OBSERVATION D`UN SIGNAL DE MATIÈRE NOIRE LÉGÈRE?

Aurait-on détecté la matière noire?
13 avril 2014
OBSERVATION D’UN SIGNAL DE
MATIÈRE NOIRE LÉGÈRE?
!
Les faits: l’observation
En février 2014, les auteurs de [1] et [2] ont analysé les
données du satellite européen XMM-Newton. ces études sont
basées sur l’observation du spectre de rayons X émis par des
amas de galaxies comme Perseus ou même des galaxies
voisines telle Andromède. Ces amas comptent parmi les objets
3
les plus massifs de l’Univers, contenant des milliers de galaxies
Flux
∆χ
comme la voie lactée. Perseus se trouve à uneDataset
distance deExposure
240χ /d.o.f. Line position
[ksec]
[keV]
10 cts/sec/cm
978.9
97.8/74 3.53 ± 0.025
4.9
13.0
millions d’années lumière du système solaire M31
et est
immergée
M31
1472.8 107.8/75
± 0.03
<XMM
1.8 (2σ) Newton
...
Le3.53satellite
(X-ray
P
528.5
72.7/68Multi-Mirror)
3.50
7.0 a été 9.1
dans un nuage géant de gaz de plusieurs millions
de(MOS)
degrés,
lancé par
P
(PN)
215.5
62.6/62 3.46 ± 0.04
9.2
8.0
l’agence spatial
européenne en
1
(MOS)
1507.4 191.5/142 3.518
8.6
(Perseus) 25.9
émettant des radiations possédant une énergie Pde l’ordre
du keV
1999.
Il
mesure
une
cartographie
de
+ M31
4.6
(M31) (3 dof)
B
15700.2
3.53 ± 0.03entre
< 0.7
..
(kilo-electronVolt) correspondant aux gammes
d’énergie
des 33.1/33l’espace
0.1(2σ)et 12 . keV.
TABLE I: Basic properties of combined observations used in this paper. Second column denotes the sum of exposures of individual observarayons X. Cette fenêtre de fréquences
estshowsjustement
celle
tions. The last column
change in ∆χ when 2 extra
d.o.f. (position and flux of the line) are added. The energies for Perseus are quoted
in the rest frame of the object.
observée par des satellites comme Chandra (de la NASA) ou
XMM-Newton (de l’ESA) tous les deux lancés en 1999.
2
2
2
−6
+1.6
−1.3
ON CENTER
OFF CENTER
+0.044
−0.036
ERSEUS CLUSTER
+2.6
−2.6
+3.1
−3.1
ERSEUS CLUSTER
+0.019
−0.022
ERSEUS
+2.2
−2.3
+1.4
−1.4
ON CENTER
LANK SKY
2
0.36
1.00
M31 ON-center
0.34
[cts/sec/keV]
M31 ON-center
Normalized count rate
[cts/sec/keV]
Normalized count rate
10.00
No line at 3.5 keV
0.32
0.30
0.28
No line at 3.5 keV
0.26
0.24
0.22
1⋅10-2
No line at 3.5 keV
Line at 3.5 keV
8⋅10-3
[cts/sec/keV]
0.01
1⋅10-2
8⋅10-3
6⋅10-3
4⋅10-3
2⋅10-3
0⋅100
-2⋅10-3
-4⋅10-3
-6⋅10-3
1.0
Data - model
[cts/sec/keV]
Data - model
Les résultats de ces analyses ont surpris la communauté
astrophysique et nucléaire. En effet, le spectre présente une
anomalie notable, un excès ou « pic » significatif (à plus de
99.9% de niveau de confiance) pour des photons d’énergie de
l’ordre de 3.5 keV (voir figure ci-contre). Ce signal correspond à
FIG. 1: Left: Folded count rate (top) and residuals (bottom) for the MOS spectrum of the central region of M31. Statistical Y-errorbars on the
top plot are smaller than the point size. The line around 3.5 keV is not added, hence the group of positive residuals. Right: zoom onto the line
un flux d’un photon par mètre carréregion.
et par seconde. Plusieurs Spectre en photons (nombre de
en fonction de leur énergie
articles sont alors apparus afin de trouver une explication photons
en keV) émis par la galaxie
such a large exposure
requires specialsource
analysis (as deAThe
n observed
d r o mbrightness
è d e (ofMa decaying
3 1 ) dDM
a nline
s should
l e! sbe procohérente à ce phénomène. Pourwith
l’instant,
aucune
scribed in [16]). This analysis did not reveal any line-like
portional to the dark matter column density S = ρ dℓ –
observé
par distribution:
le
residuals in the range 3.45−3.58 keV with the 2σ upper bound fréquences
integral along the lineX,
of sight
of the DM density
astrophysique ne justifie un tel excès onde
photons
cette
satellite XMM-Newton et analysé
the flux
being 7 × 10 àcts/cm
/sec. énergie.
The closest detected
0.10
6⋅10-3
4⋅10
-3
2⋅10-3
0⋅100
-2⋅10-3
2.0
3.0
4.0
5.0
Energy [keV]
6.0
7.0
8.0
-4⋅10-3
3.0
3.2
3.4
3.6
Energy [keV]
3.8
4.0
DM
−7
!
line-like feature (∆χ2 = 4.5) is at 3.67+0.10
−0.05 keV, consistent
with the instrumental Ca Kα line.3
Combined fit of M31 + Perseus. Finally, we have performed
a simultaneous fit of the on-center M31 and Perseus datasets
(MOS), keeping common position of the line (in the restframe) and allowing the line normalizations to be different.
The line improves the fit by ∆χ2 = 25.9 (Table I), which
constitutes a 4.4σ significant detection for 3 d.o.f.
L’interprétation: un candidat matière
noire?
!
Results and discussion. We identified a spectral feature at
E = 3.518+0.019
−0.022 keV in the combined dataset of M31 and
Perseus that has a statistical significance 4.4σ and does not
coincide with any known line. Next we compare its properties
with the expected behavior of a DM decay line.
DM
2
cts [2]. Dans
Ωfov
par les
le× (1)
FDM ≈auteurs
2.0 × 10−6 de
cm2 · sec 500 arcmin2
"
# 29
#
graphique
du bas,
les"points
bleus
SDM
10 s keV
.
correspondent
valeurs
500 M! /pc2auxτDM
mDM prédites
par un modèle sans matière noire,
les points rouges sont les valeurs
M31 and Perseus brightness profiles. Using the line flux
observées
parandXMM-Newton.
of the center of M31
the upper limit from theOn
off-center
observations we
constrain the spatial
of thede
line. The
observe
clairement
un profile
excès
DM distribution in M31 has been extensively studied (see an
points
rouge
autour
de
3.5
keV
overview in [13]). We take NFW profiles for M31 with con"
#
centrations c = 11.7 (solid line, [22]) and c = 19 (dash-dotted
line). For each concentration we adjust the normalization so
that it passes through first data point (Fig. 2). The c = 19
profile was chosen to intersect the upper limit, illustrating that
the obtained line fluxes of M31 are fully consistent with the
density profile of M31 (see e.g. [22, 24, 25] for a c = 19 − 22
model of M31).
Les galaxies et amas de galaxies
très
étudiés en astrophysique, et plus
Previouslysont
this line hasdes
only been objets
observed in the PN
camera [9].
particulièrement dans le domaine de l’astroparticule. En effet, ces objets massifs sont
3
1
L’électronvolt est une unité de mesure typique en physique des particules. 1 électronvolt correspond à l’énergie
acquise par un électron accéléré sous un potentiel d’un volt. Un proton voyageant à 300 km/s (vitesse typique dans
nos galaxies) possède une énergie cinétique d’un keV.
1
Aurait-on détecté la matière noire?
13 avril 2014
considérés comme étant le siège principal de la matière noire dans l’Univers. La lumière visible
qui nous parvient, émise par les étoiles ou les gaz interstellaires, ne représente en fait qu’une
infime partie constituante (autour de 10%) de telles structures. La matière noire (que nous
appelleront χ de masse Mχ) n’interagissant que très faiblement avec les gaz ou des objets
compacts comme des étoiles ou pulsars, sa détection se fait de manière indirecte via son autoannihilation lorsque deux particules se collisionnent, ou sa désintégration si elle est instable.
L’effet principal de telles interactions est justement l’émission de photons, ayant une énergie de
l’ordre de grandeur de la masse de la matière noire (conservation de l’énergie). De plus, si
l’annihilation se produit directement sans intermédiaire, l’énergie Eγ du photon est
monochromatique et bien définie, Eγ= Mχ. Cela se traduit justement par un pic dans le spectre,
de même nature que celui observé par XMM-Newton. Récemment, une équipe de chercheurs du LPT de l’université d’Orsay et du CPhT de l’Ecole
Polytechnique ont proposé dans [3] un scénario où une matière noire relativement légère
pourrait être la source d’un tel signal. Lors de leurs multiples trajectoires dans l’amas de galaxie,
il existe une probabilité non-nulle pour que deux particules de matière noire se collisionnent (voir
encadré). Dans ce cas, le résultat du processus serait la production de deux photons de
directions opposées, l’un des deux se dirigeant vers notre système solaire, et observé par le
satellite en question, l'autre se dirigeant aux confins de l’Univers. Les chercheurs ont calculé la
probabilité pour qu’un tel événement se produise et corresponde au signal observé (une
« section efficace » σv). Ils ont obtenu2 σv = 10-37 cm2 s-1. Ils ont
ensuite montré que ce taux d’interaction était tout a fait naturel
dans des constructions théoriques motivées où la matière noire
interagit via l’échange d’un deuxième boson de Higgs (φ) bien plus
léger que celui découvert au LHC le 4 juillet 2012 (h) : Mφ = 1 MeV
(Mh=125 000 MeV). De plus, ce deuxième boson de Higgs est
aussi prédit par de nombreux autres modèles afin d’expliquer la
formation des structures, des anomalies solaires ou la forme du Spectre en photon lors de la
profil de matière noire proche des centres galactiques. La découverte du boson de Higgs
en 2012 au LHC. Remarquez la
désintégration de ce boson intermédiaire en deux photons : χ χ -> s i m i l i t u d e a v e c l e s p e c t re
φ -> γ γ est de surcroît le même processus qui a permis de observé par XMM-Newton (figure
page précédente) justifiant
découvrir le boson de Higgs standard via sa désintégration h -> γ γ l’hypothèse d’un deuxième
qui a généré un pic similaire dans le spectre mesuré au LHC (voir boson de Higgs plus léger.
figure ci-contre).
!
!
Alternatives
Il n’existe pas encore d’explication de nature purement astrophysique à un tel signal.
D’autres candidats par contre, ont été proposés par des équipes Japonaises [4] ou Américaines
[5]. Dans le premier cas, les auteurs proposent une matière noire instable couplée très
faiblement au neutrino, particule du modèle standard très légère. Si le couplage est
Cela correspond à une collision toutes les 1028 secondes, largement compensé par le nombre immense de
particules de matière noire dans un amas.
2
2
Aurait-on détecté la matière noire?
13 avril 2014
suffisamment faible, la matière noire peut avoir une durée de vie de l’ordre de 1028 secondes,
bien plus longue que l’âge de l’Univers, mais se désintégrant lentement en photon et neutrino
(voir encadré). L’autre possibilité développée dans [5] est la présence d’un état excité de la
matière noire, tout comme il existe des états nucléaires excités, et lors de la désexcitation, il y
aurait émission d’un photon mono-énergétique de 3.5 keV qui serait observé par XMM-Newton.
Il est aussi intéressant de noter que tous les candidats proposés font partie d’une
catégorie dite « warm dark matter », par opposition à la « cold dark matter » ou « hot dark
matter ». En effet, des particules de l’ordre du keV sont relativement légères3 et leur rapport
énergie cinétique / masse est relativement élevé. Elles sont donc « tièdes » d’où le nom
« warm ». Cette caractéristique permet d’expliquer la faible présence de galaxies satellites
autour de la voie lactée, puisque l’énergie cinétique de la matière noire empêcherait la formation
de trop grandes structures; c’est le phénomène dit du « free streaming »: une matière noire trop
chaude aurait empêché la formation de notre galaxie, alors qu’une matière noire trop froide nous
aurait entourés de centaines de galaxies qui n’ont pas été observées4. Dans tous les cas, ce
signal relance de façon significative la recherche de la matière noire légère qui se révèle très
prometteuse dans les prochaines années. Annihilation, désintégration ou désexcitation de la matière noire?
⇤
⌫
Annihilation [3]
Désintégration [4]
Désexcitation [5]
!
Suite à la découverte du signal anormal émis par les amas de galaxies, plusieurs scénarios de matière noire ont été envisagés par
les auteurs de [4,5,6]. La matière noire χ pourrait s’annihiler suite à ses nombreuses collisions au sein des amas de galaxies,
produisant un boson de Higgs léger φ qui se désintégrerait à son tour en 2 photons γ (gauche). Une autre possibilité serait que la
matière noire ne soit pas complètement stable mais ait une durée de vie bien plus longue que l’âge de l’Univers nous donnant une
illusion de sa stabilité. Sa désintégration en photon γ et neutrino ν serait la source du signal observé par XMM-Newton (milieu).
Une troisième possibilité serait que la matière noire existe sous deux formes dans l’Univers. L’une stable, χ et l’autre excitée χ*, à
l’instar des éléments radioactifs terrestres (droite). Le photon émis lors de la désexcitation de la matière noire serait celui observé
par le satellite.
[1] « Detection of An Unidentified Emission Line in the Stacked X-ray spectrum of Galaxy Clusters » by E. Bulbul, M.
Markevitch, A. Foster, R. K. Smith, M. Loewenstein, S. W. Randall; http://arxiv.org/abs/1402.2301
[2] « An unidentified line in X-ray spectra of the Andromeda galaxy and Perseus galaxy cluster » by A. Boyarsky, O.
Ruchayskiy, D. Iakubovskyi, J. Franse; http://arxiv.org/abs/1402.4119
[3] « Generating X-ray lines from annihilating dark matter » by E. Dudas, L. Heurtier and Y. Mambrini
[4] « 7 keV sterile neutrino dark matter from split flavor mechanism » by H. Ishida, K.S. Jeong, F. Takahashi; http://
arxiv.org/abs/arXiv:1402.5837
[5] « An X-Ray Line from eXciting Dark Matter » by D. P. Finkbeiner and N. Weiner; http://arxiv.org/abs/1402.6671
3
Comparé au boson de Higgs, 100 000 plus lourd
4
La voie lactée n’est entourée que d’une vingtaine de galaxies.
3