Upload
others
View
2
Download
0
Embed Size (px)
Citation preview
非熱的暗黒物質とその検出可能性
東京大学宇宙線研究所 中山 和則
「第8回 宇宙における時空・物質・構造の進化」研究会 (2008/8/31)
M.Nagai and KN, PRD76,123501(2007)
M.Nagai and KN, arXiv:0807.1634
J.Hisano, M.Kawasaki, K.Kohri and KN, in preparation
Contents超対称性理論における非熱的暗黒物質
非熱的暗黒物質の直接/間接検出原子核散乱による直接検出
銀河中心での対消滅からくるガンマ線
太陽近傍での対消滅からくる陽電子
太陽内での対消滅からくるニュートリノ
Contents超対称性理論における非熱的暗黒物質
非熱的暗黒物質の直接/間接検出原子核散乱による直接検出
銀河中心での対消滅からくるガンマ線
太陽近傍での対消滅からくる陽電子
太陽内での対消滅からくるニュートリノ
CDMS, XENON, XMASS...
GLAST
PAMELA
IceCube
超対称標準模型Higgs質量の2次発散をキャンセル
GUT scaleでゲージ結合定数が統一
暗黒物質の候補
局所化:超重力理論
Squark
Slepton
Gaugino Higgsino
Gravitino
SUSY particles
超対称標準模型Higgs質量の2次発散をキャンセル
GUT scaleでゲージ結合定数が統一
暗黒物質の候補
局所化:超重力理論
Chargino Neutralino
Squark
Slepton
Gaugino Higgsino
Gravitino
SUSY particles
超対称標準模型Higgs質量の2次発散をキャンセル
GUT scaleでゲージ結合定数が統一
暗黒物質の候補
局所化:超重力理論
暗黒物質の候補ここではニュートラリーノを考える
Chargino Neutralino
Squark
Slepton
Gaugino Higgsino
Gravitino
SUSY particles
超対称標準模型Higgs質量の2次発散をキャンセル
GUT scaleでゲージ結合定数が統一
暗黒物質の候補
局所化:超重力理論
宇宙初期:ニュートラリーノは熱平衡Thermal production scenario
宇宙初期:ニュートラリーノは熱平衡Thermal production scenario
T > m : nχ̃ ∼ T 3
宇宙初期:ニュートラリーノは熱平衡Thermal production scenario
T > m : nχ̃ ∼ T 3nχ̃ ∼ T 3 exp(−m/T )T < m :
宇宙初期:ニュートラリーノは熱平衡Thermal production scenario
T > m : nχ̃ ∼ T 3nχ̃ ∼ T 3 exp(−m/T )T < m :
T < Tf ∼ m/20 :freeze out
宇宙初期:ニュートラリーノは熱平衡Thermal production scenario
〈σv〉nχ̃ ∼ H ∼T 2fMP
nχ̃s
∼ 1MP Tf 〈σv〉
脱平衡時の数密度
T > m : nχ̃ ∼ T 3nχ̃ ∼ T 3 exp(−m/T )T < m :
T < Tf ∼ m/20 :freeze out
宇宙初期:ニュートラリーノは熱平衡Thermal production scenario
Ωχ̃h2 ∼ 0.1(
1TeV2
〈σv〉
).
〈σv〉nχ̃ ∼ H ∼T 2fMP
nχ̃s
∼ 1MP Tf 〈σv〉
脱平衡時の数密度
T > m : nχ̃ ∼ T 3nχ̃ ∼ T 3 exp(−m/T )T < m :
T < Tf ∼ m/20 :freeze out
Nonthermal production scenario
SUSY Long-lived particleGravitino, Polonyi, Moduli, Saxion, Q-ball, ...
典型的な崩壊温度 Td ! 1GeV
Long-lived particleの崩壊によって大量にneutralinoが生成される
例:グラビティーノ
τG̃ ∼(
m3G̃
M2P
)−1
Td ∼ 100MeV( mG̃
103TeV
)3/2
寿命 G̃W
W̃
非熱的に生成されたニュートラリーノが
DMの候補になりうる
検出できるか?
特徴:大きな対消滅断面積
nχ̃s
∼ 1MPTd〈σv〉
>(nχ̃
s
)thermal∼ 1
MP Tf 〈σv〉
Td=0.1GeV 1GeV
WMAP
Kawasaki,Moroi,Yanagida(96)Moroi,Randall(00), Nagai,KN(07)
ThermalNonthermal
Gamma Positron
Neutrino
Positron Sun
Earth
Gamma
DM
Neutrino
muon
Cerenkov
Gamma Positron
Neutrino
Positron Sun
Earth
Gamma
DM
Neutrino
muon
Cerenkov
detector
Nucleon
recoil energy
DM
Gamma Positron
Neutrino
Positron Sun
Earth
Gamma
DM
Neutrino
muon
Cerenkov
detector
Nucleon
recoil energy
DM
Gamma Positron
Neutrino
Positron Sun
Earth
Gamma
DM
GLAST
Neutrino
muon
Cerenkov
detector
Nucleon
recoil energy
DM
Gamma Positron
Neutrino
Positron Sun
Earth
Gamma
DM
GLAST
PAMELA
Neutrino
muon
Cerenkov
detector
Nucleon
recoil energy
DM
Gamma Positron
Neutrino
Positron Sun
Earth
Gamma
DM
GLASTIceCube
PAMELA
Neutrino
muon
Cerenkov
detector
Nucleon
recoil energy
DM
Gamma Positron
Neutrino
Positron Sun
Earth
Gamma
DM
GLASTIceCube
PAMELA
CDMS,XENON
Gamma-ray
χ̃χ̃→ γγ
χ̃χ̃→ ff̄ → hadrons, γ, ...
→ Zγ Monochromatic gamma
Continuum gamma
Significantly enhanced
Nonthermal DM Large annihilation rate
Gamma ray flux is enhanced.
Branching ratio is too small.
EGRET(Satellite), HESS, MAGIC(Ground) GLAST, CTA,...
銀河中心からの対消滅ガンマ線
Bergstrom,Ullio,Bukcley(96),...
Gamma-ray
χ̃χ̃→ γγ
χ̃χ̃→ ff̄ → hadrons, γ, ...
→ Zγ Monochromatic gamma
Continuum gamma
Significantly enhanced
Nonthermal DM Large annihilation rate
Gamma ray flux is enhanced.
Branching ratio is too small.
EGRET(Satellite), HESS, MAGIC(Ground) GLAST, CTA,...
銀河中心からの対消滅ガンマ線
Bergstrom,Ullio,Bukcley(96),...
DM density profile
Photon flux from Galactic Center
Particle physics model DM density profile
Φγ(ψ, E) ∼〈σv〉
4πm2DM
dNγdE
∫
l.o.s.ρ2(l)dl(ψ)
Fragmentation function
ρ(r) ∼ ρ0(r/a)(1 + (r/a))2
ρ(r) ∼ ρ01 + (r/a)2
NFW profile
Isothermal profile
χ̃χ̃→W+W− → · · ·→ γ, e+例:
PYTHIAsimulation
Φγ(E > 1GeV) > 10−10 cm−2s−1GLAST : なら検出可
Anomaly-mediation Mirage-mediation
0.1 < Td < 1GeV1 < Td < 10GeV
Isothermal profile を仮定
SUSY breaking model のパラメータをランダムに振る制限: b→ sγ mh > 114GeV
(NFW profileなら約300倍)...
Φγ(E > 1GeV) > 10−10 cm−2s−1GLAST : なら検出可
Anomaly-mediation Mirage-mediation
0.1 < Td < 1GeV1 < Td < 10GeV
Isothermal profile を仮定
SUSY breaking model のパラメータをランダムに振る制限: b→ sγ mh > 114GeV
(NFW profileなら約300倍)
Halo profileによっては広い範囲で検出可能
...
Positron
地球近傍からしか届かない
Density profile依存性は小さい
χ̃0χ̃0 →W+W−, bb̄, ...→ π′s, e+, . . .
R =Φe+
Φe− + Φe+
∂Φ∂t
= K(E)∇2Φ(E) + ∂∂E
[b(E)Φ(E)] + Q(E)
Diffusion Energy loss by synchrotronand inverse compton
Source termfrom DM annihilation
(BG:Moskalenko & Strong (1998))
Kamionkowski,Turner(91), Baltz,Edjso(98),...
χ2 =∑
i
(Nobsi −NBGi )2
Nobsi
i : i−th Energy bin (10 < E < 270 GeV) 0 < i < 22χ2 > 40 99% detection
Hooper, Silk (2004)
0.1 < Td < 1GeV1 < Td < 10GeV
Anomaly-mediation Mirage-mediation
χ2 =∑
i
(Nobsi −NBGi )2
Nobsi
i : i−th Energy bin (10 < E < 270 GeV) 0 < i < 22χ2 > 40 99% detection
Hooper, Silk (2004)
0.1 < Td < 1GeV1 < Td < 10GeV
Anomaly-mediation Mirage-mediation
広い範囲で検出可能
Summary暗黒物質は非熱的過程で生成され得る
銀河中心からのガンマ線DMのhalo profileによっては検出可能
大きな対消滅断面積が必要 検出し易い!
太陽近傍からの陽電子検出可能性大
太陽からのニュートリノ直接検出
パラメータによっては探索可
Direct Detection
CDMS, XENON10... XENON100, XMASS, Super-CDMS,...
XENON10
From XENON homepage
Neutralino-nucleon scattering
Ionization,Scintillation,
Heating signal
Kinetic energy istransferred to nucleon.
E ∼ mDMv2 ∼ 100keV
SuperCDMS σSI ! 10−46cm2まで探索可能
current bound (CDMS)
χ̃ χ̃
N Nh
Dominant process : Higgs exchange
Gaugino-higgsino mixingが大きいときに効く
対消滅断面積との相関はない
Neutrinos from the Sun
太陽内部にたまったニュートラリーノが対消滅高エネルギーニュートリノ
N : number of neutralinos trapped in Sun
Ṅ = C! −A!N2
C! : trapping rate
A! : annihilation rate ∼ 〈σv〉/V!∼ 3× 1020sec−1
(σ(SD)H
10−42cm2
).
太陽内のニュートラリーノ数の発展
Γ =12A!N
2 =12C!定常解では
ニュートリノfluxは原子核散乱断面積で決まる
Φµ ! 80 km−2yr−1 ならIceCubeで発見可
current bound (SK)
Anomaly-mediation Randall, Sundrum (98)Giudice,Luty,Murayama,Rattazzi (98)
SUSY breaking effect is transmittedvia super-Weyl anomaly effect.
Hidden brane MSSM braneSUSY
LSP is wino likeLarge annihilation cross section
Tachyonic sleptonUniversal scalar mass (MAMSB)
mW̃ =g2
16π2m3/2
mB̃ =11g′2
16π2m3/2
mg̃ =3g2s16π2
m3/2
LSP
!"
!"
!"
!"
!#$
!
!!%&'())*)))+
(),)"-!)./0
!"-#
!#%
()&)1/0)+
!"
!"
!"
!#2
!#$
!"
3445657895:4)';:**)*/'95:4)549:)
W = w0 −Ae−aT +λijk6
ΦiΦjΦk
K = −3 ln(T + T ∗) + Φ∗i Φi
Modulus potentialMirage-mediationT : moduli Φi : MSSM fields
T
V(T)
The vacuum is AdS.
W = w0 −Ae−aT +λijk6
ΦiΦjΦk
K = −3 ln(T + T ∗) + Φ∗i Φi
Modulus potentialMirage-mediationT : moduli Φi : MSSM fields
T
V(T)
The vacuum is AdS.
T
Add extra uplifting term(KKLT-type moduli stabilization)
Positive vacuum energy can be obtained.
Source of SUSY breaking
Vlift =D
(T + T ∗)m
SUSY breaking
Modulus mediation ~ Anomaly mediation
mSUSY ∼FTT∼ 1
8π2FtotalMP
m3/2 ∼ (8π2)mSUSY " 1TeVmT ∼ (8π2)m3/2 ∼ O(103)TeV
Heavy gravitinoHeavy moduli
Ma = M0 +m3/216π2
bag2ae.g., Gaugino mass :
at dS minimumFT != 0Uplifting to break SUSY
Mixed-modulus-anomaly mediationChoi et al (04), Endo et al (05), Choi, Jeong and Okumura (05)
SUSY breaking
Modulus mediation ~ Anomaly mediation
mSUSY ∼FTT∼ 1
8π2FtotalMP
m3/2 ∼ (8π2)mSUSY " 1TeVmT ∼ (8π2)m3/2 ∼ O(103)TeV
Heavy gravitinoHeavy moduli
Ma = M0 +m3/216π2
bag2ae.g., Gaugino mass :
Heavy moduli significantly affect cosmology.
at dS minimumFT != 0Uplifting to break SUSY
Mixed-modulus-anomaly mediationChoi et al (04), Endo et al (05), Choi, Jeong and Okumura (05)
Mirage-unification
GUT scale (true ‘oasis’)
‘Mirage’ scale
Particle ‘desert’
Ma = M0 +m3/216π2
bag2ainput :
mirage-scale
Mmir =MGUT
(MP /m3/2)α/2
Mmir ∼ 109GeV
Mmir ∼ 1TeVα = 2
α = 1
Gaugino mass
Choi et al. (05)
A0
χ̃ χ̃
f f̄
Annihilation through the S-channel Higgs resonance enhances annihilation cross section.
mχ̃ ∼ mA0/2
In fact, cross sectioncan naturally be large
CP-odd HiggsBino
Choi, Lee, Shimizu, Kim and Okumura (06) for thermal DM case