 
野尻美保子 ＠引越中 高エネルギー加速器研究機構)

いいわけ• １２月１５日

最後の送別会。論文投稿。

• １２月２０日

KEK出張。家確保。洗濯機購入。

• １２月２１日車契約。KEK冬の学校で講義• １２月２２日講義続き。カーペット等購入• １２月２３日

京都に戻る。

• １２月２５日

引越らくらくパック初日。理論懇講演。

• １２月２６日

らくらくパック２日目• １２月２７日

つくば市転入。車納入。

• １２月２９日

オフィスかたづけ• １２月３０日

オフィス２日目

effort 率低いです。間違ってたらごめんなさい。

暗黒物質と素粒子物理• 素粒子標準模型の粒子は暗黒物質ではない。

素粒子論は完全ではない。（まだまだやることはある。）

標準的な暗黒物質の候補

宇宙論：重力的な性質だけきめればいい。
素粒子論：素粒子模型の中での粒子の性質に興味がある。
相互作用、質量を知りたい。その粒子がどのようにして宇宙に現れたかを知りたい。
ただのスカラー粒子をいれればよい、というわけにはいかない。
（宇宙屋さんの入れる暗黒物質には素粒子に対する愛情を感じない）
お薦めしない候補の例
strongly interacting dark matter• おすすめ候補• 超対称粒子• axion• KK粒子（extra次元の模型の粒子）

暗闇に光をあてるには• 暗黒物質をみつける？
• 直接探索（測定器に残るエネルギーを見る）• 間接探索（暗黒物質が対消滅してできる宇宙線を見る）• New high energy frontier (LHC)• SUSY (”standard new physics”)!s=2TeV

14TeV

Extra dimension

dynamical sectors?

• 強い相互作用する新しい粒子が暗黒物質に崩壊できるな
ら、それは運動量のバランスしていないイベントとして見つかるはず。

超対称模型• ボソンとフェルミオンの間の対称性。新粒子たくさん。
• 一定の成功を治めている（力の統一）• 場の理論的に筋がよい。
• ２次発散がない。相互作用が制限されている• R parity !stable particle（LSP）! DM• DMがあることで、勇気づけられるところはある。
• 宇宙初期に熱平衡ー＞ decoupling. 対消滅確率に反比例する暗黒物質密度

ニュートラリーノ（ゲージーノとヒグシーノの混合状態）
グラビティーノ（重力の超対称粒子。スピン 3/2)

• LSP：

1)バルク: LSPはほとんどBino
Slepton 交換で密度が決まる! h2 !

m 4l̃/m 2! ˜Scalar mass

DM density constraint is important in“MSUGRA”
hep-ph/0106204

too large mass density2)Higgs pole effect near mH=2m!
3)随伴消滅! ˜" ˜4)focus point region：
higgsino-gaugino 混合

Gaugino mass直接探索の将来
DM フラックスがある: "=0.3GeV,v=230Km/s! N 散乱による直接探索
Limit 10-6 pb(current )10-10 pb

LSPが一番軽いニュートラリーノなら、直接探索でかなりの領域が探査でき

I

BEGLFCる。「新しい実験技術」に対するAJ投資が必要。

HDK

Near Future

Xmass 100Kg
g-2でだめ。

MWhy Challenging
コヒーレンス• すべての相互作用がsuppress されている。

O(10keV)• コヒーレントな相互作用は原子核の核子数N2に比例するので有利。

N (B˜)
tan ! m s! s̄s"

• もとになる相互作用は ヒッグス交換。
• 核子のストレンジ成分に比例。実験N (H˜ )! = N B˜ B˜ + N W˜ W˜ + N H˜1 H˜1 + N H˜2 H˜2的、理論的不定性は大きい。

• スピン依存の相互作用は数桁大きい。しかし原子核自身はスピン０。スピンを持つ原子核は軽い（止める能力が弱い）か、値段が高い。太陽は例外 （たくさん水素がある。）

#による探索

Ellis et al hep-ph/0110225• 太陽が暗黒物質を捕まえる。
• 対消滅が起源のる#$のフラックスはそこそこ高い。

• 低エネルギーLSPの対消

滅はほとんど bb, %%にいってしまう。ここからくるニュートリノのエネルギーは低い。

O (v) ! ¯ ,l̄l,....

O (m f ) b̄b,¯!

• ICE cube ではミューオンのエネル

ギー下限はAMANDAにくらべて相 L当に高い。
!

!

R

C＝１! = a + bv2

L(R)

L(R)

銀河からの贈り物？
銀河中心に暗黒物質が集積、対消滅。密度、伝搬にに大きな不定性。
銀河中心密度、Local clump など
反陽子（銀河全体の蓄積がきく。）
陽電子（近傍のDM）
ガンマ線（銀河中心から）

１）HEAT のバンプ？
２）Integral

対消滅シグナルの基本• 暗黒物質密度が小さい（"h2=0.1)ということは、宇宙初期での対消滅確率は小さくなかったことをしめす。

• 熱平衡から切れた時の温度はO(10)GeV• 質量が縮退した他の新粒子があればそれとの随伴消滅も重要• 現在の宇宙線の量は温度０での対消滅確率関係。暗黒物質密度を決めた対消滅確率はその上限にすぎない。

• 主に重たい粒子に対消滅。役にたつもの（ニュートリノ、光、反陽子、陽電子）などはトータルエネルギーリリースのごく一部。

positron signature（HEATからPAMELA へ ）!

Wino like
Higgsino like"r BF=5AT fofit HE=5F
PAMELA B

DM密度標準=5AMS BF

HEAT data
高エネルギー物理学の感覚で!

!

!

!

いえばバンプではない。

MSSM with "制限"重たい粒子の崩壊によって暗黒物質が#!

つくられるような模型では、DM密度からくる制限ははずすことができる。
!
!

Hooper and Silk hep-ph/0409104!

SUSY vs UED
a<<bの制限がはずれている模型もある。
超対称模型

UED

標準模型の粒子が extra
dimension にいるような模型。

• UED model :g̃n(KK)=2• ５次元の理論は vector like. カイラルなq̃

理論ー＞境界のあるコンパクト化。KK
mode のレベル１の一番軽い粒子は安定。

!
Wl̃
B!
標準模型

n(KK)=1g(1),q(1),W (1),B (1),l(1)• 非常に縮退した質量スペクトラム。一番軽い粒子はスピン１のゲージ粒子。

• 前述のカイラリティによる制限はな

い。直でニュートリノ、電子などへ。

UEDならかなりはっきりした陽電子スペクトルのedge もありうる。

Edgeでもないと discoverly は無理。

青いバー:AMS, 赤いバー：PAMELA(2005)
AMS-02はスペースステーションの現状を見ると非現実的。（教訓は？）
e起源b

W 起源

BG(?)

Hooper and Silk hep-ph/0409104

温度が低いと対消滅が爆発的に増える場合もある。

!

• SU(2) doublet or triplet
dark matter has its brothers.
!

• The non perturbative effect
!
An !
-22

( cm 3 sec-1 )10

Doublet!

"!

10letDoublet"m =-26

10

0.1 (GeV)V).1 (Ge0"m =1! m (TeV)"" m = 1 (GeV)

-28

10

" m = 1 (GeV)

0.1-24eV)!

TripletTrip!

"m = 1 (G10( v/c = 10-3 )-22

10-26-28!

"! 2m W /m D M)!

!

Annihilation cross section toW+W" m = 1 (GeV)

-24)

10!

!

" m = 0.1 (GeV)( v/c = 10!

v!

Annihilation cross section to 2!
-3!

.

" m = 0.1 (GeV

10!

n( cm3 sec-1 )!

"! 2mmWfrom W exchange. if
velocity is small enough.

! !

1010.1m (TeV)

Hisano et al hep-ph/0412403!

"#10

exotic dark matter• INTEGRAL (International Gamma-Ray AstrophysicsLaboratory)• バルジから511 keV &線（ポジトロニウムの消滅から、つまりもとの陽電子はエネルギーが低い。)• FWHM 8度。バルジからのフラッックス• バルジ

1.05 ±0.06 x 10-3 ph cm-2s-1• デスク0.7 ±0.4 10-3 ph cm-2 s-1• Astrophysical なソースは分かってない。デスクに少ないソースが必要（LMXB, Novae, SN....)• 軽いDMを suggest?

対消滅->シグナル？親が MeVの質量でないとガンマ線のシグナルに跳ね返る。

崩壊粒子が起源の可能性も• moduli decay： life time 1019 sec、 "=10-6 程度(dilution必要) Kawasaki and Yanagida hep-ph/0505167

me
L=ēe!
M!

• Axino(axino のsuperpartoner) + Rparity violating coupling 。
そこまでせんといかんかという気はちょっとする。
Hooper et al hep-ph/0402220• Q ball の崩壊( Kasuya and Takahashi astro-ph/0508391)• Q ball は超対称模型のnon-topological solitonで高いレプトンあるいばバリオン数が持てる。

• 崩壊確率は表面積に比例。Q が大きければゆっくり崩壊する。
• レプトン数 をもっていれば陽電子がたくさんできても不思議ではない。

• なんかステライルニュートリノで一般論• シグナルの広がりをDMプロファイルと比較。
1"(" − ! )/a(r/a)! [1 + (r/a)! ]! (r)!

1(r/a)!

• Rate から対消滅確率あるいは、DMの崩壊確率を推定。
"!

!

• DM 対消滅

1M eVmDM!v
pb&=0.4-0.8"2J¯ !

0.003.

J=187 for &＝1, 17.1 for &=0.4• DM 崩壊 &＝0.8-1.5, signal は life time! DM !
!に比例decay

4 × 1026sec/m D M (M eV )Boehm et al
astro-ph/0309686

!

" !

""!
!

FIG .1. T he angular distribution of 511 keV ! -rays fr!

生成過程と関係づけるとシグナルの大きさから!

"!

1M eVmDM!vpb"

熱生成を仮定して暗黒物質密度から
2J¯ !

0.003.

10-4~10-5 pb for 1 MeV
0.1 ~1 pb for 100MeV
P wave!

!

U !

xF!v = 0.2√g"!

!

2DM h0.11"−1pb

xF=12-19

e+ e−

スカラ#粒子あるいはスピン１／２
vector like gauge boson exchange
コライダーバウンドは大丈夫• L／Mの小さい矮小銀河で、 511keVの線が見えるかどうかが焦点。 (Hooper astro-ph/0311150)• 期待される flux at Sagittarius dwarf galaxy
15−4−4−2 −1! = 3 .4+− 3.
to! = 1 .6+− 1.
s
1.7 × 10
0.8 × 10 ph cm

current upper limit 1.7 x 10-4 ph cm-2 s-1

スペクトルも大事かもしれない。
!

!

Beacom et al astro-ph/0512411
0.2

2

In-flight Annihilation

1.5-4

E d!/dE 1/!0.511"#-2 -1

0.15

E d!/dE [10 cm s ]

!

!

0.1
"

0.0510.5!

Internal Bremsstrahlung
00.1

"! "

0.3

1
E [MeV]
"

3"

00.5

101

3
E [MeV]

10!

""

Bremsstrahlung からはエネルギーが２０MeV以下に• Internal""""

制限される。PRL 94,171301• In-flight Annihilation から3MeV 以下？あるいはなにか構造が見えれば、injectionenergy についてなにか言える。
"!

"!

"

""

まとめ
• Solid な発見は大変難しい。一番よさそうなのは直接探索だが、シグナルが出てからが難しい。（DAMA の教訓）

• BGもシグナルも連続スペクトラム。BG、DM密度分布等には大きな不定性。超対称模型の場合は「マヨラナの呪い」も。

• Power low が変わった程度では、シグナルという判別は難しい。一方、シグナルにピークやエッジが出るのは例外的。

• まず暗黒物質の質量や相互作用を知っていて、それを見ながら進むのが一番確実。