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
les plus massifs de l’Univers, contenant des milliers de galaxies
comme la voie lactée. Perseus se trouve à une distance de 240
millions d’années lumière du système solaire et est immergée
dans un nuage géant de gaz de plusieurs millions de degrés,
émettant des radiations possédant une énergie de l’ordre du keV
1
(kilo-electronVolt) correspondant aux gammes d’énergie des
rayons X. Cette fenêtre de fréquences est justement celle
observée par des satellites comme Chandra (de la NASA) ou
XMM-Newton (de l’ESA) tous les deux lancés en 1999."
!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
un flux d’un photon par mètre carré et par seconde. Plusieurs
articles sont alors apparus afin de trouver une explication
cohérente à ce phénomène. Pour l’instant, aucune source
astrophysique ne justifie un tel excès de photons à cette énergie. "
!
L’interprétation: un candidat matière
noire?
!
"
!Les galaxies et amas de galaxies sont des objets très étudiés en astrophysique, et plus
particulièrement dans le domaine de l’astroparticule. En effet, ces objets massifs sont
1
Le satellite XMM Newton (X-ray
Multi-Mirror) a été lancé par
l’agence spatial européenne en
1999. Il mesure une cartographie de
l’espace entre 0.1 et 12 keV.
Spectre en photons (nombre de
photons en fonction de leur énergie
en keV) émis par la galaxie
Andromède (M31) dans les
fréquences X, observé par le
satellite XMM-Newton et analysé
par les auteurs de [2]. Dans le
graphique du bas, les points bleus
correspondent aux valeurs prédites
par un modèle sans matière noire,
les points rouges sont les valeurs
observées par XMM-Newton. On
observe clairement un excès de
points rouge autour de 3.5 keV
3
Dataset Exposure χ2/d.o.f. Line position Flux ∆χ2
[ksec] [keV] 10−6cts/sec/cm2
M31 ON-CENTER 978.9 97.8/74 3.53 ±0.025 4.9+1.6
−1.313.0
M31 OFF-CENTER 1472.8 107.8/75 3.53 ±0.03 <1.8(2σ)...
PERSEUS CLUSTER (MOS) 528.5 72.7/68 3.50+0.044
−0.036 7.0+2.6 −2.69.1
PERSEUS CLUSTER (PN) 215.5 62.6/62 3.46 ±0.04 9.2+3.1
−3.18.0
PERSEUS (MOS) 1507.4 191.5/142 3.518+0.019
−0.022 8.6+2.2 −2.3(Perseus)25.9
+M31ON-CENTER 4.6+1.4
−1.4(M31)(3 dof)
BLANK-SKY 15700.2 33.1/33 3.53 ±0.03 <0.7(2σ)...
TAB L E I: B asi c pro per ti es of co mbi ne d o bs erva tio ns use d i n this paper. Second column denotes the sum of exposures of individual observa-
tions. The last column shows change in ∆χ2when 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.
0.01
0.10
1.00
10.00
Normalized count rate
[cts/sec/keV]
M31 ON-center
-6⋅10-3
-4⋅10-3
-2⋅10-3
0⋅100
2⋅10-3
4⋅10-3
6⋅10-3
8⋅10-3
1⋅10-2
1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 6.0 7.0 8.0
Data - model
[cts/sec/keV]
Energy [keV]
No line at 3.5 keV
0.22
0.24
0.26
0.28
0.30
0.32
0.34
0.36
Normalized count rate
[cts/sec/keV]
M31 ON-center
No line at 3.5 keV
-4⋅10-3
-2⋅10-3
0⋅100
2⋅10-3
4⋅10-3
6⋅10-3
8⋅10-3
1⋅10-2
3.0 3.2 3.4 3.6 3.8 4.0
Data - model
[cts/sec/keV]
Energy [keV]
No line at 3.5 keV
Line at 3.5 keV
FIG. 1: Left: Folded count rate (top) and residuals (bottom) for the MOS spectrum of the central region of M31. Statistical Y-errorbarsonthe
top plot are smaller than the point size. The line around 3.5 keV is not added,hencethegroupofpositiveresiduals.Right:zoomontotheline
region.
with such a large exposure requires special analysis (as de-
scribed in [16]). This analysis did not reveal any line-like
residuals in the range 3.45−3.58 keV with the 2σupper bound
on the flux being 7×10−7cts/cm2/sec.Theclosestdetected
line-like feature (∆χ2=4.5)isat3.67+0.10
−0.05 keV, consistent
with the instrumental Ca Kαline.3
Combined fit of M31 + Perseus. Finally, we have performed
asimultaneousfitoftheon-centerM31andPerseusdatasets
(MOS), keeping common position of the line (in the rest-
frame) and allowing the line normalizations to be different.
The line improves the fit by ∆χ2=25.9(Table I), which
constitutes a 4.4σsignificant detection for 3 d.o.f.
Results and discussion. We i d entifi ed a s p ectr a l f e ature a t
E=3.518+0.019
−0.022 keV in the combined dataset of M31 and
Perseus that has a statistical significance 4.4σand does not
coincide with any known line. Next we compare its properties
with the expected behavior of a DM decay line.
3Previously this line has only been observed in the PN camera [9].
The observed brightness of a decaying DM line should be pro-
portional to the dark matter column density SDM =!ρDMdℓ–
integral along the line of sight of the DM density distribution:
FDM ≈2.0×10−6cts
cm2·sec "Ωfov
500 arcmin2#×(1)
"SDM
500 M!/pc2#1029 s τDM "keV mDM #.
M31 and Perseus brightness profiles. Using the line flux
of the center of M31 and the upper limit from the off-center
observations we constrain the spatial profile of the line. The
DM distribution in M31 has been extensively studied (see an
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, illustratingthat
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).
L’électronvolt est une unité de mesure typique en physique des particules. 1 électronvolt correspond à l’énergie
1
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.

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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 auto-
annihilation 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 obtenu σv = 10-37 cm2 s-1. Ils ont
2
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
profil de matière noire proche des centres galactiques. La
désintégration de ce boson intermédiaire en deux photons : χ χ ->
φ -> γ γ est de surcroît le même processus qui a permis de
découvrir le boson de Higgs standard via sa désintégration h -> γ γ
qui a généré un pic similaire dans le spectre mesuré au LHC (voir
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
2
Cela correspond à une collision toutes les 1028 secondes, largement compensé par le nombre immense de
2
particules de matière noire dans un amas.
Spectre en photon lors de la
découverte du boson de Higgs
en 2012 au LHC. Remarquez la
similitude avec le spectre
observé par XMM-Newton (figure
page précédente) justifiant
l’hypothèse d’un deuxième
boson de Higgs plus léger.

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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 légères et leur rapport
3
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 observées . Dans tous les cas, ce
4
signal relance de façon significative la recherche de la matière noire légère qui se révèle très
prometteuse dans les prochaines années. "
[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
3
La voie lactée n’est entourée que d’une vingtaine de galaxies.
4
Annihilation, désintégration ou désexcitation de la matière noire?
!
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.
Désintégration [4]
Désexcitation [5]
Annihilation [3]
⌫
⇤