Die Suche nach Dunkler Materie

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1 Die Suche nach Dunkler Materie Ausarbeitung von Jens Frangenheim

2 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung 3 2 Hinweise auf Dunkle Materie Hintergrund, Kosmologie Astronomische Hinweise auf Dunkle Materie Kosmologische Evidenzen für DM (WMAP) Die Kosmische Hintergrundstrahlung Die WMAP-Mission Heutige Kosmologische Werte: Strukturbildung Elementenhäufigkeit im Universum Zusammenfassung Kandidaten und mögliche Erklärungen für Dunkle Materie Anforderungen an die Kandidaten WIMPs Das leichteste supersymmetrische Teilchen Alternativen zu Dunkler Materie Änderung des Gravitationsgesetzes Änderung des 2. Newton schen Gesetzes Experimente zum direkten Nachweis von Dunkler Materie in Form von WIMPs Allgemeines Allgemeines Nachweisprinzip, Überblick über die verschiedenen Methoden Anforderungen an die Versuche Weltweite Experimente im Überblick DAMA Aufbau und Funktionsweise des DAMA-Experimentes DAMA-Ergebnis Diskussion des DAMA-Ergebnisses CRESST Funktionsweise der Kyrogeniktechnik Aufbau von CRESST Testmessungen von CRESST Ergebnisse von CRESST Zukunft von CRESST CDMS (II) Zusammenfassung der Ergebnisse - Einordnung des DAMA-Ergebnisses Indirekte Suche nach Dunkler Materie in Form von WIMPs Prinzipien der Suche Das AMS-02-Experiment Ausblick: Zukünftige Suche nach Dunkler Materie in Form von WIMPs 33 7 Schlusswort 34 8 Quellenverzeichnis 35 2

3 1 Einleitung Bedingt durch neue, genauere experimentelle Ergebnisse der Astrophysik hat sich in den letzten 10 Jahren die Kosmologie stark verändert. Neben der Tatsache, dass die berühmte Kosmologische Konstante ungleich null zu sein scheint,gibt es mehrere Resultate, die darauf hinweisen, dass die Materie im Universum überwiegend aus Dunkler Materie, das heißt aus Materie noch unbekannter Form, besteht. Zum einen ist die Frage nach der Natur der Dunklen Materie aus teilchenphysikalischer Sicht wichtig, da die in Theorien, z.b. Supersymmetrie, geforderten Teilchen die Dunkle Materie erklären könnten. Damit liefern Experimente, die sich mit der Suche nach Dunkler Materie beschäftigen, auch einen Beitrag, in dem sie diese Teilchen entweder finden oder, falls nicht, zumindest Aussagen über ihre Eigenschaften in Form von Grenzen machen, und damit beitragen, die Parameter für diese Teilchen einzugrenzen. Zum anderen bedeutet die Unkenntnis über die Beschaffenheit der Dunklen Materie und viel mehr noch der dunklen Energie (=Vakuumenergiedichte) einen großen unbekannten Bereich im physikalischen Weltbild. Neben einer kurzen Zusammenfassung des Hintergrundes, das heißt der Kosmologie, werden in dieser Ausarbeitung zuerst die Hinweise auf die Existenz von Dunkler Materie (DM) und die Methoden (Schwerpunkt: WMAP) dazu dargelegt werden. Im Hauptteil werden dann Experimente (vor allem DAMA) vorgestellt, die mit verschiedenen Methoden nach Dunkler Materie suchen. Als Abschluss werden deren Ergebnisse zusammengefasst und ein Ausblick auf zukünftige Experimente (AMS-02, EURECA) gegeben. Zur Motivation bleibt noch zu sagen, dass es keine Teilchen oder Mechanismen (Gravitation) des Standardmodells gibt, die die Dunkle Materie bzw. die Phänomene, wofür sie anzunehmen ist, erklären können. Damit stellen die Dunkle Materie und die dunkle Energie die bisher einzigen Hinweise auf Physik jenseits des Standardmodells dar. 3

4 2 Hinweise auf Dunkle Materie 2.1 Hintergrund, Kosmologie Folgende Parameter sind in der Kosmologie relevant: κ = 8πG: Gravitationfeld, G = Gravitationskonstante ρc 2 = c 2 (ρ M +ρ R ) : Energiedichte (Materie und Strahlung). Die Materiedichte ρ M schließt alle Formen der Materie ein, also auch eventuell vorhandene Dunkle Materie. Λ : kosmologische Konstante, wirkt der Gravitationskraft entgegen und ist nicht an die Energiedichte gekoppelt. Diese lässt sich durch ρ V = Λ/κ auch als Energiedichte schreiben. p : Druck: Dieser trägt in der Allgemeinen Relativitätstheorie zum Gravitationsfeld bei. c : Lichtgeschwindigkeit R(t): Zeitabhängiger Skalenfaktor, der die Ausdehnung des Raumes beschreibt Die Kosmologie befasst sich mit der Beschreibung des Universum als Ganzes. Die heutigen kosmologischen Modelle (und insbesondere das Standardmodell) beruhen auf zwei Prinzipien: Dem Kosmologischen Prinzip Der Gültigkeit der Allgemeinen Relativitätstheorie Das Kosmologische Prinzip besagt, dass das Universum für jeden Beobachter gleich aussieht, egal, wo im Universum er sich befindet. Das heißt, das Universum ist auf großen Distanzen räumlich gleichförmig (isotrop und homogen). Mit diesen Annahmen lassen sich die Friedmann-Gleichungen 1 gewinnen: ) 2 (Ṙ = κρ R 3 + Λ 3 kc2 R 2 (1) ( R R ) = κ 6 ( ρ + 3p ) c 2 + Λ 3 Materie- und Strahlungsdichte verhalten sich zeitlich unterschiedlich. In Abhängigkeit von den Skalenparametern zu zwei verschiedenen Zeiten (0=heute) lauten sie: ρ M,0 ρ M = ρ R,0 ρ R = ρ V = (2) ( ) 3 R (3) R 0 ( ) 4 R (4) R 0 Λ 8πG = ρ V,0 = const. (5) Es ist praktisch, die Dichten auf dimensionslose Größen, die Dichteparameter Ω i, umzuschreiben, in dem sie durch die kritische Dichte ρ C geteilt werden. Ω i = ρ i /ρ C (6) Die kritische Dichte gibt den Wert an, der genau an der Grenze liegt zwischen einem geschlossenen und einem offenem Universum, d.h. einem Universum, in dem die Materiedichte ausreicht, die Expansion des Universum zu stoppen, und einem, in dem sie nicht ausreicht. Numerisch gilt mit dem Hubbleparameter H 0 = ( ) km smpc [Part]: ρ C = 9, kg/m 3 = 5, 26 GeV c 2 m 3 5 Protonen/m3 (7) (h = 0, 71 +0,04 0,03 aus H 0 = 100 h km s 1 Mpc 1 ). Mpc bzw. pc (Parsec) ist das Entfernungsmaß der Astronomie. Es gilt: 1 nach dem russischen Physiker A.A. Friedmann ( ) 1 pc = 3, 263 LJ = 3, m (8) 4

5 Mit den Skalierungsgesetzen (3)-(5) und den Dichteparametern (6) lässt sich die erste Friedmann- Gleichung (1) umformen und es ergibt sich eine Gleichung, die die Dynamik (d.h. die Ausdehnung oder die Kontraktion) des Universums in Abhängigkeit der Dichteparameter Ω i zum heutigen Zeitpunkt beschreibt: ( Ṙ R 0 ) 2 = H 2 0 ( Ω M ( R0 R ) ( ) 2 ( ) ) 2 R0 R + Ω R + Ω V + Ω K R R 0 (9) Aufgabe der Astrophysik ist es, die Dichteparameter und den Hubbleparameter zu messen. 2.2 Astronomische Hinweise auf Dunkle Materie Die ersten Hinweise auf die Existenz von Dunkler Materie sind schon über 70 Jahre alt. Damals wurde festgestellt, dass die Umlaufgeschwindigkeiten von Sternen in den äußersten (sichtbaren) Bereichen unserer Milchstraße viel zu groß sind, als dass das die bekannte Materie der Milchstraße durch ihre Anziehungskraft zulassen würde. Da die astronomischen Methoden damals noch ungenau waren und es außerdem auch noch keine anderen Hinweise auf Dunkle Materie (und ihre Beschaffenheit) gab, wurde versucht, die fehlende Materie durch Entdecken von neuen Sternen und Nebeln zu finden. Mit der Entdeckung der Expansion des Universums und der Etablierung des Urknallmodells ging die Suche nach mehr Materie weiter, um zu entscheiden, ob wir in einem offenen oder geschlossenen Universum leben. Die gefundenen Werte betrugen nur ca. 1 % der kritischen Dichte ρ C (siehe (7) ). Heute sind u.a. folgende astronomische Hinweise auf Dunkle Materie bekannt: 1. Umlaufgeschwindigkeiten von Sternen um Galaxiezentren 2. Bewegung von Galaxien zueinander 3. kinetische Energie von Gasen in Nebeln 4. Gravitationslinseneffekte an Galaxienhaufen Während der erste Punkt nur eine untere Abschätzung der Menge der (Dunklen) Materie liefert, ergeben sich aus den anderen drei Methoden Werte (Ω M 0, 3), die zu den aus kosmologischen Messungen (siehe Abschnitt 2.3) gewonnenen Parametern passen. Umlaufgeschwindigkeiten von Sternen um Galaxienzentren Unsere Milchstraße (Abbildung 1)gehört zu der Klasse der Spiralgalaxien. In der Mitte befindet sich eine kugelförmige Struktur, der Galaxiekern mit supermassivem Schwarzem Loch im Zentrum. Es sind fast alle Sterne auf einer Scheibe angeordnet, da auf Grund der Zentrifugalkraft eine ursprünglich kugelförmige Struktur abgeplattet wird. Die Scheibe wird von Spiralarmen geformt. Um die Scheibe herum sind kugelförmig die Halo-Sterne verteilt, die zum großen Teil aus sehr alten (> a) Kugelsternhaufen bestehen. Außerhalb einer (zylindersymmetrischen) Masseverteilung, d.h. außerhalb der Scheibe, sollte nach dem Newton schen Gravitationsgesetz in der Ebene der Scheibe die Rotationsgeschwindigkeit v proportional zu 1/R abnehmen, da die wenigen Sterne außerhalb nur noch vernachlässigbar wenig zur Gesamtmasse beitragen. F Z = F G m Stern v2 R = G MGalaxie m Stern R 2 v = G MGalaxie R (10) 5

6 Abbildung 1: Ausmaße der Milchstraße (Abb aus [Dem4]) Beobachtet wird jedoch eine nahezu konstante Rotationsgeschwindigkeit in Abhängigkeit vom Abstand zum Galaxiezentrum für Sterne außererhalb der Scheibe in der selben Ebene. Das Gleiche ergibt sich bei der Betrachtung anderer Galaxien (bzw. anderer Spiralgalaxien), wie dem Andromedanebel (siehe Abbildung 2). Abbildung 2: Gemessene Rotationsgeschwindigkeiten (Abb aus [Unso]) Die fehlende Masse wurde lange Zeit in Form von Nebeln, interstellarem Gas, Braunen Zwergen (ausgebrannte, erkaltete Sterne), Schwarzen Löchern und Planeten vermutet. Projekte wie das MACHO-Projekt (MACHO=MAssivCompactHaloObject) versuchen mit Hilfe von Gravitationslinseneffekten nicht leuchtende Objekte ausfindig zu machen. Zieht ein solches dunkles Objekt vor einem weiter entfernten Objekt (Galaxie, Stern) vorbei, wirkt es auf Grund seiner Gravitationswirkung wie eine Zerstreuungslinse (siehe 4. Methode). Die so gefundenen Objekte können auf Grund ihrer zu geringen Gesamtmasse die Rotationskurven nicht erklären. Nehmen wir jedoch im einfachsten Fall zusätzlich Materie mit einer Dichteverteilung von ρ 1 R 2 (11) an, ergibt sich wegen (10): v G ρgalaxie 4 3 πr3 G = 2 R 3 = const. (12) 6

7 Eine Annahme wie (11) wird Halomodell genannt. Sie beschreibt die Verteilung der Dunklen Materie in der ganzen Galaxie, also nicht nur außerhalb der Scheibe sondern auch innerhalb, d.h. auch am Ort unseres Sonnensystems und somit unserer Erde, wo wir eventuell die lokale Dichte messen können. Durch Variation des Halomodells ergeben sich unterschiedliche Annahmen über die Art der Dunklen Materie. Ohne genaue Kenntnisse über die DM sind alle Halomodelle, die die Rotationskurven (und die Gesamtmasse der DM, siehe später) erklären, zulässig. Bewegung von Galaxien zueinander Galaxien formieren sich in unserem Universum zu Galaxienhaufen, diese wiederum zu Superhaufen. Innerhalb der Galaxienhaufen (zumindest z.b. innerhalb unseres Galaxienhaufens, der lokalen Gruppe) ist die gegenseitige Anziehung stark genug, um an der allgemeinen Expansion des Universums nicht teilzunehmen. Aus der dazu notwendigen Masse, der notwendigen Massen von Galaxien, die sich aufeinander zubewegen oder umrunden, ergibt sich auch, dass die sichtbare Materie bei Weitem nicht ausreicht, dies zu erklären. Allerdings sind diese Methoden äußerst ungenau. Kinetische Energie von Gasen in Nebeln Aus Beobachtungen von Dopplerverschiebungen bei Röntgenstrahlung lässt sich die kinetische Energie von Nebeln bzw. genauer von intergalaktischem Gas messen. Damit diese Gase gravitativ gebunden bleiben, ist wiederum viel mehr Materie als die sichtbare erforderlich. Gravitationslinseneffekte an Galaxienhaufen Ähnlich wie bei der Suche nach MACHOS können auch ganze Galaxien(haufen) als Gravitationslinsen wirken. Dabei wird das Licht von weit entfernten Galaxien an diesen Objekten gestreut. Die Wirkung ist in Abbildung 3 zu sehen. Für die Vermessung dieser Methoden sind Teleskope mit guter Winkelauflösung erforderlich (Hubble-Space-Telescope: Θ = 1/10 ). Abbildung 3: Gravitationslinseneffekt: Zu sehen ist ein Ring aus Galaxien Auf Grund des Mangels an Sternen in Entfernungen von mehr als 40 kpc (meistens sind nur max. 25 kpc möglich) ist es mit der ersten Methode nicht möglich, die Gesamtmasse einer Galaxie zu bestimmen. Von den Methoden zwei und drei ist besonders die zweite Methode sehr ungenau. Die Genauigkeit der Gravitationslinsenmethode lässt sich noch erheblich steigern, wenn statt einer Galaxie ein ganzer Galaxienhaufen benutzt wird. Dabei wird natürlich dann auch ein mögliches Überlappen der Halos aus Dunkler Materie von verschiedenen Galaxien sowie das Vorhandensein von interstellarer Materie (Gas, Staub) in Kauf genommen. Die durch diese Methode gewonnenen Ergebnisse (Mittelung 7

8 über viele Galaxienhaufen) für die gesamte Materie im Universum sind mit den später diskutierten kosmologischen Methoden kompatibel. 2.3 Kosmologische Evidenzen für DM (WMAP) Die astronomischen Methoden lassen wegen ihrer zum Teil großen Messfehler einen großen Spielraum für die Existenz von Dunkler Materie. In den letzten Jahren wurde mit der Möglichkeit der genauen Vermessung der kosmischen Hindergrundstrahlung (CMB, Cosmic Microwave Background) ein neues Zeitalter der Astrophysik, das Zeitalter der Präzisions-Astrophysik eingeläutet. Damit ist es möglich, kosmologische Parameter (wie den Anteil der Materie Ω M ) im Prozentbereich zu messen. Die wichtigste Datenquelle der Astronomie ist heute des CMB. Die Analyse durch frühere Misssionen wie dem COBE-Satelliten zeigte bereits, dass die Fluktuationen der CMB extrem klein (relative Schwankungen von der Ordnung 10 4 ) sind. Seit dem Beginn der WMAP-Mission (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) im Jahre 2002 läuft eine präzise Vermessung dieser Anisotropien (20 µk Temperaturauflösung). Zuvor wurden auch einige Ballon-Experimente, wie das BOOMERANG-Experiment durchgeführt, die jedoch den Nachteil haben, nicht den gesamten Frequenzbereich, sondern wegen der (Rest)Erdatmosphäre nur den Bereich mit Frequenzen >90 GHz messen zu können. Ab etwa 2007 soll die Genauigkeit durch den europäischen Planck-Satelliten noch mal um einen Faktor 10 gesteigert werden Die Kosmische Hintergrundstrahlung Die Kosmische Hintergrundstrahlung zeigt das Universum zum Zeitpunkt der Entkopplung von Materie und Strahlung, das entspricht einer Rotverschiebung von z=1100 (t a nach dem Urknall). Vor diesem Zeitpunkt befanden sich Materie und Strahlung im Gleichgewicht. Es konnten sich noch keine Strukturen bilden (verdichten), da Atome ständig ionisiert wurden und Strukturen auseinander getrieben wurden. Der CMB ist also eine Aufnahme des Universum zum Zeitpunkt der Entkopplung Die WMAP-Mission Abbildung 4: Die WMAP-Sonde [WMAP] Aufgabe der WMAP-Mission ist es, die vorher schon gefundenen Anisotropien in der CMB genauer zu vermessen. Kernstück des WMAP-Satellitens (Abbildung 4) ist seine Parabolschüssel von ca. 1,5 m Durchmesser mit zwei Empfangsantennen im Abstand von 140. Die Antennen messen synchron die Temperatur der CMB in den Frequenzen 22, 30, 40, 60 und 90 GHz (λ = 3 bis 14 mm = 0, bis 2, /eV ). 8

9 Die Messung von verschiedenen Frequenzen dient dazu, die Vordergrundemission und den Beitrag des interstellaren Staubs zu eliminieren. Dabei wird eine Sensibilität für die gemessenen Temperaturunterschiede der Strahlung von 4 µk bzw. 20 µk über dem Rauschen erreicht. Das Rauschen wird vermindert, indem die Elektronik zur Vorverstärkung gekühlt wird. Das zweite wichtige Maß für die Genaugkeit der Messungen ist die Winkelauflösung von ca. 0,2. Um Störungen von der Erde und der Sonne möglichst zu vermeiden, ist die Sonde im sogenannten Lagrangepunkt L2 (siehe Abbildung 5) plaziert. Abbildung 5: Position des WMAP-Satellitens und Definition der Lagrangepunkte. Die Linien kennzeichnen Äquipotenzialflächen im System der beiden Massen (Erde/Sonne). [WMAP] Abbildung 6: Links: Zusammensetzung des Bildes des CMB aus den fünf einzelnen aufgenommenen Frequenzen Rechts: Daraus lassen sich die Störeffekte wie die Bewegung des Sonnensystems relativ zum Galaxienhaufen und der Milchstraßenhintergrund herausrechnen. [WMAP] Auswertung der WMAP-Daten Das Signal aus beiden Antennen wird in eine Temperaturdifferenz T = T (A) T (B) übersetzt. Um die absoluten Temperaturen in Abhängigkeit von den Raumwinkeln θ, φ zu gewinnen, wird ein iteratives Verfahren T (A) = T + T i (B) benutzt, wobei mit einem konstanten Wert T 0 (B) = 2, 725K gestartet wird. Aus dem so gewonnenen Bild ergibt sich eine Karte, die von verschiedenen Effekten überlagert ist (siehe Abbildung 6). Der größte Effekt ist die Bewegung der Milchstraße mit V = 630km/s realtiv zum CMB. Diese Effekte werden herausgerechnet (Abbildung 6). Zur Analyse der Karte interessiert es, wie stark benachbarte Temperaturen voneinander abhängig sind, 9

10 d.h. wie stark die Werte korrelliert sind. Dazu wird die Korrellationsfunktion C(α) mit den Richtungsvektoren n und m benutzt und nach Kugelflächenfunktionen entwickelt [Scha]: T ( n) T 0 = 1 + l l=1 m= l a T lmy l m( n) (13) Für die Koeffizienten ergibt sich: c(l) = 1 2l + 1 a l,m 2 (14) m Abbildung 7: Multipol-Spektrum der WMAP-Messungen [Sper] Genauere Rechnungen zeigen Θ = 200 /l. Der 1. Peak in Abbildung 7 liegt also genau bei der ersten Nullstelle. Durch Betrachtung der Abhängigkeiten der Fluktuationen folgt die Formel: Θ = 1 Ω tot (15) Für ein flaches Universum also genau 1 oder l=220. Damit ist die Lage des ersten Peaks ein Maß für die Krümmung k des Universums. Anschaulich ergibt sich die Krümmung des Universums durch den Winkel unter dem wir heute die Längenskala der Fluktuationen des CMB sehen. [Quin] Die Höhe der ersten Peaks ist ein Maß für den Anteil der baryonischen Materie Ω B. Weitere Ergebnisse lassen sich auch durch eine Auswertung der Polarisation der Strahlung gewinnen Heutige Kosmologische Werte: Durch Kombination der WMAP-Daten mit anderen astrophysikalischen Projekten, wie 2dFGRS (2 degree field Galaxy Redshift Survey) und dem High-z Supernovae Search ergeben sich als beste Fit - Parameter an alle Messdaten die folgenden Werte: Ωi = Ω tot = 1, 02 ± 0, 02 Ω V = 0, 73 ± 0, 04 Ω M = 0, 27 ± 0, 04 Ω B = 0, 044 ± 0, 004 Damit steht fest, das es Dunkle Materie gibt, bzw. allgemeiner formuliert, das im Universum zusätzlich zu der bekannten noch weitere Gravitationskraft vorhanden ist. 10

11 2.3.4 Strukturbildung Die Kosmische Hintergrundstrahlung zeigt das Universum bei der Entkopplung von Materie und Strahlung (Photonen). Das heißt, ab diesem Zeitpunkt können die Photonen sich quasi frei bewegen, da sie nicht mehr genügend Energie haben, um Wasserstoff zu ionisieren. Auf Grund der Planck-Verteilung ihrer Energie und ihrer viel größeren Anzahl gegenüber den Baryonen (n b = (2, 5±0.1) 10 1 /m 3, n γ = 410, 4 ± 0, 5) 10 6 /m 3 ) liegt dieser Wert unter 13,6 ev ( 0, 3eV ). Das Universum wird zu diesem Zeitpunkt durchsichtig und so können wir heute die CMB beobachten. Wechselwirkungen wie die Compton-Streuung finden natürlich auch heute noch statt. Die Temperatur der Hintergrundstrahlung beträgt heute T 0 = 2, 73 K = 235 µev und ist unabhängig von der Frequenz. Die ursprünglich hochenergetischen Photonen (z.b. aus der e + e -Zerstrahlung) haben sich durch die Expansion des Universums bis heute auf diese Temperatur abgekühlt. Rechnungen zeigen, dass sich vor dieser Entkopplung keine Strukturen bilden können, indem die baryonische Materie klumpt, da die Photonen die Verdichtungen wieder auseinander treiben. Fluktuationen in dem CMB dienen als Grundlage für Simulationsrechnungen, die daraus auf die heutige Struktur des Universums schließen. Diese Simulationsrechnungen aus den Daten des CMB zeigen, dass sich aus den Fluktuationen in der Dichteverteilung des Universums (Größenordnung 10 4 ) nicht die heutigen Strukturen (Größenordung der Dichtefluktuationen auf der Skala von Superhaufen 0,1-1) bilden hätten können. Nur wenn angenommen wird, dass es zusätzliche Dunkle Materie gibt, die auf Grund ihrer anderen oder geringeren Wechselwirkung mit der Strahlung schon vorher entkoppelt hat und so sich schon vorher verdichten (klumpen) konnte, lassen sich die heutigen Strukturen simulieren. Deshalb muss über Dunkle Materie angenommen werden, dass sie entweder nur schwach wechselwirkt (WIMPs) oder nur wenig mit Photonen (Axionen) wechselwirkt. Die Simulationsrechnungen zeigen auch, dass Dunkle Materie nichtrelativistisch (kalt) sein muss, weil sie sonst sich bildende Strukturen auseinander treiben würde. Außerdem können relativistische Teilchen nicht wie kalte Materie klumpen und somit kann heiße DM wie leichte Neutrinos (s.u.) keine Keime für die Strukturbildung bilden. Abbildung 8: Links: Ausschnitt des heutigen Kosmos [2dFG] Rechts: Simulation der Strukturbildung im Kosmos aus den Daten der Kosmischen Hintergrundstrahlung bei verschiedenen angenommenen Neutrinomassen. Bestände die Dunkle Materie überwiegend aus (leichten) Neutrinos hätten sich die heutigen Strukturen so nicht gebildet. Das daraus resultierende Modell zusammen mit einer Vakuumenergiedichte Ω V wird ΛCDM-Modell genannt. Lange Zeit galten Neutrinos, falls sie eine kleine Masse hätten, als aussichtsreiche Kandidaten 11

12 für Dunkle Materie. Bei der durch thermodynamische Rechnung gewonnenen Anzahldichte müssten Neutrinos (alle drei Arten im Durchschnitt) eine Masse von 16 ev haben, um DM zu erklären. [Elga] Durch direkte Massenbestimmung beim Tritium-Zerfall liegt die Massenobergrenze für das Elektron- Neutrino bei ca. 3 ev. Für das Myon- und Tau-Neutrino liegt diese Grenze viel höher. Durch Neutrinooszillationsexperimente ist die Massendifferenz zwischen den drei Neutrinoarten auf unter 0,1 ev gemessen, d.h. alle drei Neutrinos sind deutlich leichter als 16 ev. Wieder aus thermodynamischen Rechnungen folgt, dass (leichte) Neutrinos bei ihrer Entkoppelung vom Rest des Universums hochrelativistisch waren. Sie können also keine kalte Dunkle Materie bilden. Simulationsrechnungen wie in Abbildung 8 zeigen die Auswirkungen von verschiedenen Neutrinomassen. Als Grenze für den Anteil der Neutrinos an der DM für die Strukturbildung gilt der Wert Ω ν < 2%. Heute lässt sich der Schluss sogar herum drehen: Aus der Astrophysik lässt sich ableiten, dass die drei Neutrinoarten zusammen leichter als 0,26 ev sein müssen. [Scha] Elementenhäufigkeit im Universum Vor der Entkopplung standen die Materie und die Strahlung wie bereits erwähnt in Wechselwirkung. Es fanden somit bei der Teilchenerzeugung Hin- und Rückreaktion statt. Durch die thermodynamische Betrachtung des frühen Universums lassen sich verschiedene Erkenntnisse über Teilchenanzahlverhältnisse im Universum gewinnen. Z.B. das Verhältnis der Anzahl der Neutronen zu der der Protonen (=0,14), welches sich aus der Massendifferenz zwischen Neutron und Proton sowie der Lebensdauer des (freien) Neutrons gewinnen lässt. Wenn die Temperatur des Universums entsprechend niedrig ist, bilden sich aus Neutronen und Protonen Deuteriumkerne. Bis dahin können die freien Neutronen zerfallen. Danach wird das Neutron/Proton- Verhältnis eingefroren. Diese können dann weiter zu Helium oder schwereren Elementen verschmelzen. Der Anteil, der zu Helium oder schwereren Elementen verschmilzt, ist abhängig von der Dichte der baryonischen Materie (Protonen/Neutronen). Deuterium bildet sich umso effizienter, je kleiner das Photon-zu-Baryonen-Verhältnis ist. [Kos1] Abbildung 9: Erwartete Verteilung der Elemente im Universum bei verschiedenen angenommenen Baryonendichten [PAME] Die im Kosmos ohne das von Sternen erbrütete Material gemessene Elementenhäufigkeit lässt (siehe Abbildung 9) umgerechnet nur ein Ω B von ca. 0,044 zu. 12

13 2.4 Zusammenfassung Ohne die Annahme von dunkler, nichtbaryonischer, kalter Materie lassen sich weder die Rotationskurven von Sternen, die Bewegungen von Galaxien, die Elementenhäufigkeit im Kosmos oder die Bildung von Strukturen im Kosmos erklären. Neueste Präzisionsmessungen (WMAP, Supernovae-Kosmologie-Projekt, 2dFGRS) ergeben einen Anteil von etwa 30 % Materie an der kritischen Dichte im Universum. Der Anteil der baryonischen Materie liegt bei nur ca. 4 %. Der Anteil der leuchtenden Materie beträgt unter 1 %. 13

14 3 Kandidaten und mögliche Erklärungen für Dunkle Materie 3.1 Anforderungen an die Kandidaten Als Erstes muss die Dunkle Materie, bzw. die Teilchen, die sie ausmachen, ausreichend schwer sein, bzw. in genügender Anzahl vorhanden sein, um Ω M = 0, 3 erklären zu können. Wenn verschiedene Kandidaten die Dunkle Materie ausmachen, muss ihre Summe mit Ω M = 0, 3 verträglich sein. Des Weiteren darf die DM nur schwach wechselwirken, da sie sonst in Teilchendetektoren schon nachgewiesen worden wäre, es sei denn die Erde befände sich zufällig in einem Gebiet mit sehr geringer DM-Dichte. Dann ließen sich eventuell aber immer noch Reaktionsprodukte aus Reaktionen zwischen DM aus anderen Bereichen der Galaxie (des Halos) beobachten. Der Begriff kalte Dunkle Materie setzt vorraus, dass sich DM-Teilchen mit einer Geschwindigkeit c bewegen. Nicht baryonisch bedeutet nicht aus Protonen und Neutronen, den einzigen im gebundenen Zustand stabilen Baryonen, bestehend. Als Letztes muss Dunkle Materie stabil sein bwz. eine Lebensdauer besitzen, die groß ist gegenüber dem Alter des Universums. Auch darf DM nicht so stark mit sich selber wechselwirken, dass ein Großteil von ihr sich heute schon umgewandelt hat oder die Anzahl anderer Teilchen stark erhöht hat (z.b. das Baryon/Photon-Verhältnis). Im Folgenden wird nur auf die sog. WIMPs eingegangen, da diese im Moment die aussichtsreichsten bzw. die favorisiertesten Kandidaten sind. Der Hauptgrund dafür dürfte wohl sein, dass gehofft wird, diese Teilchen in naher Zunkunft an Beschleunigern/in direkten/indirekten Experimenten nachweisen oder teilweise ausgrenzen zu können. Daneben gibt es noch viele weitere Kandidaten: Axionen, Mini-Blackholes, WIMPs Die Supersymmetrie als Erweiterung des Standardmodells in ihrer einfachsten Form verdoppelt die Anzahl der Teilchen gegenüber dem Standardmodell. Supersymmetrische Teilchen unterscheiden sich anhand einer neuen Quantenzahl, der R-Parität, von den Standardmodellteilchen. Bei Annahme der Erhaltung dieser Quantenzahl kann das leichteste supersymmetrische Teilchen nicht weiter in Standardmodellteilchen zerfallen. Da dieses Teilchen noch nicht gefunden wurde, sollte seine Masse relativ groß (>50 GeV) sein. Daher kommt, zusammen mit der in Abschnitt 3.1 geforderten Eigenschaft der nur schwachen WW, der Name Weakly Iteracting Massive Particles (WIMPs). Durch Vermessung der Z-Resonanz hat LEP gezeigt, dass es nur drei Neutrinofamilien gibt. Allerdings gingen in die Berechnung der Zerfallsbreiten nur die Neutrinos ein, in die das Z zerfallen kann. Schwere Neutrinos mit einer Masse über 45 GeV (= m(z)/2) sind daher nicht ausgeschlossen. Neutrinos mit einer solchen Masse wären bei ihrer Entkopplung nichtrelativistisch und damit WIMPs. Der Sprung zwischen den Masse der drei bekannten Neutrinos und einem schweren Neutrino wäre jedoch enorm, allerdings sagt das Standardmodell keine Massenskalen voraus. Schwere Neutrinos mit einem Wirkungsquerschnitt ähnlich dem der drei leichten Neutrinos sind mittlerweile experimentell ausgeschlossen Das leichteste supersymmetrische Teilchen Das MSSM (Minimal Supersymmetric Standard Modell) sagt bei bestimmten Parameterwahlen die Existenz des Neutralinos als leichtestes supersymmetrisches Teilchen voraus. Es ist eine Linearkombination aus γ, Z 0, H 0 1, H 0 2. Mit minimalen Einschränkungen an den SUSY-Parameterraum liegt das experimentelle Limit (LEP) zur Zeit bei 50,3 GeV. Die obere Grenze wird bei etwa 1 TeV angenommen. Das Neutralino gilt zur Zeit als aussichtsreichster Kandidat für DM. Andere SUSY-Szenarien sehen z.b. aber auch das Sneutrino, das Gravitino oder das Axino als leichtestes supersymmetrisches Teilchen vor. 14

15 3.3 Alternativen zu Dunkler Materie Änderung des Gravitationsgesetzes Wir können das Gravitationsgesetz direkt nur auf kleine Distanzen (Drehwaage) und das mit im Vergleich zur elektromagnetischen Kraft sehr schlechter Genauigkeit testen. Die Annahme einer Gravitationskraft, die nicht mit 1/r 2 1 sondern auf große Distanzen schwächer abfällt ( ) könnte die r 2 cf(r) Rotationskurven von Sternen erklären. Um auch die anderen astronomischem Evidenzen erklären zu können, wären weitere Anpassungen nötig Änderung des 2. Newton schen Gesetzes Hier wird nicht die Gravitaionskraft F G geändert, sondern ihre Wirkung nach dem 2. Newton schen Axion F = F G = m Träge a zu: τ t mβ τ = m β τ + τ t {}}{ β m τ }{{} Dunkle Materie (16) Die Wirkung wäre vergleichbar mit der der Änderung des Gravitationsgesetzes. Hier kommt aber eine große Diskrepanz dazu: Die klassische Mechanik ergibt sich als Grenzfall der Quantenmechanik, die Quantenmechanik ist Grundlage der Quantenfeldtheorie und damit des gut getesteten Standardmodells. Änderungen können also in Missklang mit den Experimenten stehen. 15

16 4 Experimente zum direkten Nachweis von Dunkler Materie in Form von WIMPs 4.1 Allgemeines Allgemeines Nachweisprinzip, Überblick über die verschiedenen Methoden Abbildung 10: Streuung eines WIMPs (Neutralino) an einem Atomkern WIMPs streuen vorwiegend elastisch an Kernen (Abbildung 10). Die Rückstoßenergie wird in Form von Wärme (Phononen) oder in Form von sekundär produziertem Szintallationslicht oder Ionisation gemessen. Neben Experimenten, die nur einen Detektionskanal verwenden, werden in einigen Experimenten (siehe Abbildung 11) Szintillationslicht oder Ionisationssignale gemessen, um die WIMPs vom Untergrund geladener Teilchen oder Neutronen bzw. auch Neutrinos zu trennen. Abbildung 11: Übersicht über die verschiedenen Arten der WIMP-Detektion und die Experimente, die sie verwenden. Die im Folgenden besprochenen Experimente sind eingerahmt, Experimente die kurz erwähnt werden mit einem Pfeil gekennzeichnet.[baud] Der große Vorteil der direkten Suche ist die Möglichkeit zu großen Detektormassen und Laufzeiten, die im Weltraum (indirekter Nachweis) viel schlechter möglich sind. 16

17 4.1.2 Anforderungen an die Versuche Es wird (aus SUSY-Rechnung) eine maximale WW-Rate der WIMPs von 1 pro kg Detektormasse und Tag erwartet. Ohne eine entsprechende Abschirmung der Detektoren ist der Untergrund durch die natürliche Umgebungsstrahlung um viele Größenordnungen größer. Abbildung 12: Umgebungsstrahlung, die auf einen abgeschirmten Detektor für DM wirkt Um kosmische Strahlung abzuschirmen, werden Experimente zur WIMP-Suche bevorzugt in Bergwerksschächten unter mehr als 1 km Fels untergebracht. Um die verschiedenen Standorte mit unterschiedlichen Gesteinsarten miteinander vergleichen zu können, wird oft anstatt der Dicke des übergelagerten Felsen die entsprechende äquivalente Dicke zur Strahlungsminderung von Wasser angegeben, sog. m.w.e. (meter water equivalent). Auf der Erdoberfläche würden kosmische Myonen etwa 10 5 Ereignisse /kg/woche auslösen. Im Bergwerk tritt durch radioaktive Zerfälle im umgebenden Gestein und durch austretendes Radon Umgebungsstrahlung auf, vor der der Detektor durch eine Abschirmung geschützt werden muss. Im abschirmenden Material sind aber normalerweise auch wieder radioaktive Elemente enthalten, sodass hier ein besonders strahlenarmes Material gewählt werden muss Weltweite Experimente im Überblick Abbildung 13: Weltweite Experimente zur direkten WIMP-Suche (ausgewählte Beispiele umrahmt) 17

18 Zum Teil arbeiten an einem Ort mehrere Forschungsgruppen und diese betreiben zum Teil auch noch mehrere Experimente verschiedener Art. Die signifikantesten Ergebnisse liefern die Experimente von DAMA und CRESST in Italien, Zeplin in Großbritannien, Edelweiß in Frankreich und CDMS in den USA. Für die weitere Diskussion wurde sich auf DAMA, CRESST und CDMS beschränkt. 4.2 DAMA Das DAMA-Experiment (DAMA=DArkMAtter Search), bzw. der Teil der NaI-Szintillatoren betreibt, ist das bisher einzige Experiment, das behauptet, Hinweise auf Dunkle Materie signifikant gefunden zu haben Aufbau und Funktionsweise des DAMA-Experimentes Abbildung 14: Bewegung der Erde durch ein als ruhend angenommenen Halo aus Dunkler Materie Das DAMA NaI(Tl)-Experiment [DAMA] benutzt als Detektionskanal nur Szintillationslicht. NaI (zum λ-shift mit Tl dotiert) wird deshalb benutzt, weil es relativ preiswert ist, als strahlenarmes Material verfügbar ist und sich große Kristalle (ca. 11 kg) daraus züchten lassen. Die relativ lange Abklingzeit ist bei den zu erwartenden Raten völlig bedeutungslos. Ingesamt wurden von 1997 bis Juli Kristalle mit zusammen ca. 100 kg Detektormasse betrieben, also 7 Jahreszyklen ( kg d). Im August 2000 wurde die komplette Elektronik ausgetauscht. Abbildung 15: Detektor mit Abschirmung des DAMA NaI(Tl)-Experimentes 18

19 Mangels aktiver Untergrundreduzierung ist der Anteil des WIMP-Signals an der Gesamtereigniszahl klein, die jährliche Modulation über Untergrund und Signal beträgt nur maximal 2 %. Deshalb sucht das DAMA-Experiment nach einer anomalen jährlichen Modulation, die wie in Abbildung 14 zu entnehmen ist: Die Rate ergibt sich bei einer jährlich periodisch veränderten Geschwindigkeit der Erde relativ zu den WIMPs durch Integration bei gegebenem Wirkungsquerschnitt R: v(t) = v + v Erde cosθcos (ω(t t 0 )) ω = 2π/a, t 0 = 2. Juni (maximale Rate) (17) Die Abschirmung besteht (wie zum Teil Abbildung 15 zu entnehmen ist) aus einer 1,5 km dicken Gesteinsschicht (5000 mwe), was den Myonen-Fluss um einen Faktor reduziert. Die ganze Anlage (der Stollen) ist von 1 m Beton umgeben. Gegen die Umgebungsstrahlung wird ein Schild mit einer äußeren Schicht von 100 mm Blei verwendet. Dieses schirmt gegen Gammastrahlung ab. Darunter liegt eine 150 mm dicke Schicht Kupfer, welche unter anderem die Beta-Strahlung resultierend aus Zerfällen von radiokativen Bleiisotopen absorbieren soll. Beide Metalle werden in Form von strahlenarmen Material verwendet, was der Fracht von gesunkenen, 2000 Jahre alten römischen Galeeren entnommen wird, da diese Materialien schon lange der Erde entnommen wurden und so ohne weitere Aktivierung durch Umgebungsstrahlung abklingen konnten. Vor diesen beiden Schichten befindet sich eine Schicht aus Paraffin und Polyethylen, also Kohlenwasserstoffe zur Neutronenmoderation und -Absorption. Neutronen können auch durch kosmische Myonen ausgelöst werden. Die innerste Schicht bildet eine 1,5 mm dicke Cadmium-Folie, um mögliche entstandene Alpha-Teilchen zu stoppen. Die ganze Anlage arbeitet und wurde zusammengebaut unter Reinraumatmosphäre, da Staubpartikel häufig radioaktive Isotope enthalten. Der Detektor wird mit Stickstoff geflutet, um Radon zu verdrängen. Der Detektor (NaI(Tl) ) wird mit Sekundärelektronenvervielfältigern ausgelesen DAMA-Ergebnis Abbildung 16: Von DAMA gefundene anomale jährliche Modulation Zur Auswertung der DAMA-Rohdaten wurde an die gemessenen Raten eine Cosinuskurve f(t) = A cos ( 2π T (t t 0) ) um den Mittelwert gemäß (17) angefittet. Die Werte sind: [DAMA] A = (0, 0200 ± 0, 0032)events/d/kg/keV T = (1, 00 ± 0, 01)a t 0 = (140 ± 22)d χ 2 /dof = 71/37 Bemerkenswert ist, dass die Periode genau 1 Jahr beträgt. Die statistische Evidenz gegenüber keiner jährlichen Modulation beträgt 6, 3 σ. 19

20 Wird die anomale jährliche Rate also durch keine anderen systematischen Effekte bedingt, wäre hiermit Dunkle Materie nachgewiesen Diskussion des DAMA-Ergebnisses Es gibt mehrere Effekte, die neben der Bewegung der Erde durch ein Halo von WIMPs die anomale Rate von DAMA, also eine jahreszeitliche Änderung,hervorrufen könnten. Der einleuchtendste sollte eine Temperaturschwankung sein, wie sie zwischen Sommer und Winter natürlicherweise auftritt. Abbildung 17: Relative Temperaturschwankungen in den DAMA-Zylindern [DAMA] Dieser Effekt tritt jedoch nicht auf, da: die Detektoren in einem Bergwerk weit unterhalb der Erdoberfläche untergebracht sind die Detektoren im Wärmekontakt mit der Abschirmung stehen eine Klimaanlage eingebaut wurde. Für die drei Module, von denen die meisten Daten stammen, wurden folgende Werte gemessen: Modul DAMA/NaI-5 DAMA/NaI-6 DAMA/NaI-7 δt (0, 033 ± 0, 050) C (0, 021 ± 0, 055) C (0, 030 ± 0, 056) C Eine Temperaturänderung (sihe auch Abbildung 17) würde sich auf die Lichtausbeute des Szintillatormaterials auswirken. Mit den Werten oben ergibt sich eine maximale Änderung der Lichtausbeute von 0,2 %, was die anomale Rate nicht annähernd erkären kann. Auch andere Effekte wie Änderungen im Stickstofffluss, Radonbelastungen oder Rauschen der Elektronik können die anomale Rate selbst in der Summe die schlechtesten Fälle nicht erklären (siehe Abbildung 18). Besonderen Wert sollte auf die gemessenen Raten gelegt werden. Diese lassen sich theoretisch nur grob eingrenzen, da es neben der WIMP-Masse auf Grund verschiedener SUSY-Modelle verschiedene erwartete Wirkungsquerschnitte gibt, die wiederum von der WIMP-Geschwindigkeit, also vom Halomodell abhängig sind. Als ein Beispiel ist hier der differenzielle Wirkungsquerschnitt für den inelastischen, spinunabhängigen Stoß eines Sneutrinos angegeben: [DAMA] mit G F : Fermikonstante g p, g n : Kopplungskonstanten dσ dω 2 = G2 F m2 W IMP π 2 [Zg p + (A Z)g n ] 2 F 2 SI(q 2 ) 1 v2 rha v 2 (18) 20

21 F SI : Formfaktor in Abhängigkeit vom Dreierimpulsübertrag q Abbildung 18: Mögliche Störeffekte, die die anomale Rate von DAMA aber nicht erklären können Bei Annahme von entsprechend schweren WIMPs (LEP-Limits liegt oberhalb der Massen von I und Na) ergibt sich, dass die höchsten Rückstoßenergien im unteren Energiebereich (2-8 kev) auftreten sollten (Abbildung 19). Abbildung 19: Erwartete Rückstoßenergien für elastische und ineleastische Streuung von WIMPs an Na und I Kontrollmessungen (Abbildung 20) bei DAMA ergaben auch wirklich, dass im oberen Energiebereich (8-14 kev) die anomale Rate nicht auftrat. DAMA hat im übrigen umfangreiche Messungen (Kalibrationen) zum Untergrund durchgeführt, z.b. Messungen mit Neutronen und Alpha-Strahler. Als eines der wenigen Experimente hat DAMA den Formfaktor gemessen. 21

22 Abbildung 20: Vergleich der Raten von DAMA bei zwei verschiedenen Energiebereichen: Die anomale Rate tritt nur im unteren Energiebereich auf. Trotz aller Bemühungen der DAMA-Gruppe, systematische Effekte auszuschließen, wird die DAMA- Evidenz kontrovers diskutiert. Die häufigsten Kritikpunkte sind dabei: DAMA zeigt nie ihre Rohdaten (bei anderen Darstellungen: Rückrechnungen) Stabilität der Ergebnisse Signal wurde nicht in allen Modulen gesehen (Module 5 bis 7) Untergrund nimmt bei kleinen Energien ab statt zu Binningeffekt Seit März 2003 läuft das Nachfolge-Experiment von DAMA (NaI), LIBRA (Large sodium Iodide Bulk for RAre processes) mit 250 kg noch strahlenärmeren Material, wovon leider noch keine Ergebnisse veröffentlicht wurden. Zusätzlich betreibt die DAMA-Gruppe noch einen Detektor mit 6,5 kg flüssigem Xenon (LXe), der auf Ionisation beruht. 4.3 CRESST Funktionsweise der Kyrogeniktechnik Kyrogenik-Experimente benutzen gekühlte Detektoren, mit denen Wärme und Szintillation oder Ionisation nachgewiesen wird. Beim Nachweis von Wärme (Phononen) besteht nur bei sehr geringen Temperaturen die Möglichkeit, Gitterschwingungen, die durch ein einzelnes angestoßenes Atom hervorgerufen wurden, nachzuweisen. Dazu wird die Temperaturerhöhung des Detektormaterials gemessen. Mit der Kombination durch die gleichzeitige Anwendung anderer Nachweismethoden (Szintillation, Ionisation) lässt sich der Untergrund aktiv reduzieren (Abbildung 21). Bei dieser Untergrundreduzierung wird ausgenutzt, dass WIMPs im Gegensatz zu geladenen Teilchen mit Kernen streuen und so hauptsächlich Energie in Form von Gitterschwingungen abgeben, geladene Teilchen aber hauptsächlich ionisieren. Daraus ergibt sich bei Auftragung der entsprechenden Pulshöhen eine klare Unterscheidung (Abbildung 22). 22

23 Abbildung 21: Vergleich der Streuung von Untergrund und WIMPs Abbildung 22: Trennung von Signal und Untergrund bei Verwendung von zwei Detektionskanälen Aufbau von CRESST 2 Das Cryogenic Rare Event Search using Superconducting Thermometers-Experiment befindet sich im selben Laboratorium in der Gran Sasso-Mine wie die DAMA-Experimente. Es benutzt gekühltes CaW O 4 als Detektormasse und Phononen und Szintillationslicht als Nachweiskanal. Im Aufbau sind bis zu 10 kg Detektormasse bestehend aus je 0,3 kg schweren Modulen. Die bisherigen Ergebnisse stammen nur von zwei Modulen (20,5 kg d). Das Detektormaterial CaW 0 4 wird auf < 14 mk gekühlt. CaW O 4 hat den Vorteil, dass es bei diesen Temperaturen noch eine gute Lichtausbeute besitzt. Wolfram besitzt eine große relative Atommasse (A = 183, 9 m 184 GeV ) und damit in etwa dieselbe Masse der erwarteten WIMPs, so dass die gesamte kinetische Energie eines WIMPs auf den Kern übertragen werden kann. Das ganze Detektormaterial ist von einer licht- und wärmereflektierenden Folie umgeben. Die Signale werden mit einem Foto-Detektor und einem Wolfram-Thermometer ausgelesen. (Abbildung 24). Die Wolfram-Thermometer arbeiten als supraleitende Phasenübergangs-Thermometer (Abbildung 25). Sie werden bei einer Temperatur um 10 mk betrieben, bei der sich Wolfram an der Grenze zur Supraleitung befindet. Eine Erwärmung der Detektormasse/ des Wolfram-Thermometers durch einen WIMP-Stoß ändert den Widerstand in diesem Bereich besonders stark. Über ein SQUID (induktiv gekoppelter Stromkreis) kann der Widerstand sehr genau gemessen werden. 23

24 Abbildung 23: Schema und Außenansicht des CRESST(2)-Detektors Abbildung 24: Aufbau eines Moduls des CRESST2-Detektors: Simultane Licht-und Phonon-Messung 24

25 Abbildung 25: Aufbau und Ansicht eines supraleitenden Phasenübergangs-Thermometers Testmessungen von CRESST2 Da sich CRESST2 noch in der Versuchsphase befindet bzw. gerade erst misst, sind hier nur die Testmessungen (Eichungen, Abbildung 26) von zwei Prototyp-Modulen aufgeführt. [Cres] Modul Messdauer [d] Masse [kg] Julia /BE14 37,56 0,2914 Daisy /BE13 39,04 0,3068 Abbildung 26: Eichmessungen der zwei Prototyp-Module von CRESST2 In Abbildung 26 sind Kalibrationsmessungen bzw. Testmessungen von zwei Prototyp-Modulen von CRESST2 abgebildet. Nur die Ereignisse unterhalb der durchgezogenen Kurve sind Kandidaten für WIMP-Ereignisse, d.h. es gibt signifikant keine Ereignisse. Ereignisse klar oberhalb der Kurven sind elektromagnetische Ereignisse, Ereignisse zwischen den Kurven sind Neutronkontaminationen bzw. rühren von der Kalibration mit Neutronenquellen Ergebnisse von CRESST1 Das CRESST1-Ergebnis schließt das DAMA-Ergebnis für Massen unter 10 GeV aus. 25

26 Abbildung 27: Ergebnisse von CRESST Zukunft von CRESST2 Die wichtigsten Neuerungen bei CRESST2 werden die Verbesserung der Abschirmung (ähnlich wie bei DAMA, auch wenn es hier durch die Benutzung von zwei Kanälen eine aktive Untergrundreduktion gibt) und der Einbau eines Myon-Vetos sein. Dabei wird der gesamte Detektor mit Myon- (Gas)detektoren umgeben, die Myonereignisse und damit eventuell ausgelöste Neutronen zeitlich detektieren sollen. Damit soll der Neutronenuntergrund, der sich bei CRESST2 leider nicht so gut erkennen lässt wie der der geladenen Teilchen, reduziert werden. 4.4 CDMS (II) Das CDMS(II)-Experiment (Cryogenic Dark Matter Search) im Soudan Underground Laboratory in den USA an der Grenze zu Kanada benutzt 0,250 kg Ge oder 0,100 kg Si Detektoren (Abbildung 28) bei Temperaturen < 50 mk. Als Detektionskanal werden Phononen und Ionisation verwendet. Die Untergrunderkennung kann dann ähnlich zu CRESST (geladene Teilchen ionisieren mehr) verlaufen. Halbleiter eignen sich (Bandlücke) gut als Ionisationsdetektor. Das Problem besteht nun darin, die geringe, von niedrigenergetischen WIMPs erzeugten Ladungsmengen (nur einige hundert Ladungspaare), nachzuweisen. Abbildung 28: Ionisation-Phonon-Detektor (0,250 kg Ge oder 0,100 kg Si) Auch hier stellen Neutronen als nichtgeladene Teilchen den schwierigsten Untergrund dar (Abbildung 29). 26

27 Abbildung 29: Messergebnis von CDMSII: Es wurden keine WIMPs nachgewiesen. Zwischen den gestrichelten Linien würden die erwarteten WIMP-Signale liegen. Messpunkte, die nahe an diesem Bereich liegen, stammen vermutlich von Neutronen. (Fig. 4 von [CDMS]) Das WIMP-Wirkungsquerschnittslimit (siehe Abbildung 30) beträgt m 2 = pb [CDMS] bei folgenden Annahmen: 90 % C.L., m(wimp)=60 GeV, Helm spin-independent form-factor, WIMP characteristic velocity v 0 = 220km/s, mean Earth velocity v E = 232km/s, ρ = 0, GeV/m 3. Damit liefert das CDMSII-Experiment zur Zeit die besten Limits für den Wirkungsquerschnitt von WIMPs. Abbildung 30: Gemessene (durchgezogene Linie) und voraussichtliche (gepunktete Linie) Limits von CDMSII [DMto] 4.5 Zusammenfassung der Ergebnisse - Einordnung des DAMA-Ergebnisses Hauptargument der DAMA-Gruppe für die Richtigkeit ihres Ergebnisses, der gefundenen anomalen Modulation, ist ihr modellunabhängiges Messverfahren und die wohlbekannte Technologie in Form von Szintillation im Gegensatz zu der recht neuen Kyrogeniktechnik. Die Argumente gegen das DAMA- Ergebnis sind in Abschnitt aufgelistet. DAMA ist auf Grund ihrer Targetmaterialien im Gegensatz zu anderen Experimenten auch für spin- 27

28 abhängige Wechselwirkungen sensitiv. Das DAMA-Resultat ist von CDMSII ausgeschlossen, falls die Wechselwirkung spinunabhängig ist. Abbildung 31: Aktuelle Grenzwerte für die WIMP-Daten aus der direkten Suche In Abbildung 31 ist zu erkennen, dass (ohne Spinberücksichtigung) die neuen Experimente die untere Grenze für den WIMP-Wirkungsquerschnitt um einen Faktor zehn steigern konnten. Neuere Experimente werden wieder einen Faktor zehn Verbesserung erreichen (siehe Abschnitt 6). 28

29 5 Indirekte Suche nach Dunkler Materie in Form von WIMPs Direkte Experimente haben den Nachteil, dass mit ihnen nur die WIMP-Dichte an der Position der Erde gemessen werden kann, wogegen indirekte Experimente versuchen, die Dichte der Dunklen Materie in userer ganzen Galaxie zu messen. 5.1 Prinzipien der Suche Das allgemeine Prinzip der indirekten Suche beruht auf der Vernichtung zweier WIMPs (in den Abbildungen als χ (Neutralino) dargestellt) zu Teilchen des Standardmodells, die sich dann mit normalen Teilchendetektoren nachweisen lassen (Abbildung 32). Abbildung 32: Prinzip der indirekten WIMP-Suche Bei der indirekten Suche sind im Moment zwei Fälle zu unterscheiden: 1. Die Vernichtung von zwei WIMPs in großen Massenansammlungen wie im inneren der Sonne oder der Erde: Von den dabei entstehenden Teilchen können nur die Neutrinos nachgewiesen werden, da die übrigen Teilchen von der umgebenden Materie absorbiert werden (Abbildung 33). Abbildung 33: Neutrinos als nachzuweisende Teilchen für die indirekte WIMP-Suche Experimente, um diese hochenergetischen Neutrinos (E kin m(w IMP )) nachzuweisen, befinden sich z.b. in der Antarktis (ARMANDA, bzw. Nachfolgeprojekt Ice-Cube), wo das Eis als Detektormasse benutzt wird und das Szintillationslicht durch im Eis (transparent für das Szintillationslicht) eingelassene Photomultiplier nachgewiesen wird. Hierfür ist es wichtig, die Richtung der Neutrinos zu bestimmen, um ihren Herkunftsort (z.b. Sonne) feststellen zu können. 2. Nachweis geladener Teilchen, die irgendwo in der Galaxie produziert werden: Zur Erde gelangen nur die Teilchen, die dort produziert wurden, wo sie keine Materie auf dem Weg zur Erde durchqueren müssen. Auch hier sind für die WIMP-WIMP-Annihilation Gebiete mit erhöhter Dichte bevorzugt. 29

30 Abbildung 34: Geladene Teilchen als nachzuweisende Teilchen für die indirekte WIMP-Suche Welche Standardmodell-Teilchen produziert werden, ist abhängig von der WIMP-Dichte, also dem Halo-Modell (Abbildung 34). Damit lassen sich bei genügend guter Winkelauflösung verschiedene Halomodelle testen. Im Nachfolgenden ist nur die Produktion von Elektron-Positron-Paaren betrachtet. 5.2 Das AMS-02-Experiment Das AMS-02 Experiment (Abbildung 35), an dem u.a. das I. und III. Physikalische Institut der RWTH- Aachen beteiligt sind, ist ein vollständiger Teilchendetektor, der vorraussichtlich im Frühjahr 2008 im Weltraum an der ISS angebracht werden soll. Abbildung 35: Das AMS-02-Experiment an der ISS angebracht Mit dem AMS-02-Experiment wird es möglich sein, hochenergetische Teilchen nachzuweisen und die Art der Teilchen zu bestimmen. Vorgängerexperimente wie das Ballonexperiment Heat haben Indizi- 30

31 en für WIMP-Annihilationen gefunden (Abbildung 36). Die gemessene Positronrate bzw. der Anteil der Positronen realtiv zur Rate von Positronen und Elektronen e + /(e + + e ) ist größer als die Rate, die durch bekannte Quellen, bzw. durch die kosmische Strahlung allgemein, verursacht wird. Eine Erklärung für den gemessenen Überschuss könnte die Annihilation von DM sein. Abbildung 36: Hinweise auf WIMP-Anihilationen Zur Teilchenerkennung (hochrelativistische Protonen/Positronen) wird ein Übergangsstrahlungsdetektor (TRD) und ein elektromagnetisches Kalorimeter (ECAL) eingesetzt. Abbildung 37: Schema des AMS-02-Detektors Die Teilchentrennung des AMS-02-Detektors (Abbildung 37) ist so gut, dass auch Positronen über 100 GeV nachgewiesen werden können (Abbildung 38). Die Winkelauflösung ist besser als 1. Mit Hilfe der guten Trennung der Positronen vom Untergrund und der Möglichkeit auch Positronen bis zu 1 TeV identifizieren zu können, wird AMS-02 die erheblichen Fehler bei der Bestimmung des relativen Positronenflusses e + /(e + + e ) (Abbildung 38) stark reduzieren können. Damit wird sich die Frage nach einem Positronenüberschuss über die bekannten Quellen signifikant klären lassen. 31