暗黒物質ニュートラリーノの対消滅と宇宙物理・宇宙論的示唆

戸谷 友則

Outlinez

暗黒物質候補としてのニュートラリーノ: 概観zTopic 1: 銀河団ガス加熱の可能性zTopic 2: 「宇宙最初の天体」マイクロハローからのガンマ線検出の可能性

第１８回理論天文学懇談会シンポジウム
高エネルギー天体物理学の最前線
平成１７年１２月２７日
京都大学基礎物理学研究所

GRB 050904 @ z=6.3
Constraint on Reionization:
xHI = nHI/nH = 0.00±0.17, <0.60 (95%C.L.)

でもその前に、、、Constraints on Reionization

GRB 050904, 3.4 days
(Kawai et al. ’05)

Constraints on Reionization
LAE statistics

Fan et al. 2005

GRB
LAE050904
statistics
Fan et al. 2005

First limit from Gunn-Peterson
Damping Wing!
Totani et al. 2005

Only lower limits from quasars…
zzz

GunnGunn-Peterson optical depthτGP= 2.1×
2.1×104 (1+z)3/2 xHIz

direct methodmodel-independent
independent of IGM clumpinessrobust limit on mass-weighted
xHI at z~6.1-6.3

White et al. ‘03

SUSY Dark Matter (WIMPs,Neutralinos)z

Annihilation Cross Section

The most popular theoretical candidate for the dark matterz SUperSYmmetry: well motivated from particle physics
z Neutralinos (l.c. of SUSY partners of photon, Z, and neutralHiggs): stable weekly interacting massive particles (WIMPs)z

Relic abundance close to the critical densityσυ χχ→? = 3 ×10 −27 /(Ω χ h 2 ) cm3 s -1
≈ 3 × 10 − 26 cm3 s -1
zConstraint on the neutralino mass
z 50 GeV ~< mχ <~ 10 TeV
z Lower bound from accelerator experimentsz Upper bound from cosmic overabundance

Searching for Neutralinoszdirect detection in underground experimentszz“make” neutralinos in accelerator experimentszz

CDMS, DAMA, …

LHC starts from 2007

indirect detection of annihilation products in the skyz

GLAST, ACTs, …

All these approaches have a reasonable chance
to detect neutralinos in next 55-10 years!

Stoehr et al. 2003

Annihilation yields via hadron jets

Annihilation SignalszContinuum gamma-rays, e±, p, p-bar, ν’sz

Line gamma-rays:zz

Annihilation energy goes to gammas, e±,p, p-bars, neutrinos as: ~1/4,1/6, 1/15, 1/2
Particle energy peaks at: 0.05, 0.05, 0.1, 0.05 mχc2.
z

z
zzzzz

χ χÆ ２γχ χÆ Zγ(σv)line ~ 10-29 cm3s-1 << (σv)cont ~ 10-26 cm3s-1

An example for yield
Spectra from DarkSUSYLine γSearch:zzz(From DarkSUSY package, Gondolo et al. 2001)
Most energy is carried by ~1-10 GeV particles for mχ~100GeV
photon flux peak at ~70 MeV (~mπ/2)

Line/continuum gamma-rays from GC, nearby galaxies,
galaxy clusters
Positron/antiproton excess in cosmic-rays…

DM Halo Density ProfileszPrada et al. ‘04

Cosmological N-body Simulationszz

NFW (γ=1)
Moore (γ=1.5)

ρ ∝ r −γ (in central part)zCompression by baryons?

zDensity spike by SMBH formation?

Comparison for Various Cases

Density spike by SMBH formation?
zDensity “spike” can be formed by the growth of supermassive blackhole (SMBH) mass at the center.
zzzz

ρYoung (1980); for stellar density cusps in elliptical galaxies
Gondolo & Silk (1999); for DM cusps“Adiabatic” = growth time scale > orbital period at rs
Annihilation rate divergent with r → 0 since γ>1.5ρ ∝ r −γ

9 − 2γ= 2.33 − 2.44 −γ
M (< rs ) = M •Obsγs =s

rs ~ 1 kpc for clustersObsρ ∝ r −γrsrmχ = 100 GeV, συ = 3 ×10 −26 cm3s -1

Cooling Flow Problem of Galaxy
Clusters and DM Annihilation

Topic 1z

Cooling time in cluster centers << cluster agez

No evidence for coolingz

cooling is compensated by feedback from the centerzz

X-rays from galaxy clustersz

thermal bremsstrahlungof hot gas:radio bubble formation observed in most cooling-coreclusters

Feedback mechanism?

Clusters seen in optical and X-rays(1Mpc x 1Mpc)

kT ~ 5-10 keV
n ~ 10-3 cm-3 (virial)n~10-1 cm-3 (central)Mtot~1015 Msunzzzzzz

Mgas/Mtot~ΩB/ΩM~10%
Mstar/Mgas~10%

D=52 Mpc(50 kpc x 50 kpc)

TT 2004, Phys. Rev. Lett. 92, 191301

zDensity maximum determined by annihilation itself:

ρ c συ / mχ = tcl ≡ 1010 t10 yr

要求される条件zz

ρ

/7rc = 0.17 M •2,10m2− 3 / 7 συ − 26 t103 / 7 pc
3/ 7z

2

= 2 × 10 M
44zz

ガスの冷却に対するフィードバックになっている
銀河団中心部において相対論的粒子によるバブルを形成する
z ＡＧＮ
z density spike 形成によるニュートラリーノ対消滅

The annihilation luminosity from r<rc :⎛ ρ ⎞ ⎛ 4π rc3 ⎞⎟⎟Lχχ = 2mχ c 2 συ ⎜ c ⎟ ⎜⎜⎜m ⎟⎝ χ⎠ ⎝ 3 ⎠z

Courtesy from K. Masai

銀河団ガスの加熱源は何か？

ニュートラリーノ対消滅による銀河団ガスの加熱
zcentral part, NOT the same scale as above

6/7• ,10−2 / 72mσυ

−5 / 7− 26 102/7

trrcz

rsＡＧＮ？
zzerg/s

銀河団ガスを加熱してクーリングフローを止めるに十分な熱量
初期の冷却によりＳＭＢＨ成長、density spike ができるとすれば、冷却に対するフィードバックになっている
一度火がつけば宇宙論的時間スケールでほぼ一定の熱供給

zz

安定性？
finely-tuned accretion?
anisotropic feed back from jet is not efficient in 3D simulation(Vernaleo & Reinolds 2005)

AGNだとあたりまえすぎて面白くない加熱効率Birzan+ ‘04z

ＳＭＢＨ質量に対して要求される加熱効率ε≡

LX tageM •c 2⎛ L⎞ ⎛ t age ⎞ ⎛ M • ⎞⎟⎟⎟⎟ ⎜⎜ 10 ⎟⎟ ⎜⎜ 9~ 0.017 ⎜⎜ 44 X
⎝ 10 erg/s ⎠ ⎝ 10 yr ⎠ ⎝ 10 M SUN ⎠z

ＡＧＮで可能だろうか？
zzzzz

jet kinetic energy efficiency
particle acceleration…

Neutralino heatingz

ニュートラリーノによる銀河団ガス加熱：
Predictions−1~0.007 for e± and p, p-bar s

Comparison for Various Cases

対消滅ガンマ線はＧＬＡＳＴで受かるはずzz

予言フラックスはＥＧＲＥＴ限界のやや下
他のプロセスのガンマ線と区別可能
銀河団の中心から点源として見える
時間変動なし（ＡＧＮと区別）
z ラインが見えれば決定的z

Perseus Cluster からラインが見えれば俺は勝ち組zz

Ｘ線強度から推測すると、Perseus cluster が最も有望

ObsObsmχ = 100 GeV, συ = 3 ×10 −26 cm3s -1

What is the mass of the first gravitationallybound objects in the early universe?
zdensity power-spectrum of the universe:

1015Msun

Topic 2

δ=（ρ- ρav）/ ρ

SDSS 3D P(k), Tegmark et al. 04

earth-mass sized microhaloes
Diemand+, 04

cut off by neutralino
free streaming@ z=26, 3kpc width (comoving)zearth mass (10-6 Msun), 0.01 pc size objects forming z~60z~50% of mass in the Galactic halo may be in the substructuren~500 pc-3 around Sun, encounter to the Earth for every 1,000 yr.
controversial whether or not they are destroyed by tidal disruption atstellar encounterszgreen+, 04z~10-5 Msunzinternal density profile ofmicrohaloeszannihilation signalenhancement

fc =zmass - weighted ρvolume - weighted density ρ ( = ρ vir )microhalo contribution to EGRB
Oda, Totani, & Nagashima, ApJ, 633, L65

γ~1.7z

一つ一つのマイクロハローからのガンマ線は極めて検出は難しい(see also Pieri et al. ’05)

z

しかし背景放射への寄与は結構でかい可能性がある
z microhalos form at very high z~60, with high internal density∝(1+z)3

simulation:z

concentration parameterc~1.6 in the simulation（α,β,γ)=(1, 3, 1.2)z

fc = 6.1z

ρ∝

Hofmann+, 01, Berezinsky+, 03, Diemand+, 04

1( r / rs )γ [1 + ( r / rs )α ]( β −γ ) / α

rs = rvir / cDiemand et al. ‘05

the cosmic gamma-ray background

Contribution to the cosmic gamma-ray
backgroundz

Ullio et al ’02zz

substructures with M>~106 Msun
model1:zzzz

model2:zz

Strong et al. ‘04zz

M=171 GeV
σv=4.5x10-26 cm3s-1
b2gamma=5.2x10-4
M=76 GeV
σv=6.1x10-28 cm3s-1
b2gamma=6.1x10-2

Assuming universal halo density profile,annihilation signal from GC exceeds if
neutralinos have dominant contribution
to EGRB (Ando 2005)

Galactic and extragalactic gamma-ray
background from microhaloes

マイクロハローの破壊

GalacticzOda et al. ‘05

銀河系内の破壊過程
zz星との相互作用 （地球近傍で現在までに破壊されるかされないか、程度）
銀河系の重力場による潮汐破壊 （銀河系中心～１ｋｐｃ程度で破壊されると予想）

z

銀河系中心付近では強い潮汐力や星との相互作用で破壊される Æ 銀河系中心からのフラックス制限と無矛盾z

一方、たとえ銀河系中心付近で破壊されても背景放射へはほとんど影響なし（mass within 10kpc is ~6% of MW halo）
zextragalactic

extragalactic background flux hardly affected.
with standard annihilation cross section and microhalo abundance inferred fromsimulation

Gamma-ray halo around the GC?
Dixon et al. ‘98

excess from the standard
model x 1.2
excess from the standard CR interaction
model of the Galactic gamma-ray backgroundgamma-ray halo?
Flux level ~ EGRB

まとめz

宇宙最初の天体、マイクロハローは一つ一つに分解しての検出は難しいが、背景放射には結構な寄与を持つ可能性がある
zzz

ＥＧＲＥＴの系外背景放射全ては説明はできない（スペクトルが違う）
近傍銀河（アンドロメダなど）のハローからも検出の可能性あり

ガンマ線観測は、暗黒物質の正体だけでなく、構造形成理論の検証にも使える可能性がでてきた

limits in the fsurv-fc plane
limits not to overproduce the observed gamma-ray background