Wimp-Teilchen

Hauptseminar Dunkle Materie in Teilchen- und Teilchenastrophysik
WIMP-Teilchen
Auf der Suche nach Cold Dark Matter mit
astrophysikalischen Experimenten
Pierre Sauter, 28.06.2005
SS 05
Übersicht
Was sind WIMPs ?

Warum Cold Dark Matter / WIMPs ?

Kandidaten

Die Erde im WIMP-Teilchenstrom
Astrophysikalische Experimente

Direkte Nachweismethoden



DAMA
CDMS
Indirekter Nachweis über Reaktionsprodukte
Ausblick
WIMP-Teilchen
2
Was sind WIMPs ?
Weakly Interacting Massive Particles

Nur schwache Wechselwirkung
⇒
dunkel

Schwere Teilchen
⇒
kalt
⇒

Kalte Dunkle Materie
Wimp: engl. Schwächling ( ⇔ MACHO)
WIMP-Teilchen
3
Warum WIMPs ?
Warum brauchen wir Cold Dark Matter ?

Eigenschaften der Galaxien können nicht durch sichtbare
Materie erklärt werden
(Kinematik, Masse/Leuchtkraft-Relation, …)
⇒

Dunkle Materie
Unterscheidung zwischen Hot Dark Matter (HDM) und
Cold Dark Matter (CDM) je nach Geschwindigkeit beim
Entkoppeln von Strahlung und Materie
(relativistisch ⇔ nicht-relativistisch)
WIMP-Teilchen
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Warum WIMPs ?

Leichte Neutrinos als wahrscheinlichste Kandidaten für HDM
können nur maximal 1,5% zur Masse im Universum
beitragen (WMAP)

Strukturbildung im frühen Universum nicht erklärbar durch
HDM (bottom-up Modell, Jeans-Länge R ∝ T )

Es kann also nur CDM für den Großteil der nicht
J

M
sichtbaren Materie im Universum in Frage kommen

MACHOs als CDM-Vertreter scheiden als
Hauptverantwortlicher aus (Theorie der Nukleosynthese)
Deshalb nicht-baryonische CDM (WIMPs)
WIMP-Teilchen
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Mögliche Kandidaten


Neutralinos

Lightest Supersymmetric Particle (LSP)

45 GeV <
< 3 TeV
Axion



mχ
Ergibt sich aus Theorie zur Lösung des CP-Problems der starken WW
Sehr kleine Masse ( << 1 eV )
Schwere Neutrinos

Zusätzliche Neutrino-Flavours zu den bereits bekannten (e,µ,ν)

Masse > 45 GeV
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Die Erde im Wimp-Teilchenstrom

Wimps als Gas in der Galaxie mit zufälliger Bewegungsrichtung
(keine Co-Rotation)

Bewegung des Sonnensystems und der Erde relativ zur Galaxie
mit 230 km/s und 30 km/s

Resultierende jährliche (tägliche) Modulation des Signals sollte
messbar sein (+/- 6,5% für die jährliche)
WIMP-Teilchen
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Astrophysikalische Experimente
Direkter Nachweis im Labor

Elastische Streuung der Wimps an
Targetkernen (ähnlicher Masse)

Möglichst exakte Messung der
Rückstoßenergie

Annahmen über WIMPs
v 0≈230 km/ s
3
ρ≈0,3GeV /cm

Damit Bestimmung des Wirkungsquerschnitts
σ m χ  und Vergleich mit theoretischen
Modellen
WIMP-Teilchen
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Direkter Nachweis

Sehr geringe Reaktionsrate erwartet
( < 1 pro kg Targetmasse pro Tag )

Bedingungen für sinnvolle Experimente:




Abschirmung des Untergrundrauschens (kosmische Strahlung)
Möglichst große Target-Anzahl
Kleine Auslöseschwelle des Detektors ( im keV – Bereich )
Drei prinzipielle Methoden zur Messung von ER



Wärme (Phononen)
Licht (Szintillation)
Ladung (Ionisation)
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Direkter Nachweis
WIMP-Teilchen
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DAMA
DArk MAtter

Läuft seit 1996 in einem Tunnel in Gran Sasso, Italien

1400 m Fels reduzieren kosmische Strahlung auf 1/1000000

100 kg NaI als Detektor

Messung von ER durch Szintillation

Vorteile



Bekanntes und erprobtes Messverfahren
Niedrige Radioaktivität des Targetmaterials
Modulation sollte erkennbar sein
⇒ Unterscheidung zwischen WIMPs und anderen Teilchen
WIMP-Teilchen
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DAMA
WIMP-Teilchen
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DAMA
Ergebnisse

Signal mit jährlicher Modulation gefunden

mχ ≈ 52 GeV
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DAMA
Zählrate –
Untergrund
Time (day)
Erlaubter Bereich
mit 3 σ C.L.
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CDMS
Cryogenic Dark Matter Search

Experimente in Stanford und Soudan, Minn. ( - 713 m)

Kombination von Phononen- und Ladungsmessung

Zwei Materialien, Si und Ge ermöglichen Unterscheidung
von Neutronen und WIMPs

Aufwendige sog. ZIP-Detektoren
(Z-sensitive Ionisation and Phonon-mediated)



Betrieb bei sehr geringen Temperaturen (10 mK)
Ausschluss von Oberflächen-Rückstößen (harte Photonen)
xy-Positionsbestimmung eines Rückstoß-Events
( durch Messung von Laufzeitunterschieden an den 4 verschiedenen
Phonon-Kanälen )
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CDMS – ZIP-Detektor

Messung der Ionisation durch Bildung
von Elektron-Loch-Paaren im Halbleiter
und „Absaugen“ durch angelegte
Spannung

Phononen erzeugen im Supraleiter (Al)
durch Aufspaltung von Cooper-Paaren
Quasiteilchen, die im Transition-Edge
Sensor gemessen werden (über 1000
Wolfram TES)
Hervorragende Puls-, Energie- und ZeitAuflösung

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CDMS

Turm mit 6 Zip-Detektoren (4x Ge, 2x Si)

WIMP sollten geradlinig durch alle
Detektoren fliegen

Monte-Carlo Simulation des NeutronBackgrounds

Nach mehreren Jahren Laufzeit kein
WIMP gemessen, aber der
auszuschließende Bereich im EnergieWirkungsquerschnitt-Diagramm ist größer
geworden
WIMP-Teilchen
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Ausschlussplot
Ergebnis von CDMS und
Anderen:
DAMA-Bereich kann
ausgeschlossen werden
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Indirekte Experimente
Teilchen-Antiteilchen-Vernichtung von Dunkler Materie

Akkumulation in Gravitations-Potentialen (z.B. Sonne, Erde)

Vernichtung innerhalb des Halos

Mögliche Reaktionsprodukte könnten auf der Erde oder im
Orbit gemessen werden:



Hochenergetische Sonnenneutrinos
Aufwärts fliegende Myonen aus der Erde
Gammastrahlung (Verstärkung des Hintergrunds)
oder Antiprotonen aus dem Halo
WIMP-Teilchen
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Indirekte Experimente
Laufende Experimente:

Antares ( Neutrinoteleskop am Meeresboden )

AMANDA (Myonen, Südpol)

HESS / MAGIC ( Gammastrahlenteleskope auf der Suche
nach Cherenkov-Licht )

AMS ( Weltraum-Teilchendetektor )

GLAST / EGRET ( Gammastrahlenteleskop an Bord von
Satelliten )
Bis jetzt noch kein Hinweis auf Dunkle Materie !
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Ausblick

Neue Generationen von Detektoren in Arbeit:




LIBRA: DAMA-Nachfolger mit 250 kg NaI
CDMS II: 100x Sensitivität durch mehr Detektortürme und bessere
Abschirmung
(Zukunftstraum 1 Tonne CryoArray)
PAMELA (2004), AMS II (2005), GLAST (2006), …
Mögliche Bestätigung der Theorien für Dunkle Materie
durch neue Generation von Beschleunigern (z.B. LHC 2008)
…oder auch nicht …
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