Dunkler Materie

Astroteilchenphysik
Werner Hofmann
MPI für Kernphysik
Heidelberg
Mit Anleihen aus vielen Vorträgen von
ICRC 2003
EPS 03
Lepton Photon 03
...
Eine Erfolgs-Story:
Neutrinos aus der Sonne
& aus der kosmischen Strahlung
Eine Erfolgs-Story:
Neutrinos aus der Sonne
& aus der kosmischen Strahlung
Eine Detektiv-Geschichte:
Kosmische
Teilchenbeschleuniger
n
e
rg
Eine Erfolgs-Story:
Neutrinos aus der Sonne
& aus der kosmischen Strahlung
Mo
Freitag:
High-Energy Physic
the next 50 years
Eine Detektiv-Geschichte:
Kosmische
Teilchenbeschleuniger
Die große Frage:
Woraus besteht der Kosmos
oder
Die dunkle Seite des
Universums
H
e
t
eu
Kosmische
Beschleuniger
NeutrinoOszillationen
Dunkle Materie
und Kosmologie
Teilchenphysik
Astroteilchenphysik
Astrophysik
Kosmologie
Atmosphärische
Neutrinos
Sonnenneutrinos
Supernovae
Neutrino-Massen
und -Oszillationen
Beta-Zerfallskinematik
Neutrinoloser
doppelter
Beta-Zerfall
Long-Baseline
Beschleunigerexperimente
Reaktorexperimente
Eine Erfolgs-Story:
Neutrinos aus der Sonne
& aus der kosmischen Strahlung
Eine Detektiv-Geschichte:
Kosmische
Teilchenbeschleuniger
Die große Frage:
Woraus besteht der Kosmos
oder
Die dunkle Seite des
Universums
Motivation
Direkte Suche nach SUSY-DM
Hot new results
Indirekte Suche nach DM
WMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy
Probe (NASA)
WMAP
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (NASA)
WMAP zum Selberbauen ... ganz einfach
Einige 100000 Jahre nach dem Urknall
• Das Universum is kalt genug (etwa 3000o), dass sich Kerne und
Elektronen zu Atomen verbinden
• Das Universum wird damit transparent für Licht
Vorher:
Strahlung an Materie gekoppelt
Einige 100000 Jahre nach dem Urknall
• Das Universum is kalt genug (etwa 3000o), dass sich Kerne und
Elektronen zu Atomen verbinden
• Das Universum wird damit transparent für Licht
Vorher:
Strahlung an Materie gekoppelt
Seither:
Strahlung breitet sich frei aus
MAP sieht “Wellen im Urknall”
Strahlungsintensität ~
Temperatur der Urknalls
∆T = 18 µK
Quantitative Analyse:
Korrelationsspektrum
beschreibt, wie intensiv
Strukturen einer bestimmten
Skala auftreten
∆T(n) = ΣlΣm almYlm(n)
Cl
= Σm |alm|2 / (2l+1)
Wie viel Materie
und Energie enthält
das Universum ?
Wie viel normale Materie
(Baryonen) enthält das
Universum ?
Hu & Dodelson
2002
Wie viel Energie
enthält das
Universum ?
Wie viel Materie
enthält das Universum
insgesamt ?
Gesamtdichte
(E + m)
1.02 ± 0.02 Ωcrit
≈ 9.7 . 10-27 kg/m3
Normale Materie
0.044 ± 0.004 Ωcrit
≈ 0.25 Atome/m-3
Materie insgesamt
0.27 ± 0.04 Ωcrit
≈ 1.5 GeV/m-3
“Dunkle” Energie
0.73 ± 0.04 Ωcrit
Quintessenz
... das fünfte
Element ... ?
q
q
p
q
Test:
Entstehung der
Elemente im Urknall
Test:
Entstehun
g der
leichten
Elemente
im Urknall
Supersymmetrische Teilchen als Dunkle Materie
• Im Urknall erzeugt (mit “bekannter” Rate)
• schnell zerfallen
… bis auf das leichteste SUSY-Teilchen (Neutralino)
• wechselwirkt mit normaler Materie nur über
Gravitation und die schwache Wechselwirkung
I) Direkte Suchen
Strukurbildung im Universum
Relative und absolute Dichte der DM
∝ “Dunkle / Helle” Materie
100
10
1
0.1
Grössenskala
P. Schneider
Dichte der DM
Ω/Ωcrit
GeV/cm3
1066
1044
Ω/ Ω
crit
1033
1022
10-1
Galaxies
Small groups
10-3
Clusters
10-4
1011
1000
10-2
Superclusters.
Cosm.
const.
10-5
10-6
-1
10
10-1
102 103 104 105 106 107 108 109 1010
Scale [pc]
GeV/cm3
1055
100
Local neighborhood
Sie sind unter uns …
ρ ≈ 0.3 GeV/cm3
v ≈ 300 km/s
! einige 1000 pro m3
2 s 2000
DARK
! einige 10000 pro cm
DM-Detektoren
Rückstoss
O(keV)
Raten:
O(1/kg Tag)
• Phononen / Wärme
• Ionisation / Ladung
• Szintillationslicht
Signaturen
Elektromagnetische Strahlung
γ, β
Phononen (Wärme),
starke Ionisation
30 km/s
Rückstosskern
Phononen (Wärme),
wenig Ionisation
Halo aus
Dunkler Materie
<v> ≅ 300 km/s
230 km/s
Modulation der DM-Flusses: 7%
! Jahreszeitliche Modulation der Rate
Anisotropie der Kernrückstösse
! 24 h Modulation der Anisotropie
Detektoren
Puristen
HDMS, GENIUS-TF: Ge (Ion.)
DAMA: NaI (Szint.)
ZEPLIN: Xe (Szint.)
...
Kombipräparate
CRESST, ROSEBUB: CaWo4
(Szint. + Wärme)
CDMS, EDELWEISS: Ge/Si
(Ion. + Wärme)
ZEPLIN II/III: (Ion. + Szint.)
...
Ionisation (gequencht)
Germanium
Silizium
Xenon
...
Szintillation (gequencht)
NaI
CsI
CaF2
CaWo4
Xenon
...
Wärme / ballistische Phononen
Germanium
Massen
Silizium
einige 100 g bis 100 kg
CaWo4
“Exposure”
...
einige kg-Tage bis 100000 kg-Tage
Log10(Muon Flux) (m-2s-1)
Untergrundlabors
Stanford Underground
Facility
(from: R. Gaitskell)
Depth (mwe)
Gran Sasso
Boulby, UK
The UK Dark Matter
Collaboration Underground
Science Facility At Boulby Mine
9 NaI Detektoren mit ingesamt ~100 kg
Schwelle ca. 1-2 keV (equiv. Energie)
Untergrund ca. 1.5-2 /kg keV Tag
2000: Datensample 57986 kg-Tage in 4 Perioden
NaI
NaI
NaI
NaI
PMT
PMT
Das DAMA Experiment im Gran-Sasso-Labor
R. Bernabei et al.,
PL B 424 (1998) 195 (P1)
PL B 450 (1999) 448 (P2)
INFN/AE-00/01 (P3,P4)
DAMA DM Suche
Rate – mittlere Rate, 2 – 6 keV
+3%
0
-3%
Signifikanz der Modulation: 4 σ
! Statistische Fehler / Signifikanz (astro-ph/9710181, 9902194) ?
! Systematische Effekte ?
! Kompatibel mit SUSY WIMP-Kandidaten ?
CRESST (Gran Sasso)
CaWO4
Szintillation + Wärme
Licht [keV]
Kalibration
mit γ,n
Wärme [keV]
Edelweiss (Fréjus), CDMS (Soudan)
Germanium-Kryo-Detektor
Ionisation + Wärme
Kalibration
mit γ,n
CDMS
Gammas
Ladung / Phononen
CDMS (Stanford / Soudan)
CDMS (Soudan)
Germanium-Kryo-Detektor
Ionisation + Wärme/Phononen
Nuclear recoils (n)
Recoil [keV]
Sensors/Thermometer
Nachweis & Lokalisierung
ballistischer Phononen (CDMS)
Al-Streifen
erzeugt:
THz Phononen
Konversion in
ballistische
sub-THz Phononen
Nachweis über
Kristalltemperatur
nach Thermalisierung
(Edelweiss)
Thermometer:
Supraleiter im
Übergangsbereich
ZEPLIN I (Boulby)
Xe+
Ionisation
+Xe
Electron/nuclear recoil
Xe2+
Excitation
+e(recombination)
Xe*
Xe** + Xe
+Xe
Xe2*
175nm
Triplet
27ns
2Xe
(from: R. Lüscher, EPS)
175nm
Singlet
3ns
2Xe
Dual-Phase Xenon: ZEPLIN II/III
Electroluminescence
Gas
phase
Active,
liquid phase
e- or nucl
recoil
γ
Primary-Scintillation
XENON Project: a xenon TPC
Recoil-Richtung: DRIFT (Boulby)
Directional Recoil Identification From Tracks
DRIFT: A Low Pressure Time
Projection Chamber (TPC)
with Negative Ion Drift.
Scattered WIMP
Low Pressure TPC:
CS2
•
•
Recoil
Atom
Low pressure target extends range of
WIMP nuclear recoils to a few mm.
3D
reconstruction
possible
by
combining 2D readout with signal
timing analysis.
Negative Ion DRIFT:
•
Drift direction
Cathode
(from: R. Lüscher, EPS)
Electric Field
MWPC
Readout Plane
•
Electron capture by electronegative
gas reduces track diffusion.
Diffusion of ~0.4mm at 0.5m drift
length
Gammas
Alphas
Nuclear Recoils
Range
Prototype 1ft3 detector results
(Occidental)
Gammas
C recoils
S recoils
Charge
GENIUS: einfacher = besser ?
Germanium-Detectoren (100 kg)
in flüssig-Stickstoff-Abschirmung
~ 12 m
GENIUS Test Facility (GTF)
im Gran Sasso in Betrieb seit Sommer 03
(10 kg Ge)
Exoten: Picasso
Rate
dE/dx
Schwelle
durch
Temperatur
reguliert
20o C
15o C
10o C
Detektor
Superheated Droplets
in Gel
Nachweis durch Schall
(Piezo-Mikrofon)
En
Ergebnisse (2000):
nicht kompetitiv,
aber im relevanten
Bereich
Wo stehen wir heute ?
CDMS, Phys.Rev. D66 (2002) 122003
28.3 kg-Tage, 13 Kandidaten,
interpretiert als Neutronen-Untergrund
auf Basis von MC Simulationen und
Mehrfach-Events
1.4
Ionization Yield
1.2
1
0.8
0.6
0.4
0.2
0
0
20
40
60
80
Recoil Energy (keV)
100
EDELWEISS
32 kg-Tage, 2 Kandidaten,
konsistent mit Neutronen-Untergrund
(from: R. Gaitskell)
Wo stehen wir heute ?
•
•
•
Latest Edelweiss result
(updated May 2003)
ZEPLIN I result
(announced Sept 2002)
CDMS I result
(updated June 2003) CDMS I Final
~1 event kg-1 day-1
assumes DM
density of
0.3 GeV/cm3
http://dmtools.brown.edu
DAMA:
58000 kg-Tage
ZEPLIN I - Liq nat130Xe
Edelweiss - nat72Ge
Edelweiss-Kryo:
30 kg-Tage
Kryo: Die nächsten Generationen
→ O(10) kg → O(100) kg
CDMS II (Soudan)
EDELWEISS II
(Modane)
CRESST II
(Gran Sasso)
LightDetector
300g
CaWO44
crystal
(from: R. Gaitskell)
Die nächsten Generationen
For more limit curves, see http://dmtools.berkeley.edu,
Gaitskell &Mandic
Li
n
o
i
s
u
Excl
s
s
i
e
Edelw
SUSY gµ-2
Baltz&Gondolo,
PRL 86 (2001) 5004
No SUSY gµ-2
Baltz&Gondolo,
PRL 86 (2001) 5004
CMSSM
Ellis et al. (2001)
PRD 63, 065016
Limit from CDMS
1999 Ge BLIP run at
Stanford
mit
Projected sensitivity for
CDMS at Soudan, with 5
towers 4 kg Ge, 1.5 kg Si:
0.1 events/kg/keV/year
(100x better than present
limit at Stanford).
Projected sensitivity for a
1-ton CryoArray
(~ 1 event / (100 kg yr)
Large region allowed by
SUSY theories shrinks to
light-blue region if SUSY
causes excess value of
muon anomalous
magnetic moment (gµ-2)
DAMA, Juli 2003
astro-ph/0307403; NC 26 (2003) 1
107731 kg-Tage
6.3 σ Modulation
DAMA Modulation
DAMA Systematics
DAMA Wimp Parameter
Current
Limits
Notbremse
Konsistenz mit Upper Limits ?
Systematische Unsicherheiten in Limits / Parametern
WIMP Mischung (Photino, Zino, Higgsinos)
Kopplung an Kern, Kern-Formfaktoren
Struktur des Halo (Profil, Klumpen, Flüsse, Entweichgeschwindigkeit)
Kern-Formfaktoren
Halo-Modell
Klumpen und Flüsse durch
hierarchischen Aufbau des
Halo
(astro-ph/0106048)
Einfluss der
Geschwindigkeitsverteilung
und Entweichgeschwindigkeit
M. Steinmetz
II) Indirekter Nachweis
Annihilationsprodukte
Dunkler Materie
γ
Positronen,
Antiprotonen
ν
! Gamma-Teleskope
! Neutrino-Teleskope
! Spektrometer
Neutralino Annihilation
from L. Bergström, P. Ullio
Signaturen & Raten
Bergström, Ullio,
Buckley (1997)
astro-ph/9712318
Notbremse
GeV-Gammastrahlung, Positronen, Antiprotonen:
Satelliteninstrumente
GLAST
AMS
Gamma
ray
Particle
cascade
~ 10 km
Nachweis
von TeV
GammaStrahlung
mit Cherenkov
Teleskopen
Ch
er
e
nk
ov
lig
ht
~ 1o
~ 120 m
neue Instrumente:
HESS, MAGIC,
VERITAS, CANGAROO III
CANGAROO III (Australien)
• CANGAROO-III: completion in 2003
H.E.S.S. (Namibia)
• H.E.S.S.: completion in 2004
MAGIC (La Palma)
• MAGIC: completion in 2003
VERITAS (USA)
• VERITAS: VERITAS-4 by 2006, then -7
Neutrinos: AMANDA, ICE CUBE, ANTARES, ...
Beispiel: HEGRA-Beobachtungen von M31
Flussgrenzen für TeV-Gamma-Linien
Vorhersagen sehr unsicher !
Ullio, Zhao,
Kamionkowski
(2001)
astro-ph/0101481
Galaktisches Zentrum: EGRET
aber:
keine Linie,
nicht exakt im Zentrum
Galaktisches Zentrum: CANGAROO
Neutrinos aus dem Zentrum der Erde
AMANDA
PRD 66, 032006
Positronen in der Kosmischen Strahlung
Mχ=336 GeV
Ks=11.7
Χ2/7=1.53
Notbremse
Was kann man erwarten ?
Scalar mass
J. Ellis et al,
J. Ellis et al.,
astro-ph/0110225
J. Ellis
astro-ph/0305038
MSSM Benchmark
Szenarien und
erlaubter Bereich
Gaugino mass
Was kann man erwarten ?
Direkter Nachweis
spin-unabh. Streuung
spin-abh. Streuung
Was kann man erwarten ?
Neutralino-Annihilation
Gammas
Neutrinos
100%
80%
Neue Form
von Energie
60%
40%
20%
Neue Form
von Materie
Neutrinos
0%
Materie
Sterne