Densité de matière noire projetée d’une galaxie comme la Voie Lactée obtenue à partir de la simulation cosmologique à N corps Aquarius. L’intensité de l’image est proportionnelle au logarithme du carré de la densité de matière noire le long de la ligne de visée. ©projet Aquarius
L’observatoire H.E.S.S. en Namibie traque la matière noire sous forme de WIMPs via la détection des rayons gamma produits lors de leur annihilation. A l’aide des 4 télescopes Tcherenkov phase 1, H.E.S.S. recherche le signal gamma de ces particules candidates à la matière noire dans les régions denses de l’Univers. L’analyse de l’ensemble des observations du centre de la Voie Lactée accumulées pendant les 10 ans de la phase 1 de H.E.S.S. permet de poser les contraintes les plus fortes à ce jour pour des WIMPs dans la plage en masse du TeV. Pour la première fois, les observations gamma au sol permettent de sonder les sections efficaces d’annihilation attendues par la densité relique thermique de particules de matière noire. Ces résultats viennent d’être publiés dans Physical Review Letter.
Les particules de matière noire
L’existence de matière noire non baryonique est solidement établie par la cosmologie et l’astrophysique contemporaines. De nombreuses particules élémentaires candidates apparaissent dans les extensions du modèle standard de la physique des particules. Une classe de modèles particulièrement captivante consiste en des particules massives interagissant faiblement, les WIMPs : produits dans l’univers primordial, leurs masse et couplage à l‘échelle électrofaible leur confèrent une densité relique qui correspond à la densité de matière noire froide mesurée. Les recherches menées pour leur production au LHC, pour leur detection de manière directe en laboratoire souterrain, ou encore leur impact sur les fluctuations du fond diffus cosmologique mesurées avec Planck, contraignent fortement leur masse jusqu’à plusieurs centaines de GeV. Les recherches indirectes avec les réseaux de télescopes Tcherenkov au sol offrent une possibilité unique pour détecter des WIMPs dans la plage en masse du TeV.
Figure 1: Le réseau de télescopes à effet Tcherenkov H.E.S.S. à 1800 m d’altitude sur les plateaux Khomas en Namibie. L’instrument est composé de 4 télescopes de 12 m de diamètre et d’un télescope de 28 m au centre du réseau.
La recherche de WIMPs avec l’ensemble des données de H.E.S.S. phase 1 au centre de la Voie Lactée
La recherche indirecte de matière noire en rayons gamma de très haute énergie (> 100 GeV) privilégie les régions du ciel avec de fortes concentrations en matière noire et un bruit de fond astrophysique réduit. La proximité du centre de notre galaxie et son fort contenu en matière noire font des observations de cette région en rayons gamma la stratégie la plus prometteuse pour détecter leurs signaux d’annihilation. Le réseau de télescopes HESS a donc pointé régulierement (quelques heures par nuit suivant les saisons) dans cette direction durant les 10 dernières années.
Le réseau de télescopes imageurs à effet Tcherenkov atmosphérique H.E.S.S. est situé sur les hauts plateaux Khomas en Namibie à 1800 m d’altitude (Figure 1). La phase 1 complétée en 2004 est constituée de quatre télescopes de 12 m de diamètre permettant de détecter des rayons gamma de très haute énergie en captant les photons Tcherenkov produits dans la gerbe de particules créée par l’interaction d’un rayon gamma à son entrée dans l’atmosphère terrestre. La phase 2 de H.E.S.S. consiste en l’ajout en 2012 d’un télescope de 28 m installé au centre du réseau existant. Situé dans l’hémisphère sud, l’instrument H.E.S.S. est idéalement placé pour observer la région centrale de notre Galaxie.
Les observations des 300 parsecs1 centraux menées entre 2004 et 2014 ont permis d’accumuler un jeu de données de grande qualité avec plus de 250 heures d’exposition sur le centre galactique. La statistique accumulée permet désormais de tirer pleinement profit du comportement spectral et spatial du signal de matière noire par rapport à celui du bruit de fond. Malgré la sensibilité inégalée de H.E.S.S. dans cette plage en énergie, aucun excès de rayons gamma n’a été détecté dans les régions observées. Des contraintes sur la section efficace d’annihilation2 de WIMPs ont été calculées pour différents canaux d'annihilation et masses de WIMPs de 160 GeV à 70 TeV. Grâce à une technique de mesure du bruit de fond originale et une méthode d’analyse statistique novatrice, les limites sont améliorées d’un facteur 5 par rapport à celles obtenues en 2011. Cette analyse permet d’exclure des sections efficaces d’annihilation de 6x10-26 cm3s-1 pour des masses de WIMPs de 1.5 TeV s’annihilant en paires W+W- (figure 2, panneau de gauche). Le panneau de droite montre les limites obtenues dans le canal t+t-. Elles atteignent 2x10-26 cm3s-1 pour une masse de 1 TeV. Pour la première fois, des observations gamma au sol sont capables de tester des valeurs de sections efficaces d’annihilation attendues par la densité relique thermique de particules de matière noire.
Figure 2: Contraintes sur la section efficace d’annihilation <sv> dans les canaux W+W- (gauche) et t+t- (droite) obtenues à partir des observations des 300 parsecs centraux de notre galaxie accumulées pendant 10 ans par H.E.S.S. Les contraintes sont exprimées en termes de limites supérieures à 95% de niveau de confiance sur <sv> en fonction de la masse de la particule de matière noire. La limite observée est tracée en trait plein noir. La limite attendue (trait en pointillés noirs) avec ses intervalles de confiance à 68% (bande verte) et 95% (bande jaune) sont tracées. La courbe bleue correspond à la limite obtenue avec 4 ans d’observations en 2011. La ligne horizontale (tirets noirs) donne la section efficace d’annihilation attendue pour des particules de matière noire reliques thermiques.
Figure 3: Comparaison des contraintes actuelles dans le canal W+W- avec les limites publiées précédemment par H.E.S.S. avec 112 h d’observations sur le centre galactique (courbe bleue), celles obtenues par les observations de 15 galaxies naines satellites de la Voie Lactée par le satellite Fermi (courbe verte), celles provenant de 157 heures d’observation de la galaxie naine Segue 1 par MAGIC (courbe rouge), celles obtenues par une analyse combinée de 4 galaxies naines par H.E.S.S. (courbe marron).
La figure 3 présente une comparaison des contraintes actuelles à partir des observations du télescope Tcherenkov au sol MAGIC vers la galaxie naine Segue 1, de l’analyse combinée de quatre galaxies naines observées par H.E.S.S., et des observations de quinze galaxies naines satellites de la Voie Lactée par le satellite Fermi. Les limites obtenues par H.E.S.S. surpassent celles avec les observations du satellite Fermi pour des masses au-delà de 400 GeV. Les limites H.E.S.S. sont les plus fortes obtenues jusqu’à présent pour des particules de matière noire dans la plage en masse du TeV. Ce résultat démontre l’apport crucial et unique du réseau de télescopes Tcherenkov H.E.S.S. pour la recherche de WIMPs dans la plage en masse du TeV - un espace de paramètres sans contraintes à ce jour.
Recherches futures au centre de la Voie Lactée
Les recherches de matière noire dans cette région vont se poursuivre avec les observations menées avec la phase 2 de H.E.S.S. Une réduction du seuil en énergie jusqu’à quelques dizaines de GeV permettra d’améliorer sa sensibilité dans la gamme en masse en-dessous du TeV. Les recherches à venir pourraient apporter des contraintes fortes sur les modèles de matière noire au TeV.
Les contraintes actuelles laissent entrevoir un fort potentiel de découverte pour la prochaine génération de réseaux de télescopes Tcherenkov. Le futur de l’astronomie gamma au sol est incarné par l’observatoire CTA (Cherenkov Telescope Array) avec sa mise en service à l’horizon 2020. Avec un gain en sensibilité d’un facteur 10 dans la plage en énergie du TeV par rapport aux réseaux actuels, les observations avec CTA de la région du centre galactique fourniront un test crucial du paradigme des WIMPs à l‘échelle du TeV.
1 1 parsec = 3,26 années-lumière (1 année-lumière est environ 1013 km)
2 Par souci de simplification, la section efficace d'annihilation pondérée par la vitesse relative de Wimps est appelée section efficace d'annihilation dans le texte.
Contact : Emmanuel Moulin
Voir à ce sujet:
• Structure et évolution de l'Univers › Univers sombre
• Le Département de Physique des Particules (DPhP)
• H.E.S.S.
