[論文レビュー] Seesaw Mechanism Confronting PAMELA in S_4 Flavor Symmetric Extra U(1) Model

Yasuhiro Daikoku, Hiroshi Okada+1 more|arXiv (Cornell University)|Oct 24, 2010

Dark Matter and Cosmic Phenomena参考文献 7被引用数 6

ひとこと要約

本稿では、$S_4$ 対称性を持つ $E_6$ を模した追加の $U(1)$ モデルにおける最軽いフラーヴォンの崩壊によって、PAMELAの宇宙線陽電子過剰が生じると提案している。フラーヴォンは部分的なダークマター成分である。再加熱による非熱的生成が再加熱温度とシー・スケールを結びつけ、右巻きニュートリノ質量が $\mathcal{O}(10^{12}\ \text{GeV})$ に達する。これは宇宙論的制約とニュートリノ質量生成と整合的である。

ABSTRACT

We study cosmic-ray anomaly observed by PAMELA based on E_6 inspired extra U(1) model with S_4 flavor symmetry. In our model, the lightest flavon has very long lifetime of O(10^18) second which is longer than the age of the universe, but not long enough to explain the PAMELA result O(10^26) sec. Such a situation could be avoidable by considering that the flavon is not the dominant component of dark matters. However non-thermalizing the flavon is needed to obtain proper relic density. This relates reheating temperature of the universe with seesaw mass scale. If we assume this flavon is a particle decaying into positron (or electron), the seesaw mass scale is constrained by reheating temperature. Thus we find an interesting result that the allowed region is around O(10^12) GeV, which is consistent with our original result.

研究の動機と目的

• フラーヴォンのダークマター崩壊を通じて、PAMELAの宇宙線陽電子過剰を説明すること。
• 非熱的フラーヴォン生成を通じて、初期宇宙の再加熱温度をシー・スケールに結びつけること。
• PAMELAデータと残存密度の考察を用いて、フラーヴォン場の真空期待値を制約すること。
• $S_4$ フレーバー対称性によるプロトン崩壊抑制と $\mu$-項生成を保証すること。
• フラーヴォン崩壊から $E_\nu = m_\Phi/2$ の単色性ニュートリノフラックスが予測されること。

提案手法

• プロトン崩壊を抑制し、$\mu$-項を生成するため、$S_4$ フレーバー対称性を有する $E_6$ を模した $\text{SM} \times U(1)_X \times U(1)_Z$ ゲージ群を採用する。
• 非摂動的項を用いてフラーヴォンと標準模型粒子を結合させ、長くも一様でない寿命を保証する。
• フラーヴォンを非熱的生成によるダークマター成分としてモデル化し、再加熱期におけるボルツマン方程式に従ってその残存密度を記述する。
• フラーヴォンの崩壊幅と $U(1)_Z$ ゲージ結合定数を通じて、再加熱温度 $T_{\text{RH}}$ をシー・スケールに結びつける。
• ボルツマン方程式を $\mathcal{LF}$ 数密度について解き、残存密度パラメータ $\Omega_{\text{LF}}$ を $T_{\text{RH}}$ と $V$ の関数として導出する。
• PAMELA（$\Gamma^{-1} \sim \mathcal{O}(10^{26})$ 秒）および拡散ガンマ線制限からの制約を用いて、モデルパラメータを制約する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 PAMELAの陽電子過剰は、$S_4$ 対称性を持つ追加の $U(1)$ モデルにおける最軽いフラーヴォンの崩壊によって説明可能か？
• RQ2 非熱的生成を仮定した場合、PAMELAデータと整合するフラーヴォン寿命を得るための必要なシー・スケールは何か？
• RQ3 初期宇宙の再加熱温度は、このモデルにおける右巻きニュートリノ質量スケールをどのように制約するか？
• RQ4 残存密度と崩壊率の制約を満たしつつ、フラーヴォンが部分的なダークマター成分である可能性は？
• RQ5 フラーヴォン崩壊からの反陽子およびニュートリノフラックスにどのような影響があるか？そして、宇宙線観測と整合するか？

主な発見

• 許容されるシー・スケールは $\mathcal{O}(10^{12}\ \text{GeV})$ に制限され、モデルの元々の予測と整合的である。
• $V = 10^{12}\ \text{GeV}$ の場合、再加熱温度は $(0.7 - 5.8) \times 10^5\ \text{GeV}$ の範囲にあると予測される。
• フラーヴォンの真空期待値は $V \sim 10^{12}\ \text{GeV}$ に制限され、プロトンおよび特異クォーク崩壊からの物性的境界と一致する。
• モデルは $E_\nu = m_\Phi/2$ における単色性の拡散ニュートリノフラックスを予測する。これは将来的な検出に特徴的なシグナルである。
• 反陽子過剰生産を避けるために、フラーヴォンは短い寿命のため、支配的ダークマター成分ではあり得ない。代わりに、反陽子過剰を避けるために部分的でなければならない。
• ヒッグスダブルレットを $S_4$ 表現に割り当てることで、クォークへのフレーバー変換を伴う結合を禁止し、反陽子過剰を回避する。