Academic literature on the topic 'Galaxies : matière noire'

L’Univers est dominé par une composante invisible appelée Matière Noire (MN), de nature inconnue mais dont les effets gravitationnels sur la matière visible sont clairement observés. Il a été proposé que la MN soit constituée de particules massives et interagissant faiblement avec la matière, permettant ainsi de concilier théorie, observations et simulations. L’annihilation de ces particules dans les régions où la MN est fortement concentrée pourrait produire des rayons γ de très haute énergie dont les signatures spectrales peuvent être détectées par le réseau de télescopes H.E.S.S. Un excès à ~3σ est observé dans la direction de la Galaxie Naine du Sagittaire, avec la méthode standard d’analyse ON-OFF. Plus de données sont nécessaires pour conclure quant à son origine. La seconde partie du travail concerne la recherche de raies spectrales en γ dans la région du Centre Galactique. Une méthode de Maximum de Vraisemblance Complète a été développée, étalonnée et appliquée à une fraction d’un ensemble de 20h de données prises en 2014. Aucun excès de γ n’étant observé, des limites sur la section efficace d’annihilation de la MN sont produites pour des masses de 100 GeV à 2 TeV, la sensibilité de H.E.S.S. à basse énergie étant obtenue par l’ajout d’un 5ème télescope depuis 2012. Ces limites complètent efficacement les précédents résultats de Fermi-LAT et H.E.S.S. D’autre part l’analyse finale devrait permettre d’exclure un potentiel signal à 130 GeV observé dans les données de Fermi-LAT en 2012 et ce avec plus de 95% CL, et de proposer les limites les plus solides à ce jour sur les modèles d’émission de raies spectrales en γ dans le domaine d’énergie couvert par H.E.S.S
The Universe is full of gravitational evidence of a dominant invisible Dark Matter (DM) component at the Galactic and cosmological scales. Although its nature is still one of the major puzzles of the 21st Century, Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs) are an excellent scenario for matching theoretical predictions with observations and simulations. In particular, their self-annihilations would give rise to characteristic spectral signatures in γ-rays, detectable at Very High Energies (VHE) with the H.E.S.S. telescope array in regions such as the Galactic Centre (GC) and Dwarf Spheroidal Galaxies (dSphs). The standard ON-OFF analysis method is applied in the observation of the Sagittarius dSph where a ~3σ hotspot is observed above 300 GeV, although more statistics is required to conclude on its potential DM origin. The second part of the work is focused on the search for monochromatic γ-ray line signatures in the GC region. A Full Likelihood method has been developed, calibrated with Monte-Carlo simulations and applied to a sub-sample of a 20h dataset acquired in 2014. No excess signal is found, thus leading to limits on the DM annihilation cross-section down to a 100 GeV mass range, the sensitivity at the lowest energies being achieved by the 5th H.E.S.S. telescope added in 2012. These limits efficiently fill the gap in mass between results from Fermi-LAT and the first phase of H.E.S.S. On the other side the analysis of the complete dataset is expected to exclude the 130 GeV line-like feature recently reported in the Fermi-LAT data, with more than 95% CL, and to provide the most constraining DM limits so far on γ-ray line emission in the VHE range

Ce mémoire aborde la problématique de la matière noire, sous des angles à la fois phénoménologiques et expérimentaux. Dans le MSSM, la matière noire froide et non-baryonique, mise en évidence aux différentes échelles de l'univers par ses effets gravitationnels, trouve une origine sous la forme de fermions de Majorana : les neutralinos. Ces particules peuvent en principe s'annihiler dans zones où elles sont naturellement concentrées, comme le coeur des halos de galaxies, et être à l'origine de rayonnement gamma. Or, les flux prédits pour ces modèles sont génériquement faibles au regard des sensibilités expérimentales. Après avoir établi des prédictions de flux de photons gamma pour les galaxies M31 et Draco dans le cadre du MSSM, nous généralisons les couplages du MSSM au moyen d'un lagrangien effectif. Nous montrons que la seule contrainte d'une densité fossile d'intérêt cosmologique suffit évidemment à réduire considérablement les flux de photons, indépendamment de la nature quantique de la matière noire (fermions de Dirac/Majorana), mais que des couplages effectifs permettent d'atteindre des prédictions plus optimistes. Enfin, nous présentons la recherche de signature de matière noire supersymétrique opérée avec le télescope à effet Tcherenkov CELESTE, reposant sur l'observation de la galaxie M31. Nous développons une méthode de reconstruction spectrale, préalable à la recherche d'un signal exotique. L'analyse des données collectées sur M31 permet d'obtenir la première limite expérimentale sur une galaxie dans l'intervalle 50-500 GeV, et fournit une information astrophysique dépassant la seule problématique de la matière noire.

Ce travail consiste à étudier la dynamique des halos de matière noire ainsi que la possibilité de détecter les rayons-gamma qui proviennent de l'annihilation des neutralinos, supposés être les constituants de la matière noire (DM). Dans un premier temps, des simulations numériques ont été réalisées dans le cadre du modèle Lambda-CDM. Nous avons en particulier étudié les effets de l'accrétion et de la fusion sur l'évolution du moment cinétique des halos et leur relaxation dynamique. Nos résultats indiquent que les halos acquièrent du moment cinétique principalement par transfert de moment cinétique orbital durant des phases d'accrétion/fusion plutôt que par les effets de marée. Dans un deuxième temps, nous avons étudié les effets de l'inclusion du terme de la constante cosmologique dans le modèle d'effondrement sphérique de Tolman-Lemaître et déduit les masses pour des groupes de galaxies proches, notamment le Groupe Local et l'amas de Virgo. Notre procédure a mené à une nouvelle évaluation de la constante de Hubble en bon accord avec les récentes déterminations par d'autres méthodes. Finalement, nous avons prédit le flux des rayons-gamma à partir de différentes sources telles que M31, M81, la galaxie du Dragon et la galaxie du Sagittaire et leur détectabilité par le futur satellite GLAST. L'analyse de la détection ou non à différents seuils d'énergie nous a permis d'imposer des contraintes sur la masse du neutralino ainsi que sur la distribution spatiale de la DM dans ces objets
This work aims to study the dynamics of dark matter halos as well as the possibility of detection of gamma-rays resulting from the annihilation of neutralinos, supposed to be the constituent of dark matter (DM). In a first step, numerical simulations have been performed in the context of the Lambda-CDM cosmology and we have studied the effects of merger/accretion on the angular momentum evolution of halos and their dynamical relaxation. Our results indicate that halos acquire angular momentum essentially by the transfer of orbital angular momentum to spin during merger/accretion events rather than by tital torques. In a second step, we have studied the effects of the inclusion of a cosmological constant term in the spherical Tolman-Lemaître collapse model and re-derived masses for some nearby groups of galaxies, in particular the Local Group and Virgo. Our procedure yields a new evaluation of the Hubble constant in quite agreement with recent determination by other methods. Finally, we have predicted gamma-rays fluxes from different sources as M31, M87, Draco and Sagittarius and their detectability by the forthcoming GLAST satellite. The analysis of detection or not at different energy thresholds allows to constraint the neutralino mass and the spatial distribution of DM in those objects

Ce document est constitué de deux parties et de deux annexes . Dans le chap. 1, je parle de la composante nucléaire du rayonnement cosmique galactique, des enjeux astrophysiques et ceux reliés à la matière noire. Le chap. 2 est consacré à l'étude des émissions gamma dues à l'annihilation de matière noire. Le fil conducteur est la recherche indirecte de matière noire, qui passe par la maîtrise du signal et des fonds astrophysiques. Chaque partie propose une introduction du sujet, un état des lieux, une compilation des résultats obtenus et quelques perspectives et directions de recherches à développer pour les années à venir. La conclusion générale revient sur le lien et la complémentarité des particules chargés et neutres et l'articulation de ces deux messagers pour de futures études hors de la Galaxie. L'annexe A présente quelques outils développés utilisés pour ces études et qui ont été rendus publics. L'annexe B, un peu plus personnelle, revient sur mon parcours, mon CV et le rôle que j'ai pu avoir dans l'encadrement d'étudiants de master et de thèse et dans l'animation scientifique.

La dynamique des systèmes gravitationnels s'appuie traditionnellement sur la physique de Newton. Appliquée à l'échelle des galaxies, la gravitation newtonienne impose l'existence d'une certaine matière, actuellement invisible : la matière noire. Si ce modèle ($\Lambda$ Cold Dark Matter) rencontre des succès à grande échelle, des difficultés apparaissent à l'échelle des galaxies. Dans ma thèse, j'explore par des simulations numériques une alternative de la gravitation newtonienne : MOND (Modified Newtonian Dynamics), où la loi newtonienne de la gravité est modifiée selon une échelle d'accélération, sans l'intervention de la matière noire.
Cette expression de la gravitation est non-linéaire et impose une méthode différente de celle utilisée dans les systèmes avec matière noire. J'ai écrit un code permettant la résolution des deux modèles de gravité, ce qui a permis de les comparer. J'ai testé ainsi l'évolution de galaxies spirales isolées puis en interaction. Ces simulations modélisent aussi la dissipation du gaz froid et la formation d'étoiles. Celles-ci ont montré que les galaxies sont moins stables en gravitation modifiée qu'en gravitation newtonienne, elles forment des barres plus rapidement. Ces simulations ont aussi révélé des différences importantes sur les transferts de moment angulaire lors des formations des barres et sur les effets de friction dynamique qui ralentissent les barres. Ce travail a permis de réaliser, pour la première fois en gravité modifiée, des simulations de galaxies en interaction du type des Antennes. Là encore, les effets de friction dynamique ont un rôle majeur sur la durée du temps de fusion, plus long en gravitation modifiée. Ceci ouvre des horizons vers des simulations cosmologiques qui pourraient valoriser un modèle en analysant la formation hiérarchique des structures à partir des fluctuations de densité primordiales. Par ailleurs, la modélisation de la cinématique des galaxies (naines, spirales et elliptiques) est aussi approfondie. En particulier, l'analyse des courbes de rotation des galaxies spirales montre que celles-ci peuvent contenir un composant de gaz moléculaire froid deux fois plus massif que le composant atomique.

Cette thèse porte sur le problème de la Matière Noire astrophysique et cosmologique.

Dans les quatre premiers chapitres sont exposés succinctement le Modèle Standard Cosmologique, les observations démontrant la présence d'énergie et de matière noires, les modèles de matière noire les plus étudies, et diferents modèles cosmologiques ou astrophysiques reposant sur des champs scalaires. Dans les trois chapitres suivants est détaillé un modèle de matière noire bosonique basé sur l'existence d'un champ scalaire complexe et chargé dans U(1). Nous verrons que couple a un potentiel quadratique, un tel champ est susceptible d'expliquer les courbes de rotation des galaxies, tout en conservant depuis la recombinaison un comportement cosmologique de matière. Nous nous intéresserons ensuite au cas du potentiel quartique, et nous montrerons d'une part que son comportement cosmologique est lui aussi relativement bon, et d'autre part qu'il explique bien les courbes de rotation des galaxies spirales de petite taille, si problématiques pour de nombreux modèles de matière noire.

Le principal objectif de cette thèse est d'étudier la relation entre la part visible et celle non-visible de l'Univers. Dans le cadre du modèle cosmologique standard, nous utilisons l'observation des galaxies comme principal outil pour sonder la distribution de matière de l'Univers et son évolution. Pour ce faire, nous utilisons des outils statistiques afin de caractériser la façon dont les objets sont répartis sur le ciel. Afin de modéliser nos mesures, nous usons d'une description phénoménologique appelée le "modèle du halo". Cependant, nous avons besoin d'avoir accès a une grande quantité de données dans le but d'extraire des estimations robustes. Ceci est rendu possible par l'utilisation, dans cette thèse, de relevés photométriques. Dans un premier temps, nous avons étudié la façon dont les amplitudes hiérarchiques de la distribution de galaxies, jusqu'à l'ordre 5, évoluent avec le redshift. Nous avons réalisé cette étude sur les données du Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS) allant de l'époque actuelle jusqu'à des resdhifts intermédiaires. Nous avons ensuite interprété ces résultats dans le cadre de la théorie perturbative et avons trouvé que dans le régime des faibles interactions non-linéaires, nos mesures sont marginalement en accord avec les prédictions. Cependant, ces dernières semblent avoir une amplitude, légèrement mais systématiquement, supérieure à celle de nos mesures, ce qui suggère l'existence de termes non-linéaires dans l'expression du biais. Grâce au modèle du halo, nous avons aussi montré que la position de la transition entre les régimes non-linéaire et faiblement non-linéaire, est totalement compatible avec les prédictions théoriques. Dans un second temps, utilisant les statistiques a deux points sur les données du relevé UltraVISTA-COSMOS, nous avons etudié la façon dont l'aggregation des galaxies dépend de la masse stellaire et du redshift à des redshifts supérieurs à un. Nous avons observé qu'en moyenne les échantillons ayant une limite en masse stellaire plus haute ont une amplitude d'aggregation plus forte ce qui signifie que les populations plus rares sont plus fortement aggregées. Nous avons aussi interprété nos mesures dans le contexte du modèle du halo. De plus, nous avons considéré le rapport de la masse stellaire sur la masse du halo et suivi l'évolution du maximum de cette quantité jusqu'à z~2 et interprété ces résultats en terme de formation des galaxies. Nous avons montré que, pour l'échantillon contenant toutes les galaxies, M_{h}^{peak} se déplace progressivementvers les grandes masses de halo aux grands redshifts, un effet connu comme étant "anti-hiérarchique". Pour finir, nous résumons nos principaux résultats et présentons certains de nos futurs projets
The main objective of this thesis is to investigate the relationship between the dark and the luminous part of the Universe. Within the standard cosmological model framework, we will use galaxies as our probes to study the matter distribution in the Universe and its evolution. In order to achieve this goal, we use statistical tools to characterize the way objects are distributed in the sky. We model our measurements using a phenomenological description: the ``halo model''. However, to make robust estimations, we need to have access to a large amount of data which is made possible by the use of photometric redshift surveys. First, we look at the redshift dependence of the hierarchical amplitudes of the galaxy distribution up to order 5 using a wide photometric survey, the Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS), from present day up to intermediate redshifts. We interpret these measurements in the perturbation theory framework. We found that in the weakly non-linear regime, our measurements are marginally consistent with the predictions. However, these latter slightly over-predict our measurements, which suggests the existence of higher-order bias terms. Using the halo model, we also showed that the position of the transition between the non-linear and the weakly non-linear regime is fully compatible with theoretical expectations. Then, using two-point statistics on data from the UltraVISTA-COSMOS survey, we investigate the way galaxy clustering depends on the stellar mass and the redshift beyond a redshift of one. We found that, on average, samples with higher stellar mass thresholds have higher mean clustering amplitude meaning that rarer populations are more strongly clustered. We also interpreted these measurements in the context of the halo model. Furthermore, we consider the stellar mass to halo mass ratio and follow the evolution of the peak in this quantity up to redshift z \sim ~2 trying to interpret it in terms of galaxy formation. We showed that, for the full sample, M_{h}^{peak} shifts progressively to higher halo masses at higher redshifts, an effect known as ``anti-hierarchical''. Finally, we summarize our main results and present some of our future projects

Les théories de l'Univers basées sur l'inflation prédisent que la matière noire non-baryonique composerait 95% de toute la matière dans l'Univers ( = 1). Des analyses récentes suggèrent que celle-ci est agglomérée essentiellement autour des galaxies individuelles. Connaitre la forme de ces halos de matière noire avec une bonne précision pourrait permettre d'appréhender la nature de cette matière. La géométrie 3-dimensionnelle des halos de matière noire est étudiée dans cette thèse à travers l'analyse de l'épaisseur des disques d'hydrogène atomique Hi des galaxies spirales. La méthode consiste en une analyse cinématique de l'épaisseur des disques Hi ou les gauchissements des disques des galaxies (« warps »), sont explicitement inclus dans le modèle 3D. En parallèle, une analyse théorique est développée. L’épaisseur des disques Hi est donnée en fonction de l'aplatissement du halo q = c/a, d'un modèle de masse de la galaxie solution d'un ajustement de la courbe de rotation observée, de la dispersion verticale de vitesse du gaz et de l'auto-gravite du gaz. La confrontation avec l'épaisseur modélisée ci-dessus permet de déterminer q. Nous montrons que le problème est en fait dominé par la masse extérieure au dernier rayon de la courbe de rotation (inconnue). La masse externe puisqu'elle n'a pas une symétrie sphérique, a une contribution négative sur cette courbe de rotation. Les densités volumiques de matière noire peuvent être typiquement surestimées d'un facteur 3. La méthode des disques atomiques corrigée est appliquée aux galaxies inclinées K 884, NGC 4013, NGC 891 et m 31. Pour toutes les galaxies, l'aplatissement du halo avec la méthode corrigée est trouvé très prononcé, pouvant même être représenté par q 0. 1 pour NGC 891
Knowing the flattening of dark matter halos surrounding the galaxies is of cosmological relevance since it will give some insight in the true nature of dark matter and in the processus of galaxy formation. The 3D geometry of Dark Matter Halos is studied here through an analysis of the thickness of the atomic hydrogen diak (Hi) of spiral galaxies. We test the flattening of the global gravitational potential locally, using the equatorial rotation curve and the Hi disk thickness. A method consisting in a 3D kinematical analysis of the thickening of Hi layers (“flaring”), inserting explicitly the modelling of warps, is presented. In parallel, it is shown that the thickness is generally predictable as a function of the halo flattering q = c/a, a galaxy mass model solution of a fit of the rotation curve, the vertical velocity dispersion of the gas, and the self-gravity of the gas. A comparison with the previously modelled thickness will finally determine q. We show that the problem is in fact dominated by the external mass in the galaxies (i. E. The mass after the last radius of the measured rotation curves). The mass external to the disk, if not spherical, has a negative contribution to the inner rotation curve (since the radical force is opposite to the radial force due to the mass inside the galactic disk) : the dark matter outside the last radius of the curve is shown to modify the inner dark matter densities up to a factor 3. The method roughly corrected from the “external mass” problem is applied to a sample of edge-on spiral galaxies : K 884, NGC 4013, NGC 891 and M31. In every case, the dark halos with the corrected method are found much more flattened than when they are determined with the classical infinite isothermal profile and can ever be inferior to q 0. 1 for NGC 891

Notre Galaxie, la Voie lactée, est une galaxie spirale barrée de type SBbc, de masse visible (étoiles et gaz) de 60 milliards de masses solaires, entourée d’un halo de matière noire 20 fois plus massif. Elle est composée d’un disque mince et jeune, qui forme des étoiles à un taux de 2 masses solaires par an, et d’un disque épais, dont l’âge des étoiles remonte à 8 milliards d’années et plus. Les bras spiraux sont des ondes de densité qui se développent plus particulièrement dans le disque mince. Celui-ci contient le gaz atomique de distribution très étendue, et le gaz moléculaire plus concentré, dont les nuages sont les sites de formation d’étoiles. L’évolution séculaire de la barre d’étoiles conduit à la formation d’un bulbe central, en forme de cacahuète ou de boîte, selon l’orientation. L’observation détaillée des étoiles du voisinage solaire, leur cinématique, leur métallicité, permet de remonter à l’histoire de la formation de notre Galaxie. Ce texte décrit les progrès récents apportés par le satellite GAIA.

Les disques d'accrétion sont les lieux où l’énergie libérée par les noyaux actifs est la plus intense. L’image de l’ombre du trou noir de M87 par l’Event Horizon telescope (EHT) a montré la lumière émise par la matière aussi près que possible de l'horizon des événements. La physique des disques d'accrétion autour des trous noirs est fascinante et complexe, et fondamentale pour comprendre l'évolution couplée des galaxies et de leurs trous noirs.