FEATURE

Kavli IPMU 主任研究員

松本重貴

まつもと・しげき

専門分野：理論物理学

新物理探査の橋頭保としての暗黒物質研究す。暗黒物質は、1934年にフリッツ・ツビッキー博

新物理はどこに？

士により銀河団内の銀河の運動を説明するための未知素粒子物理学の分野では、前世紀から今世紀にかなる物質として導入され、今世紀に入り宇宙背景放射

け、いかに自然に電弱対称性の破れのスケール、つまの揺らぎ観測等を通じその存在が確立しましたが、そり基本的な力から弱い力と電磁気力が生じるエネルの具体的な性質については未だ不明です。更に、素粒ギースケール（弱い力を媒介するウイークボゾンの質子標準模型の枠内に暗黒物質の候補となり得る素粒量程度、1000億電子ボルト = 100 GeVのエネルギー子、あるいはそれらから構成される物質は存在しませスケール）を自然に説明するのか、を主な指導原理とん。そのため、暗黒物質の正体が解明されれば、それして発展してきました。この文脈において活発に議論を橋頭保として新物理探査へと船出することが可能とされたトピックが、超対称模型、余剰次元模型、複合なります。つまり、まずはあらゆる手法を用いて暗黒ヒッグス模型であり、これらを検証するための実験や物質の正体を明らかにし、そして標準模型の背後に存観測がこれまで行われ、また現在も続いています。し在する新物理探査を行おう、という戦略です。

かし、近年の大型ハドロン加速器実験（LHC）をはじめここで、暗黒物質の性質について現在までに分かっとする様々な実験において、これら新物理の確かな証ている主なことについてまとめておきます。まず、暗拠を見つけられないこともあり、この指導原理に疑義

黒物質は電気的に中性です。もちろん、暗黒物質粒子が生じています。確かに電弱対称性の破れのスケールが非常に微小な電荷を持つことや、とても重い場合には自然に説明されるべきですが、これまでに提案され多少の電荷を持つことは許されますが、このような極てきた模型とはかなり異なった機構やアイデアで説明端な例について今回は考えないことにします。次に、されるのでは? という疑義です。ごく最近ではこの考

暗黒物質は少なくとも零でない質量を持ち、現在の宇えに沿った研究も盛んになってきましたが、未だ皆が宙で（スピードが光速に比べ十分に小さい）非相対論納得す決定的なアイデアの提案には至っていません。

的に運動しています。また、宇宙の年齢（約130億年）に比べて十分に長い寿命を持っています。更に、通常の物質と殆ど反応（相互作用）をしません。最後に、注目される暗黒物質の正体解明

定量的な知見として、宇宙に存在する暗黒物質の平均

そこで注目されつつあるのが、暗黒物質の正体解質量密度（1立方センチメートルあたりの質量、通称明を指導原理として素粒子物理学を発展させる戦略で暗黒物質量）が約2×10–30 g/cm3であることも知られ38

Kavli IPMU News No. 45 March 2019

ています。

が図1です。ここで、暗黒物質の質量 m と宇宙の温度

しかしながらこれらの知見を踏まえても得られてT はいずれもエネルギーの単位で表されるものとしまいる情報は決して多いとは言えず、例えば暗黒物質がす。宇宙の温度が暗黒物質の質量と同程度の時には暗未知なる素粒子であると仮定したとしても、その質量黒物質量が熱化学平衡時のものと一致していますが、gから10 gの50桁の範囲にある、といったやがて温度が暗黒物質の質量の数10分の1以下に下が大雑把なものが導き出せるのみです。このような広範るとその量が平衡時のものからずれ、最終的に一定数囲の質量にわたって暗黒物質の正体を実験的に探るこ残ることが見て取れます。同様の凍結機構が初期宇宙とは不可能ですので、現在では幾つかの有力な仮説ににおけるビッグバン軽元素合成や宇宙の晴れ上がりに基づいてその検出が試みられています。有名な仮説とも適応され成功を収めていることもあり、それを暗黒しては熱的暗黒物質仮説、アクシオン仮説、ステライ物質量に応用したものが熱的暗黒物質仮説の本質であ

ル・ニュートリノ仮説、原始ブラックホール仮説等がることから、これは極めて自然な仮説と言えます。特挙げられますが、これまでのところ熱的暗黒物質仮説に暗黒物質の質量が、上述の電弱対称性の破れのスに基づいた探査が最も精力的に行われているため、本ケールと同程度の場合、この仮説を満たす暗黒物質は稿ではこの仮説に焦点を当て、その現状について要点WIMP（Weakly Interacting Massive Particle）とも呼を絞って解説したいと思います。

ばれ、具体的な標準模型を超える新物理の観点でも盛が10–55–5んに議論されています。

熱的暗黒物質仮説

熱的暗黒物質は初期宇宙において他の物質と熱化学平衡にあったと仮定されるため、必然的に標準模型

熱的暗黒物質仮説とは「暗黒物質が（未知なる）素の素粒子と相互作用を持ちます。熱的暗黒物質の検出粒子であり、現在観測されている暗黒物質量は凍結機は、まさしくこの事実を当てにして行われます。問題構により説明される」とする仮説です。凍結機構とはは標準模型のどの素粒子と相互作用を持つのかです

何かというと、宇宙初期において暗黒物質は他の物質が、それにより検証戦略も異なってきます。そこで、との反応を通じて熱化学平衡にありましたが、やがて熱的暗黒物質を包括的に探査するため、その量子数に平衡を保とうとする反応率が宇宙の膨張率を下回るこ基づいた系統的な分類が行われます。量子数とは自然とにより、その暗黒物質量（平均質量密度）が決定さに存在する力に対する 電荷 のことであり、具体的れたとする機構のことです。この様子を図示したものには電磁気力における電荷が例として挙げられます。

39Feature図1：熱的暗黒物質仮説における暗黒物質量（暗黒物質と輻射の数密度比）の典型的な振舞い。ここでm は暗黒物質の質量、T は宇宙の温度で、共にエネルギーの単位で表されるものとする。

上述の通り熱的暗黒物質は電気的に中性であり、また重力に対するもう一つの量子数は質量に他なりません

強い力に対する電荷（カラー荷）を持つならば既に発が、これは弱荷やスピンで熱的暗黒物質を分類した後見されているはずであるという事実を考慮しますと、に、計算により予言される暗黒物質量が近年の宇宙観

ここで注目すべきは弱い力と重力に対する量子数とい測の結果を再現するべしという要請からその範囲が導うことになります。弱い力に対する量子数は弱荷と呼かれます。つまり熱的暗黒物質の質量は、この分類にばれ、重力に対する量子数（の一つ）はスピンです。

おいて従属的なアウトプットとなります。

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図2：熱的暗黒物質の分類と、それぞれのケースにおける有効な検出方法。

熱的暗黒物質の分類

強さを保証する「繰り込み可能な相互作用」を念頭に置きますと、0、1/2、1 の 3 種類に限定されます。相熱的暗黒物質をその弱荷とスピンに基づいて分類

対論的場の量子論の特性により、熱的暗黒物質の弱荷したものを図 2 にまとめます。まず熱的暗黒物質の弱（あるいはその混合）とスピンを決めることで標準理荷に関して、基本的には1/2を単位に 0、1/2、1、…

論の素粒子達との相互作用、つまりラグランジアンがの値のいずれかを持ちますが、例外が存在します。そ一意に決まり、各々のケースについて熱的暗黒物質をれは異なる弱荷が混じった（例えば弱荷 0と1/2 が混系統的かつ定量的に探査することが可能となります。

じった）ケースです。親しみのある電磁気学を例にとりますと、電荷 0 と電荷 1 が混じった素粒子を考えることに相当します。この混合は電弱対称性の自発的な破れ

Feature分類に基づく熱的暗黒物質の検出法に伴い引き起こされるのですが、もちろんこれは弱い力

上述の熱的暗黒物質の分類は Kavli IPMU においてでのみ起こり電磁気力や強い力では起こりません。そ素粒子現象論を主に研究する研究者達により提案されの結果、弱荷が0（弱い力に対して中性）である、特たもので、現在では、種々の熱的暗黒物質が具体的に定の 0 でない弱荷を持つ、混合した弱荷を持つの 3 種

どのように検出され得るのかについて、様々な実験グ類に分類されます。一方、熱的暗黒物質のスピンに関ループとの議論や共同研究を通して研究が進展していしては、暗黒物質と標準模型の素粒子との相互作用のます。これらの議論からまとめられた、各々の熱的暗41

黒物質のケースにおける最も有効と思われる検出実験成されるシナリオが議論されており、その際にはテラについても図 2 に示してあります。

スケール（1兆電子ボルト＝1 TeVのエネルギースケー

まず弱荷が混合したケースでは、その混合の起源ル）のみならず電弱対称性の破れのスケールの質量領となる相互作用が、熱的暗黒物質粒子とヒッグス粒子域の探査も大事になります。この場合、将来における（あるいは弱い相互作用を媒介する Z 粒子）との結合

LHC 実験や国際線形加速器実験（ILC）等の将来レプを呼び、必然的に核子との散乱が大きいと予言されまトン加速器実験での探査が重要となります。

す。そのため、地下実験における直接検出探査が非常最後に、弱荷を持たないケースでは、そのスピンがに有効となり、実際、世界各国において精力的にそれ0や1のときは核子との散乱が大きく予言され、弱荷らの実験が進められています。また、Kavli IPMUも参が混合したケースと同様に地下実験における直接探査画している日本の XMASS グループが参加を決定したが有効となります。一方、スピンが1/2のときには必※1

XENONnT 実験 をはじめとして、大型の直接探査実ずしも散乱が大きくなるわけではありません。特に熱験計画が提案され、そして承認されており、もし暗黒的暗黒物質が主にレプトンと相互作用をする場合、主物質がこのケースに相当するならば近い将来に検出さにヒッグス粒子と特殊な相互作用（擬スカラー結合）れることが期待されます。

をする場合、更にはその質量が陽子以下となる「軽い次に、特定の 0 でない弱荷を持つケースでは、一般暗黒物質」の領域が未探査であり、これまで議論されにその質量が陽子の数千倍と予言され、加速器実験にてきたものとは異なる手法を用いた探査が必要となりおける探査が難しくなります。一方、筆者らにより暗ます。前者の 2 つの例においては、ILC 等の将来レプ※2

黒物質の自己対消滅がゾンマーフェルト効果 によりトン加速器実験における暗黒物質生成やヒッグス粒子著しく増大することが明らかにされ、間接検出実験がの詳細な測定が重要な役割を果たします。一方、軽いその探査に大変に有効となることが判明しています。

暗黒物質領域については、場の量子論の特性により軽※3

特に日本とドイツの CTA グループ による（天の川銀※4

い暗黒物質のみならず軽い媒介粒子（スカラー粒子か河の）伴銀河のガンマ線観測が注目されています が、ベクター粒子）の存在が予言されます。これら軽い粒暗黒物質を高感度で探査するためには、伴銀河内の暗子の探査には、Belle II 実験や K 中間子の稀崩壊実験

黒物質分布に関する詳細な情報が必要となります。この点については、日本のすばる望遠鏡を用いた分光観測計画 PFS（Kavli IPMU が推進主体）が重要な役割を果たします。更に地下実験における直接探査が第 3 世代（XENONnT の次世代である DARWIN 実験※5等）に移行した際には、このケースの熱的暗黒物質も探査可能となり、これら将来実験の実現が望まれます。本
ケースの熱的暗黒物質は、LHC 実験におけるヒッグス粒子発見後に特に注目されたアノマリー伝達機構に基づいた超対称模型※6（Pure Gravity Mediation 模型等）において予言されており、暗黒物質の間接探査や直接探査における検証が喫緊の課題となっています。
また幾つかの新物理模型においては、凍結機構のみならず他の非熱過程においても本ケースの暗黒物質が生

42＊1XENONnTとはイタリアのグランサッソ国立研究所（LNGS）地下実験施設で行われる予定の暗黒物質の直接探査実験のことで、8トンの液体キセノンを用いる。暗黒物質とキセノン原子核との散乱により生じる反跳を捉えることを目的としている。
＊2
ゾンマーフェルト効果とは、始状態の粒子間に働く長距離力が、非弾性散乱の断面積を長距離力が働かない場合と比べて著しく変更する効果のこと。暗黒物質が弱い力を媒介する素粒子（W、Z ボソン）より十分に重いとき、弱い力は暗黒物質にとって長距離力として働き、対消滅断面積等が著しく増大することが知られている。
＊3
CTA とは 20 GeV~100 GeV 領域に渡るガンマ線天文台（CherenkovTelescope Array、チェレンコフ望遠鏡アレイ）の略称。
＊4
伴銀河の中でも、特に「矮小楕円体銀河」と呼ばれる極めて暗い小さな銀河は、その質量の大部分が暗黒物質であるとされており、このためガンマ線観測による暗黒物質探査の主な対象の一つとなっている。
＊5
DARWIN とは約50トンの液体キセノンを用いる暗黒物質の直接検出実験（DARk matter WImp search with liquid xenoN）の略。
＊6
ヒッグス粒子発見後に特に注目を集めた超対称模型の一つ。ヒッグス質量を説明し大統一理論とも相性が良い一方、超対称模型でしばしば問題となるフレーバーやコスモロジーに関する問題を回避する最もシンプルな模型として知られている。

Kavli IPMU News No. 45 March 2019

等の高輝度加速器実験がその検証に必要不可欠になり型を超える次の新物理のスケールの同定に全力が注がます。また最近ではヒッグス粒子から媒介粒子への崩れています。この観点から暗黒物質の正体解明が役割壊も重要な探査手法となり得ることが指摘され、そのを果たすことが期待されており、本稿でその現状と将場合にはヒッグス粒子の稀崩壊に対する精密測定が重来の見通しについて解説しました。後半でやや詳しく要となります。

述べた通り、ここ数十年において、今ほど様々な分野の理論と実験の研究者の密な議論に基づいた素粒子物理学の研究が喫緊の課題である時代はありませんでし

おわりにた。その意味において、Kavli IPMUは望み得る最高の以上の通り、素粒子物理学の分野では、標準模型の完成と新物理のシグナル未発見の現状を受け、標準模環境を提供してくれており、今後もこの線に沿って研究に邁進して行きたいと考えています。

Tea Break :IPMUとは何の略語？
ドイツ人の数学者で数理物理学者でもあったダフィット・ヒルベルトは、19世紀末から20世紀初頭にかけて活躍し優れた業績を挙げました。彼が残したこんな逸話があります。ある時、彼の学生の一人が詩を学ぶために退学したと聞いてこう言いました。
「結構なことだ。彼は数学者になるには想像力が足りなかった。」
さて、皆さんの想像力に訴えたいことがあります。IPMUという略語の意味について知らない人が見当をつけるとしたら何と言うか、気の利いた答えを競い合うことにしたいと思います。例えば、

FeatureThe Institute for the Pretty Much Unknown,
The Infrared in Physics and the Mathematics of the Ultraviolet ...
優れた解答はKavli IPMUのウェブサイトに掲載すると共に、Tea Timeの会場の藤原交流広場に掲示し、Tea Breakというタイトルに一層ふさわしいものにします。
（アレクサンダー A . ボロノフ）

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