暗黒物質ニュートラリーノ
暗黒物質ニュートラリーノのニュートラリーノの対消滅と対消滅と宇宙物理・宇宙物理・宇宙論的示唆

戸谷 友則

第１８回理論天文学懇談会シンポジウム
高エネルギー天体物理学の最前線
平成１７年１２月２７日
京都大学基礎物理学研究所

Outline

暗黒物質候補としてのニュートラリーノ: 概観Topic 1: 銀河団ガス加熱の可能性Topic 2: 「宇宙最初の天体」マイクロハローからのガ
ンマ線検出の可能性

でもその前に、、、

GRB 050904 @ z=6.3
GRB 050904, 3.4 days
(Kawai et al. ’05)

Constraint on Reionization:
xHI = nHI/nH = 0.00±0.17, <0.60 (95%C.L.)

Constraints on Reionization
GRB
LAE050904
statistics
Fan et al. 2005

Only lower limits from quasars…

Gunn-Peterson optical depthτGP= 2.1×104 (1+z)3/2 xHI

White et al. ‘03

First limit from Gunn-Peterson
Damping Wing!
Totani et al. 2005


direct methodmodel-independent
independent of IGM clumpinessrobust limit on mass-weighted
xHI at z~6.1-6.3

SUSY Dark Matter (WIMPs,Neutralinos)

The most popular theoretical candidate for the dark matter SUperSYmmetry: well motivated from particle physics
 Neutralinos (l.c. of SUSY partners of photon, Z, and neutralHiggs): stable weekly interacting massive particles (WIMPs)Relic abundance close to the critical densityσυ χχ→? = 3 ×10 −27 /(Ω χ h 2 ) cm3 s -1
≈ 3 ×10 − 26 cm 3 s -1
Constraint on the neutralino mass 50 GeV ~< mχ <~ 10 TeV
 Lower bound from accelerator experiments
 Upper bound from cosmic overabundanceAnnihilation Cross Section

Stoehr et al. 2003

Searching for Neutralinos


direct detection in underground experiments“make” neutralinos in accelerator experiments
CDMS, DAMA, …

LHC starts from 2007

indirect detection of annihilation products in the sky
GLAST, ACTs, …

All these approaches have a reasonable chance
to detect neutralinos in next 5-10 years!

Annihilation Signals
Continuum gamma-rays, e±, p, p-bar, ν’sLine gamma-rays: χ χ ２γ χ χ Zγ
 (σv)line ~ 10-29 cm3s-1 << (σv)cont ~ 10-26 cm3s-1



Search: Line/continuum gamma-rays from GC, nearby galaxies,galaxy clusters
 Positron/antiproton excess in cosmic-rays
 …

Annihilation yields via hadron jetsAnnihilation energy goes to gammas, e±,p, p-bars, neutrinos as: ~1/4,1/6, 1/15, 1/2
Particle energy peaks at: 0.05, 0.05, 0.1, 0.05 mχc2.

(From DarkSUSY package, Gondolo et al. 2001)
Most energy is carried by ~1-10 GeV particles for mχ~100GeV
photon flux peak at ~70 MeV (~mπ/2)

An example for yield
Spectra from DarkSUSY
Line γDM Halo Density ProfilesCosmological N-body Simulations

NFW (γ=1)
Moore (γ=1.5)ρ∝r− γPrada et al. ‘04(in central part)Compression by baryons?

Density spike by SMBH formation?

Density spike by SMBH formation?
Density “spike” can be formed by the growth of supermassive blackhole (SMBH) mass at the center.
ρYoung (1980); for stellar density cusps in elliptical galaxies
Gondolo & Silk (1999); for DM cusps“Adiabatic” = growth time scale > orbital period at rs
Annihilation rate divergent with r → 0 since γ>1.5ρ ∝ r −γ

9 − 2γ= 2.33 − 2.44 −γ
M (< rs ) = M •γs =s

rs ~ 1 kpc for clusters

ρ ∝ r −γrρrρrsr

Comparison for Various CasesObsObsmχ = 100 GeV, συ = 3 × 10 −26 cm 3s -1

Topic 1

Cooling Flow Problem of Galaxy
Clusters and DM Annihilation


Cooling time in cluster centers << cluster age

No evidence for cooling

cooling is compensated by feedback from the centerradio bubble formation observed in most cooling-coreclusters

Feedback mechanism?

X-rays from galaxy clustersthermal bremsstrahlungof hot gas:


(1Mpc x 1Mpc)

kT ~ 5-10 keV
n ~ 10-3 cm-3 (virial)n~10-1 cm-3 (central)Mtot~1015 Msun

Mgas/Mtot~ΩB/ΩM~10%
Mstar/Mgas~10%D=52 Mpc(50 kpc x 50 kpc)

Clusters seen in optical and X-rays

central part, NOT the same scale as above

Courtesy from K. Masaiニュートラリーノ対消滅
ニュートラリーノ対消滅による対消滅による銀河団による銀河団ガス
銀河団ガスのガスの加熱
TT 2004, Phys. Rev. Lett. 92, 191301
Density maximum determined by annihilation itself:

ρ c συ / m χ = t cl ≡ 1010 t10 yrρ

3/ 7/7rc = 0.17 M •2,10
m2−3 / 7 συ − 26 t103 / 7 pc



The annihilation luminosity from r<rc :2

 ρ c   4π rc3  Lχχ = 2mχ c συ m   3  χ 2rcrsr

2/7/7= 2 ×10 44 M •6,10
m2− 2 / 7 συ − 26 t10−5 / 7 erg/s

銀河団ガスを加熱してクーリングフローを止めるに十分な熱量
初期の冷却によりＳＭＢＨ成長、density spike ができるとすれば、冷却に対するフィードバックフィードバックになっている
フィードバック
一度火がつけば宇宙論的時間スケールでほぼ一定の熱供給

Abell 2052, Blanton et al. ‘03

銀河団ガス
銀河団ガスのガスの加熱源は加熱源は何か？


要求される条件

Birzan+ ‘04

ガスの冷却に対するフィードバックになっている
銀河団中心部において相対論的粒子によるバブルを形成する

ＡＧＮ
 density spike 形成によるニュートラリーノ対消滅




ＡＧＮ？





安定性？
finely-tuned accretion?
anisotropic feed back from jet is not efficient in 3D simulation(Vernaleo & Reinolds 2005)

AGNだとあたりまえすぎて面白くない加熱効率


ＳＭＢＨ質量に対して要求される加熱効率ε≡

LX t ageM •c 2  t age   M •  L  10   9~ 0.017  44 X
 10 erg/s   10 yr   10 M SUN 

ＡＧＮで可能だろうか？


jet kinetic energy efficiency
particle acceleration…

Neutralino heating~0.007 for e± and p, p-bar s−1

ニュートラリーノによるニュートラリーノによる銀河団による銀河団ガス
銀河団ガス加熱
ガス加熱：
加熱：
Predictions
対消滅ガンマ線はＧＬＡＳＴで受かるはず

予言フラックスはＥＧＲＥＴ限界のやや下
他のプロセスのガンマ線と区別可能
 銀河団の中心から点源として見える 時間変動なし（ＡＧＮと区別） ラインが見えれば決定的

Ｘ線強度から推測すると、Perseus cluster が最も有望

Comparison for Various Cases

Perseus Cluster からラインが見えれば俺は勝ち組
ObsObsmχ = 100 GeV, συ = 3 ×10 −26 cm3s -1

Topic 2

What is the mass of the first gravitationallybound objects in the early universe?
density power-spectrum of the universe:

1015Msuncut off by neutralino
free streaming

green+, 04
δ=（ρ- ρav）/ ρ~10-5 Msun
SDSS 3D P(k), Tegmark et al. 04

earth-mass sized microhaloesDiemand+, 04@ z=26, 3kpc width (comoving)earth mass (10-6 Msun), 0.01 pc size objects forming z~60






Hofmann+, 01, Berezinsky+, 03, Diemand+, 04~50% of mass in the Galactic halo may be in the substructuren~500 pc-3 around Sun, encounter to the Earth for every 1,000 yr.
controversial whether or not they are destroyed by tidal disruption atstellar encountersinternal density profile ofmicrohaloesannihilation signal
enhancement

fc =



γ~1.7

mass - weighted ρvolume - weighted density ρ (= ρ vir )simulation:concentration parameterc~1.6 in the simulation（α,β,γ)=(1, 3, 1.2)

fc = 6.1

1
ρ∝(r / rs )γ [1 + (r / rs )α ]( β −γ ) / α
rs = rvir / cDiemand et al. ‘05

microhalo contribution to EGRB
Oda, Totani, & Nagashima, ApJ, 633, L65


一つ一つのマイクロハローからのガンマ線は極めて検出は難しい(see also Pieri et al. ’05)



しかし背景放射への寄与は結構でかい可能性がある microhalos form at very high z~60, with high internal density∝(1+z)3

the cosmic gamma-ray background

Strong et al. ‘04

Contribution to the cosmic gamma-ray
background

Ullio et al ’02


substructures with M>~106 Msun
model1:model2:

M=171 GeV
σv=4.5x10-26 cm3s-1
b2gamma=5.2x10-4
M=76 GeV
σv=6.1x10-28 cm3s-1
b2gamma=6.1x10-2

Assuming universal halo density profile,annihilation signal from GC exceeds if
neutralinos have dominant contribution
to EGRB (Ando 2005)

マイクロハローのマイクロハローの破壊

銀河系内の破壊過程
星との相互作用 （地球近傍で現在までに破壊されるかされないか、程度）
銀河系の重力場による潮汐破壊 （銀河系中心～１ｋｐｃ程度で破壊されると予想）

銀河系中心付近では強い潮汐力や星との相互作用で破壊される  銀河系中心からのフラックス制限と無矛盾

一方、たとえ銀河系中心付近で破壊されても背景放射へはほとんど影響なし（mass within 10kpc is ~6% of MW halo）
extragalactic background flux hardly affected.

Galactic and extragalactic gamma-ray
background from microhaloes
Galactic

Oda et al. ‘05

extragalacticwith standard annihilation cross section and microhalo abundance inferred fromsimulation

Gamma-ray halo around the GC?
Dixon et al. ‘98

excess from the standard
model x 1.2
excess from the standard CR interaction
model of the Galactic gamma-ray backgroundgamma-ray halo?
Flux level ~ EGRBlimits in the fsurv-fc plane
limits not to overproduce the observed gamma-ray backgroundまとめ

宇宙最初の天体、マイクロハローは一つ一つに分解しての検出は難しいが、背景放射には結構な寄与を持つ可能性がある


ＥＧＲＥＴの系外背景放射全ては説明はできない（スペクトルが違う）
近傍銀河（アンドロメダなど）のハローからも検出の可能性あり

ガンマ線観測は、暗黒物質の正体だけでなく、構造形成理論の検証にも使える可能性がでてきた