Decaying Gravitino Dark Matter 松本重貴（富山大学）

Decaying Gravitino Dark Matter
松本重貴（富山大学）
K. Ishiwata, S. Matsumoto and T. Moroi
arXiv:0805.1133 [hep-ph].
１．暗黒物質について
２．超対称模型と暗黒物質
３．Decaying Gravitino DM
暗黒物質について
暗黒物質の存在する証拠
１．渦巻銀河の回転曲線
２．銀河団内の（光度/質量）比
３．Big Bang 元素合成
４．宇宙の大規模構造形成
５．Type IIA 超新星観測
６．重力レンズ観測
７．宇宙背景放射の揺らぎ観測
宇宙背景放射の揺らぎ観測
１．T = 3000 K の時のプラズ
マ振動のスペクトルを観測。
２．スペクトルはプラズマの構成
（物質の種類や量）に依存。
３．揺らぎスペクトルを精密に
観測することにより、バリオ
ンや暗黒物質の量が分かる。
WMAP
ΩDEｈ２＝０．365
ΩDMｈ２＝０．１１０
Ωｂｈ２＝０．０２３
暗黒物質について
暗黒物質の正体は謎
１．暗黒物質はバリオンではない。
２．初期宇宙において作られた
水素やヘリウムから作られた
物質・天体（ガス、塵、褐色矮星、
惑星、ブラックホール等）ではない。
３．上記はMACHO実験で確認済み。
４．暗黒物質は素粒子の可能性大
暗黒物質は未知の素粒子
１．電気的、色的に中性。
２．ニュートリノではない。
（大規模構造形成より）
３．充分に安定な素粒子。
４．ＳＭのなかに候補なし。
暗黒物質の正体は、ＳＭを
超える素粒子模型を探る鍵
標準模型の粒子たち
暗黒物質について
宇宙の大規模構造形成
１．宇宙初期には物質は一様等方。
（１０－５程度の揺らぎは有り）
２．重力不安定性により宇宙の
構造が形成される。
３．宇宙に存在する物質の大部分
（質量的にみて）は暗黒物質。
４．構造形成に重要な役割を担う。
冷たい暗黒物質
１．構造形成の理論（シミュレー
ション）と銀河観測に比較
２．現在の宇宙を良く再現する。
暗黒物質は宇宙物理学に
とっても重要な粒子！
[暗黒物質は構造形成時に
非相対論的な運動をしてる！]
冷たい
SDSS 観測
熱い
暗黒物質について
暗黒物質の分布＠現在の宇宙
１．シミュレーションと観測の比較か
ら、現在の宇宙では暗黒物質は
銀河に付随するハローとして存在。
（渦巻銀河の回転曲線を説明）
２．暗黒物質分布は、シミュレーション
から分布関数を決定し、関数に
含まれるパラメータを観測で固定。
銀河円盤
DM ハロー
銀河ハローの証拠写真
[暗黒物質は殆ど相互作用しない物質！]
暗黒物質について
暗黒物質の検出観測
１．ハロー中の暗黒物質が対消滅や
崩壊を通して高エネルギー粒子
線を生成。
２．粒子線として、ガンマ線や反粒子
（陽電子や反陽子）に注目。
３．宇宙線中（各成分における）
フラックス異常として観測。
DM 対消滅
DM 崩壊
We are
here!
γ, e+, p
Cosmic Ray Flux Anomaly!
EGRET
SM 粒子達
（q, l, W, Z )
HEAT
暗黒物質の正体解明の手掛かり？
暗黒物質について
暗黒物質についてのまとめ
１．我々の宇宙に、暗黒物質が存在することは確立。
（平均質量密度：ΩDMh2 ～ 0.11 Æ ρDM～2.2×10-6 GeV/cm3)
２．暗黒物質は未知の素粒子。ＳＭには暗黒物質候補はない。
３．暗黒物質の満たすべき性質；
（a）電気的（色的）に中性
（b）冷たい（構造形成時の運動は非相対論的）Æ重い
（c）相互作用が弱いÆ重い
４．現在の宇宙では、暗黒物質は銀河に付随するハローとして存在
５．暗黒物質はハロー中で、対消滅あるいは崩壊を通じて
高エネルギー粒子線を放出。これらは宇宙線中の
異常フラックスとして観測される可能性あり。
６．実際、ガンマ線観測（ＥＧＲＥＴ）及び陽電子観測（ＨＥAT)で、
高エネルギー領域（E > 10 GeV)で異常フラックスが
観測されている。
超対称模型と暗黒物質
標準模型を超える素粒子模型
１．標準模型に暗黒物質候補なし
「標準模型は１００ＧｅＶ以下の
物理を記述する有効理論」
２．Hierarchy 問題を考えると
100 GeV - 1 TeVに新しい
物理が現れる可能性大！
３．数多くのNew Physics 模型
Ｉ．超対称標準模型
ＩＩ．余剰次元模型
ＩＩＩ．テクニカラー模型
ＩＶ．ＬｉｔｔｌｅＨｉｇｇｓ模型
Ｖ．Gauge-Higgs 模型
ＶＩ．Twin-Higgs 模型
ＶＩＩ．L-R 模型
超対称模型における暗黒物質候補
暗黒物質の満たすべき性質
（a）
（b）
（c）
（d）
電気的（色的）に中性
冷たい暗黒物質
相互作用が弱い
安定 Æ R-parity
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
Neutralino
L-hand sneutrino
Gravitino
R-neutrino
R-sneutrino
…
超対称模型と暗黒物質
超対称模型における暗黒物質（考察）
ニュートリノ質量と宇宙のバリオン数
重い（Ｍａｊｏｒａｎａ）質量を持つR-neutrinoが存在すると、
(a) ニュートリノの質量がなぜ軽いのかを自然に説明（Seesaw 機構）
(b) 宇宙のバリオン数を生成（Thermal leptogenesis）
→ R-(s)neutrino は他の超対称粒子に比べかなり重い
宇宙初期にＴ＞１０９ GeV の時代があった
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
Neutralino： OK!
L-hand sneutrino： No! (暗黒物質の直接測定から）
Gravitino： OK!
R-neutrino： No! (LSP にならない)
R-sneutrino: No! (LSP にならない）
…
Ｇｒａｖｉｔｉｎｏ問題
(1) Neutralino DM: Gravitino が BBN後に崩壊 → No!
(2) Gravitino DM: NLSPがGravitinoにＢＢＮ後に崩壊 → No!
超対称模型と暗黒物質
(1)
(2)
(2)
(3)
Way Out!
Gravitinoの質量を重くする (10 TeV以上)
暗黒物質の正体を他に求める（Axion, …)
宇宙のバリオン数の起源を他に求める
R-parityを破る
暗黒物質の安定性？
ＬＳＰがGravitinoで、R-parityの破れが十分に小さいと、
Gravitinoの寿命は宇宙年齢に比べずっと長くなる！
BBNに対する影響？
ＮＬＳＰは、重力相互作用を通じたGravitinoへの崩壊ではなく、
R-parityを破る相互作用を通じてＳＭにすばやく崩壊する。
高エネルギー宇宙線への影響
ハロー中に存在するGravitinoがごく稀に崩壊し宇宙線の源となる。
→ ＥＧＲＥＴ及びＨＥＡＴの異常フラックスを同時に説明する！
Decaying Gravitino DM
Super Potential
Model without R-parity
R-parity violation
bi-linear LH ⊂ W
No mixing terms
in fermion mass
Baryon # is conserved.
Redefinition
of L and H
Soft-breaking terms
Lepton と χ0(+)がmix
EW symmetry breakingで
Sneutrino がＶＥＶを持つ
Decaying Gravitino DM
Decay Processes with the R-parity violation
Gravitino Decay
NLSP Decay
宇宙年齢～4.3×1017 sec
Κが10-11より大きければＮＬＳＰはBBN前に崩壊
Decaying Gravitino DM
Cosmic Ray from the Gravitino
～
G Æ W(Z) + l
π0 Æ 2γ
Æγ+ν
γ
～
G Æ W(Z) + l
π＋ Æ ｌ
e+
γ
e+
Decaying Gravitino DM
e+
EGRETとＨＥＡＴを説明する
パラメータ領域（９５％C.L.）
９５％
近い将来の実験での
本シナリオの検出可能性
９５％
GLAST
PAMELA
γ
Summary & Discussions
Summary
1. 暗黒物質の正体を超対称模型に枠内で考えた。
2. ニュートリノ質量の起源をSeesaw機構に、宇宙のバリオン数を熱的
レプトン生成に求めると、R-parityがわずかに破れたシナリオにお
けるGravitinoは魅力的な暗黒物質候補
3. 本シナリオは、暗黒物質問題、宇宙のバリオン数、ニュートリノ質量
の問題を全て説明可能のみならず、現在ＥＧＲＥＴ及びＨＥＡＴで観
測されている異常宇宙線フラックスも説明可能！
Discussions
1. 本シナリオのＬＨＣにおける特徴的なシグナルはＮＬＳＰ生成とその
崩壊。ＮＬＳＰの荷電粒子のときは、荷電トラックが見える。またRparityを破る相互作用を通じＮＬＳＰは崩壊（寿命は１０－５sec）。
2. ハロー中で電子を放出。電子は銀河磁場中を運動し、シンクロトロ
ン放射を起こす（放射光の波長をサブミリ）。宇宙背景放射の観測
でシグナルを検出可能。実際、ＷＭＡＰのフォアグラウンドで、正体
不明の電波（Ｈａｚｅ）が見えており、これを説明できるｋ脳性あり。

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