[論文レビュー] Dark matter bound to the Solar System: consequences for annihilation searches

Annika H. G. Peter|ArXiv.org|May 15, 2009

Dark Matter and Cosmic Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、太陽および地球に束縛されたWIMPの軌道的進化をモデル化することで、太陽系におけるダークマター対消滅信号を再評価し、惑星による重力的摂動がWIMPの位相空間密度を顕著に変化させることを示している。標準的な仮定と比較して、ニュートリノおよび近太陽γ線フラックスが数個のオーダー減少することを明らかにした。これは、従来の検出可能性の予測に疑問を呈するものである。

ABSTRACT

One method to search for particle dark matter is to hunt down its annihilation products. In the Solar System, three potential types of signals of annihilation have been identified: neutrinos and gamma-rays from the Sun, and neutrinos from the Earth. Each of these signals depends sensitively on the orbital evolution of dark matter once it becomes bound to the Solar System. I will review progress on characterizing these signals based on recent improvements in the determination of the properties of the bound dark matter population.

研究の動機と目的

• 束縛されたダークマターの軌道的進化を考慮することで、太陽系におけるWIMP対消滅信号の推定値を改善すること。
• 惑星による重力的摂動が、太陽および地球に捕獲されたWIMPの位相空間密度に与える影響を定量化すること。
• WIMP対消滅による近太陽γ線の検出可能性を評価し、以前の楽観的な予測に疑問を呈すること。
• 特に重いWIMPに対して、非熱化したWIMP集団が太陽からのニュートリノフラックスに与える影響を評価すること。
• 検出感度がWIMP動力学の正確な天体物理学的モデルに強く依存することを強調すること。

提案手法

• 散乱過程と重力的摂動のモンテカルロ実現を用いて、太陽に捕獲されたWIMPの軌道的進化をシミュレートする。
• エネルギー移動式 $ Q \sim m_A v_{\text{esc}}^2 $ を用いて、散乱ごとのWIMPエネルギー損失をモデル化する。ここで $ m_A $ は標的核の質量である。
• 軌道エネルギー $ E \sim -m_\chi v_{\text{esc}}^2 (R_\odot / a) $ と散乱ごとのエネルギー損失 $ Q $ の比に基づき、熱化 timescale を計算する。
• シミュレーションから得た位相空間密度を、以前の研究（例：Gouldのモデル）で用いられた自由空間の位相空間密度と比較する。
• 重力的焦点化と軌道の崩壊を組み込んだ、太陽の外側で発生するWIMP対消滅からのγ線フラックスを推定する。
• 検出可能性を評価するために、宇宙線相互作用および逆コンプトン散乱によるバックグラウンドフラックスを評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 惑星による重力的トルクは、太陽系に束縛されたWIMPの位相空間分布にどのように影響するか？
• RQ2 不完全な熱化と有限な散乱タイムスケールのため、太陽におけるWIMP対消滅率はどの程度抑制されているか？
• RQ3 WIMP対消滅による近太陽γ線の真のフラックスは何か？ また、天体物理学的バックグラウンドと比較するとどうなるか？
• RQ4 詳細なシミュレーションの結果は、WIMP信号計算において標準的な自由空間位相空間密度の仮定とどのように異なるか？
• RQ5 現在のまたは計画中のニュートリノおよびγ線望遠鏡で、太陽系におけるWIMP対消滅信号を検出可能か？

主な発見

• スピン依存性散乱断面積 $ \sigma_p^{\text{SD}} \approx 10^{-49}\,\text{cm}^2 $ の100 GeVのWIMPでは、太陽内での熱化に太陽系の年齢よりも長い時間がかかる。
• 10 TeVのWIMPでは、$ \sigma_p^{\text{SD}} \approx 10^{-44}\,\text{cm}^2 $ でない限り、熱化タイムスケールが太陽系の年齢を超えるため、顕著な非熱化集団が存在する。
• 束縛されたWIMPの位相空間密度は、以前のモデルで用いられた自由空間位相空間密度と比較して最大3個のオーダー抑制されている。
• $ m_\chi = 1\,\text{TeV} $ の場合、近太陽γ線フラックスは $ \sim 10^{-7}\,\text{km}^{-2}\text{yr}^{-1} $ と推定されるが、重力的効果および天体物理学的バックグラウンドによりさらに抑制される。
• 宇宙線によって誘発される太陽からのγ線フラックス（例：100 MeV以上で $ \sim 3 \times 10^{-7}\,\text{cm}^{-2}\text{s}^{-1} $）は、いかなるWIMP誘発信号よりも著しく大きく、検出はほぼ不可能である。
• 特に重いWIMPでは、不完全な熱化のため、太陽からのニュートリノフラックスが数個のオーダー減少し、熱平衡仮定に基づく従来の制約は根拠を失う。