Kalte Dunkle Materie als Saatkerne für Galaxien und direkte Nachweismethoden

Transkript

1 Kalte als Saatkerne für Galaxien und direkte Nachweismethoden : und Universität Karlsruhe

2 Motivation... warum glauben wir dass es sie gibt? was ist dunkle Materie? wie können wir sie finden? 01

3 Inhaltsverzeichnis 1. Strukturbildung und Das ΛCDM-Modell Warum dunkle Materie? Welche Arten der DM gibt es? Wie erkennen wir dunkle Materie in unserer nächsten Umgebung? Wo sollten wir am ehesten nach DM suchen? 2. Direkte Nachweismethoden 02 Wie stellen wir uns DM vor? Welche Teilchen sind von Bedeutung? Wie können wir diese nachweisen? Gibt es schon konkrete Ergebnisse?

4 ΛCDM-Modell Eckdaten des ΛCDM-Modells exponentielle Ausbreitungsgeschwindigkeit anisotrope Hintergrundstrahlung 03 Entwicklung großräumiger Strukturen Flachheit der Raum-Zeit Alter des Universums 13,73 Mrd. Jahre

5 Welchen Einfluss hat DM auf unser ΛCDM-Modell? 04

6 Welchen Einfluss hat DM auf unser ΛCDM-Modell? CMB Jahre Gravitation Strahlungsdruck Entkopplung Photonen von baryonischer Materie T 2 =l l 1 Cl 2 Position: Lagrangepunkt II WMAP T(n) T(m) Messung der Temperaturfluktuation f = 23 / 33 / 41 / 61 / 94 Ghz Multipolentwicklung zur Entwicklung eines Leistungsspektrums (Wahrscheinlichkeitsverteilung) Temperaturverteilung nach Korrektur um Störsignale ( ) 05

7 Welchen Einfluss hat DM auf unser ΛCDM-Modell? Universum 380,000 Jahre alt WMAP-Ergebnisse flaches Universum Ωtot = 1 Baryonendichte ΩB Materiedichte ΩM heute 06

8 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? 07

9 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? 2dF Redshift Survey (2003) Galaxien 08

10 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? Dichtekontrast r = 09 r

11 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? Vergleich Jeans-Kriterium: J =v s G M J= J 6 zu wenig baryonische Materie 10 c2 v= 3 km v 2s =4 s 2 s strahlungsdominiert: materiedominiert: M > MJ gravitative Kontraktion M < MJ akustische Oszillation frühzeitiger Einfluss von CDM Milleniumsimulation

12 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? t = 0,21 Mrd. Jahre 11

13 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? t = 1 Mrd. Jahre 12

14 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? t = 4,7 Mrd. Jahre 13

15 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? t = 13,6 Mrd. Jahre 14

16 15 Wie können wir heutige Strukturen verstehen?

17 16 Wie können wir heutige Strukturen verstehen?

18 Wie können wir heutige Strukturen verstehen? Fazit: HDM führt zu ausgewaschenen kleinen Strukturen Simulation gibt uns Aufschluss über relativen Anteil der CDM an der DM ( Wirkungsquerschnitt) 17

19 Was für weitere Indizien existieren für DM? 18

20 in ferner Umgebung Gravitationslinsen 1) Lichtquelle 2) Gravitationslinse 3) Beobachter 19

21 in ferner Umgebung Gravitationslinsen galaxy cluster Cl

22 in ferner Umgebung Gravitationslinsen galaxy cluster Cl

23 in näherer Umgebung Cluster-Kollisionen 1 2 DM baryonische Materie Sub-Cluster Cluster 3 Gas emittiert Röntgenstrahlung 22 Kollision 4 Materie-Separation

24 Cluster-Kollisionen in näherer Umgebung bullet cluster 1E Chandra X-ray Observatory DM baryonische Materie weak lensing 23

25 in direkter Umgebung Rotationskurven 2 G M m m v F G= = =FZ 2 r r v rot r = G M r Fazit: DM-Halo mit 80-90% M Galaxie M(r) ~ r Spiralgalaxie NGC

26 Navarro Frenk White Profil in direkter Umgebung c r = krit r r 1 rs rs 2 rs = Übergang von DM Halo in galakt. Hintergrund (~20kpc) c = dimensionsloser Paramter 200 c= 3 c 3 ln 1 c c 1 c 2 3H krit = 8 G Spiralgalaxie NGC

27 in direkter Umgebung J. Diemand M. Kuhlen P. Madau CPUs 200 Mio Teilchen Simulation Via Lactea (2006) des DM-Halos in unserer Milchstraße 26

28 in direkter Umgebung Jürg Diemand Michael Kuhlen Piero Madau CPUs 200 Mio Teilchen Simulation Via Lactea (2006) des DM-Halos in unserer Milchstraße 27

29 in direkter Umgebung Via Lactea Dichteverteilung naha an Navarro-Frenk-White-Modell derzeitige Annahmen für DM Verteilung in der Milchstraße 2 Boltzmannverteilung v 0 =230 v v e e 2 v0 km Sonnensystem s 3 km =270 2 s km v flucht =650 s v =v 0 3 0,3GeV / cm Energiedichte 28 Spiralgalaxie NGC 3198

30 Kapitel 2: Suche nach DM... 29

31 2. Direkte Nachweismethoden DM ein Teilchen aus dem Urknall? 30

32 DM ein Teilchen aus dem Urknall? 2. Direkte Nachweismethoden Wir wissen bisher: Anforderung an unsere Teilchen: schwache WW 23% heutigen Universum geringer relativistischer Anteil sehr frühzeitige Entstehung frühes Ausfrieren (Vernichtung verhindern) CDM friert vor aus WIMP-Entstehungsprozess: in BBN: vor Ausfrierprozess der schwachen WW ( t=0,1s, E=1Mev) Gleichgewichtszustand: Ann = Erz 31

33 DM ein Teilchen aus dem Urknall? 2. Direkte Nachweismethoden WIMP-Entstehungsprozess: dn 3 H n = Ann v n 2 n2 eq dt je geringer σ, desto höher die Teilchendichte Only the weakest will survive! lokale WIMPDichte : 0,3 GeV / cm3 1 WIMP /300 cm 3 x fr =m /T fr 7 HDM :T fr ~3 MeV, für m ~0,3 ev, T fr ~10 m CDM :T fr ~5 GeV, für m ~100 GeV,T fr ~ 32 1 m 20

34 2. Direkte Nachweismethoden DM ein Teilchen aus dem Urknall? Minimales supersymmetrisches Standardmodell Gauginos LSP einziges stabiles SUSY-Teilchen günstigster Kandidat: Neutralino 33

35 DM ein Teilchen aus dem Urknall? 2. Direkte Nachweismethoden WIMP = LSP = Neutralino Eigenschaften des Neutralinos ladungsneutral stabil Zusammensetzung des LSP: 4 neutrale Gauginos 0, W 0, Z 0, B 0 2 neutrale Higgsinos H, H 0 u flavor Zustände 0 d mischen zu: 01 =a B 0 b W 0 c H 0u d H 0d 34 Massenzustand 1 von 4

36 DM ein Teilchen aus dem Urknall? 2. Direkte Nachweismethoden Neutralino-WW mit Materie skalare WW Neutralino koppelt an Kernmasse S = 0 vektorielle WW Neutralino koppelt an Kernspin S = 1/2 verschiedene Targets (Ge, Si, Xe,...) 35

37 2. Direkte Nachweismethoden Differentiation der Nachweismethode: indirekte Nachweismethoden direkte Nachweismethoden 36

38 WIMP-Kern-Kolissionen 2. Direkte Nachweismethoden Modane Detektion: Ionisation XENON-10 Gran Sasso Massiv EDELWEISS Szintillation Temperaturmessung DAMA max. Rückstoßenergie: 1 1 v 2 c 2 1 v2 2 2 E kin= m v = m 2 = m c = 50GeV c c 37 km 300 s c 2 2 = 50 kev

39 Untergrundprozesse 2. Direkte Nachweismethoden Untergrundprozesse: Quelle / Abschirmung Ereignisse/kg/Tag kosmische Strahlung nat. Untergrund Myonenstreuprozesse (p,n,...) innerhalb Bleiabschirmung 100 μ an Oberfläche CDM-Detektoren 0,1 α-, β- und γ-strahlung Prävention: 38 unterirdischer Versuchsaufbau fossiles Blei (Uranium, Thorium Verunreinigungen) sehr reine Targetmaterialien aktive Erkennung externer Myonen

40 2. Direkte Nachweismethoden 39 DAMA / LIBRA 1000m im Gran Sasso-Massiv 9 bzw. 25 x 9,7 kg hochreine NaI(Tl) Kristalle Messdauer 7 bzw. 3,5 Jahre Beginn 1997 Fluktuation: ±2 % NFW-Profil: ±7 %

41 2. Direkte Nachweismethoden im Gran Sasso Massiv 15kg flüssiges XENON 40 XENON10 Unterdrückung von Untergrund durch Ionisation zu Szintillation

42 XENON10 2. Direkte Nachweismethoden Szintillation Ionisation Ionisation ++++ Xe + Anregung e - + Xe Xe + 2 e S2 Rekombination Wärme Xe * ** Xe Xe + Xe 2Xe 41 * Xe 2 Szintillationslicht -- S1

43 2. Direkte Nachweismethoden XENON10 Eichung Toleranzgrenze: 50% im S1 Messbereich 42

44 XENON10 2. Direkte Nachweismethoden Statistische Auswertung: (3)(4)(5)(7)(9) hochenergetische Elektronenrückstöße (1) Störimpuls Toleranz der Rückstoßkerne (2)(6)(8)(10) unterer Volumenbereich häufigere Messfehler S1 = konservativere Selektion zu geringe Energiebereiche 43 4,5 26,9 kev

45 EDELWEISS 2. Direkte Nachweismethoden Messprinzip: Absorber (Ge, Si, CaWO4) Thermistor Absorber Thermistor ER T ~ cv Wärmekapazität beschränkt Bolometermasse Targetmasse NTD-Sensor 44 WIMP Ionisationsring

46 EDELWEISS 2. Direkte Nachweismethoden Pojektdaten: EDELWEISS EDELWEISS II m = 1 kg (3 Detektoren) m = 30 kg (120 Detektoren) NTD-Thermistor Elektroden (Ionisation) T0 = 17 mk ΔV = 3-6 V Amplitude (mv) Signalkoinzidenz: Zeit (ms) 45

47 2. Direkte Nachweismethoden Rückstoß-Toleranz: 90 % 46 EDELWEISS Nukleare Stöße Neutronenkollisionen (Californium)

48 Wo stehen wir heute? 2. Direkte Nachweismethoden Wirkungsquerschnitt [cm²] Betrachtung skalarer WW WIMP Masse [GeV/c²] 47

49 Quellen Dark Matter Search Dr. Klaus Eitel Skript Astroteilchenphysik I Prof. Dr. Drexlin Supersymmetric Dark Matter G. Jungmann, M. Kawionkowski, K. Griest Halo and Galaxy Formation Histories from the Millennium Simulation G. Lemson Dark Matter Substructure and gamma-ray annihilation in the milky way halo J. Diemand, M. Kuhlen, P. Madau First Results from the XENON10 Dark Matter Experiment at the Gran Sasso National Laboratory Cold Dark Matter and galactic diskes J. F. Navarro The DAMA Project XENON10 Review LATEST RESULTS OF THE EDELWEISS EXPERIMENT V. Sanglard 48

50 The End 49

51 R-Parität SUSY und R-Parität R p = 1 3B L 2S R p = 1 Teilchen des Standardmodells R p = 1 Superpartner Protonzerfall p 0 e + Simulierter Protonzerfall (Kamiokande 1997)