Astroteilchenphysik I

Transkript

1 Astroteilchenphysik I Wintersemester 2015/16 Vorlesung # 13, Z 0 h Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik, Fakultät für Physik Dunkles Universum - DMA: e + Überschuss (AMS-02) GeV Neutrinos aus der Sonne - direkter CDM-Nachweis: Reaktionskinematik & DM Halo skalare & spinabhängige Ww. - WIMP Streuraten e + KIT Die Forschungsuniversität in der Helmholtz-Gemeinschaft

2 Indirekter WIMP Nachweis - Gammas Suche nach Gammas aus WIMP Annihilation - FERMI-Teleskop: Suche in Kreisen um Zentrum: keine Evidenz, Pulsare mit GeV- s LAT - H.E.S.S.-Teleskop: Suche in Kreisen um Zentrum: Aktivität um Sgr A* G. Drexlin VL13

3 DMA: Antiprotonen, Positronen Satellit: Fermi? p, e,... Pulsare DM-Annihilation im galaktischen Zentrum, in CDM sub-halos, lokale Umgebung ISS: AMS-02 e + _ p Antiprotonen, Positronen: - Ablenkung im galaktischen B-Feld - Energieverluste (e + : lokale Umgebung) - wenig Untergrund (Antiprotonen) & klares Ladungs-Signal (e/m) _ - Erdatmosphäre schirmt p und e + ab: Satelliten mit B-Feld (GeV) G. Drexlin VL13

4 Positronen: DMA und Untergrund e + Positronen Signal & Untergrund, Messung: Positronenanteil e + /(e + + e - ) Positronen: DMA-Signalerwartung Signal: Spektrum abhängig vom spezifischen SUSY-Modell Positronen: Untergrunderwartung Untergrund: Wechselwirkungen der kosmischen Strahlung am ISM (interstellaren Medium) Untergrund G. Drexlin VL13

5 Antiprotonen: DMA und Untergrund p _ Antiprotronen Signal & Untergrund, Messung: spektrale Form > 10 GeV Antiprotonen: DMA-Signalerwartung Signal: Spektrum abhängig vom spezifischen SUSY-Modell Antiprotonen: Untergrunderwartung Untergrund: Streuprozesse _ von Protonen pp pppp (Baryonzahlerhaltung), Spallationsreaktionen WIMP-Signal m( 0 ) = 500 GeV G. Drexlin VL13

6 PAMELA Experiment Satelliten-Experiment (I, D, RU, S) zur Messung der Energiespektren von e + _ und p, seit 7/2006 Teilchen Energiebereich Events (3J) Antiprotonen 80 MeV GeV ~ 10 4 Positronen 50 MeV GeV ~ 10 5 Elektronen < 400 GeV ~ 10 6 Protonen < 700 GeV ~ 10 8 e + /e - Verhältnis < 2 TeV Kerne (bis Z = 6) < 200 GeV/Nukleon Isotope (D, 3 He) < 1 GeV/Nukleon Antikerne ~ Anti-He / He e + e - Tracker G. Drexlin VL13

7 Positronenanteil e + / (e + + e - ) PAMELA Positronenüberschuss PAMELA Resultate: starker Positronenüberschuss - mögliche Interpretation: Evidenz für DMA?? Rate impliziert großes s Ann v > _ cm 3 s -1 (10 2 zu hoch für W DM ~ 0.2) kein analoger Überschuss bei p! - konventionelles Szenarium: - e + e - - Paar-Erzeugung aus Pulsarwinden, GeV- s aus Pulsaren PAMELA DMA oder Gamma-Pulsare? 0.02 bisherige Untergrundmodelle Energie (GeV) G. Drexlin VL13

8 AMS-02: Alpha Magnetic Spectrometer AMS02: Suche nach WIMP-Annihilation: Antiprotonen, e +, - Suche nach Antimaterie (Anti-Deuteronen, Anti-Helium, ) - Messung der kosmischen Strahlung: - Energieverteilung & chem. Zusammensetzung bis 1 TeV - absoluter Fluss (z.b. wichtig für atmosphärische Neutrinos, Propagation und Einschluss der CR, interstellares Medium) Apertur 5000 cm 2 sr Start: mit STS G. Drexlin VL13

9 Magnet AMS-02: Experimentaufbau Bestimmung von Impuls p, Energie E, Ladung Q, Lorentz-, v rel Teilchenimpuls p, sign(q) TRD- Übergangs- Strahlungsdetektor (v~c) Krümmung Teilchenspur B = 0,12 T im Siliziumstreifen-Tracker Teilchenidentifikation PID B=0,12T Tracker ToF- Time of Flight Detektor - Lorentz-Faktor (TRD) - Geschwindigkeit v (ToF, RICH) Teilchenenergie E - Kalorimetrie (ECAL) elektromagnetisches Kalorimeter RICH- Ring Imaging Cherenkov Zähler (v<c) ECAL- elmagn. Kalorimeter Teilchenladung Q - Ionisationsverluste (Tracker, RICH) G. Drexlin VL13

10 Positronenanteil e + /(e + + e - ) AMS-02: experimentelle Sensitivität AMS-02: wesentlich verbesserte Sensitivität bei hohen Energien - Bestätigung des Positron-Überschusses von PAMELA - schwierige Interpretation des Positronensignals: DMA oder Pulsare? - WIMP-Signal: Positron-Überschuss sollte abnehmen - Pulsar-Signal: Positron-Überschuss sollte weiter sichtbar bleiben AMS-02 PAMELA Fermi Energie (GeV) G. Drexlin VL13

11 Positronenanteil e + /(e + + e - ) AMS-02: experimentelle Sensitivität AMS-02: wesentlich verbesserte Sensitivität bei hohen Energien - zukünftige Messungen: bessere Statistik bei hohen Energien - scharfer Fluss-Cutoff bei E max wäre starker Hinweis auf DMA - falls reales WIMP-Signal: Positron-Überschuss sollte abnehmen nahe bei Neutralino-Masse m - Probleme: überraschend hoher Annihilationsquerschnitt weshalb kein vergleichbares Signal bei p _? G. Drexlin VL AMS-01 HEAT PAMELA AMS-02-Projektion (10 Jahre) m = 400 GeV m = 200 GeV m = 800 GeV Energie (GeV)

12 3.4.2 Neutrinos WIMP-Einfang in der Sonne: 0 verlieren durch Streuprozesse an H-Atomen kinetische Energie Einfang im solaren Gravitationspotenzial mit Rate R C R C km / s s 100GeV 3 pb m -1 lokal Spin.3510 s / - GeV cm vlokal 10 3 spinabhängige Wechselwirkung: WIMP Streuung an H-Atomen 2 durch Streuung: v WIMP < v Entweichen WIMPS sinken ins Zentrum der Sonne WIMP-Annihilation im Sonneninnern Aufbau eines Gleichgewichts zwischen Einfangrate R C und Annihilationsrate R A G. Drexlin VL13

13 WIMP Annihilation - Neutrinos Signatur der WIMP Annihilation im Sonneninnern: Erzeugung hochenergetischer Neutrinos mit Energien im GeV-Bereich (pp-fusion: Neutrinos im MeV-Bereich!) Nachweis von GeV Neutrinos mit Icecube mit spezieller Erweiterung für niederenergetische Neutrinos n G. Drexlin VL13

14 WIMP Annihilation & Neutrinoteleskope GeV-Neutrinos verlieren beim Verlassen der Sonne Energie! Wahrscheinlichkeit P, die Sonne ohne Wechselwirkung zu verlassen: P e -E n / E k n µ : E k ~ 130 GeV Neutrinos: Startenergien Masse: m() = 250 GeV Kanal t + t G. Drexlin VL13

15 Neutralinomasse m (GeV) IceCube Deep Core Erweiterung Deep Core: IceCube-Erweiterung für verbesserte Suche nach DMA aus Sonne n µ im Energiebereich 10 GeV 1 TeV - 6 neue Strings mit je 40 PMTs 10 4 MSSM Silverwood et al kein 1s 2s 3s Ausschluss µ-fluss in IceCube aus DMA (km -2 Jahr -1 ) Deep Core G. Drexlin VL13

16 3.5 Direkte Nachweismethoden Experimente zum direkten Nachweis von SUSY-WIMPs auf der Erde: - Prozess: elastische Streuung des WIMPs am Kern - Signatur: Rückstoßkern mit typischen Energien im kev-bereich - W CDM ~ 0.27: WIMPs mit extrem kleiner Streurate mit Kernen (< 10-7 pb) Experimentelle Grundlagen: - nur elastische Kern-Streuung, da kinetische Energie von WIMPs im Halo nur im kev-bereich - es gilt: E kin ( 0 ) «E Kernanregung (& R-Paritätserhaltung) - bei einem WIMP Streuprozess an e - wird kein Impuls übertragen, da m( 0 )» m(e - ) [ 100 GeV : 0.5 MeV ] Analogie zur Rutherford-Streuung 0 0 WIMPs: Streuung am Kern Gammas: Streuung an Elektronen G. Drexlin VL13

17 3.5.1 Reaktionskinematik Reaktionskinematik direkter Nachweis: Astrophysik- & SUSY-Input R N ASTRO Kern F s N DM, lokal SI / SD Kern SI / SD 0 M ( ) s v SUSY 0 0 s = 0 H, h N Kern q q CDM-Eigenschaften: - kinetische Energie (v) - lokale Dichte DM,lokal - Fluss F (aus v & DM,lokal ) G. Drexlin VL13 WIMP-Eigenschaften: - Streuquerschnitte skalar s SI / axial s SD - Masse M( 0 )

18 WIMP Geschwindigkeitsprofil Isothermales WIMP Geschwindigkeitsprofil f(v) R N Kern F s N DM, lokal SI / SD Kern SI / SD 0 M ( ) s v F v - thermalisierte WIMPs im Halo: Maxwell-Boltzmann-Geschwindigkeits-Verteilung f (v) d v 2 4v e 3 v 0 -v 2 / v 2 0 d v 0 : wahrscheinlichste WIMP Geschwindigkeit im Halo (~270 km km/s) v 0 2k B T M 3 v Kernrückstoß- Energien E R WIMP Halo- Energien G. Drexlin VL13

19 DM Halos: WIMP Eigenschaften WIMP-Energien aus DM Halo - isothermaler Halo: v ~10-3 c ~ 270 km/s - kinetische Energie E kin = ½ M v 2 - M = 100 GeV E kin < 100 kev E kin «M - Konsequenz: nichtrelativistische Streukinematik Modifikationen zu reiner Maxwell-Boltzmann-Verteilung - WIMPs mit v > km/s entweichen aus der Galaxis: Abschneide-Parameter für f(v) maximale Rückstoßenergie E R für Target-Kern da durch Reaktionskinematik Relation E R ~ E kin (1 - cosq) G. Drexlin VL13

20 Elastische WIMP-Kernstreuung nichtrelativistische Streu-Kinematik - Kinematik einer rein elastische Streuung eines WIMPs (Masse M ) an Targetkern (Masse M N ) - Rückstoß-Energie des Kerns E R : E R µ 2 Ekin 1 - cosq M M N - wichtige kinematische Parameter: a) reduzierte Masse µ = M M N / (M N + M ) für Fall M = M N gilt µ = M N /2 für Fall M» M N gilt µ = M N b) Streuwinkel q G. Drexlin VL13

21 Elastische WIMP-Kernstreuung maximale Rückstreuenergie E R,max des Kerns E R,max bei WIMP Rückstreuung mit q = 180 µ E 2 2E E R, max M M N R,max 2 M µ M N M kin v µ v M N 2 2 E kin = 2 ½ M v 2 Abhängigkeit der maximale Rückstreuenergie E R,max von M : M = M N : µ = M N /2 E R,max = ½ M N v 2 optimaler Impulstransfer, Kern erhält gesamte E kin des WIMP M» M N : µ = M N E R,max = 2 M N v 2 sehr schwere 0 auf TeV-Skala: nur geringfügig höheres E R G. Drexlin VL13

22 WIMP Nachweis: lokaler Fluss Reaktionskinematik direkter Nachweis: Astrophysik- & SUSY-Input DM, lokal R NKern F s SI / SD NKern s 0 SI / M ( ) SD v lokaler WIMP Fluss F Berechnung für WIMP mit M( 0 ) = 100 GeV F 0.3 GeV / cm 100 GeV cm s N Kern WIMP Wind Dezember Sonne Juni F ~ cm -2 s G. Drexlin VL13

23 WIMP Nachweis Reaktionskinematik direkter Nachweis: Astrophysik- & SUSY-Input DM, lokal R NKern F s SI / SD NKern s 0 SI / M ( ) SD v SUSY 0 0 s = 0 H, h N Kern q q WIMP-Eigenschaften: - Streuquerschnitte skalar s SI / axial s SD G. Drexlin VL13

24 Neutralino-Streuprozesse: Überblick skalare (s SI ) / spinabhängig (s SD ) Wechselwirkung Xe-Kern 1 Ebene der Partonen: q, g 0 - Wechselwirkung mit Quarks, Gluonen 0 - Kopplungsstärke aus SUSY-Modell 0 2 Ebene der Nukleonen: p, n q, g Kinematik innerhalb eines Nukleons bestimmt durch Parton-Verteilungen (Valenz- & Seequarks) 3 Ebene der Kernstruktur: Ar, Xe, Nukleon Wechselwirkung auf der Ebene des Kerns (Kernwellenfunktion) - kohärente Addition der skalaren/spin Komponenten der Nukleonen - Formfaktoren für Massenverteilung im Kern, Spinfaktoren - Reaktionskinematik kohärenter Kernrückstoß G. Drexlin VL13

25 Neutralino-Streuprozesse: skalar skalare Wechselwirkung: Neutralino koppelt an Massenverteilung des Kerns 0 0 s = 0 H, h 0 0 ~ q Mechanismus: - Austausch eines leichten oder schweren Higgs H, h - Annihilation in Squark (q-mischung) ~ q q q s = 0 q - auch Loopdiagramme mit (masselosen!) Gluonen skalare 0 Wechselwirkung mit einem Quark (s SI : spin independent) - Quark- & Gluon-Funktionen im Nukleon: auch schwere Quarks tragen bei - kohärente Wechselwirkung ~ A 2 - s SI dominiert in vielen SUSY-Modellen den elastischen 0 Streuquerschnitt G. Drexlin VL13

26 Skalare WIMP Streuung skalare WIMP Kernstreuung ist kohärent: s Streu ~ A 2 alle A Nukleonen des Kerns tragen kohärent zur Streuung bei - Kohärenzbedingung q R i «1 (i.a. nur für A < 50) q: Impulstransfer q = µ v = A 10-3 GeV R i : Kernradius R i ~ A ⅓ 7 GeV -1 Verlust der Kohärenz: falls der Impulstransfer q zu hoch ist: - die de Broglie- Wellenlänge l = h / q wird kleiner als der Kern-Radius R i - das WIMP sieht Kernsubstruktur Kohärenzbedingung ist für große Impulstransfers q bzw. Kernradien R i nicht mehr erfüllt, Formfaktor F mit: s Streu ~ A 2 F 2 (E R ) G. Drexlin VL13 A 2 (skalarer Formfaktor) Xe Ge Si R i Rückstoßenergie [kev]