Astroparticules avec H.E.S.S.: Centre Galactique & contraintes sur des modèles de matière noire avec l’observation de galaxies naines. Astroparticules.

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1 Astroparticules avec H.E.S.S.: Centre Galactique & contraintes sur des modèles de matière noire avec l’observation de galaxies naines. Astroparticules avec H.E.S.S.: Centre Galactique & contraintes sur des modèles de matière noire avec l’observation de galaxies naines. Matthieu Vivier IRFU/SPP CEA-Saclay

2 23/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier2 Une collaboration internationale d’une centaine de physiciens. MPI Kernphysik, HeidelbergLPTA Montpellier Humboldt Univ. BerlinIRFU Saclay Ruhr-Univ. BochumCESR Toulouse Univ. HamburgDurham Univ. LSW HeidelbergDublin Inst. for Adv. Studies Univ. TübingenCharles Univ., Prague Univ. ErlangenYerewan Physics Inst. Ecole Polytechnique, PalaiseauNorth-West Univ., Potchefstroom APC ParisUniv. of Namibia, Windhoek Univ. Paris VI-VIIN. Kopernicus Astr. Center, Warsaw Paris Observatory, MeudonJagiellonian University, Cracow LAPP AnnecyInstitute of Nuclear Physics, Warsaw LAOG GrenobleSpace research center, Warsaw La collaboration H.E.S.S.

3 L’instrument en quelques chiffres Un réseau d’imageurs Cherenkov atmosphériques pour la détection des photons  de très haute énergie (TeV).  situé en Namibie.  un télescope = 1 grande surface réfléchissante de 107 m² + une caméra de 960 PMs située en son foyer.  reconstruction stéréoscopique des gerbes.  résolution angulaire < 0.1°/   seuil ≈ 100 GeV au zenith 323/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

4 23/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier4 L’analyse des données  combine un modèle semi-analytique des gerbes atmosphériques (pour prédire l’intensité attendue dans chaque pixel de la caméra) avec la méthode du calcul des moments de Hillas (moments géomètriques de l’image).  coupures de sélection des  prédites avec les simulations.  énergie et direction de chaque  ajustées de telle sorte qu’il reproduise l’image dans la caméra.

5 Plan du séminaire 1) Le Centre Galactique  Aspects & enjeux  Les observations de H.E.S.S.  Quelques modèles d’émission à très haute énergie 2) Contraintes sur des modèles de matière noire avec l’observation de galaxies naines  La galaxie naine du Sagittaire  La galaxie naine Canis Major  Comparaison des résultats avec les autres cibles de matière noire 523/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

6 Le Centre Galactique 623/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

7 Aspects & enjeux  source multi-longueur d’ondes: de la radio au TeV. Emission jusqu’aux X vraisemblablement due au trou noir Sgr A*. Emission d’origine inconnue au- delà. Radio IR X-rays TeV Sgr A*? 723/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

8 23/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier8 Sgr A*  trou noir supermassif de 3×10 6 M  = masse dynamique dans 45 u.a (périastre de l’orbite de l’étoile la plus proche)  Rayon de Schwarschwild correspondant: 20 secondes-lumière.  Orbite stable la plus proche: 3R s = 1 minute-lumière. 3R s

9 Aspects & enjeux  source multi-longueur d’ondes: de la radio au TeV. Emission jusqu’aux X vraisemblablement due au trou noir Sgr A*. Emission d’origine inconnue au- delà.  variable en radio, IR, et rayons X: →modulation de 106 jours dans les données radio de VLA (1.3 cm & 2 cm): disque d’accrétion? Zhao, Bower & Goss (2001) 923/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

10 Aspects & enjeux  source multi-longueur d’ondes: de la radio au TeV. Emission jusqu’aux X vraisemblablement due au trou noir Sgr A*. Emission d’origine inconnue au- delà.  variable en radio, IR, et rayons X: →sursauts journaliers en IR (VLT) et rayons X (Chandra & XMM-Newton) de durée moyenne ≈ 1h + structures périodiques dans les sursauts (QPOs). Renforce l’idée d’un disque d’accrétion en rotation autour du trou noir. Flare IR le 16 Juin 2003 Genzel et al. (2003) 1023/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier t variabilité ≈ 10 min ≈ 2  ×3R s

11 Aspects & enjeux  origine de l’émission au TeV? SNR Sgr A Est, pulsar G359.95-0.04, Sgr A*… ≈ 10pc×10pc extension de la résolution angulaire de H.E.S.S. G359.95-0.04 Plan Galactique + 1123/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

12 Aspects & enjeux  émission détectée au TeV par H.E.S.S. en 2004: spectre en loi de puissance + source non-variable sur des échelles de temps < année 1223/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

13 Aspects & enjeux  émission détectée au TeV par H.E.S.S. en 2004: spectre en loi de puissance + source non-variable sur des échelles de temps < année  incompatible avec un spectre matière noire: mauvais ajustement à basse et haute énergie 14 TeV 5 TeV 10 TeV « HESS Observations of the Galactic Center Region and Their Possible Dark Matter Interpretation », PRL, 97 (2006) 221102. 1323/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

14 Aspects & enjeux  émission détectée au TeV par H.E.S.S. en 2004: spectre en loi de puissance + source non-variable sur des échelles de temps < année  incompatible avec un spectre matière noire: mauvais ajustement à basse et haute énergie  une contribution éventuelle de la matière noire au signal estimée < 10% 14 TeV 5 TeV 10 TeV « HESS Observations of the Galactic Center Region and Their Possible Dark Matter Interpretation », PRL, 97 (2006) 221102. 1423/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

15 Aspects & enjeux  origine de l’émission au TeV? SNR Sgr A Est, pulsar G359.95-0.04, Sgr A*… →étude de la position et de la morphologie de la source («Localising the H.E.S.S. Galactic Center point source», van Eldik et al., 2007) →analyse de l’émission diffuse →étude détaillée du spectre et de la variabilité: corrélation du signal avec les autres longueurs d’onde? (Saclay) («Spectrum & variability of the Galactic Center VHE  -ray source HESS J1745-290», soumis à A&A) 1523/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

16 Le Centre Galactique vu par H.E.S.S.  données prises entre 2004 et 2006: 100h (≈ 0.1 année de prise de données)  3 sources visibles dans le champ de vue:  source au Centre Galactique (de nature inconnue): emission ponctuelle, detection à 60 .  nébuleuse de pulsar (ou plerion) G0.9+0.1: emission ponctuelle.  source étendue 3EG J1744-3011 (EGRET). HESS J1745-290 G0.9+0.1 3EG J1744-3011 ~ 500 pc X 500 pc b (deg) l (deg) 1623/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

17 Le Centre Galactique vu par H.E.S.S.  données prises entre 2004 et 2006: ~ 100h (≈ 0.1 année de prise de données)  3 sources visibles dans le champ de vue.  emission diffuse le long du plan: « Discovery of very high energy  -rays from the Galactic Centre ridge », Nature 439 (2006) 695-698 HESS J1745-290 ~ 500 pc X 500 pc b (deg) l (deg) niveau du bruit de fond 17 23/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

18 18 Matthieu Vivier Le Centre Galactique vu par H.E.S.S.  données prises entre 2004 et 2006: ~ 100h (≈ 0.1 année de prise de données)  3 sources visibles dans le champ de vue.  emission diffuse le long du plan: « Discovery of very high energy  -rays from the Galactic Centre ridge », Nature 439 (2006) 695-698  ≈4000 événements dans une région circulaire de 0.1° autour du Centre Galactique. HESS J1745-290 ~ 500 pc X 500 pc b (deg) l (deg) niveau du bruit de fond région « source » 23/01/09 - Séminaire LAPP

19 Le Centre Galactique vu par H.E.S.S.  données prises entre 2004 et 2006: ≈ 100h (≈ 0.1 année de prise de données)  3 sources visibles dans le champ de vue.  emission diffuse le long du plan: « Discovery of very high energy  -rays from the Galactic Centre ridge », Nature 439 (2006) 695-698  ≈4000 événements dans une région circulaire de 0.1° autour du Centre Galactique. HESS J1745-290 ~ 500 pc X 500 pc b (deg) l (deg) Spectre & variabilité du signal 1923/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier région « source » niveau du bruit de fond

20 Position & morphologie  source ponctuelle: limite de 1.2’ (2.9 pc) sur l’extension de la source (99% C.L) SNR SgrA East (90 cm) van Eldik et al., ICRC (2007)  position: l=359°56’41.1’’± 6.4’’± 6’’ b=-0°2’39.2’’ ± 5.9’’ ±6’’  à 7’’ ± 12’’ de Sgr A*  contrepartie radio de Sgr A East exclue à un niveau de 7   G359.95-0.04 encore dans les barres d’erreurs (situé à 8.7’’ de Sgr A*) 2023/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

21 Le spectre 2004-2006  spectre courbé: déviation par rapport à une loi de puissance à haute énergie. double loi de puissance   = 2.02 ± 0.08  2 = 2.63 ± 0.14 E break = 2.61 ± 0.19 TeV loi de puissance avec coupure exponentielle  = 2.10 ± 0.04 E cut = 14.7 ± 3.40 TeV E cut loi de puissance log(E) Flux E break loi de puissance 11 22 log(E) Flux 2123/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

22 Le spectre 2004-2006  spectre courbé: déviation par rapport à une loi de puissance à haute énergie. double loi de puissance   = 2.02 ± 0.08  2 = 2.63 ± 0.14 E break = 2.61 ± 0.19 TeV loi de puissance avec coupure exponentielle  = 2.10 ± 0.04 E cut = 14.7 ± 3.40 TeV Résidus de l’ajustement 2223/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

23 Variabilité  courbe de lumière (flux intégré par tranche de 28 min) compatible avec une constante  sensibilité à un sursaut augmente avec la durée du sursaut:  2 /dof = 233/216 2323/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

24 Variabilité  corrélation avec le signal en rayons X? →observations simultanées avec le satellite Chandra en 2005.  limite sur l’augmentation du flux pendant le sursaut: < facteur 2 (99% C.L)  Compatible avec l’étude de la sensibilité à un sursaut. J.Hinton, M.Vivier, et al., (HESS) ICRC 2007 « Simultaneous H.E.S.S. and Chandra observations of Sgr A* during an X-ray flare », A&A 492L, 25 (2009) 2423/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

25 Variabilité  oscillations quasi-périodiques en IR et X: modes d’oscillations du disque d’accrétion autour du trou noir Sgr A* (petit ♭ : oscillations non confirmée en IR par les télescopes Keck) 2523/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

26 Variabilité  oscillations quasi-périodiques en IR et X: modes d’oscillations du disque d’accrétion autour du trou noir Sgr A* (petit ♭ : oscillations non confirmées en IR par les télescopes Keck)  2 cas: 1) Le temps de cohérence d’oscillation du disque est court: test de Rayleigh sur les distributions de temps d’arrivée des photons dans un run de données (< 28 min) 100 s 219 s 1150s 700s Rayleigh test  2 /dof = 35/29 M.Vivier et al., ICRC (2007) 2623/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

27 Variabilité  oscillations quasi-périodiques en IR et X: modes d’oscillations du disque d’accrétion autour du trou noir Sgr A* (petit ♭ : oscillations non confirmées en IR par les télescopes Keck)  2 cas: 2) Le temps de cohérence d’oscillation du disque est plus long: périodogramme de Lomb-Scargle sur les flux intégrés de photons par tranche de 5 min dans une même nuit (< qq heures) Lomb-Scargle periodogram M.Vivier et al., ICRC (2007) 2723/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

28 Modèles d’émission  les modèles d’émission sont contraints par: → le spectre multi-longueur d’onde → les variabilités observées → d’autres observables comme la polarisation du signal radio, le taux d’accrétion de la matière au voisinage du trou noir…etc.  contreparties possibles au signal de H.E.S.S.: le trou noir Sgr A* & le pulsar G359.95-0.04. Sgr A Est spatialement exclu.  de la radio aux rayons X: spectre bien décrit par des modèles d’accrétion radiativement inefficaces, avec disque(s) d’accrétion.  à plus haute énergie (au TeV), plusieurs types de modèles marchent bien →modèles leptoniques de type plérion →modèles hadroniques 2823/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

29 Modèles leptoniques  modèle de Hinton & Aharonian (2007): pulsar G359.95-0.04 →explique uniquement l’émission au TeV →vent de leptons émis par G359.95-0.04, intéragit sur le champ (dense) de photons au voisinage de Sgr A* par diffusion inverse Compton. →explique l’absence de variabilité et de modulations périodiques du flux →explique la coupure dans le spectre e +,e - étoile à neutron en rotation ISM milieu « choqué » radiation synchrotron + IC          2923/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

30 Modèles leptoniques  modèle de Atoyan & Dermer (2004): Black Hole Plerion Model →disque d’accrétion dans lequel sont accélérés stochastiquement des e -, modèle similaire à celui du pulsar G359.95-0.04 →l’émission synchrotron explique bien le spectre →variabilité expliquée par les turbulences et instabilités du disque →émission au TeV expliquée par la diffusion inverse Compton des e - sur le champ de photon IR. Explique bien la coupure dans le spectre. 3023/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

31 Modèles hadroniques  modèle de Ballantyne et al. (2007): →explique uniquement l’émission au TeV →accélération de protons dans le disque →émission  par  collisions inélastiques sur les nuages moléculaires de la région centrale →explique l’absence de variabilité  Aharonian & Neronov (2005): plusieurs origines possibles pour la coupure dans le spectre →coupure exponentielle dans le spectre d’injection des protons →coupure due à la compétition entre l’injection des protons et leur échappement de la région moléculaire centrale (≈ leaky box model, energy dependent diffusion model)  modèles qui expliquent bien l’émission diffuse (intéraction de protons avec des nuages moléculaires le long du plan galactique). p+p+ p+p+ p+p+ p+p+ nuage moléculaire        disque d’accrétion Sgr A* 3123/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

32 (La galaxie naine du Sagittaire en orbite autour de la voie Lactée, vue d’artiste) Contraintes sur des modèles de matière noire avec l’observation des galaxies naines 3223/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

33 La matière noire froide  matière noire froide sous forme de particules interagissant faiblement (WIMPs).  forme des halos: acteur essentiel dans la formation des structures.  l’annihilation des WIMPs donne des  s 3323/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

34 La matière noire froide  matière noire froide sous forme de particules interagissant faiblement (WIMPs).  forme des halos: acteur essentiel dans la formation des structures.  l’annihilation des WIMPs donne des  s.  flux de  attendu: Modèles de physique des particules: SUSY, dimensions supplémentaires… Distribution de la matière noire dans la cible. 3423/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

35 La matière noire froide Modèles de physique des particules: SUSY, dimensions supplémentaires… Distribution de la matière noire dans la cible.  matière noire froide sous forme de particules interagissant faiblement (WIMPs).  forme des halos: acteur essentiel dans la formation des structures.  l’annihilation des WIMPs donne des  s.  flux de  attendu:  il faut choisir des cibles où la matière noire est concentrée. 3523/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

36 Les galaxies naines M MW ≈ 10 12 M sol M DWARF ≈ 10 7 -10 8 M sol Canis Major  petites galaxies en interaction avec la voie lactée  prédites par les simulations de formation des structures  très peu lumineuses, et relativement lointaines, donc difficiles à détecter.  dominées par la matière noire, très bonnes cibles pour la détection indirecte.  observées par H.E.S.S.: Sagittarius, Canis Major, Carina, Sculptor. 3623/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

37 Sagittarius dwarf: observations et limites.  découverte en 1994, située « derrière » le GC  distance au soleil: 24 kpc  galaxie naine avec un cœur coincidant avec l’amas globulaire M54 M54 Majewski et al., 2003 3723/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

38 Sagittarius dwarf: observations et limites.  découverte en 1994, située « derrière » le GC  distance au soleil: 24 kpc  galaxie naine avec un cœur coincidant avec l’amas globulaire M54  11 heures de données en 2006: pas de signal détecté 3823/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

39 Sagittarius dwarf: observations et limites.  découverte en 1994, située « derrière » le GC  distance au soleil: 24 kpc  galaxie naine avec un cœur coincidant avec l’amas globulaire M54  11 heures de données en 2006: pas de signal détecté ~ 2. 10 -25 cm 3 s -1 (core) ~ 7. 10 -24 cm 3 s -1 (NFW) ~ 5. 10 -26 cm 3 s -1 (core) ~ 10 -24 cm 3 s -1 (NFW) 3923/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

40 Sagittarius dwarf: observations et limites.  découverte en 1994, située « derrière » le GC  distance au soleil: 24 kpc  galaxie naine avec un cœur coincidant avec l’amas globulaire M54  11 heures de données en 2006: pas de signal détecté 4023/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier « Observations of the Sagittarius dwarf galaxy by the HESS experiment and search for a dark matter signal », Astroparticle Physics 29 (2008) 55-62.

41 Canis Major  surdensité d’étoiles dans la direction opposée à celle du Centre Galactique 4123/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

42 Canis Major  surdensité d’étoiles dans la direction opposée à celle du Centre Galactique  deux scenarios: →déformation du disque galactique (Momany et al, 2006) →reste d’une galaxie naine qui serait absorbée par la voie lactée (Martinez- Delgado et al, 2004) 4223/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

43 Canis Major  distance au soleil: 7± 1 kpc (très proche comparé aux autres galaxies naines)  très étendu:  l=12°,  b=10°  cœur intact  masse ≈ 10 8 M  (Evans et al., 2004 + universalité des masses des galaxies naines) Densité projetée de géantes rouges (Bellazinni et al, 2005)  surdensité d’étoiles dans la direction opposée à celle du Centre Galactique  deux scenarios: →déformation du disque galactique (Momany et al, 2006) →reste d’une galaxie naine qui serait absorbée par la voie lactée (Martinez- Delgado et al, 2004)  observée par H.E.S.S. en 2006: ≈ 10 heures de données. + centre coeur 4323/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

44 Significance map Analyse des données  pas d’excès significatif à la position pointée (triangle noir)  la distribution des significativités est compatible avec une gaussienne de moyenne 0 et de variance 1  contraintes sur des modèles de WIMPs étant donné l’absence de signal dans tout le champ de vue.  = 0.01 ± 0.004  = 1.000 ± 0.005 4423/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

45 Annihilation de matière noire: flux  attendu Modèles de physique des particules  : section efficace d’annihilation des WIMPs (pondérée de leur vitesse dans le halo de matière noire)  m DM : masse du WIMP  A eff (E): surface efficace de collection de H.E.S.S. ≈ efficacité pour détecter un  d’énergie E   (dN/dE) DM : spectre  d’annihilation des WIMPs 1) SUSY 2) Kaluza-Klein 4523/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

46 Modèles de physique des particules 1) annihilation de neutralino, pMSSM (phenomenological Minimal SUSY extension of the Standard Model of particle physics) →parametrisation du spectre  Bergström et al, 1998. Annihilation de matière noire: flux  attendu 4623/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

47 Modèles de physique des particules 2) annihilation de particules B (1), Universal Extra Dimensions (UED) →spectres simulés avec PYTHIA, en prenant les rapports d’embranchement de Servant & Tait, 2003. Annihilation de matière noire: flux  attendu 4723/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

48 Modélisation de la distribution de matière noire dans la cible  halos ajustés par des profils piqués (NFW) ou des profils avec cœur  pour les galaxies naines: paramètres généralement ajustés avec des données observationnelles (profils de vitesse des étoiles, profil de luminosité de la galaxie…) log(  rsrs rtrt NFW log(r) rcrc rtrt coeur log(  log(r) Annihilation de matière noire: flux  attendu 4823/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

49 Canis Major: modélisation du halo  aucune données observationnelles permettant de calculer les paramètres du profil de matière noire  hypothèse standard d’un profil NFW  calcul des paramètres à l’aide des résultats récents sur les simulations de formation des structures log(  rsrs rtrt NFW log(r) paramètres du halo   0 : normalisation de la densité  r s : rayon d’échelle  r t : rayon de marée  M tot : masse de Canis Major (intégrale de la densité entre 0 et r t). 4923/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

50  paramètres du halo  0 & r s calculés en résolvant un système de trois équations: →utilise la définition du rayon du viriel R vir (eq. 2) →utilise la relation entre la paramètre de concentration C vir et M vir (eq. 3). Prise dans Dolag et al., 2004.   200 = 200 × (  u = 83 M  /kpc 3 )  C vir = R vir /r s.   = -0.1; c 0 = 9.6 dans le modèle  CDM de la cosmologie (Dolag et al., 2004) (3 ) (2 ) (1 ) Canis Major: modélisation du halo 5023/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

51  paramètres du halo  0 & r s calculés en résolvant un système de trois équations: →utilise la définition du rayon du viriel R vir (eq. 2) →utilise la relation entre la paramètre de concentration C vir et M vir (eq. 3). Prise dans Dolag et al., 2004.   200 = 200 × (  u = 83 M  /kpc 3 )  C vir = R vir /r s.   = -0.1; c 0 = 9.6 dans le modèle  CDM de la cosmologie (Dolag et al., 2004) (3 ) (2 ) (1 )  Mais…jusqu’ici, aucune modélisation des effets de marée, M vir ≠ M tot  procédure itérative modélisant la perte de matière dans Canis Major due aux effets de marée. Canis Major: modélisation du halo 5123/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

52 M M vir d rtrt voie lactée R vir rtrt  M vir ≠ M tot  on suppose que: M tot = M(r≤r t ), r t rayon de marée  r t & M tot calculés itérativement jusqu’à convergence des valeurs.  M tot ≈ 0.1 M vir à la fin du calcul →on a alors M tot = f(  0,r s ) puis calcul du facteur astrophysique f AP = f(M tot ) Canis Major Canis Major: modélisation du halo 5223/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

53 Limites sur 1)modèles SUSY: pMSSM Excluded (95% C.L ) Rouge = prédictions pMSSM compatible avec la valeur de  CDM mesurée par WMAP+SDSS réunis. 95% C.L ≈ 5.10 -24 cm 3 s -1  hypothèse: M tot = 3×10 8 M  (Evans et al., 2004) 5323/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier « A search for a dark matter annihilation signal toward the Canis Major overdensity with H.E.S.S., ApJ (2009), 691, 175.

54 Limites sur 2)Kaluza-klein models Excluded (95% C.L)  hypothèse: M tot = 3×10 8 M  (Evans et al., 2004) 5423/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier Rouge = prédictions pMSSM compatible avec la valeur de  CDM mesurée par WMAP+SDSS réunis. 95% C.L ≈ 5.10 -25 cm 3 s -1 « A search for a dark matter annihilation signal toward the Canis Major overdensity with H.E.S.S., ApJ (2009), 691, 175.

55 Cible | modèles de WIMPspMSSMKaluza-Klein Galactic Center (NFW) 95% C.L ~ 10 -23 cm 3 s -1 95% C.L ~ 10 -24 cm 3 s -1 Sgr Dwarf (NFW) (Core) 95% C.L ~ 10 -23 cm 3 s -1 95% C.L ~ 2.10 -25 cm 3 s -1 95% C.L ~ 10 -24 cm 3 s -1 95% C.L ~ 5.10 -26 cm 3 s -1 CMa Dwarf (NFW) 95% C.L ~ 5.10 -24 cm 3 s -1 95% C.L ~ 5.10 -25 cm 3 s -1 Comparaison des limites obtenues avec H.E.S.S.  limites compétitives avec les observations de Canis Major 5523/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

56 Conclusions 1. Centre Galactique  spectre courbé  pas de variabilité sur des échelles de temps allant de qq minutes à l’année: →pas de sursauts →pas d’oscillations quasi-périodiques  émission au TeV décorrellée de l’émission aux autres longueurs d’ondes 2. Limites matière noire en direction de Canis Major  pas de signal détecté  limites sur compétitives avec celles obtenues des observations du GC et de la galaxie naine du Sagittaire. 95% C.L ~ 10 -24 -10 -25 cm 3 s -1  ≈ un ordre de grandeur manquant pour exclure les modèles 5623/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

57 23/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier57 H.E.S.S. 2.0  un 5 ème telescope plus grand (Ø = 28m) et plus performant au centre du réseau actuel.  un seuil en énergie plus bas pour l’étude de l’émission pulsée des pulsars, de la matière noire…etc.  raccordement avec le domaine en énergie de Fermi-LAT.  mise en service courant 2010.

58 5823/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

59 Estimation des systématiques sur la courbure  simulations de spectres courbés + reconstruction avec la chaîne d’analyse  erreur systématique sur l’énergie de coupure ≈ 17%  E cut = 15.7 ± 3.41 stat ± 2.5 syst TeV  E break = 2.57 ± 0.19 stat ± 0.44 syst TeV 5923/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

60 Le test de Rayleigh  utilise les temps d’arrivée des photons, et teste une periodicité T=1/f.  puissance de Rayleigh:   i = 2  ft i, phase correspondant aux temps d’arrivée t i  pic à la fréquence f 0 si le signal contient une périodicité T 0.  puissance de Rayleigh en moyenne égale à 1 si la signal n’a aucune composante périodique. 6023/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier

61 Le périodogramme de Lomb-Scargle 6123/01/09 - Séminaire LAPPMatthieu Vivier  analyse de Fourier d’un signal qui n’est pas échantillonné régulièrement (comme les courbes de lumière de H.E.S.S.)  puissance de Fourier:  paramètre  permet de garder l’invariance par rapport à un changement de l’origine des temps:  distribution des puissances de Fourier distribuée de manière exponentielle pour un signal n’ayant aucune composante périodique.