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伊藤好孝 「ニュートリノによる間接探索」 「ダークマター探索実験の現状と将来」物理学会高知2013年9月21日
WIMP対消滅からのニュートリノ探索
名古屋大学太陽地球環境研究所/素粒子宇宙起源研究機構
伊藤好孝
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伊藤好孝 「ニュートリノによる間接探索」 「ダークマター探索実験の現状と将来」物理学会高知2013年9月21日
太陽、地球、銀河に捕まったWIMP消滅からのニュートリノ探索
太陽
ニュートリノ
電子・反陽子
ニュートリノ
ガンマ線
銀河中心・ハロー
WIMP
WIMP
WIMP
σ SI
σSD
<σannv>
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伊藤好孝 「ニュートリノによる間接探索」 「ダークマター探索実験の現状と将来」物理学会高知2013年9月21日
対消滅ニュートリノによるWIMP間接探索
• ニュートリノの生成と伝搬には不定性は少ない–強い透過力(太陽コア ~100g/cc 以外)–ニュートリノ振動の影響は考慮(νµ:νe:ντ=1:1:1)
• バックグランドは大気ニュートリノのみ–詳細に調べられている
• 太陽・地球に捕獲されたWIMP–WIMP-核子散乱断面積に感度
• 問題:検出が難しい、統計が少ない– 超大型検出器が必要、Neutrino telescopes
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伊藤好孝 「ニュートリノによる間接探索」 「ダークマター探索実験の現状と将来」物理学会高知2013年9月21日
Galactic WIMP neutrinos
x
C.Rott Nu2012
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WIMP neutrino capture rate in SunA.Gould, Astrophys. J. 388 338(1992)
2A E
dN C C N C Ndt
= − −
21 tanh2A
tCτ
Γ =1
ACCτ =
capture annihilation evaporation
t >> τの時、対消滅頻度はC(捕獲頻度)だけで決まる
太陽の場合、CE(evapolation)は軽いWIMP(<3GeV)以外は無視できる(CE=0)
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Spin Independent (SI) 散乱 とSpin Dependent (SD) 散乱
σ < 10-44~10 -46 cm2 σ < 10-36~10 -38 cm2
Spin Independent Spin Dependent
直接探索では 直接探索では
標的原子核のスピンによらない断面積∝質量数の二乗
標的原子核のスピンに依存陽子との散乱が有利
WIMPWIMP
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直接探索とニュートリノ間接探索
直接検出
間接検出
ニュートリノ検出
WIMP
WIMP
反WIMP
反跳原子核
地球方向(SI) 104-106 m2のν検出器 1kg Ge検出器相当太陽方向(SD) 10-500 m2 のν検出器 50g 水素検出器相当
M.Kamionkowski Phys.Rev.Lett.74 5174(1995)
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WIMP annihilation mode ( χ χ ? ? )ν ν
• b b – bクォーク ハドロン+レプトン+ニュートリノ
τ τ– τレプトン ハドロン+τニュートリノ、レプトン+ニュートリノ…
• Z Z (Mχ > 90GeV)– Zボゾン ニュートリノ対、レプトン対、クォーク対
…• W+ W-
– Wボゾン レプトン+ニュートリノ、クオーク対
• t t (Mχ > 180GeV) – t クオーク ボトムクォーク+Wボゾン、…
• H H
Eν=WIMP質量
WIMP質量2~3
Eν=
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ニュートリノエネルギースペクトル
Event rate(Mx=1TeV)WIMPニュートリノ(Mx=300GeV)
Phys.Rev. D84 (2011) 022004 Rott, Tanaka, Itow, JCAP 1109 (2011) 029
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ν – N cross section10
-38
cm2 / n
ucle
on
Eν (GeV)
σtot = ~ 10-38 cm2× Eν /(GeV)
1 ν (@1GeV) 1×10-38 cm2 6×1032 N 3.15×107 s 190 int. cm2s nucleon kton year kt yr× × × =
ν-lepton 角度:~ ~30度(@GeV))
反応数はニュートリノエネルギーに比例
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ニュートリノ検出の手法
検出器内で反応有効体積=検出器体積エネルギー測定可
検出器外で反応有効体積>検出器体積エネルギー測定不可μニュートリノのみ
Contained 事象 上向きミュー事象 宇宙線μニュートリノ
ニュートリノ
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観測の現状
Super-Kamiokande (1996-)50kt water CherenkovLow enerrgy(> 4MeV)State of art analysis
IceCube/DeepCore (2005- /2010-)1Gt Ice / ~1Mt infill array(>100GeV/ >10GeV)Gigantic target volume
ANTARES(2007-)Under the sea 0.1km2 12 stringsEth > 20GeV
今回はSKとIceCUBEについて
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Galactic WIMP対消滅• 銀河中心方向のexcess探索• Energy spectrumの異常 (Super-K)• 結果は<σv>• 銀河中心はハローモデル(密度)に強く依存• 矮小銀河方向のexcess探索も
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IceCUBE Galactic WIMP
Galactic Halo WIMP(IC-22)
On-source Off-source
Phys.Rev. D84 (2011) 022004Galactic Center WIMP(IC-40)
arXive/1210.3557
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IceCUBE Galactic WIMP
Matthias Danninger, TAUP2013
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Super-K Galactic WIMP
Fit data with signal+atmν(SK1+2+3 data)
P.Mijakovsky PhD thesis
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Super-K Galactic WIMP
P.Mijakovsky, Nu2013
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Super-K Galactic WIMP
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Solar / Earth WIMP探索
• 太陽(または地球中心)方向のExcess探索• Super-Kではエネルギー、フレーバーも加味• 結果はσscat, ハローモデル(速度)に依存• 非常に軽いWIMP(<3GeV)は蒸発の影響• 非常に重いWIMP(>10TeV)は木星の影響
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IceCUBE Solar WIMP
Matthias Danninger, TAUP2013
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伊藤好孝 「ニュートリノによる間接探索」 「ダークマター探索実験の現状と将来」物理学会高知2013年9月21日
IceCUBE Solar WIMP result (SD)
Matthias Danninger, TAUP2013
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IceCUBE Solar WIMP result (SI)
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Super-K FC for solar WIMP 10GeV bb
cosθsun
cosθsun
GeV
GeVK.Choi, ICRC2013
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Super-K Solar WIMP (SD) (FC+PC+Upmu) K.Choi, ICRC2013
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まとめ• WIMP対消滅ニュートリノ
– Unknown BGの少ないクリーンな手法– WIMP散乱断面積にも感度
• Galactic WIMP– 対消滅頻度<σv>について重いWIMP(>TeV)で有利 (10-22)– 軽いWIMP(~GeV)でSKがよい制限 (10-24)
• Solar-WIMP – スピン依存散乱に関しては直接探索よりよい感度 (10-40)
(Captureの不定性はある。。。)– スピン非依存散乱に関しては直接探索がよいが、DAMA領域を別の手法でカバー可能 (~10GeV, 10-40)
• 将来展望としては– より大きい検出器が必要だが、alternativeな探索として有望