Ausbildungsseminar: Astroteilchenphysik. Experimente zum Nachweis der Teilchen Dunkler Materie. Fabian Eigenmann. 23.

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1 Ausbildungsseminar: Astroteilchenphysik Experimente zum Nachweis der Teilchen Dunkler Materie Fabian Eigenmann 23. November 2008

2 Inhaltsverzeichnis 1 Einführung 2 2 Experimente zum Nachweis Dunkler Materie Experimente zum Nachweis von Axionen Experimente zum Nachweis von WIMP`s Indirekter Nachweis Direkter Nachweis Nachweis mit dem LHC Zusammenfassung und Ausblick 15 1

3 Kapitel 1 Einführung Dunkle Materie bezeichnet in der Astrophysik eine hypothetische Form von Materie, die Aufgrund von mehreren Beobachtungen, zum Beispiel des Gravitationslinseneekts oder der Galaxienrotation postuliert wurde. Für die Dunkle Materie kommen mehrere Materiearten in Frage. Einige Kandidaten sind: Baryonische Dunkle Materie: Dies ist die gewöhnliche sichtbare Materieform. Dabei kommen im wesentlichen nur MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) in Frage. In MACHOs ist der Druck so gering, dass keine Kernfusion stattnden kann und sie somit nicht strahlen. Man kann sie aber gut mit dem Gravitationslinseneekt nachweisen. Dabei stellt man fest, dass MACHOs nur einen kleinen Teil der Dunklen Materie ausmachen können. Heiÿe Dunkle Materie: Ein Kandidat dafür sind Neutrinos. Setzt man für die Masse der Neutrinos m ν < 2.05eV, dann ergibt sich als Obergrenze für den Massenanteil Ω ν h 2 < Das heiÿt die 3 Neutrinoarten reichen nicht aus um die Dunkle Materie zu erklären. Kalte Dunkle Materie: Darunter versteht man Teilchen, die nur der Gravitation unterliegen oder nur sehr schwach wechselwirken. Hierfür gibt es zwei Kandidaten. Die erste Möglichkeit sind die sogenannten WIMP`s, für Weakly Interacting Massive Particles. Ein mögliches Teilchen wäre das Neutralino, das sich aus der Supersymmetrie ergibt. Die zweite Möglichkeit sind die Axionen. Dies sind sehr leichte Teilchen, die eingeführt wurden um die starke CP-Verletzung der Teilchenphysik zu beheben. Man versucht diese Teilchen unteranderem in der Sonnenstrahlung nachzuweisen. Man unterscheidet zwischen kalter und heiÿer Dunkler Materie Aufgrund ihrer Geschwindigkeit. Relativistische Teilchen gehören zu der Gruppe der heiÿen Dunklen Materie und nicht relativistische zur Gruppe der kalten Dunklen Materie. Von diesen drei Kandidaten bleiben also wie man oben gesehen hat nur die WIMP`s und das Axion übrig. Mit den Axionen lässt sich auch die gesamte fehlende Masse erklären. Deswegen werden als nächstes Experimente zum Nachweis von Axionen und dann zum Nachweis von WIMP`s vorgestellt. 2

4 Kapitel 2 Experimente zum Nachweis Dunkler Materie 2.1 Experimente zum Nachweis von Axionen Axione wurden in der Quantenchromodynamik von Peccei und Quinn zur Lösung des starken CP- Problems vorgeschlagen. Sie wechselwirken nur sehr schwach mit anderer Materie und kommen somit für die Dunkle Materie in Frage. Axione entstehen durch den Primako-Eekt, also durch Umwandlung von Photonen durch Streuung an Kernen. Genauso kann man den inversen Primako- Eekt nützen um die Axione wieder in Photonen umzuwandeln. Dies lässt sich in einem sehr starken Magnetfeld realisieren. Die Masse der Axione liegt zwischen 10 6 ev-1ev. Der Primako-Eekt ist in folgender Grak dargestellt. Abbildung 2.1: Der Primako-Eekt Photonen wandeln sich im Feld eines Atomkerns in ein Axion und können später durch ein sehr starkes Magnetfeld zurückverwandelt werden. Im folgenden werden mehrere Experimente zum Nachweis von Axionen beschrieben. Axion Helioskope Bei den Helioskopen macht man sich den vorher beschriebenen Promako- Eekt zu nutze. Das aussichtsreichste Experiment dieser Art ist das CAST (Cern Axion Solar Telescope) in Cern. Man geht davon aus, dass Axionen im Kern der Sonne erzeugt werden. Dies 3

5 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE 4 geschieht durch Fluktuationen des elektrischen oder magnetischen Feldes, durch Kopplung zweier Photonen. Die Axionen verlassen ohne weitere Wechselwirkung die Sonne und treen auf die Erde. Dort versucht man sie im sehr starken, supraleitenden Dipolmagneten des CAST wieder in Photonen umzuwandeln. Der Resonator wird dabei variiert um eine Resonanzbedingung für die Photonen zu schaen. Der Aufbau sieht folgendermaÿen aus. Abbildung 2.2: Das Teleskop des CAST-Experiments Wie man in dem Bild gut erkennen kann ist das Teleskop auf einer Schiene gelagert. Dies ermöglicht es den Forschern das Teleskop jeweils 1 1/2 Stunden am Morgen und am Abend auf die Sonne auszurichten. Die Detektoren messen Photonen bis zu 10keV. Von lief die erste Messphase des CAST. Die Ergebnisse sind in folgendem Bild dargestellt. Abbildung 2.3: Die Ergebnisse der Messung In dieser ersten Phase wurde der Massenbereich der Axionen bis 0,02eV abgedeckt. Dabei konnte kein Signal detektiert werden, dass sich vom Hintergrund abhob. Damit konnte ein Maximum für die Kopplung des Axion an Photonen von 8, GeV 1 festgelegt werden. In der zweiten Phase wird das Innere des Magneten mit 4 He, bei 1,8K gefüllt und somit ein Massenbereich bis zu 1,16eV abgedeckt. Dabei wird der Druck bis zu einem Limit von 120mbar variiert. Später wird das Teleskop noch mit 3 He gefüllt. Durch diese Methoden wird die Sensibilität noch weiter erhöht und die Forscher hoen so ein Signal zu nden. Bragg-Reektion Eine andere Möglichkeit um Axione nachzuweisen basiert auf der Methode der Bragg-Reektion. Axione treen auf einen Festkörper zum Beispiel auf einen Kristall und wer-

6 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE 5 den an den Atomrümpfen gestreut. Die Axione können nun im nuklearen Feld der Atomrümpfe wieder in Photonen zurückverwandelt werden. Diese können detektiert werden, wenn sie die Bragg- Bedingung erfüllen: ( 2dsinθ Bragg 1 1 n ) sin 2 = mλ (2.1) θ Bragg Dabei ist n der Brechungsindizes. Die Braggbedingung wird aber nur zu bestimmten Zeiten (bestimmten Sonnenpositionen) erfüllt. GECOSAX steht für Geomagnetic conversion of solar axions into x-rays. Dies ist ein Satellit, der Axione nachweisen soll. Der Satellit wird in eine Erdumlaufbahn von 600km gebracht. Die von der Sonne abgestrahlten Axione sollen durch die X-Rays detektiert werden, die entstehen wenn die Axione durch das Erdmagnetfeld iegen. Abbildung 2.4: Das Prinzip des GECOSAX-Satellit Wie in dem Bild gut zu erkennen ist, wird die Erde als Schild gegen andere Teilchen grnützt und das Erdmagnetfeld steht zu bestimmten Zeiten senkrecht zur Ausbreitungsrichtung der Axione. Natürlich ist das Magnetfeld sehr viel schwächer und somit auch die Wahrscheinlichkeit geringer, dass ein Axion sich in X-Rays wandelt, aber die in Frage kommende Fläche ist natürlich sehr viel gröÿer. Die Wahrscheinlichkeit für die Umwandlung ist proportional zu B 2 und zu L 2. Also zum Magnetfeld und zur Länge in der das Magnetfeld wirkt. Man kann die Werte für GECOSAX und CAST vergleichen: CAST: B=9T und L=10m B 2 L 2 = 8100T 2 m 2 GECOSAX: B=3*10 5 T und L=600km B 2 L 2 = 324T 2 m 2 Die Wahrscheinlichkeit für CAST ist also ungefähr einen Faktor 25 gröÿer als für GECOSAX. Wenn man aber die Fläche berücksichtigt in der gemessen wird (CAST hat eine Querschnittsäche von ungefähr 30cm 2 verglichen mit der Fläche die der Satellit überstreicht) dann kann man davon ausgehen, dass die Wahrscheinlichkeit ungefähr gleich ist. Weitere Vorteile von GECOSAX gegenüber CAST wären die gute Abschirmung durch die Erde und die sehr gut zu identizierende Ereignisse. Das Signal darf nur aus dem Winkelbereich der Sonne stammen und es sollte Schwankungen unterliegen, da das Magnetfeld mit der Position des Satelliten variiert und wegen der Bewegung der Erde um die Sonne. So hoen die Forscher ein eindeutiges Signal identizieren zu können.

7 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE Experimente zum Nachweis von WIMP`s Es gibt zwei groÿe Gruppen in die sich die Experimente gliedern lassen. Bei der ersten versucht man die WIMP`s indirekt nachzuweisen, das heiÿt man will die Reaktionsprodukte von der Wechselwirkung zwischen WIMP`s und der Materie im Labor nachweisen. Die zweite Möglichkeit besteht darin die Wechselwirkung direkt im Labor zu beobachten. Zu beiden Ansätzen gibt es mehrere Experimente, die im Folgenden vorgestellt werden Indirekter Nachweis Wie gerade beschrieben wird versucht beim indirekten Nachweis von WIMP`s die Produkte der Wechselwirkung zu detektieren. Diese können zum Beispiel bei der Annihilation von Teilchen und Antiteilchen zustande kommen. Ein Experiment ist das HESS (High Energy Stereoscopic System). H.E.S.S.-Teleskop Die H.E.S.S. Teleskope stehen in Namibia. Diese können hochenergetische kosmische Gammastrahlung nachweisen. Die Gammastrahlen treen auf die Erdatmosphäre und werden absorbiert. Dabei entsteht ein Schauer aus vielen kurzlebigen Teilchen. Die Teilchen senden sehr kurze und schwache Lichtblitze aus (Tscherenkow-Licht), welche von den sehr empndlichen Kameras aufgezeichnet wird. Aus der Lichtmenge lässt sich auf die Energie des Gamma-Photons schlieÿen. Da bei der Messung vier gekoppelte Teleskope verwendet werden, kann man auf die Richtung des detektierten Teilchens schlieÿen. Mit dieser Apperatur lieÿen sich Gammastrahlen im Tev-Bereich messen, die aus der Richtung des schwarzen Lochs der Milchstraÿe kommen. Diese Strahlen weisen keine Variabilität auf, was darauf hindeutet, dass sie nicht mit dem Scharzen Loch zusammenhängen. Dann könnten es durchaus Gammastrahlen sein, die bei der Annihilation von Susy-Teilchen entstehen. Die Teilchen hätten eine Masse zwischen 100GeV und 1TeV. Abbildung 2.5: In dem oberen Bild sind die vier Teleskope zu sehen und unten ist die Aufnahme des Tscherenkow-Lichts unter verschiedenen Winkeln dargestellt AMANDA Das AMANDA-Experiment (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array) besteht aus vielen Photomultipliern. Es bendet sich am Südpol in der Antarktis, ein- bis zweitausend Meter unter dem Eis. Mit den Detektoren kann man wieder das Tscherenkow-Licht nachweisen, welches durch Myonen oder andere geladene Teilchen hervorgerufen wird. Man geht davon aus, dass Dunkle Materie ab und zu inelastisch mit Atomen Stoÿen und dabei so viel Energie verlieren, dass sie Gravitativ von der Erde oder der Sonne gebunden werden. Die WIMP`s fallen in das innere

8 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE 7 der Sonne und die Dichte nimmt zu. Dort können sie miteinander annihilieren und es entstehen hochenergetische Neutrinos, zum Beispiel Myon Neutrinos. Abbildung 2.6: Das AMANDA-Experiment Abbildung 2.7: Die Ergebnisse von AMANDA In dem rechten Bild sind die Ergebnisse von AMANDA dargestellt. PAMELA ist die Abkürzung für a Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics. Dies ist ein europäisches Projekt zur Messung der Energiespektren von kosmischer Strahlung, Elektronen, Positronen und Antiprotonen in einem sehr groÿen Energiebereich von 50MeV bis zu hunderten von GeV. Der Satellit PAMELA wurde am 15. Juni 2006 in die Erdumlaufbahn geschossen. Der elliptische Bahnradius liegt zwischen 350 und 610km. Der Aufbau von PAMELA sieht folgendermaÿen aus: Die einzelnen Detektoren sind: Abbildung 2.8: Der Aufbau von PAMELA Magnetspektrometer zur Identizierung der Ladung des Teilchens

9 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE 8 Kalorimeter zur Bestimmung der Energie Übergangsstrahlungsdetektor dient zur Trennung von Hadronen und Leptonen Flugzeitmessung (TOF) bestimmt die Geschwindigkeit niederenergetischer Teilchen bis 1GeV und selektiert Albedo-Teilchen aus (Teilchen, die von unten das Experiment durchqueren) Antikoinzidenzsystem schlieÿt Teilchen aus die von der Seite kommen PAMELA versucht Dunkle Materie wieder indirekt nachzuweisen. Der Satellit sucht nach hochenergetischen Positronen und Antiprotonen, welche bei der Annihilation zweier supersymmetrischer Teilchen zum Beispiel Neutralinos auftreten können. Die Energien der Positronen und Antiprotonen liegen über den theoretisch vorhergesagten Werten. Abbildung 2.9: Die Messergebnisse für die Energien von Positronen verglichen mit den theoretischen Werten Die Abweichung über 10GeV ist sehr gut zu erkennen. Diese hochenergetischen Positronen könnten aber auch in Pulsaren erzeugt werden. Ob der Positronenüberschuss tatsächlich von Reaktionen der dunklen Materie stammt, wird PAMELA wohl aber nicht beantworten können. Dazu müsste das Spektrometer extrem energiereiche Positronen nachweisen können. Dafür ist es aber nicht ausgelegt. Die Honungen richten sich deshalb auf das Antimaterie-Spektrometer (AMS), das im Jahr 2010 zur Internationalen Raumstation gebracht werden soll und einen groÿen Energiebereich abdecken kann.

10 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE Direkter Nachweis Bei diesen Experimenten sollen die WIMP`s im Labor nachgewiesen werden. Dies ist sehr schwierig, da diese nur sehr schwach wechselwirken. Es gibt ein paar allgemeine Probleme die bei allen Experimenten auftreten. Die Ereignisse sind sehr selten und es wird bei einem Stoÿ zwischen einem WIMP und einem Atomkern kaum Energie übertragen. Das heiÿt das Signal ist nur sehr schwach und deswegen müssen die Detektoren sehr empndlich sein. Desweiteren müssen die Versuchsaufbauten sehr gut gegen Einüsse von auÿen abgeschirmt werden. Zum Beispiel sind viele Versuche 1-2km in der Erde um die Experimente von der kosmischen Strahlung abzuschirmen. Das Material das verwendet wird muss sehr rein sein. Es gibt verschiedene Möglichkeiten, die WIMP`s nachzuweisen. Oft werden aber mehrere Detektorarten kombiniert. Die wichtigsten sind: Kryogendetektoren versuchen die WIMP`s durch einen Temperaturanstieg in einem Kristall nachzuweisen. Die WIMP`s stoÿen mit einem Atom und übertragen Energie in Form von Gitterschwingungen auf den Kristall. Dieser erwärmt sich. Auf den Kristall ist eine Schicht eines Supraleiters aufgedampft (zum Beispiel Wolfram ), der kurz unter der kritischen Temperatur betrieben wird. Die sehr kleine Temperaturerhöhung führt zu einer relativ groÿen Erhöhung des Widerstands. Szintillationsdetektoren weisen die WIMP`s durch Lichtblitze nach. Diese entstehen wenn Atome, die durch Stöÿe angeregt wurden unter Lichtaussendung wieder in den Grundzustand zurückgehen. Ionisationsdetektoren messen den Strom der ieÿt, wenn ein WIMP mit einem Atom stöÿt und dieses wiederum Elektronen bei den anderen Atomen herausschlägt. Dadurch kommt es zur Elektron-Loch-Paar-Erzeugung und der Strom kann gemessen werden. Die nachfolgende Tabelle gibt einen kurzen Überblick über verschiedene Experimente zum Nachweis von WIMP`s und deren Detektorarten. Experiment Ort Beginn Detektortyp Material Masse[kg] UKDMC Boulby (GB) 1997 Szinillationsdetektor NaI 5 DAMA Gran Sasso (I) 1998 Szintillationsdetektor NaI 100 CRESST I Gran Sasso (I) 2000 Kryogendetektor Al 2 O 3 und CaWO 4 10 EDELWEIS I Frejus (F) 2001 Kryogendetektor Ge 1,3 Zeplin I Boulby (GB) 2001 Szintillationsdetektor Fl. Xe 30 HDMS Gran Sasso (I) 2001 Ionisationsdetektor 72 Ge 0,2 CDMS II Soudan (USA) 2003 Kryogendetektor Si, Ge 7 Zeplin II Boulby (GB) 2003 Szintillationsdetektor Fl. Xe 30 CRESST II Gran Sasso (I) 2004 Kryogendetektor CaWO4 10 Als nächstes wird auf einige Experimente näher eingegangen.

11 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE 10 DAMA ist die Abkürzung für Dark Matter. Wie schon oben in der Tabelle enhalten bendet es sich im Gran Sasso Untergrundlabor, welches sich ca 1,5km unter der Erde bendet. Der Szinillationsdetektor soll eine Schwankung der Ereignisse mit den Jahreszeiten nachweisen. Dies soll Aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne der Fall sein. Das Sonnensystem bewegt sich im Spiralarm unserer Galaxie mit einer Geschwindigkeit von etwa 230 km s, wobei sich die Erde mit einem Inklinationswinkel von etwa 60 zur Spirale (=Geschwindigkeitsrichtung) auf ihrer Bahn um die Sonne bewegt. Abbildung 2.10: Die Relativgeschwindigkeit der Erde gegenüber dem WIMP-Fluss Daraus ergibt sich, bezogen auf die Milchstraÿe, eine Maximal- und eine Minimalgeschwindigkeit. Wenn man davon ausgeht, dass ein gleichmäÿiger WIMP-Fluss existiert, erwartet man dass die Ereignisse mit den Jahreszeiten sinusförmig schwanken sollten. Man konnte auch eine solche Schwankung beobachten. Abbildung 2.11: Die Messergebnisse mit DAMA Die Messungen deuten auf eine jährliche Schwankung hin. Dieses Ergebniss konnte aber von keinem der anderen Experimente bestätigt werden und gilt inzwischen fast als ausgeschlossen. Das DAMA- Experiment wurde 2003 aufgerüstet auf 250kg NaI und die Detektoren und der Aufbau wurden verbessert. Das jetzt so genannte DAMA/Libra (Large sodium Iodide Bulk for RAre processes) Experiment versucht die Ergebnisse von DAMA zu bestätigen.

12 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE 11 CRESST ist die Abkürzung für Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers. Aus dem Namen lässt sich schon darauf schlieÿen, dass bei CRESST mit einem Kryogendetektor gearbeitet wird. Der Kristall besteht aus Al 2 O 3 oder CaWO 4. Dabei wird die Temperaturänderung, die durch einen Stoÿ eines WIMP`s mit einem Atomkern verursacht wird, durch einen Supraleiter gemessen. In dem Fall wird Wolfram verwendet. Die Sprungtemperatur liegt bei 0,012K. Man erkennt aus dem Aufbau schon zwei groÿe Probleme. Erstens der Kristall muss sehr gut gegen andere Teilchen abgeschirmt sein und die gesamte Anordnung muss auf die Sprungtemperatur abgekühlt werden. Der Aufbau sieht folgendermaÿen aus. Abbildung 2.12: Der schematische Aufbau des CRESST-Experiments. Von Auÿen nach Innen: Plyethylenschild (PE); Myon-Veto (Mv); Rubidiumschicht (Rb); Bleischicht (Pb); Kupferschild (Cu); CaWO 4 -Kristall In dem Bild kann man den Dilution Refrigerator erkennen. Dieser sorgt für die passende Temperatur. Desweiteren wird der Kristall von einer Kupfer- und Bleischicht gegen Radioaktivität und gegen Gammastrahlen abgeschirmt. Auÿerdem wurde inzwischen ein 50cm dicker Polyethylenschild gegen Neutronen installiert. In der ersten Messphase von wurde mit dem Al 2 O 3 -Kristall gemessen. Dabei wurde durch die geringe Masse von Al und O vor allem nach leichten WIMP`s im Bereich von wenigen GeV/c 2 gesucht. Dabei wurden keine Ergebnisse erzielt. Das Maximum des Wirkungsquerschnitts wurde auf 1, pb festgelegt (1pb = m 2 ). Danach wurde das Experiment umgerüstet und der Kristall durch einen CaWO 4 -Kristall ersetzt. Diesmal liegt das Hauptaugenmerk auf schweren WIMP`s mit Massen bei GeV/c 2. Der CaWO 4 -Kristall hat den Vorteil, dass bei einem Stoÿ auch Licht abgestrahlt wird. Das heiÿt bei CRESST II werden Kryogen- und Szintillationsdetektoren kombiniert. Dadurch kann man geringere Wechselwirkungsstärken detektieren. Es wird in diesem Versuchsaufbau ausgenützt, dass das Verhältnis von Erwärmung und Lichtemission von der Art des Teilchens abhängt. Teilchen die mit der Atomhülle wechselwirken führen zu einer höheren Lichtemission bei gleicher Energieübertragung, als ein Teilchen das mit dem Kern wechselwirkt. Das heiÿt man kann somit sehr gut Ereignisse, die von Alpha-, Beta- oder Gammastrahlung oder von Myonen hervorgerufen werden aussortieren. Nur die Neutronen wechselwirken ähnlich wie die WIMP`s. In den nachfolgenden Bildern ist eine Messung dargestellt.

13 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE 12 Abbildung 2.13: Die Graphik zeigt das Verhältnis von Szintillationslicht (y-achse) zur Erwärmung (x-achse). Abbildung 2.14: Das Bild zeigt die gleiche Messung wie das erste, aber ohne die Neutronenquelle welche die WIMP`s simuliert. Auf diese Art und Weise lässt sich die Empndlichkeit um einige Gröÿenordnungen verbessern. Mit CRESST II wurden schon in der Kallibrierungsphase Events gemessen, die von Dunkler Materie stammen könnten. In den nachfolgenden Bildern sind zwei Messungen dargestellt. Die Einheit Light Yield, die an der y-achse aufgetragen ist, ist proportional zur Energie die durch Szintillation abgegeben wird (diese ist für ein Photon von einer Energie von 122keV auf 1 normiert) und auf der x-achse ist die Gesamtenergie des Teilchens aufgetragen. Abbildung 2.15: 90% der Stöÿe eines WIMP`s mit Wolfram sollten unterhalb der roten Kurve liegen. Die zwei Groÿen blauen Punkte liegen in dem Bereich der für WIMP`s in Frage kommt. Abbildung 2.16: In diesem Bild gilt das gleiche wie im vorherigen. Auch hier liegt ein Punkt unterhalb der roten Linie und zwischen den gestrichelten roten Linien. Der Bereich wird wie in den Bildern angedeutet nochmal eingeschränkt. Unterhalb von 10keV kann man ein Ereignis nicht mehr von dem mit einem Elektron oder Photon unterscheiden und die obere Grenze von 40keV wird von einem Formfaktor festgelegt. Aus diesen Ergebnissen berechnet sich ein maximaler Wirkungsquerschnitt von 4, pb bei einer WIMP-Masse von ungefähr 60GeV.

14 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE 13 Abbildung 2.17: Der Wirkungsquerschnitt von CRESST II verglichen mit Messungen bei anderen Experimenten Es ist gut in der Graphik zu erkennen, dass der von DAMA positiv gemessene Bereich von keinem anderen Experiment bestätigt werden konnte. EDELWEISS ist ein französisches Projekt und steht für Experience pour DEtecter Les Wimps En Site Souterrain. Bei Edelweis wird auch das Prinzip der Diskriminierung, wie bei CRESST benützt. Dabei wird ein Kryogendetektor und ein Ionisationsdetektor verwendet. Damit lassen sich WIMP`s mit einer Wahrscheinlichkeit von 99,98% von radioaktiver Strahlung unterscheiden. Die Apperatur wird dabei bei einer Temperatur von 20mK betrieben. Ansonsten ist das Prinzip und der Aufbau sehr ähnlich zu dem von CRESST, wie das nachfolgende Bild zeigt. Abbildung 2.18: Der schematische Aufbau des EDELWISS-Experiments In dem Bild sind wieder sehr gut die Schutzschilder zu erkennen. In der Messphase von EDELWEISS I wurden aber nur 40 Kernrückstöÿe mit Energien zwischen 15 und 200keV gemessen. Nach DAMA sollten aber 9,8 Stöÿe pro Tag gemessen werden und somit widerspricht auch dieses Experiment dem positiven DAMA-Bereich.

15 KAPITEL 2. EXPERIMENTE ZUM NACHWEIS DUNKLER MATERIE Nachweis mit dem LHC Der Large Hadron Collider (LHC) in CERN könnte es möglich machen die WIMP`s nazuchweisen. Falls die Dunkle Materie aus SUSY-Teilchen besteht die eine Masse bis zu einigen TeV haben, dann sollte man sie mit dem LHC detektieren können. In dem LHC werden Protonen auf 7TeV beschleunigt und auf Gegenkurs gehalten. Bei der Kollision wird eine Energie von 14TeV frei. Eine Möglichkeit die WIMP`s zu detektieren besteht darin, dass sie falls sie bei dem Stoÿ erzeugt werden ohne weitere Wechselwirkung den Detektor verlassen werden. Dadurch ist die Energiebilanz empndlich gestört und dies wäre ein erster Hinweis, dass die Teilchen erzeugt wurden. Ein weiteres Problem besteht darin, die Teilchen zu denieren die man aus den Daten erhalten hat. Man geht davon aus, dass bei einer Kollision viele supersymmetrische Teilchen erzeugt werden können, diese aber sofort wieder zerfallen und dabei normale Materie und leichtere supersymmetrische Teilchen erzeugt werden. Dies setzt sich bis zum leichtesten und stabilen Neutralino fort. Abbildung 2.19: Typischer Kaskadenzerfall von schweren supersymmetrischen Teilchen

16 Kapitel 3 Zusammenfassung und Ausblick Man kann sagen, dass bisher noch kein direkter experimenteller Beweis für die Dunkle Materie erbracht wurde, obwohl sehr vieles auf die Existenz hindeutet. Das positive DAMA Signal wird von vielen Forschern eher skeptisch betrachtet. Man hat aber groÿe Honungen, dass die nächsten Experimente den Nachweis bringen werden. Die laufenden und immer weiter verbesserten Experimente wie CRESST II oder EDELWEISS II könnten die Teilchen detektieren. Das Signal das PAMELA detektiert hat wird von vielen Forschern als relativ sicherer Hinweis auf die Dunkle Materie gewertet. Dies würde die Theorie der SUSY-Teilchen als Dunkle Materieteilchen bestätigen. Man hot mit dem Antimaterie-Spektrometer (AMS) das 2010 zur internationalen Raumstation gebracht werden soll einen gröÿeren Energiebereich abdecken zu können. Auch das Fermi-Teleskop (früher GLAST genannt) scannt den Himmel nach hochenergetischer Gammastrahlen. Dabei wurde von Theoretikern berechnet, dass nahe dem Zentrum starke Gammastrahlung zu erwarten ist und nicht wie vorher angenommen von den Begleitern der Milchstrasse, der Magellanschen Wolken und der Sagittarius-Galaxie. Falls die Dunkle Materie aus WIMP`s mit Massen bis zu einigen TeV besteht, dann sollten diese mit dem LHC detektiert werden können. Es stehen also einige erfolgversprechende Experimente zur Verfügung, die den direkten experimentellen Nachweis erbringen könnten. 15