Herve Dole & Mathieu Langer Matière noire Indices Possibilités Détection Herve Dole & Mathieu Langer (Merci à Gianfranco Bertone, Université de Padoue & IAP) NPAC – Bases de la Cosmologie Moderne – 2007

Paramètres cosmologiques : état des lieux Combinaison de données ‘indépendantes’ Univers spatialement plat : ‘Constante Cosmologique’ : ~ 0.7 ‘Matière’ : ~ 0.3 Caption: Photo demonstrates the current observational constraints on the cosmic density of all matter including dark matter (Ωm) and the dark energy (ΩΛ) relative to the density of a critical-density Universe (i.e., an expanding Universe which approaches zero expansion asymptotically after an infinite time and has a flat geometry). All three observational tests by means of supernovae (green), the cosmic microwave background (blue) and galaxy clusters converge at a Universe around Ωm ~ 0.3 and ΩΛ ~ 0.7. The dark red region for the galaxy cluster determination corresponds to 95% certainty (2-sigma statistical deviation) when assuming good knowledge of all other cosmological parameters, and the light red region assumes a minimum knowledge. For the supernovae and WMAP results, the inner and outer regions corespond to 68% (1-sigma) and 95% certainty, respectively. References: Schuecker et al. 2003, A&A, 398, 867 (REFLEX); Tonry et al. 2003, ApJ, 594, 1 (supernovae); Riess et al. 2004, ApJ, 607, 665 (supernovae)

Courbes de rotation galactiques

Courbe de rotation de la Voie Lactée (Clemens, 1985, ApJ 295)

Courbe de rotation et Matière Noire Image UV GALEX, A. Gil de Paz, 2006

Rapport Masse/Luminosité? Dégénérescence : disque vs. halo DM Rapport Masse/Luminosité? (synth. pop. stellaires) DM : profil de densité? (simulations, mal connu au centre) Broeils, 1992, A&A

Matière Noire : Amas de galaxies ROSAT X-Ray A 2029 NGC720 DSS optical

Mesure du profil de densité d’un amas Image aux rayons X L’émission X en un point de l’amas est fonction de la densité n en ce point, x ~ n2 Question: Quel profil de densité pour produire l’émission X observée? Line: Best Fit Points: Observations Abell 2319 – Image ROSAT [millions of light years] Procédure: Choix du centre de l’amas Moyenne azimutale de l’émission X Courbe d’ajustement du profil X Déduction de la densité requise

« Lentillage » gravitationnel (http://hubblesite.org) Convergence Convergence + cisaillement

Tout frais : carte 3D de Matière Noire! Cartes haute fidélité de la distribution de matière noire à grande échelle, résolue en séparation angulaire et en profondeur grâce au Cosmic Evolution Survey du HST (2 degres2) Forme de 71 galaxies par arcmin2  champ de cisaillement  masse totale projetée Observations de suivi par VLT, Subaru, Cerro Tololo et Kitt Peak pour déterminer les redshifts Massey et al., Nature, 7 Janvier 2007

Preuve “directe” : l’amas Balle de fusil Image optique d’amas en fusion (ici: 1E 0657-558) Reconstruction du cisaillement et de la convergence (lentilles gravitationnelles) Cartes de densité projetée (contours verts) 200 kpc Clowe et al. ApJL 2006

Preuve “directe” : l’amas Balle de fusil Image X du même amas en fusion 1E 0657-558, par Chandra Contours verts: convergence  (proportionnelle à la densité projetée) Contours blancs: position des pics de  à 68.3%, 95.5% and 99.7% C.L. 200 kpc Clowe et al. ApJL 2006  Présence de masse gravitante non-lumineuse!

Inventaire de la Matière dans l’Univers… 1% Etoiles 7% Gaz  structures virialisées Baryons 7% Gaz tiède/chaud  MIG Don’t know what Dark Matter is? Ask a Particle Physicist! 85% MATIERE NOIRE Non-baryonique

Candidats “Matière Noire” Kaluza-Klein DM in UED Kaluza-Klein DM in RS Axion Axino Gravitino Photino SM Neutrino Sterile Neutrino Sneutrino Light DM Little Higgs DM Wimpzillas Cryptobaryonic DM Q-balls Mirror Matter Champs (charged DM) D-matter Cryptons Self-interacting Superweakly interacting Braneworld DM Heavy neutrino NEUTRALINO Messenger States in GMSB Branons Chaplygin Gas Split SUSY Primordial Black Holes … Candidats “Matière Noire” “WIMPs”! GMSB : gauge mediated SUSY Breaking L. Roszkowski

WIMP : fiche d’identité Nom complet : Weakly Interacting Massive Particle Rem : nom générique Interactions : gravitationnelle, nucléaire faible (i.e. sections efficaces « plus faibles que faible ») Masse : assez forte pour être non-relativiste aujourd’hui Durée de vie : stable / assez longue pour ne pas avoir disparu Densité relique : équation de Boltzmann + freeze-out Nature?  SUSY?  KK Extra-dimensions?  New Physics!

SUSY & LSP… Supersymétrie? Conservation de R-parité (si) Extension de l’algèbre de Poincaré : Q |Boson = |Fermion , Q |Fermion = |Boson {Q, Q}  P , [H,Q] = 0 Unification des couplages de jauge, hiérarchie des masses (Higgs) Préserver conservation de B & L  R-parité, R = (-1)3B+L(-1)2S Particules SM : R = +1 Particules SUSY : R = -1 Conservation de R-parité (si) Lightest Supersymmetric Particle stable! Candidat “naturel” pour la Matière Noire MSSM + R-parité  Neutralino : Hierarchie des masses : renormalisation de la masse du Higgs  should give Planck scale, but is necessarilly smaller : SUSY cancellation of loop contributions (quadratic corrections)

Dimensions Supplémentaires Universelles (EUD) Kaluza-Klein : extra dimensions EUD : tout champ se propage dans la 5e dim Conditions périodiques  quantification de l’impulsion Compactification de la dim. suppl. en chaque pt de l’espace à 3d

Toy derivation of scalar Lagrangian (J.Virzi, UC Berkeley) Heuristic derivation showing how mass terms appear – infinite tower of KK modes Ondes stationnaires dans la 5e dimension

Détection directe : Principe & Statut DAMA CDMS EDELWEISS ZEPLIN + IAS : saphir scintill. & chaleur  n Détecteur (bolomètre) Collision d’un WIMP sur un noyau  Lumière  Chaleur  Charge Discrimination bruit de fond Cryogénie, …

Satellites Antimatière Détections indirectes Détections Indirectes de DM Télescopes gamma Au sol (CANGAROO, HESS, MAGIC, MILAGRO, VERITAS) Dans l’espace: satellite GLAST Futur Cherenkov Telescope Array? Télescopes Neutrino Amanda, IceCube Antares, Nemo, Nestor Km3 Satellites Antimatière PAMELA AMS-2 Autres Synchrotron Effet SZ Effet sur les étoiles… Détections indirectes

Rayonnement d’annihilation SUSY (E. Nezri et al, 2001) Pour calculer les flux, il faut connaitre le détail des annihilations. Les sections efficaces d’annihilations des neutralinos peuvent être calculées par l’approche numérique (DarkSUSY, microMEGA, etc.) UED Pourquoi B(1) : (Servant & Tait, 2002) Servant & Tait ont obtenu les sections efficaces d’annihilation pour les particules B(1). Dans la limite non-relativiste, elles ne dépendent que de la masse des B(1). (Merci à G. Bertone)

Object baryoniques de masse stellaire et inferieure (Afonso et al, A&A, 2003)