Hadron-Kollider-Experimente bei sehr hohen Energien Christopher Wiebusch Hadron-Kollider-Experimente bei sehr hohen Energien Dunkle Materie -1-

Transkript

1 Dunkle Materie -1- Dunkle Materie Hadron-Kollider Betreuer: Christopher Wiebusch Dunkle Materie Dirk Lennarz RWTH Aachen 16. Januar 2007

2 Dunkle Materie -2- Inhalt Wie kam man auf die Idee, dass es Dunkle Materie gibt? Was wissen wir über Dunkle Materie? Welche Kandidaten für f r Dunkle Materie gibt es und wie sucht man danach?

3 Dunkle Materie Teil 1. Teil Wie kam man auf die Idee, dass es Dunkle Materie gibt?

4 Dunkle Materie -4- Einleitung Beginn der Geschichte der Dunklen Materie im Jahre 1846 mit der Entdeckung des Planeten Neptuns Problem: Bahn des Uranus (auch mit Störungsrechnung aller bisher bekannten Planten) zu ungenau Lösung sung von Adams in England und Leverrier in Frankreich: ein unbekannter 8. Planet stört die Bahn des Uranus Theoretische Vorhersage von Leverrier führte zur Entdeckung des Neptun durch Galle in Berlin Definition Dunkle Materie: eine für uns nur über die Gravitation wahrnehmbare (d.h. messbare) Masse

5 Dunkle Materie -5- Virialtheorem Erster Hinweis auf Dunkle Materie stammt schon aus dem Jahr 1933 von Fritz Zwicky Anwendung des Virialtheorems auf einen Galaxienhaufen (Coma Cluster) zur Massenbestimmung Virialtheorem: Geschwindigkeiten über Dopplereffekt Faktor 3, da Geschwingkeiten gleichverteilt über den Raum Ergebnis: Verhältnis von Masse zu Leuchtkraft ist etwa 300 größer als das Verhältnis für die Sonne

6 Dunkle Materie -6- Rotationskurven Definition: Rotationsgeschwindigkeit als Funktion des radialen Abstands zum Zentrum Messung: Dopplereffekt von zwei Sternen im selben Abstand zum Zentrum Modell einer Spiralgalaxie: Sphäroidischer Kern ( bulge ) und Scheibe ( disk) Im bulge ist die Dichte nahezu konstant => M(R) nimmt kubisch zu, Rotationskurve steigt linear an In der Scheibe ändert sich M(R) nur noch gering, bleibt nahezu konstant => Rotationskurve fällt

7 Dunkle Materie -7- Rotationskurven Ergebnis: Rotationsgeschwindigkeiten bis zum sichtbaren Rand konstant Nur erklärbar für einen Halo aus Dunkler Materie mit Gesamtmasse des dunklen Halo nicht bestimmbar, da Ausdehnung unbekannt Ergebnis: Am sichtbaren Rand ist Verhältnis von Dunkler Materie zur leuchtenden Materie in der Größenordnung 10:1

8 Dunkle Materie -8- Gravitationslinsen Klassisch: Teilchen wird durch Gravitation abgelenkt: Im Prinzip auch Lichtstrahlen, aber Allgemeine Relativitätstheorie erforderlich: Überlegung Fritz Zwicky 1937: Auswirkung von Galaxiehaufen als Gravitationslinse Entstehung (virtueller) Bilder je nach Linsenform und Positionen, auch kreisförmig (Einstein Ringe) Video: Aus Durchmesser eines Einstein Rings Masse bestimmbar:

9 Dunkle Materie Teil 2. Teil Was wissen wir über Dunkle Materie?

10 Dunkle Materie -10- Materiehaushalt Kurze Einführung in die Kosmologie Grundlage: Allgemeine Relativitätstheorie von Albert Einstein Masse krümt den Raum => Metrik i.a. sehr kompliziert Für ein isotropes, homogenes, expandierendes Universum: Robertson-Walker Metrik Idee: lasse lokales Koordinatensystem invariant und vergrößere nur Skala Feldgleichungen vereinfachen sich zur Friedman Gleichung Vereinfachen mittels kritischer Dichte: Schreibweise:

11 Grundpfeiler Beobachtungen und Theorien auf denen unserer heutiger Kenntnisstand über den Materiehaushalt des Universums basiert: Kosmische Hintergrundstrahlung (CMB): Super Novae: Nukleosynthese: Strukturbildung: und und Hadron-Kollider Dunkle Materie -11-

12 Dunkle Materie -12- CMB Vorhersage isoptroper Hintergrundstrahlung 1948 von Gamov, Alpher, Herman als Konsequenz der Urknaltheorie Universum durchsichtig rund Jahre nach Urknall, vorher thermisches Gleichgewicht von Strahlung und Materie Entdeckung 1964 eher zufällig durch Penzias und Wilson (Nobelpreis 1978) 1989 COBE (Mather und Smoot) um Hintergrundstrahlung zu vermessen (Nobelpreis 2006) 2002 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

13 Dunkle Materie -13- CMB: Energiedichte Experimente COBE: FIRAS (John Mather) um Intensitätsspektrum zu vermessen (bis heute unverbessert) Ergebnis FIRAS im Januar 1990: Exakte Übereinstimmung mit den theoretischen Kurven eines Planck Spektrums Aus Daten: genau Bestimmung der Temperatur möglich Energiedichte berechenbar Anteil der Photonen an heutiger Energiedichte gering, daher vernachlässigbar

14 Dunkle Materie -14- CMB: Anisotropien Zweite Cobe Experiment: DMR (George Smoot) um Fluktuationen zu untersuchen Fluktuationen sind durch Gravitation angewachsen und haben zu allen Strukturen im Universum geführt Entdeckung erst im Jahr April 1992 Dominierender Dopplerdipol durch Bewegung im CMB-Bezugssystem und Emission aus der Milchstraße müssen erst subtrahiert werden Entwicklung der Anisotropien nach Kugelflächenfunktionen Kosmologische Informationen stecken vor allem in der Separation zweier Punkte (nur ein Winkel) Leistung einer l-mode: Winkelskala in etwa gegen durch 180 /l

15 CMB: Analyse Leistung einer l-mode aus Modelen vorhersagbar: Sachs-Wolfe-Effekt, akustische Schwingungen, Silk-Dämpfung Andrei Sacharow: Fluktuationen durch akustische Oszillationen des Photon-Plasma-Fluids führen zu charakteristischen l-moden auf kleinen Winkelskalen COBE: Auflösung von 7 Brauche bessere Auflösung WMAP: Auflösung von 0,2 Wieso ist das eigentlich interessant? Hadron-Kollider wegen Korrelationen => Band-Leistung Dunkle Materie -15-

16 Dunkle Materie -16- CMB: Ergebnisse Parameter des Materiehaushalts bestimmen Aussehen der Moden Position des 1. Maximums sehr sensitiv auf Wert von k Mit leichter Einschränkung auf h wurde bestimmt: Unser Universum ist euklidisch (k=0)

17 Dunkle Materie -17- CMB: Ergebnisse Weitere Analyse: k nicht mehr als freier Parameter, sondern k=0 Höhe des ersten Maximums sensitiv auf Baryonen- und Materiedichte Aber weitere Maxima vor allem sensitiv auf Materiedichte Daraus bestimmbar:

18 Dunkle Materie -18- Super Novae Super Novae: Sternexplosionen am Ende der Lebenszeit eines Sterns Detektion: alle 4 Tage wird der selbe Quadrant gemessen und ein Referenzbild abgezogen Hier interessant: Super Nova Explosionen Typ Ia (SNIa) Standardkerzen weil aus Modell für SN absolute Luminosität berechenbar => durch Vergleich mit gemessener Luminosität Abstand bestimmbar Mit diesem Abstand und der Rotverschiebung zeitlichen Verlauf der Hubblekonstante ( Expansionsgeschwindigkeit ) berechnen Nur Differenz aus Materiedichte und Dunkler Energie bestimmbar Grund: mehr Dunkle Energie beschleunigt Expansion, kann aber durch mehr Materie wieder gebremst werden => nur Differenz konstant

19 Dunkle Materie -19- Super Novae Korrigierte Helligkeit Residuenplot Ergebnisse: Gute Übereinstimmung mit CMB-Daten!

20 Dunkle Materie -20- Nukleosynthese Primordiale Nukleosynthese (BBN): Entstehung leichter Elemente im frühen (3 min) Universum (Gamov 1946) Aus der Elementarteilchenursuppe entstehen Protonen und Neutronen, die bei hohen Temperaturen über schwache WW im Gleichgewicht stehen Bei sinkender Temperatur freeze-out der Neutronen, β-zerfall möglich, Beginn der Nukleosynthesekette mit Deuterium Prozeß ist fast nur abhängig vom Baryon- Photon-Verhältnis Photonendichte aus CMB-Spektrum Anpassung für Baryondichte möglich: Gute Übereinstimmung mit CMB-Daten!

21 Dunkle Materie -21- Strukturbildung Galaxy Surveys zur Bestimmung von Entfernungen und Positionen von Galaxien 2dF: Verteilung von ca Galaxien ermittelt Ziel: statistische Analyse Mittel dazu: Dichtekontrastfunktion Als Fourietransformierte: Betrachte wieder k-moden im Leistungssprektrum

22 Dunkle Materie -22- Strukturbildung Leistungssprektrum abhängig von Materie- und Baryonendichte Annahme Baryonendichte aus Strukturbildung: Baryonen verursachen schwingen in der Kurve Anpassen an Messdaten Ergebnis der Anpassung: Gute Übereinstimmung mit CMB-Daten! Weitere Einschränkung für Dunkle Materie: sie sollte kalt sein, d.h. nicht relativistisch zum Zeitpunkt der Galaxiebildung

23 Dunkle Materie -23- Zusammenfassung WMAP Ergebnisse erfahren kaum Verbesserung durch Kombination mit anderen Messungen Dennoch wichtig, da unabhängige Bestätigungen Materiehaushalt des Universums:

24 Dunkle Materie -24- Materieformen Photonen Eine zu vernachlässigende Größe Neutrinos Durch Kombination von WMAP, Strukturbildung und Super Novae obere Grenze festlegbar: Ebenso vernachlässigbar wie Photonen Für Neutrinos mit Masse 0,0005 ev bis 1 MeV gilt: Leuchtende Materie Durch Messung der Helligkeit des Universums Anteil der leuchtenden Materie an Materiehaushalt feststellbar: Beste Erklärung: Gas im Intergalaktischen Medium (IGM)

25 Dunkle Materie -25- Zusammenfassung

26 Dunkle Materie Teil 3. Teil Welche Kandidaten für Dunkle Materie gibt es und wie sucht man danach?

27 Kandidaten Ideen WIMPs Axionen Schweres Neutrino Topologische Defekte (Magnetische Monopole, Kosmische Strings) Hadron-Kollider Aus Nukleosynthese: Baryonen erklären Dunkle Materie nicht => Notwendigkeit nichtbaryonischer Materie Neutrinos sind zu leicht Neue Teilchen braucht das Land Anforderungen: stabil auf kosmologischen Zeitskalen geringe Wechselwirkung mit EM-Strahlung Dunkle Materie -27-

28 Dunkle Materie -28- WIMPs WIMP= Weakly interacting massive particle Eigenschaften Masse ungefähr zwischen 10 GeV und einigen TeV Wirkungsquerschnitt vergleichbar mit dem der schwachen WW Freeze out vor normaler Materie Kandidat mit diesen Eigenschaften: das LSP aus der SUSY Theorie Suche Direkt: a) Beschleuniger b) Wechselwirkung kosmischer WIMPS Indirekt (WIMP Anilierungsprodukte): a) Vernichtung in Gammas b) Vernichtung in Neutrinos

29 Dunkle Materie -29- WIMPs: Direkt Schwierig, wegen der geringen DetektierungsrateRate: /kg/tag Weitere Probleme: kosmische Strahlung, natürliche Radioaktivität Lösungen: Untergrundexperimente, Abschirmung natürlicher Radioaktivität des Gesteins, reine Detektormaterialien Rückstoßenergien von 10 bis 100 kev

30 WIMPs: Direkt RWTH Aachen Prof. Baudis Bisher keine Signifikanz für kosmische WIMPs! Hadron-Kollider Dunkle Materie -30-

31 Dunkle Materie -31- WIMPs: Indirekt WIMPs werden von Himmelskörpern eingefangen => erhöhte Annilierung

32 Dunkle Materie -32- WIMPs: Indirekt IceCube Neutrino Teleskop mit Beteiligung der RWTH Aachen (Prof. Wiebusch) Fertigstellung: 2011

33 Dunkle Materie -33- Zusammenfassung Es gibt experimentele und theoretische Notwendigkeit für Dunkle Materie Wir wissen schon relativ viel über die Menge und was sie nicht ist Dunkle Materie wird nicht durch das Standard-Modell erklärt => Standard-Modell unvollständig Dunkle Energie muss auch noch erklärt werden Es gibt viel zu tun, packen wir s an! "Es gibt eine Theorie, die besagt, wenn jemals irgendwer genau herausfindet, wozu das Universum da ist und warum es da ist, dann verschwindet es auf der Stelle und wird durch noch etwas Bizarreres und Unbegreiflicheres ersetzt. - Es gibt eine andere Theorie, nach der das schon passiert ist."