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