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

!"

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!#$

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!"

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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