Astroteilchenphysik - I

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1 Astroteilchenphysik - I WS 2012/2013 Vorlesung # 09, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Evidenzen für Dunkle Materie - Gravitationslinsen - Bullet-Cluster Dunkles Universum - WIMP Kandidaten - WIMP Entkopplung Annihilation KIT University of the State of Baden-Württemberg and National Research Center of the Helmholtz Association

2 Primordiale Neutrinos als HDM HDM und Strukturentwicklung 4 Phasen - thermodynamisches Gleichgewicht - Entkopplung schwache Wechselwirkung (t ~ 0.1 s) - free-streaming scale l free ~ 1 Gpc - Einfang in galaktischen Halos (falls m i (n) nicht-relativistisch) HDM und Strukturen auf kleinen Skalen - HDM subdominanter Anteil der DM - Auswaschen kleiner Strukturen - Reduktion des Leistungsspektrums der Materie P(k) auf Skalen k > 10-2 h/mpc - Neutrinomassen mit m(n) > 0.1 ev wichtig G. Drexlin VL09

3 Astronomische Evidenzen für DM Dunkle Materie manifestiert sich auf allen Längenskalen Galaxien - Galaxien: flache Rotationskurven v(r) = const - anwachsender dunkler Halo M(r) ~ r - DM-Dichteverteilung r(r) ~ 1/r 2 - dunkler Halo gravitativ dominant (80-90%) Galaxienhaufen - Pekuliargeschwindigkeiten v i von Galaxien größer als erlaubt bei Virialisierung E kin = - ½ U pot - Temperaturverteilung des heißen Clustergases T X-ray (r) = const., dunkler DM-Halo dominant Universum - Multipol-Analyse der CMB: W DM ~ G. Drexlin VL09

4 Dichteprofile von Baryonen & DM Baryonen (H/He-Atome, schwere Elemente): - wechselwirken gravitativ - wechselwirken bei Kompression (Jeans-Instabilität) mit Photonen Energie kann abgestrahlt werden (Dissipation) - Baryonen kühlen sich ab (gravitative Kontraktion) - Bildung einer flachen Galaxienscheibe - großräumige Rotation einer Spiralgalaxie G. Drexlin VL09

5 Dichteprofile von Baryonen & DM Dunkle Materie: WIMPs - wechselwirken nur gravitativ (wichtig: Gezeitenkräfte!) - wechselwirken nicht mit Baryonen oder Strahlung keine Energieabstrahlung (keine Dissipation) - WIMPs kühlen sich nicht ab - Bildung eines sphärischen Halos - Halo i.a. ohne makroskopische Rotation G. Drexlin VL09

6 DM Halos - Eigenschaften Halo-DM-Modelle: - sphärische (i.a. triaxiale) Halos mit isotroper WIMP- Geschwindigkeitsverteilung (isothermale Verteilung) Parametrisierung der DM-Halos: - für kugelförmigen Halo: Dichte r(r) ~ r -2 - universelle NFW-Form (Navarro-Frenk-White-Profil): Aufteilung in inneren/äußeren DM-Halo r DM ( r) r ( r / R) ( ß )/ 1 ( r / R 0 ) r 0 : Normierung der Dichte, R ~ 20 kpc : Steigung im inneren Halo (zentraler cusp ) [1.0] ß: Steigung im äußeren Halo (oft ~ r -3 ) [~3.0] : Übergang innerer-äußerer Halo [~1.0] r(r) Halo aus dunkler Materie N F W NFW Profil Galaxie G. Drexlin VL09

7 Simulation von DM Halos N-Teilchensimulationen- Resultate mit hoher räumlicher Auflösung: DM-sub-Halos in galaktischem Halo mit Ø ~ 1000 pc - 5 massive sub-halos (> M ) - klumpige Verteilung der CDM in Galaxis (s. Kap. 4) kpc: 234 Mio DM Teilchen M tot = M P. Madau et al., 2006: CDM sub-halostruktur G. Drexlin VL09

8 CDM Halostruktur (I) moderate CMD Massenauflösung G. Drexlin VL09

9 CDM Halostruktur (II) gute CDM Massenauflösung G. Drexlin VL09

10 CDM Halostruktur (III) sehr feine CDM Massenauflösung G. Drexlin VL09

11 Gravitationslinsen Gravitationslinsen: Ausmessung der großräumigen Verteilung der dunklen Materie (gravitative Wechselwirkung der DM) - Licht folgt einer geodätischen Linie Verzerrung der Abbildung durch Gravitationspotenziale Bestimmung von unsichtbaren Massen Lichtwege werden durch Dunkle Materie beeinflusst entferntes Universum G. Drexlin VL09

12 Gravitationslinsen Gravitationslinsen: - drei Arten: starker/schwacher/mikro- Linseneffekt - wichtigste Methode zum Ausmessen der DM: schwacher Linseneffekt strong lensing - starker Linseneffekt: Bögen, Ringe, Mehrfachbilder von weit entfernten Galaxien/Quasaren weak lensing - schwacher Linseneffekt: statistische Verzerrung weit entfernter Galaxien durch Cluster mit dunkler Materie micro-lensing - Mikro-Linseneffekt: stellares Objekt in der Galaxis wird durch punktförmige Linse heller (MACHO-Suche) G. Drexlin VL09

13 Gravitationslinsen strong lensing Starker Gravitationslinseneffekt: - gesucht: Massenverteilung M(r) der Linse - Methode: Linsengleichung Beobachter 1 g 1 b 1 f f : Brennweite b : Bildweite g : Gegenstandsweite Objekt Linse Masse? Masse! Cluster CL0024 Linse Erde ferner Galaxienhaufen G. Drexlin VL09

14 Gravitationslinsen strong lensing Einsteinring: idealer (kollinearer) Fall, Impactparameter b = 0 Quasar q E 4GM c 2 DLS D D S L Beispiel eines Einsteinrings q E : Winkel des Einsteinrings M: Masse der Linse D LS : Abstand Quelle-Linse D L : Abstand Linse-Beobachter D S : Abstand Quelle-Beobachter bisher mehr als 70 Einsteinringe beobachtet: alle Linsen zeigen erheblichen (dominanten) Anteil dunkler Materie z = : LRG G. Drexlin VL09

15 Gravitationslinsen weak lensing weak lensing -Effekt: statistische Verzerrung der Abbildung von weit entfernten Galaxien durch das Gravitationspotenzial vorgelagerter Massenansammlungen Größe des weak lensing -Effekt: ~1%iges stretching eines Galaxienbildes senkrecht zur Mitte der Linse - primäres Bild der Galaxie (Verhältnis der Halbachsen) ist unbekannt - daher statistische Analyse der Lage der Verzerrungen ohne mit G. Drexlin VL09

16 Gravitationslinsen weak lensing mit weak lensing läßt sich die Verteilung der dunkle Materie im großräumigen Maßstab (Cluster/Voids) kartografieren massereicher Galaxien-Cluster (Massenüberdichte): stretching -Achsen der weak-lensing Galaxien ringförmig um Cluster massearmes Void (Massenunterdichte): stretching -Achsen der weak-lensing Galaxien radial um Cluster Massenüberdichte ohne weak lensing: zufällige Ausrichtung mit weak lensing Massenunterdichte G. Drexlin VL09

17 Evidenzen Galaxiencluster CL Evidenz für dunkle Materie aus strong & weak lensing z = Beispiel: Galaxiencluster CL (d = 1.5 Gpc, z = 0.395) d = 1.5 Gpc - strong lensing: mehrere Lichtbögen - weak lensing: statistische Verzerrung von 7000 Hintergrundgalaxien Resultat: Verteilung der dunklen Materie im Cluster r DM ~ 1 / r 2 Galaxie (Baryonen) G. Drexlin VL09

18 Evidenzen Galaxiencluster Abell 901/902 Verteilung der dunklen Materie (weak lensing) & baryonischen Materie G. Drexlin VL09

19 Evidenzen Galaxiencluster 1E Bullet Cluster d =1 Gpc z = baryonisches heißes Gas im Röntgenlicht (Chandra) dunkle Materie weak lensing (HST) G. Drexlin VL09

20 Evidenzen Galaxiencluster 1E Bullet Cluster d =1 Gpc z = M~10 14 M M~10 15 M G. Drexlin VL09

21 Evidenzen Galaxiencluster 1E Durchdringung von 2 Galaxienclustern: dynamische Prozesse Baryonen/DM 1 2 sub-cluster Dunkle Materie: dissipationslos, keine Wechselwirkung beim Durchdringen baryonische & dunkle Materie gemischt 3 4 DM DM DM Gas Clustergas wird geschockt Beginn der Durchdringung sub-cluster DM baryonische & dunkle Materie getrennt räumliche Trennung der Baryonen & DM Baryonische Materie beim Durchdringen erfährt das heiße Clustergas starke Wechselwirkungen G. Drexlin VL09

22 Evidenzen HST Cosmos Projekt Cosmological Evolution Survey (COSMOS) mit HST: : Messung der Form von ~ ½ Mio. Galaxien ( z < 3) W mat,tot W bary Gravitationspotenzial F über weak lensing Masse des Clustergases (XMM-Newton) W DM z W DM = W Materie,tot - W Baryonen Spektroskopie (Subaru, CFH, CTIO, KPNO) = + COSMOS Kollaboration: 70(!) Mitglieder DM G. Drexlin VL09

23 Evidenzen Verteilung der DM zeitliche Entwicklung der dunklen Materie: - lineare Zunahme der Strukturierung (Gravitation & Hubble-Expansion) Verteilung von baryonischer und dunkler Materie: - Verteilungen entsprechen N-Teilchen-Simulationen G. Drexlin VL09

24 4. Dunkles Universum 4.1 WIMP Kandidaten, 4.2 Nachweis: Untergrundprozesse 4.3 Nachweis: direkte und indirekte Methoden, 4.4 Axionen, 4.5 Dunkle Energie G. Drexlin VL09

25 4.1 WIMP Kandidaten WIMP: Weakly Interacting Massive Particle c WIMPs (generisch: c = Neutralino) nicht-baryonische, thermische Relikte aus dem Big Bang schwach wechselwirkend (Paar-Erzeugung/Vernichtung) im Big Bang bei hohen Temperaturen zunächst im thermodynamischen Gleichgewicht Rate(WIMP-Paarerzeugung) = Rate (WIMP-Paarvernichtung) G Erzeugung = G Annihilation c f Feynman-Diagramm einer WIMP-Annihilation: c c f f c Z _ f G. Drexlin VL09

26 WIMP Erzeugung & Annihilation für einen Nichtgleichgewichtszustand mit lokaler WIMP Überdichte n c > n c (eq) gilt c 0 c 0 G Ann > G Erz WIMP-Annihilationsrate: G Ann 2 ~ Ann( c c xx) vc nc WIMP-Erzeugungsrate: G ~ 2 Erz n c ( eq) - erhöhte Annihilationsrate G Ann reduziert lokale WIMP Überdichte! (analog: bei lokaler WIMP-Unterdichte: reduzierte Annihilationsrate) - wichtig: Rate G ~ n c G. Drexlin VL09

27 Teilchenphysikalischer Ursprung der CDM Änderung der WIMP Dichte n c (t): kosm. Expansion & Annihilation 1 a 3 d dt n c a 3 d/dt (n c a 3 ): Änderung der Teilchendichte in mitbewegtem Volumen (durch Annihilationsprozesse) a(t) = Skalenparameter dn dt c 3 H n c Ann ( c c xx) v c n 2 c n 2 c ( eq) Abnahme durch Hubble-Expansion c 0 c 0 thermisch gemittelter Annihilations- Wirkungsquerschnitt c c, e e, pp,... Teilchendichte in Volumen G. Drexlin VL09

28 mitbewegte Teilchendichte N c (T) Frühes Universum WIMP Entkopplung thermisches Gleichgewicht Zeit t (t~t -2 ) Zeitpunkt der Entkopplung WIMP-Dichte N c (T) - in mitbewegten Volumenelement ~ exponent. Boltzmannfaktor N c (t) ~ exp(-m c / k B T) - im strahlungsdominierten Universum T ~ t -½ Rate G Ann nimmt ab WIMP-Entkopplung: Expansionsrate = Annihilationsrate bei t = t fr (freeze out) x = M c /T Γ Hubble = Γ Annihilation G. Drexlin VL09

29 mitbewegte Teilchendichte N c (T) Frühes Universum WIMP Entkopplung 1 Zeit t (t~t -2 ) 10-4 Zeitpunkt der Entkopplung anwachsendes <v> thermisches Gleichgewicht x = M c /T G. Drexlin VL09 W c h 2 W c h 2 W c h 2 je größer der WIMP- Annihilationswirkungs- Wirkungsquerschnitt Ann v je kleiner die mittlere WIMP- Teilchendichte n c (0) heute

30 Frühes Universum Entkopplung der CDM der Zeitpunkt des WIMP-Ausfrierens (Parameter x fr ) ist in allen Modellen universell bei: x fr M T fr c ~ 20 T fr ~ M c 20 CDM: M c c 2 >> k B T Entkopplung dies impliziert, dass die WIMPs beim Ausfrieren nicht-relativistisch sind, d.h. sie wirken als kalte dunkle Materie (CDM, cold dark matter) CDM: T fr (c) = 5 GeV für M c = 100 GeV T fr (c) ~ 1/20 M c nicht relativistisch, kein free-streaming über ~1 Gpc wie Neutrinos HDM: T fr (n) ~ 3 MeV, für m(n) ~ 0.3 ev T fr (n) ~ 10 7 m(n) Neutrinos sind extrem relativistisch beim Entkoppeln G. Drexlin VL09

31 heutiges Universum WIMP Parameter heutige mittlere WIMP-Energiedichte r c (0) bzw. W c (0): r c (0) ~ 610 v Ann 31 GeV s 1 mit r krit = kg/m 3 = 5 GeV/m 3 und CMB-Messwert W c ~ 0.2 r c ~ 1 GeV/m 3 WIMP-Wirkungsquerschnitt und WIMP Dichte W c (0) ~ Ann v cm 3 s 1 mit v ~ 0.3 c bei WIMP-Entkopplung ergibt sich für W c ~ 0.2 Ann ~ cm 2 typisch für schwache Wechselwirkung ( WIMP) the WIMP miracle G. Drexlin VL09

32 G. Drexlin VL09

33 Frohe Festtage & ein gutes Neues Jahr! G. Drexlin VL10