Using CMB data to study Dark Matter-Photon Interactions DM DM - PowerPoint PPT Presentation

Using CMB data to study Dark Matter-Photon Interactions DM DM γ γ Ryan Wilkinson with ¡Céline ¡Bœhm ¡and ¡Julien ¡Lesgourgues ¡ ¡ 23 ¡October ¡2013 ¡ arXiv:1309.7588

Motivation 2 • We ¡don’t ¡yet ¡know ¡the ¡nature ¡of ¡DM. ¡ • DetecFon ¡methods ¡generally ¡assume: ¡ } -­‑ ¡ ¡Late-­‑Fme ¡annihilaFons ¡in ¡our ¡galaxy ¡ not ¡always ¡appropriate! ¡ ¡-­‑ ¡ ¡InteracFons ¡with ¡quarks ¡ ¡ • DM-­‑SM ¡interacFons ¡dampen ¡maNer ¡fluctuaFons, ¡erasing ¡all ¡structure ¡ smaller ¡than ¡the ¡ induced ¡damping ¡ scale: ¡ Largest ¡for ¡ 1/2 v i t relaFvisFc ¡parFcles ¡ " % l id ~ π H $ ' dec ( DM − i ) Γ i a # & Bœhm ¡et ¡al. ¡(2004) ¡ • Can ¡constrain ¡the ¡cross ¡secFon ¡using ¡CMB ¡data, ¡independent ¡of ¡the ¡ vanilla ¡DM ¡assumpFons. ¡ • DM-­‑ γ ¡interacFons ¡can ¡occur ¡through ¡processes ¡involving ¡SM ¡parFcles ¡or ¡ magneFc ¡and ¡dipole ¡moments. ¡ • Preliminary ¡result ¡(pre-­‑WMAP): ¡ ¡ σ DM − γ ≤ 7 × 10 − 30 ( m DM / GeV) cm 2 Bœhm ¡et ¡al. ¡(2002) ¡ arXiv:1309.7588 Ryan Wilkinson 23 October 2013

Implementation 3 • Add ¡DM-­‑ γ ¡interacFon ¡to ¡Euler ¡equaFons: ¡ ¡ DM-­‑ γ ¡InteracFon ¡Rate ¡ 2 k 2 δ b − R − 1   θ b = k 2 ψ − H θ b + c s ( )  κ θ b − θ γ µ ≡ a σ DM − γ cn DM θ γ = k 2 ψ + k 2 δ γ / 4 − σ γ  ) −  ) −  ( ( ( ) κ θ γ − θ b µ θ γ − θ DM θ DM = k 2 ψ − H θ DM − S − 1   ( ) µ θ DM − θ γ Ensures ¡energy ¡conservaFon ¡ S ≡ (3/ 4)( ρ DM / ρ γ ) • Also ¡need ¡to ¡modify ¡photon ¡temperature ¡and ¡polarisaFon ¡equaFons. ¡ ¡ • To ¡quanFfy ¡the ¡effect ¡on ¡the ¡CMB, ¡we ¡introduce: ¡ − 1 # & ¡ u ≡ σ DM − γ # & m DM • We ¡consider ¡σ DM-­‑ γ ¡const. ¡and ¡prop. ¡ T 2 . ¡ ( % % ( $ 100 GeV ' σ Th $ ' • Made ¡use ¡of: ¡ ¡ ¡-­‑ ¡ ¡Boltzmann ¡code ¡ CLASS ¡ [class-­‑code.net] ¡Lesgourgues ¡(2011) ¡ ¡-­‑ ¡ ¡Line-­‑of-­‑sight ¡integraFon ¡approach ¡ Seljak ¡& ¡Zaldarriaga ¡(1996) ¡ ¡ arXiv:1309.7588 Ryan Wilkinson 23 October 2013

Effects on the CMB 4 10 4 u = 0 u = 10 -4 DM-­‑ γ u = 10 -3 cross ¡secFon ¡ TT / 2 � ] ( µ K 2 ) u = 5 × 10 -3 10 3 u = 10 -2 Suppression ¡of ¡ small-­‑scale ¡power ¡ [l(l+1) C l Shi] ¡in ¡peaks ¡to ¡ 10 2 larger ¡mulFpoles ¡ − 1 # & u ≡ σ DM − γ # & m DM ( % % ( $ 100 GeV ' σ Th $ ' 10 1 0 500 1000 1500 2000 2500 3000 l arXiv:1309.7588 Ryan Wilkinson 23 October 2013

Constraints from Planck 5 100 Ω b h 2 = 2 . 21 +0 . 0288 • To ¡fit ¡our ¡model ¡to ¡the ¡data, ¡we ¡varied: ¡ − 0 . 0319 Ω b h 2 Ω DM h 2 n s A s H 0 z reio u 2.13 2.23 2.33 Ω DM h 2 = 0 . 12 +0 . 00275 − 0 . 00284 } • Assumed ¡three ¡acFve ¡neutrinos ¡(Σm ν ¡ = ¡0.06 ¡eV). ¡ 0.13 0.12 • Made ¡use ¡of: ¡ 0.111 0.111 0.12 0.13 100 h = 67 . 6 +1 . 23 ¡ -­‑ ¡ ¡‘Planck+WP’ ¡data ¡ − 1 . 23 Planck ¡CollaboraMon ¡(2013) ¡ 72 ¡-­‑ ¡ ¡ Monte ¡Python ¡ [montepython.net] ¡Audren ¡et ¡al. ¡(2013) ¡ 68 64 64 68 72 10 +9 A s = 2 . 2 +0 . 0532 − 0 . 0594 New ¡constraints ¡ 2.41 2.23 u ≤ 10 − 4 Constant ¡σ ¡: ¡ 2.05 2.05 2.23 2.41 n s = 0 . 963 +0 . 00744 − 0 . 00792 0.987 σ DM − γ ≤ 8 × 10 − 31 ( m DM / GeV) cm 2 0.962 σ ¡prop. ¡T 2 ¡: ¡ 0.938 0.938 0.962 0.987 z reio = 11 . 2 +1 . 14 − 1 . 13 15 σ DM − γ ,0 ≤ 6 × 10 − 40 ( m DM / GeV) cm 2 11 7.12 7.12 11 15 10 +4 u = 1 . 01 +0 . 16 − 1 . 01 (at ¡68% ¡CL) ¡ 6.19 3.44 0 2.13 2.23 2.33 0.111 0.12 0.13 64 68 72 2.05 2.23 2.41 0.938 0.962 0.987 7.12 11 15 0 3.44 6.19 arXiv:1309.7588 Ryan Wilkinson 23 October 2013

Prospects for future experiments 6 10 4 10 2 40 − 1 # & u ≡ σ DM − γ # & m DM ( % % ( $ 100 GeV ' σ Th $ ' 10 3 10 1 TT / 2 � ] ( µ K 2 ) TT / 2 � ] ( µ K 2 ) 20 2750 3000 3250 10 2 10 0 [l(l+1) C l [l(l+1) C l ACT ACT SPT SPT 10 1 10 -1 Planck Planck WMAP-9 WMAP-9 u = 10 -4 u = 10 -4 10 0 10 -2 0 500 1000 1500 2000 2500 3000 3500 4000 4500 2500 3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 l l • Large ¡deviaFon ¡from ¡ΛCDM ¡for ¡l ¡> ¡3000. ¡ • At ¡l ¡= ¡6000, ¡power ¡is ¡suppressed ¡by ¡a ¡factor ¡4 ¡-­‑> ¡SPT, ¡ACT. ¡ • However, ¡foregrounds ¡are ¡dominant ¡in ¡this ¡region. ¡ • Need ¡to ¡ensure ¡accurate ¡foreground ¡modelling ¡and ¡removal. ¡ arXiv:1309.7588 Ryan Wilkinson 23 October 2013

Prospects for future experiments 7 10 4 u = 5 × 10 -3 10 -1 u = 10 -3 10 2 u = 10 -4 − 1 # & u ≡ σ DM − γ # & m DM BB / 2 � ] ( µ K 2 ) u = 10 -5 ( % % ( P(k) (h -1 Mpc) 3 $ 100 GeV ' 10 0 σ Th $ ' u = 0 SPTpol 3 10 -2 SPTpol 2 10 -2 u = 10 -2 SPTpol 1 [l(l+1) C l 10 -4 u = 10 -3 u = 10 -4 10 -6 u = 10 -5 10 -8 u = 0 10 -3 10 -2 10 -1 10 0 0 1000 2000 3000 4000 5000 6000 k (h Mpc -1 ) l • Large ¡suppression ¡of ¡B-­‑modes. ¡ • Damped ¡oscillaFons ¡in ¡the ¡P( k ). ¡ • First-­‑season ¡data ¡from ¡SPT ¡can ¡ • DeviaFon ¡from ¡ΛCDM ¡restricted ¡ already ¡rule ¡out ¡u ¡> ¡5 ¡× ¡10 -­‑3 . ¡ to ¡non-­‑linear ¡regime. ¡ • Future ¡data ¡from ¡SPT, ¡ • Expect ¡intermediate ¡between ¡ POLARBEAR, ¡SPIDER ¡etc. ¡could ¡ CDM ¡and ¡WDM. ¡ disFnguish ¡u ¡= ¡10 -­‑5 ¡from ¡ΛCDM. ¡ • LSS ¡surveys: ¡SDSS-­‑III, ¡Euclid ¡etc. ¡ arXiv:1309.7588 Ryan Wilkinson 23 October 2013

Conclusions 8 • We ¡have ¡studied ¡the ¡effects ¡of ¡DM-­‑photon ¡interacFons ¡on ¡the ¡CMB. ¡ • By ¡comparing ¡the ¡spectra ¡with ¡Planck ¡data, ¡we ¡have ¡set ¡stringent ¡ limits ¡on ¡the ¡scaNering ¡cross ¡secFon: ¡ Constant ¡σ ¡: ¡ σ DM − γ ≤ 8 × 10 − 31 ( m DM / GeV) cm 2 σ ¡prop. ¡T 2 ¡: ¡ σ DM − γ ,0 ≤ 6 × 10 − 40 ( m DM / GeV) cm 2 • For ¡heavy ¡DM ¡(TeV), ¡large ¡constant ¡cross ¡secFons ¡with ¡photons ¡are ¡ allowed. ¡ • For ¡light ¡DM ¡(MeV), ¡the ¡cross ¡secFon ¡is ¡of ¡the ¡order ¡typically ¡expected ¡ for ¡(SM) ¡weak ¡interacFons. ¡ • A ¡stronger ¡result ¡could ¡be ¡achieved ¡using ¡future ¡ C l ¡data ¡from ¡ polarisaFon ¡experiments ¡and ¡Planck, ¡and ¡informaFon ¡on ¡the ¡P( k ). ¡ • Importantly, ¡one ¡can ¡use ¡cosmological ¡data ¡to ¡study ¡DM ¡interacFons, ¡ independently ¡of ¡any ¡theoreFcal ¡prejudice. ¡ arXiv:1309.7588 Ryan Wilkinson 23 October 2013