[论文解读] Indirect Dark Matter Searches with VERITAS

R. G. Wagner|arXiv (Cornell University)|Oct 23, 2009

Dark Matter and Cosmic Phenomena被引用 10

一句话总结

本文利用VERITAS切伦科夫望远镜阵列对矮球状星系、球状星团和本星系群星系进行了间接暗物质探测，旨在寻找来自弱相互作用大质量粒子（WIMP）湮灭的高能伽马射线信号。未检测到显著过量；WIMP湮灭截面的上限表明，在当前灵敏度限制下，需在平滑晕模型基础上提升约1000倍才能实现探测。

ABSTRACT

A leading candidate for astrophysical dark matter (DM) is a massive particle with a mass in the range from 50 GeV to greater than 10 TeV and an interaction cross section on the weak scale. The self-annihilation of such particles in astrophysical regions of high DM density can generate stable secondary particles including very high energy gamma-rays with energies up to the DM particle mass. Dwarf spheroidal galaxies of the Local Group are attractive targets to search for the annihilation signature of DM due to their proximity and large DM content. We report on gamma-ray observations taken with the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System (VERITAS) of several dwarf galaxy targets as well as the globular cluster M5 and the local group galaxies M32 and M33. We discuss the implications of these measurements for the parameter space of DM particle models.

研究动机与目标

• 利用VERITAS在天体暗物质密集区域搜索来自WIMP湮灭的高能伽马射线信号。
• 通过观测目标的通量上限约束WIMP暗物质模型的参数空间。
• 在平滑晕模型与子结构增强模型的背景下评估超对称暗物质的可探测性。
• 评估当前IACT对间接暗物质信号的灵敏度，并为未来望远镜设计提供参考。

提出的方法

• 在弗雷德·劳伦斯·惠普尔天文台使用VERITAS以wobble模式观测，采用3至4台望远镜阵列配置。
• 通过图像重建、脉冲幅度总和及形状筛选，优化以探测3%蟹状星云通量信号的伽马射线候选源。
• 利用反射区方法估算背景，以模拟非源区域。
• 使用Li和Ma方法（公式17）计算统计显著性，通量上限通过有界轮廓似然比（Rolke方法）推导。
• 对每个目标使用NFW剖面计算天体物理J因子，归一化至临界密度和哈勃半径。
• 根据WIMP质量推导截面上限（$\langle\sigma v\rangle$），并结合能量依赖的有效面积和1%蟹状星云通量归一化。

实验结果

研究问题

• RQ1 VERITAS能否探测到附近矮球状星系中来自WIMP湮灭的高能伽马射线信号？
• RQ2 对于中性子质量在100 GeV至10 TeV之间的WIMP，其湮灭截面（$\langle\sigma v\rangle$）的上限是多少？
• RQ3 观测到的通量上限如何约束与WMAP遗迹密度约束一致的最小超对称模型（MSSM）？
• RQ4 在平滑晕假设下，当前WIMP模型需多大的增强因子才能被VERITAS探测到？
• RQ5 球状星团和大星系中的背景水平如何影响间接暗物质探测的可行性？

主要发现

• 在对 Draco、Ursa Minor、Willman 1、M5、M32 和 M33 的观测中，未在背景之上检测到显著的伽马射线过量。
• 在95%置信水平下，Draco、Ursa Minor 和 Willman 1 的通量上限分别为 $2.82 \times 10^{-12}$、$1.35 \times 10^{-12}$ 和 $2.23 \times 10^{-12}$ cm⁻²s⁻¹。
• $\langle\sigma v\rangle$ 限制表明，为探测MSSM型WIMP模型，需在平滑晕预测基础上提升约1000倍的增强因子。
• 对于球状星团M5和星系M32与M33，95%置信水平下的通量上限分别为 $2.5 \times 10^{-4}$、$3.2 \times 10^{-4}$ 和 $7.4 \times 10^{-4}$ 光子 cm⁻²s⁻¹。
• 在NFW剖面假设下，Draco、Ursa Minor 和 Willman 1 的J因子值分别为4、7和22。
• 未来望远镜如CTA和AGIS预计可将灵敏度提高一个数量级，即使在保守的晕模型假设下，也能探测到可行的暗物质模型。