VL 13: Dunkle Materie, was ist das?

Transkript

1 VL 13: Dunkle Materie, was ist das? We don t know it, because we don t see it! WdB, C. Sander, V. Zhukov, A. Gladyshev, D. Kazakov, EGRET excess of diffuse Galactic Gamma Rays as Tracer of DM, astro-ph/ , A&A, 444 (2005) 51 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 1

2 Nachweismethoden der DM Gravitationslinsen Rotationskurven Indirekter Nachweis der DM ( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie) Direkter r Nachweis der DM ( Elastische Streuung an Kernen) 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 2

3 Gravitationslinsen ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 3

4 Gravitationslinsen 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 4

5 Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter August 22, 2006 Observations with bullet cluster: Chandra X-ray telescope shows distribution of hot gas Hubble Space Telescope and others show distribution of dark matter from weak gravitational lensing Distributions are clearly different after collision-> dark matter is weakly interacting! 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 5

6 Discovery of DM in 1933 Zwicky, Fritz ( Center of the Coma Cluster by Hubble space telescope Dubinski Zwicky notes in 1933 that outlying galaxies in Coma cluster moving much faster than mass calculated for the visible galaxies would indicate DM attracts galaxies with more force-> higher speed. But still bound! 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 6

7 Do we have Dark Matter in our Galaxy? Rotationcurve Solarsystem 1/ r rotation curve Milky Way 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 7

8 Estimate of DM density DM density falls off like 1/r 2 for v=const. Averaged DM density 1 WIMP/coffee cup (for 100 GeV WIMP) 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 8

9 What is known about Dark Matter? 95% of the energy of the Universe is non-baryonic 23% in the form of Cold Dark Matter From CMB + SN1a + surveys Dark Matter enhanced in Galaxies and Clusters of Galaxies but DM widely distributed in halo-> DM must consist of weakly interacting and massive particles -> WIMP s If it is not dark It does not matter Annihilation with <σv>= cm 3 /s, if thermal relic DM halo profile of galaxy cluster from weak lensing 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 9

10 Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz v=ωr Milchstraße mv 2 /r=gmm/r 2 v 1/ r Perseus Norma Scutum Crux Orion Sagittarius Sun (8 kpc from center Cygnus 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 10

11 Virialsatz Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt 2 E Kin + EPot = 0 Für N Galaxien also N(N-1)/2 Teilchenpaaren N m v Für N groß: 2 N( N 1) G 2 N 1 ( ) N m r 2 und = 0 2 m = m 2 2 N m = M r G v 2 Erwarte also für Gas` gravitativ wechselwirkender Teilchen M r! Aber dann v 2 M/r = konst -> >flat rot. curve 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 11

12 Kandidaten der DM Problem: max. 4% der Gesamtenergie des Univ. in Baryonen nach CMB und BBN. Sichtbar nur 0.5%, d.h. 3.5% in obigen Kandidaten möglich. Rest der DM muss aus nicht-baryonischen Materie bestehen. Probleme: Ω ν < 0.7% aus WMAP Daten kombiniert mit Dichtekorrelationen der Galaxien. Für kosmische Strings keine Vorhersagekraft. Abweichungen von Newtons Gravitationsgesetz nicht plausibel. WIMPS ergeben nach Virialtheorem flache Rotationskurven. In Supersymmetrie sind die WIMPS Supersymmetrische Partner der CMB d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt). 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 12??

13 Supersymmetrie Symmetrie zwischen Fermionen Bosonen (Materie) (Kraftteilchen) Teilchenmassen GeV! 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 13

14 Thermische Geschichte der WIMPS Thermal equilibrium abundance Jungman nn,kamionko owski, Gries st, PR 1995 umber de ensity Com moving n Actual abundance T=M/22 x=m/t T>>M: f+f->m+m; M+M->f+f T<M: M+M->f+f T=M/22: M decoupled, stable density (wenn Annihilationrate i Expansionsrate, i.e. Γ=<σv>nχ(x fr ) H(x fr )!) WMAP -> Ωh 2 =0.113± > <σv>= cm 3 /s DM nimmt wieder zu in Galaxien: 1 WIMP/Kaffeetasse 10 5 <ρ>. DMA ( ρ 2 ) fängt wieder an. Annihilation in leichtere Teilchen, wie Quarks und Leptonen -> π0 s -> Gammas! Einzige Annahme: WIMP = thermisches Relikt, d.h. im thermischen Bad des frühen Universums erzeugt. 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 14

15 DM Annihilation in Supersymmetrie χ f χ f χ f ~ f A Z χ f χ f χ f 37 χ χ W Z gammas χ ± χ 0 χ W χ Z Dominant χ + χ A b bbar quark pair B-Fragmentation bekannt! Daher Spektren der Positronen, Gammas und Antiprotonen bekannt! Galaxie = Super B-Fabrik mit Rate x B-Fabrik 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 15

16 Annihilationswirkungsquerschnitt in SUSY χ f χ f χ f ~ f A Z χ f χ f χ f χ χ W Z χ ± χ 0 χ W χ Z Egret: WIMP GeV WMAP: <σv>= cm 3 /s Spin ½ Teilchen leicht(0.1 TeV) Spin 0 Teilchen schwer (TeV) 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 16

17 Dunkle Materie, was ist das? Was wissen wir über Dunkle Materie? massive Teilchen 23% der Energie des Universums schwache Wechselwirkung mit Materie Annihilation mit <σv>= cm 3 /s From CMB + SN1a Annihilation in Quarkpaare -> Überschuss in galaktischen Gammastrahlen Tatsächlich beobachtet (EGRET Satellit) WIMP Masse GeV aus Spektrum Verteilung der Dunklen Materie Data konsistent mit Supersymmetrie 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 17

18 Probleme die durch DM Annihilation gelöst werden Astronomie Astroteilchenphysik Rotationskurve ti Ringförmiger Struktur von Sternen bei 14 kpc Ringförmiger Struktur von Wasserstoff bei 4 kpc Kosmische Strahlung (Gammastrahlen) Kosmologie 23%DM, Hubble Annihilation Strukturformation Teilchenphysik Spektren der Gammastrahlung für Untergrund und DMA Big Bang 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 18

19 Woher erwartet man Untergrund? Quarks from WIMPS Quarks in protons Background from nuclear interactions (mainly p+p-> π0 + X -> γ + X inverse Compton scattering (e-+ γ -> e- + γ) Bremsstrahlung (e- + N -> e- + γ + N) Shape of background KNOWN if Cosmic Ray spectra of p and e- known 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 19

20 Untergrund + DM Annihilation beschreiben Daten Background + DMA signal describe EGRET data! 50 GeV IC MPS π 0 WIMP π 0 IC 0 WIMPS Brems IC 70 s. Brems s. Blue: background uncertainty Blue: WIMP mass uncertainty 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 20

21 Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen A: inner Galaxy B: outer disc C: outer Galaxy Total χ 2 for all regions :28/36 Prob.= 0.8 Excess above background > 10σ. D: low latitude E: intermediate lat. F: galactic poles A: inner Galaxy (l=±30 0, b <5 0 ) D: low latitude ( ) B: Galactic plane avoiding A E: intermediate lat. ( ) C: Outer Galaxy F: Galactic poles ( ) 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 21

22 Fits für 180 statt 6 Regionen 180 regions: 8 0 in longitude 45 bins 4 bins in latitude 0 0 < b < < b <10 0 4x45=180 bins 10 0 < b < < b <90 0 bulge disk 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 22 sun

23 xy xz Expected Profile Verteilung der DM Observed Profile xy v 2 M/r=cons. and ρ (M/r)/r 2 ρ 1/r 2 for const. xz rotation curve Divergent for r=0? NFW 1/r Isotherm const. Halo profile z Rotation Curve x y 2002,Newberg et al. Ibata et al, Crane et al. Yanny et al. disk bulge Inner Ring Outer Ring 1/r 2 profile and rings determined from independent directions Normalize to solar velocity of 220 km/s 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 23

24 Rotationskurve der Milchstrasse Honma & Sofue (97) Schneider &Terzian (83) Brand & Blitz(93) 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 24

25 Wie sehen Rotationskurven anderer Galaxien aus? Sofue & Honma 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 25

26 Woher kommen die Ringe der DM? Einfall einer Zwerggalaxie in Gravitationspotential einer Galaxie: elliptischer Bahn präzessiert! Gezeitenkräfte Gradient der Gravitationskraft 1/r 3! Daher wird Zwerggalaxie seine Materie zum größten Teil am Perizentrum verlieren -> ringförmige Strukturen von Gas, Sternen und Dunkler Materie. Dies wurde tatsächlich beobachtet bei 14 kpc: Apocenter 1)Wasserstoffring längst bekannt 2) Ring alter, kaum sichtbarer Sterne entdeckt mit Sloan Digital Sky Survey in 2003 (10 9 M!) Pericenter 3) Verstärkte Gamma Strahlung bei 14 kpc schon in 1997, Dass dies Spektrum der DMA entspricht, erst jetzt! 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 26

27 The local group of galaxies 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 27

28 The Milky Way and its 13 satellite galaxies Canis Major Tidal force F G 1/r 3 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 28

29 Tidal streams of dark matter from CM and Sgt CM Sun Sgt From David Law, Caltech 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 29

30 Artistic view of Canis Major Dwarf just below Galactic disc 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 30

31 Canis Major Dwarf orbits from N-body simulations to fit visible ring of stars at 13 and 18 kpc Movie from Nicolas Martin, Rodrigo Ibata Canis Major leaves at 13 kpc tidal stream of gas(10 6 M from 21 cm line), stars (10 8 M,visible), dark matter (10 10 M, EGRET) 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 31

32 Tidal disruption of Sagittarius Sagittarius dwarf observed by Hubble Space Telescope (NASA ) Movie from Kathryn Johnston (Wesleyan University ) 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 32

33 N-body simulation from Canis-Major dwarf galaxy Observ ved star rs R=13 kpc,φ=-20 0,ε=0.8 Canis Major (b=-15 0 ) prograde retrograde 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 33

34 Conclusion Comparing gamma rays above and below Galactic disk is excellent way to search for tidal streams, since systematic errors cancel and foreground from diffuse part of halo should be the same Result: one finds a clear correlation between excess of diffuse gamma rays and KNOWN positions of tidal streams of two nearest satellite galaxies Summary: all proposed p indirect searches see signal: galactic centre galactic poles galactic anticentre nearest satellite galactic streams 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 34

35 Gas flaring in the Milky Way P M W Kalberla, L Dedes, J Kerp and U Haud, no ring with ring Gas flaring needs EGRET ring with mass of M! 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 35

36 Inner Ring coincides with ring of dust and H 2 -> gravitational potential well! H 2 4 kpc coincides with ring of Enhancement of inner (outer) ring over 1/r 2 neutral hydrogen molecules! profile 6 (8). H+H->H t 2 in presence of dust-> Mass in rings 0.3 (3)% of total DM grav. potential well at 4-5 kpc. 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 36

37 Direct Detection of WIMPs WIMPs elastically scatter off nuclei => nuclear recoils Measure recoil energy spectrum in target χ 0 Spin dependent and indep. Spin independent Number of nuclei 2 (coherent scattering on all nuclei!) χ 0 Spin dependent 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 37

38 Direct Dark Matter Detection CRESST ROSEBUD CUORICINO CDMS EDELWEISS Phonons CRESST II ROSEBUD E R HDMS GENIUS DAMA IGEX ZEPLIN I Ionization Scintillation MAJORANA UKDM NaI DRIFT (TPC) LIBRA XENON ZEPLIN II,III,IV Large spread of technologies: L. Baudis, CAPP2003 varies the systematic errors, important if positive signal! All techniques have equally aggressive projections for future performance But different methods for improving sensitivity 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 38

39 DM-Suche mit Tieftemperatur-Kalorimetern/CDMS Schnelle (großflächige) Si Auslese oder von Phononen Ge Einkristall Array von Phasenübergangs- Thermometern 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 39

40 Direct DM detection in solid state crystals reduced charge collection from surface events => add amorphous Ge-layer 1.5 EDELWEISS improved collection 2002 PRELIMINARY Ionisation/Recoil Ratio higher hi h bandgap b d of amorphous surface layer repels charges 1 γ band GGA1 60 Co Calibration 0.5 nuclear recoil band Recoil Energy (kev) charges recombine in electrodes => charges get lost 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 40

41 Annihilation cross sections in m 0 -m 1/2 plane (μ > 0, A 0 =0) Annihilation cross sections can be calculated,if masses are known (couplings as in SM). Assume not only gauge coupling Unification at GUT scale, but also mass unification, i.e. all Spin 0 (spin 1/2) particles have masses m0 (m1/2) EGRET WMAP bb ττ t t WW For WMAP x-section of <σv> cm 3 /s one needs For small LSP mass (m1/2 175 GeV) large values of (m0 1-2 Tev) (and large tan β 50) msugra: common masses m0 and m1/2 for spin 0 and spin ½ particle 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 41

42 Cross sections for Direct DM detection EGRET? 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 42

43 Annual Modulation as unique signature Annual modulation: σ v, so signal in June larger than in December due to motion of earth around sun (5-9% effect) galactic center Dec. v 0 June Sun 230 km/s WIMP Signal Background Dec June Dec June ±2% Dec June Dec June L. Baudis, CA APP Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 43

44 DAMA/NaI 1 to 7: Riv.N.Cim 26 n.1. (2003) 1-73 Schael, EPS2003 ( ) A cos ω t t 0 0 with t =152.5, T=1.00 y Running conditions stable at level < 1% DAMA NaI-1 to 4: 58k kg.day DAMA NaI-5 5to7: 50k kg.day Full substitution of electronics and DAQ in 2000 The data favor the presence of a modulated signal with the proper features at the 6.3 σ C.L. 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 44

45 EGRET Überschuss kann: Zusammenfassung 1) Haloprofil bestimmen 2) damit äussere Rotationskurve erklären. (hier gibt es kaum baryonische Materie) 3) WIMP Masse bestimmen ( GeV) 4) Statistische Signifikanz > 10 σ! Rekonstruktion der Rotationskurve aus GAMMA Daten-> EGRET Überschuss = Tracer der Dunklen Materie! Resultat praktisch modellunabhängig, denn nur bekannte spektrale Formen des Signals und Untergrundes benutzt, keine modellabhängige Flussberechnungen! Modelle OHNE DM können nicht Spektren in ALLEN Richtungen gut bestimmen und liefern keine Erklärung für Rotationskurve und Stabilität der Ringe bei 4 und 14 kpc. 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 45

46 Zukunft Ist die gefundene WIMP Masse konsistent mit SUPERSYMMETRIE? Antwort: t: Ja, wenn die Squarks and Sleptonen n im Bereich 1-2 TeV liegen. Der WIMP hat dann Eigenschaften ähnlich eines Spin ½ Photons, d.h. LHC Experimente werden ab 2008 klären ob dies stimmt. 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 46

47 Clustering of DM -> boosts annihilation rate Annihilation SQUARE of DM density Clustersize: Solarsystem??סּM M min Steeply py falling mass spectrum. Boost factor <ρ 2 >/<ρ> From fit: B 100 for WIMP of 60 GeV Clumps with M min -> dominant contribution -> MANY clumps in given direction -> same boostfactor in all directions 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer 47