Etalonnage des Caméras de HESS
et
Observations du Centre Galactique

Loïc Rolland

L'astronomie 

L'expérience HESS

L'étalonnage

L'analyse

Le Centre Galactique

Découverte des rayons cosmiques par Victor Hess en 1912

L'astronomie , une discipline émergente

L'astronomie  -

Particules accélérées → émission de 

Naissance de l'astronomie  ~ 1970

Nébuleuse du Crabe

Cen A

Protons ou hadrons de haute énergie

p + noyau → X 0 → X 

Electrons de haute énergie

Pertes synchrotrons

Bremsstrahlung

Diffusion Inverse-Compton

Annihilation de matière noire

 → X 

L'origine du rayonnement 

L'astronomie  -

M 87 (HST)

Cas A (Chandra)

NGC 253 (HST)

Les sources  détectées

EGRET (100 MeV → 10 GeV)

EMISSION DIFFUSE GALACTIQUE

Interactions RC-milieu interstellaire

66(+27) AGNs, 5 pulsars

170 non identifiées

Ciel  avant HESS (~1 TeV)

3 plérions, 3 SNRs, centre galactique

7 AGNs, 1 galaxie à formation d'étoiles

1 source non identifiée

L'astronomie  -

EGRET

TeV

Seulement 6 sources confirmées

L'imagerie Cherenkov atmosphérique

Photon 

Rayon cosmique

gerbes de particules

Lumière Cherenkov

muon

candidat gamma

hadron

Atmosphère = calorimètre

Image des flashs Cherenkov (~3 ns)

L'astronomie  -

Photon 

Rayon cosmique

gerbes de particules

Lumière Cherenkov

La stéréoscopie

Photon 

Rayon cosmique

gerbes de particules

Lumière Cherenkov

1

2

3

4

Paramètre

d'impact

du 

Eliminer les muons isolés

Baisser le seuil

Améliorer la réjection hadronique

Améliorer la reconstruction des 

Direction de la source

L'astronomie  -

LE DETECTEUR HESS

HESS

MAGIC

CANGAROO

VERITAS

HESS : un instrument de 3ème génération

Télescopes

Réflecteur Davies-Cotton segmenté, 12 m de diamètre

Focale : 15 m

PSF du miroir ~ 9' sur axe

Précision de pointe : 8''

Le détecteur HESS -

Site : Namibie, 23°16'' S, 16°30'' E, altitude 1800 m

Caméras

960 pixels (PMs), diamètre 0,16°

Champ de vue : 5°

Electronique rapide

Echantillonnage 1 ns

Fenêtre de lecture 16 ns

Décision de déclenchement ~ 70 ns

Electronique embarquée

(3 câbles vers le sol)

Modulaire

~ 1 tonne

HESS : un instrument de 3ème génération

Le détecteur HESS -

La construction

11 juin 2002 : 1ère lumière

5 mars 2003 : 2ème télescope

juin 2003 : déclenchement central

septembre 2003 : 3ème télescope

décembre 2003 : 4ème télescope

Le détecteur HESS -

Les performances réelles

Taux de déclenchement ~ 400 Hz

Temps mort ~ 10%

Seuil ~ 100 GeV au zénith

Résolution angulaire ~ 6' gerbe à gerbe

Résolution en énergie ~ 15%

Détection Nébuleuse du Crabe

au zénith :

0,01 Crabe : ~25 h

0,05 Crabe : ~1 h

0,10 Crabe : ~15 min

1,00 Crabe : ~10 s

Le détecteur HESS -

Les premières sources vues par HESS

16 sources galactiques

4 sources extragalactiques

Le détecteur HESS -

Mes contributions
dans la collaboration HESS

Mise en place d'une

chaîne d'étalonnage

Développement d'une méthode de reconstruction spectrale

Développement d'une méthode de reconstruction de la morphologie

Analyse du Centre Galactique

Le détecteur HESS -

ETALONNAGE DES CAMERAS

Outils dédiés à l'étalonnage

L'étalonnage des caméras de HESS -

Atmosphère

PMs + électronique

Cônes deWinston + photocathodes

Miroir

photoélectron

unique

LED

Muons

Signal mesuré

en pas d'ADC

Nombre de

photo-électrons

Les paramètres à étalonner

L'étalonnage des caméras de HESS -

Piédestaux PHG et PLG

Gains des voies d'acquisition eADC,HG et HG/BG

Corrections d'inhomogénéité de collection de lumière FF

Pixels non opérationnels (<5%)

voie haut gain

voie bas gain

Calcul de l'amplitude du signal :

Bruit de fond du ciel dans les pixels

eADC,HG

pas d'ADC

Stabilité des paramètres d'étalonnage

L'étalonnage des caméras de HESS -

gain et flat-field : stables avec la température

gain : diminution de ~10% en un an

pas d'ADC par photoelectron

réajustement

des hautes tensions

Estimation des erreurs systématiques

2 chaînes d'étalonnage indépendantes pour HESS :

estimation des erreurs systématiques

erreur sur le piédestal < 0,1 photo-électron

L'étalonnage des caméras de HESS -

erreur sur l'amplitude de l'image ~ 5%

→ Publication dans Astroparticle Physics 22, 109-125 (2004) :

Calibration of cameras of the HESS detector

ANALYSE DES IMAGES

Objectifs de l'analyse

Reconstruction des  :

direction

énergie

L'analyse des images -

Sélection des images de gerbes électromagnétiques

Réjection des images de gerbes hadroniques

Résultats :

position

morphologie

spectre

Définition de , estimation du fond

 : distance angulaire entre la source

et la position reconstruite du 

Régions de contrôle du fond hadronique

L'analyse des images -

Ciel

Région ON

(sur source)

Région OFF

(hors source)

Position

reconstruite



Distribution ON

Distribution OFF



source



reconstruit

Analyse par modèle semi-analytique d'image

Modèle : développement des gerbes électromagnétiques

évolution du nombre de particules chargées e+e-

distribution en énergie des e+e-

distribution angulaire des e+e-

distribution spatiale des e+e-

L'analyse des images -

Prise en compte des paramètres du détecteur

efficacité de collection de lumière

système de déclenchement, fenêtre de lecture

résolution angulaire

Développement temporel de l'image dans le plan focal

Image dans la caméra : amplitude de chaque pixel

Paramètres : énergie, paramètre d'impact, angle zénithal

Analyse par modèle semi-analytique d'image

Ajustement des images-modèles sur les images réelles

Maximum de vraisemblance

Distribution poissonienne du nombre de photo-électrons

Bruit du ciel de chaque pixel pris en compte

L'analyse des images -

Paramètre discriminant -hadrons

Qualité de l'ajustement

Objectifs de l'analyse

Reconstruction des  :

direction

énergie

L'analyse des images -

Sélection des images de gerbes électromagnétiques

Réjection des images de gerbes hadroniques

Résultats :

position

morphologie

spectre

Reconstructions spectrale et morphologique

L'analyse des images -

Réponse du détecteur

Surface de collection

Résolution en énergie

Résolution angulaire

Reconstructions spectrale et morphologique

L'analyse des images -

1 - Hypothèse

Forme spectrale

Forme angulaire

Reconstructions spectrale et morphologique

L'analyse des images -

Réponse du détecteur

1 - Hypothèse

Surface de collection

Résolution en énergie

Résolution angulaire

Forme spectrale

Forme angulaire

2 - Convolution

⊗

⊗

Reconstructions spectrale et morphologique

L'analyse des images -

Réponse du détecteur

1 - Hypothèse

Surface de collection

Résolution en énergie

Résolution angulaire

Forme spectrale

Forme angulaire

2 - Convolution

⊗

⊗

→ Distribution attendue dans les données

Reconstructions spectrale et morphologique

L'analyse des images -

1 - Hypothèse

Surface de collection

Résolution en énergie

Résolution angulaire

Forme spectrale

Forme angulaire

2 - Convolution

⊗

⊗

→ Distribution attendue dans les données

3 - Ajustement par maximum de vraisemblance

Réponse du détecteur

Observations du Crabe par HESS

Signal : 67 

2800 

L'analyse des images -

4 heures en 2003 avec 3 télescopes

visible- Palomar

IR- 2Mass

X- Chandra

radio- VLA/NRAO

1,6' × 1,6'

9' × 9'

9' × 9'

9' × 9'

Observations du Crabe par HESS

L'analyse des images -

Spectre en loi de puisssance

Flux constant

Résultats compatibles avec les autres expériences

Observations du Crabe hors-axe optique

Crabe observé en bord du champ de vue (2,5°)

27  en 2,2 heures

570 

Carte de significativité plate

L'analyse des images -

champ de

vue 2

champ de

vue 1

Crabe

Observations du Crabe hors-axe optique

L'analyse des images -

Spectre en loi de puisssance

Conclusion sur les méthodes d'analyse

L'analyse des images -

Surface de collection

Résolution en énergie

Résolution angulaire

Utilisation de tout le champ de vue de 5° :

recherche de sources

reconstruction

}

contrôlées sur tout le champ de vue

LE CENTRE GALACTIQUE
vu par HESS

Candidats au TeV

Le Centre Galactique -

4° × 5°

La région centrale observée par INTEGRAL

Le Centre Galactique -

20-40 keV

40-100 keV

2° × 2°

Le Signal  du Centre Galactique

Le Centre Galactique -

2004

4 télescopes

35 heures effectives

34 

~1740 

Carte du Centre Galactique

Carte du Centre Galactique en 2004 : 2 sources

Le Centre Galactique -

Position du signal du Centre Galactique

Incompatible avec la source EGRET non identifiée

Le Centre Galactique -

Position

(hypothèse : source ponctuelle)

Extension du signal du Centre Galactique

Le Centre Galactique -

Extension intrinsèque

(hypothèse : source centrée sur Sgr A*) :

latitude < 1,5' (95% CL)

longitude= 2,2' (95% CL)

+ 0,7'

- 0,8'

Compatible avec le trou noir Sgr A* (14'' ± 30'')

Compatible avec le reste de supernova Sgr A East

-0,05º

-0,05º

PSF

longitude

latitude

Spectre du Centre Galactique

Le Centre Galactique -

Centre Galactique 2004

Ecoupure > 6 TeV (95% CL)

Interprétation du signal,
recherche de matière noire

Pourquoi chercher la matière noire ?

Interprétation : matière noire -

Paramètres cosmologiques :

→ 80% de la matière serait de nature inconnue : WIMPs ?

Formation de l'Univers

Physique au-delà du modèle standard

Les halos de matière noire

Extrapolations

Prédictions

Modèles de formation des grandes stuctures

Profil de densité des halos

Interprétation : matière noire -

Détection indirecte de matière noire

Nature des WIMPs

Annihilation de neutralinos

raies supprimées

hadronisation (W± et Z0 )

Annihilations de Kaluza-Klein

leptons chargés et quarks

Halo de matière noire

Flux  d'annihilation attendu :

continuum MSSM

loi de puissance

Interprétation : matière noire -

mKK = 10 TeV

Détection indirecte de matière noire

Nature des WIMPs

Forme du halo de matière noire

Flux  d'annihilation attendu :

Interprétation : matière noire -

spectre en énergie

distribution angulaire

Hypothèse 1 : matière noire uniquement

annihilations de WIMPs

Spectre MSSM incompatible

avec les données (> 6 )

Spectre Kaluza-Klein incompatible (> 8 )

Interprétation : matière noire -

Hypothèse 2 :
matière noire et fond astrophysique

Spectre : 2 composantes

loi de puissance

matière noire

spectre compatible avec loi de puissance → limite supérieure sur .v

Forme du halo : NFW

incertitudes sur la densité > 106

Interprétation : matière noire -

Hypothèse 2 :
matière noire et fond astrophysique

Spectre : 2 composantes

loi de puissance

matière noire

spectre compatible avec loi de puissance → limite supérieure sur .v

Forme du halo : NFW

incertitudes sur la densité > 106

Interprétation : matière noire -

→ Publication dans Physical Review Letters, en préparation

Autres interprétations possibles

Sgr A* : trou noir supermassif

variabilité

spectre en énergie

Interprétations astrophysiques

Autres interprétations possibles

Sgr A East : reste de supernova

extension

spectre en énergie

Interprétations astrophysiques

CONCLUSIONS

Centre Galactique

présence d'un fond astrophysique

incertitudes sur la forme du halo

Conclusions et perspectives

La matière noire

→ Recherche de sources sans fond astrophysique

Nature des WIMPs

Forme du halo de matière noire

Conclusions et perspectives

Perspectives

Futur de l'astronomie gamma

HESS-II

GLAST

Modélisations

Contraintes

Autres messagers/Autres longueurs d'onde

Potentiel de détection

Intercalibration

MERCI !!

Production et Propagation des 

Protons ou hadrons de haute énergie

p + noyau → 0 → 

Electrons de haute énergie

Pertes synchrotrons dans le champ magnétique local

Bremsstrahlung dans le milieu ambiant

Diffusion Inverse-Compton sur le champ de photons ambiant

Propagation en ligne droite

Direction de la source

Absorption par le fond infra-rouge

L'astronomie  -

Linearite des voies d'acquisition

Questions

Astrophysique des objets compacts

Noyaux actifs de galaxie

Micro-quasars

Pulsars et plérions

Sursauts 

Origine des rayons cosmiques

Restes de supernovae (Pevatron)

Galaxie à formation d'étoiles

Nouvelles sources

Nuages moléculaires

Sources EGRET non identifiées ?

Astroparticules

Fond infra-rouge

Annihilation de matière noire dans des halos

Les Sources de  au TeV

L'astronomie  -

Cas A (X-ray)

Cen A

Les Détecteurs  de 3ème Génération

2ème génération : Whipple, HEGRA, CAT

4 nouveaux détecteurs : CANGAROO, HESS, MAGIC, VERITAS

VERITAS

MAGIC

HESS

CANGAROO-3

Cangaroo III

HESS

MAGIC

VERITAS

(photomontage)

L'astronomie  -

Pourquoi des Détecteurs au Sol ?

Au Sol

Détection indirecte des 

Grande surface de détection

~105 m2

Seuil élevé ~ 100 GeV

L'astronomie  -

Dans l'espace

Détection directe des 

Petite surface de détection

~1m2

Crabe (>1 TeV) 1 /siècle

Gamma Ray Observatory

Photon 

Rayon cosmique

gerbes de particules

Lumière Tcherenkov

3 plérions

Crabe (Whipple, HEGRA, CAT,CANGAROO)

PSR B1706 (CANGAROO)

Vela (CANGAROO)

3 SNR

SN1006 (CANGAROO)

RXJ1713 (CANGAROO)

Cas A ??

7 AGNs

Mkn 421, Mkn 501 (Whipple, HEGRA, CAT)

PKS 2155 (Durham)

M87 (HEGRA, limite sup de Whipple)

H1426+428 (Whipple, HEGRA, CAT)

1ES 1959+650 (Whipple, HEGRA)

1ES 2344+514 (Whipple)

Les Sources au TeV Avant HESS

1 galaxie à formation d'étoiles

NGC253 (CANGAROO)

1 source non identifiée

TEV ???? (HEGRA)

1 binaire X

Cen X-3 (Durham)

Centre galactique

(CANGAROO, Whipple)

Analyse de Hillas

Analyse développée pour Whipple par A.M. Hillas

Image ajustée par une ellipse

L'analyse des images -

La Nébuleuse du Crabe

Explosion d'une étoile détectée en 1054

Distance 6000 années-lumière

Pulsar de période ~ 33 ms

L'analyse des images -

visible- Palomar

IR- 2Mass

X- Chandra

radio- VLA/NRAO

Plérion

Onde de choc stationnaire entretenue par un pulsar émettant un vent d'e- relativistes

Flux issu de processus Inverse Compton

1,6' × 1,6'

9' × 9'

9' × 9'

9' × 9'

Source Galactique Variable : PSR B1259-63

PSR B 1259-63 : Signal

Observations autour du périastre en 2004

février-mars : ~ 7 h

avril-mai : ~ 40 h

13 , Source Ponctuelle

~5% flux du Crabe

spectre mou

PSR B1259-63 : Courbe de Lumière

1ère Source au TeV Variable dans notre Galaxie

Comparaison avec les courbes de lumière en X

Comparaison avec les modèles théoriques en cours

Une Source Non Identifiée : HESS J1303-631

2ème Source Non Identifiée au TeV

flux stable 10% du Crabe

spectre dur

source étendue ~0,16°

HESS J1303-631

2 Sources 

dans le Même

Champ de Vue !!!

Un Reste de Supernova : G0.9+0.1

~ 0,7° du centre galactique

10  en 35 h

Un Reste de Supernova : MSH15-5-2

26  en 26,5 h

Un Reste de Supernova en Coquille
RXJ 1713.7-3946

Résolution angulaire ~6' → morphologie résolue !

Données 2004 :

33 heures sur source

angle zénithal : 15 à 60°

Carte d'excès

(nombre de )

Contours : ASCA (X)

L'analyse des images -

Un Reste de Supernova en Coquille :
Vela Junior (RX J0852.0-4622)

Février 2004

Angle zénithal ~ 25°

12  en 3,2 h (<1°)

Carte du nombre de 

Contours X : ASCA

Balayage du plan galactique, -30° < l < +30°

8 sources

4 associées à des SNRs

4 non identifiées (2 associées à des sources EGRET ?)

Un AGN : Mkn 421

Angle zénithal > 60°

Plus de 140  !!

Un AGN : PKS 2155-304

1ère source détectée par HESS dès juillet 2002

Visible à chaque période d'observation

Visible dans un état bas et stable de la source ?

Données 2004

51 h

58 , 7511 

SN1006 : Non Détection

Observations

2003 : 2 télescopes, 18 h

2004 : 4 télescopes, 6h

Carte du Centre Galactique

Le Centre Galactique -

Comparaison aux données radio à 90 cm

Carte du Centre Galactique en 2004 : 2 sources !

Profils des Halos de Matière Noire

Simulations N-corps de la formation des grandes structures

Je vais vous presenter les principaux travaux que j'ai realises pendant mes trois annees de theses au LPNHE. Ils concernent en particulier l'etalonnage des cameras de HESS et l'interpretation du signal en provenance du Centre Galactique en termes d'annihilation de matiere noire.

Dans un premier temps, je vais brievement presenter l''astronomie gamma et le principe de detection utilisee dans l'experience HESS qui observe les gamma au dessus de 100 GeV. Je presenterai ensuite les principaux resultats de l'etalonnage des cameras,

puis le principe et les performances de l'analyse.

Enfin, je vous montrerai le signal en provenance du CG...

L'astronomie gamma est nee dans les annees 1970 afin d'etudier les phenomenes les plus violents de l'Univers, en particulier pour rechercher l'origine des RC. Les RC sont des particules chargees se propageant dans l'Univers. Ils ont ete decouverts en 1912 par Victor Hess mais leur origine est encore mal connue. En effet, les RC charges se propagent aleatoirement dans le champ magnetique turbulent galactique ou extragalctique et arrivent donc de facon isotrope sur Terre. Je vais montrer que les sites d'acceleration des RC doivent aussi emettre des gamma, c'est a dire des photons de haute energie, qui se propagent alors en ligne droite. L'astronomie gamma permet donc d'observer directement ces sites d'acceleration et de contraindre l'origine des RC.

Parmi les meilleurs candidats on trouve les SNR. Un reste de supernova est ce qu'il reste d'une etoile apres son explosion en fin de vie. La premiere source gamma detectee a ete la Nebuleuse du Crabe, observe ici en visible et ou l'on voit la matiere ejectee par l'etoile s'etendre dans le milieu interstellaire. Les SNR pourraient etre a l'origine des RC galactiques, de moins de 10^15 eV.

D'autres candidats ont ete decouverts en radio dans les annees 1950 : ce sont des AGN. Ce sont des TN supermassifs situes au coeur de galaxie, et qui emettent des jets de particules ultrarelativistes comme on le voit sur cette image. Ces objets pourraient etre une source de RC d'ultra haute energie.

Alors comment sont produits les gammas de haute energie ?

Ils sont produits par des processus non thermiques, dans des sources dans lesquelles des particules sont accelerees.

Les processus dependent du type de particules.

Dans le cas ou des protons ou des hadrons sont acceleres, leurs interactions avec les noyaux du milieu ambiant vont entre autre produire des pi0, qui se desintegrent en paire de gamma.

Dans le cas ou des electrons sont acceleres, plusieurs processus interviennent.. Les electrons perdent de l'energie sous forme de pertes synchrotrons dans le champ magnetique local. Cette emission se trouve a basse energie, du rayonnement radio jusqu'aux x, voire aux gamma mous. L'emission a plus haute energie peut provenir du rayonnement de freinage des electrons dans le milieu ambiant, ou de la diffusion IC des electrons sur des photons de basse energie.

Enfin, une source potentielle de gamma, qui n'est pas liee a des sites d'acceleration de particules, seriat l'annihilation de matiere noire. J'y reviendrai dans la suite de mon expose.

Actuellement, le nombre de sources gamma connues a haute energie est faible.

Dans le domaine de 100Mev a 10GeV, le satellite EGRET... emission diffuse + sources ponctuelles..

A plus haute energie, au-dela de quelques centaines de GeV, detection au sol .... seules 6 sont confirmees.

Pk les gamma sont-ils observes par satellite a basse energie, et par des detecteurs au sol a haute energie ?

Les flux de gamma de VHE sont tres faibles pour etre observes par des satellites dont les surfaces de detection sont de l'ordre du m2. C'est pk nous utilisons des detecteurs au sol dont je vais montrer maintenant le principe. Le principe de detection le plus utilise est l'imagerie Cerenkov atmospherique..

Lorsqu'un gamma penetre dans l'atmosphere...

Trigger utilise courte duree du signal Ch.. 2 ns

La difference de forme entre les images de gamma et les images du fond hadronique dominant permet de selectionner statistiquement les gammas.

.... Un autre interet de l'imagerie est l'utilisation de la stereoscopie...

Il est possible d'utiliser plusieurs telescopes en coincidence au niveau du declenchement.

Muons....

Baisse seuil....

Au niveau de l'analyse, la stereo permet d'ameliorer la reconstruction angulaire du detecteur......

De meme, le parametre d'impact, qui a un effet direct sur l'energie.

Actuellement, 4 detecteurs utilisant l'imagerie Cherenkov commencent les observations ou sont en phase de construction. Ces detecteurs sont CANGAROO et Australie, HESS en Namibie, MAGIC dans les Canaries et VERITAS au EU.

Leur disposition sur le globe permet de couvrir l'ensemble du ciel, hemisphere Nord+Sud, mais aussi de faire des suivis de source complementaires dans le temps.

Je vais maintenant decrire les principales caracteristiques du detecteur HESS.

HESS veut dire High Energy Stereoscopic System.

Le detecteur est constitue de 4 imageurs situes en Namibie, a 1800 metres d'altitude. Chaque imageur a un grand miroir de 107 m2 avec une focale de 15 m....

A la focale est situee une camera de 960 PM, correspondant aux pixels. Son champ de vue a un diametre de 5 deg.

Pour arriver a tous ces resultats, il a bien sur fallu etalonner le detecteur et developper des outils de reconstruction. Etant arrive lors de l'installation du 1er telescope, j'ai d'abord ete responsable de l'etalonnage des cameras, ce qui a consiste a mettre en place les methodes d'etalonnage, a les automatiser et a analyser les resulats. Je vais y revenir brievement.

Ensuite, j'ai participe a l'analyse en developpant des outils de reconstruction du spectre en energie et de la morphologie des sources. Et je les ai finalement utilises pour analyser les observations du Centre Galactique et interpreter le signal en terme d'annihilation de matiere noire.

Je vais brievement decrire les resultats de l'etalonnage, avant de decrire les methodes d'analyse et les resultats concernant le CG..

Comme je l'ai dit, la premiere moitie de ma these a ete consacree a la mise en place des outils d'etalonnage.

L'objectif de l'etalonnage est de convertir le signal numerique mesure en pas d'ADC en un nombre de photoelectrons. Nous avons pour cela des outils specifiques :

dans un premier temps, nous etalonnons le gain des PM et de l'electronique d'acquisition en eclairant la camera avec une lumiere au photoelectron unique.

dans un deuxieme temps, nous devons corriger les inhomogeneites de collection de lumiere entre les pixels. Pour cela, la camera est eclairee de facon homogene par une LED situee au centre du miroir.

Il est possible de verifier l'etalonnage, et de suivre la reflectivite des miroirs et la transparence de l'atmosphere, en utilisant les images des anneaux de muons. Je ne reviendrai pas sur cette methode.

Pour chaque PM, il existe deux voies d'acquisition

de gains differents afin d'avoir une grande gamma dynamique. Il y a donc, au total, 7700 voies d'acquisition a etalonner. Pour chaque voie, plusieurs parametres doivent etre determines.

Je vous rappelle que nous mesurons le signal en pas d'ADC et voulons le transformer en un nb de pe.

Pour cela, pour chaque voie d'acquisition, il faut d'abord soustraire le piedestal.

Ensuite, cette amplitude est convertie en nb de pe grace au gain de chaque voie d'acquisition. Le gain des voies de grande amplification est etalonne a l'aide de la lumiere au pe unique : il est defini par la distance entre le piedestal et le pic du pe. Le gain des voies de faible amplification est etalonne indirectement a partir du rapport entre le haut et le bas gain.

Finalement, les coefficients de flat-field permettent de corriger les inhomogeneites relatives de collection de lumiere. Ils sont determiner a partir d'acquisitions specifiques, lorsque la camera est eclairee par la LED au centre du miroir. Ces inhomogeneites proviennent des differences de reflectivites entre les cones de Winson et des differences d'efficacite quantique des photocathodes.

Un autre travail necessaire est la detection des pixels non operationnels : il sont en moyenne 3% par acquisition et il faut les exclure des analyses afin de ne pas introduire de biais.

Apres avoir mis en place les outils permettant de determiner ces parametres et avoir automatiser la chaine, j'ai etudie leurs variations.

En particulier, j'ai etudie l'evolution de ces parametres avec la temperature et au cours du temps. Il apparaît que les coefficients de flat-field et le rapport haut gain/bas gain sont stables. Par contre, les gains diminuent au cours du temps, de 10% par an. Ces variations sont prises en compte

lorsque ces parametres sont utilises dans l'analyse.

Un autre parametre que j'ai pu determine en fin d'etalonnage est le bruit de fond du ciel. Il est utilise lors de l'analyse des images.

Il y a en fait 2 chaines d'etalonnage developpees dans la collaboration HESS : l'autre a ete developpee en Allemagne, a Heidelberg. Une fois que les 2 chaines ont ete mises en place, j'ai compare les resultats afin d'estimer les erreurs systematiques.

Les parametres d'etalonnage entre les deux chaines sont en tres bon accord, et le resultat important est que l'erreur systematique sur l'amplitude de l'image est de 5%. Cette erreur se transmet directement sur l'estimation de l'energie des gamma et est satisfaisante car la resolution en energie est de l'ordre de 15%.

Finalement, mon travail sur l'etalonnage m'a conduit a ecrire une publication dans ApJ, dans laquelle les principes des l'etalonnage et l'estimation des erreurs systematiques sont decrits.

Une fois que l'etalonnage a ete mis en place et controle, je me suis interesse a l'analyse des images. Je vais maintenant decrire brievement

la methode que j'ai utilisee, puis le principe des reconstructions spectrale et morphologique que j'ai mises en place. Finalement, je les ai testees sur la Nebuleuse du Crabe, qui est une chandelle standard en astronomie gamma, et je vous montrerai les principales conclusions.

Les objectifs de l'analyse sont d'abord de selectionner les images de gerbes electromagnetiques, initiees par des gamma,

tout en rejetant les images de gerbes hadroniques.

Une fois les gamma selectionnes, nous avons besoin de reconstruire leur energie et leur position dans le ciel afin d'aboutir aux resultats physiques qui sont

la position et la forme de la a source, ainsi que son spectre en energie.

La selection des gammas ne peut pas se faire evenement par evenement mais seulement de facon statistique. Nous avons donc besoin d'estimer le fond hadronique residuel apres selection.

Pour cela, nous definissons l'angle theta : c'est la distance angulaire entre la direction de la source

et la direction reconstruite du gamma. Dans le ciel, lorsque nous voulons etudier une source, nous definissons une region, dite ON, centree sur cette position. Pour chaque candidat gamma, nous pouvons alors reconstruire l'angle theta par rapport a la position de la source. Cependant, ces evenements sont la somme de gamma reels, et du fond hadronique.

Afin d'estimer le fond hadronique, nous definissons dans le ciel une region disjointe autour d'une position supposee sans source de gamma. On appelle cette region une region OFF. On peut alors calculer l'angle theta par rappport a cette position. Les evenements de fond hadronique arrivent de facon isotrope, le distribution en theta2 est donc plate pour la region OFF. Par contre, si nous avons une source de gamma dans la region ON, nous allons avoir un exces d'evenements en provenance de theta=0, a la resolution angulaire pres, au-dessus de fond hadronique. Cette distribution permet de calculer le nombre de gamma observe et la significativite du signal.

La methode de selection des gammas que j'ai utilisee

utilise un modele semi-analytique du developpement des gerbes de particules dans l'atmosphere afin de selectionner les gammas et reconstruire leur energie et leur direction.

Les parametres de ce modele sont l'energie, la position et l'angle zenithal du gamma.

Dans un premier temps, le modele decrit le developpement moyen des gerbes electromagnetiques dans l'atmosphere. Il prend en compte l'evolution du nombre moyen du nombre d'electrons et de positrons, leurs distributions en energie, angulaire et le developpement lateral des particules. Ceci permet de predire le developpement temporel moyen de l'image dans le plan focal de la camera.

Ensuite, il faut prendre en compte certains parametres du detecteur, tels que l'efficacite de collection de lumiere, certains parametre du systeme de declenchement, en particulier la largeur de la fenetre

de lecture de 16 ns, et la resolution du miroir et la taille des pixels.

Ceci permet de predire l'image de la gerbe ans la camera, c'est-a-dire

l'amplitude du signal, dans chaque pixel, en photoelectrons.

Nous pouvons alors ajuster ces images predites sur les images reelles. Cet ajustement utilise un maximum de vraisemblance en statistique poissonnienne. C'est a ce niveau que le bruit de fond du ciel estime lors de l'etalonnage est pris en compte : il ajoute des fluctuations dans les images.

A partir de l'ajustement, il est possible de construire un parametre qui permet de tester sa qualite. Ce parametre permet de selectionner les candidats gamma. En effet, je donne ici sa distribution mesuree dans les donnees. La distribution rouge, obtenue sur la region ON, contient des gamma et du fond. La distribution bleue ne contient que du fond. La difference des deux distributions aboutit a la distribution verte : nous retrouvons la forme predite par la construction de ce parametre, c'est a dire une gaussienne. On voit donc qu'il est possible de rejeter environ ?? % des evenements de fond tout en ayant une efficacite de selection des gamma importante, de l'ordre de 80% : il suffit de selectionner les evenements pour lesquels ce parametres est inferieur a cette coupure.

De plus, l'ajustement nous fournit l'energie et la direciton les plus probables pour ces candidats gamma.

Les objectifs de l'analyse sont d'abord de selectionner les images de gerbes electromagnetiques, initiees par des gamma,

tout en rejetant les images de gerbes hadroniques.

Une fois les gamma selectionnes, nous avons besoin de reconstruire leur energie et leur position dans le ciel afin d'aboutir aux resultats physiques qui sont

la position et la forme de la a source, ainsi que son spectre en energie.

La selection des gammas ne peut pas se faire evenement par evenement mais seulement de facon statistique. Nous avons donc besoin d'estimer le fond hadronique residuel apres selection.

A partir de cette methode d'analyse, il est possible de detecter le signal gamma en provenance des sources astrophysiques. L'etape suivante est la reconstruction du spectre en energie et de la morphologie des sources. J'ai developpe ces outils. Ils sont bases sur le meme principe :

Tout d'abord, on part d'une hypothese sur la forme du spectre en energie ou de la forme angulaire de la source. Ensuite, cette forme est convoluee par la reponse du detecteur : l'acceptance et la resolutionen energie dans le cas de la reconstruction spectrale, et la resolution angulaire dans le cas de la reconstruction morphologique.

Ceci nous permet de predire la distribution des evenements, en energie, ou angulaire, attendue dans les donnees.

Par exemple, dans le cas de la reconstruction spectrale, on peut supposer une forme en loi de puissance pour le spectre. Apres convolution, la distribution attendue dans les donnees est montree ici. Il apparaît le seuil en energie de la distribution, et la distribution est elargie par la resolution angulaire.

J'ai mis en place des outils permettant de controler l'acceptance, la resolution en energie et la resolution angulaire en fonction de l'angle zenithal et de la position de la source dans le champ de vue.

A partir de cette methode d'analyse, il est possible de detecter le signal gamma en provenance des sources astrophysiques. L'etape suivante est la reconstruction du spectre en energie et de la morphologie des sources. J'ai developpe ces outils. Ils sont bases sur le meme principe :

Tout d'abord, on part d'une hypothese sur la forme du spectre en energie ou de la forme angulaire de la source. Ensuite, cette forme est convoluee par la reponse du detecteur : l'acceptance et la resolutionen energie dans le cas de la reconstruction spectrale, et la resolution angulaire dans le cas de la reconstruction morphologique.

Ceci nous permet de predire la distribution des evenements, en energie, ou angulaire, attendue dans les donnees.

Par exemple, dans le cas de la reconstruction spectrale, on peut supposer une forme en loi de puissance pour le spectre. Apres convolution, la distribution attendue dans les donnees est montree ici. Il apparaît le seuil en energie de la distribution, et la distribution est elargie par la resolution angulaire.

J'ai mis en place des outils permettant de controler l'acceptance, la resolution en energie et la resolution angulaire en fonction de l'angle zenithal et de la position de la source dans le champ de vue.

A partir de cette methode d'analyse, il est possible de detecter le signal gamma en provenance des sources astrophysiques. L'etape suivante est la reconstruction du spectre en energie et de la morphologie des sources. J'ai developpe ces outils. Ils sont bases sur le meme principe :

Tout d'abord, on part d'une hypothese sur la forme du spectre en energie ou de la forme angulaire de la source. Ensuite, cette forme est convoluee par la reponse du detecteur : l'acceptance et la resolutionen energie dans le cas de la reconstruction spectrale, et la resolution angulaire dans le cas de la reconstruction morphologique.

Ceci nous permet de predire la distribution des evenements, en energie, ou angulaire, attendue dans les donnees.

Par exemple, dans le cas de la reconstruction spectrale, on peut supposer une forme en loi de puissance pour le spectre. Apres convolution, la distribution attendue dans les donnees est montree ici. Il apparaît le seuil en energie de la distribution, et la distribution est elargie par la resolution angulaire.

J'ai mis en place des outils permettant de controler l'acceptance, la resolution en energie et la resolution angulaire en fonction de l'angle zenithal et de la position de la source dans le champ de vue.

A partir de cette methode d'analyse, il est possible de detecter le signal gamma en provenance des sources astrophysiques. L'etape suivante est la reconstruction du spectre en energie et de la morphologie des sources. J'ai developpe ces outils. Ils sont bases sur le meme principe :

Tout d'abord, on part d'une hypothese sur la forme du spectre en energie ou de la forme angulaire de la source. Ensuite, cette forme est convoluee par la reponse du detecteur : l'acceptance et la resolutionen energie dans le cas de la reconstruction spectrale, et la resolution angulaire dans le cas de la reconstruction morphologique.

Ceci nous permet de predire la distribution des evenements, en energie, ou angulaire, attendue dans les donnees.

Par exemple, dans le cas de la reconstruction spectrale, on peut supposer une forme en loi de puissance pour le spectre. Apres convolution, la distribution attendue dans les donnees est montree ici. Il apparaît le seuil en energie de la distribution, et la distribution est elargie par la resolution angulaire.

J'ai mis en place des outils permettant de controler l'acceptance, la resolution en energie et la resolution angulaire en fonction de l'angle zenithal et de la position de la source dans le champ de vue.

A partir de cette methode d'analyse, il est possible de detecter le signal gamma en provenance des sources astrophysiques. L'etape suivante est la reconstruction du spectre en energie et de la morphologie des sources. J'ai developpe ces outils. Ils sont bases sur le meme principe :

Tout d'abord, on part d'une hypothese sur la forme du spectre en energie ou de la forme angulaire de la source. Ensuite, cette forme est convoluee par la reponse du detecteur : l'acceptance et la resolutionen energie dans le cas de la reconstruction spectrale, et la resolution angulaire dans le cas de la reconstruction morphologique.

Ceci nous permet de predire la distribution des evenements, en energie, ou angulaire, attendue dans les donnees.

Par exemple, dans le cas de la reconstruction spectrale, on peut supposer une forme en loi de puissance pour le spectre. Apres convolution, la distribution attendue dans les donnees est montree ici. Il apparaît le seuil en energie de la distribution, et la distribution est elargie par la resolution angulaire.

J'ai mis en place des outils permettant de controler l'acceptance, la resolution en energie et la resolution angulaire en fonction de l'angle zenithal et de la position de la source dans le champ de vue.

La Nebuleuse du Crabe est un plerion. J'ai donne ici

des images de cette source observee en radio, infrarouge, visible et un zoom en rayons X. Un plerion est formee d'un pulsar, visible a la base des jets ici, qui emet un vent d'electrons relativistes. Ce vent entretient une onde de choc stationnaire sur le milieu environnant. L'emission de cette source est tres bien modelisee par une emission synchrotron des electrons de la nebuleuse en ce qui concerne le spectre de la radio jusqu'au gamma mous, et par une emission inverse-Compton a plus haute energie, en particulier dans le domaine observe avec HESS.

Nous avons observe cette source pendant 4 heures avec 3 telescopes en 2003. La distribution en theta2 obtenue est ici : on retrouve le fond plat et un exces au centre, correspondant a un signal de 67 sigma et 2800 gamma. Je montre ici la carte du ciel obtenue :

le signal de la Nebuleuse du Crabe apparait clairement. Lorsqu'il n'y a pas de source, la significativite calculee doit suivre une distribution gaussienne centree sur 0 et de largeur 1. On verifie ceci sur cette distribution. On retrouve la gaussienne attendue, avec une queue du fait qu'il existe une source au centre. Ceci nous indique que le fond hadronique est correctement estime sur toute la carte.

Avec pres de 3000 gamma, il est possible de reconstruire son spectre en energie. Voici le resultat que j'ai obtenu : le spectre suit une loi de puissance d'indice 2,6. On peut aussi construire la courbe de lumiere de la source, c'est a dire l'evolution du flux en fonction du temps, ici en jours. Chaque point correspond a une acquisition, c'est a dire 28 minutes de donnees. Le flux apparaît stable au cours du temps.

Ces resultats sont compatibles avec les resultats obtenus par des analyses independantes de la collaboration HESS, mais aussi avec ceux des experiences precedentes. Ils valident donc les outils developpes.

Une des grandes nouveautes de HESS est son grand champ de vue, de 5 degres de diametre. J'ai donc etudie les performances de HESS sur l'ensemble du champ de vue. Pour cela, nous avons observe le Crabe a differentes positions dans la camera. Je me concentre maintenant sur les observations dans lesquelles le crabe est decale de 2,5 degres par rapport au centre du champ de vue : supposons que nous avons le ciel ici, avec la Crabe ici. Nous avons observe 2,5 deg au dessus, puis 2,5 deg au dessous : dans les 2 cas, le Crabe est juste en bord du champ de vue. Nous avons observe dans cette configuration pendant 2,2 heures, avec les 4 telescopes. La distribution en theta2 mesuree indique clairement un exces, a plus de 20 sigma. Nous pouvons aussi reconstruire une carte du ciel.

Voici deux cartes dans lesquelles le Crabe est situee au Centre. J'ai represente ici les champs de vue des observations. Cette carte represente l'acceptance du detecteur lors de ces observations : l'assymetrie provient du fait que l'on a observe 3 fois au-dessus et seulement 1 fois au-dessous, mais on voir apparaître la forme de la camera. Lorsqu'on calcul la significativite du signal en tout point, le signal du Crabe apparaît nettement, et le fond est plat et estime correctement, meme hors du champ de vue.

J'ai aussi reconstruit le spectre du Crabe a partir de ces observations : il suit une loi de puissance d'indice 2,67, compatible, dans les erreurs, avec le spectre mesure precedemment.

Pour conclure, les resultats obtenus sur la Nebuleuse du Crabe valident la methode de selection et de reconstruction des gamma utilisee et la methode de construction des cartes du ciel. Ils valident de meme les outils de reconstruction spectrale, et morphologique, meme si je ne l'ai pas montre ici.

En particulier, on en deduit que les acceptances, resolution en energie et resolution angulaire sont

controlees sur tous le champ de vue.

Ces resultats nous indique que nous pouvons utiliser tout le champ de vue de HESS afin de rechercher des sources, mais aussi pour reconstruire leur spectre. Ce point est tres important pour les etudes de sources etendues, mais permet aussi de faire des balayages systematiques du ciel comme nous l'avons fait dans le plan galactique.

Apres avoir developpe et valide ces outils en analysant la Nebuleuse de Crabe, je me suis interesse aux observation du Centre Galactique. Nous verrons que c'est une source tres importante en astronomie gamma, tant du point de vue astrophysique que pour la detection indirecte de la matiere noire.

Du point de vue astrophysique, la region centrale de la galaxie est tres riche en candidats a l'emission de gamma de haute energie.

Carte radio: champ de vue de HESS, sources concentrees le long du plan galactique. De nbx restes de supernovae (coquilles, G0.9+0.1),

des nuages moleculaires, les + brillants Sgr B1, B2,

et la zone la plus brillante, Sgr A.

Voici ici un schema de la region centrale, Sgr A; PSF de HESS gerbe a gerbe :

trou noir supermassif Sgr A* (taille contrainte par radio : < 0.1 mas, <0.8 ua, 11 Rg ; masse contrainte par mouvement des etoiles : 3.10^6 Ms), SNR Sgr A East, en coquille. Et interaction avec un nuage moleculaire.

3 candidats d'emission gamma dans moins de 4', alors que la resolution angulaire de HESS est de 6'...

La region centrale a ete recemment observee par le satellite INTEGRAL, qui observe le ciel entre 20 et 100 keV avec une resolution angulaire similaire a celle de HESS. Voici ici les cartes obtenues sur un champ de vue de 2 par 2degres. Les sources detectees sont la encore concentrees le long du plan galactique. Ce sont principalement des binaires X. Une source interessante est compatible avec la region Sgr A : elle apparaît a basse energie

et a haute energie. J'y reviendrai tout a l'heure en la comparant a la source vue par HESS.

En effet, le CG a aussi ete observe par HESS en 2003 et 2004. Je ne presente que les observations realisees en 2004, avec le systeme complet de 4 telescopes. En 35 heures d'observation, voici la distribution en theta2 obtenue sur la position du trou noir Sgr A* : il apparaît un signal de 30 sigma, pour un exces de pres de 1800 gamma.

Voici la carte du ciel obtenue : cette fois, la carte est en coordonnees galactiques, la plan galactique est indiquee par la ligne.. Il apparaît 2 sources : l'une situee au Centre, dans la region Sgr A, et l'autre est un reste de supernova, G0.9+0.1, que je vous ai montre sur l'image radio precedemment.

Je me suis concentre sur l'analyse de la source centrale.

Tout d'abord, je me suis interesse a la position de la source. Je donne ici une carte du ciel dans cette region : le plan galactique est ici... La position du trou noir Sgr A* et du reste du supernova Sgr A East sont indiques. J'ai reporte les positions, a 95% de CL, des sources vues par INTEGRAL, ici et celle-ci compatible avec Sgr A. A plus haute energie, entre 100 MeV et 10 GeV, le satellite EGRET a detecte une source non identifiee dont la position dans cette zone a 95% de CL. Enfin, au niveau du TeV, deux experiences ont mesure un signal avant HESS : Cangaroo et Whipple. Concernant les observations de HESS, j'ai indique ici sa resolution angulaire. En supposant la source ponctuelle, j'ai pu contraindre la position de la source a l'interieur de ce cercle a 95% de CL. On voit nettement l'effet de l'amelioration de la sensibilte et de la resolution angulaire de HESS par rapport aux experiences precedentes sur la position mesuree.

J'ai ensuite etudie l'extension de la source. Sur cette carte radio, j'ai reporte de nouveau la resolution angulaire de HESS. L'emission radio de la coquille du reste de SN Sgr A Est est visible ici, ainsi que l'emission radio du trou noir Sgr A*.

Afin d'estimer l'assymetrie de la source, j'ai separe le plan en deux et j'ai analyse separement les evenements tombant hors du plan galactique, et le long du plan galactique. En supposant que la source a une forme gaussienne dans les deux directions, j'ai pu contraindre son extension.

Dans le plan perpendiculaire au plan galactique, la source apparaît ponctuelle, avec une limite superieure de ' a 95% CL. Par contre, elle apparaît etendue le long du plan galactique, a un niveau de '. J'ai represente ici cette extension.

Cependant, l'hypothese gaussienne le long du plan galactique n'est pas parfaite : il apparaît un exces d'evenements a large distance dans les donnees. C'est une indication pour une emission diffuse le long du plan galactique.

Il reste encore du travail concernant ces etudes de morphologie, en particulier, l'extension obtenue est nettement inferieure a la resolution angulaire de HESS, et il est important d'estimer les erreurs systematiques obtenues.

Pour conclure sur ces etudes de position et de morphologie, le signal observe est comptible avec une emission en provenance du trou noir de part sa position, mais aussi en provenance du reste de supernova de part son extension.

Une information complementaire concernant cette source provient de son spectre en energie. Il est donne ici et est compatible avec un spectre en loi de puissance, d'indice spectral 2,3. J'ai recherche la presence d'une coupure exponentielle dans les donnees. Je donne ici la probabilite de presence d'une telle coupure en fonction de son energie. Il faut noter que le spectre en loi de puissance pure correspond a une energie de coupure infinie. Cette courbe nous indique donc qu'il n'y a pas d'indication de courbure dans les donnees, et on peut mettre une limite inferieure de 6 TeV sur la valeur de cette coupure, avec un niveau de confiance de 95%.

Apres avoir analyse le signal en provenance de cette source, je me suis interesse a l'origine de ce signal. Comme je l'ai montre precedemment, l'emission peut provenir de plusieurs sources astrophysiques dans la region SgrA, en particulier le trou noir SgrA* ou le reste de supernova SgrAEast. Cependant, le CG est souvent cite comme le meilleur candidat pour la detection indirecte de matiere noire, et je me suis d'abord penche sur cette interpretation.

Alors, pourquoi cherche-t-on de la matiere noire ?

Les observations cosmologiques actuelles favorisent un modele cosmologique dans lequel l'univers serait quasiment plat, et dans lequel 80% de la matiere serait de nature non baryonique, c'est a dire de nature inconnue.

Il est important de rechercher la nature de cette matiere noire pour comprendre l'evolution de l'univers, mais aussi pour comprendre la physique au dela du modele standard de la physique des particules. Les contraintes sur la densite relique de la matiere noire dans l'univers impliquent que la section efficace d'annihilation des ces eventuelles particules de matiere noire soit de l'ordre de celles des interactions electrofaibles. On recherche donc ces particules sous forme de WIMPs, c'est-a-dire des particules massives interagissant faiblement.

Elles sont recherchees en accelerateur, mais aussi par detection directe et par detection indirecte. En astronomie gamma, la detection de matiere noire est indirecte.

Pourquoi est-ce que je parle de halos de matiere noire ? dans le cadre des modeles cosmologiques favorises, il est possible de predire la formation des grandes structures a partir de simulations a N-corps. Voici le resultat d'une simulation : la matiere se regroupe dans des filaments et des halos. Ces simulations predisent la forme des halos de matiere noire. Cependant, les predictions ne sont valables que pour des rayons superieurs a 1 kpc, alors que le signal observe par HESS est situe dans un rayon de moins de 10 pc. Les extrapolations de differentes simulations a faible rayon sont tres differentes et l'incertitude sur la densite et la forme du halo de matiere noire au centre de la galaxie est de plus de 6 ordres de grandeurs.

C'est a-dire que nous observons des gammas provenant de l'annihilation des WIMPs dans l'univers. Le flux gamma en provenance d'un halo de matiere noire s'exprime ainsi. Cette expression se decompose en deux termes factorisables : le premier decrit la physique des particules. Pour un modele de WIMP donne, on fixe sa masse, son produit sigmaV qui est proportionnel au taux d'annihilation, et la forme du spectre gamma d'annihilation des WIMPs. Je me suis interesse a deux types de WIMPs. Dans le cadre des modeles supersymetriques, un candidat naturel a la matiere noire est le neutralino. Le spectre d'annihilation peut contenir des raies, mais elles sont tres supprimees devant le continuum,qui dans le cas des neutralinos massifs qui nous interessent, c'est a dire de plus de 100 GeV, provient de l'hadronisation des bosons de jauges W et Z. Le spectre d'annihilation moyen est indique ici.

Je me suis de meme interesse au boson de Kaluza-Klein qui apparaît dans les modeles a dimensions supplementaires universelles. Voici la forme de son spectre d'annihilation. Pour information, j'ai aussi indique un spectre en loi de puissance.

Le second terme decrit l'astrophysique, c'est-a-dire la forme du halo de matiere noire.

La detection indirecte d'un signal d'annihlation repose donc sur deux contraintes : la distribution angulaire

des evenements permet de contraindre la forme du halo de matiere noire ; la distribution en energie permet de contraindre la physique des particules pour les WIMPs.

Dans un 1er temps, j'ai essaye de contraindre ces 2 parametres en supposant que tout le signal observe provient d'annihilation de matiere noire dans un halo au centre de la galaxie.

J'ai ajuste le spectre d'annihilation des WIMPs pour differentes masses de WIMP et je les ai compares par un rapport de vraisemblance au cas ou le spectre en une loi de puissance. La probabilite pour que le spectre d'annihilation des neutralinos soit compatible avec les donnees est toujours inferieure a 10^-10, ce qui exclut cette hypothese a plus de 6 sigma. De meme, dans le cas des particules de Kaluza-Klein, l'hypothese est exclue a plus de 8 sigma.

En conclusion, le signal observe ne provient pas d'annihlation de neutralinos ou de KK seulement.

Par consequent, j'ai relache la contrainte spectrale en supposant que ...

..le signal a deux composantes, une composante astrophysique et une composante d'annihilation de matiere noire. Pour la partie astrophysique, j'ai suppose un spectre en loi de puissance, ce qui est generalement observe. Sous cette hypothese, on ne peut pas contraindre la forme du halo de DM que j'ai supposee etre de type NFW.

Je vous ai montre tout a l'heure que le spectre en energie etait compatible avec une loi de puissance, je peux donc, pour une masse de WIMP donnee, ajouter une fraction de matiere noire tant que le spectre est compatible avec les donnees. On en deduit une limite superieure sur le produit sigmaV.

Cette limite est donnee ici en fonction de la masse des WIMPs. Les predictions des modeles MSSM obtenues avec DarkSusy sont donnees ici. Nous sommes donc un ordre de grandeur au-dessus des predictions, mais rappelons-nous que les incertitudes sur la forme du halo.

En particulier, pour un halo de Moore, plus pique au centre, les limites sont un facteur 500 plus faible et excluent tous les modeles de matiere noire.

Une publication concernant l'interpretation du signal en termes d'annihilation de DM au CG est en preparation pour PRL.

Il existe bien sur d'autres interpretations du signal, plus astrophysiques. En particulier, je vous ai montre que le trou noir Sgr A* est une source potentielle pour le signal de HESS. Voici ici le spectre du trou noir observe en radio, IR et X.

Les points d'INTEGRAL et HESS sont plutot des limites superieures puisque la source n'est pas resolue. Le trou noir a une emission variable en radio, IR et X, l'amplitude de ces variations augmentant avec l'energie consideree : en radio le flux varie d'un facteur 2, mais en X il peut varier d'un facteur 100.

On s'attend a ce que le trou noir apparaissent ponctuel pour HESS. L'observation de variabilite serait un indice fort en faveur d'une emission gamma en provenance du trou noir.

Un autre candidat est le reste de supernova SgrAEst.

On s'attend alors a une source etendue. La modelisation de l'emission gamma necessite la connaissance du spectre multi-longueur d'onde.

Sur ce spectre, j'ai reporte des flux mesures en radio et X. La encore, les flux de INTEGRAL et HESS sont des limites superieures. la modelisation de ce spectre par une emission synchrotron a basse energie correspondant a une emission IC a haute energie serait en faveur de cette hypothese.

J'arrive maintenant a la conclusion de mon expose.

Concernant la matiere noire au Centre Galactique, mes conclusions sont que le signal ne provient pas uniquement d'annihilation de matiere noire. Il existe donc une emission astrophysique, probablement en provenance du trou noir ou du reste de supernova. Avec cette hypothese, il est possible de contraindre le produit sigmaV predit par les modeles de WIMPs, mais ces limites superieures sont peu contraignantes du fait des grandes incertitudes concernant la forme du halo de matiere noire au CG.

Pour la suite, il va donc etre necessaire d'observer d'autres sources sans fond astrophysique, mais pour lesquelles une densite de DM importante est predite. La encore, la non detection ne permettra pas de contraindre les modeles du fait des incertitudes sur le halo, mais une detection d'un signal d'annihilation permettrait de contraindre la forme du halo et les modeles de WIMPs.

De plus, d'autres modes de detection, complementaires, se developpent : on espere detecter des WIMPs au LHC dans quelques annees. Quant aux experiences de detection directe, leur sensibilite s'ameliore aussi rapidement et permettra de contraindre les modeles.

Je pense que nous assistons maintenant a la naissance de l'astronomie gamma dans l'astrophysique. En effet, le nombre de sources detectees a ete multipliee par 4 en un an d'observation. De plus, le lancement du satellite GLAST et la mise en place de la phase 2 de HESS vont augmenter significativement le nombre de sources connues a tres haute energie. De plus, pour la premiere fois, nous allons avoir une couverture complete du ciel entre 100 MeV et quelques 10 TeV. Ceci permettra de contraindre les modeles d'emission des sources astrophysiques, mais aussi les modeles de matiere noire. Et pour la premiere fois encore, il va y avoir un recouvrement en energie entre les domaines observes par les satellites et les detecteurs au sol. Ceci permettra une intercalibration des detecteurs afin de reduire les erreurs systematiques dans ce domaine...

Dans le meme but de mieux comprendre les processus a l'oeuvre dans les sources detectees, il va etre necessaire de les etudier a differentes longueurs d'onde et avec divers messagers, en particulier les neutrinos. Ces observations seront particulierement utiles pour comprendre l'emission gamma en provenance du CG.

ROLLAND Loic

2004-06-09T16:10:35