Astroteilchenphysik. Werner Hofmann MPI für Kernphysik Heidelberg

Transkript

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2 Astroteilchenphysik Werner Hofmann MPI für Kernphysik Heidelberg

3 Mit Anleihen aus vielen Vorträgen von ICRC 2003 EPS 03 Lepton Photon 03...

4 Eine Erfolgs-Story: Neutrinos aus der Sonne & aus der kosmischen Strahlung

5 Eine Erfolgs-Story: Neutrinos aus der Sonne & aus der kosmischen Strahlung Eine Detektiv-Geschichte: Kosmische Teilchenbeschleuniger

6 n e rg Eine Erfolgs-Story: Neutrinos aus der Sonne & aus der kosmischen Strahlung Mo Freitag: High-Energy Physic the next 50 years Eine Detektiv-Geschichte: Kosmische Teilchenbeschleuniger Die große Frage: Woraus besteht der Kosmos oder Die dunkle Seite des Universums H e t eu

7 Neutrino- Oszillationen Kosmische Beschleuniger Dunkle Materie und Kosmologie Teilchenphysik Astroteilchenphysik Astrophysik

8 Kosmologie Atmosphärische Neutrinos Supernovae Neutrino-Massen und -Oszillationen Sonnenneutrinos Beta-Zerfallskinematik Long-Baseline Beschleunigerexperimente Reaktorexperimente Neutrinoloser doppelter Beta-Zerfall

9 Eine Erfolgs-Story: Neutrinos aus der Sonne & aus der kosmischen Strahlung Eine Detektiv-Geschichte: Kosmische Teilchenbeschleuniger Die große Frage: Woraus besteht der Kosmos oder Die dunkle Seite des Universums

10 Motivation Direkte Suche nach SUSY-DM Hot new results Indirekte Suche nach DM

11 WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (NASA) WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (NASA)

12 WMAP zum Selberbauen... ganz einfach

13 Einige Jahre nach dem Urknall Das Universum is kalt genug (etwa 3000 o ), dass sich Kerne und Elektronen zu Atomen verbinden Das Universum wird damit transparent für Licht Vorher: Strahlung an Materie gekoppelt

14 Einige Jahre nach dem Urknall Das Universum is kalt genug (etwa 3000 o ), dass sich Kerne und Elektronen zu Atomen verbinden Das Universum wird damit transparent für Licht Vorher: Strahlung an Materie gekoppelt Seither: Strahlung breitet sich frei aus

15 MAP sieht Wellen im Urknall

16 Strahlungsintensität ~ Temperatur der Urknalls Quantitative Analyse: Korrelationsspektrum beschreibt, wie intensiv Strukturen einer bestimmten Skala auftreten T = 18 µk T(n) = Σ l Σ m a lm Y lm (n) C l = Σ m a lm 2 / (2l+1)

17 Wie viel Materie und Energie enthält das Universum? Wie viel Energie enthält das Universum? Wie viel normale Materie (Baryonen) enthält das Universum? Wie viel Materie enthält das Universum insgesamt? Hu & Dodelson 2002

18 Gesamtdichte 1.02 ± 0.02 Ω crit (E + m) kg/m 3 Normale Materie Materie insgesamt Dunkle Energie ± Ω crit 0.25 Atome/m ± 0.04 Ω crit 1.5 GeV/m ± 0.04 Ω crit Quintessenz... das fünfte Element...?

19 q q q p Test: Entstehung der Elemente im Urknall

20 Test: Entstehun g der leichten Elemente im Urknall

21 Supersymmetrische Teilchen als Dunkle Materie Im Urknall erzeugt (mit bekannter Rate) schnell zerfallen bis auf das leichteste SUSY-Teilchen (Neutralino) wechselwirkt mit normaler Materie nur über Gravitation und die schwache Wechselwirkung

22 I) Direkte Suchen

23 Strukurbildung im Universum

24 Relative und absolute Dichte der DM 100 Dunkle / Helle Materie Grössenskala P. Schneider

25 Dichte der DM Ω/Ω crit GeV/cm Ω / Ω crit Local neighborhood Galaxies Small groups Clusters Superclusters Scale [pc] Cosm. const GeV/cm3

26 Sie sind unter uns ρ 0.3 GeV/cm 3 v 300 km/s! einige 1000 pro m 3! einige pro cm DARK 2 s 2000

27 DM-Detektoren Rückstoss O(keV) Raten: O(1/kg Tag) Phononen / Wärme Ionisation / Ladung Szintillationslicht

28 Signaturen Elektromagnetische Strahlung γ, β Phononen (Wärme), starke Ionisation 30 km/s Rückstosskern Phononen (Wärme), wenig Ionisation Halo aus Dunkler Materie <v> 300 km/s 230 km/s Modulation der DM-Flusses: 7%! Jahreszeitliche Modulation der Rate Anisotropie der Kernrückstösse! 24 h Modulation der Anisotropie

29 Detektoren Ionisation (gequencht) Germanium Silizium Xenon... Szintillation (gequencht) NaI CsI CaF 2 CaWo 4 Xenon... Wärme / ballistische Phononen Germanium Silizium CaWo 4... Puristen HDMS, GENIUS-TF: Ge (Ion.) DAMA: NaI (Szint.) ZEPLIN: Xe (Szint.)... Kombipräparate CRESST, ROSEBUB: CaWo 4 (Szint. + Wärme) CDMS, EDELWEISS: Ge/Si (Ion. + Wärme) ZEPLIN II/III: (Ion. + Szint.)... Massen einige 100 g bis 100 kg Exposure einige kg-tage bis kg-tage

30 Untergrundlabors Log 10 (Muon Flux) (m -2 s -1 ) Stanford Underground Facility (from: R. Gaitskell) Depth (mwe)

31 Gran Sasso

32 Boulby, UK The UK Dark Matter Collaboration Underground Science Facility At Boulby Mine

33 Das DAMA Experiment im Gran-Sasso-Labor PMT NaI NaI NaI NaI PMT 9 NaI Detektoren mit ingesamt ~100 kg Schwelle ca. 1-2 kev (equiv. Energie) Untergrund ca /kg kev Tag 2000: Datensample kg-tage in 4 Perioden R. Bernabei et al., PL B 424 (1998) 195 (P1) PL B 450 (1999) 448 (P2) INFN/AE-00/01 (P3,P4)

34 DAMA DM Suche Rate mittlere Rate, 2 6 kev +3% 0-3% Signifikanz der Modulation: 4 σ! Statistische Fehler / Signifikanz (astro-ph/ , )?! Systematische Effekte?! Kompatibel mit SUSY WIMP-Kandidaten?

35 CRESST (Gran Sasso) CaWO 4 Szintillation + Wärme Licht [kev] Kalibration mit γ,n Wärme [kev]

36 Edelweiss (Fréjus), CDMS (Soudan) Germanium-Kryo-Detektor Ionisation + Wärme Kalibration mit γ,n CDMS CDMS (Stanford / Soudan) CDMS (Soudan) Germanium-Kryo-Detektor Ionisation + Wärme/Phononen Ladung / Phononen Gammas Nuclear recoils (n) Recoil [kev]

37 Sensors/Thermometer Nachweis & Lokalisierung ballistischer Phononen (CDMS) Al-Streifen erzeugt: THz Phononen Konversion in ballistische sub-thz Phononen Nachweis über Kristalltemperatur nach Thermalisierung (Edelweiss) Thermometer: Supraleiter im Übergangsbereich

38 ZEPLIN I (Boulby) Ionisation Electron/nuclear recoil Excitation Xe * Xe + Xe 2 + +Xe +e - (recombination) Xe ** +Xe +Xe 175nm Triplet 27ns Xe 2 * Singlet 3ns 175nm 2Xe 2Xe (from: R. Lüscher, EPS)

39 Dual-Phase Xenon: ZEPLIN II/III Gas phase Electroluminescence Active, liquid phase e - or nucl recoil γ Primary-Scintillation

40 XENON Project: a xenon TPC

41 Recoil-Richtung: DRIFT (Boulby) Directional Recoil Identification From Tracks Scattered WIMP DRIFT: A Low Pressure Time Projection Chamber (TPC) with Negative Ion Drift. Recoil Atom CS 2 Low Pressure TPC: Low pressure target extends range of WIMP nuclear recoils to a few mm. 3D reconstruction possible by combining 2D readout with signal timing analysis. Cathode Drift direction Electric Field MWPC Readout Plane Negative Ion DRIFT: Electron capture by electronegative gas reduces track diffusion. Diffusion of ~0.4mm at 0.5m drift length (from: R. Lüscher, EPS)

42 Gammas Alphas Nuclear Recoils Range Prototype 1ft 3 detector results (Occidental) Gammas C recoils S recoils Charge

43 GENIUS: einfacher = besser? Germanium-Detectoren (100 kg) in flüssig-stickstoff-abschirmung ~ 12 m GENIUS Test Facility (GTF) im Gran Sasso in Betrieb seit Sommer 03 (10 kg Ge)

44 Exoten: Picasso de/dx Schwelle durch Temperatur reguliert Rate 20 o C 15 o C 10 o C Detektor Superheated Droplets in Gel Nachweis durch Schall (Piezo-Mikrofon) E n Ergebnisse (2000): nicht kompetitiv, aber im relevanten Bereich

45 Wo stehen wir heute? CDMS, Phys.Rev. D66 (2002) kg-tage, 13 Kandidaten, interpretiert als Neutronen-Untergrund auf Basis von MC Simulationen und Mehrfach-Events EDELWEISS 32 kg-tage, 2 Kandidaten, konsistent mit Neutronen-Untergrund Ionization Yield Recoil Energy (kev)

46 (from: R. Gaitskell) Wo stehen wir heute? Latest Edelweiss result (updated May 2003) ZEPLIN I result (announced Sept 2002) CDMS I result (updated June 2003) ~1 event kg -1 day -1 CDMS I Final DAMA: kg-tage ZEPLIN I - Liq nat130 Xe Edelweiss - nat72 Ge assumes DM density of 0.3 GeV/cm 3 Edelweiss-Kryo: 30 kg-tage

47 Kryo: Die nächsten Generationen O(10) kg O(100) kg CDMS II (Soudan) EDELWEISS II (Modane) CRESST II (Gran Sasso) Light- Detector 300g CaWO 4 crystal

48 Die nächsten Generationen For more limit curves, see Gaitskell &Mandic Edelweiss Exclusion Limit SUSY g µ -2 Baltz&Gondolo, PRL 86 (2001) 5004 No SUSY g µ -2 Baltz&Gondolo, PRL 86 (2001) 5004 CMSSM Ellis et al. (2001) PRD 63, Limit from CDMS 1999 Ge BLIP run at Stanford (from: R. Gaitskell) Projected sensitivity for CDMS at Soudan, with 5 towers 4 kg Ge, 1.5 kg Si: 0.1 events/kg/kev/year (100x better than present limit at Stanford). Projected sensitivity for a 1-ton CryoArray (~ 1 event / (100 kg yr) Large region allowed by SUSY theories shrinks to light-blue region if SUSY causes excess value of muon anomalous magnetic moment (g µ -2)

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50 DAMA, Juli 2003 astro-ph/ ; NC 26 (2003) kg-tage 6.3 σ Modulation

51 DAMA Modulation

52 DAMA Systematics

53 DAMA Wimp Parameter Current Limits Notbremse

54 Konsistenz mit Upper Limits? Systematische Unsicherheiten in Limits / Parametern WIMP Mischung (Photino, Zino, Higgsinos) Kopplung an Kern, Kern-Formfaktoren Struktur des Halo (Profil, Klumpen, Flüsse, Entweichgeschwindigkeit)

55 Kern-Formfaktoren

56 Halo-Modell Klumpen und Flüsse durch hierarchischen Aufbau des Halo (astro-ph/ ) Einfluss der Geschwindigkeitsverteilung und Entweichgeschwindigkeit

57 M. Steinmetz

58 II) Indirekter Nachweis

59 Annihilationsprodukte Dunkler Materie γ Positronen, Antiprotonen ν! Gamma-Teleskope! Neutrino-Teleskope! Spektrometer

60 Neutralino Annihilation from L. Bergström, P. Ullio

61 Signaturen & Raten Bergström, Ullio, Buckley (1997) astro-ph/ Notbremse

62 GeV-Gammastrahlung, Positronen, Antiprotonen: Satelliteninstrumente GLAST AMS

63 Gamma ray Particle cascade ~ 10 km Nachweis von TeV Gamma- Strahlung mit Cherenkov Teleskopen Cherenkov light ~ 1 o neue Instrumente: HESS, MAGIC, VERITAS, CANGAROO III ~ 120 m

64 CANGAROO III (Australien) CANGAROO-III: completion in 2003

65 H.E.S.S. (Namibia) H.E.S.S.: completion in 2004

66 MAGIC (La Palma) MAGIC: completion in 2003

67 VERITAS (USA) VERITAS: VERITAS-4 by 2006, then -7

68 Neutrinos: AMANDA, ICE CUBE, ANTARES,...

69 Beispiel: HEGRA-Beobachtungen von M31

70 Flussgrenzen für TeV-Gamma-Linien

71 Vorhersagen sehr unsicher! Ullio, Zhao, Kamionkowski (2001) astro-ph/

72 Galaktisches Zentrum: EGRET aber: keine Linie, nicht exakt im Zentrum

73 Galaktisches Zentrum: CANGAROO

74 Neutrinos aus dem Zentrum der Erde AMANDA PRD 66,

75 Positronen in der Kosmischen Strahlung M χ =336 GeV K s =11.7 Χ 2 /7=1.53 Notbremse

76 Was kann man erwarten? J. Ellis et al, J. Ellis et al., astro-ph/ J. Ellis astro-ph/ Scalar mass MSSM Benchmark Szenarien und erlaubter Bereich Gaugino mass

77 Was kann man erwarten? Direkter Nachweis spin-unabh. Streuung spin-abh. Streuung

78 Was kann man erwarten? Neutralino-Annihilation Gammas Neutrinos

79 100% 80% Neue Form von Energie 60% 40% 20% 0% Neue Form von Materie Neutrinos Sterne Materie