XENON1T 実験の結果を説明する模型への制限

千草颯

高エネルギー加速器研究機構 (KEK)
カリフォルニア大学バークレー校

2020/9/8 @ ダークマターの懇談会 2020 online
based onSC, M. Endo, K. Kohri [2007.01663] (accepted to JCAP)XENON1T 実験と電子散乱事象
120

Events/(t y keV)

100806040200
220B0
SR1 data

Energy [keV]
51015

Energy [keV]

202530XENON Collaboration [2006.09721]▶

液体キセノン中の電子散乱を探すセットアップで、反跳エネルギー 1–7 keV の領域に excess

285 observed vs. 232 expected (3.3 σ)
1 / 14

様々な解釈▶

ダークマター χ と電子の散乱でも説明できる？
2 / 14

散乱による説明Q. χe → χe で今回の結果を説明しようとすると、χ の妥当な質量・速度は？
Favoured region
0.30

Dark matter velocity v/c

0.25

0.20
90% C.L.
0.15
68% C.L.
0.10
ER =2.5 keV, ve =10 α
0.05

A. mχ ≳ O(0.1) MeV、vχ ∼ O(0.1)
典型的なダークマター (CDM) vCDM ∼ 10−3 より速い

0.00
10-5

10-4

10-3

10-2

10-1

100101

Dark matter mass mDM in GeV
K. Kannike+ [2006.10735]
3 / 14

なぜ速いのか？
現在の宇宙で加速：（例として）Semi-annihilation

ダークマターの一部が元から速い

DM components
v 0.1

χ は CDM（vχ ∼ 10−3 ）vCDM 10 35m2χ − m2Xγχ =, vχ ≤ 0.64m2χ
B. Fornal+ [2006.11264]▶

ダークマターの小規模構造に影響を与える（メリット or デメリット？）
4 / 14

トークの目的▶

χe → χe で XENON の結果を説明する模型を考える；簡単のため以下の相互作用
Leﬀ = Gχe (χ̄γµ χ)(ēγ µ e)▶

ビッグバン元素合成（BBN）

10 33

▶

星の冷却、特に超新星（SN）

10 36

▶

XENON S2-only▶ 宇宙の構造形成、Neﬀ 、などなど
▶

10 30

電子との相互作用からくる制限は？

制限から逃れつつ、XENON 実験の結果を説明で0 [cm2]▶

BBN
SN cooling
Direct Detection

10 39
10 42

きるか？

10 45

σ0 = G2χe µ2χe /π ：非相対論的な eχ 散乱断面積

10 48
10 51 110100101102m [MeV]

103

104
5 / 14

ビッグバン元素合成（BBN）
BBN 前後（T ∼ TBBN ∼ O(1) MeV）に χ が熱浴中に存在することによる影響

K. Nollett+ [1312.5725]▶

熱浴中の相対論的な χ が宇宙の膨張を早める▶

χ が対消滅してプラズマを加熱▶

χ の対消滅が Baryon-to-photon ratio η を変える
6 / 14

0.25
0.24
ビッグバン元素合成（BBN）
0.23mχ ≲10 MeV のときが問題で、特に重水素の存在比 D/H|P が減少する効果が顕著
101

100

101

10 30

0 [cm2]105 ⇥ D/H|P

10 36

2.0
Neutral Scalar
Complex Scalar
Vector Boson
Majorana Fermion
Dirac Fermion

1.5
1.00.1BBN

10 33

2.51.010.010 3910 42
10 45
10 48

30.0

10 51 110100

m [MeV]N. Sabti+ [1910.01649]

101

102

m [MeV]

103

104

S. Chigusa+ [2007.01663]

観測値との矛盾を避けるため、T = TBBN で χ が熱浴中にいない条件を課す

Γee→χχ<1H
T =TBBN

7 / 14

超新星（SN）の冷却
超新星のコアで e− e+ → χ̄χ を通じて作られた χ がエネルギーを持ち逃げする▶

十分作られるとき：σmin < σ0 < σmax▶

Trapped Regime：σ0 > σmax

左の状況なら、χ によって超新星の冷却曲線に影響が出て観測と矛盾するかも
8 / 14

超新星（SN）の冷却
Monte Carlo シミュレーションの結果（左図）を今回の模型に対する制限に焼き直す
WILLIAM DEROCCO et al.
PHYS. REV. D 100, 075018 (2019)10 30
SN cooling

10 33– 100 [cm2]

BBNlog ywith ϵ the small parameter controlling the kinetic mixing ofity– 1236 photon with the dark photon, αD the fine-structure
the10SM
Relic Dens
DARWIN (200 ton –yrs)
constantof the dark U(1) sector, and mA0 the mass of the– 1439
Trapped Regime
10 photon
LZ (15 ton –yr)dark[24]. There is clearly a degeneracy between)(1 ton– yr– 16
the parametersof the dark sector for a given value of y. It
Xenon1T
10 42
should be noted that all of the detection curves presented– 18
45 sensitivity regions, not exclusion limits. In otherhere
10 are– 20words,
at any given point within the reach, the detector isngCooli
10 48 to some choice of parameters that yields a given y,sensitive– 22
Threshold: 2.5 keVEmission t: log(10) s
but
sensitive to all choices of parameters.
10is51not necessarily
Source: diffuse galactic flux
– 244
101 given
100 distinction
102 that for
103certain10values
This is10an1important
51050
100of αD , the scattering of the dark fermions within themX (MeV)
protoneutron star will be dominatedby+ self-scattering,
W. DeRocco+ [1905.09284]
S. Chigusa[2007.01663]
rather than scattering off of protons, an effect neglected
FIG. 6. The sensitivity regions for xenon1T (red line), LUXシミュレーションによると、Trapには電子との散乱よりも（もしあれば）陽子との散乱の方が効くらしいin this analysis. We will treat these self-interactions inZeplin(yellow area), and DARWIN(greenarea). The detector
upcoming work, as well as considering models with extra
thresholdhas been taken to be 2.5 keV and the emission
timescale▶ 電子と選択的に相互作用する模型ではTrap される条件がもう少しゆるいかも？
structure, including a lighter dark photon and cannibalisticfrom the SN to be log 10 seconds. We compute these curves using
詳細な調査にはシミュレーションが必要、ここでは保守的な線を引いているthe▶diffuse
galactic flux. The region bounded by our coolinginteractions [38,39].
9 / 14m [MeV]XENON S2-onlyχ が CDM の成分でもある場合（例：Semi-annihilation 模型）、ゆっくりな χ も XENON 実験で見えうる

10 30

Direct Detection

10 33

S2-only0 [cm2]

10 36
10 39

BBN
is 1/10/100% of DM

10 42
10 45
10 48

https://science.purdue.edu/xenon1t/?tag=s2-only▶

“S2-only analysis” で軽いダークマター由来の電子散乱事象を探れる

R. Essig [1703.00910]

10 51 1
10100

101102m [MeV]

103

104

S. Chigusa+ [2007.01663]

XENON1T collaboration [1907.11485]

10 / 14

その他の制限 / 制限のまとめ

10 30
その他の制限10 36

ダークマターの間接探索：χ̄χ → e− e+mχ ≳ 10 MeV に直接探索より弱い制限+

M. Boudaud▶

銀河の形成 @ T = Ts ∼ 1 keV, ȧ
弱い制限

▶

−1

[1612.07698]

0 [cm2]▶

BBN
SN cooling
Direct Detection

10 33
10 39
10 42

∼ 10 kpc

10 45+

10 48

2(cf) S. D. McDermott[1011.2907]

CMB：Neﬀ への影響を通じて基本的に BBN より弱い制限 N. Sabti+ [1910.01649]

10 51 110100101102m [MeV]

103104

さて、これらの制限をクリアしつつ XENON 実験の結果を説明する模型は？

11 / 14なぜ速いのか？
現在の宇宙で加速：（例として）Semi-annihilation

ダークマターの一部が元から速い

DM components
v 0.1

χ は CDM（vχ ∼ 10−3 ）vCDM 10 35m2χ − m2Xγχ =, vχ ≤ 0.64m2χ
B. Fornal+ [2006.11264]▶

ダークマターの小規模構造に影響を与える（メリット or デメリット？）
11 / 14

XENON 実験の解釈 1：χ が現在の宇宙で加速される（観測された信号の大きさ）=（加速された χ のフラックス）×（χe 散乱断面積）×（観測時間）の関係式から、)( −3610cm2Φχ ∼ 5 × 102 cm−2 s−1
σ0
B. Fornal+ [2006.11264]

フラックスへの制限
10 17[cm 2 s]

10 14

妥当な模型であるためには

10 1110 8▶

何らかの理由でフラックスがかなり大きい？

10 5

▶

mχ ≳ 10 MeV の CDM ではないものが飛10 2BBNSN cooling
Direct Detection
boosted DM

10 1
10 4 11010 010 1

10 2m [MeV]

10 3

んできている？

χχ → χX の X の方とか？

10 412 / 14

XENON 実験の解釈 2：ダークマターの速い成分 χ（観測された信号の大きさ）∝（ダークマターの総量）×（χ の存在比 fχ ）×（χe 散乱断面積）の関係式から、( m ) ( 10−46 cm2 )χfχ ∼MeV
σ0
存在比への制限

100BBNSN cooling10 1

f10 210 3

妥当な模型であるためには▶

mχ ≳ 10 MeV を持つ速い成分？

▶

構造形成からの制限に注意（初期宇宙で frelativistic ≲ 0.1）

10 4

M. Viel+ [astro-ph/0501562]

10 5
10 6 110

▶

100

101

102

m [MeV]103

CMB への影響を考慮

104
13 / 14

まとめ▶

XENON 実験の結果を散乱で説明できる χe 相互作用の有効理論による解析▶

BBN、SN の冷却、XENON S2-only analysis から相互作用の大きさに強い制限▶

大きく分けて 2 種類の模型▶

χ が現在の宇宙で加速される
大きなフラックスを持つ or mχ ≳ 10 MeV のダークマター以外のなにか▶

ダークマターの速い成分 χほんの少し mχ ≳ 10 MeV を持つ成分が混ざっている

14 / 14