Boosted indirect signal
in multi-component secluded dark matter scenarios
Takaaki Nomura (野村敬明)
Sichuan University (四川大学)
In collaboration with Jinmian Li, Junle Pei, Xiangwei Yin, Cong Zhang
arXiv:2302.09839 (To be published in PRD)

2023 7/31 Seminar@岡山理科大学

↑

現在四川大学物理学院に所属してます
現象論の教員は自分ともう一人(Jinmian Li)

物理学院の前Outline of the talk

1. Introduction (Dark matter and dark photon)
2. Indirect boosted signal
3. Summary

1. Introduction

本研究の概観
多成分ダークマター（DM）を持つsecluded Dark sector模型

重い方のDMがDMの主成分のパラメータ領域で重いDMが対消滅して軽いDMになる過程を考える

Boosted DMからのdark photon(pseudo scalar)の放射

新しいタイプのDM間接検出のシグナル・制限ダークマター（暗黒物質）

1. Introduction

ダークマター（DM）とは？
宇宙に存在する質量を持った未知の物質既知の物質の5倍以上の量がある

今のところ存在する証拠は重力の影響からのみ
どのようにDMに関する認識が深まっていったのか？
天文学＋宇宙論＋素粒子/原子核 etc. の知識の蓄積とともに(Review of DM history : G. Bertone, D. Hooper, Rev. Mod. Phys. 90 (2018) 4, 045002)

1. Introduction~1930s銀河団(Coma cluster)内の銀河の速度の観測 Pioneering works of F. Zwicky

Virial定理
銀河団重力ポテンシャル©NASA銀河の速度銀河の速度が光から見積もられる質量から予想されるものよりずっと速く観測された

Zwicky (1933)

この時代では光る物質（恒星など）に比べて“暗い物質“くらいの意味だったらしいZwicky (1937)

1. Introduction~1970s銀河の回転速度の観測 Pioneering works of V. Rubin(1 kpc ~3000 light year~ 3×1016 km)
回転速度は暗い領域でも減速しない~9 kpcvisible

光っていない部分にもたくさん質量があるv(r) ∝ M(r) /r€

r : radius from the center
M(r): mass inside r

これらの観測により暗い物質がたくさんあることが受け入れられていった（まだ新粒子という認識はあまりなかった）

1. Introduction~1980s
観測値や宇宙論の知識の発展からDMに対する認識も深まっていった
Big Bang元素合成の理論など
DMはバリオンではない物質が優勢
宇宙の大規模構造の観測や数値シミュレーションからDMの分布を考察
Hot(relativistic) or Cold(non-relativistic) DM?
80s半ばくらいには素粒子論の分野もDMに注目
ü ニュートリノ
ü 超対称性理論からの新粒子
ü Axionü Etc.
直接・間接検出のアイデア＆実験も出てくる (間接検出のアイデアは70s末)

1. Introduction

1990s~(1989-1993)

PlanckWMAPv 宇宙マイクロ波背景放射の精密測定 COBE

(2001-2010)(2009-2012)

最終散乱時の質量密度
WMAP
背景放射の分布

DM量のより精密な決定へ（バリオン数も）PDG22v 重力レンズからのDM分布、Bullet Clusterの観測(2006)
v 宇宙の大規模構造の観測や数値シミュレーションの発展
大規模構造を説明するにはCold DMが必要

1. Introduction

我々の宇宙

素粒子

ニュートリノ光 (photon)

DM

電子
既知の物質

Proton原子
原子核d-quark

Neutronu-quark1. Introduction

DMの候補
From Slide by Raidal (SI2014)v 非常に幅広い質量スケールに渡って候補が存在ü 非常に重いDM

Primordial black hole

ü 非常に軽いDM

Axion, Axion-like particle etc.

ü その間くらいSterile neutrino, thermal particle DM
いわゆるWIMP DMを含む

他にも無数の候補が存在する
電弱~TeVスケールの新粒子としてWIMP DMが興味深い

1. Introduction

WIMP DM
From Slide by Raidal (SI2014)

Weakly Interacting Massive Particle (WIMP)Ø （SM粒子などと）弱く相互作用する質量を持った粒子 （Z’, Higgs, fermion portal etc.）OrØ “弱い相互作用”をする質量を持った粒子 （Inert doublet, 超対称粒子の一部など）

Relic density is calculated by Boltzmann equationdn χdt+ 3Hn χ = − < σ vrel > (n χ2 − n χ2 eq )DM数の時間（温度）発展

DM DM ⇆ other particles# −26 3 &10 cm / s (2ΩDM h ~ 0.1%% σv(freeze out '$<σv>~0.1pb~10-26cm3/s
Right DM density

1. Introduction(WIMP)DM探索

q 直接検出DMlDetect recoil energy

DMl~keV scale recoil energy
lTests DM-nucleon cross section
Target nucleus
Detection Ratio ∝RecoilenergylExp; LUX, XENON, CDMS, etc.
v 最近は電子との散乱も盛んに調べられている

σ DM −Nucleon × ρ DM

Local DM density: ρO ~ 0.3 GeV/cm3v １９８０代半ばに初めて提唱された模様

1. Introduction(WIMP)DM探索

q 直接検出
最初の実験からの制限

Summary in PDG2011

Summary in PDG2022

1. Introduction(WIMP)DM探索

q Collider実験
lLHC実験などでのDMの生成可能性
DM

qJet, γ, W, Z etc.

qDM
lDM will appear as missing ETlヒッグスボソンの崩壊からのDMも考えられている
Current constraintHiggs

DM

CMS: BR(h→invisible) < 0.17
CMS-PAS-HIG-20-003

DM

ATLAS: BR(h→invisible) < 0.11
ATLAS-CONF-2020-052

1. Introduction(WIMP)DM探索

q 間接検出DMの対消滅（稀崩壊）から出てくるSM粒子を検出
lExperiment; PAMERA, ATIC, FERMI, AMS(02), etc.

銀河中心、銀河ハロー、太陽系などからDM
SM particles
Annihilation

DMDMorDecayDetectore−, e+, p, p, γ , ν detection
初期のアイデア

SM粒子のフラックスは以下の物理に依存l DMの対消滅断面積（崩壊率）
l DMの密度分布l 出てきた荷電粒子の伝搬（電子、陽子）

1. Introduction(WIMP)DM探索

q 間接検出Examples of current constraints
Constraints from gamma-ray flux observation by Fermi-LAT

https://fermi.gsfc.nasa.gov/science/eteu/dm/

1. Introduction

q 間接検出(WIMP)DM探索
Examples of current constraints
Positron flux observed by AMS02
PRL122, (2019)

本研究ではこれらの制限を使うDark Photon

1. Introduction

Dark Photon とは？
For SM + extra U(1)H gauge symmetry
Gauge sector

SU(3)cSU(2)LU(1)YU(1)XU(1) kinetic mixing

ゲージボソン質量項の対角化
Photon (光子)と同じような相互作用が出てくる

A’ : 質量固有状態

Dark photon

1. Introduction

U(1) kinetic mixing
量子補正（１ループ）により生成され得る両方のU(１)荷を持った粒子

超対称性理論でも議論

1. Introduction

q Dark Photonの別名いろいろ
Secluded U(1) gauge boson

Hidden photon

Hidden U(1) gauge boson
Para-photon

Secluded photon

Dark gauge force

U-boson

理論サイドでは好きなように呼んでいた様子
８０s、９０sでは超対称性の破れの元となるHidden SectorのU(１)や弦理論から出てくるU(１)からのゲージボソンをモチベーションにしていたっぽい1. Introduction“Dark photon”がタイトル（アブスト）に入った最初の論文（arXiv&INSPIRE-HEP）

2010年代からDark photon探索が様々な実験で議論されるなど
ü 実験では主にDark photonの呼称が使われるようにそれ以前の実験からの制限も議論されるようになど

DM-SM粒子の相互作用のmediatorとしても議論される

1. Introduction

Dark photonの探索
o Beam dump and fixed target experiments§ Electron beam dump : CHARM, E137, E141, E774, Orsay, etc.
§ Electron fixed target : APEX, A1/MANI, etc.
§ Proton beam dump : LSND, U70, Nu-Cal, etc.
§ Proton fixed target : NA48, etc.
A’ production process

Bauer et al
JHEP 07 (2018)

1. Introduction

Dark photonの探索
o Collider実験§ Electron-positron collider : BaBar, Belle, KLOE
§ Proton collider : ATLAS, CMS, LHCb
宇宙論などからも制限される（非常に軽い領域）
宇宙背景放射、ビックバン元素合成、超新星など

1. Introduction

Dark photonの探索

Bauer et al
JHEP 07 (2018)

ü まだ広いパラメータ領域が許されている
ü DMとSM粒子の相互作用を媒介する粒子としても興味深い

本研究

1. Introduction

本研究の概観
多成分ダークマター（DM）を持つsecluded Dark sector模型

重い方のDMがDMの主成分のパラメータ領域で重いDMが対消滅して軽いDMになる過程を考える

Boosted DMからのdark photon(pseudo scalar)の放射

新しいタイプのDM間接検出のシグナル・制限

Outline of the talk

1. Introduction (Dark matter and dark photon)
2. Indirect boosted signal
3. Summary

2. Indirect boosted signalSecluded dark sector scenario
Visible sector

SM
SU(3)×SU(2)×U(1)MediatorZ’/scalar

Dark sector
DM + αDark gauge symmetry

SMとDark sector間の相互作用はとても弱い
直接検出などの制限を回避できる
DMとmediator間の結合定数は大きくても良い+多成分DMシナリオ
新しいタイプの間接検出実験でのシグナル
Boosted DMからのDark mediator shower
多成分DM模型からのdark showerシグナルの可能性を調べる

2. Indirect boosted signal

シンプルな模型を例として考える
q Z’媒介模型 : dark sector with U(1)D gauge symmetry()内はU(1)D charge

To avoid fermion mixing
Both χ and ψ is stable: multi-component DMq Pseudo-scalar 媒介模型 : dark sector with U(1)D × Z2 × Z2()内はU(1)D charge and two Z2 parity
A: pseudo-scalar boson
We assume it decays into 2γ

2. Indirect boosted signal

v DM残存量
結合定数や質量への仮定：
残存量を決める主要プロセス
Z’ mediator
A mediatorの断面積は小さい結合定数でsuppress
実際の解析ではmicrOMEGAsで残存量を計算→パラメータ選択

この仮定の下では重い成分(χ)がDMの主要成分になれる
過程でψの残存量は小さくなる

現在の宇宙でBoosted lighter component DM

2. Indirect boosted signal

v Boosted DMからの放射Z’(A) →ψψ, ψ→Z’(A)ψ過程のキネマティクスを計算 (a→b+c過程)

Fermion helicity

終状態の放射のエネルギーが見積もられる2. Indirect boosted signal

v Z’放射からのpositron flux: halo function
DM密度＆e+伝搬の情報: energy loss effect

計算したpositron fluxを用いてAMS02のデータに対しχ2 fitting
PRL122, (2019)

2. Indirect boosted signal

v A放射からのphoton flux
Z’→Ae±→γ

J : J-factor of Milky way dSphs
calculated with NFW profile

計算したphoton fluxを用いてFermi-LATのデータに対しχ2 fitting2. Indirect boosted signalv 得られた制限からの制限上の方の領域:

下の方の領域:からの制限

曲線： upper limit from photon flux (pseudo-scalar mediator)
領域: excluded region from positron flux (Z’ mediator)

Summary
多重DMを持つsecluded Dark sector模型²Dark sector with U(1)H symmetry²重い方のDMが主要な成分になるパラメータを考えた²重いDMが対消滅して軽いDMに→ Boosted DM²Boosted DMからのZ’（A）放射²新しいタイプの間接検出実験でのシグナル²Positron/photon fluxからの制限を導出

Back up

Some benchmark points

Shower Spectra for benchmark point

Feature of positron flux