WIMP Suche mit Weltraum-Experimenten

Transkript

1 WIMP Suche mit Weltraum-Experimenten Physikalisches Seminar im SS 2007: Dunkle Materie Neue Experimente zur Teilchen- und Astroteilchenphysik von Rüdiger Jussen am

2 Inhalt WIMP-Suche AMS-01 kosmische Strahlung (CR) AMS-02 auf der ISS Solare Modulation Subdetektoren von AMS PAMELA GLAST Zerfallskanäle (Positronen, Antiprotonen) Probleme bei Weltraumexperimenten

3 WIMP-Suche: Viele Hinweise für nicht-barionische kalte DM (WMAP, Rotationskurven,...) WIMP, welches kein SM-Teilchen ist SUSY liefert Kandidat für WIMP -> stabiles LSP, wenn R-Parität erhalten LSP = Neutralino Strategien für WIMP-Suche: direkte Suche über elastische Streuung DAMA (Dark Matter Search, Gran-Sasso-Tunnel in Italien) CDMS Vortrag von D. Lennarz XENON Vortrag von J. Brinkmann indirekte Suche ( Suche nach - Annihilationsprodukten in der CR) Ballonexperimenten Vortrag von R. Greim Neutrino- und Photonen-Experimente Vortrag von S. Sawallich Weltraum-Experimente AMS, PAMELA, GLAST ( ) Zerfallskanäle bei Weltraum-Experimenten: Antiprotonenfluss, Positronenanteil, Antideuterium, Gammastrahlung,...

4 Warum Weltraumexperimente? Vermessung der primären Höhenstrahlung (CR) Keine unerwünschte WW mit der Erdatmosphäre Zusammensetzung der gemessenen CR entspricht damit dem LIS (local interstellar spectra) der CR.

5 Fluss und Ereignisrate der CR Zusammensetzung der CR: Protonen 88% Helium 10% Elektronen 1% Positronen 0,03% e+ / p : 1:3000

6 Solare Modulation der CR CR stark antikorreliert zum Sonnenzyklus: Steigt die Sonnenaktivität, sinkt die CR-Zählrate Folge: Messwerte müssen dem (const.) LIS angepasst werden Modulation ~ MV

7 LIS Mit B/C- und Be-Verhältnis werden CR-Modellannahmen überprüft:

8 Zerfallskanäle in diesem Vortrag: Positronen / Antiprotonen Detektoranforderungen: Protonunterdrückung ~106 / Elektronunterdrückung ~104 aufgrund der geringeren Antiteilchenraten Messung der folgenden Teilcheneigenschaften: Ladung Rigidität Geschwindigkeit de/dx e/p Separation...

9 Antiprotonen Bisher gemessener Antiprotonfluss vgl. mit Modellvorhersagen sek. aus WW der CR mit ISM BESS (Balloon borne Experiment with Superconducting Solenoid) CAPRICE (Cosmic AntiParticle Ring Imaging Cherenkov Experiment) [Ballonexperiment] AMS01 (Alpha Magnet Spektrometer) Sonnenwind ändert Spektrum bei kleinen Energien Messwerte ab 10GeV: prim. aus Neutralino-Annihilation im galaktischen halo?

10 Positronen Betrachte hier Positronanteil BG berechnet aus LIS-Modell und um 500MV moduliert HEAT (High Energy Antimatter Telescope) [Ballonexperiment] TS93 Sept [Ballonexperiment] Messwerte ab 10 GeV -Signal?

11 Die Experimente

12 Weltraum Probleme (1) Hochvakuum: kein Ausgasen aller Bauteile Diffusionsverluste müssen ermittelt werden Temperaturschwankungen: Je nach Sonnenlage -180 C 50 C ΔT = 230 C!!! Abschirmung mit Spezialfolien (MLI) reduzieren dies auf ca. ΔT = 50 C mechanische Belastung bei Start/Landung: Beschleunigung > 6g Vibrationstest / Simulationen mit Bauteilen/Dummies Anforderung: Start/Landung/Rotation gleichzeitig. Wärmeleitung bei AMS

13 Weltraum Probleme (2) Gewichtsbegrenzung: Bei AMS ca. 6700kg (ISS), bei PAMELA ca. 470kg (Satellit) leichte & stabile Materialien Aluminium/ Titan/ Carbon Datenübertragung: Eigene Verbindung (GLAST) oder Infrastruktur (ISS, Resurs-DK1) Bei AMS auf der ISS z.b. auf 1Mb/s begrenzt Stromversorgung: Bei AMS max. 2,8kW, PAMELA max. 355W großflächige Solarpanele (ISS -> 4500m²!) Langzeitstabilität: Nach Start/Installation keine Wartung mehr möglich mitgeführtes Gas muss reichen (> 3 Jahre)

14 AMS-01 STS-91 (Discovery) im Juni 1998 AMS-01 als Machbarkeitsstudie für AMS-02 auf der ISS Permanentmagnet 0,15T Time of Flight System: 8 10 Tage, 350km, 10 Ereignisse Tracker: Si-Streifendetktor, 6 doppelseitige Lagen, de/dx Messung f. Z > 1 2 Szintillatordoppellagen, Trigger β-messung, Flugrichtung ACC (Si-Vetozähler) Cherenkov-Detektor: 2 Lagen, e/p-separation bis 3,5GeV

15 AMS-02 auf der ISS International Space Station: 108m x 100m x 30m, 400t Umlaufzeit 92min, ~360km Inklination 51,6 110kW von 4500m² Solarfläche Alpha Magnetic Spektrometer: ca. 3m x 3m x 3m max 2,8kW (110V) von der ISS max 6700kg Datenlink 1Mb/s max. Akzeptanz 0,5m²sr Flug geplant 2009

16 AMS-02 Übersicht TRD: p/e-trennung , 3D-Spurbestimmung ToF: Trigger, β, de/dx Z, ACC-Funktion MG: 0,9T für Tracker/ Z, m -Bestimmung Tracker: Ladungstrennung, de/dx Z ACC: Vetozähler Startracker: Orientierung im Raum Quellen RICH: Teilchenidentität, Z<29 ECAL: p/e-trennung , Teilchenidentität, Energie

17 AMS-02 TRD - Transition Radiation Detector Übergangsstrahlung: N(TR- ) ~ 20 Schichten Fleece/Straws 5248 Auslesekanäle Straws: Proportionalzähler Xe/ CO2 (80/20) Ionisationsverluste messen 2 3 Protonunterdrückung ~ im Energiebereich von 1 bis 300GeV Nachweiseffizienz von Positronen: 90%

18 AMS-02 ToF Time of Flight Je 2 Schichten Szintillatoren Zeitauflösung ~ 160ps Flugrichtung (Veto)-Trigger und Geschwindigkeit β Teilchenart de/dx Z Bestimmung

19 AMS-02 Tracker 8 Lagen Si-Streifendetektoren, 8m² Gesamtfläche mit 0,5m²sr Akzeptanz ca Kanäle Laser-Alignment (5um) Ladungstrennung bis 1TV de/dx -> Z Bestimmung

20 AMS-02 Supraleitender Magnet 2 Dipol Magnetspulen Nb/Ti 12 Feldformungsmagntspulen red. Dipolmoment sowie Drehmoment durch Erdmagnetfeld auf ISS 495A 0,9T (BL² = 0,86Tm²) Streufeld max. 4mT im R=3m Supraleitend bei 1,8K durch suprafluides Helium (2500l) Über Kryokühler wird Abwärme an Abschirmung abgegeben.

21 AMS-02 ACC Anti Coincidence Counter elektr. gel. Teilchen, die seitlich in den Detektor fliegen, liefern ein Vetosignal 8mm dicker Platenszintillator, 16 Module die über PMTs ausgelesen

22 AMS-02 RICH Ring Image Cherenkov Detektor Bestimmung der Ladung und Geschwindigkeit der Teilchen (für Z<28) Cherenkovbilder PMTs Akzeptanz wird mit Spiegel zw. Radiator und Detektor vergrößert

23 AMS-02 ECAL Electromagn. CALorimeter Blei/Szintillator-Fiber-Struktur 3x Blei/Fiber Lagen versetzt 3D-Auflösung Abbildung Protonunterdrückung ~ im Energiebereich 1-500GeV Strahlungslänge: ~ 16 X 0

24 Ereignisse bei AMS: Positron: Übergangsstrahlungsphotonen im TRD ToF: β ~ 1, Z = 1 Tracker: pos. Krümmung, Z = +1 RICH: β ~1, Z = 1 ECAL: Proton: keine TR im TRD (E<300GeV) ToF: β ~ 0,92 (E = 1,5 GeV), Z = 1 Tracker: pos. Krümmung, Z = +1 RICH: β ~0,996 (E = 10 GeV), Z = 1 ECAL:

25 AMS erwarteter Positronenanteil bei AMS

26 AMS erwarteter Positronenanteil bei AMS

27 Positronenanteil msugra focus point tanβ=10 co-annihilation tanβ=50 AMS focus point tanβ=30 rapid funnel tanβ=52

28 AMS erwarteter Antiprotonenfluss bei AMS:

29 Antiprotonenfluss msugra focus point tanβ=10 co-annihilation tanβ=50 AMS focus point tanβ=30 rapid funnel tanβ=52

30 PAMELA Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics Nutzlast des russischen Resurs-DK1 Erdbeobachtungssatelliten Start: 15. Juni 2006 in Baikonur mit Soyuz-U Trägerrakete Beobachtungszeitraum ~3 Jahre elliptische Erdumlaufbahn: Höhe ca km, Inklination 70 Höhe: 1,3m, Masse: 470kg, Leistungsaufnahme: 355W Messung d. Flusses der gel. Teilchen: (Positronen, Antiprotonen, Antihelium) WIMP-Suche

31 PAMELA Statistik: ~ Subdetektoren: und ~ pro Jahr ToF (S1, S2, S3) prim. Trigger Tracker mit 0,43T Permanentmagnet (sog. Magnetspektrometer) ACC (dreifach) ECAL (Silizium/Wolfram) Restschauer-Szintillator (S4) Neutronendetektor kein TRD

32 PAMELA Weltraum-Ereignis 13 GeV Heliumkern:

33 PAMELA Antiprotonenfluss (links) und Positronenanteil (rechts): Erwartete Messwerte durch MC-Simulationen Fehlerbalken nur stat. Fehler Anpassung mit und ohne Neutralinosignal prim. Fluss ( - Annihilation) = nur sek. CR = prim. & sek. CR

34 GLAST Gamma-ray Large Area Space Telescope Gammastrahlen von 150keV 300GeV Suche nach - Annihilationsstrahlung im Milchstraßen-halo Missionsdauer 5 Jahre

35 GLAST LAT (Large Area Telescope) Tracker (Si/W) 36 Lagen Kalorimeter (8 Lagen Cs/I) ACC (Plastikszintillator) Quellen-Winkelauflösung Faktor 30 > EGRET Gesichtsfeld ca. 2sr-3sr Gammas: 20MeV - 300GeV GBM (Glast Burst Monitor) 4x3 Na/I Szintillatoren 5keV 1MeV 2 BGO Detektoren 150keV - 30MeV 1,5 Auflösung - 8,6sr Erwartung : 150 bursts/jahr

36 Vergleich EGRET/GLAST Simulierte Beobachtung der Cygnus-Region, E>1GeV, 15 x 15

37 Zusammenfassung WIMP-Suche im Weltraum wichtig (primäre CR, LIS,...) technologisch eine große Herausforderung AMS und PAMELA Zwei unabhängige Experimente suchen nach denselben Signalen Nachweis/Ausschluss von Neutralino-LSPs und damit SUSY? Mit Weltraumexperimenten großes Spektrum der indirekten Suche abgedeckt Zusammen mit direkten Suchen und LHC sollte die dunkle Materie bald sichtbar werden...

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