WIMP-Suche: Photonen und Neutrinos

Transkript

1 Dunkle Materie - Neue Experimente zur Teilchen- und Astrophysik γ WIMP-Suche: Photonen und Neutrinos Redner: Simon Sawallich Betreuer: Professor C. Wiebusch Tag: Montag, ν

2 WIMP Allgemein Neutrinos Konstruktion Eigenschaften, Detektion Experimente» AMANDA, IceCube, Super-Kamiokande Hochenergetische Photonen Allgemein, Detektionsmöglichkeiten Experimente Ergebnisse» EGRET, H.E.S.S., GLAST 2

3 WIMP: Voraussetzungen WIMP: weakly interacting massive particle SUSY: WIMP = LSP = leichtestes Neutralino Neutralino: Linearkombination aus Gauginos und Higgsinos: Majorana-Teilchen Selbst-Annihilation R-Parität LSP ist stabil, zwei annihilieren zu Produkten 3

4 WIMP: Neutralino Zerfallskanäle: χχ + ll qq W, Z, H γ, υ Neutralinomasse: Beschleunigerexperimente: Kosmologische Betrachtungen: 4 m 50 χ m 10 χ GeV TeV

5 Neutrinos 5

6 Neutrinos Eigenschaften: Schwach wechselwirkend, neutral» zeigen direkt auf die Quelle» sind schwierig zu detektieren Herkunft: Neutralinoannihilation» Hohe Neutralinodichte» In schweren Himmelskörpern Experimente: AMANDA, IceCube, Super-Kamiokande 6

7 Neutrinos Quellen für DM-Annihilation mit detektierbaren Neutrinos: - Sonne -Erde - galaktischen Zentrum 7

8 Einfangrate: Neutralino-Annihilationen Änderung der Neutralino-Anzahl: Einige Modellunsicherheiten Aktuelle Annihilationsrate: 8

9 Aktuelle Annihilationsrate: Neutralino-Annihilationen Tanh: Maximal für Gleichgewicht: unabh. von A steady state : 9

10 NEUTRINOS 10

11 AMANDA: Experiment 11

12 AMANDA: Experiment AMANDA-II: - 19 senkrechte Bänder optische Module m - Detektieren Cherenkov-Licht - Daten seit komplett sei

13 AMANDA: Experiment Optische Module: - horizontaler Abstand: m - vertikaler Abstand: m - Druck-Glaskugel - optisches Gel - Photomultiplier tube (PMT) - versendet analoges PMT-Signal

14 AMANDA: Interessante Messzeit - Sonnenposition allgemein: Zenitwinkel: - Interessant: südlicher Winter: - Sonne unter dem Horizont Neutrinos müssen durch die Erde 14

15 Neutrino-Signal Simulation des Neutralino-Neutrino-Signals: 15

16 DarkSUSY

17 Neutrino-Signal Simulation des Neutralino-Neutrino-Signals: Hard: Soft: χχ WW χχ bb + Simulationsprogramme Neutrino-Nukleon Wechselwirkung: PYTHIA Atmosphärischer Hintergrund: Neutrinos: Muonen: NUSIM CORSIKA Muon Propagation: MMC 17

18 AMANDA: Sonne Messung: Keine Erhöhung bei Ω=0 Limits an Annihilationsrate Limits an Muonfluss Ω = Winkels (Neutrinospur, Sonnenposition) 18

19 AMANDA: Sonne Messung: Keine Erhöhung bei Ω=0 Limits an Annihilationsrate Limits an Muonfluss 19

20 AMANDA: Erde 20

21 IceCube IceCube-80: optische Module - 80 Bänder - 1,5-2,5 km unter Eisoberfläche - vertikaler Abstand: 17 m - horizontaler Abstand: 125 m - Mindestenergie: 100 GeV 21

22 IceCube 22

23 IceCube IceCube: Digitale optische Module (DOMs) 23

24 IceCube: Ergebnisse Sonne Erwartungen Messzeit: 3 Jahre Limits an den Muonfluss aufgrund von Neutralino-Annihilation in der Sonne 24

25 IceCube: Ergebnisse Erde Erwartungen Messzeit: 3 Jahre Limits an den Muonfluss aufgrund von Neutralino-Annihilation in der Erde 25

26 IceCube-86 Ziele: Kleinerer DOM-Abstand Sensibler für weniger Licht geringere Muonenergie DeepCore: - 6 Kabel mit je 60 DOMs - Abstand je 12 m Simulations-Ergebnisse: - 1,9-mal mehr getriggerte Ereignisse - 3,4-faches effektives Volumen 26

27 Super-Kamiokande 27

28 Super-K Super-Kamiokande: - Kamioka-Mozumi Mine m unter der Oberfläche - detektiert Cherenkov-Licht in t Wasser x 50 cm Photomultiplier innen x 20 cm Photomultiplier außen als Vetozähler gegen kosmische Strahlen 28

29 Super-K Betrachtet: - aufsteigende Muonen von -Erde - Sonne - galaktischem Zentrum - Energieschwelle: - 1,6 GeV = 7 m Weglänge Erde Zugrundegelegte Daten: Tage Datenaufnahme Muon-Ereignisse Hintergrund Ereignisse: -simulieren - abziehen 29

30 Super-K Sonne Galaktisches Zentrum Kein Anzeichen für nichtatmosphärische Neutrinos 30

31 Super-K: Ergebnisse Erde Sonne GC 31

32 Neutrinos: Ergebnisse (simulierte) Daten über unterschiedlich lange Messzeiten: - AMANDA: ~ 200 Tage - Super-K: ~ 5 Jahre - IceCube: ~ 3 Jahre Fluss-Limits sinken Einschränkungen an SUSY 32

33 Photonen 33

34 Photonen χχ + ll qq W, Z, H γ, υ Eigenschaften: Ungeladen keine Ablenkung in Magnetfelder Zeigen zur Quelle Experimente: Weltraum: Niedrige Energien Boden-Teleskope: Hohe Energien, höhere Schwellenenergie Beispiele: EGRET, H.E.S.S., GLAST 34

35 EGRET Energetic Gamma Ray Experiment Telescope am Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) 35

36 EGRET: Funktionsweise Idee: Paarproduktion Photon wird gestoppt + - Photon zerfällt in e e -Paar Dieses wird vermessen Technik: Funkenkammer NaI(Tl)-Kalorimeter (TASC) Plastik-Szintillator Veto-Detektor Eigenschaften: Energiebereich 20 MeV - 30 GeV Auflösung 10 % Effektive Fläche 1500 cm² Sichtwinkel 0,5 sr Winkelauflösung 5,8 (100MeV) 0,5 (5 GeV) Totzeit 100 ms 36

37 EGRET: All Sky Map Quellen für Photonen: Gammastrahlung aus Punktquellen Diffuser Photonen-Hintergrund: - Cosmic-ray Wechselwirkung - inverse Compton-Streuung - Elektron-Bremsstrahlung Photonen aus DM-Annihilation 37

38 EGRET: Ergebnis Ergebnis der All-Sky-Messung - Überschuss über Hintergrund - Erklärung mit WIMP - Masse: ~ 60 GeV 38

39 EGRET: Einschränkungen Grenzen: - Higgs-Limit - LSP muss neutral sein - Elektroschwache Symmetriebrechung (EWSB) - EGRET-Daten A 0 = 0 SUSY-Parameter (Stern): m m 0 1/2 = 1400 GeV = 175 GeV tan β = 51 0,09 Ω ² 0,13 χ h 39

40 EGRET: Galaktisches Zentrum Blick auf galaktisches Zentrum: Winkelbereich um GC: Δl 5 Δb 2 Photon-Überschuss: DM-Annihilation? Erklärung: - MSSM -GUT - Neutralinomasse: 40

41 EGRET: Systematischer Fehler? Doch kein Anzeichen für Dunkle Materie? - Einfacher Faktor reicht, um Modell ohne DMA und Anomalie anzupassen - diffuse EGRET-Anomalie ist gleichförmig über den Himmel verteilt - DM sollte irgendwie strukturiert sein - Antiproton-Fluss passt nicht - bei hohen Energien ist EGRET-Sensibilität nicht gut gekannt (älterer Artikel) - aber auch nicht DEN Fehler gefunden Stecker, Hunter: The Likely Cause of the EGRET GeV Anomaly and its Implications Genauere Messung: GLAST 41

42 H.E.S.S. High Energy Stereoscopic System Namibia 2002: Ein Teleskop 2004: Vier Teleskope, 120 m Abstand Cherenkov-Detektor Effektive Fläche: m² Energieschwelle: 100 GeV 42

43 H.E.S.S. Teleskop: 382 Spiegel à 60 cm 108 m² Spiegelfläche Fokuslänge 15 m Ausgerichtet auf 10 km Höhe 43

44 H.E.S.S. Kamera: Insgesamt 1,6 m hoch Anordnung von 960 Photomultipliern Sichtwinkel 5 Verstärkung 2*10^5 Trigger: 3-5 Pixel triggern gleichzeitig, d.h. ~ 5 Photoelektronen pro Pixel Koinzidenz mit anderer Kamera speichern 44

45 H.E.S.S. 45

46 H.E.S.S.: Galaktisches Zentrum Blick auf das galaktische Zentrum Dominant: GC + Supernovarest G0.9 Punktquellen abziehen Verteilung wie molekulares Gas - keine DM Quelle neben GC: - Black hole Sgr A* - SN-Rest Sgr A East - cosmic-ray interaction near GC - Annihilation in DM halo 46

47 H.E.S.S.: Punktquelle Daten sind nicht durch Dunkle Materie Annihilation (DMA) zu erklären. Konventionelle Gammaquelle (evtl. + DMA) 47

48 H.E.S.S.: Alternative Interpretation Potenzgesetz astrophysikalischen Ursprungs + DM-Annihilation (500 GeV Neutralino) DMA nicht auszuschließen, aber kein echtes Indiz Unsicherheiten bzgl. der Kenntnis des Hintergrunds 48

49 Verschiedene Ergebnisse Vergleich von H.E.S.S. mit CANGAROO-II (und EGRET) Energiebereich zwischen EGRET (30 GeV) und H.E.S.S. (100 GeV) untersuchen 49

50 GLAST Gamma-Ray Large Area Space Telescope Start: Anfang 2008 Instrumente: - Large Area Telescope (LAT) - GLAST Burst Monitor (GBM) 50

51 GLAST 51

52 GLAST: LAT LAT EGRET Energie 20 MeV GeV 20 MeV - 30 GeV Auflösung < 10% 10% 2 2 Effektive Fläche > 8000 cm 1500 cm Sichtwinkel > 2 sr 0.5 sr Winkelauflösung < 3.5 (100 MeV) 5.8 (100 MeV) < 0.15 (>10 GeV) 0,5 (>5 GeV) Totzeit < 100 μs 100 ms Quellen-Lokalisation < Punktquellen-Sensitivität < 6 10 m s ~ 10 m s 52

53 GLAST GLAST-Sensitivität bzgl. Quellen von DM-Annihilation 53

54 GLAST: Ergebnisse Erwartungen an GLAST: - EGRET kontrollieren - Energiebereiche vereinigen - kleinere Flüsse messen - Dunkle Materie finden? Sensitivität verschiedener Photonen-Detektoren 54

55 WIMP-Suche: Neutrinos + Photonen Bisherige Experimente laufen lassen, neue Experimente aufbauen: verbesserte Sensitivität und Auflösung bekannte DM-Kandidaten finden oder ausschließen 55

56 WIMP-Suche: Neutrinos + Photonen Bisherige Experimente laufen lassen, neue Experimente aufbauen: verbesserte Sensitivität und Auflösung bekannte DM-Kandidaten finden oder ausschließen 56