1. Vorlesung: Dunkle Materie - Evidenzen und Detektionsprinzipien

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1 1. Vorlesung: Dunkle Materie - Evidenzen und Detektionsprinzipien 2. Vorlesung: Neutrinos im Standardmodell 3. Vorlesung: Dunkle Materie - Experimente 4. Vorlesung: Suche nach dem neutrinolosen Doppelbetazerfall, MPI für Physik, München 1

2 Dunkle-Materie: Evidenz und Detektionsprinzipien Das Dunkle-Materie Problem Die Dunkle-Materie Kandidaten Detektionsprinzipien (direkt, indirekt), MPI für Physik, München 2

3 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz Erste Erwähnung 1933 durch Fritz Zwicky: Ableitung der Materiedicht im Coma Galaxiencluster über Virialsatz 400 Mal höhere Dichte als sichtbar! F. Zwicky, Helvetica Physica Acta 6 (1933) 110 Vorher bereits in den 20er Jahren: auf Skalen des Sonnensystems: die Hälfte der Masse unsichtbar (Jeans) 3

4 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz Messung von Rotationskurven (21cm Linie): Erwartung: Kepler sch v rot r -1/2 Beobachtung: v rot const. K.C. Freeman, Astrophys. J. 160(1970)811 A. Bosma Astron. J. 86(1981)1791 Rotationskurven sind flach bis zu ihrem äuβersten Rand 4

5 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz Begeman et al. Mon. Not. R. Astr. Soc. 249(1991)523 5

6 Herbstschule für Hochenergiephysik, Maria Laach, Sept.2010 Das dunkle-materie Problem: Berechnung der Massenverteilung in Vordergrundgalaxienhaufen durch Verzerrung der Bilder von hintergrundgalaxien durch Gravitationslinseneffekt 6

7 Rot: intergalaktisches Gas (Chandra Röntgenmessung) Blau: Massenverteilung berechnet aus Verzerrung der Hintergrundgalaxien Kollision zweier Galaxienhaufen: Trennung von baryonischer (Gas) und nichtbaryonischer Materie (Cluster) DM ist kollisionsfrei (wie Galaxien) 7

8 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz Strukturen in der kosmischen Hintergrundstrahlung Informationen über kosmologische Parameter From 8

9 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz Verschiedene kosmologisch relevante Parameter beinflussen das Multipolspektrum der Strukturen der CMB unterschiedlich. Höhe des 1. Peaks: Gesamtmateriegehalt Höhe des 2. Peaks: Baryonengehalt Lamda Position des 1. Peaks: Gesamtenergiegehalt Seit ca. 10 Jahren (WMAP) Präzisionskosmologie : zweiter Peak kann aufgelöst werden. 9

10 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz 10

11 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz Anteil der Neutrinos an kritischer Dichte: Anteil des Massengehalts an kritischer Dichte: CMB Multipolspektrum Grossraumstrukturspektrum 11

12 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz C. Amsler et al., PL B 667 (2008)1 and 2009 partial update for the 2010 edition ( 12

13 Das Dunkle-Materie Problem: Evidenz Das dunkle-materie Problem ist auf allen Gröβenskalen beobachtbar: Sonnensystem Galaxien Galaxienhaufen Cluster Supercluster Gesamtes beobachtbatbares Universum Dunkle Energie Ω Λ ca. 74% Neutrinos: Ω ν < 0.2% Baryonen: Ω b ca. 4.4% Nichtbaryonische Dunkle Materie Ω DM ca. 21% 13

14 Die Dunkle Materie Kandidaten: baryonisch Aus: Cen and Ostriker, Atstrophys. J. 650(2006)560 Warmes Gas in Bereichen niedriger Dichte T<10 5 K Die Baryonendichte kann aus BBN gut abgeschätzt werden Ω b ~0.044 Nur rund 5% der Baryonen sind nicht dunkel Ω b,lum =~ Warm-Hot-Intergalactic- Mass 10 5 K<T<10 7 K Heisses Gas (in Galaxiencluster) T>10 7 K Leuchtende Materie: Galaxien Kandidaten für dunkle Komponenten: MACHOs (braune Zwerge,..) WHIM (Evidenz: siehe z.b. Fang et al. Astrophys. J 714(2010)1715) Warmes intergalaktisches Gas Nur zur Erinnerung: noch 1998 waren baryonische MACHOs einer der Hauptkandidaten zur Lösung des DM Problems! 14

15 Die Dunkle Materie Kandidaten: nicht baryonisch Potenzielle Kandidaten müssen einige Bedingungen erfüllen: Stabil auf kosmologischer Zeitskala Schwach wechselwirkend mit elektromagnetischer Strahlung Teilchenhäufigkeit aus Urknall stimmt mit Beobachtungen überein Konsistent mit BBN Konsistent mit DM-Experimenten Nicht relativistisch beim ausfrieren (Strukturentwicklung) Kompatibel mit Sternentwicklung (Fusion) 15

16 Die Dunkle Materie Kandidaten: nicht baryonisch Viele Kandidaten entspringen Lösugen anderer Probleme in der Teilchenphysik Erweiterungen des Standardmodells: 1. Starkes CP-Problem 2. Hierarchieproblem Vereinheitlichung der Gravitation mit anderen Kräften Leichte Neutrinomassen Peccei-Quinn Symmetrie Supersymmetrie Extra Dimensionen See Saw Mechanismus Axion Neutralino als WIMP Kaluza-Klein Teilchen SchweresNeutrino Mit etwas Phantasie lassen sich noch etliche weitere Kandidaten aus dem Hut zaubern: WIMPZillas, Crypotonen, Q-balls, light scalar dark matter Im Folgenden: Suche nach WIMPs: (2. & 3.) 16

17 χ q χ q Z H 0 ~ q Detektion von Dunkler-Materie: Direkte Detektion Rückstoβ am Kern χ q χ q Ratengleichung: dr/de R σ 0 /m WIMP r f(v)/v dv r = 4 m WIMP m N /(m WIMP +m N ) 2 σ 0 : kohärenter WIMP Nukleon Wechslewirkungsquerschnitt f(v): WIMP Geschwindikeitsverteilung Der Energieübertrag auf den Kern kann in Strahlungsdetektor mit niedriger Energieschwelle gemessen werden. Das Energiespektrum gleicht einer Quasiexponentiellen Verteilung σ 0 A2 schwere Targetkerne! Spin-Spin Wechselwirkung Kerne mit Spin 17

18 Direkte Detektion von Dunkler Materie: Die Aufteilung der Energie in die beobachtbaren Kanäle Phononen, Ionisation und Szintillation ist abhängig vom Teilchen Die Messung von zwei Energiekanälen liefert Unterscheidungsmöglichkeit für verschiedene Teilchenarten! Ionisation Phononen Szintillation 18

19 Direkte Detektion von Dunkler Materie: Resultierendes Energiespektrum wird gefittet an erwartete WIMPspektren für unterschiedliche WIMP Massen Vorsicht: Es werden verschiedene Fitstrategien verwendet! 19

20 Direkte Detektion von Dunkler Materie: Darstellung der Ergebnisse: Energieeintrag in verschiedenen Kanälen. x-achse: Energie aus Messung mit besserer Energieauflösung Y-Achse: Energie aus dem zweiten Kanal oder Verhaltnis der zwei Energien Visualisierung der verschiedenen Wechselwirkungen Beispiel Licht und Phononen (CRESST) 20

21 Direkte Detektion von Dunkler Materie: Darstellung der Ergebnisse: Vergleich von experimentellem Spektrum mit erwartetem WIMP-Kern-Rückstoβspektrum Null-Signal oberes Limit für Wechselwirkungsquerschnitt als Funktion der WIMP-Masse Positives Signal Darstellung erlaubter Konturen im gleichen Plot Vergleich zwischen Theorie und Experimenten in Ausschlussplots: Wechselwirkungsquerschnitt gegen WIMP-Masse Vorsicht: Ratengleichung enthält einige Unbekannte: Form des Halos (rund, sphärisch, flach) Lokale DM-Dichte (Klumpung?) WIMP Geschwindigkeitsverteilung? Formfaktoren der Targetmatierialien 21

22 Detektion von Dunkler-Materie: Modulation Bewegung des Sonnensystems um galaktisches Zentrum (v 0 ~220km/s) WIMP Wind aus bestimmter Richtung Bewegung der Erde um die Sonne WIMP Wind variiert im Laufe des Jahres Juni 30 km/s ~ 232 km/s km/s Dezember Annahme: Thermalisiertes WIMP Halo Zeitabhängige Zählrate (Modulation): S = S 0 + S m cosω(t i -t 0 ) S 0 enthält konstantes WIMP Signal und Untergrund des Experiments 22

23 Detektion von Dunkler-Materie: Modulation Rate Qualitativer Unterschied der WIMPspektren zu den Maxima: Im Mittel schnelleres WIMP Im Mittel langsameres WIMP Signatur muss Voraussetzungen erfüllen: 1. Modulierte Signalrate folgt einer Sinusfunktion 2. Signal im Niederenergiespektrum 3. Richtige Periode: ein Jahr 4. Richtige Phase: Extrema Anfang Juni und Dezember Typischerweise einige kev Rückstoβenergie 5. Modulation nur in Einzeldetektorspektren sichtbar Gröβter Effekt im Spektrum direkt oberhalb der Energieschwelle! Für den Nachweis wichtig: Sehr niedrige Energieschwelle Hohe Targetmasse (statistischer Effekt) 23

24 Detektion von Dunkler-Materie: Indirekte Detektion WIMP Einfang nach Kernrückstoβ im Gravitationspotenzial von Galaxie, Sonne oder Erde Erhöhte WIMP-Dichte in Zentrum Erhöhte WW-Wahrscheinlichkeit zwischen WIMPs Für χ = χ oder ungebrochene χ-χ Symmetrie: Zerstrahlung χ - Erwartetes Signal: Erhöhter Fluss von γ-s, e -, e +, p, p, etc. aus glaktischem, Sonnen- und Erdzentrum p WIMP- Starke Abhängigkeit der -χ -p Annihilation γ Zerfallsprodukte vom WIMP- Kandidaten γ Annihilationsrate Γ ρ 2 Starke Abhängigkeit vom WIMP Dichteprofil Klumpung erhöht Annihilationsrate: Boost Faktor - e + e - ν Propagation der Teilchen von Quelle zum Detektor! - 24

25 Dunkle Materie Experimente: Indirekte Detektion Experimente zur indirekten Detektion von Dunkler Matrie suchen nach Überschuβ im Signal der denkbaren Quellen (Galaxien, Sonne, Erde) verschiedener Kanäle. Meist keine dedizierten Experimente. 1. Positronen 2. Antiprotonen bzw. Deuteronen 3. Gammastrahlung 4. Hochenergetische Neutrinos } } Staelliten-, Ballonexperimente Erdgebundene Experimente Unsicherheiten in der Interpretation der Daten sind groβ: Erzeugung (abhängig vom DM-kandidaten) Propagation der Teilchenim (Inter)galaktischen Medium Dunkle Materie-Dichten Untergrundstrahlung aus bekannten galaktischen Quellen (Pulsare, etc.) 25