dth

宇宙線研究室　西村広展

博士論文公聴会

OutLine1.Introduction (17) 　

–Dark Matter

- 直接探索実験 -direction-sensitive dark matter search

2.NEWAGE-0.3a detector – Detector (5) 　

3.Study in Kamioka mine

–Pilot run &Back ground study (10)

4.Drak matter search Run Kamioka mine (5)

5. Future work&Summary (5)

1.Introduction – dark matter と直接探査実験 1.Introduction – Dark Matter と直接探索実験

2.NEWAGE-0.3a detector –本論文 Detector 　


–Pilot run &Back ground study

4.Drak matter search Run Kamioka mine

5. future work

Dark matter problem宇宙における missing mass 問題 ~non-luminous

matter 銀河回転曲線問題

渦巻銀河　 NGC6503

銀河の回転速度が遠方でも落ちない

⇒ Darkhalo が存在？？

可視光で見えない物質　　　　⇒ Dark matter ( 暗黒物質 )

Dark halo

disk 成分

gas 成分

観測速度

200

100

00 10 20 30 Radius (kpc)

V(k

m/s

)

Zwicky(1930) Rubin(1973)

銀河団　 X 線・可視光観測 missing mas

重力レンズ　　 DARK MATTERMAP（ by COSMOS ）HST ・すばる

bullet cluster （ HST ＋ Chamdora ）銀河団同士の衝突　　　　赤： X 線　青 DarkMatter

X 線可視光

高温ガス分布 (X 線） + 銀河分布

銀河団質量のうち 70 ～ 90 ％は non-luminous

Abell2029 500kpc

１ Mpc z=0.3

WMAP ３ K 背景輻射揺らぎの観測

Cosmological parameter の精密決定 (WMAP 5year result ) 　

Ωb=0.0441±0.0030 Ωm=0.258±0.030

ΩΛ=0.742±0.030

baryon は全質量の 18 ％

Non-baryonic dark matter

5%21%

NASA ： WMAP.DATA+ΛCDM+SZ+LENShttp://lambda.gsfc.nasa.gov

74%

BBN(Big Bang Nucleosyntheis) D/H, He/H QSO観測による　　初期宇宙　D/H, He/Hの測定 ⇒ baryon量の決定　　　　　　　　　　　WMAPのΛCDMモデルとconsistent

proton /photon 比


5%21%

74%

Non-baryon Dark matter candidate WIMP 　（ Weakly Interacting Massive

Particle ） Lightest Super symmetric Particle (LSP)

neutralino Lightest Kaluza-Klein Particle (LKP)

Axion 強い相互作用における仮想粒子 ( 場 )

いずれも•素粒子物理学において存在を予想•直接観測はされていない。

WIMP (neutralino) searchIndirect search

対消滅事象の観測反物質探索：

BESS,PAMELA γ 線探索 :

EGRET, FERMI(GLAST)

加速器による生成

LEPTEVATRON

LHC

Direct

search地球における

Quark-WIMP 衝突直接観測

Direct dark matter search

太陽系は暗黒物質の海を移動 WIMP と原子核の弾性散乱

Energy depositWIMP

反跳原子核を観測する。

原子核

V0=230km/s （ Maxwelll 分布）ρ0=0.3 GeV/cm3

7×105 個 /cm2/s

WIMP mass100GeV/c2

χ χ

χχ χ

χχ

χq q q q

q q q q

q

q

H,h

Z

Spin Independent

Spin Dependent

WIMP-proton～ 10-6pb 以下

WIMP-proton～ 10-2pb 以下

MSSM（ Minimal Supersymmetric Standard Model ）

WIMP による原子核反跳エネルギー

SPIN-Independent SPIN-Dependent

σχ-p=1pbσχ-p=1E-6pb

0 20 40 60 80 100 120 recoil energy (keV)

0 20 40 60 80 100 120 recoil energy (keV)

10-2

10-3

10-4

100

10-1

10-2

10-3

赤： 23Na紫： 39Ar青： 74Ge緑： 127I黒： 132Xe

青： 7Li緑： 19F赤： 23Na黒： 127I

WIMP mass=100MeV/c2

cou

nts

/keV

/kg

/day

s

cou

nts

/keV

/kg

/day

s

低エネルギー、 Rare イベント

Requirement for direct dark matter search

低エネルギー　＜100keV　かつ　Rare Event <<1count/kg/day

大質量 1kg～1000 kg 低バックグラウンド <<1count/kg/dayCf. 環境γ 線　　　　O(10４)γ kg/day ⇒ Shield, rejection

　　環境中性子　O(104)n kg/day(地上 )

　　　　　　　　　　　⇒ shield地下実験施設

特徴的信号　必要

Annual Modulation

0 40 80 120 　　　 160 　 recoil energy (keV)

2

1

0

SD σχ-p=1pb target=F

WIMP mass=100GeV/c2

季節によって WIMP に対する相対速度が変わる

～数％の違い。cou

nts

/keV

/kg

/day

s

有意な検出のために 100 倍～ 1000 倍の統計が必要

DAMA/LIBRA

NaI(Tl)100kg 7 年間⇒ 年変化を 5σ で観測DAMA NaI （ Tl ）

さらにNaI(Tl)250kg で 4 年間同様の信号

振幅～ 0.02cts/keV/kg/day

Cf. Event rate 　　～ 1cts/keV/kg/day

世界の　 Dark matter experiments

Phononカロリーメータ

Light シンチレータ

Charge イオン

半導体・ガスチェンバー

XENON10（ Xe）ZEPPLIN（ Xe）WARP(Ar)

ＤＡＭＡ（ＮａＩ）ＮＡＩＡＤ（ＮａＩ）ＫＩＭＳ（ＣｓＩ）Tokyo (CaF2)

ＸＭＡＳＳ（Ｘ e)

ＣＤＭＳ（Ｇｅ，Ｓｉ）ＥＤＥＬＷＥＩＳＳ（Ｇｅ，Ｓｉ）

大質量

高性能

CRESST(Ca,W)

その他　 Bubble Chamber（ COUPP ）等

その他の実験結果（ＤＡＭＡ以外は upper limit ）

10 　　　　　　　　　　 102 　　　　　　　　　 103

WIMP mass GeV/c2

10-5

10-6

10-7

10-8

103

102

101

100

10-1

σχ-p[pb] σχ-p[pb]

10 　　　　　　　　　　 102 　　　　　　　　　 103

WIMP mass GeV/c2 S

Spin-Independent search Spin-Dependent search

DAMA vs Other experiment limit

「実験の Systematic が原因だ」

Background 環境の経年変化 Detector 性能の経年変化

「 modulation はDarkMatter 起因だ」

「 WIMP-target 衝突Model が違う。」

弾性散乱 Inelastic scattering Electron coupling annual modulation 以外の他の証拠が必要。

DAMA の主張 DAMA への批判

Direction-sensitive Method

地球上では WIMP の風が吹いているように感じる。（白鳥座の方向）

天頂　　

水平線　

Direction-sensitive Method 原子核の反跳方向分布。前方へでる特徴的な分布　　 Cf. 環境 BG は等方的

-1 　　　　　　 0 　　　　　　 1　　　　　　　　　　　 cosθ

-1 　　　　　　　 0 　　　　　　　　 1　　　　　　　　　　　　　　　　 cosθ

counts/keV/kg/days/cosθ

0.04

0.02

0.01

SD σχ-p=1pb target=F100keV< ER<120keV

WIMP mass=100GeV/c2

400

300

200

100reco

il e

ner

gy

(keV

)

数 event で検出可能⇒ Ann.Mod. 　の (1/100) の統計で十分

Direction-sensitive Method

反跳原子核飛跡の取得50keV 原子核の飛跡　 10-8～ 10-7m ( 固体・液体 )　　　　　　　　　　　 10-5～ 10-4 m( 気体 760torr)低圧 (<100torr)+sub mm 読み出しの　　　　　　ガス飛跡検出器で飛跡取得可能　　　　　　ガス検出器だと γ 線排除能力有　 ( ガンマ線シールドいらず )

1m3 ～ 200g 50 個で 10kg 検出器　　　　　　　　 --Ann.Mod. の 1ton 検出器に相当　

sub-mm 　読み出しで 1 ｍ 3 級のガス検出器　　　　　　　　　　

2.NEWAGE-0.3a detector

1.Introduction – Dark Matter と直接探索実験





5. future work

40cmTPC

X readout

(768ch)

Y readout

(768ch)FAGA position encoder

(1536ch)

NEWAGE ～ Wimp search with μ-TPC ～

Direction-sensitive search μ-TPC (3 次元飛跡取得可能 ) 400μm PITCH Spin-Dependent CF4

23*28*31cm3( 現在 )1m3( ～ 102g)*N の Detector で世界最高感度と Dark matter 検出を狙う。

本論文：プロトタイプ機 (NEWAGE-0.3a) による、DarkMatter 探索実験 , 性能評価 , 大型化への改善点提起

Cf. 　世界情勢DRIFT (UK-US) CS2

2000~(CS2, 2mm pitch, 1m 角 )

DMTPC(MIT-Bos)CF4 2007~ 　

(CF4, 250μm, 10 cm 2 次元 )

μ-TPC 　　三次元飛跡検出器Gas amplify and read out

Drift Field ~200V/cm

Gas volume• DRIFT length 31cm• CF4 152torr gas, sealed

23×28×31cm3

e- cloud

31cm

140μmφ70μm

GEM: Gas gain 3

30cm μPIC

大型化・大量生産化

μ-PIC : Gas gain 700

400μm pitch 589,824 pixels

400μm

23cm

28cm

•ExampleGas CF4 152torrAlpha-Particle EventNhit=18Energy=6.5MeVLength=10.2cm

X-Z

X-Y

Z-Y Analog waveform

TPC performance tracking μ-PIC 二次元 + 信号到着時刻⇒ 3 次元飛跡

γ 線除去能力

TPC

線源

TPC の上から照射

0 　　　 100 　　　 200 　　 300　　　 400　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 keV

10

8

5

1

Len

gth

[cm

]

0 　　　 100 　　　 200 　　 300　　　 400　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 keV

10

8

5

1

Len

gth

[cm

]

Cs-137γ 線照射

Cf-252γ 線・中性子照射

γ 線イベント

中性子イベント

0 　　　 100 　　　 200 　　 300　　　 400　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 keV

×10-6

10

6

2

照射量から計算されるγ 線 Efficiency8.1 ×10-6

E>100keVL<1cm

NEWAGE-0.3a 性能

γ 線検出感度 8.1×10-6@100keV

Energy threshold 100keV

Nuclear detection efficiency 80%@100keV

Nuclear angular resolution 55 °@100keV

Energy resolution 45%@ 6MeV

70%@100keV

3.Dark Matter search Surface, Kamioka-I Kamioka-II






5. future work

Surface Run result (2006 Nov) First result of

gaseous direction sensitive detector

Miuchi PLB 2007

0 　　　 100 　　　 200 　　 300　　　 400　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 keV

300

200

100

中性子 BG ？

coun

t/ke

V/k

g/da

ys

Underground laboratory in Kamioka mine 36°25’N, 137°18’E

2700m w.e. 地下環境での安定動作バックグラウンド評価感度曲線の更新

Kyoto

KamiokaSuper Kamiokande

KAMIOKA Lab-B

Kamioka Run-1

Background level -> 1/3 地上レベル

Dark matter signal なし

RUN-I 　　 2007 年 12月 7日～ 2008 年 6月 10日　 1.744kg ・ days

Dark matter wind direction

0 　　　　　　　　　　 0.5 　　　　　　　　　　 1.0　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 |cosθ|

cou

nts

/keV

/kg

/day

s

30

20

10co

un

ts/k

eV/k

g/d

ays

/co

sθ0 　　　　　　　　　　 90 180°

90

0

-90

0 　　　　　 100 　　　 200 　　　　 300 　　　　 400keV

Background study

バックグラウンド源

内部由来（放射性同位体より）

α線β線γ 線

外部由来環境 γ 線環境中性子宇宙線 Muon

μ

γ

γ

ｎβα

β α真空容器

検出領域

Background study Inside background

内部由来： α 線の挙動

発生源：物質中の U 、 Th系列　　　　　　　　　　　・ドリフトプレーン　　　　・ GEM,μ-PIC• ・ガス中の Rn娘核

　　　　　

それぞれに一様にU.Th 等の分布を仮定してGeant4 でシミュレート

α 線（ α崩壊）　エネルギー　４ MeV 以上　

Rn gas

GEM

Rn

Rn

Rn

Rn

α

0 　　　 2 　　　 4 　　　 6 　　 8 　　 MeV

Geant4 黒： GEM 上領域青： GEM 下領域

Kamioka RUN-II６MeV-200keV 相関図

200-

400k

eV d

ru

6MeVpeak dru

Rn

α

α

ガス region

6MeV ピーク rate の 3割程度が低エネルギー領域にも寄与

μ-PIC

ガス region

coun

t/ke

V/k

g/da

y

GEM-uPIC 間 ” suppression effect”

anode

cathode

GEM×3

GEM-μ-PIC 間に落ちたエネルギーはGEM のゲイン +電荷収集効率 (μPIC表面 )によって低いエネルギーとして観測。

cathode

α

α

0 　　 2 　　　 4 　　　 6 　　 8 　　 MeV

0 　　 100 　　 200 　 300 keV

coun

t/ke

V/k

g/da

yガス regionGeant4

黒： GEM 上領域青： GEM-uPIC

間

赤： KamiokaRun1紫： suppression×3青： suppression× ５緑： suppression×10黒 : suppression×15

200

100

0

coun

t/ke

V/k

g/da

y

DRIFT Plane Drift plane

α

α

0 　　　 2 　　　 4 　　　 6 　　 8 　　 MeV

ガス region

GEM 、 uPIC に比べると低エネルギーへの寄与小。

coun

t/ke

V/k

g/da

y

Background まとめと対策

α-Particles （ counts/kg/keV/days ）Gas volume 　

Drift Plane GEM μ- PIC

Fiducial only -- -- -- --

Fiducial +material

～ 5 ＜５～ X/100 ～ X/100

Gap+material ＜５ -- X Xβ-Particles （ counts/kg/keV/days ）U-chain --

Th-chain --40K 　　＜５

Outsideγ-ray ～ 7

Cosmic 　 μ --

neutron ＜５

不純物減らす

Rn減らす

Shield で覆う

Tracking 　能力の向上

GEM gain up

赤： KamiokaRUNI紫： GEM U 4e-6g/g黒： gas Rn 3.8e-15g/g緑： γ-ray青：紫 + 黒 + 緑suppression factor ×15

4.Dark Matter search Run


2.NEWAGE-0.3a detector – Detector 　



4.Drak matter search Run

5. future work

赤： Kamioka Run-I緑： Kamioka Run-II青： Kamioka Run-III

Kamioka RUNIII

μ-PIC × ～ 700 　　　　　 × ～ 400GEM 　　 × ～ 3 　　　　　　 × ～ 62008 年 9 月 11日　～ 2008 年 12月4 日0.524kg ・ days

BG減（赤⇒青）

Kamioka Run-I Kamioka Run-III

赤： KamiokaRUN-I紫： GEM U 4e-6g/g黒： gas Rn 3.8e-15g/g緑： γ-ray青：紫 + 黒 + 緑suppression factor ×15

Background Discusson赤： KamiokaRUN-III紫： GEM U 4e-6g/g黒： gas Rn 3.8e-15g/g緑： γ-ray青：紫 + 黒 + 緑suppression factor ×30

Conventional methode 検出器応答　を考慮したExpected spectrum.

各WIMP mass に対して90%C.L. で棄却できる断面積でUpper limit決定

黒 :50GeV/c2

赤 :100GeV/c2

緑 :200GeV/c2IMP mass に対して100-110keV bin で比較

Directional method

100-400keVを 20keV毎に分割して方向MAPおよび散乱角分布をだす。

100-120keV⇒

0 　　　　　　　　　　　　　　　　 1 |cosθ|

WIMP-WIND direction

Directional method期待される WIMP の散乱角分布検出器応答を考慮した cosθ 分布　θ ： WIMP-Wind に対する原子核の散乱角

測定結果と比較

赤 Kamioka RUN-III(100-120keV)黒： WIMPモデル

0 　　　　　　　　　　　　　　　　 1　 |cosθ|

σ ＝ 5500pbχ2/dof=3.71/1

黒： 100-120keV赤： 120-140 keV緑： 140-160keV

青： 160-180keV :

断面積を Free にして Fit 。最小となる χ2 をもとめる。他のエネルギーレンジでもやる。

Directional Methods

90 ％ C.L.

WIMP-wind model.

Flat back ground model.

Direction-sensitive 法における SD Upper limit を更新

5.Future work &Summary


2.NEWAGE-0.3a detector – Detector 　



4.Drak matter search Run

5. Future work&Summary

現状の課題 Kamioka RUN-III 　大型化及び長期間測定を想定　

Cf.NEWAGE-0.3a ~ 11g

1m3 ~700g

統計向上で制限曲線押下げ可能

現状性能では ton クラスのDetector が必要。

1. バックグラウンドの除去。2.角度分解能の向上3. Threshold の低エネルギー

化

角度分解能毎の Required S/N 　　　　　　　　 for DM detection

Angular resolution

|cosθ|without sense

cosθwith sense

10° 2.14 1.89

20° 2.42 1.95

30° 3.37 2.00

40° 7.20 2.25

55° 14.27 2.65annual modulation シグナルと同程度どまり

飛跡の長さおよび垂直方向の検出精度が要因

Improvement Prospect 　　 BG 除去 10->10-2druRn フィルター・ GEMgain 調整中性子シールド

角度分解能の向上　　 55°->～ 30° 低 threshold　 100keV->～ 50keV

低圧動作と TrackingLogic改善⇒現状技術で可能。

30kgyear で現在の世界最高感度に到達

Prospect more improvement 角度分解能の向上head & tail の判別低 threshold　～ 30keV

低圧動作～ 20torr

30kgyear で MSSM region を探索可能

Summary NEWAGE-0.3a の性能評価

Pilot Run によるバックグラウンド評価

Dark matter search in Kamioka mine ⇒ 方向に感度をもつ方法の 90 ％ C.L. Limit 最高感度更新SD σ=5400pb＠ 150GeV/c2

BG 除去；低圧動作；飛跡検出能力　の改良により世界最高感度の SD WIMPsearch が可能。

おわり

WMAP ３ K 背景輻射揺らぎの観測

Cosmological parameter の精密決定 (WMAP 5year result ) 　

Ωb=0.0441±0.0030 Ωm=0.258±0.030

ΩΛ=0.742±0.030

baryon は全質量の 18 ％


NASA ： WMAP.DATA+ΛCDM+Sunyaev- Zeldovich effect +Weark LENS searchhttp://lambda.gsfc.nasa.gov

Weak gravitational lensing 重力レンズ効果による遠方銀河の像のゆがみを

survey

CFHT COSMOS

Big Bang nucleosynthesis

Big Bang 時における軽元素生成理論

陽子中性子

Direct dark matter search Our Galaxy 暗黒物質太陽系は暗黒物質の海を移動

WIMP と原子核の弾性散乱

χ χ

χχ χ

χχ

χ

q q q q

q q q q

q

q

H,h

Z

Spin Independent

Spin Dependent

～ 10-6pb 以下

～ 10-2pb 以下

Coherent な散乱成分∝ A2

isoSPIN 　に coupling する成分∝ λ2J(J+1)

Tracking Methods

(Xmax+Xmin)/2,(Ymax+Ymin)/2,T)

　　　　　　　　　　　　⇒　水平飛跡がとれない。 ( 黄色点 )

(Xmax,Xmin,Ymax,Ymin,T)

(Xmax,Ymax.T)(Xmax,Ymin,T)(Xmin,Ymax、T)(Xmin,Ymin， T)として直線 Fit。 ( 赤色点 )

X

T

Xmax

XmaxXmin

Xmin

電子雲の広がり情報も活用

NEWAGE nuclear efficiency6 方向より中性子照射

Geant4 による計算結果と比較

0 　　　 100 　　　 200 　　 300　　　 400　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 keV

dru

106

10 5

0 　　　 100 　　　 200 　　 300　　　 400　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 keV

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

検出効率　～ 80 ％　＠ 100keV

6 方向から照射

Nuclear recoil angular resolution

3 方向より中性子照射外部トリガーモード

中性子

原子核

Geant4 計算結果に angular resolution を考慮

黒： Geant4 BESTFIT赤：測定結果

θ

原子核反跳方向分布

0 100 　　　　　　　 400 　　　 600 　　　 800　　　　　　　　　　　　　　　 recoil energy[keV]

80

60

40

30

angu

lar

reso

lutio

n

angular resolution:散乱角の決定精度 σ 　（ RMS ）

0 0.5 1 |cosθ|｜

0 　　 0.5 　　　 1 |cosθ|｜

エネルギー分解能

0 　　　　　 3000 　　　　　 6000 　　　　 9000 keV

Rn起源 α 線

Rn起源 α 線　 6MeV　　⇒ 45 ％　 (FWHM) 　　Gain ばらつきの寄与

100 keV Gain ばらつき　　 <45 ％（ FWHM ）　 Analog ノイズ　　 <55keV(FWHM) 統計揺らぎ　　　　　～ 5.5 ％ (FWHM) 　　　　　　　　　　　　　　　 total <70%

Nuclear quenching Factor 原子核エネルギー損失 Ionization

Scintillation Phonon

原子核・運動量によって変化

First Kamioka Run-I Run-IIRUN-I 　　 2007 年 12月 7日～ 2008 年 6月 10日　　　 1.744kg ・ days

RUN-II 　　 2008 年 6月 12日～ 2008 年 9月 9日　　　 0.602kg ・ days

ガスゲイン　時間変動

12/12 　　　　 2/10 4/11 6/10 8/9

ガス入れ替え

ガスゲインモニター

0 　　　　 2 　　　　　　 4 　　　　　 6 　　　　　 8 　　　　　 10 　 MeV

6MeV付近のピークを利用Rn からの α 線。

L>3cm CUT

RUN-I

RUN-II

10B+n→ 7Li+α を用いた α 線測定

0 　　　　 500 　　　 1000 　　 1500 　　 2000 　　 2500 MeV

dE/dx の関係 100keV まで consistent 黒： SRIM proton

紫： SRIM He

外部由来中性子　 flux 1.9E-6 ncm-2s-1 (Minamino master 2005) ⇒ 10-1dru

μ flux 6E-8 cm-2s-1sr-1 (SK Collob 2003)⇒ <10-1dru

γ 線　 CsI （ Tl ）シンチレータの測定で見積もり　　　　　　⇒～ 7dru

Background study

予想される環境 γ 線 (U,Th,K)

0 1000 2000 keV 0 100 200 300 400 keV

dru

黒 :KamiokaRUN-I

赤 :γ 線予想寄与青 :中性子予想寄

与

Kamioka RUNIIIμ-PIC × ～ 700 　　　　　 × ～ 400GEM 　　 × ～ 3 　　　　　　 × ～ 62008 年 9 月 11日　～ 2008 年 12月4 日0.524kg ・ days

角度分解能毎の Required S/N 　　　　　　　　 for DM detection

Angular resolution

|cosθ|without sense

cosθwith sense

10° 2.14 1.89

20° 2.42 1.95

30° 3.37 2.00

40° 7.20 2.25

55° 14.27 2.65

飛跡の長さおよび垂直方向の検出精度が要因

BG Dominantの場合N=√BGrate

U 系列　 Th系列

Systematic Error

Nuclear recoil Efficiency (Gain、 Tracking 効率）　　　　　10 ％ (RMS)⇒ count 数 10 ％ Quenching Factor　　　　　　～10 ％⇒ count 数 30 ％　

　　　　　

銀河団　 X 線・可視光観測 missing mas

　

X 線可視光

高温ガス分布 (X 線） + 銀河分布

銀河団質量のうち 70 ～ 90 ％は non-luminous

Abell2029

距離　～ 460Mpc直径　～１ M pc　500kpc500kpc

bullet cluster （ HST ＋ Chandora ）　　　　赤： X 線　青 DarkMatter

Kanazawa univ. Institute for Theoretical Physics, Satoshi Nakamura76/34

1-2 銀河団の速度分散

重力 E 運動 E 観測可能

ビリアル定理

銀河団内の銀河を留めるためには光らない質量源が必要

視線方向の速度分散銀河団の速度分散を観測する

The Coma Cluster of Galaxy 髪の毛座銀河団

Kanazawa univ. Institute for Theoretical Physics, Satoshi Nakamura77/34

e μ

u

τ

νe

νμ ντ

c t

d s b Hd

S=1/2

S=1/2

S=1

S=0

γ

W Z

g

e μ

u

τ

νe νμ ντ

c t

d s b Hd

S=1/2

γ

W Z

gS=0

S=0 S=1/2

～～～

～～～

～

～～

～

～

～～～

～～～

2-3 最小超対称標準模型(MSSM)

Hu

Hu～

Neutralino = 中性 +超対称 +フェルミ粒子(S=1/2)

暗黒物質の条件を満たす

±

ゲージ対称性を満たす　湯川相互作用を作る為に Higgs は 2 つ用意する

e μ

u

τ

νe νμ ντ

c t

d s b H

0.51MeV 106MeV 1.78GeV

<3eV <0.2MeV <18MeV

1.5-4MeV

4-8MeV 80-130MeV

1.25GeV 174.3GeV

4.5GeV

0eV

0eV

80.4GeV 91.2GeV

114-224GeV

Q=-1

Q=0

Q=+2/3

Q=-1/3

Q=0

Q=0

Q=0

Q=±1

Q=0

S=1/2

S=1/2

S=1

S=0

γ

W± Z

g

超対称粒子

最も軽いニュートラリーノ(LN) は

WHAT IS INELASTIC DARK WHAT IS INELASTIC DARK MATTER?MATTER?

The inelastic dark matter scenario is defined by two basic features (Tucker-Smith + NW, 2001)

Two dark matter states, and *, with a splitting

Elastic scattering: (N -> N) is highly suppressed or zero,

inelastic scattering: (N -> * N) is allowed

Must have enough energy to scatter

Different kinematics -> different signals

Neal Weiner, NYU; IDM 2008

These two states are degenerate because of a U(1) symmetry (e.g., hypercharge). If that is broken, these states become split by an amount

Some examples: fourth generation “neutrino”/Higgsino (Tucker-Smith,NW 2005), “sneutrino” (Han, Hempfling ‘97; Hall, Moroi,Murayama ’98, Arkani-Hamed et al ‘01)

The inelasticity is very natural the coincidence ~ m v2 needs to be explained by a

more fundamental theory Neal Weiner, NYU; IDM 2008

dth

Documents