Although the problem of missing mass was noticed seventy-five years ago (Zwicky 1933, Oort 1940), the nature of this mass is not yet known. Non-baryonic dark matter represents about 23% of the content of the universe. It is made of unknown particles, which do not emit or absorb light, but are detected indirectly through their gravity. Dark matter in nearby galaxies has a flat radial profile in the center, that is called a core. This is in contradiction with simulations made in the standard model of cold dark matter (CDM), which predict steep radial profile, or cusps. A solution to this problem has been proposed with warm dark matter (WDM) or self-interacting dark matter, that can create cores. However, WDM predicts smaller cores for higher mass systems, in conflict with observations.

Since the beginning, constraints have been put on the possible mass of any dark particle : due to the decrease of the coarse-grained phase space density or PSD for non-interacting particles, their number density is bounded, implying that their mass must be larger than 1 Mev, according to Tremaine & Gunn (1979). This is to account for the maximum phase-space density observed today in dwarf spheroidal galaxies. Since then many authors have revised this constraint, and the minimum mass is a fraction of keV (e.g. Dalcanton & Hogan 2001, Madsen 2001, Boyanovsky et al 2008, Boyarsky et al 2009).

The PSD of the particles decrease from an initial value at the time of decoupling. The temperature of the universe at decoupling Td is still a free parameter. Particles can decouple as ultra-relativistic, if Td mc2, or as non-relativistic if Td <

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In the same framework, lower and upper bounds for the dark matter annihilation cross-section are derived. Given the constraints from the observations (X-rays, optical or lensing observations), the dark matter non-gravitational self-interaction is negligible.

Reference H. J. de Vega, N. G. Sanchez, `Model-independent analysis of dark matter points to a particle mass at the keV scale’, 2010, MNRAS, in press

Other literature Dalcanton J.J., Hogan C.J. : 2001, ApJ 561, 35 Boyanovsky, D., de Vega, H.J., Sanchez, N.G. : 2008, Phys. Rev. D77, 043518 Boyarsky A., Ruchayskiy, O., Iakubovskyi, D. : 2009 JCAP 03, 005 Madsen J. : 2001, PhRvD, 64b7301 Oort, J. : 1940 ApJ, 91, 273 Tremaine S., Gunn J.E. : 1979 PhRvL 42, 407 Zwicky, F. : 1933 Helv. Phys. Acta, 6, 124

Contact

Norma Sanchez (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013

Bien que le problème de la masse manquante ait été découvert il y a soixante-quinze ans (Zwicky 1933, Oort 1940), la nature de cette masse n’est pas encore connue. La matière noire non-baryonique représente environ 23% du contenu de l’Univers. Elle est faite de particules inconnues, qui n’émettent pas ou n’absorbent pas la lumière, mais sont détectées indirectement par leur gravité. La matière noire dans les galaxies voisines a un profil radial plat au centre, appelé coeur. Cette propriété est en contradiction avec les prévisions des simulations faites dans le cadre du modèle standard de la matière noire froide (CDM), qui prévoient un profil radial très pentu. Une solution à ce problème a été proposée en considérant de la matière noire chaude (WDM) ou la matière noire en auto-interaction, qui peut créer des coeurs. Cependant, la WDM prévoit des coeurs plus petits pour des systèmes de masse plus grande, en conflit avec les observations.

Depuis le début, des contraintes ont été mises sur la masse possible de n’importe quelle particule de matière noire : en raison de la diminution de la densité moyenne dans l’espace des phases ou PSD pour les particules sans collision, leur densité en nombre est toujours inférieure au maximum atteint au découplage, impliquant que leur masse doit être plus grande que 1 MeV, selon Tremaine et Gunn (1979). Ceci permet de rendre compte de la densité maximum dans l’espace des phases observée aujourd’hui dans les galaxies sphéroïdales naines. Depuis, beaucoup d’auteurs ont revu cette contrainte (par exemple Dalcanton et Hogan 2001, Madsen 2001, Boyanovsky et al 2008, Boyarsky et al 2009), et la masse minimum est une fraction de keV.

Les densités moyennes des particules dans l’espace des phases (PSD) diminuent à partir d’une valeur initiale au moment de leur découplage. La température de l’Univers à cette époque Td est toujours un paramètre libre. Les particules peuvent se découpler comme ultra-relativistes, si Td mc2, ou comme non-relativistes si Td <

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Dans le même cadre, sont dérivées des limites inférieures et supérieures pour la section efficace d’annihilation de matière noire. Etant donné les contraintes des observations (rayons X, optique ou lensing), l’auto-interaction de la matière noire est négligeable.

Référence H. J. de Vega, N. G. Sanchez, `Model-independent analysis of dark matter points to a particle mass at the keV scale’, 2010, MNRAS, in press

Littérature citée Dalcanton J.J., Hogan C.J. : 2001, ApJ 561, 35 Boyanovsky, D., de Vega, H.J., Sanchez, N.G. : 2008, Phys. Rev. D77, 043518 Boyarsky A., Ruchayskiy, O., Iakubovskyi, D. : 2009 JCAP 03, 005 Madsen J. : 2001, PhRvD, 64b7301 Oort, J. : 1940 ApJ, 91, 273 Tremaine S., Gunn J.E. : 1979 PhRvL 42, 407 Zwicky, F. : 1933 Helv. Phys. Acta, 6, 124

Contact

Norma Sanchez (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013