosmologiques et le modèle ΛCDM

Les résultats les plus récents concernant les valeurs des paramètres cosmologiques pro- viennent des observations du fond de rayonnement cosmologique [70, 207] avecWMAP[182, 91], des supernovae de type Iaet des structures à grandes échelles avec 2dF Galaxy Redshift Sur- vey [49] et SDSS [62].

L'ensemble des dernières observations cosmologiques valident le modèle ΛCDM dans lequel le Big Bang est suivi d'une phase d'ination donnant aujourd'hui un univers plat dominé par l'énergie du vide. L'observation récente du pic acoustique dans les grandes structures par l'ex- périence SDSSconrme que les structures à grande échelle se sont formées suivant un scénario hiérarchique.

Les résultats combinés des diérentes expériences contraignent les paramètres du modèle ΛCDM (tiré du PDG 2004) :

h = 0, 71+0,04_−0,03 (17.2) Ω0 = 1, 02 ± 0, 02 (17.3)

Ωmh2 = 0, 135+0,008−0,009 (17.4)

Ωbh2 = 0, 0224 ± 0, 0009 (17.5)

où Ωb est la densité de matière baryonique. Il reste cependant deux grandes inconnues. La

première est la nature du vide qui représente 70% de l'énergie de l'univers. La seconde est la nature de la matière noire non baryonique, qui représente 83% de la matière. La densité relique de cette matière non baryonique vaut ajourd'hui ΩN B

m = 0, 22 ± 0, 041. Certains candidats

potentiels seront abordés dans le chapitre 18.