Hauptseminar 2011: Der Urknall und seine Teilchen Indirekter Nachweis Dunkler Materie

Hauptseminar 2011: Der Urknall und seine Teilchen Indirekter Nachweis Dunkler Materie Daniel Schuckardt 9. Juli 2011 Inhaltsverzeichnis 1 Einleitung und Motivation 2 1.1 Entdeckung der Dunklen Materie (DM)................... 2 1.2 Baryonische und nicht baryonische Dunkle Materie............. 2 2 Grundlagen für den indirekten Nachweis DM 3 2.1 Was bedeutet indirekt?............................ 3 2.2 Dunkle Materie Kandidaten.......................... 3 2.2.1 Das LSP................................. 3 2.3 Entkopplung (freeze out)............................ 3 2.4 Annihilation................................... 4 3 Methoden für den Indirekten Nachweis 5 3.1 Verteilung der Dunklen Materie........................ 5 3.2 Neutrinos.................................... 6 3.2.1 ANTARES............................... 6 3.2.2 Fazit Neutrinos............................. 7 3.3 kosmische Strahlung.............................. 7 3.3.1 PAMELA................................ 7 3.3.2 Positronen................................ 8 3.3.3 Antiprotonen.............................. 9 3.3.4 Fazit PAMELA............................. 9 3.4 Gammastrahlung................................ 9 3.4.1 EGRET/FERMI LAT......................... 10 3.4.2 Substruktur............................... 11 3.4.3 Fazit EGRET/FERMI......................... 11 4 Fazit für den indirekten Nachweis DM 11 1

1 Einleitung und Motivation 1.1 Entdeckung der Dunklen Materie (DM) Schon im Jahr 1933 elen dem schweizer Astronom Fritz Zwicky bei der Beobachtung des Coma Clusters Diskrepanzen zwischen sichtbarer und wirkender Masse auf. Die äusseren Galaxien kreisten viel zu schnell um das Zentrum um allein durch sichtbare Materie gebunden zu bleiben. Er bezeichnete die fehlende Masse als Dunkle Materie. Das Problem wurde später wieder aktuell, als auch aus Rotationskurven von Galaxien und dem neu angewandten Gravitationslinseneekt deutlich wurde, dass in groÿräumigen Objekten (Galaxien, Cluster) Masse fehlt. D.h. dass nicht ausreichend sichtbarer Materie vorhanden ist. 1.2 Baryonische und nicht baryonische Dunkle Materie Die zunächst sinnvollste Erklärung waren massive Objekte die wenig bis überhaupt kein Licht abstrahlten und so kaum zu endecken sind. Der allgemeine Name für solche Objekte, wie z.b. erloschene Sterne oder Sterne, bei denen die Kernfusion nie gezündet hatte (braune Zwerge), ist MACHO (Massive Astrophysical Compact Halo Objects). Allerdings ist die Baryonische Materiedichte (also v.a. Protonen und Neutronen) begrenzt. Die immer genaueren Messungen der kosmischen Hintergrundstrahlung, insbesondere des Winkels zwischen den gefundenen Temperaturuktuationen, geben einen direkten Hinweis auf die Baryonenund Gesamtmassendichte. Ausserdem scheint es nicht möglich, dass sich aus diesen geringen Fluktuationen ausreichend schnell Galaxien gebildet haben. Zum anderen ist auch die Häugkeit der leichten Elemente ein direkter Hinweis auf die Anzahl der Baryonen im frühen Universum (siehe Abbildung 1). Aus diesen beiden Messungen ergeben sich folgende Verhältnisse der Dichten zur kritischen Dichte: Ω B 0.045 Ω M Gesamt 0.27 (1) Abbildung 1: Einuss der Baryondichte auf Elementhäu- gkeit Wir können die Dunkle Materie, die etwa 27% der Energiedichte des Universums ausmacht, nicht mit unserem Standardmodell erklären. Es werden neue Teilchen aus Erweiterungen und Ergänzungen des Standardmodells (SM) benötigt. Solche Theorien existieren bereits und bieten auch interessante Kandidaten für die Dunkle Materie. Somit ist es nicht nötig extra für das DM-Problem neue Teilchen zu postulieren. 2

2 Grundlagen für den indirekten Nachweis DM 2.1 Was bedeutet indirekt? Im Rahmen dieser Zusammenfassung bezeichnet der indirekte Nachweis keine Erzeugung von DM an Beschleunigern oder das Beobachten von Streuereignissen von DM mit SM-Atomen. Es ist stattdessen die Beobachtung von Sekundärteilchen die z.b. bei Annihilationen erzeugt werden. Diese lassen dann Rückschlüsse auf die Ausgangsteilchen zu. 2.2 Dunkle Materie Kandidaten Man unterscheidet bei Dunklen Materieteilchen zwei Gruppen. Zum einen Heiÿe Dunkle Materie (HDM) und Kalte Dunkle Materie (CDM). Dies bezeichnet das Verhalten beider Bildung von Strukturen. HDM lässt kaum kleine Strukturen zu und erzwingt ein top-down Modell. Die Entstehung von kleinen Strukturen aus groÿächigen. Beobachtungen zeigen aber, dass es andersherum funktionieren muss (bottom-up), was nur durch groÿteils CDM zu erreichen ist Dies ist auch der Grund wieso relativistische SM Neutrinos (HDM), die zwar ansonst ideale Kandidaten wären, nur begrenzt zur DM Dichte beitragen können. Ihr Anteil an der Gesamtdicht ist aber dennoch mit dem der sichtbaren Sterne vergleichbar! Die wichtigsten der verbleibenden Kandidaten sind die sog. WIMPs (Weakly Interacting Massive Particle). Das sind schwere (mehrere Gev bis einige TeV) neutrale CDM Teilchen, die nur schwach mit anderen Teilchen wechselwirken. Zu dieser Gruppe zählt auch das leichteste neutrale SUSY Teilchen (LSP). 2.2.1 Das LSP Dieses Teilchen taucht in der Supersymmetrischen Ergänzung (SUSY) des Standardmodells auf. Es what die wichtigsten Eigenschaften eines DM Materie Teilchens: stabil durch R-Parität und LSP=leichtestes SUSY Teilchen neutral (Farbe und Ladung) Annihilation möglich und nur kleiner Wirkungsquerschnitt Da auch in der SUSY-Ergänzung die Massen der Teilchen freie Parameter sind, ist nicht ganz sicher was das leichteste ist. Aber der vielversprechenste Kandidat ist das Neutralino χ. Eine Superposition aus den Superpartnern des Photons (Photino), Z-Bosons (Zino) und zweier Higgs Bosonen. Seine Masse liegt im Bereich von 100GeV. 2.3 Entkopplung (freeze out) Im frühen Universum waren die Temperaturen noch so groÿ, dass auch schwerere Teilchen gebildet und im thermischen Gleichgewicht bleiben konnten. D.h. die Reaktion (A: SM- Teilchen) A + A χ + χ (2) 3

lief in beiden Richtungen gleichschnell ab. Die Anzahldichte des Neutralinos n χ (im Gleichgewicht n eq χ ) wird durch die Boltzmann-Gleichung bestimmt (< σv > ist der über alle T gemittelte Annihilationswirkungsquerschnitt): dn χ dt + 3Hn χ = < σv > ( n 2 χ (n eq χ ) 2) (3) Bei sinkender Temperatur ist die zu gering Energie um noch Neutralino Paare zu erzeugen. Ihre Dichte nimmt in dieser Phase propotional zu e mχ T ab. Im thermischen GG wären die Neutrolinos ausgestorben! Allerdings kann das thermische Gleichgewicht nur dann erhalten bleiben, wenn es oft genug zur Neutralino Annihilation kommt. Die Annihilationsrate wird aber durch die Anzahldichte bestimmt und diese ist von der Ausdehnung des Universums abhängig. Ist die Annihilationsrate im Bereich der Ausdehnungsgeschwindigkeit (Hubble Konstante H) Γ =< σv > H (4) Abbildung 2: Zusammenhang Wirkungsquerschnitts entkoppelt das Neutralino und seine mitbewegte Teilchendichte ist konstant. Wann dies geschieht und Dichte und somit die Dichte hängt genähert nur vom Annihilationswirkungsquerschnitt ab (2). Ω χ h 2 3 10 27 cm3 s < σv > Setzt man hier die z.b. mit WMAP gemessene DM Dichte ein, erhält man als Ergebnis < σv > 3 1026 cm3 s. Dies wird oft auch als WIMP-Miracle bezeichnet, da es gerade einem elektroschwachen Wirkungsquerschnitt im SM entspricht. 2.4 Annihilation Um Annihilationsprodukte beobachten zu können sollte es aber immer noch zu Annihilationen kommen, auch wenn sich das Universum ausgedehnt hat. Dies ist möglich da die lokale DM Dicht in Gravitationspotentialen von Galaxienhaufen o.ä. ansteigt und somit wieder eine Annihilation stattnden kann. Ein grober Wert ist etwa ein WIMP pro Kaeetasse. [5] Der wichtigste Annihilationskanal ist der über ein pseudoskalares Higgs, das anschlieÿen in ein SM Fermion-Antifermion Paar zerfällt. Der Zerfall über ein Z-Boson ist nur im Resonanzfall m Z m χ wichtig. (5) 4

Abbildung 3: mögliche Endprodukte Auch weitere Kanäle wie die Abstrahlung von W und Z-Bosonen oder der Austausch von SUSY Teilchen sind möglich. Bei einer Neutralino Masse um 100GeV dominiert der Zerfall in bottom Quark Paare. Solche bb Paare bilden durch das Connement ganze Hadronenjets. In diesen Jets entstehen am Ende stabile Teilchen wie hochenergetische Photonen (Gammastrahlung), Elektron, Protonen, Neutrinos und entsprechende Antiteilchen. Abbildung 3 zeigt eine schematische Zusammenfassung der wichtigsten Endprodukte, die alle für den indirekten Nachweis von Dunkler Materie dienen könnten. 3 Methoden für den Indirekten Nachweis Die zuvor aufgezeigten Annihilationsprodukte können alle nachgewiesen werden, entstehen aber nicht ausschlieÿlich bei der Dunklen Materie Annihilation (DMA). Man muss also ein mögliches Signal vom Untergrund unterscheiden können. Klar ist auch, dass die Intensität dieses Signal von der Verteilung der Dunklen Materie abhängen sollte. 3.1 Verteilung der Dunklen Materie Aus Simulationen und Rotationskurven kann man die DM Materie Verteilung extrapolieren. Ein favorisiertes Modell verteilt die DM in einem Halo mit dem galaktischem Zentrum in der Mitte und einem Abfall der Dichte 1. Es bekannt, dass DM klumpt, r 2 aber noch unbestimmt wie stark. Denn die Anzahl der Teilchen bleibt bie unterschied- 5

Abbildung 4: schematischer Aufbau von ANTARES lich starken Klumpungen gleich aber mögliche Signale werden durch die erhöte lokale Dichte intensiviert. 3.2 Neutrinos Auch wenn die SM Neutrinos selbst keine Kandidaten für die DM sind, so kann man mit ihnen dennoch einen indirekten Nachweis führen. Denn bei der DMA entstehen auch Neutrinos, v.a. durch die Hadronisierung der Quarks. Da DM Teilchen mit baryonischer Materie schwach wechselwirken können (siehe Vortrag: Direkter Nachweis DM), wird ihre Dichte in Gravitationspotentialen wie der Sonne ansteigen. Diese lokal erhöhte Dichte führt zu einer gesteigerten Annihilationsrate und somit zu einem Neutrinosignal aus einer bestimmten Richtung. Im Gegensatz zu geladenen Teilchen und Photonen durchdringen Neutrions die Sonne praktisch ungehindert. Auf der Erde könnte man dieses Signal mit groÿen Neutrinoteleskopen entdecken. Ein Beispiel hierfür ist ANTARES. 3.2.1 ANTARES ANTARES steht für Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch und ist ein solches im Mittelmeer 40km platziertes Neutrinoteleskop. Es besteht aus 900 Photomultipliern, die eine Fläche von ca. 0,1km 2 abdecken. Sie sind an 12 Kabeln in 2500m Tife verankert (Abbildung 4). Mit Hilfe dieser Photomultipliern sollen die bei Neutrino-Materie Stöÿen entstehenden Teilchen ausgemessen werden. Da bei Wechselwirkung mit hochenergetischen Neutrinos relativistische Teilchen entstehen, erfolgt der Nachweis über die Cerenkov-Strahlung. Hintergrundsignale erhält man durch Wechselwirkungen der kosmischen Strahlung mit der Atmosphäre, was allerdings durch das verwerfen von von oben kommenden Signalen reduziert werden kann. Die bekannte Neutrinoproduktion in der Sonne hingegen ist energetisch schwächer (MeV) als das erwartete Neutralinosignal (GeV). 6

3.2.2 Fazit Neutrinos Gibt es ein Modell für die Dunkle Materie so lässt sich die Dichte in der Sonne und somit der Neutrinouss bestimmen. Wird dieses Signal dann entdeckt, ist das eine erste Bestätigung. Findet man jedoch nichts, muss das Modell verworfen werden. Die bisherigen Neutrinoteleskope haben bisher noch keine ausreichende Empndlichkeit um den direkten oder indirekten Nachweis zu unterstützen. 3.3 kosmische Strahlung Anders als der Name vermuten lässt, besteht die kosmische Strahlung (engl: Cosmic Rays (CR)) aus geladenen Teilchen, gröÿtenteils Protonen. Diese werden im für uns interessanten Energiebereich bei etwa 1 300GeV vor allem durch Supernovae Explosionen und Stöÿe untereinander oder dem intergalaktischem Medium erzeugt bzw. freigesetzt. Die leichten e + und e verlieren schnell Energie durch Synchrotronstrahlung. Die Beschleunigung der Teilchen erfolgt insbesondere durch sich bewegende Magnetfelder (z.b. Schockwellen), die im Mittel die Energie der Teilchen erhöhen (Fermi Beschleunigung). Galaktische Magnetfelder sorgen auch dafür, dass diese Teilchen immer wieder ihre Richtung ändern. Eine Reise kann mehrere Millionen Jahre dauern und löscht Informationen über die Quelle. Die Eigenschaften der CR lässt sich nur lokal bestimmen, was uns über die Propagation innerhalb unserer Galaxie grÿteils im unklaren lässt. Neuere Forschungsergebnisse zeigen ausserdem, dass galaktische Winde Teilchen so weit in das Halo tragen können, dass eine Rückkehr zur Scheibe ausgeschlossen ist. Dies alles hat deutliche Auswirkungen auf die Suche nach DMA Signalen im Antimateriespektrum. Hier versucht man allerdings ein Signal über einem Untergrund zu nden der kaum verstanden ist. 3.3.1 PAMELA PAMELA (PAMELA = Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics) wurde 2006 ins All geogen um den Antimaterie Fluss zu bestimmen. Es ist ähnlich wie das AMS-02 Experiment aufgebaut und besteht im wesentlichen aus einem Spurdetektor mit Permanentmagnet und Silizium-Tracker und besitzt ein elektromagnetisches Kolariometer (Abb. 5). Mit diesem Aufbau ist es möglich Teilchen zu identizieren und ihre Energie zu messen. 7

Abbildung 5: PAMELA: Aufbau Abbildung 6: PAMELA: Positron Anteil 3.3.2 Positronen Das von PAMELA gemessene Positronspektrum zeigt einen deutlichen Überschuss ab ca. 10GeV. Abbildung 6 zeigt diesen Überschuss beim Positron Anteil (Verhältnis Fluss Positronen zu Positronen + Elektronen). GALPROP ist ein Moddel zur Berechnung der Propagation kosmischer Strahlung (ohne DM) und beschreibt die Daten, wie deutlich zu sehen, nur schlecht. Allerdings würde man diesen Überschuss aus der DMA eines 100GeV Neutrolinos eher bei niedrigeren Energien erwarten, da durch die Hadronisierung die Ruheenergie aufgeteilt wird. Aussedem ist bei er Betrachtung des Antiprotonen Spektrums keinerlei Abweichung vom Modell festzustellen. Die möglichen Erklärungen sind zahlreich, grundverschieden und könnten auch alle auf einmal zum Überschuss beitragen. Dunkle Materie, die bevorzugt in Leptonen zerfällt anisotrope Ausbreitung (unterschiedliche Propagation in Halo und Scheibe) Protonen fälschlicherweise als Positronen erkannt lokale Quellen wie ein Pulsar (schnell rotirrender Neutronenstern) Aktuelle Modelle zeigen, dass schon ein einzelner Pulsar (der auch existiert) den PAME- LA Überschuss vollständig erklären könnte. 8

3.3.3 Antiprotonen Betrachtet man den Antiprotonenuss (Abb. 7), so wird er zwar vom GALPROP Modell erklärkt, lässt aber noch Raum für Interpretation. Es ist bekannt, dass GALPROP die CR nicht komplett beschreibt. Ausserdem hat das Antiprotonen Spektrum, das von der DMA erwartet wird, eine identische Form wie der Untergrund. Es ist also möglich, dass das DM Signal einfach versteckt ist und wir es nicht als Überschuss erkennen. Abbildung 7: PAMELA: Antiprotonen Fluss 3.3.4 Fazit PAMELA PAMELAs Ergebnisse können zwar als DM Signale interpretiert werden, lassen aber keine eindeutige Schlüsse zu. Da der Untergrund und Propagationsmodelle nicht ausreichend gut bekannt sind, lässt sich viel spekulieren. So gab es zu PAMELAs Positronüberschuss über 150 Veröentlichung zum Nachweis DM. Allerdings kann auch eine normale Astrophysikalische Quellen wie ein Pulsar alles erklären. D.h. PAMELA kann bisher noch keine Erklärung der DM liefern. 3.4 Gammastrahlung Im Gegensatz zur kosmischer Strahlung besteht Gammastrahlung aus hochenergetischen Photonen, die nicht in galaktischen Magnetfeldern abgelenkt werden. Somit zeigt sie direkt auf ihre Quelle. Das kann ein einzelnes Objekt (Punktquelle) oder ein ganzer Bereich sein. Diese diuse Gammastrahlung erwartet man auch von DMA. Das interessante an Gammastarhlung aus DMA ist, dass die Intensität proportional zur Dichte ins Quadrat (I nχ 2 ) ist. Aus einer Messung der diusen Gammastrahlung kann man so auf die DM Verteilung schlieÿen. Allerdings gibt es natürlich auch hier Untergrund. Zum einen Punktquelle, die sich aufspüren und herausschneiden lassen (Abb. 8), und den diusen Hintergrund der durch Wechselwirkungen der CR verursacht wird. Das sind insbesondere die Inverse Comptonstreuung, Bremstrahlung und durch Proton-Gas Streuung entstehende π 0 s. Diese zerfallen dann in zwei γs und bilden den wichtigsten Anteil des Untergrunds. Das Aussehen dieses Spektrums ist durch xed target Experimente (p H-Gas) auf der Erde allerdings sehr gut bekannt. Ähnliches gilt auch für das Spektrum der DMA. Auch hier entstehen in den bb-jets π 0 s die in Photonen Zerfallen. Wie diese bb-paare entstehen ist unerheblich, weshalb das Spektrum der Jets z.b. am LEP durch e + e -Kollisionen schon oft und genau ausgemessen wurde. D.h. Wir wissen wie unsere Spektren aussehen müssen, kennen aber ihre Intensität nicht genau, da hier wieder ein genau Kenntnis der CR benötigt wird. 9

Abbildung 8: diuse Gammastrahlung 3.4.1 EGRET/FERMI LAT EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) und das FERMI LargeArea Telescope(LAT) sind Teile von Satelliten zur Messung der Gammastrahlung von 30MeV 30GeV. EGRET wurde schon 1991 gestartet, FERMI erst 2008. Bei beiden wird die Spur von Elektron/Positron Paaren verfolgt, die bei Paarbildung entstehen, um die Einfalsrichtung zu bestimmen und anschlieÿend in einem Kalorimeter die Energie zu vermessen. Abbildung 9: EGRET: Gammastrahlen Fluss Die Ergebnisse von EGRET zeigen einen Überschuss ab einer Energie von ca. 1GeV über dem CR Hintergrund. Um Untergrund und mögliches DMA Signal ohne genaue Kentnis der Intensität an die Messdaten zu tten, bedient man sich einer Data Driven Analysis. Hierfür muss nur die Gestalt der beitragenden Anteile bekannt sein. Man ändert dann die Normierung solange ab, bis eine Übereinstimmung mit dem Messergebnis erreicht ist. Somit bestimmen die Daten die Intensität der Signal selbst und der Fit wird nahezu modellunabhängig. Ein weiterer deutlicher Vorteil ist, dass man auf diese Art und Weise auch die Verteilung von DM bestimmen kann! Wendet man die Daten auf die EGRET Ergebnisse an, erhält man die besten Ergebnisse für ein zusätzliche Neutralino Komponente mit 50 70GeV Masse (Abb. 9). Die Messungen von FERMI zeigen zwar einen geringeren Überschuss, sind aber noch mit der EGRET Interpretation zu vereinbaren. 10

3.4.2 Substruktur Ein DMA Signal sollte in vgerschiedenen Richtungen nur durch seine Intensität, nicht aber in seiner Gestalt unterscheiden. Ausserdem muss die Intensität der DM Verteilung folgen. Dies ist fast überall gegeben, nur innerhalb der galaktischen Scheibe gibt es Abweichungen. Diese lassen sich jedoch durch DM Ansammlungen in ringähnlichen Strukturen mit 4 und 14kpc Radius erklären. Sie würden ausserdem für die erhöhte Anssamlung von Gas und Staub in diesen Bereichen und für die Ausbeulungen der Rotationskurve eine Erklärung liefern. Entstanden sind diese Ringe wohl durch Zwerggalaxien die durch Gezeitenkräfte zerissen wurden. 3.4.3 Fazit EGRET/FERMI Der mit EGRET gefundene Überschuss weist die wichtigsten Eigenschaften eines DM Signals auf. in allen Richtungen dieselbe Gestalt folgt DM Verteilung Somit haben wir Indizien für DM Materie die aus Neutralino mit ca. 60GeV Masse besteht, allerdings noch keinen eindeutigen Nachweis. Witere Bestätigungen aus anderen Methoden sind nötig. Vor allem die FERMI Ergebnisse zeigen zumindest ausserhalb der Scheibe eine deutliche Diskrepanz zu den EGRET Messungen. Eine mögliche Erklärung ist eine unzureichende Kalibration von EGRET. 4 Fazit für den indirekten Nachweis DM Vor allem Aufgrund der groÿen Unsicherheit bezüglich des Untergrundes, ist eine eindeutige Interpretation der bisherigen Messergebnisse schwierig. Es gibt zwar Hinweise aber noch keine wirklichen Nachweise. Um zu konkreten Ergebnissen zu kommen benötigt man genauere und mehr Messungen. All das erhot man sich vom AMS-02 Experiment, das seit Mai 2011 auf der ISS stationiert ist und Daten nimmt. 11

Literatur [1] Ariel Bergstroem, Lars ; Goobar. Cosmology and particle astrophysics. Springer- Praxis books in astronomy and planetary science. Springer, Berlin, 2. ed., repr. and issued in paperback edition, 2006. [2] Gianfranco Bertone. The moment of truth for wimp dark matter. Nature 468:389-393,2010, 2010. [3] PAMELA Collaboration. Pamela results on the cosmic-ray antiproton ux from 60 mev to 180 gev in kinetic energy, 2010. [4] W. de Boer. Indirect dark matter signals, 2008. [5] W. de Boer. Vorlesung Einfuehrung in die Kosmologie. WS 10/11. [6] Wim de Boer. Indirect dark matter searches in the light of atic, fermi, egret and pamela, 2009. [7] Jean-Pierre Ernenwein. Indirect dark matter search with the ANTARES neutrino telescope. PoS, IDM2008:036, 2008. [8] Iris Gebauer. An Anisotropic Model for Galactic Cosmic Ray Transport and its Implications for Indirect Dark Matter Searches. PhD thesis, 2010. [9] Heinrich J. ; Wisotzki Lutz Weigert, Alfred ; Wendker. Astronomie und Astrophysik : ein Grundkurs. Lehrbuch Physik. Wiley-VCH, Weinheim, 5., aktualisierte und erw. au. edition, 2010. 12