Recherche d'événements de microlentille gravitationnelle dans les bras spiraux de la galaxie avec EROS II
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Texte intégral
(2) TABLE DES MATIERES. Introduction : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 1. La matiere noire au vu des resultats recents : : : : : : : : : : : 1.1 Estimation de la densite de matiere M . . . . . . . . . . . 1.1.1 1.1.2 1.1.3 1.1.4 1.1.5 1.1.6. La matiere sous forme lumineuse . . . . La matiere baryonique . . . . . . . . . . . Matiere noire dans le voisinage solaire Dans le halo des galaxies spirales . . . . Dans les amas de galaxies . . . . . . . . Mesures a grande echelle . . . . . . . . .. 0. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . .. 3 4 4 4 5 6 7 8 8 9 10 12. ........ ........ ........ ........ ........ ........ 1.2 Mesures portant a la fois sur M0 et sur 0 . . . . . . . . 1.3 Questions ouvertes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.3.1 La matiere noire non baryonique . . . . . . . . . . . . . . . . 1.3.2 Ou sont les baryons obscurs? . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.3.3 Interpretation des resultats de recherche de microlentille vers le LMC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15 1.4 Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16. 2.. . . . . . .. 1. L'eet de lentille gravitationnelle : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 2.1 Un bref apercu historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2 Le formalisme de l'eet de microlentille . . . . . . . . . . . 2.2.1 2.2.2 2.2.3 2.2.4 2.2.5 2.2.6. L'angle de deexion . . . . . Le cadre geometrique . . . . . L'equation des lentilles . . . Modication du ux recu . . Formation d'images . . . . . Caustique et courbe critique. . . . . . . 2.3 Le modele de lentille ponctuelle . 2.3.1 L'equation des lentilles . . . . . . 2.3.2 Modication du ux recu . . . . . 2.3.3 Caustique et courbe critique . . . I. . . . . . .. . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . .. 17 17 20 20 20 21 22 24 25 25 25 26 26.
(3) Table des matieres. 2.4. L'eet de microlentille. .................. 2.4.1 Duree caracteristique du phenomene . . . . . . . 2.4.2 Courbe d'amplication . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.5 Les deviations aux eets de lentille ordinaires . 2.5.1 L'eet de taille nie . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.5.2 L'eet de confusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.5.3 Lentille binaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.5.4 Mouvements non-rectilignes . . . . . . . . . . . . . 2.5.5 Eet de lentille sur une etoile variable . . . . . . 2.6 Notion de profondeur optique . . . . . . . . . . . . . 2.7 Caracteristiques du signal attendu . . . . . . . . .. 3.. . . . . . . . . . . .. 26 27 28 29 30 31 35 36 42 44 45. Appareillage et programme scientique d'EROS II : : : : : : 3.1 L'appareillage d'EROS II . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 47 47 47 48 53 55 55 57 58. Creation des courbes de lumiere : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 4.1 Le catalogue d'etoiles de reference . . . . . . . . . . . . . . .. 63 63 63 64 68 68 69 69 70 70 74. 3.1.1 L'optique et les cameras . . . . . . . . . . 3.1.2 Contr^ole du telescope . . . . . . . . . . . 3.1.3 Le systeme d'acquisition des donnees . 3.2 Les programmes de physique . . . . . . . . 3.2.1 Les Nuages de Magellan . . . . . . . . . . 3.2.2 Le Centre Galactique (CG) . . . . . . . 3.2.3 Le programme Bras Spiraux (GSA) 4.. 4.1.1 Choix des images de reference . . . . . . 4.1.2 La creation de l'image de reference . . 4.2 La creation des courbes de lumiere . . . 4.2.1 L'alignement geometrique . . . . . . . . . 4.2.2 La photometrie . . . . . . . . . . . . . . . . 4.2.3 L'alignement photometrique . . . . . . . 4.2.4 Les magnitudes REROS et BEROS . . . . 4.2.5 Parametrisation de l'erreur sur le ux 4.3 Resume . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. . . . . . . .. . . . . . . . . .. Recherche des eets de lentille gravitationnelle : : : : : : : : : 5.1 Le nettoyage des donnees . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 77 78 5.1.1 Criteres sur la qualite des images . . . . . . . . . . . . . . . 78 5.1.2 Elimination d'etoiles mal denies . . . . . . . . . . . . . . . 80 5.2 Monte-Carlo pour etude d'acceptance . . . . . . . . . . . . . 82 II.
(4) Table des matieres. 5.3. 5.4. 5.5. 5.6 5.7. 5.8 6.. Le calcul de la ligne de base. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82 5.3.1 Methode 1 : Distribution de densite de probabilite . . . . . 83 5.3.2 Methode 2 : Histogramme des ux . . . . . . . . . . . . . . . 85 5.3.3 Mise en uvre et test du calcul du ux de base . . . . . . . 85 Filtrage de premier niveau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92 5.4.1 Filtre 1a : Probabilite de uctuation . . . . . . . . . . . . . . 92 5.4.2 Filtre 1b : Nombre de points deviants . . . . . . . . . . . . . 95 5.4.3 Filtre 1c : Filtre de dispersion . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95 5.4.4 Filtre 1d : Test de Kolmogorov-Smirnov . . . . . . . . . . . 98 5.4.5 echantillon au hasard . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100 5.4.6 Ecacite et complementarite des ltres de premier niveau 100 La recherche de candidats microlentille . . . . . . . . . . . . 101 5.5.1 Recherche d'une uctuation signicative . . . . . . . . . . . 101 5.5.2 Elimination des etoiles variables . . . . . . . . . . . . . . . . 107 5.5.3 Compatibilite avec un ajustement de microlentille . . . . . 110 5.5.4 Retour sur l'inter^et de certaines coupures . . . . . . . . . . 113 Ecacite de detection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115 Proprietes statistiques des candidats restants . . . . . . . 117 5.7.1 Diagramme couleur-magnitude . . . . . . . . . . . . . . . . . 117 5.7.2 Distribution spatiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117 5.7.3 Distribution des parametres d'impact . . . . . . . . . . . . . 119 5.7.4 Distribution des instants de maximum d'amplication . . 121 Conclusions de la recherche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122. Analyse des courbes de lumiere des candidats : : : : : : : : : : 125 6.1 Contraintes sur les parametres physiques de la lentille 125. 6.1.1 Eet de taille nie de la source . . . . . . . . 6.1.2 Eet de parallaxe terrestre . . . . . . . . . . . 6.2 Verications et traitements particuliers . . 6.3 Presentation des candidats . . . . . . . . . . . . 6.3.1 Le candidat EROS2-GSA1 . . . . . . . . . . 6.3.2 Le candidat EROS2-GSA2 . . . . . . . . . . 6.3.3 Le candidat EROS2-GSA3 . . . . . . . . . . 6.3.4 Le candidat EROS2-GSA4 . . . . . . . . . . 6.3.5 Le candidat EROS2-GSA5 . . . . . . . . . . 6.3.6 Le candidat EROS2-GSA6 . . . . . . . . . . 6.3.7 Le candidat EROS2-GSA7 . . . . . . . . . . 6.4 Conclusion de l'analyse . . . . . . . . . . . . . . . III. . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . .. 126 128 128 129 129 135 138 140 143 150 152 155.
(5) Table des matieres. 7.. Estimation de la distance des populations d'etoiles suivies 157 7.1 Distribution de distance des etoiles : utilisation de la densite et de la fonction de luminosite apparente du disque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158 7.2 Les associations stellaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160 7.2.1 Observations vers Cen . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.2.2 Les associations stellaires dans la litterature . . . . . 7.2.3 De l'inter^et de l'etude des associations pour EROS 7.3 Recherche d'etoiles variables periodiques . . . . . . . 7.3.1 Proprietes physiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.3.2 Recherche de cepheides dans EROS . . . . . . . . . . . 7.3.3 Distance des variables pulsantes . . . . . . . . . . . . . 7.4 Resume des dierents travaux abordes . . . . . . . . .. 8.. . . . . . . . .. . . . . . . . .. . . . . . . . .. 160 162 165 166 166 171 180 184. Les microlentilles gravitationnelles : un outil d'investigation de la structure de la Galaxie : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 189 8.1 La profondeur optique, taux, nombre d'evenements . . 189 8.1.1 La distribution de masse des deecteurs . . . . . . . . . . . 8.1.2 La distribution de vitesse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.1.3 Profondeur optique, duree, taux et nombre d'evenements 8.2 Description de la Galaxie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.2.1 Les dierentes composantes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.2.2 Les distributions de vitesse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.2.3 Contraintes observationnelles . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.2.4 Les deux modeles utilises . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.3 Contraintes sur la structure de la Galaxie provenant de la recherche d'eets de microlentille . . . . . . . . . . . . 8.3.1 Le programme de simulation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.3.2 Utilisation de la profondeur optique . . . . . . . . . . . . . . 8.3.3 Distribution de duree et nombre d'evenements . . . . . . . 8.3.4 Variation des predictions avec les parametres de la simulation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.3.5 Interpretation des observations dans chaque direction . . 8.3.6 Les evenements MACHO vers le bulbe . . . . . . . . . . . . 8.3.7 Halo, disque epais ou rien? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.4 Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. Conclusion et perspectives. 190 190 192 196 196 200 205 208 209 209 209 217 221 224 226 227 229. : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 231 IV.
(6) Table des matieres. Annexe A.. 233. Distribution de vitesse : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 235 A.1 Combinaison de deux distributions gaussiennes . . . . . . 235 A.2 Distribution de vitesse transverse relative des de ecteurs appartenant au disque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 236 A.2.1 Application aux lentilles du disque . . . . . . . . . . . . . . . 237. B.. Disque de Toomre : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 239. V.
(7) Table des matieres. VI.
(8) INTRODUCTION La composition en mati ere et en
(9) energie de l'Univers est une question majeure de la physique et de l'astrophysique, pos
(10) ee avec une acuit
(11) e particuli ere depuis que de nombreuses observations ont mis en
(12) evidence le fait que la majeure partie de la mati ere est obscure. Il est imp
(13) eratif de r
(14) epondre a cette question tant pour reconstituer l'histoire de l'Univers que pour pr
(15) edire son avenir. C'est une question qui est encore largement ouverte, mais des r
(16) esultats obtenus ces deux ou trois derni eres ann
(17) ees apportent des
(18) el
(19) ements de r
(20) eponse particuli erement int
(21) eressants { sous r
(22) eserve de conrmation pour certains d'entre eux. Il s'agit notamment - d'indications selon lesquelles la constante cosmologique aurait une valeur non nulle - de la clarication des mesures portant sur la quantit
(23) e de deut
(24) erium primordial (rapport deut
(25) erium=hydrog ene jprimordial) - d'indications fortes selon lesquelles les neutrinos ont une masse - de l'
(26) etablissement de limites sup
(27) erieures sur la contribution de MACHOs de faibles masses (M 10;3M) au halo de la Galaxie - de r
(28) esultats du Hubble Space Telescope (HST) sur la Fonction Initiale de Masse des
(29) etoiles de la Galaxie. La solution la plus simple pour expliquer la nature d'une partie de la mati ere noire est de consid
(30) erer qu'elle est form
(31) ee d'
(32) etoiles et de gaz (mati ere baryonique). Au d
(33) ebut des ann
(34) ees 1990, suite a la suggestion faite par Bohdan Paczynski en 1986 Pac86], trois groupes (la collaboration EROS 1, le projet MACHO 2 et le groupe OGLE 3) ont commenc
(35) e a utiliser le ph
(36) enom ene de microlentille gravitationnelle pour chercher des naines brunes dans le halo de la Galaxie. Cette recherche fut couronn
(37) ee de succ es avec la d
(38) ecouverte en 1993 d'
(39) ev
(40) enements en direction du Grand Nuage de Magellan (Alc93] et Aub93]). Dans les ann
(41) ees qui suivirent, la communaut
(42) e des groupes d'observation s'agrandit (AGAPE, DUO, MOA, Vatt). Le nombre de candidats a l'eet de lentille a augment
(43) e pour atteindre pr es de 300 aujourd'hui, et des ph
(44) enom enes caract
(45) eristiques de l'eet de lentille furent observ
(46) es (eet de parallaxe, lentilles binaires etc.). Outre l'
(47) etude 1. Experience de Recherches d'Objets Sombres 2. Massive Astrophysical Compact Halo Objects 3. Optical Gravitational Lensing Experiment. 1.
(48) Table des matieres. du ph
(49) enom ene de microlentille, les observations des groupes EROS et MACHO permirent de contraindre la fraction du halo de la Galaxie sous forme d'objets compacts du type naines brunes. Le r
(50) esultat majeur fut d'exclure la gamme de masses comprise entre 10;7 et 0:02 M comme composante pr
(51) epond
(52) erante du halo. Les r
(53) esultats des di
(54) erents campagnes
(55) etaient en outre diciles a interpr
(56) eter. La profondeur optique mesur
(57) ee vers le Grand Nuage de Magellan (Alc98], Ans96c], Alc97a]) montre que le halo de la Galaxie ne peut ^etre compos
(58) e pour plus de 25% d'objets de type naines brunes. Par ailleurs la profondeur optique mesur
(59) ee vers le Centre Galactique (Uda94a], Alc97b]) semble ^etre signicativement plus importante que ce a quoi on pouvait s'attendre, conrmant l'existence d'une structure en barre autour du bulbe. Le programme EROS II fut donc lanc
(60) e en juin 1996 dans l'optique de l'accumulation d'une grande statistique avec, de plus, la possibilit
(61) e de diversier les cibles vis
(62) ees. Pour ^etre a m^eme de di
(63) erencier les contributions a la profondeur optique des diverses composantes de la Galaxie, la collaboration EROS II a d
(64) eni un ensemble de lignes de vis
(65) ees traversant le disque de la Galaxie mais susamment
(66) eloign
(67) ees du Centre Galactique pour s'aranchir de la contamination de la barre. L'analyse des trois premi eres ann
(68) ees de ce programme, appel
(69) e programme Bras Spiraux, fait l'objet de cette th ese. Le premier chapitre est consacr
(70) e a une pr
(71) esentation g
(72) en
(73) erale du probl eme de la mati ere noire l'interpr
(74) etation des
(75) ev
(76) enements de microlentille observ
(77) es vers les Nuage de Magellan y est
(78) evoqu
(79) ee. Le deuxi eme chapitre d
(80) ecrit le formalisme de l'eet de lentille gravitationnelle. Le troisi eme chapitre d
(81) ecrit l'appareillage d'EROS II et son programme scientique en particulier le programme Bras Spiraux. EROS II eectue un suivi photom
(82) etrique r
(83) egulier de plusieurs millions d'
(84) etoiles. Le chapitre 4 montre comment on cr
(85) ee des chiers de donn
(86) ees exploitables a partir des clich
(87) es pris chaque nuit. Le chapitre 5 pr
(88) esente l'analyse des courbes de lumi ere en vue de rechercher des
(89) ev
(90) enements de microlentille gravitationnelle. Sur les sept candidats trouv
(91) es nous eectuons une analyse d
(92) etaill
(93) ee des courbes de lumi ere (chapitre 6) en vue de d
(94) eterminer les caract
(95) eristiques du signal, et de rechercher des d
(96) eviations a la forme canonique de l'effet de lentille, porteuses d'informations. Le chapitre 7 r
(97) esume di
(98) erents travaux eectu
(99) es en vue d'aner notre connaissance de la distance des
(100) etoiles sources dans la direction des Bras Spiraux. Enn dans le chapitre 8 nous utilisons les candidats trouv
(101) es pour d
(102) eterminer la profondeur optique dans le disque de la Galaxie et nous comparons cette mesure et le nombre d'
(103) ev
(104) enements observ
(105) es aux pr
(106) edictions de di
(107) erents mod eles de la Galaxie.. 2.
(108) 1. LA MATIERE NOIRE AU VU DES RE SULTATS. RE CENTS. Le cadre th
(109) eorique utilis
(110) e est celui du big bang inationnaire, pr
(111) edisant que l'Univers est en expansion et poss ede les propri
(112) et
(113) es suivantes : - dans la premi ere phase de son histoire, l'Univers se trouvait a des temp
(114) eratures extr^emes. Les di
(115) erentes familles de particules
(116) etaient alors en
(117) equilibre statistique - les (( constantes )) fondamentales (c, h, G...) n'ont pas vari
(118) e au cours du temps - l'Univers a grande
(119) echelle ( 1000 Mpc) est homog ene et isotrope - la composition de l'Univers est asym
(120) etrique : il comprend plus de mati ere que d'antimati ere. - le taux d'expansion de l'Univers est r
(121) egi par la relativit
(122) e g
(123) en
(124) erale. L'
(125) equation de Friedmann d
(126) ecrivant l'
(127) evolution du taux d'expansion de l'Univers en fonction du temps peut s'
(128) ecrire sous la forme compacte suivante : 0 M + K + = 1 . (1.1). en utilisant les notations r
(129) eduites habituelles : 2 M 8G M2 K ; kc (1.2) 3 H R2 H 2 3H 2 o u R est le param etre d'
(130) echelle de l'Univers, H est le param etre de Hubble caract
(131) erisant le taux d'expansion de l'Univers, M est la densit
(132) e de mati ere, d
(133) esigne la constante cosmologique ( a laquelle correspond une ((
(134) energie du vide ))) et k est le signe de la courbure de l'espace-temps (k = ;1, 0 , 1 pour des espaces a courbures n
(135) egatives, nulles ou positives). La densit
(136) e de mati ere actuelle rapport
(137) ee a la densit
(138) e critique est donn
(139) ee par : M M0 M = 8G (1.3) 3 H02 c o u la valeur actuelle de la densit
(140) e critique, c, vaut H02 1:9 10;29h2 g cm;3 c = 83G (1.4) et la valeur actuelle de la constante de Hubble est H0 = 100h km s;1 Mpc;1 avec 0:5 < h < 0:8. 3.
(141) 1.. La matiere noire au vu des resultats recents 1.1 Estimation de la densite de matiere M0. La plupart des estimations de M0 se basent sur la d
(142) etermination du rapport ! = (M=L)=(M =L) de la masse M sur la luminosit
(143) e L (o u M est la masse et L la luminosit
(144) e du Soleil), rapport estim
(145) e pour un syst eme de dimensions susantes pour ^etre consid
(146) er
(147) e comme repr
(148) esentatif de l'Univers tout entier. La densit
(149) e moyenne de luminosit
(150) e de l'Univers est LB = (2 0:2) h 108 L Mpc;3 Fuk98]. L'indice B se r
(151) ef ere a la luminosit
(152) e mesur
(153) ee dans la bande de longueur d'onde standard B . En multipliant ! par LB on d
(154) eduit une estimation de la densit
(155) e moyenne de mati ere. Le rapport ! n
(156) ecessaire pour que la densit
(157) e totale de l'Univers soit
(158) egale a la densit
(159) e critique vaut Fuk98] : !crit = (1390 140)h :. (1.5). Une autre fa"con de d
(160) eterminer la densit
(161) e moyenne de l'Univers consiste a mesurer la masse d'un syst eme par des consid
(162) erations dynamiques Mdynamique . 1.1.1 La matiere sous forme lumineuse Comme nous venons de le voir l'une des
(163) etapes cruciales dans la d
(164) etermination de la quantit
(165) e de mati ere d'un syst eme est la connaissance de la composante lumineuse (
(166) etoiles, poussi ere et gaz). Des mod eles stellaires permettent d'
(167) etablir une relation entre la masse et la luminosit
(168) e pour chacun des types d'
(169) etoiles. Pour notre Galaxie, des comptages d'
(170) etoiles permettent d'
(171) etablir une fonction de luminosit
(172) e assez bien connue. Ainsi dans le voisinage solaire, repr
(173) esentatif du disque galactique, la densit
(174) e de mati ere sous forme lumineuse lum Bie87] permet de d
(175) eterminer le rapport !lum dans le voisinage solaire :. lum = 0:08Mpc;3 =) !lum = 2:2 :. (1.6). La revue de Fukugita et al Fuk98] fait l'
(176) etat des d
(177) eterminations actuelles de la quantit
(178) e de mati ere sous forme lumineuse dans di
(179) erentes galaxies spirales et composantes irr
(180) eguli eres. La contribution de la mati ere sous forme lumineuse a la densit
(181) e moyenne de l'Univers est ainsi : lum = 0:004 :. (1.7). 1.1.2 La matiere baryonique La valeur moyenne de la densit
(182) e de mati ere sous forme baryonique est d
(183) etermin
(184) ee a partir de la th
(185) eorie de la nucl
(186) eosynth ese primordiale, en comparant les abondances mesur
(187) ees en
(188) el
(189) ements l
(190) egers (D, 3 He, 4He et 7 Li) aux valeurs pr
(191) edites par la th
(192) eorie (cf. gure 1.1). La contribution B de la mati ere baryonique a la densit
(193) e totale ainsi obtenue 4.
(194) 1.1.. Estimation de la densite de matiere M. 0. h2. Fig. 1.1 { Abondances predites des elements legers en fonction de la densite totale en baryons. B h2 . L'epaisseur des courbes indique les incertitudes theoriques a 2. La bande verticale claire donne l'intervalle de valeurs de B h2 obtenu par Copi et al Cop95], la. bande sombre indiquant le resultat de Burles et al Bur98]. ( gure tiree de Tur99].). est : B h2 =. (. 0:009 a 0:02 Cop95] 0:0193 0:0014 Bur98] . (1.8). Copi et al donnent un r
(195) esultat qu'ils qualient de conservatif mais ne donnent pas d'intervalle de conance, Burles et al donnent un intervalle de conance a 1 tenant compte des erreurs statistiques et syst
(196) ematiques. Cette valeur est d
(197) ej a signicativement sup
(198) erieure aux estimations de la quantit
(199) e de mati ere sous forme lumineuse (cf.
(200) equation 1.7).. 1.1.3 Matiere noire dans le voisinage solaire C'est pour pr
(201) eciser la nature de la mati ere noire dans le halo de la Voie Lact
(202) ee que l'exp
(203) erience EROS a
(204) et
(205) e lanc
(206) ee. Dans sa phase EROS II, des campagnes d'observations 5.
(207) 1.. La matiere noire au vu des resultats recents. ont
(208) et
(209) e conduites en fonction de cet objectif vers le Petit et le Grand Nuage de Magellan, ainsi que vers le Centre Galactique et les Bras Spiraux. La mise en
(210) evidence de la mati ere noire dans le disque de la Galaxie (qui est sa partie lumineuse) a
(211) et
(212) e faite pour la premi ere fois par J.H. Oort Oor32] en 1932. Elle r
(213) esulte d'une comparaison de la densit
(214) e moyenne de mati ere due aux
(215) etoiles connues et au gaz identi
(216) e avec une d
(217) etermination dynamique de la densit
(218) e totale de mati ere contenue dans le disque de la Galaxie. Cette derni ere se d
(219) eduit de la dispersion des vitesses des
(220) etoiles et de leur distribution de densit
(221) e dans la direction normale au plan galactique. Comme nous le verrons au chapitre 8, on est amen
(222) e, dans cette analyse, a mod
(223) eliser la densit
(224) e de masse du disque par une double exponentielle (cf. page 198). La principale dicult
(225) e de cette approche r
(226) eside non pas dans sa m
(227) ethode, mais dans l'obtention d'un ensemble d'
(228) etoiles repr
(229) esentatif de la distribution de masse du disque de la Galaxie. Ainsi di
(230) erentes donn
(231) ees ont conduit a des r
(232) esultats di
(233) erents : Bahcall et al Bah84] d'un c^ot
(234) e trouvent une quantit
(235) e importante de mati ere noire (densit
(236) e de masse dans le voisinage solaire de = 0:185 0:02Mpc;3 ) en d
(237) esaccord avec Bienayme et al Bie87] ( 0:09 a 0:12Mpc;3 ). Ces derni eres ann
(238) ees ont vu une convergence des r
(239) esultats vers cette derni ere valeur (Kui89], Cre98]), qui indique que la contribution de la mati ere noire dans le voisinage du syst eme solaire ne peut ^etre que modeste !vois 3,
(240) equivalant a vois 2:10;3h;1. 1.1.4 Dans le halo des galaxies spirales L'indication la plus directe de l'existence de mati ere noire provient des courbes de rotation des galaxies spirales. Ces courbes donnent l'
(241) evolution de la vitesse de rotation v(r) des composantes de la galaxie qui peuvent ^etre observ
(242) ees a diverses longueurs d'onde, en fonction de leur distance au centre r. La quasi-totalit
(243) e des
(244) etoiles, du gaz et de la poussi ere, qui contribuent a la masse visible Mvis , est situ
(245) ee a des distances au centre inf
(246) erieures ou
(247) egales a une certaine valeur rvis, appel
(248) ee le rayon lumineux. Si toute la masse de la galaxie
(249) etait sous une forme lumineuse nous aurions pour des valeurs de r sup
(250) erieures a rvis ,. v2(r) GMvis : (1.9) r r2 Ainsi, si la masse des galaxies
(251) etait essentiellement lumineuse, pour les valeurs de r > rvis, la vitesse de rotation d
(252) ecro^#trait, suivant les lois de K
(253) epler, en r;1=2. Cependant des observations portant sur des dizaines de galaxies spirales Per92] ont montr
(254) e que la vitesse de rotation ne d
(255) ecro^#t pas au-del a du rayon lumineux. Il est g
(256) en
(257) eralement admis que ce comportement des courbes de rotation des galaxies spirales r
(258) esulte de l'existence d'un halo sombre, bien plus
(259) etendu et massif que la partie visible. Le rapport ! tenant compte 6.
(260) 1.1.. Estimation de la densite de matiere M. 0. des halos des galaxies spirales vaudrait ainsi : !halo > 30h () halo 0:02 h;1 (1.10) soit une valeur du m^eme ordre de grandeur que celle pr
(261) edite par la nucl
(262) eosynth ese primordiale. 1.1.5 Dans les amas de galaxies A plus grande
(263) echelle, les m
(264) ethodes d'estimation sont moins robustes mais donnent des quantit
(265) es de mati ere noire beaucoup plus importantes. Historiquement, la premi ere observation de mati ere noire a
(266) et
(267) e eectu
(268) ee en 1933 par F. Zwicky Zwi33]. Il mesura la dispersion des vitesses des galaxies composant l'amas de Coma et en d
(269) eduisit un rapport ! 300 h (
(270) equivalant a 0:2) a partir du th
(271) eor eme du viriel. La majeure partie des baryons d
(272) etect
(273) es dans les amas de galaxies se pr
(274) esente sous la forme d'un gaz chaud, remplissant l'espace inter-galactique et
(275) emettant des rayons X par bremsstrahlung. Si les amas poss edent une fraction de gaz fgaz Mbaryons =Mamas repr
(276) esentative de celle de l'Univers, alors la densit
(277) e moyenne de l'Univers se d
(278) eduit de la densit
(279) e moyenne de baryons Pri96] : (1.11) amas = f B : gaz La masse totale des amas est d
(280) etermin
(281) ee par plusieurs m
(282) ethodes : - en utilisant la m
(283) ethode Sar86] de Zwicky, qui suppose le gaz interne aux amas en
(284) equilibre hydrostatique et qui mod
(285) elise sa distribution de mani ere a s'ajuster aux observations de l'
(286) emission thermique de rayons X - en utilisant la d
(287) eformation des images de galaxies situ
(288) ees en arri ere-plan de l'amas par eet de lentille gravitationnelle Mel98]. La masse du gaz peut ^etre d
(289) etermin
(290) ee soit en mesurant la brillance de surface dans le domaine X, soit par cartographie de l'eet Sunyaev - Zel'dovich (eet S-Z). Cet eet provient de l'eet Compton inverse qui aecte les photons du fond dius de rayonnement cosmologique (FRC) lorsqu'ils traversent l'amas et entrent en collision avec les
(291) electrons du gaz. Il s'ensuit une distorsion sp
(292) ecique du spectre du FRC qui d
(293) epend du nombre d'
(294) electrons (et donc de baryons) le long de la ligne de vis
(295) ee. Quant a la brillance de surface en rayons X, elle est proportionnelle au carr
(296) e de la densit
(297) e
(298) electronique dans la direction vis
(299) ee. L'
(300) equipe de Mohr Moh98] a d
(301) etermin
(302) e le rapport fgaz a partir des
(303) emissions X de 45 amas et donne la valeur suivante : fgaz = (0:07 0:002)h;3=2. Ces di
(304) erentes techniques permettent ainsi d'obtenir Tur99] : ( (0:3 0:05)h;1=2 (en rayons X) M0 = (1.12) (0:25 0:04)h;1 (avec l0eet S ; Z) 7.
(305) 1.. La matiere noire au vu des resultats recents 1.1.6 Mesures a grande echelle. A une
(306) echelle cosmologique ( 100 Mpc) l'
(307) etude de la composante radiale des vitesses de galaxies individuelles conduit a la construction de champs de (( vitesses particuli eres )) 1. A partir d'un tel champ de vitesses radiales, il est possible de reconstruire le potentiel gravitationnel, puis la carte des uctuations de densit
(308) e ( ; )=, o u repr
(309) esente la densit
(310) e moyenne de mati ere. La comparaison de la distribution de ces uctuations de mati ere a celle des uctuations de la densit
(311) e des galaxies { d
(312) etermin
(313) ee a l'aide des grands relev
(314) es de galaxies tel IRAS { permet d'estimer la densit
(315) e de mati ere a grande
(316) echelle, et l'on obtient ainsi : M0 > 0:3 (avec un niveau de conance correspondant a 2:4 ):. 1.2 Mesures portant a la fois sur M0 et sur . (1.13) 0. Les supernov$ de type Ia sont associ
(317) ees aux explosions de naines blanches lorsque celles-ci atteignent une masse critique par accr
(318) etion de mati ere. Ces objets sont consid
(319) er
(320) es comme des chandelles standard, c'est- a-dire que leur luminosit
(321) e absolue au maximum d'intensit
(322) e est la m^eme pour toutes 2. On peut relier la di
(323) erence entre la magnitude apparente m d'une supernova et sa magnitude absolue M a son d
(324) ecalage vers le rouge z, a la constante de Hubble H0, ainsi qu' a M0 et 0 par :. m ; M = ;5 logH0dL(zn M0 0 )] . (1.14). o u dL est la distance de luminosit
(325) e (on se reportera par exemple a la th ese de D. Hardin Har98] pour l'expression de dL). La fa"con dont la luminosit
(326) e des supernov$ de type Ia varie en fonction de z, d
(327) epend essentiellement du param etre de d
(328) ec
(329) el
(330) eration q0 = 1 2 M0 ; 0 . Plus pr
(331) ecis
(332) ement, l'analyse de la variation de la luminosit
(333) e en fonction du d
(334) ecalage vers le rouge permet de contraindre la combinaison 43 M0 ; 0 . L'
(335) equipe du SCP (Supernova Cosmology Project Per99]) qui a trouv
(336) e 42 supernov$ de type Ia et celle du HZS (High Z Supernov Search Rie97]) obtiennent des r
(337) esultats compatibles entre eux Per99] : 0:8 M0 ; 0:6 0 ;0:2 0:1 . (1.15). avec des supernov$ situ
(338) ees en moyenne a z 0:4. La gure 1.2 montre les contraintes actuelles dans le plan ( 0 M0 ) provenant des mesures du SCP. En prenant M0 0:2 on trouve alors 0 0:6. 1. La composante radiale de (( vitesse particuliere )) est, pour une galaxie donnee, la di erence entre sa vitesse radiale et la vitesse de Hubble locale, v = H0 r, ou r est la distance de la galaxie (une telle mesure necessite une determination de r qui ne soit pas fondee sur la mesure du decalage vers le rouge) 2. En fait il existe une dispersion intrinseque 0:3 magnitude.. 8.
(339) 1.3.. Questions ouvertes. 3 No Big Bang. ΩΛ. 2. 99% 95% 90% 68%. 1. expands forever lly recollapses eventua. 0. ed os t fla n e. 0. cl. -1. op. Flat Λ = 0 Universe. 1. 2. 3. ΩΜ Fig. 1.2 { Contours a 68%, 90%, 95% et 99% CL sur et M a partir d'un lot de 42 supernov. de type Ia. ( gure tiree de Per99].). La collaboration EROS II a entrepris un programme de recherche de supernov$ proches (cf. chapitre 3 pour la description du programme scientique d'EROS II) pour contribuer, entre autres, a la calibration de luminosit
(340) e au pic de ces objets (cf. note de bas de page).. 1.3 Questions ouvertes La valeur obtenue pour la densit
(341) e de mati ere cro^#t avec l'
(342) echelle d'observation, passant de vois 2 10;3 pour les plus petites
(343) echelles de distance (observation du voisinage solaire) jusqu' a M0 0:2 ; 0:4 pour des
(344) echelles de l'ordre de la taille des amas et superamas de galaxies. Des pr
(345) ejug
(346) es th
(347) eoriques (version de la th
(348) eorie du big bang avec ination) impliquent enn que la valeur du param etre = 1. Il appara^#t donc au jour d'aujourd'hui que : - la mati ere observable optiquement (sous forme d'
(349) etoiles, de gaz ou de poussi ere) 9.
(350) 1.. La matiere noire au vu des resultats recents. contribue pour moins de 1% a la densit
(351) e critique - il ne semble pas y avoir de mati ere noire dans le voisinage solaire - les courbes de rotation des galaxies spirales et la masse dynamique des amas de galaxies indiquent que l'essentiel de l'Univers est noir - la mati ere sombre est moins condens
(352) ee que la mati ere lumineuse (d'apr es les observations des halos de galaxies) - M0 0:2 ; 0:4 - B < halo (notons toutefois que ceci ne signie pas que toute la mati ere noire pr
(353) esente dans les halos soit baryonique) - 0 0:6. Si des
(354) el
(355) ements de r
(356) eponse int
(357) eressants ont
(358) et
(359) e apport
(360) es ces derni eres ann
(361) ees sur la question de la quantit
(362) e de mati ere noire, trois grandes questions restent cependant ouvertes : - o u se trouvent les baryons obscurs? - quelle est la nature de la mati ere noire sous forme non baryonique? - quelle est la nature de l'
(363) energie qui, aujourd'hui, semble acc
(364) el
(365) erer l'expansion de l'Univers? La troisi eme question, li
(366) ee a la valeur de la constante cosmologique , ne sera pas abord
(367) ee ici. 1.3.1 La matiere noire non baryonique Pour expliquer des valeurs
(368) elev
(369) ees de la densit
(370) e de mati ere de l'Univers, M0 0:2, il faut faire appel a de la mati ere non-baryonique : neutrinos massifs, axions, WIMPs. On distingue habituellement deux types de mati ere non baryonique : celle dite chaude, regroupant des particules l
(371) eg eres qui
(372) etaient relativistes a l'
(373) epoque de leur d
(374) ecouplage avec le rayonnement, et celle dite froide, compos
(375) ee de particules qui
(376) etaient non relativistes lorsqu'elles se sont d
(377) ecoupl
(378) ees du rayonnement 3 .. Matiere noire chaude Dans le Mod ele Standard de l'interaction
(379) electrofaible, les neutrinos n'ont pas de masse. Toutefois les extensions de ce mod ele conduisent en g
(380) en
(381) eral a leur attribuer une masse non nulle. La densit
(382) e relique d'une particule de mati ere noire chaude
(383) etant directement li
(384) ee a sa masse, des neutrinos massifs contribueraient a la masse de l'Univers selon la relation : h2 m : (1.16) 100 eV 3. Les particules existant au moment du decouplage sont appelees particules reliques.. 10.
(385) 1.3.. Questions ouvertes. Ainsi, une (( saveur )) de neutrino avec une masse de l'ordre d'une dizaine d'
(386) electronvolts (ou plus), pourrait contribuer signicativement a 0 . Rappelons les contraintes exp
(387) erimentales actuelles Agu98] :. me < 10 ; 15 eV m < 0:17 MeV a 90% CL m < 18:2 MeV a 95% CL:. (1.17). Ces derni eres ann
(388) ees, l'
(389) etude des neutrinos produits par le rayonnement cosmique dans l'atmosph ere a fourni de fortes indications selon lesquelles les neutrinos oscillent au cours de leur propagation. Une premi ere anomalie a
(390) et
(391) e observ
(392) ee dans le rapport du nombre de neutrinos muoniques a celui des neutrinos
(393) electroniques contenus dans les d
(394) etecteurs IMB Cas91] et Kamiokande Kam92]. R
(395) ecemment les r
(396) esultats de Super-Kamiokande Sup98] ont conrm
(397) e cette anomalie et ont aussi montr
(398) e une variation dans la distribution de la distance z
(399) enithale des
(400) ev
(401) enements (angle entre la direction d'incidence des neutrinos observ
(402) es et celle du z
(403) enith), sugg
(404) erant un fort m
(405) elange et une valeur de &m2 (di
(406) erence du carr
(407) e des masses de neutrinos de saveurs di
(408) erentes) : &m2 10;3eV2:. (1.18). On peut toutefois remarquer que si ces r
(409) esultats, qui restent a conrmer, sugg erent que les neutrinos ont une masse non nulle, nous n'avons acc es a l'heure actuelle qu'au param etre &m2 et non pas directement a la masse des neutrinos. De ce fait, l'importance de la contribution des neutrinos au param etre 0 n'est pas encore connue p 2 (on peut toutefois donner une limite inf
(410) erieure pour la masse d'une saveur : m > &m ).. Matiere noire froide Il existe une large classe de candidats a la mati ere noire dont l'existence fait l'objet d'hypoth eses en physique des particules. Ces candidats sont d
(411) esign
(412) es sous le vocable de WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) qui recouvre diverses particules (neutrinos tr es massifs, particules upersym
(413) etriques) susceptibles d'avoir des masses de l'ordre de quelques GeV=c2 a quelques centaines de GeV=c2. Le candidat WIMP le plus int
(414) eressant appara^#t dans le cadre de la SuperSym
(415) etrie. Cette th
(416) eorie implique l'existence de nombreuses particules nouvelles parmi elles, la plus l
(417) eg ere, commun
(418) ement appel
(419) ee LSP (Lightest Supersymmetric Particle) serait stable. La SuperSym
(420) etrie pr
(421) evoit l'existence de quatre
(422) etats quantiques correspondant au photino, au Zino et a deux higgsinos neutres, ayant tous les quatre le m^eme spin et la m^eme parit
(423) e. Ces
(424) etats peuvent donc se m
(425) elanger et les quatre
(426) etats physiques observables seraient les (( neutralinos )) ~0i . Les donn
(427) ees obtenues avec le LEP montrent que, dans le cadre du MSSM (Mod ele SuperSym
(428) etrique Minimal), 11.
(429) 1.. La matiere noire au vu des resultats recents. ~01 le plus l
(430) eger des quatre, poss
(431) ederait une masse sup
(432) erieure a une vingtaine de GeV=c2. Dans le cas du LSP, on s'attend a ce que sa contribution a soit de l'ordre de Jun96] : ;27 3 ;1 n 0 m 0 ~01 ~1 ~1 3:10v cm s : (1.19) c annihil v est la vitesse des particules a l'
(433) epoque du d
(434) ecouplage (ordre de grandeur c=4), et annihil est la section ecace d'annihilation de ~01 ; (~01 . Des arguments dimensionnels conduisent a
(435) ecrire : 2 annihil (~ 01 ; (~01 ) m 2 (1.20) ~01 o u 1=137 est la constante de structure ne. Pour m~01 , nous adoptons une valeur appartenant a l'
(436) echelle de masses typique du secteur
(437) electrofaible, soit 100 GeV=c2. On arrive ainsi a une estimation de 0i 0:2, ce qui indique que de telles particules pourraient eectivement jouer un r^ole important du point de vue de la cosmologie. Si la LSP existe, elle pourrait ^etre observ
(438) ee dans les exp
(439) eriences ATLAS et CMS qui prendront des donn
(440) ees aupr es du futur collisionneur LHC. 1.3.2 Ou sont les baryons obscurs? Nous avons vu que la grande majorit
(441) e des baryons se pr
(442) esente sous une forme obscure plut^ot que sous forme d'
(443) etoiles. Il existe trois formes de mati ere baryonique peu visible : des astres (( ordinaires )) de faibles masses (gaz, poussi eres,
(444) etoiles), des trous noirs supermassifs et des trous noirs primordiaux.. Les astres de faibles masses. Objets de tres faibles masses : Les observations a grande
(445) echelle ont montr
(446) e qu'il exis-. tait de grandes quantit
(447) es de gaz dans les galaxies et les amas de galaxies. Ce gaz, essentiellement de l'hydrog ene atomique 4, pourrait ^etre condens
(448) e sous forme d'objets (( compacts )) : - les objets dans la gamme de masse 10;6 g < M < 107 g ressemblent a des m
(449) et
(450) eorites. Si le halo des galaxies
(451) etait compos
(452) e de tels objets, leur nombre devrait ^etre important et les fr
(453) equentes collisions les d
(454) etruiraient Heg86] - l'observation des m
(455) et
(456) eores et des com etes exclut les objets de masse 10;7 g < M < 1022 g Hil86] 4. On rappelle que l'hydrogene est l'element le plus abondant de l'Univers et represente 90% des atomes (et 75% de la masse baryonique).. 12.
(457) 1.3.. Questions ouvertes. - les objets de masse comprise entre 10;11 et 10;7M, ne peuvent subsister en grand nombre aujourd'hui a cause des ph
(458) enom enes d'
(459) evaporation Ruj92], de tels objets ne pouvant retenir le gaz les constituant sur une grande
(460) echelle de temps. Enn, les exp
(461) eriences de recherche d'eets de microlentille ont montr
(462) e Alc98] que la gamme de masses 10;7M < M < 10;3M . (1.21). ne peut contribuer pour plus de 25% a la masse du halo de la Galaxie. La courbe d'exclusion obtenue est montr
(463) ee gure 1.3. L'objet de cette th ese
(464) etant la recherche d'eets de microlentille, ces r
(465) esultats ne seront pas d
(466) ecrits en d
(467) etail dans ce paragraphe. Les objets de tr es faible masse form
(468) es a partir de gaz semblent donc exclus. Notons toutefois l'existence de sc
(469) enarios impliquant des nuages mol
(470) eculaires de H2 froids Com94] et donc dicilement d
(471) etectables, qui se trouveraient a des distances galactocentriques sup
(472) erieures a 10 kpc. Ces nuages pourraient contribuer de mani ere notable a la masse des halos galactiques.. Naines brunes et naines rouges : Les naines rouges sont des
(473) etoiles froides et peu. brillantes, de masse quelque peu inf
(474) erieure a 0.8 M. Les naines brunes sont des objets de masses encore plus r
(475) eduites, comprises entre 0.001 et 0.08 M, trop faibles pour que des r
(476) eactions thermonucl
(477) eaires se d
(478) eclenchent. Ces corps ne brillent donc pas ou tr es peu, par lente contraction gravitationnelle (cf. Cav94] et Ren96] pour une exposition d
(479) etaill
(480) ee de la physique des naines brunes). Notre estimation de la densit
(481) e de mati ere pr
(482) esente dans les
(483) etoiles est biais
(484) ee par le fait qu'elle ne prend pas en compte ces objets de faible luminosit
(485) e. L'un des param etres clefs de l'
(486) etude des populations stellaires est la Fonction de Masse Initiale, ou IMF, repr
(487) esentant la distribution initiale du nombre d'
(488) etoiles d'une masse donn
(489) ee dN (m)=dm. En premi ere approximation, cette distribution peut ^etre d
(490) ecrite par une loi de puissance : dN (m) = Cm;(+1) (1.22) dm o u est appel
(491) e la pente de la fonction de masse. Les valeurs typiques de sont comprises entre 1 et 2 (en 1955 Salpeter Sal55] a obtenu une premi ere valeur pour , a savoir 1.35). Les r
(492) ecentes observations faites par le HST et le satellite ISO ont fait l'objet d'une revue de Gilmore Gil99] dont les principaux r
(493) esultats sont les suivants : La fonction de luminosit
(494) e des
(495) etoiles a pu ^etre d
(496) etermin
(497) ee dans divers sites stellaires par le HST a partir d'observations des amas globulaires de la Voie Lact
(498) ee et de plusieurs galaxies proches. Il appara^#t ainsi que l'IMF (issue de cette fonction de luminosit
(499) e) pr
(500) esente une grande similarit
(501) e dans ces divers sites. Les observations combin
(502) ees a celles d'ISOCAM sur des 13.
(503) 1.. La matiere noire au vu des resultats recents. Zone exlue par HST + ISO (Gilmore IDM98). Fig. 1.3 { Limites sur la masse des MACHOs pouvant contribuer aux halo sombre de la Galaxie.. Cne contribution superieure a 25% venant d'objets de masse inferieure a la limite d'allumage est exclue par les experiences de recherche de microlentille (courbe en pointille pour EROS I Ren97] et en trait plein pour EROS II Afo99a]). La zone permise par MACHO est issue de Alcock et al Alc5a]. Par ailleurs, la contribution des objets lumineux (naines rouges et etoiles) estimee par Gil99] a l'aide du HST et de ISO semble negligeable (courbe d'exclusion en pointille).. galaxies spirales permettent de conclure que les
(504) etoiles de faible masse ne contribuent pas de fa"con importante a la masse totale des
(505) etoiles dans ces sites. En supposant l'universalit
(506) e de l'IMF, on peut combiner les r
(507) esultats de Gilmore a ceux des exp
(508) eriences de recherche de microlentille (voir la limite d'exclusion de la gure 1.3). Ainsi, sous r
(509) eserve de conrmation, la contribution des objets stellaires ou sub-stellaires semble ^etre de plus en plus mince. Par ailleurs Gra et al (Gra96a], Gra96b], Gra98]) ont estim
(510) e, en utilisant les observations du HST, que les naines rouges et les naines brunes ne pourraient constituer que 1 a 6% du halo.. Les residus stellaires : Les
(511) etoiles de masse initiale 0:8 ; 8M ]
(512) evoluent jusqu'au stade de naines blanches les
(513) etoiles de masse comprise entre 8M et 25M
(514) evoluent en
(515) etoiles a neutrons et les rares
(516) etoiles de masse comprise entre 25M et 100M vont. devenir des trous noirs. Des sc
(517) enarios dans lesquels ces r
(518) esidus formeraient une partie non n
(519) egligeable de la mati ere noire peuvent ^etre contraints de deux mani eres : d'une part les prog
(520) eniteurs seraient visibles dans les galaxies lointaines (observ
(521) ees a un stade d'
(522) evolution moins avanc
(523) e que la n^otre), et auraient enrichi le milieu interstellaire en
(524) el
(525) ements lourds (Cha96], Ada96]). Les naines blanches pourraient cependant rester des candidats a la 14.
(526) 1.3.. Questions ouvertes. mati ere noire si halo est signicativement plus ^ag
(527) e que le disque et si son IMF est tr es di
(528) erente (piqu
(529) ee autour de 1.5-2 M) de celle des autres composantes de la Galaxie Sch97].. Trous noirs supermassifs Les objets de masse sup
(530) erieure a 100M s'eondrent directement en trous noirs et ne laissent donc aucun
(531) el
(532) ement chimique dans le milieu interstellaire. Mais des objets de masse sup
(533) erieure a 104M auraient entra^#n
(534) e la dislocation des amas globulaires et des galaxies naines Car98]. Ainsi la gamme de masse qui reste ouverte pour les candidats a la mati ere noire sous forme de trous noirs supermassifs est 102M. M. 104M :. (1.23). Ces objets tr es lourds seraient toutefois peu nombreux et donc tr es diciles a d
(535) etecter.. Les trous noirs primordiaux Une hypoth ese exotique concerne des trous noirs qui auraient pu se former au d
(536) ebut de l'histoire de l'Univers, soit a partir d'inhomog
(537) en
(538) eit
(539) es de densit
(540) e, soit lors d'une transition de phase. Comme il n'y a pas eu de transition de phase apr es celle du passage du plasma de quarks et de gluons aux hadrons (transition qui eu lieu a l'
(541) epoque de 10;5 s), les objets form
(542) es par le second m
(543) ecanisme, appel
(544) es trous noirs primordiaux, ne peuvent avoir une masse sup
(545) erieure a 1M Car98]. Ces objets auraient naturellement une masse typique comparable a celle des candidats microlentilles actuellement d
(546) etect
(547) es, mais leur existence requiert une taille ad-hoc de l'horizon de l'Univers au moment de cette transition de phase Sch97]. 1.3.3 Interpretation des resultats de recherche de microlentille vers le. LMC. L'
(548) equipe EROS a d
(549) etect
(550) e 2 candidats, donnant une profondeur optique LMC 0:8 L'
(551) equipe MACHO a publi
(552) e la d
(553) etection de 8
(554) ev
(555) enements vers le LMC, donnant :4 ;7 une profondeur optique LMC = 2:9+1 ;0:9 10 , signicativement plus importante que la contribution des populations stellaires connues dans la Galaxie et le LMC.. 10;7.. Interpretation dans le cadre de la matiere noire La seule composante de la Galaxie pouvant contribuer a une telle valeur de est son halo. Toutefois la masse typique des lentilles observ
(556) ees est estim
(557) ee a 0:5M, ce qui est bien au-dessus de la limite d'ignition des
(558) etoiles. Ainsi, si ces objets sont compos
(559) es 15.
(560) 1.. La matiere noire au vu des resultats recents. d'hydrog ene et d'h
(561) elium, ils appartiendraient a la s
(562) equence principale des
(563) etoiles et seraient une composante exclue par les observations du HST (cf. gure 1.3). Une autre hypoth ese est qu'il s'agit de naines blanches ou de trous noirs primordiaux. Toutefois nous avons vu pr
(564) ec
(565) edemment que des contraintes relativement fortes limitent le r^ole de tels candidats.. Eets de microlentilles par d'autres populations d'etoiles D'autres interpr
(566) etations n'impliquant pas de mati ere noire ont
(567) et
(568) e avanc
(569) ees pour expliquer l'observation de ces
(570) ev
(571) enements, qui requi erent des modications des mod eles de la Galaxie ou du LMC. - si la structure du LMC est allong
(572) ee le long de la ligne de vis
(573) ee, il est possible que les lentilles et les sources soient les unes et les autres situ
(574) ees dans le LMC. Un des candidat MACHOs est d^u a une lentille binaire Alc97b] et peut s'expliquer avec un d
(575) eecteur dans le LMC Ben98]. Les observations r
(576) ecentes de EROS et MACHO vers le SMC semblent conrmer cette explication. En eet, une recherche de l'eet de parallaxe (cf. chapitre 2 pour la description de cet eet) a permis a EROS II de contraindre la localisation du d
(577) eecteur du premier
(578) ev
(579) enement publi
(580) e, qui a de bonnes chances de se trouver dans le SMC Pal97b]. D'autre part l'
(581) equipe MACHO a lanc
(582) e en mars 1998 une alerte sur un
(583) ev
(584) enement de lentille double vers le SMC. L a encore les premi eres analyses privil
(585) egient l'hypoth ese selon laquelle la lentille est situ
(586) ee dans le SMC Afo98]. - Une autre interpr
(587) etation consiste a modier substantiellement la structure de la Galaxie, en particulier de son disque : celui-ci pourrait ^etre particuli erement
(588) epais ou bien distordu vers les Nuages par des eets de mar
(589) ee. Le programme de recherche sur les Bras Spiraux de l'exp
(590) erience EROS II, dont les r
(591) esultats sont pr
(592) esent
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