WIMP-Teilchen. Auf der Suche nach Cold Dark Matter mit astrophysikalischen Experimenten
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- Maximilian Siegel
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1 Hauptseminar Dunkle Materie in Teilchen- und Teilchenastrophysik SS 05 WIMP-Teilchen Auf der Suche nach Cold Dark Matter mit astrophysikalischen Experimenten Pierre Sauter,
2 Übersicht Was sind WIMPs? Warum Cold Dark Matter / WIMPs? Kandidaten Die Erde im WIMP-Teilchenstrom Astrophysikalische Experimente Direkte Nachweismethoden DAMA CDMS Indirekter Nachweis über Reaktionsprodukte Ausblick WIMP-Teilchen 2
3 Was sind WIMPs? Weakly Interacting Massive Particles Nur schwache Wechselwirkung dunkel Schwere Teilchen kalt Kalte Dunkle Materie Wimp: engl. Schwächling ( MACHO) WIMP-Teilchen 3
4 Warum WIMPs? Warum brauchen wir Cold Dark Matter? Eigenschaften der Galaxien können nicht durch sichtbare Materie erklärt werden (Kinematik, Masse/Leuchtkraft-Relation, ) Dunkle Materie Unterscheidung zwischen Hot Dark Matter (HDM) und Cold Dark Matter (CDM) je nach Geschwindigkeit beim Entkoppeln von Strahlung und Materie (relativistisch nicht-relativistisch) WIMP-Teilchen 4
5 Warum WIMPs? Leichte Neutrinos als wahrscheinlichste Kandidaten für HDM können nur maximal 1,5% zur Masse im Universum beitragen (WMAP) Strukturbildung im frühen Universum nicht erklärbar durch HDM (bottom-up Modell, Jeans-Länge ) R J T M Es kann also nur CDM für den Großteil der nicht sichtbaren Materie im Universum in Frage kommen MACHOs als CDM-Vertreter scheiden als Hauptverantwortlicher aus (Theorie der Nukleosynthese) Deshalb nicht-baryonische CDM (WIMPs) WIMP-Teilchen 5
6 Mögliche Kandidaten Neutralinos Lightest Supersymmetric Particle (LSP) 45 GeV < m χ < 3 TeV Axion Ergibt sich aus Theorie zur Lösung des CP-Problems der starken WW Sehr kleine Masse ( << 1 ev ) Schwere Neutrinos Zusätzliche Neutrino-Flavours zu den bereits bekannten (e,µ,ν) Masse > 45 GeV WIMP-Teilchen 6
7 Die Erde im Wimp-Teilchenstrom Wimps als Gas in der Galaxie mit zufälliger Bewegungsrichtung (keine Co-Rotation) Bewegung des Sonnensystems und der Erde relativ zur Galaxie mit 230 km/s und 30 km/s Resultierende jährliche (tägliche) Modulation des Signals sollte messbar sein (+/- 6,5% für die jährliche) WIMP-Teilchen 7
8 Astrophysikalische Experimente Direkter Nachweis im Labor Elastische Streuung der Wimps an Targetkernen (ähnlicher Masse) Möglichst exakte Messung der Rückstoßenergie Annahmen über WIMPs v km/ s ρ 0,3GeV /cm 3 Damit Bestimmung des Wirkungsquerschnitts σ m χ Modellen und Vergleich mit theoretischen WIMP-Teilchen 8
9 Direkter Nachweis Sehr geringe Reaktionsrate erwartet ( < 1 pro kg Targetmasse pro Tag ) Bedingungen für sinnvolle Experimente: Abschirmung des Untergrundrauschens (kosmische Strahlung) Möglichst große Target-Anzahl Kleine Auslöseschwelle des Detektors ( im kev Bereich ) Drei prinzipielle Methoden zur Messung von E R Wärme (Phononen) Licht (Szintillation) Ladung (Ionisation) WIMP-Teilchen 9
10 Direkter Nachweis WIMP-Teilchen 10
11 DAMA DArk MAtter Läuft seit 1996 in einem Tunnel in Gran Sasso, Italien 1400 m Fels reduzieren kosmische Strahlung auf 1/ kg NaI als Detektor Messung von E R durch Szintillation Vorteile Bekanntes und erprobtes Messverfahren Niedrige Radioaktivität des Targetmaterials Modulation sollte erkennbar sein Unterscheidung zwischen WIMPs und anderen Teilchen WIMP-Teilchen 11
12 DAMA WIMP-Teilchen 12
13 DAMA Ergebnisse Signal mit jährlicher Modulation gefunden m χ 52 GeV WIMP-Teilchen 13
14 DAMA Zählrate Untergrund Time (day) Erlaubter Bereich mit 3 σ C.L. WIMP-Teilchen 14
15 CDMS Cryogenic Dark Matter Search Experimente in Stanford und Soudan, Minn. ( m) Kombination von Phononen- und Ladungsmessung Zwei Materialien, Si und Ge ermöglichen Unterscheidung von Neutronen und WIMPs Aufwendige sog. ZIP-Detektoren (Z-sensitive Ionisation and Phonon-mediated) Betrieb bei sehr geringen Temperaturen (10 mk) Ausschluss von Oberflächen-Rückstößen (harte Photonen) xy-positionsbestimmung eines Rückstoß-Events ( durch Messung von Laufzeitunterschieden an den 4 verschiedenen Phonon-Kanälen ) WIMP-Teilchen 15
16 CDMS ZIP-Detektor Messung der Ionisation durch Bildung von Elektron-Loch-Paaren im Halbleiter und Absaugen durch angelegte Spannung Phononen erzeugen im Supraleiter (Al) durch Aufspaltung von Cooper-Paaren Quasiteilchen, die im Transition-Edge Sensor gemessen werden (über 1000 Wolfram TES) Hervorragende Puls-, Energie- und Zeit- Auflösung WIMP-Teilchen 16
17 CDMS Turm mit 6 Zip-Detektoren (4x Ge, 2x Si) WIMP sollten geradlinig durch alle Detektoren fliegen Monte-Carlo Simulation des Neutron- Backgrounds Nach mehreren Jahren Laufzeit kein WIMP gemessen, aber der auszuschließende Bereich im Energie- Wirkungsquerschnitt-Diagramm ist größer geworden WIMP-Teilchen 17
18 Ausschlussplot Ergebnis von CDMS und Anderen: DAMA-Bereich kann ausgeschlossen werden WIMP-Teilchen 18
19 Indirekte Experimente Teilchen-Antiteilchen-Vernichtung von Dunkler Materie Akkumulation in Gravitations-Potentialen (z.b. Sonne, Erde) Vernichtung innerhalb des Halos Mögliche Reaktionsprodukte könnten auf der Erde oder im Orbit gemessen werden: Hochenergetische Sonnenneutrinos Aufwärts fliegende Myonen aus der Erde Gammastrahlung (Verstärkung des Hintergrunds) oder Antiprotonen aus dem Halo WIMP-Teilchen 19
20 Indirekte Experimente Laufende Experimente: Antares ( Neutrinoteleskop am Meeresboden ) AMANDA (Myonen, Südpol) HESS / MAGIC ( Gammastrahlenteleskope auf der Suche nach Cherenkov-Licht ) AMS ( Weltraum-Teilchendetektor ) GLAST / EGRET ( Gammastrahlenteleskop an Bord von Satelliten ) Bis jetzt noch kein Hinweis auf Dunkle Materie! WIMP-Teilchen 20
21 Ausblick Neue Generationen von Detektoren in Arbeit: LIBRA: DAMA-Nachfolger mit 250 kg NaI CDMS II: 100x Sensitivität durch mehr Detektortürme und bessere Abschirmung (Zukunftstraum 1 Tonne CryoArray) PAMELA (2004), AMS II (2005), GLAST (2006), Mögliche Bestätigung der Theorien für Dunkle Materie durch neue Generation von Beschleunigern (z.b. LHC 2008) oder auch nicht WIMP-Teilchen 21
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