Astroteilchenphysik I

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1 Astroteilchenphysik I Wintersemester 2013/14 Vorlesung # 12, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Dunkles Universum - LHC: Neutralino-Suche - indirekter WIMP-Nachweis: DM-Annihilationsprozesse DM-Halos - GeV-Gammas: FERMI - TeV-Gammas: H.E.S.S. KIT University of the State of Baden-Württemberg and National Research Center of the Helmholtz Association

2 SUSY: Neutralino-Eigenschaften Supersymmetrie: Fermionen Bosonen Superpartner: Squarks, Sleptonen, Gauginos, Higgsinos, Gravitino, LSP = Lightest Supersymmetric Particle wird stabilisiert durch R-Parität (kein schneller Protonzerfall) Sneutrinos n: SUSY-Partner der n (W CDM < 10-3 ) ~ c 0 1 R p = (-1) 3B+L+2S Gravitinos G: SUSY-Partner der Gravitonen Neutralinos c 0 : Masseneigenzustände der 4 neutralen Gauginos Majorana-Fermionen (s=½) leichtestes Neutralino = LSP Kandidat Masse? Mischungsparameter? Annihilations- & Wechselwirkungsrate? Lebensdauer (exakte Erhaltung von R p )? ~ n ~ G ~ c 0 s = 0 s=3/2 s=½ ~ c ~ c ~ c ~ c 0 1 CDM? G. Drexlin VL12

3 3.3 Neutralinosuche am LHC p-p Kollisionen bei s = 7-14 TeV Schwerpunktsenergie Datennahme seit Frühjahr 2010 bei E p = 3.5 (4.0) TeV Ziele: - Nachweis des Higgs-Bosons 4 Experimente : CMS, ATLAS, ALICE, LHCb LHC SPS G. Drexlin VL12

4 LHC: Higgs-Signal & SUSY _ p-p Kollisionen bei s = 14 TeV Schwerpunktsenergie Datennahme seit Frühjahr 2010 bei E p = 3.5 (4.0) TeV - SM-Higgs-Boson mit Masse M H ~ 125 GeV - M H ~ 125 GeV erfordert starkes fine-tuning für SUSY! M H = (125.3 ± 0.6) GeV G. Drexlin VL12

5 LHC Protonwechselwirkungen p-p Kollisionen bei s = 14 TeV Schwerpunktsenergie Datennahme seit Frühjahr 2010 bei E p = 3.5 (4.0) TeV - SM-Higgs-Boson mit Masse M H ~ 125 GeV - Suche nach Signaturen von SUSY: Neutralinos c 0 7 TeV 7 TeV p p Kollisionspunkt G. Drexlin VL12 Neutralino-Signatur am LHC: - fehlende Energie - fehlender Transversalimpuls - geladene Leptonen aus Neutralino-Zerfällen

6 3-Körper Zerfälle von Neutralinos Zerfall des zweitleichtesten Neutralinos c0 2 (NLSP) in das stabile leichteste Neutralino c 1 (LSP): c 2 c 1 + l ± + l b ~ b ± ~ c 0 2 b l ± ~ l ± ~ c 0 1 l ± h 0 : leichtes skalares Higgs H 0 : schweres skalares Higgs A : pseudoskalares Higgs G. Drexlin VL12

7 Skalare Skala m 0 (TeV) LHC CMS Entdeckungspotenzial Aktuelle SUSY Limits und cmssm-analysen: - s = 7 (8) TeV : keine Evidenz für SUSY Teilchen - LHC-Limits: Gauginomasse m ½ > 0.5 TeV (ab m ½ > 1.5 TeV wird Chargino c ± zum LSP!) - verbessertes SUSY-Entdeckungspotenzial nach LHC 14 TeV 4 3 LHC Limit 2 1 ʃ Ldt = 5.8 fb Gaugino-Massenskala m ½ (TeV) G. Drexlin VL12

8 3.4 Indirekte Nachweismethoden indirekter CDM-Nachweis durch Beobachtung sekundärer Teilchen aus WIMP-Annihilationsprozessen in der lokalen Gruppe (Galaxis) _ - Gammas (g), Neutrinos (n), Antiprotonen (p) & Positronen (e + ) c 0 c 0 Quarks u,d Leptonen e,µ,t supersymmetrische Neutralinos Eichbosonen W,Z 0 niederenergetische Photonen Gammaquanten Gammaquanten Zerfall Positronen Elektronen Neutrinos Antiprotonen Protonen Elektronen/Positronen: - hadronischer Zerfall - Paarbildung - direkte Erzeugung Neutrinos: - hadron./lepton. Zerfall Gammas: - hadronischer Zerfall - Bremsstrahlung Protonen/Antiprotonen: - Hadronisierung & Jets - Eichboson-Zerfälle G. Drexlin VL12

9 WIMP Annihilation: wo und wie Nachweis der WIMP-Annihilation erfordert präzise Modellierung von a) c 0 -Signal: Teilchenphysik (Zerfallsmoden) & Astrophysik (Halomodell) wie: WIMP Zerfall in Quarks, Leptonen, Bosonen WIMP Annihilation wo: CDM mit Halo-Profil (sub-halos) G. Drexlin VL12

10 WIMP Annihilation: Untergrund Nachweis der WIMP-Annihilation erfordert präzise Modellierung von b) astrophysikalischem Untergrund (Quellen, Untergrundmechanismus) wie: Energieverteilung des Untergrunds, Prozesse? inverser Compton Effekt e + g wo: Verteilung von Pulsaren, SNRs, CR-Quellen? Untergrund: Pulsare, SNR G. Drexlin VL12

11 WIMP Annihilation: Propagation & Nachweis Nachweis der WIMP-Annihilation erfordert präzise Modellierung von c) Propagation (p & e + : B-Felder) und d) Nachweis-Effizienz (GeV-TeV Skala) Energiekalibration, Effizienz Propagation TeV-Gammas Schauer Nachweis G. Drexlin VL12 Cherenkov- Teleskope

12 DMA Nachweis: Unsicherheiten Astrophysikalische und teilchenphysikalische Unsicherheiten bei DMA: ASTRO DM-Haloprofil (sub-halos) - Untergrundquellen (Pulsare, SNR, ) Propagation der DMA-Messengerteilchen (Energieverlust, B-Felder) SUSY WIMP- Eigenschaften: - Masse ~ ~ - Flavour (B 0, W 0 ) - s Ann v - Zerfallskanäle Dunkel- Materie Annihilation G. Drexlin VL12

13 Neutralino Annihilationsprozesse Annihilation in Fermion-Paare (Quarks, Leptonen) c c _ f t-kanal f _ f c c Z 0 f _ f c c s-kanal A f _ f s-kanal (Annihilation): - Z 0 -Boson - pseudoskal. Higgs A t-kanal (Umwandlung): ~ - Sfermionen (n) Annihilation in Eichboson-Paare W ± Z 0 c c c + n c W c c W c Z 0 W W W h,h W c c t-kanal via Charginos, Neutralinos Z 0 c n Z 0 c h,h c Z 0 Z G. Drexlin VL12

14 Neutralino Annihilationsprozesse WIMP-Annihilationsquerschnitte sind stark abhängig vom verwendeten SUSY-Modell und den gewählten Parametern: viele mögliche Feynman-Diagramme und Austauschteilchen G. Drexlin VL12

15 Neutralino Annihilationsprozesse ein Ausschnitt weiterer Annihilationskanäle G. Drexlin VL12

16 WIMP Annihilation: Erzeugungsorte WIMP-Annihilationsrate in DM-Halos: G Ann ~ r 2 CDM Suche in Bereichen mit DM-Überdichten - galaktisches Zentrum - sub-halo-zentren: Zwerggalaxien, Anzahl N Ann von WIMP-Annihilationen in Halo (pro Zeit/Volumen-Einheit): N Ann 2 ~ s Ann v ncdm ~ s Ann v r m 2 CDM 2 CDM r CDM n CDM m V CDM r CMD aus Profil des CDM-Halos v WIMP-Geschwindigkeitsprofil im Halo Wq. aus theoretischen Berechnungen s Ann G. Drexlin VL12

17 WIMP Annihilation: Sichtlinie Fluss F Ann von WIMP-Annihilationsprodukten durch Integration entlang der Sichtlinie: 1 F 2 Ann ~ s Ann v rcdm ds 2 m CDM Sichtlinie dominante Quelle galaktisches Zentrum d = 8.3 kpc Andromeda d = 780 kpc G. Drexlin VL12

18 WIMP Annihilation: Raumwinkel und MC man erwartet sehr kleine Teilchenflüsse aus WIMP Annihilation: F Ann ( W) s 12 Ann 1 1pb v TeV mcdm 2 W cm 2 s 1 W: Raumwinkel galakt. Zentrum aktuelle DMA Simulation WIMP Halo sub-halos Summe G. Drexlin VL12

19 3.4.1 Gammas und Positronen GeV: Fermi- Observatorium ISS: AMS-02 Satellit: Fermi g _ p 0 0 c1 c1 g, p, e, n,... g WIMP-Annihilation im galaktischen Zentrum, in CDM sub-halos e + GeV: AMS-02 PAMELA Ballon-Experimente GeV-TeV: Imaging Cherenkov Teleskope G. Drexlin VL12

20 DMA: Antiprotonen, Positronen Satellit: Fermi 0 0 c1 c1 g, p, e, n,... DM-Annihilation im galaktischen Zentrum, in CDM sub-halos ISS: AMS-02 e + _ p Antiprotonen, Positronen: - Ablenkung im galaktischen B-Feld - Energieverluste (e + : lokale Umgebung) - wenig Untergrund (Antiprotonen) & klares Signal (e/m) - Erdatmosphäre schirmt p und e + ab: Satelliten mit B-Feld (GeV) G. Drexlin VL12

21 DMA: Gammas g 0 0 c1 c1 g, p, e, n,... DM-Annihilation im galaktischen Zentrum, in CDM sub-halos Gammaquanten: g - zeigen zurück zur Quelle - kein Energieverlust - keine Ablenkung im B-Feld - Energieverteilung bis m(c) - Erdatmosphäre schirmt g s ab: Satelliten (GeV) & Cerenkov-Teleskope (TeV) G. Drexlin VL12

22 DMA: Gammas extra-galaktisch: gute Statistik diffuser Untergrund galaktisches Zentrum: sehr gute Statistik zahlreiche Quellen galaktischer Halo: gute Statistik diffuser Untergrund G. Drexlin VL12

23 DMA: Gammas E > 10 GeV ~500 Quellen DMA? Geminga Vela Crab Galaxis: 38 g/cm 2 Atmosphäre: 1000 g/cm 2 GeV 3C454 3 TeV G. Drexlin VL12

24 E 2 Fluss (GeV cm -2 s -1 sr -1 ) Gammas aus WIMP Annihilationen ~ ~ Neutralino-Annihilation c 0 c 0 qq : im Rahmen der Quark- Fragmentierung entstehen ~30-40 Gammas (GeV-Energien) Gammaspektrum ist abhängig vom Annihilationskanal ( bb, ZZ) _ Spektren für _ m(c 0 ) = 100 GeV bb M = 100 GeV W + W - t + t - _ cc - Zerfallskanäle abhängig von: a) WIMP-Masse M(c 0 ) b) WIMP-Flavouranteile (Bino, Wino, Higgsino) Z 0 Z g-energie (GeV) - c 0 -Zerfälle in leichte Quarks u,d, (und masselose g s) sind generell (helizitäts-) unterdrückt G. Drexlin VL12

25 Zählrate # Gammas / 4 Jahre Goldenes WIMP Signal das goldene WIMP Signal monoenergetisches g-liniensignal bei E g = M(c 0 ) aus seltenem Zerfallsprozess c 0 c 0 gg c 0 c 0 gg Linie ist stark unterdrückt, da neutrale Teilchen nicht direkt an Photonen koppeln (nur via Loops) WIMP Signal 10 3 cc gg Linie diffuser extragalaktischer Untergrund SUSY Parameterraum G. Drexlin VL12 Gamma-Energie (GeV) Gamma-Energie (GeV)

26 Fermi-Gamma-Observatorium Fermi-g-Observatorium - Messprinzip: Paarkonversion - Nachfolger des Compton-GRO mit vielen wesentlichen experimentellen Verbesserungen: - größere effektive Fläche - bessere Winkelauflösung - höhere g Energien Fermi-Parameter Datennahme seit Mitte 2008 Flughöhe 560 km Dimensionen 2.8 m(h) 2.5 m(ø) Gewicht 4.3 t g-energieintervall 20 MeV 300 GeV effektive Fläche 1 m 2 Winkelauflösung ~ 1 LAT G. Drexlin VL12

27 Fermi Large Area Telescope LAT LAT: große Fläche zu jedem Zeitpunkt abgedeckter Raumwinkel dw ~ 20% - Abdeckung von 4p alle 3 Stunden - 16 einzelne Türme einzelner Turm g g-konversion (16 W-Folien) Si-Strips (Spuren) Gamma-Richtung e - e + Kalorimeter (8.6 L 0 ) CsJ-Kristalle Gamma-Energie Antikoinzidenz G. Drexlin VL12

28 Ereignisse / 1 1 Fermi Resultate nach 3.7 Jahren Datennahme von 8/2008 4/2012: Himmelskarte GeV - mehr als 500 Punktquellen aus den Daten entfernt Definition von ROIs (Regions-Of-Interest) um das galaktische Zentrum R3-3 / R16-16 / R41-41 um das galaktische Zentrum - Likelihood-Analysen zur Suche nach Linienquellen G. Drexlin VL12

29 95%CL Limit Fluss F g (cm -2 s -1 ) Fermi Resultate nach 3.7 Jahren Datennahme von 8/2008 4/2012: Himmelskarte GeV - keine signifikante g-linie in den Gesamtdaten 10-8 beobachtetes erwartetes 68% CL 95% CL Limit R16-Resultate (3.7 Jahre) GeV? E g (GeV) - schwache Hinweise auf Line bei E g = 133 GeV (besonders bei R3) - Signal tritt auch auf (aber schwächer) in Richtung des Erdhorizonts! - bisherige Signifikanz s (je nach Analyseintervall & Modell) G. Drexlin VL12

30 Gammafluss (TeV -1 cm -2 s -1 ) DMA: Cherenkov-Teleskope & Fermi IACTs: ideale Sensitivität für hohe g-energien: 10 GeV - multi-tev-bereich 10 0 MeV/GeV: Satelliten TeV: IACTs 10-5 Fermi MAGIC Energie (TeV) H.E.S.S G. Drexlin VL12

31 DMA-Suche mit Cherenkov-Teleskopen Suche nach TeV-Gammas aus DMA im galaktischen Zentrum (GC) - galaktisches Zentrum: zahlreiche Untersuchungen im Radiobereich, IR-Bereich, supermassives Schwarzes Loch (SMBH) mit M - zahlreiche Quellen kosmischer Strahlung (SNR, Pulsare, ) H.E.S.S. GC Gesichtsfeld: G. Drexlin VL12

32 H.E.S.S. galaktisches Zentrum im TeV Licht HESS beobachtet ein klares TeV g Signal vom Ort des galakt. Zentrums Sgr A* nach Abzug dieser Quelle werden Regionen mit TeV-g s sichtbar: die g s entstehen durch Wechselwirkungen von Protonen & Molekülwolken G. Drexlin VL12

33 H.E.S.S. galaktisches Zentrum im TeV Licht Suche nach monoenergetischer DMA-Linie von TeV im zentralen 1 um galaktisches Zentrum (ohne galaktische Ebene) über t = 112 h in innersten Bereichen des galakt. Zentrums erhöhte Rate an hochenergetischer kosm. Strahlung durch: Supernova- Explosionen erhöhte Aktivität des zentralen SMBHs Phänomenologische Beschreibung des Energiespektrums (kein Signal) G. Drexlin VL12 Gesamtuntergrund G(x) sim. 2 TeV g-linie (MC) P(x) 1 10 Gamma-Energie (TeV)