Astroteilchenphysik I

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1 Astroteilchenphysik I Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 15, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik, Fakultät für Physik Dunkles Universum - Bolometer & Thermistoren - Teilchendiskriminierung bei Edelweiss und CDMS - Flüssigedelgas-Experimente: Prinzip, XENON, LUX - Ausblick: WIMP Sensitivitäten KIT Die Forschungsuniversität in der Helmholtz-Gemeinschaft

2 WIMP-Nachweis Experimentelle Suche nach WIMP Streu-Ereignissen WIMP Plot - Darstellung & Vergleich der Ergebnisse als Funktion von WIMP Masse M c & SUSY-Wirkungsquerschnitt s Streu - Ausschlusskurve: keine Evidenz Einschlussregion: WIMP Evidenz Jahreszeitliche Modulation des WIMP- Signals durch Bewegung der Erde um Sonne - DAMA-Libra (NaJ Szintillator) beobachtet seit langem Modulation der Rate Signal oder systematischer Effekt? G. Drexlin VL15

3 WIMP-Nachweismethoden: 2 Parameter Phononen Szintillation & Phononen CRESST-II ROSEBUD Szintillation & Ionisation Szintillation Phononen & Ionisation c 0 c 0 XENON LUX WARP ArDM Szintillation Phononen Ionisation it takes two to detect WIMPS CDMS Edelweiss Ionisation G. Drexlin VL15

4 Kryoexperimente Szintillation & Ionisation Szintillation und Phononen: CRESST ~1% der Energie als Licht detektiert Ionisation und Phononen: CDMS, EW ~10-20% der Energie als Ionisation Thermometer Absorber CaWO 4 Thermometer Phononsignal Wärmebad therm. Ankopplung Szintillationssignal reflektierende Kavität therm. Ankopplung Wärmebad Thermometer WIMP Ge-Kern Phononsignal Elektroden Ladungssignal Wärmebad Oberflächeneffekte bei Ladungssammlung! G. Drexlin VL15

5 Teilchendiskrimination über Ionisation Untergrund Elektronrückstoß Signal Kernrückstoß e- g e- g lange Spur! Target- Kern kurze Spur! G. Drexlin VL15

6 Untergrund: Ionisation & Phononen Diskrimination (Trennung) von Signal und Untergrund - WIMPs: Rückstoß des schweren Target-Kerns nach Streuung - Gammas (Elektronen): Rückstoß eines leichten atomaren Elektrons Verhältnis des Ladungs- (Licht-) Signals zum Phononsignal Germanium Quenching Ionisationssignal des Kernrückstoßes - schwere Kerne erzeugen eine hohe spezifische Ionisationsdichte - durch Rekombination von Ionen & Sekundärelektronen wird das Ladungssignal reduziert (gequencht) - bei Ge-Detektoren gilt: E vis (Ionisation) ~ ⅓ E R (Phonon) G. Drexlin VL15

7 Ionisation/Rückstoßverhältnis Q Kryobolometer - Teilchendiskrimination Ge-Bolometer mit Ladungs- und Phonon-Signal - gute Abtrennung des Kern-Rückstoßes von e -, g s bzw. a s Ionisations-Quenching: Ladungssignal des Ge-Kerns ist auf ~ ⅓ reduziert durch hohe spezifische Ionisationsdichte de/dx cm Gammas Elektronen Koinzidenz: Phononsignal & Ionisation 0 Phononen Ionisation 0.2 Kernrückstöße G. Drexlin VL15 Rückstossenergie (kev) Zeit (ms)

8 Phonondetektor Thermometer Thermometer CRESST-II Experiment CRESST: Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers - Ort: Halle A im LNGS (Gran Sasso Labor), - Prinzip: Szintillation und Phononen (Teilchendiskrimination) - einzelne CaWO 4 Kristalle (Kalzium-Wolframat) mit Masse M = 300 g - WIMP-Streuung: Kernrückstöße an 184 W, 40 Ca, 16 O Messprinzip Wolfram-Thermometer (8 6)mm 2, aufgedampft Lichtsensor Si-Wafer ( ) mm 3 Absorber CaWO 4 Absorber CaWO G. Drexlin VL15 reflektierendes Gehäuse Lichtdetektor Dimension: Ø = 40 mm, h = 40 mm

9 LSM Laboratoire Souterrain de Modane Fréjus Gipfel (2900m) 4800 m.w.e. 4 Myonen/m 2 /Tag Italien Frankreich Eingang Straßentunnel NEMO-III 0nßß Ge Schleuse Modane Frankreich Italien Nemo s.b. Höhe Abstand 1228 m 1263 m 1298 m 0 m 6210 m m Edelweiss G. Drexlin VL15

10 EDELWEISS Experiment Expérience pour détecter les WIMPs en Site Souterrain französisch-deutsches Experiment im LSM mit Ge-/Si-Bolometern : Edelweiss-I mit M = 1 kg ( 3 Detektoren) : Edelweiss-II mit M = 4 kg (10 Detektoren, je 400 g) : Edelweiss-III mit M = 32 kg (40 Detektoren, je 800 g) Kryostat G. Drexlin VL15

11 EDELWEISS - Detektoren Ge Bolometer Phase-II (m = 320 g, Ø = 70 mm, h = 20 mm) Nachweis: Phonon-Signal + Ionisation - Phononsignal: NTD-Thermistor mit T 0 = 17 mk Nb/Si-Thermistor (z-auflösung) - Ionisation: Aluminium-Elektroden (DV = 3-7 V) 2 Bereiche: Zentrum & Schutzring Phase-III Detektor Detektoren mit Ringelektroden 800g Detektor G. Drexlin VL15

12 Ionisationsausbeute EDELWEISS II Resultate, EURECA Resultate von EDELWEISS-II: - 10 Kryobolometer (5 360 g, g), fiducial mass ~ 160 g je Detektor - Exposition: 384 kg Tage (effektiv), Zeitraum: April 2009 Mai WIMP-Suche ab E R > 20 kev, 5 WIMP Kandidaten, < 3 Ereignisse von Untergrundquellen erwartet, kein statistisch signifikantes WIMP Signal s SI < cm 2 (90% CL.) bei WIMP Masse M c = 85 GeV geplantes Kryo-DM-Experiment: EURECA (seit 3/2005) Energie [kev] G. Drexlin VL15

13 CDMS Cryogenic Dark Matter Search Kryo-Bolometer in der Soudan-Mine in Nord-Minnesota (2000 m.w.e) Absorber: 250 g Germanium (Ø = 7.5 cm, h = 1 cm) bzw. 100 g Si-Kristalle ZIP-Detektortechnik: Z-sensitive Ionisation and Phonon mediated detector Signale: nur ballistische Phononen ( TES: Al und W) Phonon-Timing zur Diskrimination gegen Oberflächenereignisse Kryostat: 5 Türme ZIP Detektor mit TES G. Drexlin VL15

14 WIMP-Nukleon Wq. s SI (cm 2 ) CDMS II Resultate : CDMS II veröffentlicht neue Daten (2007/08) kg Tage (8 Si-Detektoren je 106 g) 3 WIMP Kandidaten-Ereignisse (~3 s Signal) Spekulation um WIMPs mit ~ 10 GeV DAMA CoGENT WIMPs mit kleiner Masse (~10 GeV) in Theorien mit dunklem Sektor frühere Hinweise von DAMA/Libra, CoGeNT & CRESST - Parameterregion von CDMS-II wird von XENON100 (& LUX) ausgeschlossen CRESST XENON100 Ge-CDMS II WIMP Masse (GeV) G. Drexlin VL15

15 3.5.3 Flüssig-Edelgas-Detektoren LXe & LAr Detektoren auf Basis verflüssigter Edelgase - Betrieb als 2-Phasen Detektor: flüssige & gasförmige Phase Vorteile: - große Detektorvolumina (10 kg 100 kg 1000 kg ) - Teilchenidentifikation: Ladung & Szintillation, Pulse-Shape Herausforderungen: - niedrige Schwelle, weitere Reduktion der Untergrundrate Eigenschaften von flüssigen Edelgasen als DM-Detektoren Z (A) Siedepunkt T s [K] bei p = 1 bar Dichte bei T s [g/cm 3 ] Ionisation [e-/kev] Szintillation [Photonen/ kev] Szintillationslicht [l in nm] l-schieber Neon 10 (20) (WLS) Argon 18 (40) (WLS) Xenon 54(129/131) G. Drexlin VL15

16 2-Phasen LXe-Experimente: Grundlagen Prinzip von LXe 2-Phasen-Detektoren: - Szintillationslicht: Nachweis über Photomultiplier (PMT in LXe) - Ionisationssignal: Drift der Elektronen über E-Feld zur Xe-Gasphase Gas Anode LXe S1 E R PMT Array S2 hn T drift 5 µs / cm Elektronen hn PMT Array in LXe E ext E D Signale S1 (prompt) & S2 (verzögert): - S1: primäre Xe-Anregung durch Rückstoß- Kern (promptes Szintillationslicht) - S2: Nachweis der gedrifteten Elektronen durch Extraktion in die Gasphase, dort Beschleunigung der e - mit starkem Feld E ext ; im Gas durch Kollisionen Entstehung von Elektrolumineszenz Nachweis des Lichts mit oberen PMT Koinzidenz von S1 und S2: - S1 + S2: Teilchenart & Ort der Streuung G. Drexlin VL15

17 Teilchenidentifikation Diskrimination zwischen WIMP-Kernrückstößen und Elektronen Teilchenidentifikation: Elektron: S2/S1 ist groß (kein Quenching) WIMP: S2/S1 ist klein (weniger Ionisation) Kernrückstoßenergie: Intensität S1 (primäre Anregung) Ortsrekonstruktion: PMTs (x,y), Driftzeit (z) WIMP Driftzeit Verhältnis S2/S1 zur Teilchendiskrimination Schema & MC-Simulation von Lichtsignalen Streuereignis gedriftete Elektronen Kernrückstoß Gamma Driftzeit primäre Szintillation: S1 sekundäre Szintillation S G. Drexlin VL15

18 XENON100 Experiment XENON-100: im LNGS LXe-Detektor mit 161 kg Masse (~99 kg als Veto, 62 kg als Target) - Detektor: Ø = 30 cm, h = 30 cm (maximale Driftstrecke für Elektronen) PMT zur Auslese des Szintillations- & Elektro-Lumineszenz-Lichts - Faktor 100 geringerer Untergrund (Selektion, Reinigung, Selbstabsorption) Faktor 10 mehr Masse als das Vorgängerexperiment XENON G. Drexlin VL15

19 XENON100 Experiment XENON-100: Messungen am LNGS oberes PMT array unteres PMT array G. Drexlin VL15

20 log (S2/S1) XENON100 Experiment: Resultate Resultate von XENON100: Tage Datennahme (13 Monate in 2011/12): kg Tage - Energiefenster für WIMP- Suche: kev (Kernrückstoßenergie) 0.4 Szintillation S1 (PE) Ereignisse, bei Untergrunderwartung N bg = (1.0 ± 0.2) Ereignisse s SI < cm 2 bei WIMP-Masse M c = 55 GeV Energie (kev Kernrückstoß ) G. Drexlin VL15

21 elektrisches Feld Large Underground Xenon (LUX) Experiment 2-Phasen-Xenon-Experiment im Sanford Lab: - ähnliche Technologie wie XENON (S1-S2) H 2 O Abschirmung: dient hier als Myonveto Zeit Zeit- Projektions- Kammer (TPC) PMTs Flüssig- Xenon Driftzeit ~ Höhe z Kryostat PMTs Ionisationselektronen UV-Szintillations-Photonen G. Drexlin VL15

22 Large Underground Xenon (LUX) Experiment 2-Phasen-Xenon-Experiment im Sanford Lab: - ähnliche Technologie wie XENON (S1-S2) H 2 O Abschirmung: dient hier als Myonveto - Detektor mit 370 kg Masse (100 kg fiducial volume ) - erwartete WIMP-Sensitivität: s SI = cm 2 (bei R bg = 0.5 Ereignisse/Monat/100 kg) Thermosiphon Wassertank Kryostat Eichquellen G. Drexlin VL15

23 Large Underground Xenon (LUX) Experiment Resultate von LUX : - 2/2013: erstes Abkühlen und Beginn der Datennahme (Kalibration, ) - erste Meßphase in 2013 über 85 Tage (April-August 2013) - Ereignisse mit kev ee im 100 kg fiducial volume: Beobachtung: (3.1 ± 0.2 stat ) Ereignisse Untergrunderwartung: (2.6 ± 0.2 stat ± 0.4 syst ) Ereignisse - WIMP-Limits: s SI < cm 2 (bei M c = 33 GeV) aktuell bestes Limit weltweit Zukünftige Messungen von LUX : - geplant: 300 Messtage mit LUX in 2014/15 - Verbesserung der Sensitivität um Faktor 5 - Vorbereitung eines größeren Nachfolgeexperiments LZ: Vergrößerung der Targetmasse um Faktor G. Drexlin VL15

24 WIMP-Nukleon Wq. s SI (cm 2 ) WIMP Resultate: aktueller Status DAMA (Na) CDMS (Si) Überschuss: DAMA, CRESST, CDMS (Si) Ausschluss: LUX, XENON100, CDMS (Ge) CRESST LUX (±1s) WIMP Masse (GeV) G. Drexlin VL15

25 XENON1T Experiment Neues Xenon Experiment at LNGS: - Aufbauzeitraum: Herbst 2013 Herbst totale (aktive) LXe Masse: 3.3 t (2.0 t), 1 m Driftstrecke, inch PMTs - bg-ziel: 100 x niedriger als XENON100 (~ Ereignisse t -1 d -1 kev -1 ) G. Drexlin DM3

26 DARWIN F&E und Designstudie DARWIN: Dark matter Wimp search in Noble liquids - Zielsetzung: ultimatives europäisches DM-Experiment - Detektor-Technologie: multi-t LXe Target s SI ~ cm 2 Experimentelle Design-Parameter - TPC Durchmesser > 2 m - Elektron drift-strecke > 2 m - einige x 10³ Photosensoren Physikalische Zielsetzungen - WIMP-Spektroskopie: Masse & Wq. s - solare pp-neutrinos, 0nßß von 136 Xe, Axionen und ALPs, bosonische Super-WIMPs G. Drexlin DM3

27 s SI (cm 2 ) Ereigniszahl DARWIN Projektstudie DARWIN: Dark matter Wimp search in Noble liquids - Zielsetzung: ultimatives europäisches DM-Experiment - Detektor-Technologie: multi-t LXe Target s SI ~ cm WIMP Ereigniszahl für M W = 100 GeV s SI = cm t Ar 1 t Xe Sensitivität Messzeit (Jahre) G. Drexlin VL15

28 WIMP-Nukleon Wq. s SI (cm 2 ) aktuelle & zukünftige WIMP Sensitivitäten solare Neutrinos (MeV) WIMP Masse (GeV) Neutrinos (multi-mev) LXe/LAr n-untergrund dominiert G. Drexlin VL04

29 Ausblick - Dunkle Materie G. Drexlin VL15

30 Blockpraktikum Dunkle Materie Dunkle Materie entdecken aber wie?? Termin: März 2016 Ort: KIT Campus Nord, Institut für Kernphysik Transfer: KIT Shuttle, erster Tag: CS ab 09:30, CN an 09:50 Gruppenanmeldung bei Pforte CN Gruppenarbeit zu: Vor- und Nachteile der einzelnen Methoden, Untergrund, SUSY-Parameter, andere DM-Kandidaten: sterile n s, Axionen, Vergleich von direkten/indirekten Suchen & LHC G. Drexlin VL15

31 es bleibt spannend in der ATP! G. Drexlin VL15

32 stay tuned! Astroteilchenphysik II Teilchen & Sterne Sommersemester 2016 Supernovae Neutrinos Gravitationswellen G. Drexlin VL15