Dunkle Materie - Server der Fachgruppe Physik der RWTH Aachen

Dunkle Materie
Grundlagen & Experimentelle Suche!
Tim Niels Plasa
26.06.2003
SS 2003
Zurück zur ersten Seite
Der Rote Faden
„
„
„
„
Warum soll dunkle Materie
existieren?
Woraus könnte die dunkle Materie
bestehen?
Einige Experimente und ihre
Ergebnisse
Ausblick für die folgenden Jahre
Tim Niels Plasa
2
Zurück zur ersten Seite
25
Tim Niels Plasa
3
70
Zurück zur ersten Seite
4
0.27
Nicht-baryonische DM
3
Tim Niels Plasa
4
Zurück zur ersten Seite
MASSE (g)
Radius (cm)
Dichte(g/cm-3)
Jupiter
2*1030
6*105
2,3
7*1010
1,4
Sonne
2*1037
Rote Riesen
(2-6)*1034
2*1014
(4,8-14,3)*10-3
Weisser Zwerg 2*1030
1*108
5*108
Neutronenstern 3*1033
1*106
7*1014
glob. Cluster
1,2*1039
1,5*1020
8,5*10-23
offenes Cluster 5*1035
3*1019
4,4*10-24
Spiralgalaxie
2*1044-45
(6-15)*1022
(14-22)*10-26
elliptische Galaxi 2*1043-45
(1,5-3)*1023
(0,4-1,8)*10-26
Universum
7,5*1055
1*1028
8*10-29
Kritische Dichte = 3H02/8pG = 11 p/m3
NGC = Neuer galaktischer Katalog
1pc = 3,1*1018cm
1 rad = 57,3°
Tim Niels Plasa
5
Zurück zur ersten Seite
CDM = kalte dunkle Materie
nichtrelativistische Bewegung im Zeitalter der
Galaxienentstehung
HDM = Heiße dunkle Materie
relativistische Bewegung während der
Galaxienentstehung
Tim Niels Plasa
6
Zurück zur ersten Seite
Warum ist dunkle
Materie notwendig?
„
„
„
Rotationskurven von Galaxien
Messungen des Cobe und WMAPSatelliten (Geometrie des Universums)
Galaxienclusterdynamik
Tim Niels Plasa
7
Zurück zur ersten Seite
COBE & WMAP
7°
Akkurate Messungen
der CBR anisotropen
Erscheinungen
Ωtot
= 1,02 ± 0.02
Ω Λ
= 0.73 ±0.04
Ω M
= 0.27 ±0.04
1°
Tim Niels Plasa
Ω baryonic
= 0.04 ±0.004
Ω non baryonic
= 0.23 ±0.04
8
Zurück zur ersten Seite
Wie kommt man auf die Massenverteilung ?
Kritische Dichte = 3H0/8πG = 11 p/m3
Ω Sterne = 0,005 - 0,01
Abzählen von Sternen
Nukleosynthese
0,0095< Ω Bary<0,023
Dunkle Materie in Halos (Rot.kurven) Ω H>0,1
Relativbewegung der Galaxien
Ω Ma>0,3
Ausbildung großer Strukturen
Ω Ma>0,3
Supernova + Hintergrundstrahlung
Ω tot = 1,02 ± 0,02
Tim Niels Plasa
Ω Λ= 0,73 ± 0,04
9
Zurück zur ersten Seite
Dunkle Materie in Galaxien
- Galaxienbildung in bestimmter Reihenfolge
(top-down Szenario)
- Dunkle Materie in Halos
- Baryonische Materie im Kern und in Scheibe
- Was können wir über die Struktur der Halos sagen?
Tim Niels Plasa
10
Zurück zur ersten Seite
Scheibengalaxien machen etwa 20 - 30% der Galaxien
aus und eignen sich zum Beobachten der Eigenschaften
der dunklen Halos - es handelt sich um flache Systeme,
deren Rotation gegen die Gravitation gegensteuert.
Tim Niels Plasa
11
Zurück zur ersten Seite
NGC 4414 -->
Tim Niels Plasa
NGC 891
Eine Spiralengalaxie
<---
12
Zurück zur ersten Seite
km
/s
kpc
Die Rotationskurven der Spiralgalxien
Meistens rotieren sie nicht gleichmäßig - es gibt eine Varianz der
Rotationskurven abhängig von ihrer Leuchtverteilung.
Dies hier sind zwei Extremfälle:
Links: Typisch für Scheiben geringerer Leuchtkraft
Rechts: Charakteristisch für hohe Leuchtkraft (wie die Milchstraße)
Zurück zur ersten Seite
Was hält die Scheibe im Gleichgewicht ?
Der Hauptanteil der kinetisch Energie ist in der Rotation
In der radialen Richtung sorgt die Gravitation für die radiale
Beschleunigung, die für die fast kreisförmige Bewegung
der Sterne und des Gas verantwortlich ist.
In der vertikalen Richtung gleicht sich die Gravitation mit dem
vertikalen Druckgradienten (der mit der zufälligen Bewegung
der Sterne in der Scheibe zusammenhängt) aus
Tim Niels Plasa
14
Zurück zur ersten Seite
Das radiale Gleichgewicht der Scheiben
Mit der Newtonschen Mechanik kann man die Masse
innerhalb eines bestimmten Radius bestimmen.
wobei M(R) die eingeschlossene Masse im Radius R ist.
Die Form von V(R) kann unterschiedlich sein.
Für große Spiralgalxien wie der unseren, ist V(R)
normalerweise flach, sodass die eingeschlossene
Masse im sichtbaren Bereich M(R) ∝R^2
15
Zurück zur ersten Seite
Tim Niels Plasa
16
Zurück zur ersten Seite
Tatsächliche Beobachtungen!
NGC 3198
Distanz: 9,2 Mpc
Scheibenlänge:2,7 kpc
Größter Radius: 30 kpc
Maximale Geschwindigkeit: 157 km/s
M(HI): 4,8 (109Sonnen)
M(tot): 15,4 (1010Sonnen)
M(dunkle M.): 4,1 (1010Sonnen)
M(Halo): 1,9 (1010Sonnen)
17
Zurück zur ersten Seite
Galaxie im
sichtbaren Bereich
Galaxie im
Radiobereich
Tim Niels Plasa
21cm
18
Zurück zur ersten Seite
Das erwartete V(R) von Sternen und
Gas fällt unter der beobachteten
Rotationskurven in den äußerenTeilen der Galaxie.
Dies gilt für fast alle Spiralgalaxien
mit den viel zu hohen Rotationskurven!
Wir fassen zusammen, dass die leuchtende Materie die Geschwindigkeit innerhalb eines kleinen Radius dominiert, aber
über diesem Radius erhält das dunkle Halo stark an Einfluss.
Tim Niels Plasa
19
Zurück zur ersten Seite
Maximale Scheibe
minimales Halo
Minimale Scheibe
maximales Halo
Tim Niels Plasa
20
Begeman 1987
Zurück zur ersten Seite
Für die Zerlegung von NGC 3198 wurde das stellare M/L
Verhältnis als größtmöglich angenommen; ohne Bezug zu
einem hohlen dunklen Halo - dies nennt man eine “maximum disk”
Dark matter
(minimum halo) Zerlegung.
halo
Mehr als 1000 Galaxien sind auf diesem Wege analysiert
worden - die Zerlegung sieht oft so aus wie für
NGC 3198, mit vergleichbaren Peaks für die
Geschwindigkeitsverteilungen von der Scheibe und
dem dunklen Halo.
Es wird angenommen, dass dies schließlich
teilweise auf die adiabatische Kompression des
dunklen Halo durch die Baryonen zurückzuführen ist, wenn Sie sich zusammenziehen, um
die Scheibe zu formen.
Das
Dasdunkle
dunkleMaterie
Materie
Halo
Haloist
istnotwendig
notwendigum
um
die
dieRotationskurven
Rotationskurvenzu
zu
erklären!
erklären!
21
Zurück zur ersten Seite
Galaxie separat - Galaxiecluster
Parameter für dunkle Halos(Dichte, Geschwindigkeitsverteilung, Form...)
Seit etwa 1985 haben die Beobachter Modelle dunkler Halos
entwickelt, denen ein Kern mit konstanter Dichte zugrunde liegt.
Bei den gewöhnlichen Modelle gibt es eine
Isothermale Sphären
mit einem gut definierten Kern-Radius und zentraler Dichte, wobei
ρ ∼ r -2
bei einem weiten Radius
=> dadurch wird V(r) ~ konstant wie beobachtet.
Zurück zur ersten Seite
Isothermale Sphäre
23
Zurück zur ersten Seite
Es gibt auch die pseudo-isothermale Sphäre
ρ = ρo {1 + (r / rc ) 2 } -1
Sie sind im Zentrum konstant dicht, mit ρ ∝r - 2
Benutzt man dieses Modell für den dunklen Halo von großen
Galaxien wie der Milchstraße, so findet man ρo ~ 0.01 Solarmassen pc -3 und rc ~ 10 kpc
CDM Simulationen produzieren immer wieder Halos, welche
im Zentrum zugespitzt sind. Dieser Sachverhalt ist seit den 80ern
bekannt (Navarro et al 1996 = NFW) bekannt mit der Dichteverteilung:
ρ = ρο (r / rs ) - 1 {1 + (r/rs)} - 2
Diese sind im Zentrum zugespitzt, mit ρ ∝r - 1
Zurück zur ersten Seite
NFW
Beispiel für etwa 60
leuchtschwache Galaxien
Optische Rotationskurven
teilen uns die Abnahme
der Dichte mit.
NFW Halos haben
α = -1
Flache Kerne haben
α=0
Verteilung der inneren Abnahme der Dichte ρ ~ r α de Blok et al 2002
25
Zurück zur ersten Seite
Man kann sagen, dass die Dichteverteilung der dunklen Halos
viel über dunkle Materie aussagt.
Zum Beispiel könnte die bewiesene Präsenz von cusps einige
dunkle Materie Partikel ausschließen (z.B. Gondolo 2000).
Vielleicht ist auch die Theorie der CDM falsch.
- mit sich selbst wechselwirkende dunkle Materie könnte ein
flaches Zentrum ρ(r) durch “heat transfer” in die kälteren zentralen
Gebiete ermöglichen. (-->Kernkollaps wie in globularen Sternhaufen)
(siehe Burkert 2000, Dalcanton & Hogan 2000)
Alternative:
Es gibt viele Wege zur Konvertierung von CDM cusps in
zentrale Kerne, sodass wir bisher keine cusps gesehen haben ...
26
Zurück zur ersten Seite
Kandidaten für die dunkle Materie
• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)
• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs),
Neutrinos & Axionen
• Neue Physik
Tim Niels Plasa
27
Zurück zur ersten Seite
• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)
• Geringe (sub- solare) Sternenmasse. Gewöhnliche baryonische
Zusammenstellungen.
• Gebrauch vom Gravitationslinseneffekt zum Studieren.
• Möglicherweise verantwortlich für 25% bis 50% der dunklen Materie
Tim Niels Plasa
28
Zurück zur ersten Seite
Woraus bestehen Machos?
• Braune Zwerge
• Neutronensterne
• Weiße Zwerge
• Planeten
Tim Niels Plasa
29
Zurück zur ersten Seite
Tim Niels Plasa
30
Zurück zur ersten Seite
Massive Compact Halo Objects –
MACHOs
•• Macho
Machoist
istnicht
nichtdirekt
direkt
zu
zusehen.
sehen.Aber
Aberes
eskann
kann
sich
sichzwichen
zwicheneinem
einem
Himmelskörper
Himmelskörperund
unduns
uns
bewegen.
bewegen.
•• MACHO
MACHO fungiert
fungiertdann
dann
als
alsGravitationslinse!
Gravitationslinse!
•• Das
DasLicht
Lichtkommt
kommt
verzerrt
verzerrtan,
an,im
im
Extremfall
als
Tim Niels Plasa
Extremfall
alsRing.
Ring.
α)
31
Zurück zur ersten Seite
Zum Gravitationslinseneffekt
Verformung des Hintergrunds durch “unsichtbare”
Materie im Vordergrund
Tim Niels Plasa
Ohne Macho
Mit Macho
32
Zurück zur ersten Seite
mag=Helligkeit
exponentiell
aufgetragen
Tim Niels Plasa
==>
33
Zurück zur ersten Seite
Dunkle Materie aus dem Teilchenzoo
• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs)
• Teilchen, die nicht aus dem Standard Modell kommen
- insbesondere Neutralinos
• Schwere (> 45GeV) neutrinoartige Teilchen von Eichtheorien.
Tim Niels Plasa
34
Zurück zur ersten Seite
Mögliche Erweiterung des
Standard Modells:
Supersymmetrie
Jedes Standard-Modell-Teilchen x hat einen
supersymmetrischen Partner ~
x
z.B.
electron
ÅÆ
neutrino
ÅÆ
gluon
ÅÆ
W boson
ÅÆ
selectron
sneutrino
gluino
Wino
Tim Niels Plasa
35
Zurück zur ersten Seite
Zugang zu den neuen
Teilchen?
Hochenergie Strahlen
CMS(LHC),
ATLAS
Kollisionsexperimente
Tim Niels Plasa
36
Zurück zur ersten Seite
Die
Die MSSM
MSSM –– Parameter
Parameter
µ
M2
mA
tan β
m0
Ab
At
-
Higgsino Massen Parameter
Gaugino Massen Parameter
Masse des CP-odd Higgs bosons
Verhältnis der Higgs Vakuum
Erwartungswerte
- skalarer Massen Parameter
- trilinear coupling, bottom sector
- trilinear coupling, top sector
Parameter
M2
m0 Ab/m0 At/m0
tan β mA
µ
Unit GeV
GeV
GeV GeV
1
1
1
1
0,1
114
-3
-3
Min -50000 -50000
Tim NielsMax
Plasa +50000 +50000
60 10000 3000
3
3
37
Zurück zur ersten Seite
Neutralino als
dunkle Materie
Nicht Baryonische kalte dunkle Materie Kandidaten
¾ SUSY WIMPs
Neutralino
( LSP : neutralino )
~
~0
~0
~
χ = a 1γ + a 2 Z + a 3 H 1 + a 4 H 2
2
Zg = N11 + N12
Kleinste Masse, lineare Superposition von
Photino, Zino, Higgsino
Verschiedene Implementierungen der MSSM führt zu diversen
σ χ−N
Tim Niels Plasa
Massenfenster:
38
60GeV <
mχ
< TeV
Zurück zur ersten Seite
2
Annahme χ ist im galaktischen Halo präsent!
• χ ist sein eigenes Antiteilchen => kann annihilieren und dabei
Gammastrahlung produzieren, Antiprotonen, Positronen….
• Antimaterie wird nicht in großen Mengen durch
_ Standardprozesse
gebildet (sekundäre Produktion durch p + p --> p + X)
• D.h., der zusätzliche Beitrag von exotischen Quellen (χ χ Annihilation)
ist ein interessantes Signal
_
• Produziert durch (eine Möglichkeit) χ χ --> q / g / Gauge Boson / Higgs
Boson und nachfolgenden Zerfall und/oder Hadronisation.
Zurück zur ersten Seite
DM Neutralino Suche
zWir schauen also nach Antiprotonen, Positronen,
Gammastrahlung, die durch WIMP Annihilation
entstanden ist.
χχ → WW , ZZ , γγ → e − , p − , d − , γ ,υ ,...
BESS, GLAST, ISS, AMS …
zWir schauen also nach hochenergetischen
Neutrinos als letzte Produkte von WIMP
Annihilation in den Himmelskörpern(Erde, Sonne)
SK, AMANDA, MACRO, …
zWie messen die nuklearen Rückstöße, die durch
die elastische Streuung der WIMPs an den
Detektoren entsteht.
DAMA, CDMS, Edelweiss, CRESST,
UKDMC...
Tim Niels Plasa
40
Zurück zur ersten Seite
Signale von WIMPs
Erdbewegung durch das Milchstraßenhalo erzeugt
asymmetrische charakteristische Verteilung der
WIMPs.
zErdorbitalbewegung um die
zSonne (15 km/s)
Jährliche Modulation der
WIMP Wechselwirkungsrate.
Tim Niels Plasa
41
Zurück zur ersten Seite
Tim Niels Plasa
42
Zurück zur ersten Seite
WIMP Dunkle Materie Annihilationen?
Erweiterungen zum Standard Modell der Teilchenphysik geben uns
also gute Kandidaten für galaktische dunkle Materie. Dies wäre dann
Simulated response to 50 GeV side-entering γ’s
eine völlig neue Form der Materie.
X
q
Glast-Simulation
Number of counts
Wenn das wahr ist, gibt es beobachtbare
Halo Annihilationen in monoenergetische Gammastrahlung.
oder γ γ oder Z γ Linen ?
q
Antiproton oder
Positron-Strukturen?
X
Energy (GeV)
- = Untergrund, - = Untergrund + Signal
Tim Niels Plasa
43
Zurück zur ersten Seite
Positronen
Positronen Signale
Signale von
von
Neutralinos
Neutralinos
Positron Quellenfunktion
r 2

ρ ( x)
dN f
r 1
Qe + (T, x ) = (σ ann v) χ  ∑ B f
2
dT
 mχ  f
σ=Vernichtungsquerschnitt
ρ=Dichte
ν=Geschwindigkeit
In die Difffusionsgleichung wird das galaktische Modell einbezogen:
Φinterstellar
(Te + )
e+
Die Positronen treffen auf den solaren Wind. Dies wird noch in die
Rechnung mit einbezogen.
ΦEarth
(Te + )
e+
Am besten schaut man nach Positronenzerfällen, e+/(e+ + e-) um die
Modulationseffekte zu minimieren.
Zurück zur ersten Seite
Messung der Höhenstrahlung
Tim Niels Plasa
45
mit
AMS
Zurück zur ersten Seite
Der
HEAT-ÜBERSCHUSS
_____________________________________________________
Man kann mit Ballons in großer Höhe Positronen
detektieren
Ergebnis: Es gibt mehr Positronen als angenommen
Wimp-Annihilation als partielle mögliche Erklärung
Tim Niels Plasa
46
Zurück zur ersten Seite
Tim Niels Plasa
47
Zurück zur ersten Seite
„
Es gibt Versuche den HEAT Überschuss mit
supersymmetrischer dunkler Materie zu erklären:
– Kane, Wang and Wells
Kane, Wang and Wang
χ + χ → W + + W −, χ + ν˜ → e + + W − , ν˜ + ν˜ → W + + W −, K
– de Boer, Sander, Horn and Kazakov,
χ + χ → W + + W −, K
– Baltz, Edsjö, Freese, Gondolo, PRD 65 (2002).
Tim Niels
χ + Plasa
χ →W
+
+ W −, K
48
Zurück
Zurück zur
zurersten
erstenSeite
Seite
Zusammenfassung
Zusammenfassung
„„
„„
„„
„„
Mit
MitStandard
StandardMSSM
MSSMund
undastrophysikalischen
astrophysikalischenAnnahmen
Annahmen
sind
sinddie
diePositron-Raten
Positron-Ratenin
inder
derRegel
Regelzu
zugering.
gering.
HEAT
HEAThat
hateine
eineStelle
Stellebei
bei~8
~8GeV,
GeV,die
diemit
miteinem
einemSignal
Signal
von
vonNeutralinos
Neutralinoserklärt
erklärtwerden
werdenkönnten.
könnten.
Aber
Aberder
derPeak
Peakkann
kanntrotzdem
trotzdemnicht
nichtvöllig
völligerklärt
erklärtwerden,
werden,
nicht
nichtmal
malmit
miteiner
einermonochromatischen
monochromatischenQuelle
Quellevon
von
Positronen.
Positronen.
Hier
Hiersind
sinddaher
daherweitere
weitereUntersuchungen
Untersuchungenin
inden
dennächsten
nächsten
Jahren
Jahrennotwendig!
notwendig!
Blois:
Blois:“I“Iwouldn’t
wouldn’tbet
betmy
mylife
lifesavings
savingson
onsuper-symmetric
super-symmetric
dark
as
49
darkmatter
matter
asthe
theexplanation
explanationof
ofthe
thepositron
positronexcess...”
excess...”
„„ Tim Niels Plasa
Zurück zur ersten Seite
Neutralinoeinfang
Neutralinoeinfang und
und
Annihilation
Annihilation
ρχ
χ
Sonne
σ
Streu
ΓEinfang
ΓVernichtung
Silk, Olive and Srednicki, ’85
Gaisser, Steigman & Tilav, ’86
Geschwindigkeitsverteilung
Erde
ν WW
νµ
ν int.
µ int.
Detektor
µ
Freese, ’86; Krauss, Srednicki & Wilczek, ’86
Zurück zur ersten Seite
Gaisser, Steigman & Tilav, ’86
AMANDA
Tim Niels Plasa
51
Zurück zur ersten Seite
Tim Niels Plasa
52
Zurück zur ersten Seite
Die Zukunft… IceCube
„
IceCube:
80 strings
60
PMTs/string
Depth: 1.42.4 Km
Tim Niels Plasa
53
Zurück zur ersten Seite
IceCube Konzept
„
IceTop
IceTop:
AMANDA
South Pole
Skiway
2 PMTs in a
“pool” at the
top
of each string.
1400 m
3D air-shower
detector
2400 m
Tim Niels Plasa
54
Zurück zur ersten Seite
Direkte Suche nach Wimps
Benötigt: große Detektormasse, Abschirmung
Tim Niels Plasa
55
Zurück zur ersten Seite
CRESST am Gran Sasso
Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers
Tim Niels Plasa
56
Zurück zur ersten Seite
Tim Niels Plasa
57
Zurück zur ersten Seite
Simulation
CDMS &
EDELWEISS
WW wird als
Temperaturerhöhung
nachgewiesen
Tim Niels Plasa
58
Zurück zur ersten Seite
Edelweiss
Edelweiss
Juni
Juni 2002
2002
Ausschließungsgrenzen !
Tim Niels Plasa
59
Zurück zur ersten Seite
Zusammenfassungen
Zusammenfassungen
„„
„„
„„
Edelweiss
Edelweiss kann
kann das
das DAMA
DAMA Signal
Signal zu
zu 99.8%
99.8%
ausschließen.
ausschließen.
Der
Der Positronenüberschuss
Positronenüberschuss in
in den
den HEAT
HEAT Daten
Daten ist
ist
mit
mit Neutralinos
Neutralinos schwer
schwer zu
zu erklären.
erklären.
Die
Die Daten
Daten von
von HEAT
HEAT sind
sind relativ
relativ ungenau
ungenau
Tim Niels Plasa
60
Zurück zur ersten Seite
Neutrinos
3.10 -2 < mν < 2eV
Zunächst aussichtsreichste Kandidaten,
doch Galaxienbildung spricht dagegen
ρν = 600/cm3
Tim Niels Plasa
61
Zurück zur ersten Seite
Um Rotationskurven in Galaxien beschreiben zu können,
müssen Neutrinos ein m > 10 eV haben!
Tim Niels Plasa
62
Zurück zur ersten Seite
Schlussfolgerung
• Geringer Beitrag, wenn atmosphärische Neutrinomessungen korrekt sind,
mν< 1eV.
• Große galaktische Strukturen sind schwer mit Neutrino dominierter
dunkler Materie in Einklang zu bringen.
Tim Niels Plasa
63
Zurück zur ersten Seite
AXIONEN
Vorhergesagt von Peccei-Quinn
- hohe Teilchendichte
- geringe Wechselwirkung
- kleine Masse ( < 0,1 eV)
==> schwer nachweisbar
- kein Spin
γ + γ ´ => a
Nachweis in Magnetfeld über Kopplung an ein
verschränktes Photon, dass sich dann in ein reelles
Photon umwandelt (Primakoff-Effekt)
Tim Niels Plasa
a + γ ´ => γ
64
Zurück zur ersten Seite
Tim Niels Plasa
65
Zurück zur ersten Seite
Neue Physik
?
?
?
?
Versuche von Erweiterungen bestimmter Gesetze:
- Gravitation
- Beschleunigung
Tim Niels Plasa
66
Zurück zur ersten Seite
Tim Niels Plasa
67
Zurück zur ersten Seite