Pierre Brun (Irfu, CEA Saclay) July 1st, 2014

Pierre Brun
(Irfu, CEA Saclay)
July 1st, 2014 - Paris
12 elementary particles (+antiparticles)
!  3 Forces (weak, strong, electromagnetic)
!  Higgs field
!  26 parameters
! 
@Fermilab
  Masses (13 couplings to the Higgs field)
  Mixings (6 angles + 2 phases)
  Forces (3 couplings)
  Vacuum (QCD angle, Higgs field value)
Allow to reproduce all experimental data
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
2
Pdg.lbl.gov
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
3
! 
Does not provide microscopic description of
  Gravitation
  Dark matter
  Dark energy
  Inflation
! 
Internal consistency
  Why Higgs value << Planck mass ?
  Why strong interactions conserve CP symmetry?
Beyond standard model physics is required
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
4
la
de
cvitesse
laest
vitesse
laparlumière
le vide
où
~où
est~considérée.
laest
constante
de
Planck,
c Planck
la
dedonnée
lade
lumière
dansdans
le vide
et G et
la Gc
grande
échelle
d’énergie
La de
valeur
de
laPlanck,
masse
de en
Planck
est
grandegrande
échelle
d’énergie
considérée.
La
valeur
la
de
Planck
est
donnée
échelle
d’énergie
considérée.
Laconstante
valeur
demasse
la
masse
de
donnée
par
actuellement
mesure
depar
décrire
correctement la phénomén
Le modèle standard
présenté
dans le
coursLas’appuie
sur l’hy
r r r grande
échelle
d’énergie
considérée.
valeur
de
la
masse
de P
~c ~c ~c
19 2 2
2
19
19
=⇥ 1.22
⇥GeV/c
10GeV/c
GeV/c
M=
= hiérarchie
r Higgs est b
=
10
, , si , le boson de
1.22
⇥ En
10
MPlanck
Le
problème
de
la =1.22
hiérarchie
des
échelles
Le problème
de= la
des
échelles
Planck
Planck
apparaître
àMl’échelle
du
TeV.
eﬀet,
G G G
~c
2
= 1.22 ⇥do
10
M
=
Planck
être
définie
pôle
de
,l’hypothèse
G qui est
standard
présenté
dans
s’appuie
sur
~ la
estpeut
la constante
demodèle
Planck,
lacomme
vitesse
lale
lumière
vide
etcours
Gs’appuie
la constante
del’hypothèse
Newton.
présenté
dans
leetson
cours
sur
que qu
de
où ~ est
constante
de Planck,
cLe
la modèle
de
la
dans
ledans
vide
constante
de
Newton.
où la
~oùest
constante
deLe
Planck,
cvitesse
la cstandard
vitesse
delumière
lade
lumière
dans
le
vide
etGleGla
lapropagateur
constante
de
Newton.
apparaître
à l’échelle
du~TeV.
En
eﬀet,
boson
Higgs
estlabien
unedans
par
apparaître
à l’échelle
TeV.
Enlaeﬀet,
si le si
de Higgs
est bien
une
particu
où
est
constante
delePlanck,
c de
la vitesse
de
lumière
Higgs particle
mass
isdumeasured
mboson
125
GeV
,
2
2
Le
problème
de
la
hiérarchie
des
échelles
Le
modèle
standard
présenté
dans
le
cours
s’appuie
sur
l’hypothèse
que
de
la
nouvelle
physique
doit
Le modèle
standard
présenté
dansdans
le cours
s’appuie
sursur
l’hypothèse
Le modèle
standard
présenté
le cours
s’appuie
l’hypothèseque
quededelalanouvelle
nouvellePphysique
physique
mdoit
hmasse
1
1
apparaître
à du
l’échelle
du
En
eﬀet,
lede
boson
de
Higgs
estune
bien
une
particule
de
spin
alors
sa
!  A
definition
ofTeV.
involves
its
propagator
apparaître
à l’échelle
TeV.
En
eﬀet,
si le
Higgs
bien
particule
dedespin
0,0,,alors
apparaître
à l’échelle
du TeV.
Enm
eﬀet,
siboson
lesiboson
de Higgs
est
bien
une
particule
spin
alors
sa masse
,sa
Leest
modèle
standard
présenté
dans
le0,cours
s’appuie
sur l’h
! problème
~ 2, qui2, est
1est donné
Le problème
dehiérarchie
lapeut
hiérarchie
des
échelles
Le
de lade
hiérarchie
des
échelles
Le problème
la
des
échelles
être
définie
comme
le pôle
de propagateur
son propagateur
qui donné
au pre
peut
être
définie
comme
le pôle
de son
au premier
2
2
2 2 par
2ordre
2 2
définie
le son
pôle
de son
propagateur
, qui
donné
au
Pordre
Pordre
m
peut être
définie
comme
lecomme
pôle
de
,apparaître
qui
est
donné
auau
premier
par
peutpeut
êtreêtre
définie
comme
le pôle
de propagateur
son
propagateur
, qui
est
donné
premier
par
àestl’échelle
dupremier
TeV.
En
eﬀet,
h msih le boson de Higgs est
où P est la quadri-impulsion et mh est la masse du Higgs. Si l’on
pôle de son propagateur
, qui est d
  Green
function
of the
(KG)
1être définie comme leequation
1 peut
1 propagation
Plaest
la quadri-impulsion
mhlaest
la masse
du la
Higgs.
Si l’on
considère
d
où Poù
estapparaître
quadri-impulsion
et
masse
du Higgs.
Si
l’on
considère
destel
co
, m
, et
h , est
en faisant
des particules
virtuelles,
masse
définie
2
P 2 P 2mP2h2m2h m2h
1 quelle est
en faisant
apparaître
des
particules
virtuelles,
la masse
définie
telle
en
faisant
apparaître
des
particules
virtuelles,
la
masse
définie
telle
quelle
est mo
on
shell
2
2
2
2
2 , pro
2
d’un
exemple
naïf,
ajoutons
des
particules
virtuelles
dans
la
P
m
Phetest
E
p~Higgs.
=
m
P la
estquadri-impulsion
la quadri-impulsion
estmasse
laajoutons
masse
du Higgs.
Si
l’on
considère
des
corrections
àpropagateur
ce
propagateur
h
où P est
m
lam
masse
du
Higgs.
Si
l’on
considère
des
ààce
où la
Poùquadri-impulsion
est
meth=
est
du
Si particules
l’on
considère
descorrections
corrections
ce
h la
d’un
exemple
naïf,
ajoutons
des
particules
virtuelles
dans
la
propagation
d
d’unet
exemple
naïf,
des
virtuelles
dans
lapropagateur
propagation
du Hi
en
faisant
apparaître
des particules
virtuelles,
laoù
masse
telle
quelle
est modifiée.
Montrons-le
à partir
en faisant
apparaître
des particules
virtuelles,
la masse
définie
telle
quelle
estestmodifiée.
àà partir
en faisant
apparaître
des particules
virtuelles,
la masse
quelle
modifiée.
Montrons-le
Pdéfinie
estdéfinie
latelle
quadri-impulsion
et mMontrons-le
h est la masse du Higgs. Si l’on
exemple
ajoutons
particules
virtuelles
la propagation
du Higgs
d’un exemple
naïf,
ajoutons
des particules
virtuelles
dans
ladans
propagation
du
: : :virtuelles, la masse définie te
d’und’un
exemple
naïf,naïf,
ajoutons
des des
particules
virtuelles
la apparaître
propagation
duHiggs
Higgs
en dans
faisant
des
particules
✓
1
P2
m2
/
=
◆
d’un exemple naïf, ajoutons des particules virtuelles dans la pr
e↵ectif
11 1 1
1 1
1 1
1 1
1
1 1 1 1 11 11
1 1 1 1 1 1 1 11
/
+
⇠
+
⇠
/
+
⇠
+
⇠
⇠
+
.
.
.
+
⇠
/
+
+ + 2 2/2⇠ 2 2⇠ 22 2 222 2+
⇠22 ⇠222 ⇠2 2 222 2⇠ ⇠ 22 22 +
++ ......2 2 ⇠ 2 2
2 2 mP
2P22m
P PP
mhP m
mhP1mm
P1m
m
Pm2m2h212h1
m22h Pm
1Phmmh2h mm
1
P
P 2 Pm22h P 2m2hPm22h Pm
P2h22hPP2 m
P
P
P
P
m
P
P
m
P
P
m
1
1
h
h
h mh
hPhm
h
✓ ◆n ◆n ◆n
/ h 2 h◆ 2◆
+h 2 h 2 ⇠ 2h + h2 + 2h
1
/
+
⇠
1 ✓
1 ✓X
✓
✓
X
1
X
1
n
mh 2 P
m
2
2
1 1
1
1 1 12 1 m
X X P 21 P 1mn2mh PP2 mm
h 2P
P
m
1
=2 = 22 2 2 ⇠2 2 ⇠ 2⇠ 2 P
✓
◆
h
h
h
h
2
1
n
2 m
P 2m
X
=
⇠
=
⇠
Pmh Pn=0
mh m
P
P
P
m
1
1
h
h
h
h
2
2
n=0
2
2
2
2
2=Pm
n=0
mhX
mh2 ◆⇠n 2
1 P✓
P 2 Pm
h
h
2
n=0
n=0
1
1
1
P 1mh n=0
P
m2h
1
1
1 1
1 1
1
= 2 2 2 .2 . .
= =
1 =1 =
2 1P 2mP
1+
1 2 1
11 1
m ⇠ +1 ⇠ ⇠
⇠
P 2 Pm22h P12m2h ⇠m
P
1P2h2 11⇠=
2
2
1
2
2
2
2
2
h⇠+ h
hm
Ph =
mh2
Ph=m
m
=
.
=
.
PP 2 Pm
m
P
m
=
=
1
2
2
22 h
22 +
1
2 +⇠ .
2
+
⇠
P
m
⇠
⇠ hP 2 m
1 hn=0
⇠1 2 1⇠ P22 Pm22 mP2h2 1hPm
2
h
h
h m
m
⇠ is not under control
=
for scalar particles
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
P
mh
h
h
5
! 
Quantum corrections to the Higgs mass >> mass
Why is the Higgs so light?
! 
Fine tuning of standard model parameters (anthropic)
! 
Higgs boson is not elementary
! 
Fundamental scale << Planck scale
! 
New particles involved in quantum corrections
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
6
! 
84% of the mass of the universe is unknown
Dark matter: 84%
Non-luminous matter
of known type: 15,6%
Luminous matter of all types
(stars…): 0,4%
(Planck, Supernovae, BAO, etc.)
! 
Evidence at all scales:
  CMB : density oscillations
  Galaxy clusters : velocity dispersion
  Galaxies : rotation curves
  Milky Way satellites
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
7
At origins the universe is very homogeneous
(at the level of 1/100.000)
⇢/⇢ = 10
5
⇢
⇢/
CMB :
/
t)
a(
9 galaxies :
⇢/⇢
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
1
Massive and cold dark
matter particles are
necessary to galaxy
formation
Today it is not at all
homogeneous
8
Hot gas (X rays)
Mass
(background image deformation)
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
9
The Standard Model has never failed
but it assumes a mode fundamental theory
Dark matter candidates appear in Standard Model extensions
Supersymmetry
Extra-dimensions
Photon
Known particles
New particles
Standard Model
Supersymmetric partners
Typical dark matter candidate
Typical candidate :
:
The lightest neutralino
0
˜
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
First Kaluza-Klein excitation of
the U(1) gauge boson (~photon)
(1)
B
10
et de recombinaison
sont en
ùihilation
la température
décroit
duéquilibre
fait de: la dilution
nsité relique dans l’Univers
primordial
¯
+ ¯ ⌦ Athermique
+ A+ ,¯ ⌦ A +
WIMPs sont en équilibre
avec
A¯ , le pla
nivers, sont
elles doivent
être là depuis
le début et il faut un m
aison
en
équilibre
:
¯
rticules
du Modèle Standard. C’est l’expansion de l’Un
et
A the
sontprimordial
des particules
Modèle
Standard.
C’est
l’expansio
!  In
plasma,
equilibrium
seticithrough
rvée
actuellement.
La du
théorie
discutée
suppose
l’exi
bre
et geler
population
de WIMPs.
ulation
de laWIMPs.
nt (notées
WIMPs
pour
Weakly Interacting
Massive P
¯
+encore
¯⌦
Aéquilibre
+ A ,avec l’environnement
rsque
les
particules
sont
en
sns
sont
encore
en
équilibre
avec
l’environnement,
à haute
l’Univers
primordial,
à
une
époque
où
l’Univers
est ts
2
2 on a kT
e),
m
c
et
donc
la
population
de
WIMPs
en
équilibre
et donc la population
de WIMPs
en équilibre
se compor
e ! déconfinement
des
quarks.
Pendant
cette
période,
l’U
At high temperature (small t)
es
du
Modèle
Standard.
C’est
l’expansion
de
eq
4
n
/
n
/
T
.
ature décroit du faitnde
par l’expans
eq la dilution
/ n / T 4 induite
.
deéquilibre
WIMPs.
tnen
thermique avec le plasma primordial. Les
sure que l’Univers se refroidit la masse des WIMPs devient non n
! 
When temperature
drops
(larger
t)
encore
enla
avec
l’environnement,
à◆ha
en
équilibre
: équilibre
se
refroidit
masse des
WIMPs
devient
non✓négligeable
2
m
c
eq
3/2
onc la population
de
WIMPs
en
équilibre
se
com
✓
◆
n
/
(m
T
)
⇥
exp
,
2
+ ¯ ⌦ eq
A + A¯ , 3/2
m c
kT
n / (m T )
⇥ exp
,
eq
4 kT
¯. est fortement
n
/
n
/
T
!  But
expansion
dilutes
everything..
traduit
le fait que
l’équilibre
+¯⌦A
èle
Standard.
C’est
l’expansion
de+ A
l’Univers
qui déplacé
va ro
ers est en expansion, les particules
trouvent de moins en moins de
¯
Ps.
l’équilibre + ¯ ⌦ A + A est fortement déplacé vers la d
que le gel de la population se fait, la densité numérique n ne peu
équilibre
l’environnement,
à devient
haute
énergie
(ou
haut
roidit
laavec
masse
des WIMPs
non
néglige
on,
les particules
trouvent
de moins
en moins
de partenair
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
11
avec V le volume de l’espace supplémentaire. On peut
R des dimensions supplémentaires en supposant que
ayon, auquel cas V = (2⇡R) . Pour résoudre le prob
avec MPlanck = 1019 GeV on a la relation4
1
R=
2⇡MD
Ces expressions conduisent alors aux valeurs pour R
Seule la valeur = 1 est exclue. Ainsi le problème
’échelle fondamentale par dilution de la gravitation
xpliquerait pourquoi la force de gravitation est si fa
L’existence de dimensions supplémentaires perm
distances. Les champs peuvent alors trouver de nou
notre monde, paraissent comme de nouvelles particu
Il est possible de démontrer qualitativement cela
à 1+1 dimensions (notées x et t) auquel serait ajout
as = 1. Bien entendu, l’objectif n’est pas de don
mais de montrer naïvement comment de nouveaux
¯ est fortement
ue
l’équilibre
+
¯
⌦
A
+
A
déplacé
vers
droite
On voit alors
que, à T
! la
0à(à
mesu
dn
da
lonsdnque
les
mesures
cosmologiques
conduisent
une
3Hn )
= 3
,Comme la particule est stable alors sa d
sion, dt
les=particules
trouvent
de
moins en moins de partenaires po
n
a
à
dire
⌦
=
0.21,
soit
21%
de
la
densité
d’énergie
de
DM
aujourd’hui
dans
le
milieu
intergalactique
population se fait, la densité
numérique n ne peut plus suivre l
2
primordiale
chaude
et contr
re noire
de voit
500
GeV/c
par
l’interaction
On
alors
que, à T interagissant
!d’une
0 (àpériode
mesure
que
l’Univers
sedonnée
dilue),
la
3 densité
on,
l’évolution
de
la
numérique
de
WIMPs
est
p
n
/
a
.
En résolvant
numériquement l’équation
Actually : departure from thermal
equilibrium
On voit alors
que, à Talors
! 0 (à
que est
l’Univers
dilue), lal’époqu
densité
Comme
la particule
est de
stable
samesure
densité
fixéesedepuis
ossible
d’estimer
l’ordre
grandeur
de
la
valeur
de
s
Comme
particule
est stableest
alorsmontrée
sa densitédans
est fixée
depuis l’époquela
du ge
mobile (i.e. dans un volume
quila suit
l’expansion)
la figure
par
✓
R
aujourd’hui
dans
le milieu intergalactique. IlIls’agit
donc
d’une
popula
aujourd’hui dans le milieu intergalactique.
s’agit
donc
d’une
population
de
dn
2
eq 2
d’une période
primordiale
chaude
et(ncontribuant
à⌦lade
m
période
et)contribuant
significativement
à la masse
= d’une
3H
n primordiale
h vi chaude
(n significativement
)
,
h
2
dtrésolvant En
résolvant numériquement
l’équation
d’évolution dede
n ,n
la densité
co-mob
g
En
numériquement
l’équation
d’évolution
, la densité
2
par
h vi ⇠
⇥cm3~/s /c = 5
27
par
3
⇥
10
2
2
2
agogiques montrant la collision et rappelons
la séparation
des
composantes
cosmologiques
(500 que
GeV/c
)10
⌦ h les
= mesures
,3 sont d
27
3
⇥
cm
/s
h
vi
2
edu/photo/2006/1e0657/animations.html
(c’est à dire
⌦ h ⌦DM
= = 0.21, soit 21% de, la d
rappelons que les mesures cosmologiques conduisent à une
densité de matière
h vi
2
matière
noire
de
500
GeV/c
interagissan
2 (c’est à dire ⌦DM = 0.21, soit 21% de la densité d’énergie de l’Univers).
En con
conduit
à
⌦
h
⇠
0.06,
soit
le
bon
ordre
de
grandeur
po
2
noire de 500
GeV/c
interagissant
par l’interaction
faible
de constante
est possible
d’estimer
l’ordre
dedensité
grandeur
rappelons quematière
les mesures
cosmologiques
conduisent
à une
de
possible d’estimer 18
l’ordre de grandeur
de
la valeur
de la section
eﬃcace :
weak
interaction
values:
à direque
⌦est
= 0.21,
21% deTypical
laun
densité
d’énergie
de
l’Univers)
sultat (c’est
mérite
s’ysoitattarde
moment.
DMl’on
2
g
gpar
matière noire de 500 GeV/c2 interagissant
l’interaction
faible
2
26
3de c
h vi ⇠
⇥ ~ /c =h5de
⇥vi
10⇠
cm /s .
a valeur
de
la
densité
de
matière
noire
provient
l’étude
2 )2
(500
GeV/c
(500eﬃc
Ge
est possible d’estimer l’ordre de grandeur de la valeur de la section
MPlanck
MD
1
◆2
3 ⇥ 109 km
) R ' 1.6 ⇥ 1
2
DM
1.5
2
comparée
aux
modèles
de formation
le cadre du mécanisme
décrit ici,
il vient
que la bonne
densité reliquedes
est12 on
3
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire deDans
Paris
2
0.3 mm
me par exemple l’étude
rayonnement
fossile
3
K
Cela conduit à du
⌦ h ⇠
0.06, soit le bon ordre de grandeur
pouràla densité
deet
ma
2
2
Ce résultat mérite queCela
l’on s’y
attarde
g unà moment.
conduit
⌦ h ⇠ 0.06,
soit le bon
2
26 or
arée aux modèles
de
formation
des
noyaux
dans
l’univ
h
vi
⇠
⇥
~
/c
=
5
⇥
10
cm
La valeur de la densité de matière noire provient
de l’étude de diﬀérentes sond
2
2
Ce
résultat
mérite
que
l’on
s’y
attarde
un
(500
GeV/c fossile
)
comme par exemple l’étude du
rayonnement
à32
K et la mesure de l’abo
nt ces observations
qui
conduisent
à
⌦
h
0.11.noire
In
LaMeasured:
valeur
la DM
densité
de=matière
comparée aux modèles de formation
desde
noyaux
dans l’univers
primordial
(nuc
qui
à ⌦de hgrandeur
= 0.11. Indépendamment
de
Cela conduit àCe⌦sont
h2ces⇠observations
0.06, soit
le conduisent
bon
pour
la densit
comme
parordre
exemple
l’étude
du
rayonneme
tence d’une
nouvelle
particule
stable
dans
l’Univers
prim
l’existence d’une nouvelle particule stable dans l’Univers
= !!! primordial et avons esti
Ce résultat mérite
que l’on s’y attarde un moment.
DM potential wells harbor galaxy formation
!  The center of halos become very dense
! 
Milky-way-sized galaxy
(ViaLactea simulation, J. Diemand et al.)
The annihilation
process can start again!
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
13
! 
DM particle collisions produce standard particles
  Quarks, leptons, gauge bosons
Mass ⬄ momentum
! 
Standard particles produced at high energy
  Further decay and hadronization
Include photons with
energy ~DM mass at most
In general, soft spectrum
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
14
Where to search (targets for observations),
!  Sensitivity
Talk by Emmanuel later today
Annihilation cross section h vi (cm2 /s)
! 
10
10
10
10
10
10
10
10
Dark matter particles : CTA sensitivity
-21
Clump searches (large survey, 1 year)
Galactic halo (central region, 100 h)
-22
-23
-24
-25
Natural value
-26
-27
-28
Electroweak scale
(Higgs field value)
10
-1
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
Too much dark matter
1
10
Dark matter particle mass (TeV)
15
! 
Does not provide microscopic description of
  Gravitation
  Dark matter
  Dark energy
  Inflation
! 
Internal consistency
Axions !
  Why Higgs value << Planck mass ?
  Why strong interactions conserve CP symmetry?
Beyond standard model physics is required
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
16
! 
! 
! 
Light pseudoscalar particle that couples to photons
1
L a =
gFµ⌫ F˜ µ⌫ a :
4
Originally proposed to solve strong CP problem
↵ 1
/ ma
!g ⇠
2⇡ fPQ
Axion-like particles (ALPs) appear in BSM physics
  String theory
  Large extra-dimensions
  Composite models…
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
g, ma not necessarily related
17
Unpolarized photon beam
Photon probability"
Axion probability"
1"
0.5"
0.5"
0"
Direction of propagation"
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
18
g
Light ALPs ( m ⇠ neV) with GeV
! 
~
B
Flux
! 
Source
Absorbed
1 TeV
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
?
Energy
11
have 2 potential eﬀects:
Change of opacity
Generate irregular patterns in spectra
Flux
a
1
⇠ 10
1 TeV
Energy
19
No EBL absorption
a
TeV
Eﬀect should depend on
Galactic B-field regions
Horns & Meyer, PRD 2012
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
20
Proposition of a test of this transparency scenario
Pa→γ#
D. Wouters & P.B., JCAP 2014
ΓIACT ΓLAT$
If correct, specific correlations should appear
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
21
Proposition of a test of this transparency scenario
0.8
Pa→γ#
Jansson & Farrar (2012) GMF model
ALP, gγ a = 5×10-11 GeV-1
0.6
Fermi + IACTs, 37 sources
0.2
0.5
Jansson & Farrar (2012) GMF model
0.4
ALP, gγ a = 5×10-11 GeV-1
0
no ALP
Autocorrelation
Autocorrelation
no ALP
0.4
D. Wouters & P.B., JCAP 2014
ΓVHE ΓHE$
-0.2
-0.4
-0.6
0
0.3
CTA simulation
0.2
0.1
0
20
40
60
80
100 120 140 160 180
Angle [ deg ]
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
-0.1
0
20
40
60
80
100 120 140 160 180
Angle [ deg ]
Talk by Emmanuel later today
22
P
1
Raw
0.5
P
1
Axions couple to γ in turbulent magnetic fields
15%
resolution
0.5
0 -2
10
10-1
1
10
D. Wouters & P.B., PRD 2012
B-field turbulence induces irregularities
Energy [ TeV ]
Measured value range
g
g
i
Probability density
˜i
X
a
a
=0
= 10-10 GeV-1
0.1
Energy
I =
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
2
i
0
1
10
I
HESS collaboration, PRD 2013
0.2
102
23
réalisation du champ magnétique turbulent correspondante. Ces réalisations s
simulées en utilisant un écart type du champ magnétique homogène dans l’amas
valeur du champ magnétique est obtenue à partir de la grandeur caractéristique t
aléatoirement en supposant que le champ magnétique s’étend sur une distance
300 kpc à partir du centre de l’amas. Cette valeur, correspondant à la moyenne
distances caractéristiques observées sur les profils des champs magnétiques mesu
n’influe pas sur le résultat de l’amplitude des oscillations ainsi que leur posi
globale en énergie, ces deux grandeurs étant caractérisées par le choix de 2 /
ainsi que des paramètres de la PTA.
In the extragalactic sample: bright sources
!  Combined analysis of spectral distortions
 Improve the constraints
! 
gγ a [ 10-11 GeV-1 ]
CAST
1
Talk by Emmanuel
later today
Array I one source
Array B one source
H.E.S.S. one source
Array I stacking 10 sources
10-1
10
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
P.B. & D. Wouters, in prep.
10
m [ neV ] 102
24
CAST
10
SN 87A
Microwave
cavities
ALP CDM
10-1
10-2
Transparency hint
g
ax
io
10
n
X rays
-3
D
H.E.S.S.
C
a
[ 10-11 GeV-1 ]
1
Q
CTA sensitivity
-4
10
-6
10
10-4
10-2
1
102
ma [ µ eV ]
P. Brun, CTA workshop 2014 - Observatoire de Paris
25

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