[論文レビュー] Pico-charged particles explaining 511 keV line and XENON1T signal

Yasaman Farzan, Meshkat Rajaee|arXiv (Cornell University)|Jul 28, 2020

Dark Matter and Cosmic Phenomena被引用数 10

ひとこと要約

本稿では、MeVスケールのダークマターの崩壊から生じるpico電荷を有する粒子（CおよびC̄）が、銀河中心からの511 keVガンマ線ラインとXENON1T実験で観測された電子反動過剰を同時に説明できると提唱している。電荷が約10⁻¹¹ eのこれらの粒子は、銀河の磁場に捕らえられ、e⁺e⁻対を生成する対消滅を経て511 keVラインを発生させるとともに、検出器内での電子散乱により観測されたkeVスケールの反動過剰を生じる。XENON1Tのデータは、現在までに得られた最も強い制約を示しており、ダークマターの寿命が宇宙の年齢の10⁶倍以上でなければならないことを示唆している。

ABSTRACT

There is a robust signal for a 511 keV photon line from the galactic center which may originate from dark matter particles with masses of a few MeV. To avoid the bounds from delayed recombination and from the absence of the line from dwarf galaxies, in 2017, we have proposed a model in which dark matter first decays into a pair of intermediate pico-charged particles $C\bar{C}$ with a lifetime much larger than the age of the universe. The galactic magnetic field accumulates the relativistic $C\bar{C}$ that eventually annihilate, producing the $e^-e^+$ pair that give rise to the 511 keV line. The relativistic pico-charged $C$ particles can scatter on the electrons inside the direct dark matter search detectors imparting a recoil energy of $E_r \sim$~keV. We show that this model can account for the electron recoil excess recently reported by the XENON1T experiment. Moreover, we show that the XENON1T electron recoil data sets the most stringent bound on the lifetime of the dark matter within this model.

研究の動機と目的

• 銀河中心からの持続的である511 keVガンマ線ラインを解消する。このラインは既知の天体物理学的源を上回っており、ダークマターの崩壊を示唆している可能性がある。
• 標準のWIMPやバックグラウンド源だけでは説明できないXENON1T直接検出実験における電子反動過剰を説明する。
• 511 keVラインとXENON1Tの過剰を、遅延再結合や矮星銀河観測からの制約を避ける1つのモデルで統一的に説明する。
• XENON1Tのデータを用いて、ダークマターがpico電荷を有する粒子に崩壊する分支比に対する、これまでで最も厳密な上限を導出する。

提案手法

• SMの光子と混合するキネティック混合を伴うU_X(1)ゲージ対称性を導入し、pico電荷を有する粒子（C, C̄）がSM光子およびダーク光子と結合できることをモデル化する。
• 寿命が宇宙の年齢の10⁴倍以上であるMeVスケールの不安定なダークマター（X）が、CおよびC̄に崩壊すると仮定する。
• 銀河の磁場が相対論的CおよびC̄粒子を捕らえ、それらがe⁺e⁻対に対消滅することで、ポジトロニウム形成を経て511 keVラインが生成されることをモデル化する。
• SM光子およびダーク光子のtチャネル交換によるC–電子散乱から得られる電子反動スペクトルを計算し、振幅のキャンセレーションがXENON1Tデータとの適合を改善する可能性を検討する。
• 超新星冷却、CMB、BBN、および直接検出実験（CRESST、DarkSide）からの制約を用いて、モデルのパラメータを制限する。
• XENON1Tの電子反動データを用い、f = Γ_X t₀の3σ上限を導出し、ダークマター寿命の下限を求める。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 1つのダークマター崩壊モデルが、511 keVガンマ線ラインとXENON1Tの電子反動過剰の両方を説明できるか？
• RQ2 遅延再結合や矮星銀河観測からの制約に反しない形で、511 keVラインはどのように生成されるか？
• RQ3 XENON1Tのデータから制限される、ダークマターがpico電荷を有する粒子に崩壊する最大許容分支比は何か？
• RQ4 SM光子とダーク光子の散乱振幅のキャンセレーションが、XENON1T反動スペクトルへの適合を改善できるか？
• RQ5 このモデルが超新星ニュートリノのシグネチャーや、将来的なCMB/BBN測定に与える影響は何か？

主な発見

• XENON1Tの電子反動データは、ダークマターがCおよびC̄粒子に崩壊する分支比fについて、3σでf < 10⁻⁶という、これまでで最も厳しい上限を設定した。
• モデルは、相対論的pico電荷粒子が電子と散乱することでXENON1Tの反動過剰を説明でき、SM光子とダーク光子の交換による干渉を介して、反動スペクトルを調整可能である。
• 必要なpico電荷は約10⁻¹¹ eであり、これは超新星冷却の制約（約10⁻⁹ e）を下回っており、ダーク光子がニュートリノに崩壊する場合でもモデルは成立する。
• XENON1Tの制約を満たすためには、ダークマターの寿命が宇宙の年齢の10⁶倍以上でなければならない。これは、これまで提案された中で最も寿命の長いダークマター候補の1つである。
• モデルは、矮星銀河における銀河磁場強度と511 keVライン強度の相関を予測し、検証可能なシグネチャーオプションを提供する。
• モデルはN_effに約0.1を寄与させ、将来的なCMBおよびBBNの高精度測定で探査可能である可能性を示している。