宇宙線・γ線観測によるダ
線・ 線観測によるダークマタ
線観測によるダークマター
ークマター探索
過去、現在、未来

2013年
年12月
月16日
日
京都産業大学益川塾セミナー
釜江常好
Prof. Emeritus：：Stanford U (SLAC/KIPAC) and U of Tokyo (Physics Dept)

Acknowledgments: Slides borrowed from B. Cabrera, E. Charles, J. Conrad, A. Drlica-Wagner, S.
Funk, T. Jeltema, T. Mizuno, T. Tait, ADMX group,
Presentations in Cosmic Frontier Workshop (March 2013 at SLAC)
Presentations in Snow Mass 2013
Presentations in P5 (December 2013 at SLAC)要旨
宇宙全体、銀河団、銀河など、大きな天体の観測事実や、それらの進化を説明するには、の進化を説明するには、「暗くて重い粒子」（DM）「暗くて重い粒子」（ ）が必要不可欠のように思える。

素粒子物理学では、ヒグス粒子発見で完結した「標準で完結した「標準模型」も、標準模型」も、説明でき模型」も、説明できない現象が多く残る。
新しい重粒子と新しい重粒子と新メカニズム
が必要。
が必要。

「標準物質」とほとんど相互作用しない重い粒子が宇宙を満たしていると、 宇宙の謎の大部分と、宇宙の謎の大部分と、素粒子物理の謎の半分を解決してくれる。
物理の謎の半分を解決してくれる。

奇跡のWIMP
1970-現
現在: 世界中で観測や実験が進むも未発見「奇跡のWIMP」は夢であった」は夢であった？
「奇跡の」は夢であった？
まったく違う可能性も考ったく違う可能性も考えるべき時期が来ている性も考えるべき時期が来ている？
えるべき時期が来ている？

宇宙の構成要素
Mean Energy Density
平均エネルギー密度

Total E sensed by grav
重力で感じるエネルギー~10-29g/cm3,~6Mpc2/m3
But we find
しかし物質を探すと
しかし物質を探すと0.3proton/m3(68.3%)(26.8%)

Known to exist for >70 yrs: discussed here
存在は70年前から知られていた存在は 年前から知られていた:今回
年前から知られていた 今回の
今回のテーマBiggest mystery but not discussed here
最大のなぞだが、ここでは触れない暗黒物質がある観測的証拠
Galaxy cluster scale (~Mpc)

Zwicky (1937):
Missing mass on Galaxy Cluster scale銀河団では銀河を束縛する力が不足

Galaxy scale

Rubin+(1980):
Missing mass on Galaxy scale
銀河では星/星雲の回転を支える力が不足
銀河では星 星雲の回転を支える力が不足

Clowe+(2006)：
WMAP(2010) Planck(2013):
Collisionless DM in Bullet Cluster DM imprint as CMB Acoustic Oscill at t=0.38Myr
DMは無衝突で銀河団を通過する。
は無衝突で銀河団を通過する。 CMBでは重力相互作用で音響振動
では重力相互作用で音響振動(非バリオン）
では重力相互作用で音響振動 非バリオン）

暗黒物質をめぐる最近の話題
地球に来る宇宙線中の陽電子/電子比がから上昇
地球に来る宇宙線中の陽電子 電子比が10GeVから上昇
電子比が 2009年
年：PAMELA => 暗黒物質の崩壊?
暗黒物質の崩壊 2012年：年：Fermi=> PAMELAの結果を確証の結果を確証年：
 2013年：
年：AMS-2=> 高精度の実験結果を発表
年：

国際宇宙ステーション（ISS)に取り付けられたAMS-2

衛星による宇宙衛星による宇宙線測定実験
PAMELA

AMS-2

Launched on June 15, 2006

Launched on May 16, 2011

重量: 470 kg
電力: 360 W
実験期間: 10年?
磁場: 0.43テスラ

重量: 8,500 kg
電力: 2,500 W
実験期間: 10-18 年
磁場: 0.15 テスラ“Positron Abundance Anomaly” in Cosmic Ray
宇宙線の陽電子成分に「異常」
PAMELA “An anomalous positron abundance in cosmic rays
with energies 1.5–100 GeV” Nature Vol 458 (2 April 2009)

PAMELA measurements
PAMELAの測定結果の測定結果

私のコメント:
私のコメント
ここで使われたGALPROPモデルには、重要な陽電子源であるパルサーの寄与が含まれていなかった。

A GALPROP spectr of e+/(e+ + e-)
比較のために参照された陽電子比Fermi天体ガンマ線観測衛星～2mx2m 宇宙から飛来するガンマ線
ガンマ線の観ガンマ線測を主目的とする科学衛星。
 宇宙からくる電子
電子と陽電子電子 陽電子も地球
陽電子
磁場を利用して、測定可能。
 打ち上げ：2008年
年6月
月
打ち上げ：
 重量：3
重量： ton 電力：600W
力： 運用期間：10年
運用期間： 年

Fermi without Magnet: Earth Magnetism
磁石を持たないフェルミ衛星：地球磁場を使う

Possible Origins of “Positron Anomaly”
陽電子アノマリーの起源
PAMELA measurements confirmed
by Fermi Large Area Telescope

もしGALPROPの参照スペクトルが天体起源の陽電子をすべて正しく含んでいれば何か未知の陽電子源：Dark
何か未知の陽電子源：
Matter?

e+/(e- + e+) 比測定： AMS, PAMELA, Fermi
AMS-2 results• Extends to ~300GeV• Highest precision• Agree with PAMELA• 300GeVまで拡張
まで拡張
• 高精度
• PAMELAと合っていると合っている陽電子比の増加をDMで説明する理論：例
で説明する理論：例２つ陽電子比の増加をで説明する理論：例２つ

陽電子比の増加を陽電子比の増加をパルサーで説明する：例２つパルサーで説明する：例２つLee, Kamae, et al. 2011
GALPROPに、最近発見されたガンマ線パルサーとパルサー星雲の進化過程を入れると、自然に説明される。
「不都合な真実」 と見なされ、Ting教授の記者発表でも無視される
Cholis & Hooper 2013

暗黒物質、暗黒粒子を、広い視野で見直し
広い視野で見直し、広い視野で見直し
実験や理論を概観してみる

この講演で、私が強調したいことです素粒子理論とダークマター
相互作用が極めて弱く重い新粒子（WIMP）が破綻を救う相互作用が極めて弱く重い新粒子（）が破綻を救う•••

標準模型は数を超えるあたりで、破綻する
標準模型は数100GeVを超えるあたりで、を超えるあたりで、破綻する。
破綻する。=> 新しい理論?
新しい理論
超対称性理論（SUSY)は、その救世主で、は、その救世主で、WIMPの存在を予言するの存在を予言する
超対称性理論（は、その救世主で、宇宙論ではの密度と速度の積、<σv>がが 3 10-26 cm3 s-1 であった初期に宇宙論では、 DMの密度と速度の積、の密度と速度の積、通常物質から「分離」していたら、都合が良い。
の質量は100GeVあたり
あたり
通常物質から「分離」していたら、都合が良い。=>DMの質量は、都合が良い。
の質量は素粒子と宇宙物理をつなぐ基礎理論の大勝利？

素粒子ダークマターの候補
良く議論されるダークマター粒子
良く議論されるダークマター粒子の候補
ダークマター粒子の候補
 Super Symmetry (SUSY) particle(s) 超対称性理論で予想
 Gravitino (mod SUSY) グラヴィティーノ（超対称性を修正）
 Non-SUSY particles 超対称性でない理論から予想
対称性でない理論から予想
 Kaluza-Klein particles カルーザ・クライン理論
 Axion アクシオン

LHCで、で、SUSYが発見されず、ヒが発見されず、ヒグで、が発見されず、ヒグス粒子の質量が低いことが判った、いま

あらゆる可能性を再検討し直す時期
複数のダークマタ
数のダークマターが併存している可能性も十分ある
ダークマターが併存している可能性も十分ある

SUSY(超対称性
超対称性)とは超対称性 とは1966年 ハドロンの対称性として、宮沢弘成が提唱。大きく破れていたので、忘れ去られる
1971年 4次元空間の対称性として、崎田を含む数名が提唱
1974年 Wess-Zuminoが素粒子理論に、具体的に応用=>現在のSUSYの始まり
1981年 GeorgiとDimopoulosが、最小SUSYスタンダード模型(MSSM)として形式化
ダイアグラムに現れる「ループ」が、振幅計算
で無限大へ発散させる。
スピン半整数の粒子に、未発見の整数の粒子が存在すると、発散を消してくれる。
(0,1⁄2)(1⁄2,1)(1,3⁄2)(3⁄2,2)

カイラル・ペアー (クォークやレプトン)
ベクトル・ペアー（光子やWやZ）
グラビティノ・ペアー
グラビトン・ペアー

MSSMの現象論：pMSSM
 標準素粒子理論
 小林・益川のクォーク混合、
 WMAP/Planckに合う「
WMAP/Planckに合う「Relicに合う「Relic密度」を取り入れる
Relic密度」を取り入れる
 上の範囲内で、上の範囲内で、20範囲内で、20のパラメターで可能な範囲をカバー
20のパラメターで可能な範囲をカバー
 SLACを中心として、新しい実験結果を取り込み更新されている
更新されている問題点：
 本当に可能な全てのMSSMをカバーできるのか？
 20個のパラメターは多すぎる プレゼンテーションでは、２つのパラメターを選んで表示せざるを得ない
対処法：
 ランダムに1万-10万程度のパラメター
組み合わせを作り、点で示す

Cahill-Rowley et al

MSSMだけではない：
だけではない：Tim
Tait他のまとめ
他のまとめ
だけではない：探索する方も大変、でも理論の人はもっと大変だ！

暗黒物質に関して何が判っているのか「必要不可欠であること」と「重力と相互作用すること」以外は、そんなに詳しく判っていない。

今までは、の奇跡、によりバイアスを受けていた。
今までは、WIMPの奇跡、によりバイアスを受けていた。
は、
質量は？
スピンは？
安定なのか？
どの粒子と、どの程度の強さで相互作用するのか？
重力弱い相互作用
ヒグス粒子
クォークやグルオン
レプトン
残留している密度は？
暗黒バリオンとの比
宇宙の進化の中で果たした役目
CMBの構造大規模な構造の形成

素粒子ダークマター候補：検出方法
Mass
質量Cold/Warm
Detectability 検出可能性
DMの温度の温度 LHC
Early Universe Direct
Indirect
加速器 CMB実験など
実験など 直接探索 間接探索

SUSY

TeV

Cold

O

X

O

O

GravitinokeV

Cold/Warm

O

X

X

X

Kaluza-Klein

TeV

Cold

O

X

O

O

Axion

µeV

Cold

X

X

∆

∆

ダークマター粒子のHot、Warm、Coldの定義
 Hot（熱い）（熱い）：光速の近い速度で飛び交う＝軽い粒子（軽いニュートリノ
軽いニュートリノ）（熱い）
軽いニュートリノ
 Warm（温かい）（温かい）:光速より数桁遅いが数1000km/sで飛び交うが粒子（温かい） Cold（冷たい）（冷たい）:数100km/sの速度で飛び交う粒子（WIMP)（冷たい）
Feng 2010 Ann. Rev. Astron. Astrophys. 48: 495

直接探索と間接探索
Particle physics: Either produce (LHC), sense directly, or detect their decay products
素粒子物理学: 生成するか（LHC)、直接触れるか、崩壊生成物を観測する

DM particle
ダークマター粒子

Production inaccelerator
加速器での生成Standard Model particles• protons in accelerator,• nuclei in detector material,• e+, e-, pion, γ-ray, quark
標準模型の粒子

Scatt off nuclei
in detector
検出器内の原子
核との散乱

•
•
•

Det of decay
products
崩壊生成物
崩壊生成物の観測
生成物の観測加速器内の陽子検出器を構成する原子核
陽電子、電子、パイ中間子、ガンマ線

直接探索実験ダークマターの直接探索
Detect the weak signals (ionization, phonon) emitted by nuclei kicked by DM
ダークマターによって蹴られた原子核が出す微弱信号（電離、フォノン）を検出

液体キセノンを使ったDM直接検出器
直接検出器
液体キセノンを使った

Electric current
電流

Scinti light
Scinti light
蛍光蛍光半導体検出器によるダークマターの直接検出

CDMS experiment
Phononフォノン

holesphonons

phonons

Current electrons
電流WIMPダークマターの候補

相互作用
相互作用の強さの強さ

ニュートリノ実験、X線観測等の制限

ニュートリノ
散乱の限界

質量どんな場所で実験されているのか

直接探索の進歩：WIMPの検出を焦点にの検出を焦点に間接探索実験：陽電子比Indirect Searches for DM
ダークマター粒子の間接的な探索
Continuum γ-rayχLine γ-ray

連続スペクトルγ 線
W/Z/q

W/Z/q

χ

πγ

χ 線スペクトルγ 線

γ

χ

γ

πµν
eγ
eγ
πµν
πeν

Annih/Decay cosmic rays
対消滅/崩壊で出る宇宙線
対消滅 崩壊で出る宇宙線

qµeν

χ
qµeν

Why Increase in e+/e- => Dark Matter? 1/2
なぜe+/e-の増加がダの増加がダークマタ
なぜの増加がダークマターに結びつくのークマターに結びつくの?
ーに結びつくのSources of cosmic rays in Galaxy 銀河系内の宇宙線源:
銀河系内の宇宙線源
 Supernova remnants 超新星残骸
Acceleration takes place in ionized plasma and very slowly (~1 year)
電離したプラズマ中でゆっくり（~1年）加速され電離したプラズマ中でゆっくり（ 年）加速される
年）加速される=> Proton+alpha (99%) and electron(~1%)
 Pulsars (and pulsar wind nebulae) パルサー(とパルサー星雲
パルサー とパルサー星雲)とパルサー星雲
Acceleration takes place in vacuum and very fast (<1 sec)
真空中で急速に（1秒以内）加速され真空中で急速に（ 秒以内）加速される秒以内）加速される=> Positron(50%) and electron (50%)
Cosmic rays observed at Earth: proton+alpha (99%) + electron (~1%)
地球で観測される宇宙線：陽子＋アルファ(99%)と電子と電子(~1%)
地球で観測される宇宙線：陽子＋アルファと電子Supernova remnants were considered as the dominant sources of CR
超新星残骸が主たる宇宙線源と考えられてきたWhy Increase in e+/e- => Dark Matter? 2/2
なぜe+/e-の増加がダの増加がダークマタ
なぜの増加がダークマターに結びつくのークマターに結びつくの?
ーに結びつくのPAMELAがエネルギーが上がると陽電子比が増えることを発見したとき、がエネルギーが上がると陽電子比が増えることを発見したとき、パルサーの貢献を含めないGALPROPの予言を使ったの予言を使った
パルサーの貢献を含めない
PAMELA の Naturere論文は、センセーショナルに
論文は、センセーショナルに“anomaly”としたとした

宇宙線陽電子の源となる天体は２つある
 ダークマター粒子の対消滅か崩壊（電荷はゼロ）
ダークマター粒子の対消滅か崩壊（電荷はゼロ）:（電荷はゼロ） e+/e- = 1.0
 パルサーとその周り（真空から粒子を作る）
パルサーとその周り（真空から粒子を作る）:（真空から粒子を作る） e+/e- = 1.0
この２つは、共に、“anomaly”を生み出し得るを生み出し得る
この２つは、共に、

地球に到来する宇宙線での間接的DM探索

DM粒子の崩壊や対消滅で、荷電宇宙線が発生
粒子の崩壊や対消滅で、荷電宇宙線が発生•

荷電粒子は銀河磁場で方向の情報を失うため、スペクトルの異常
荷電粒子は銀河磁場で方向の情報を失うため、スペクトルの異常を探す
スペクトルの異常を探す•

近くのパルサー星雲、パルサー、超新星残骸も,スペクトルを歪める
近くのパルサー星雲、パルサー、超新星残骸も CRスペクトルを歪める

35

荷電宇宙線スペクトルとダークマター
荷電宇宙線スペクトルとダークマター

Gamma rays are emitted when positrons are produced.
陽電子が発生するときには、ガンマ線も発生するフェルミ衛星でのDM起源のγ線 探索
Satellite galaxies
天の川銀河の伴銀河

Galactic Center
銀河中心

天の川銀河のハロー
天の川銀河のハロー

Isotropic contributions

Spectral Lines
線スペクトルをもつ
線スペクトルをもつγ線
ルをもつ 線

Milky Way Halo

Galaxy Clusters
銀河団

宇宙全体に分布する成分
宇宙全体に分布する成分

ガンマ線観測による間接探索：「期待される信号の強さ期待される信号の強さ」
期待される信号の強さ

J
天の川銀河の伴銀河
検出器の
有効面積

DMの消滅でガンマ線が放出される割合
近傍銀河

DMが消滅
する頻度

バックグランド
極小

近傍銀河団

銀河中心
バックグランド
極大天の川銀河の周りにある矮小銀河からのガンマ線矮小銀河はダークマターの存在比が大きいらしい＋バックグランドが極小
小銀河はダークマターの存在比が大きいらしい＋バックグランドが極小

Review on dSph: M. Walker astro-ph.CO 1205.0311

フェルミの矮小銀河からのガンマ
フェルミの矮小銀河からのガンマ線
ガンマ線観測による制限 1/2

Assumeχχ=>bb-bar

40

PRL 107 (2011) 241302

フェルミの矮小銀河からのガンマ
フェルミの矮小銀河からのガンマ線
ガンマ線観測による制限 2/2

Assumeχχ=> µµττWW41

PRL 107 (2011) 241302

フェルミの銀河系外からのェルミの銀河系外からのガンマ
ミの銀河系外からのガンマ線
ガンマ線観測による制限
観測による制限 1/2
最も包括的な制限を与える探索である
最も包括的な制限を与える探索である

Abdo+10, JCAP 4, 14

フェルミの銀河系外からのガンマ線
フェルミの銀河系外からのガンマ線観測による制限
ガンマ線観測による制限 2/2
ダークマターの密度が予言できないためのーの密度が予言できないための不
不定性が大
ダークマタ
天の川銀河が作り出すガンマ線がバックグランドとなるーの密度が予言できないためのとなる
天の川銀河が作り出すガンマ線がバックグランド
どれだけガンマ線が吸収されるか不明
どれだ
けガンマ線が吸収されるか不明

Abdo+10, JCAP 4, 14

フェルミが現時点でつけるダークマターに対する制限
フェルミが現時点でつけるダークマターに対する制限• Dwarf sph obs give stronger limits for bb final state
矮小銀河の観測がダークマターがbbへの崩壊を強く制限
矮小銀河の観測がダークマターが への崩壊を強く制限• Clusters and dSphs give limits in different mass ranges
銀河団の観測と矮小銀河の観測が異なる質量領域で制限を与える

Dwarf combined(2year)Porter+11暗い星、ブ
暗い星、ブラックホー星、ブラックホール、ニュートリノ、アキシオン
ラックホール、ニュートリノ、アキシオン？
ル、ニュートリノ、アキシオン
Snowmass 2013 Cosmic Frontier 3 arXiv:1310.8642v1
 暗い星はMACHO実験などから強く制限されている：次のページの図
Review: Tisserand Dark 2007
 初期宇宙の軽いブラックホールの可能性: 3x10-13MO – 2x10-8MO

 ステライル・ニュートリノ
インフレーションのシナリオ、レプトンセクターの対称性などには、観測の制限範囲で、DMののインフレーションのシナリオ、レプトンセクターの対称性などには、観測の制限範囲で、一部がステライル・ニュートリ
一部がステライル・ニュートリノである可能性を残す。パルサーの反跳速度分布が説明できステライル・ニュートリノである可能性を残す。パルサーの反跳速度分布が説明できるとの説もある。崩壊で出る線スペクトルX線がで観測されるかも。
るとの説もある。崩壊で出る線スペクトル 線がAstroHで観測されるかも。
線が アキシオンのような粒子（Axio-Like Particles）

暗い星や小さなブラックホールは？

Tisserand, P. et al (2007)
A&A 469, 387 (EROS2)

From P. Tisserand Dark 2007

Sterile Neutrino? 温かいDM
パートナーとなる電荷を持ったレプトンが無い、マヨラナ型のニュートリノ
 最近の話題 中性子星誕生時にキックを与える？
 Chandraの線スペクトルの発見？
 ニュートリノ振動実験などから制限
 Planck の観測から制限

Axionてなに？
AxionかからAxion-Like-Particleへ：歴史
へ：歴史 理論: 量子色力学（QCD）では、一般的に真空に位相が残る（CPは保存されないは保存されない）は保存されない 実験: QCDが支配する中性子の電気双極子の測定ではCPがよく保存されているがよく保存されている
 位相差をキャンセルするカイラル対
カイラル対称性
カイラル対称性があるのでは：Peccei-Quinn
称性 Weinberg: そのような「場」があれば、自発的な対称性の破れで新粒新粒子
新粒子が現れる
 最初に提案されたPQ-Axionは、すでに観測や実験で、存在しないことが判っている
 Strong-CP問題として捉えると、複雑なQCDの「真空」と絡む：いろいろな可能性があり、Axion-Like-Particleとして捉え直されている。スピンやパリティも０マイナスと限らない いろいろな形で、光子や巨視的な磁場と結合する=>星の進化、超新星爆発
星の進化、超新星爆発

Axion-Like Particle (ALP): 熱い?温かい?冷たい?

Graham & Rajendran 2013

ダークマター粒子を発見したとのクレイムダークマターを「発見したかも」
ダークマターを「発見したかも」とーを「発見したかも」との報告例

130GeVガンマ線
1/2
C. Weniger 2012

A line featurefoundnear the GC

C. Weniger, JCAP 1208 (2012) 007

Ackermann+

130GeVガンマ線
2/2
C. Weniger 2012

C. Weniger, JCAP 1208 (2012) 007

Ackermann+

Fermi による単色ガンマ線探索 1/2

Ackermann+

Fermi による単色ガンマ線探索 1/2
エネルギー分解能などを考慮して解析すると、130GeVに対して有意度は、 3.3σとなる
ガンマ線エネルギー が130GeV以外であった可能以外であった可能性も含めて解析し直すと有意度は 1.6σになるになる

Ackermann+今後の発展直接探索の進歩：WIMP
Taken from Nelson’s presentation in P5 at SLAC 2 Dec 2013

天体ニュートリノの原子核全体との散乱によるバックグランド

フェルミ衛星の10年間 + CTA：矮小銀河の観測
Mass=3TeV

CTAでは天の川銀河のハローの観測が一番感度が良い：3TeVぐら
いまで探索可能ガンマ線観測による間接探査の進歩

pMSSMモデルで2gへの崩壊幅が大きいものは
全て検証/排除可能

Wood et alダークマター探索：今後の見通し
残念ながら、観測に対して予言能力があるのは、現象論的ミニマムSUSYだ
けであるので、未だに、その限られたモデルとしか比較できないでいる。
LHC: set limits from left to rightexcludeexcludeアキシオンのような粒子（ALP)Temporary Conclusions
暫定的な結論 Simple WIMP dark matter scenario is facing difficulties
ダークマターは、単純なWIMPでは困難になりつつある。
では困難になりつつある。
ダークマターは、単純な

 Dark matter may consist of multiple speices

ダークマターは、複数の種類が並存しているかもしれない。

Axion or Axion-like DM + WIMP or WIMP-like DM Multiwave studies are essential for the future studies on DM
これからの研究には、多波長解析が必須であろう
れからの研究には、多波長解析が必須であろうBackupAMS-2 Detector
Transition Radiation Detector
Detect soft X-rays emitted
when ultra relativistic charged
particles experience big jumpin index-of-refraction
極めて光速に近い荷電粒子が屈折率が大きく違う境界を通過する
ときに出す、軟X線を検出する
ときに出す、軟 線を検出する

Key component in separating
electrons and protons
電子と陽子を分けるのに重要
Magnet 磁石
Measure momentum of
charged particles
荷電粒子運動量（エネルギー）を測定

Important Characteristics: e+ proton separation
重要な検出器の性能：陽電子と陽子の分離
Proton陽子

Positron
陽電子

Transition X-ray Detector
トランジ
線検出器
トランジションX線検出器

Fermi without TRD: Shower Trans ShapeTRDがないがないFermi衛星：シャワーの広がり
衛星：シャワーの広がりがない
Red: e+Blue: proton

Fermi without TRD: Plastic Scinti Signal
TRDがないがないFermi衛星
衛星：シンチレータの信号がない
衛星：シンチレータの信号
Red: e+Blue: proton

Fermi without TRD: Combination of two
TRDがないがないFermi衛星
衛星：２つの組み合わせがない
衛星：２つの組み合わせ

e+/(e- + e+) by AMS, PAMELA & Fermi
AMS-2 results• Extends to ~300GeV• Highest precision• Agree with PAMELA• 300GeVまで拡張
まで拡張
• 高精度
• PAMELAと合っていると合っているConstraint in Interpreting Results No.1
結果を解釈する上での制約 No.1
Flux and spectrum of (electrons + positrons)
電子＋陽電子のフラックスとスペクトルConstraints No.3: Fermi Obs in γ-ray
制約No.2：フェルミ衛星：フェルミ衛星による制約：フェルミ衛星によるγ線
による 線観測
Satellite galaxies
天の川銀河の伴銀河

Galactic Center
銀河中心

天の川銀河のハロー
天の川銀河のハロー

Isotropic contributions

Spectral Lines
線スペクトルをもつ
線スペクトルをもつγ線
ルをもつ 線

Milky Way Halo

Galaxy Clusters
銀河団

宇宙全体に分布する成分
宇宙全体に分布する成分

Theory Driven DM: WIMP is most popular
相互作用
相互作用の強さの強さ

正当派理論に基づくDM：：WIMPがが一番人気
正当派理論に基づく

質量There are many ad-hoc models
多くのモデルが「自由に」作られた
多くのDMモデルが「自由に」作られた
Many DM models have been taylored to explain specific “anomalies.”

Next slides show constraints on PAMELA e+/e- motivated DM models

Fermi Constrains Dark Matter Decay Scenario
フェルミによる崩壊するダークマターへの制限
If rise in positron frac is due to DM decay (PAMELA+Fermi)
もし陽電子比の増もし陽電子比の増加がダークマターの崩壊起源
加がダークマターの崩壊起源なら
起源ならWith IC contrib
IC成分を含めたとき成分を含めたとき
Assume blazar SED-seq
by Inoue & Totani
ブレーザーの進化を仮定

Excluded by Fermi obs Ext Gal Bkgd (5yrs)
フェルミの銀河系線観測で排除年)の銀河系外γ線観測で線観測で排除 (5年K. N. Abazajian, S. Blanchet, J. P. Harding; Phys. Rev. D 85, 043509 (2012)

Halo Obs: Constraints on e+/e-Based DM Models
銀河ハロー観測:陽電子比ベモデルを制限銀河ハロー観測 陽電子比ベー
陽電子比ベースのDMモデルを制限

In 1 year, Fermi data alone can
exclude all leptophilic DM models.
フェルミは、一は、一年内にレ
年内にレプトンに崩壊するモデするモデルを全てモデルを全て否
ルを全て否定可能になる。

Similar constraints on decaying DM
Fermi: Ackermann+ 2012 ApJ 761, 91

Surviving DM Scenario Theory: Example 1
生き延びているダークマター理論：例1
生き延びているダークマター理論：例

Barely compatible with current data:
AMS-2 anti-p results may wipe-out
completely

DM Scenario Theory: Example 2
ダークマター起源の理論：例
ダークマター起源の理論：例2

R-parity violation decay from very heavy Gravitino.
Predictions on anti-proton and other particle fluxes not known to TK

Dark Matter Scenario: Fitting by Cholis & Hooper
ダークマター起源： Cholis & Hooper のフィット
Fine tuning required: Very massive WIMP (1.6-3TeV) decaying to 4 µ or 2µ2e
極めて重いDMがが特殊な
極めて重い
特殊なチャンネルに崩壊するとチャンネルに崩壊すると仮ンネルに崩壊すると仮定すると説明定すると説明可能
説明可能

Positron fraction

e- + e+ spectrum

陽電子比

電子＋陽電子スペクトル

Pulsar Scenario: Lee, Kamae et al 2011
パルサー起源：李・釜江他
Consider the evolution of pulsar wind nebulae (HESS observations)
パルサー星雲の進化を考慮の観測）
パルサー星雲の進化を考慮（
考慮（HESSの観測）

Pulsar Scenario by Cholis & Hooper
パルサー起源：パルサー起源： Cholis & Hooper

Positron fraction

e- + e+ spectrum

陽電子比
電子＋陽電子スペクトル
Fitting is robust
for wide rangeof parameters
幅広いパラ
幅広いパラメいパラメターでフィ
ターでフィット可能

Positron fraction

e- + e+ spectrum

陽電子比

電子＋陽電子スペクトル