WIMP 対消滅ニュートリノ探索 2009 年度宇宙グループ研究発表会 名古屋大学太陽地球環境研究所 CR 研田中隆之
Introduction 1 ダークマター : 宇宙に存在し自力で光を発しておらず観測が困難な物質 様々なダークマターの存在示唆 銀河団の観測 銀河の回転速度の観測 銀河形成シミュレーション 宇宙マイクロ波放射の観測 etc しかしながらその正体は 70 年来の謎!
Introduction 2 宇宙の構成要素 ~ 近年の理論 観測から ~ 宇宙背景放射の観測 銀河の大規模構造の観測 宇宙進化モデル などから宇宙の組成比が解明されつつある ダークエネルギー 72% コールドダークマター 23% バリオン 5% CR 研におけるダークマター探索 コールドダークマター探索 Super-K, XMASS バリオニックダークマター探索 MOA
コールドダークマター候補 WIMPs = 弱い相互作用しかしない未知の素粒子 Astrophysics サイド 中性で安定な ある程度の質量 (~GeV) を持つ DM 粒子の必要 Particle physics サイド 標準理論の矛盾を解く新しい理論の必要 超対称性理論で予言される ニュートラリーノ 他候補 : アクシオン グラヴィティーノなど
ニュートラリーノ超対称性理論 ( 素粒子の階層性問題を解くために導入 ) フェルミオンにはボゾン ボゾンにはフェルミオンのパートナーが存在する (Super Symmetry particle) 例 :quark squark photon photino 中性 SUSY 粒子 (gauginoとhiggsino) は現在の宇宙では混合して質量固有状態をとり安定化している =ニュートラリーノ Χ=a 1 B+a 2 W 3 +a 3 H 1 +a 4 H 2 (B,W 3 :gaugino) (H 1,H 2 :higgsino) SUSY 粒子の性質 (Rパリティ) により最も軽いSUSY 粒子は安定 ニュートラリーノは電荷 カラーを持たない ニュートラリーノが最も軽いSUSY 粒子 (LSP) ならばコールドダークマターとなりうる 5 マヨラナ性を持ち 互いに対消滅を起こす
2 つのニュートラリーノ 核子間 interaction Spin-dependent (SD) 相互作用する原子核のスピンに結合した相互作用 unpaired proton の数が大きいほど断面積は大きい (SP(N) Sn(N) が大きくなるので ) Spin-independent (SI) 相互作用する原子核の質量数に依存した相互作用 質量数の大きい核子の方が断面積は大きい
WIMP( ニュートラリーノ ) の探索方法 直接探索間接探索 WIMP WIMP 天体などの重力場 ( 地球 太陽 ) 探索できる断面積 (M.Kamionkowski Phys.Rev.Lett.74 5174(1995)) Spin-dependent 50g H 直接探索検出器 Spin-independent 1kg Ge 直接探索検出器 10-500m 2 ニュートリノ検出器 10 4-10 6 m 2 ニュートリノ検出器 ニュートリノ γ 線 荷電粒子
直接探索 WIMP 探索実験の現状 実験場所 方法 ターゲット CDMS アメリカ 熱 + 電離 1.5kg Si + 4.2kg Ge EDELWEISS フランス 熱 + 電離 12kg Ge ZEPLIN イギリス シンチ+ 電離 30kg Xe XENON イタリア シンチ+ 電離 10-100kg Xe XMASS 日本 シンチ 100-1000kg Xe 間接探索 実験場所検出粒子探索方向 Fermi 衛星 ガンマ線 銀河ハロー PAMELA 衛星 荷電粒子 銀河ハロー IceCUBE 南極 ニュートリノ 太陽中心 地球中心 ANTARES 地中海 ニュートリノ 太陽中心 地球中心 Super-K 神岡鉱山 ニュートリノ 太陽中心 銀河中心
SK での WIMP 探索
Super-Kamiokande(SK) 検出器 神岡鉱山地下 1000m に設置された水チェレンコフ型ニュートリノ検出器. 50kt 純水 (22.5 kt 有効体積 ) 高さ 42m, 直径 39.3m 2m outside detector(od) がミューオン BG の veto となる 20 PMT with acrylic cover ~11000 PMT(ID)
Showering (E n >1000GeV) Upward going muon(upmu) event in SK 3 種類の上向きミューオンイベント (upmu event) をWIMP 探索に使用ニュートリノ断面積 ニュートリノエネルギーミューオン飛程高エネルギー ν(>10gev@sk) の探索にはupmuが有利 WIMP 起源 ν = GeV-TeVレンジ Event categories Stopping m (E n ~10GeV) Through-going m Non-showering (E n ~100GeV)
SK での WIMP 探索 ~ 太陽方向 ~
SK での太陽方向からの WIMP 探索 WIMP WIMP 1scattering 1scattering 2annihilation Sun Earth ν μ SK 1 太陽にて SD 相互作用により WIMP は散乱される それにより太陽の脱出速度以下になると太陽中心に集積されていく 2 中心付近の 2 つの WIMP は対消滅し 終状態としてニュートリノを放出 そのニュートリノを upmu event を用いて探索する ( 予想される signal は 1GeV - 数百 GeV 程度 ) Annihilation channels: χχ bb (Soft channel) W + W - (Hard channel) ZZ, HH etc.. 13
この探索におけるバックグラウンド候補 大気ニュートリノ 考慮すべきバックグラウンド 太陽ニュートリノ ( 太陽中心の核融合から発生する ν) エネルギーレンジにより選別可 ( 太陽ニュートリノ :~MeV ニュートラリーノ起源 :GeV~TeV) 太陽フレアニュートリノ ( フレアで発生した核子がコロナ中で発生させる ν) 電磁波観測によるフレア時刻の同定により選別可 typical なエネルギーレンジ ~100MeV
cosθ Sun distributions SKI~III upmu サンプル使用 (3149.2 日分 ) Cos θ Sun = 1 が太陽方向を表す Data と大気 ν MC は consistent 赤 :Atmospheric ν MC (with oscillation) sin 2 2θ=1, Δm 2 =2.5 10-3 ev Cross: data Sun Sun Sun
Distributions of θ Sun 0 度 : 太陽方向 有意な excess は観測されなかった Non showering Stopping Red: Atmospheric ν MC (with oscillation) Cross: data 0-5 0-10 0-15 0-20 0-25 0-30 Showering θ Sun (Degree) 0-5 0-10 0-15 0-20 0-25 0-30 θ Sun (Degree) 0-5 0-10 0-15 0-20 0-25 0-30 θ Sun (Degree)
cone-wimp 質量の換算 ν ν ー核子散乱 ν μ 低エネルギー ν μ 高エネルギー ν 太陽 Cone( 度 ) ニュートリノエネルギーが小さいほどニュートリノ 核子散乱におけるミューオンの散乱方向は広くなる ある質量の WIMP から放出されるニュートリノエネルギーは annihilation mode を決めれば一意に決まる 90% 以上の WIMP 起源 upmu が入る cone をその質量に対応する cone と定義
φ( ) WIMP mass(gev) φ( ) WIMP mass(gev) 90% 以上の WIMP 起源シグナルが到来する cone 検出器に到来する WIMP ニュートリノ起源の upmu スペクトラムを WIMP mass 毎に simulation 90% 以上のシグナルが入る cone φ を見積もる bb (soft channel) bb(soft channel)) WW(hard channel))
Soft channel を仮定した時の upmu flux limit Upmu flux limit の比較 他の実験と比べて特に低質量の WIMP に対して良い制限 WIMP mass (GeV) θ Sun (deg.) Flux limit 10-15 (cm -2 sec -1 ) 10 30 8.8 100 10 6.4 This work 1000 6 3.8 10000 5 4.1
Hard channel を仮定した時の upmu flux limit Upmu flux limit の比較 こちらも他の実験と比べて特に低質量の WIMP に対して良い制限 WIMP mass (GeV) θ Sun (deg.) Flux limit 10-15 (cm -2 sec -1 ) 80.3 8 5.0 100 7 4.1 1000 3 2.7 This work 10000 3 2.7
WIMP-proton Spin-dependent Cross section limit の計算 以下のような仮定を行うことで ある質量の WIMP からやってくる upmu flux と SD cross section は一意に結び付けられる ある一つの annihilation channel が dominant 太陽における WIMP capture と annihilation は平衡状態にある 太陽では SD 相互作用のみ起こる WIMP relic density や太陽の rotation velocity は consant 以上のような仮定のもとに計算された upmuflux と SD cross section の対応関係 [G. Wikström, J. Edsjö. JCAP 0904:009,2009]
Limit on spin-dependent(sd) cross section 前頁の結果をもとにSpin-dependent cross sectionに対するリミットを計算 WIMP mass(gev) SD cross section(soft) 10 1.49 10-38 SD cross section(hard) 10 2 4.46 10-39 2.71 10-40 10 3 2.27 10-38 2.02 10-39 10 4 6.80 10-36 3.36 10-36 Direct detection ν telescopes This work 低質量 WIMP に対して良い limit をつけた
SK での WIMP 探索 ~ 銀河中心方向 ~
銀河中心方向の WIMP 対消滅探索 charged particles neutrinos. Figure from J.Edsjo 銀河ハローにおいても物質が密に存在している部分 ( 銀河中心 DM 塊 ) で WIMP 対消滅が起こっていると考えられる
最近の charged particle の観測から positron fraction e + +e - flux これらの予想 flux に対する excess の正体は? これらを説明する一つの方法が WIMP 対消滅
Cosθ GC distribution (upmu サンプル ) SKI+II+III (3149.2 日 ) Cosθ GC =1 は銀河中心方向を表す 有意な event excess は検出されず Red:Atmospheric ν MC (with oscillation) sin 2 2θ=1, Δm2=2.5 10-3 Cross: data ev GC GC GC Cosθ GC Cosθ GC Cosθ GC
Upmu flux (10-15 cm -2 s -1 ) Upmu flux (10-15 cm -2 s -1 ) 銀河中心方向からの Upmu flux limit と久野さんモデルとの比較 θ GC 10 4.11 20 9.99 30 11.81 Upmu flux limit ( 10-15 cm -2 sec -1 ) 上記のように θ GC 毎の upmu flux limit が得られた これを久野さんモデルと比較 久野さんモデル ( Hisano et.al. Phys.Rev.D79 (2009)043516) Charged particle の excess が説明できる WIMP annihilation rate と質量の見積もり & その時の GC 方向からの ν シグナルを計算 現在の SK の結果から left handed τ + τ - に対消滅するモデルなど一部のモデルについては exclude 可能 Annihilation into τ + τ Hisano s model(left) Hisano s model(right) SK limit θ GC (degree) Annihilation into μ + μ Hisano s model(left) Hisano s model(right) SK limit θ (degree)
まとめ Super-Kamiokande において upmu event を用いた WIMP 間接探索 (SKI-III:3149.2 日データ使用 ) を行った 太陽方向の探索有意なイベントexcessは観測できず 低質量 WIMPに対してはupmu fluxやsd cross sectionに対して世界最高感度のリミットをつけた 100GeV WIMP upmu flux limit SD cross section soft : 6.4 10-15 cm -2 sec -1 soft :4.05 10-39 cm 2 hard: 4.1 10-15 cm -2 sec -1 hard:3.20 10-40 cm 2
まとめ 銀河中心方向の探索有意なイベント excess は観測できず 銀河中心方向からの upmu flux limit を計算し 久野さんモデルとの比較を行った 銀河中心方向 30 cone: 11.81 10-15 cm -2 sec -1