[論文レビュー] Positron production scenarios and the angular profile of the galactic center 511-keV line

Zainul Abidin, Andrei Afanasev+1 more|arXiv (Cornell University)|Jun 28, 2010

Dark Matter and Cosmic Phenomena被引用数 5

ひとこと要約

本稿は、銀河中心の511-keV陽電子消失線のためのダークマター機構を調査し、リlic遺物崩壊シナリオが観測と一致するほどに平坦な方位角分布を生成するため、観測と一致しないことを明らかにした。衝突的ダークマター過程および中心源からの遠く離れた位置での陽電子生成は、観測された急激な減衰を再現可能であるが、0.5 kpcを超える陽電子拡散は、大多数のダークマター分布と整合しない。

ABSTRACT

The observed angular profile of the 511-keV photon excess from the Milky Way galactic center can allow us to select among combinations of various dark matter and other positron production mechanisms with various models for the dark matter distribution. We find that a relic decay scenario gives too flat an angular distribution for any dark matter distribution in our survey, but that a dark matter-dark matter collisional scenario, or a scenario that involves particles emitted from a localized central source producing positrons some distance out, can match the observed galactic center angular profile if the dark matter distribution is neither too flat nor too cuspy. Additionally, positron migration or diffusion before annihilation broadens the angular profile to an extent that an average migration of more than half a kiloparsec is not viable with most dark matter distributions. The observed angular profile is also consistent with the occurrence of transient events in the past, followed by isotropic positron diffusion.

研究の動機と目的

• 銀河中心からの511-keVガンマ線線の観測された方位角プロファイルを再現できるダークマター機構を特定すること。
• ダークマターの空間的分布（例えば、NFW、Merritt、またはコア付きプロファイル）が陽電子消失の予測される方位角分布に与える影響を評価すること。
• 陽電子拡散および移動が511-keV放射の方位角プロファイルをどのように変化させるかを評価すること。
• 一時的または定常状態の陽電子生成源が、特に大角度での急激な減衰を説明できるかどうかをテストすること。
• 方位角応答および観測制約との整合性に基づいて、ダークマター崩壊、衝突的、局所的源シナリオを区別すること。

提案手法

• ダークマター密度の線路上積分を用いて、511-keV光子の方位角フラックスを計算し、崩壊（密度に線形に依存）および衝突（密度に2次的に依存）のそれぞれに特化した定式化を採用。
• 中心部に局所的源があり、それが距離で陽電子を生成する粒子を放出するモデルを構築。フラックスは1/r²で減少し、ダークマター密度プロファイルによって修正される。
• 観測による広がりを模倣するため、検出器の解像度のスメアリング（例：3°または8° FWHM）を適用。
• 等方的陽電子拡散をランダムウォークモデルで組み込み、拡散長が観測されたガウス型広がりと関連づける。
• 異なるメカニズム（崩壊、衝突、遠隔生成）からの理論的方位角プロファイルを、背景成分を含む観測データと比較。
• 結果がホール構造（特にコア性または急峻性）にどれほど敏感であるかをテストするため、Merritt et al.およびNFWダークマタープロファイルを用いる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 長寿命の励起WIMPのリlic崩壊が、511-keV線の観測された方位角プロファイルを再現できるか？
• RQ2 WIMP-WIMPの衝突的過程が、銀河中心で観測された急激な減衰と整合する方位角プロファイルを生成するか？
• RQ3 中心源が粒子を放出し、それが距離で陽電子を生成する場合、観測された方位角分布を再現できるか？
• RQ4 キロパーセクスケールでの陽電子拡散が方位角プロファイルに与える影響はどの程度で、このような拡散はデータと整合するか？
• RQ5 過去の一時的イベントに続く等方的拡散が、511-keV放射の観測されたガウス型空間的広がりを説明できるか？

主な発見

• リlic崩壊シナリオは、使用したダークマター密度プロファイルにかかわらず、観測データと一致するほどに平坦な方位角プロファイルを生成するため、観測と一致しない。
• 衝突的WIMP過程は、ダークマター密度に2次的に依存するため、より急峻な方位角減衰を生成でき、ダークマター分布があまりに急峻でもなく、あまりに平坦でもなければ、観測プロファイルを再現可能である。
• 中心源が粒子を放出し、それが距離で陽電子を生成するシナリオは、崩壊モデルを上回り、1/r²のフラックス減衰と適切なスメアリングを組み合わせることで、観測された方位角プロファイルを再現可能である。
• 0.5 kpcを超える陽電子拡散は、観測と一致するほどに平坦なプロファイルを生成するため、大多数のダークマター分布では、このような長い拡散長は除外される。
• 511-keV放射の観測されたガウス型広がりは、1回または複数回の過去の噴出イベントに続く一時的イベントモデルと整合しており、拡散時間スケールは約40万〜160万年である。
• 0.5 kpc以上の拡散は、さまざまなダークマター密度プロファイルの違いをぼかし、ホール構造を制約するための方位角プロファイルの有用性を低下させる。