Dark Matter, Neutrinos, and Inflation FNAL Theoretical Astrophysics: - - PowerPoint PPT Presentation

7/30/14 Scott Dodelson 1

Dark Matter, Neutrinos, and Inflation

FNAL Theoretical Astrophysics:
 A Tradition of Finding Cosmic Probes of BSM Physics

Dark Matter

A M S h a s c o n fi r m e d PAMELA’s positron excess, with much greater precision

• Global fits find that both

dark matter and pulsar models can account for the

• bserved data

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DotDashed: MΧ2.5 TeV, ΧΧΦΦ2Μ2Μ Dashed: MΧ3.0 TeV, ΧΧΦΦ2Π2Π Solid: MΧ1.6 TeV, ΧΧΦΦ2e, 2Μ, 2Π at 1:1:2

1 5 10 50 100 0.02 0.05 0.10 0.20 0.50 1.00 E GeV eee e e E3x diff. flux GeV2m2 s sr 1

Cholis ¡& ¡Hooper ¡2013 ¡

Searches With Cosmic Ray Anti-Matter ¡

Dark Matter

The lack of spectral features in the positron excess strongly constrains dark matter annihilating to charged leptons (as proposed by Hooper and Xue 2013)

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101 102 mχ [GeV] 10−29 10−28 10−27 10−26 10−25 10−24 10−23 hσvi [cm3s−1] dashed: Fermi LAT W M A P 7 solid: AMS-02 (this work)

τ +τ µ+µ e+eγ e+e

Bergstr¨

• m et al. (2013)

Searches With Cosmic Ray Anti-Matter ¡

Bergstrom, ¡Cholis, ¡ ¡Hooper, ¡et ¡al. ¡2013 ¡

Dark Matter

Fermi is transforming indirect detection, and we have used this data set to perform many state-of- the-art dark matter searches, including:

• Using a large collection of multi-

wavelength data, we have built an astrophysical model of the extragalactic diffuse gamma-ray emission, and placed constraints

• n t h e c o n t r i b u t i o n f r o m

annihilating dark matter

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Searches With Gamma Rays ¡

Cholis, ¡ ¡Hooper, ¡McDermo; ¡2014 ¡

Dark Matter

Fermi is transforming indirect detection, and we have used this data set to perform many state-of- the-art dark matter searches, including:

• W e h a v e s e a r c h e d f o r a

unidentified population of gamma- ray point sources, constraining dark matter in nearby sub-halos

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XX Æ b b mX = 100 GeV

s v = 3 . 1 ¥ 1 0 -26 c m3 ë s

1 ¥ 10-10 2 ¥ 10-10 5 ¥ 10-10 1 ¥ 10-9 2 ¥ 10-9 5 ¥ 10-9 1 2 5 10 20 50 Fg H cm-2 s-1 L Number of Sources

Searches With Gamma Rays ¡

Berlin ¡& ¡ ¡Hooper ¡2013 ¡

Dark Matter

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• Can infer local DM density

by studying the distribution

• f stars (Oort 1932!)
• Found kink in this program:

large asymmetry between North & South à local density disturbed by ?

• Might open up ways of

searching for passing DM sub-halos

Widrow, ¡Gardner, ¡Yanny, ¡Dodelson, ¡& ¡Chen ¡2012 ¡

Another Possible Handle on Sub-Halos ¡

Dark Matter

Fermi is transforming indirect detection, and we have used this data set to perform many state-of- the-art dark matter searches, including:

• Used statistical tools to extract

constraints on spherically symmetric signal (DM) in the presence of foregrounds in annuli surrounding Galactic Center

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Searches With Gamma Rays ¡

Baxter ¡& ¡Dodelson ¡2011 ¡

Accounts ¡for ¡uncertainty ¡ in ¡DM ¡density ¡

Dark Matter

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Searches With Gamma Rays ¡

Fermi is transforming indirect detection, and we have used this data set to perform many state-of- the-art dark matter searches, including:

• The Galactic Center continues to

be a powerful probe of dark matter; strong limits can be made, even without sophisticated modeling of backgrounds

Hooper, ¡Kelso, ¡Queiroz, ¡2012 ¡

Dark Matter

Originally discovered by Hooper and Goodenough (2009, 2011) measurements

• f the gamma-ray excess

from the inner Milky Way have recently become much more robust and highly statistically significant

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Galactic Center Excess ¡

Daylan, ¡Finkbeiner, ¡Hooper, ¡ et ¡al. ¡2014 ¡

Excess ¡at ¡1-­‑3 ¡GeV, ¡well ¡fit ¡ by ¡~30 ¡GeV ¡DM ¡parAcles ¡ SpaAally ¡extended ¡(>10 ¡ degrees, ¡slightly ¡steeper ¡ than ¡NFW ¡ Spherically ¡symmetric ¡

Dark Matter

If interpreted as annihilating dark matter, the normalization of the signal implies a cross section of σv ~ 2x10-26 cm3/s, strongly indicative

• f a thermal relic

Broadly speaking, two directions for model building present themselves:

• Annihilations directly to quarks through a

new mediator with either pseudoscalar or axial interactions, or through a t-channel sbottom-like particle

• Annihilations to other states in the dark

sector, which produce the observed gamma rays in their decays (see also, Abdullah et al,

arXiv:1404.6528)

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*

20 40 60 80 100 20 30 40 50 60 70 80 90 mhs @GeVD mas @GeVD NMSSM, mc = 67 GeV, tanb = 5

Galactic Center Excess ¡

Berlin, ¡Hooper, ¡McDermo; ¡2014 ¡ Agrawal, ¡Batell, ¡Hooper, ¡Lin ¡2014 ¡ Berlin, ¡GraNa, ¡Hooper, ¡McDermo; ¡2014 ¡

Dark Matter

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RaAo ¡of ¡Unstable ¡heavy ¡DM ¡to ¡ordinary ¡DM ¡

Complex Dark Sector ¡

• Heavy particles in dark sector

can decay to ordinary DM, producing positrons

• Produced late enough, the

positrons cool down and are accreted into our Galaxy, wherein they annihilate producing 511 keV lines

• Viable allowed region might

help explain INTEGRAL

• bservations

Boubekeur, ¡Dodelson, ¡and ¡Vives ¡2012 ¡

Claim of evidence for MOND arises from improper interpretation of observations.

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Total ¡gas ¡ Neutral ¡(= ¡observable) ¡ gas ¡ “MOND ¡line” ¡

Gnedin ¡2012 ¡

The Case against Modified Gravity ¡

Dark Matter

Dark Matter

Earlier work (Dodelson & Liguori 2006) showed that TeVeS raised the amplitude of the perturbations, but the shape is still all wrong: generic problem for MG models

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The Case against Modified Gravity ¡

Dodelson ¡2011 ¡

Neutrinos

• IceCube has recently reported the

detection of a diffuse flux of extraterrestrial ~50 TeV-2 PeV neutrinos

• Candidate source classes include active

galactic nuclei, low-luminosity gamma- ray bursts, and starburst galaxies (Cholis and Hooper 2013 and Anchordoqui et al. 2014)

• Cosmic neutrinos with PeV-EeV

energies provide an opportunity to

• bserve interactions in accessible at the

LHC, and over wildly longer baselines than otherwise possible

7/23/14 Presenter | Presentation Title 14

AcceleraAon ¡Mechanism ¡for ¡High ¡Energy ¡Neutrinos ¡

e

Neutrinos

• Nanoshots: little known and

poorly understood phenomena.

• Duration points to small

sources (<1m); amplitude points to large E field

• S t e b b i n s & Yo o s h o w

nanoshots consistent w/ Schwinger sparks: bursts of vacuum e± pair production. Rate goes as

7/23/14 Presenter | Presentation Title 15

Crab ¡Nebula, ¡2.5 ¡kpc ¡away ¡

AcceleraAon ¡Mechanism ¡for ¡High ¡Energy ¡Neutrinos ¡

e

Neutrinos

Electrons and positrons separate, producing large electric field, acceleration to large energies (>105 TeV). These same high-energy e± produce high-energy neutrinos that could be related to those detected by IceCube

7/23/14 Presenter | Presentation Title 16

Crab ¡Nebula, ¡2.5 ¡kpc ¡away ¡

AcceleraAon ¡Mechanism ¡for ¡High ¡Energy ¡Neutrinos ¡

e

Stebbins ¡& ¡Yoo ¡2014 ¡

Neutrinos

• Fast radio bursts could be

neutron star coalescence events, which also produce 10-50 MeV neutrinos

• Flux is potentially much

larger than background, especially if coincidence with radio telescopes is exploited

• Could extract constraints on

neutrino masses

7/23/14 Presenter | Presentation Title 17

Fast ¡Radio ¡Bursts ¡as ¡Neutrino ¡Sources ¡

Stebbins ¡2014 ¡

Neutrinos

• Constrain neutrino mass using

galaxy angular clustering in redshift slices (neutrinos suppress small- scale clustering)

• DES+Planck forecasts, including

dark energy

• Include galaxy bias models informed

by N-body simulations:

– Black: unbiased – Magenta: 7-parameter evolving b(z)

• Plan: apply to N-body simulations

and to early DES data and LSST forecasts

7/23/14 Presenter | Presentation Title 18

DES ¡Large-­‑scale ¡Structure ¡constrains ¡Neutrino ¡Mass ¡ ¡

Zablocki ¡2014 ¡ ¡ (Frieman ¡student) ¡

DES+Planck ¡forecast ¡ eV ¡

Neutrinos

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InterpreAng ¡Cosmic ¡Constraints ¡

SPT: ¡Hou, ¡…,Dodelson, ¡… ¡2014 ¡

Neutrinos

7/30/14 Scott Dodelson 20

InterpreAng ¡Cosmic ¡Constraints ¡

Dodelson ¡& ¡Lykken ¡2014 ¡

7/30/14 Scott Dodelson 21

Inflation FNAL Theoretical Astrophysics:
 A Tradition of Finding Cosmic Probes of BSM Physics

Inflation

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Dodelson ¡2014 ¡(one ¡of ¡534!) ¡

3 ¡Next ¡Steps ¡in ¡ B-­‑mode ¡Physics: ¡ ¡

• 1. ¡
• 2. ¡
• 3. ¡

Inflation

• Two Epochs of Cosmic Acceleration:

Early (Inflation) and Late (Now)

• Phenomenological descriptions of the

two differ for historical reasons

• CMB constrains Inflaton Equation of

State Parameter winf and its time evolution dln(1+winf)/dlna

• CMB favors winf≠−1 and dln(1+winf)/

dlna≠0 for inflaton, depending on BICEP2

• Inflaton “Figure of Merit” from CMB

far surpasses what Stage IV expts will deliver for DE FoM

7/23/14 Presenter | Presentation Title 23

Constraining ¡the ¡Inflaton ¡EquaAon ¡of ¡State ¡

Frieman, ¡Ilic, ¡Kunz, ¡Liddle ¡2014 ¡

with ¡BICEP2 ¡ without ¡BICEP2 ¡ scalar ¡spectral ¡index ¡

Inflation

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fNL=-­‑100 ¡ fNL=0 ¡ fNL=+100 ¡ fNL=+300 ¡

Lidz, ¡Baxter, ¡Adshead, ¡& ¡Dodelson ¡2013 ¡ Dizgah, ¡Dodelson, ¡& ¡Rio;o ¡2013 ¡

Searching ¡for ¡the ¡next ¡way ¡to ¡test ¡inflaAon ¡

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Dark Matter, Neutrinos, and Inflation

DotDashed: MΧ2.5 TeV, ΧΧΦΦ2Μ2Μ Dashed: MΧ3.0 TeV, ΧΧΦΦ2Π2Π Solid: MΧ1.6 TeV, ΧΧΦΦ2e, 2Μ, 2Π at 1:1:2

1 5 10 50 100 0.02 0.05 0.10 0.20 0.50 1.00 E GeV eee e e E3x diff. flux GeV2m2 s sr 1

Inflation

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Snowmass: ¡CF5 ¡