ダークマターダークマター

を単位として密度をあらわす。を単位として密度をあらわす。

宇宙観測から得られる宇宙論パラメータ宇宙観測から得られる宇宙論パラメータ

：物質の密度

宇宙の臨界密度：宇宙の臨界密度： GHπ

ρ83 20

c = (~1x10-29 g/cm3)

cρρmatter

matter =Ω

cρρbaryon

baryon =Ω ：バリオン密度(Ωmatterに含まれる。)

ΩmatterとΩbaryonの差がダークマター

：宇宙定数による暗黒エネルギー密度cρ

ρΛΛ =Ω

ΛΩ+Ω=Ω mattertotal宇宙の曲率を決める全エネルギー密度

ゆらぎのパワースペクトルゆらぎのパワースペクトルの解析の解析Tegmark et al. , ApJ, 606, 702(2004)Tegmark et al., Phys.Rev.D69,103501(2004)

04.027.0 ±=Ωmatter 04.073.0 ±=ΩΛ04.006.1 ±=Ωtotal003.0045.0 ±=Ωbaryon

Ωは宇宙の臨界密度（ GH πρ 8/3 20c = ）で規格化した密度。

WMAP

SDSS

ΛCDMモデル

宇宙の元素合成からくる制限宇宙の元素合成からくる制限

バリオン/光子(x10-10)

02.001.02 −=Ω hbaryon])sec//[100/(0 MpckmHh =

最近のhの値：0.71+0.04/-0.03

04.002.0 −=Ωbaryon

統計

統計+系統

宇宙背景輻射の観測結果ともよく一致する。

ダークエネルギーダークエネルギー７３％７３％

ダークマターダークマター２３％２３％

通常の物質（４％）通常の物質（４％）

ケプラー回転（惑星タイプ）

中心からの距離ｒ

回転速度Ｖ

A

B

C A

BC

ＶＶ∝∝1/1/ｒｒ1/21/2

ダークマターが我々のまわりにも存在する証拠ダークマターが我々のまわりにも存在する証拠銀河の回転速度銀河の回転速度

rvm

rMmG

2

2 = rMGv =

期待される銀河の回転曲線の形

剛体回転 ケプラー回転

中心からの距離

速度

中心からの距離

速度

観測

回転曲線の測定値

期待される

回転曲線

ダークマターの存在

我々の銀河我々の銀河

二間瀬敏史著 講談社;Kaufman,W.J., Universe, p.485,491,W.H.Freedman and Company(1988)

我々の銀河の回転速度

太陽系の位置

R/Rsun

我々の銀河にもダークマターはある。

(M.Honma and Y.Sofue, PASJ: publ. Astron. Soc. Japan 49, 453(1997).

速度（km

/s）

ダークマターを探すダークマターを探す

ダークマターの候補ダークマターの候補

「重さをもったニュートリノ」

「重いコンパクトなハロー天体」Massive Compact Halo Objects (MACHO)惑星サイズの天体、褐色矮星、ブラックホールなど

「物質との相互作用が弱い超重粒子」Weakly Interacting Massive Particle (WIMP)超対称性理論が予言するニュートラリーノ

「アクシオン」強い相互作用におけるＣＰ対称性を説明するための粒子

ダークマターの候補ダークマターの候補

「重さをもったニュートリノ」

「重いコンパクトなハロー天体」Massive Compact Halo Objects (MACHO)惑星サイズの天体、褐色矮星、ブラックホールなど

「物質との相互作用が弱い超重粒子」Weakly Interacting Massive Particle (WIMP)超対称性理論が予言するニュートラリーノ

「アクシオン」強い相互作用におけるＣＰ対称性を説明するための粒子

マイクロレンズ効果による観測により排除。

ニュートリノは軽すぎる。

ダークマターの候補ダークマターの候補

「重さをもったニュートリノ」

「重いコンパクトなハロー天体」Massive Compact Halo Objects (MACHO)惑星サイズの天体、褐色矮星、ブラックホールなど

「物質との相互作用が弱い超重粒子」Weakly Interacting Massive Particle (WIMP)超対称性理論が予言するニュートラリーノ

「アクシオン」強い相互作用におけるＣＰ対称性を説明するための粒子

WIMPsWIMPsが最も有力な候補と考えられる理由が最も有力な候補と考えられる理由

宇宙の大規模構造は「Cold Dark Matter (CDM)」を好む。CDM:decouplingの時に非相対論的ニュートリノのような「Hot Dark Matter」は銀河サイズのゆらぎを消してしまう。

「超対称性素粒子理論」ではWIMPsのような粒子（ニュートラリーノ）が予言されている。

ニュートラリーノ：

超対称性素粒子理論は、現在の標準理論が抱える問題を解決する。

「２次発散の問題」を解決。

「大統一理論」を構築した時、結合定数がみごとに一致する。

024

013

0321 HaHaWaBa +++

~ ~ ~ ~

ニュートラリーノと物質との相互作用ニュートラリーノと物質との相互作用

q q

χχ

H, h~

χχ

q

q

q

Z

q q

χχ

~

χχ

q

q

q

スピンに依存しない相互作用 スピンに依存する相互作用

)())((4 222

qFfZAZf npSI −+= πµσ

核子がcoherentに作用するので 2~ ASI ∝σ質量数の大きい物質ほど有利。

)/( NN MMMM += χχµ)(qF : form factor

JJSaSaG NnnNppFSD

1)(32 2)()(22 +

+=πµσ

np aa , : p, n coupling)()( , NnNp SS : p, n spin in nuclei N

Unpaired p, nの核子。19F, 7Li, 23Na, 27Al, 73Ge, 129Xe等の原子核で有利。

太陽太陽

地球地球

太陽系は銀河系内で２３０km/秒の速度で運動している。

ダークマターは銀河系内でランダムに平均約２６０km/秒のMaxwell速度分布で運動している。

それに太陽系の運動による「風」が加わる。

ダークマターの密度は、0.3GeV/cm3.

質量を１００GeVだとすると７ｃｍ立方体に一個の密度, フラックスは約105個/cm2/sec。

30km

/s

WIMPsの運動と密度

ダークマターの直接観測ダークマターの直接観測物質の反跳エネルギーを捉える。物質の反跳エネルギーを捉える。

ダークマター 原子核

このエネルギーを捉える！！

ダークマターの速度を例えば300km/秒とし、質量を１００GeVとすると

運動エネルギー ＝ 2

21 mv = ~ 50キロ電子ボルト(keV)

実験的には比較的簡単に測定できるエネルギーだが、

頻度は１日に１ｋｇあたり１イベントよりも十分小さいのでバックグラウンドとの戦いになる。

「電離電荷」、「発熱」、「シンチレーション光」を測る実験が進められている。

バックグラウンドを減らすために、これらの方法を組み合わせたり、大型装置による自己遮蔽効果を使う（後述）。

直接検出＝原子核反跳

電離電荷 発熱

シンチレーション光（蛍光）

WIMP直接検出の方法

アメリカ Soudan鉱

４個の250ｇゲルマニウム

２個の100ｇシリコン

５０mKに冷却

発熱測定

電離電荷測定電離電荷から測ったエネルギー： EQ発熱（フォノン）から測ったエネルギー：EPガンマ線、ベータ線によるバックグラウンド： EQ ~ EP原子核反跳により信号： EQ

XENON１０実験

キセノン２相型検出器

XENON10 実験装置• 10kgのキセノンを使用•液相に32本、気相に48本の光電子増倍管（PMT）を使用• イタリアのグランサッソ研究施設

液相

気相

液相での反応の際の蛍光

イオン化した電子が気相に出てからの信号

ガンマ線ノイズの場合

WIMPの場合

2006年10月から2007年２月まで取得されたデータではWIMPによる有意な信号は無かった。

WIMP直接検出の現状反応断面積の大きさ（ｃｍ２）

CDMS実験による上限値

青、緑は理論的に予想される範囲

WIMP検出のためにはもっと実験の感度を上げる必要がある。

WIMPの質量 (GeV)

XENON10実験による上限値

（1GeV=陽子の重さ）

神岡で準備中の液体キセノン実験装置神岡で準備中の液体キセノン実験装置

直径８０ｃｍ

１トンの液体キセノン

多数の光電子増倍管によって蛍光を捕らえる。

光の密度分布によって衝突点を求め、光の大きさからダークマターによる反跳エネルギーを求める。

XMASSXMASS実験実験

なぜ液体キセノン実験装置なのかなぜ液体キセノン実験装置なのか

発光量が大きい。発光量が大きい。(~42(~42光子光子//keVkeV 、、NaINaI並み並み))

放射線遮蔽に適している。放射線遮蔽に適している。((原子番号：原子番号：54)54)

蛍光波長蛍光波長 (175(175ナノナノｍｍ, , 増倍管増倍管による直接読み出し可能による直接読み出し可能))

コンパクトな実験装置コンパクトな実験装置 ((～～3g/cm3g/cm33という大密度という大密度, , 10t=1.5m 10t=1.5m 立立方方) )

純化しやすい純化しやすい ((蒸留他蒸留他, etc), etc)

低温だが扱い易い温度低温だが扱い易い温度 ((沸点は、沸点は、--100100℃℃（１７０（１７０ KK））))

アイソトープ分離が可能（スピンに依存する反応と依存しない反アイソトープ分離が可能（スピンに依存する反応と依存しない反応の両方を比べられる。）応の両方を比べられる。）

ダークマター以外の物理もできる。（二重ベータ崩壊、低エネルダークマター以外の物理もできる。（二重ベータ崩壊、低エネルギー太陽ニュートリノ観測など）ギー太陽ニュートリノ観測など）

近未来のダークマター実験検出感度近未来のダークマター実験検出感度

SuperCDMSphase A

CRESTTII

XENON100kg

ZEPLINII

WARP140kgXMASS800kg

EDELWEISSII

CDMSII current lowest limit

(~5years(~5years from now)from now)

世界の実験の究極検出感度世界の実験の究極検出感度

CDMSII current lowest limit

SuperCDMSphase C

EURECAXENON1tZEPLIN MAXWARP1400kg

XMASS10t