Dunkle Materie Experemente und Detektion Dunkle Materie

Dunkle Materie
Experemente und Detektion
Bretz
Bretz Valentina
Valentina
Seminar
Seminar AstroAstro- und
und Teilchenphysik
Teilchenphysik
10
10 Januar
Januar 2004
2004
Materien
-Verteilung
Materien-Verteilung
DE Dunkle Energie, DM Dunkle Materie
Dunkle Materie
‹
Baryonische Materie (MACHO)
‹
Nichtbaryonische (Exotische) Materie:
•
Heiße Dunkle Materie (HDM)
‹
Neutrinos (Mν < 20 eV)
• Kalte Dunkle Materie (CDM)
‹
WIMPs (Mw ≈ 10o-1000 GeV )
‹
Axionen (MA ≈ 10-5 eV)
alle (außer WIMPs) scheiden als dominanter Kandidat
wegen kleiner Masse/Häufigkeit aus
Î WIMPs als Top-Kandidat
WIMPs
(Weakly
Weakly Interacting
Interacting Massive
Massive Particles
Particles)
‹
‹
‹
gute Kandidaten sind neutrale Superpartner der
gewöhnlichen Materie (Supersymmetrie) Î hohe
Massen
Hauptkandidat ist Neutralino
Neutralino (Lightest Supersymmetric Particle LSP)
ist eine Mischung von Photino, Zino und Higgsinos
0 +cΗ 0 +dΗ 0
χ 01 = aγ+bΖ
1
2
Neutralinos
(das
das leichteste
leichteste supersymmetrische
supersymmetrische Teilchen
Teilchen)
‹
Eigenschaften
• schwer im Vergleich zum Neutrino ÎMasse 50-1000 GeV
• elektrisch ungeladen
• stabil
• schwach-wechselwirkend
Î Alles
die Voraussetzungen für die dunkle
Materie
Nachweis der dunklen Materie
‹
indirekter Nachweis
durch Detektion der
Reaktionprodukte von
WW dunkler Materie außerhalb
des Labors
‹
direkter Nachweis
durch WW im Laborexperiment
indirekter Nachweis
WIMPs > 1GeV
‹
durch Einfang und Anhäufung in massiven Objekten (z.B.
Sonne)
• Paarvernichtung und Strahlung
Î Nachweis erhöhten Neutrinoflußes
χχ → νν
Î Neutrinoexperimente (AMANDA, ANTARES)
‹
durch natürliche galaktische WIMPs-Dichte
• Paarvernichtung und Strahlung
Î Antiprotonen-, Positronen- oder Photonenfluß
χχ → e + e −
χχ → pp
χχ → γγ
Î Detektoren auf space station (AMS)
direkter Nachweis
leichte Bosonen, Axionen (M<1eV)
‹
durch WW mit magnet. Feld oder mit Elektronen
• Konversion der Teilchen in Photonen
Î Photonennachweis (CAST, PVLAS)
schwere WIMPs (M>1GeV)
‹
durch WW mit Atomkern
Î Nachweis von Phononen und Ionisation, Szintilation
(DAMA, CDMS, EDELWEISS, CRESST...)
Suche nach WIMPs
Ungeladene stabileTeilchen
Î Registrieren durch elastische Streuung an Atomkernen
W0
W
θ
ER
MN
Rückstoßenergie ER ≈ 1-100 keV
mwv
Schwierigkeiten beim Nachweisen von WIMPs
‹
seltene Erreignisse < 0,1 pro kgTag
‹
schwache Wechselwirkung,
geringe kinetische Energie <100 keV
‹
Viele Untergrundstörungen (z.B. kosmische
Strahlung, natürliche Radioaktivität)
‹
Experimente unterirdisch mit > 1000 Metern
‹
Hochreine Detektormaterialien nötig
(ohne Eigenstrahlung)
wichtige Detektortypen
‹
Ionisationsdetektoren (meistens HL-Detektoren)
Durch Stoß mit Neutralino schlägt der Atomkern bei Nachbaratom
Elektronen aus der Hülle
Î Elektronen-Loch-Paar-Erzeugung Î Strom
‹
Szintillationsdetektoren
Durch Rückstoß erzeugte Ionen fangen Elektronen ein und fallen in
Grundzustand zurück
Î Lichtblitz
‹
Kryogendetektoren
Bei einem Supraleiter, der knapp unter Sprungtemperatur betrieben
wird, werden durch Stoß Gitterschwingungen erzeugt
Î Erwärmung Î Widerstand
Oft benutzt man zwei unterschiedliche Detektortypen,
um Untergrund von WIMPs zu unterscheiden
wichtige Detektoreigenschaften
‹
niedrige Energieschwelle
Î registrieren WIMPs sogar mit kleinem Energieübertrag
‹
gute Energieauflösung (grosse Energiebereiche messbar)
Î grössere Effizienz
‹
keine Eigenradioaktivität
Î weniger Untergrundstörungen
‹
gute Hintergrundabschirmung
Î noch weniger Untergrund
‹
großes Detektorvolumen
Î mehr Ereignisse
Was wir messen/interpretieren wollen
Rückstoßspektrum
(differenzielle Zählrate dR)
Rückstoßenergie
Mittlere WIMPs-Geschwindigkeit
(aus Maxwell-Bolzmann-Verteilung)
⎛ ER ⎞
dR
∝ exp ⎜
⎟
<
>
dE R
E
R
⎝
⎠
2M T ⋅ M W
ER =
M W υW 2
(MT + MW )
<υW> ≈ 300 km/s
Experimente
ür WIMPs
-Nachweis
Experimente ffür
WIMPs-Nachweis
Projekt
Ort
Beginn Diskrimination
Detektortyp Material
keine
Szintillation
Natriumjodid
Masse
kg
Masse
kg
5
Projekt
Ort
Beginn Diskrimination
Detektortyp Material
UKDMC
Boulby (Engl.)
DAMA
DAMA
Edelweiss
ROSEBUD
CDMS II
PICASSOII
CRESST
Gran Sasso (Ital.)
Gran Sasso (Ital.)
Frejus (Fra.)
Cnfranc (Span.)
Soudan (USA)
Sudbury
(Kan.)
Gran
Sasso
(Ital.)
1998
1998
2001
1999
2003
2000
2004
keine
keine
Ionisation, thermisch
thermisch
Ionisation, thermisch
keine
Szintillation,
thermisch
Szintillation
Szintillation
Kryogen
Kryogen
Kryogen
Trö
Tröpfchen
Kryogen
Natriumionid
Natriumjodid
Germanium
Aluminiumoxid
Sizilium, Germanium
Freon -Wolframoxid
CalciumCalcium
100
100
1.3
0.05
7
0.001
10
CRESST I
Gran Sasso (Ital.)
2000
thermisch
Kryogen
CalciumCalcium-Wolframoxid 10
SIMPLE
Rustel (Fra.)
2001
keine
Trö
Tröpfchen
Freon
0.001
DRIFT
Boulby (Engl.)
2001
Richtung
Ionisation
Schwefelwasserstoff
0.16
Edelweiss
Frejus (Fra.)
2001
Ionisation, thermisch
Kryogen
Germanium
1.3
ZEPLIN I
Boulby (Engl.)
2001
Zeit
Szintillation
Flü
Flüssiges Xenon
30
HDMS
Gran Sasso (Ital.)
2001
Zeit
Ionisation
GeGe-73
0.2
CDMS II
Soudan (USA)
2003
Ionisation, thermisch
Kryogen
Sizilium, Germanium 7
ZEPLIN II
Boulby (Engl.)
2003
Ionisation, Szintillation Szintillation
Flü
Flüssiges Xenon
30
GENIUSGENIUS-TF Gran Sasso (Ital.)
2003
keine
Germanium
10
CRESST II
2004
Szintillation, thermisch Kryogen
Gran Sasso (Ital.)
1997
Ionisation
CalciumCalcium-Wolframoxid 10
DAMA
((particle
particle DArk
DArk MAtter
MAtter searches
searches with
with
highly
highly radiopure
radiopure scintillators
scintillators))
‹
‹
erster Hinweis auf WIMPs
speziell entwickelte schwach
radioaktive Szintillationsdetektoren
‹
Detektormaterial 100kg NaI
‹
Messzeit über 4 Jahre
‹
Abschirmung durch 1,5 km Fels
Schematische Darstellung
JJährliche
ährliche Flu
ßmodulation
Flußmodulation
(zwischen
zwischen Juni
Juni und
und Dezember
Dezember)
Juni: v⊕ maximal
vsun
vorb = 30 km/s
WIMPs Wind
vorb
vsun = 230 km/s
γ = 60º
Sonne
vsun
ω = 2π/T [ T=1Jahr ]
t0 = 2. Juni (v⊕ Is maximal)
γ
v⊕(t) = vsun+ vorb*cosγcos[ω(t-t0)]
Î VE-H= (230 ± 15) km/s (≈ ±7%)
vorb
vsun
Dezember: v⊕ minimal
S k [ η (t)] =
∫
∆E k
dR
dE R ≅ S 0 ,k + S m ,k cos[ ω (t − t 0 )]
dE R
JJährliche
ährliche Flu
ßmodulation
Flußmodulation
• rel. WIMP-Geschwindigkeit größer
Î mehr Ereignisse bei kleineren
Î weniger Ereignisse bei größeren
Energien
‹
1,4
Dezember
Juni
• umgekehrt
Flußmodulation max 7%
Zählrate cts / kg / KeV / Tag
‹
Dezember
1,2
Juni
1
0,8
0,6
0,4
0,2
0
0
20
40
60
80
Rückstossenergie [KeV]
100
DAMA
-Ergebnisse
DAMA-Ergebnisse
DAMA-Vorteile
DAMA-Nachteile
‹
bekannte Technologie
‹
‹
geringe Kosten
‹
‹
grosse Detektormasse
keine Untergrunddiskrimination
widerspricht anderen Experimenten
(eventuell verursacht unverstandener
Hintergrund die Modulation)
Tieftemperaturkalorimeter
Funktionsprinzip
‹
durch die Teilchen-Absorption werden (nichtthermische) Phononen emittiert
‹
Die Absorption der Phononen im Thermometer führt zu einem Temperatur-Anstieg
‹
kleine Temperaturunterschiede (~20mK)
Î hohe Detektorsensivität, da Wärmekapazität C klein
Merkmale
Kopplung ans Kä
Kältebad
‹
sehr sensitiv auf Kernrückstöße
‹
niedrige Energie-Schwelle
‹
hohe Energieauflösung
‹
große Freiheit bei der Wahl
des Detektorsmaterials
Thermometer
∆T ∝ E / CThermometer
Detektiertes Teilchen (WIMP)
Thermometer-Typen
‹
Supraleitende Phasenübergangsthermometer
‹
Ge Thermistoren (dotierte Halbleiter-Thermometer)
Absorber
CDMS
(Cryogenic Dark Matter Search)
‹
Kryogen- und Ionisationsdetektoren
Î aktive Untergrunddiskrimination
‹
Detektormaterial - 7 kg Sizilium und Germanium
(um WIMPs von Neutronen zu unterscheiden)
‹
740m unter der Erde
CDMS schematischer Aufbau
(a) Szintillatoren zur Erkennung
kosmischen Myonen
(b) Blei gegen Gamma-strahlen
(c) Polyethylen gegen Neutronen
(d) Kupferbehälter
(e) strahlungsarmes Blei
(f) Detektor (wird abgekühlt)
1. Untergrunddiskrimination durch Ionisation
Elektronenquelle a)
Neutronenquelle b)
Ionisationsergebnisse abhängig vom Art der Teilchen:
a) γ,α,ē (Untergrund) ww mit ē,
b) WIMPs und ν ww mit Atomkern
Î Untergrunddiskrimination
2. Untergrund-Unterdrückung durch Wärme
‹
Temperaturmessung über
a. dotierte Germaniumthermistoren, deren
Widerstand mit steigender Temperatur stark
fällt
b. oder über supraleitende Wolframschicht, d
‹
Kerne geben weniger Energie über Ionisation als
über Phononen ab
Î WIMPs werden vom Untergrund
unterschieden
bei CDMS bisher kein Signal gesehen
(widerspricht DAMA-Messung!)
CRESST
(Cryogenic Rate Event Search using
Superconducting Thermometers)
Flüssiger Stickstoff
Flüssiger Helium
‹
‹
‹
Kryogen- & Szintillationsdetektoren
(aktive Untergrunddiskrimination)
Misch-Kamera
Detektormaterial 10 kg CalciumWolframoxid
Innerer Leitungsschilder
Abschirmung durch 1,5 km Fels
Kupfer Schild
Äusserer Leitungsschild
Teilchen Detektor
Prinzip der Untergrunddiskrimination mit
Licht-Wärme-Messung
Mit CaWO4 - Kristallen verwendet
CRESST auch szintillierende
Absorber.
D.h. bei einem Streuereignis wird
neben Wärme auch Licht erzeugt.
Das Verhältnis von Licht zu Wärme
ist unterschiedlich für
Gammastrahlung und Kernrückstöße
Î Untergrunddiskrimination
Rückstoß-Spektren von leichten WIMPs an
Germanium-Kernen
Je geringer die WIMP-Masse desto
mehr ist das Spektrum zu niedrigen
Energien hin verschoben
möglichst niedrige
Energieschwelle der Detektoren
erforderlich
Î
sensible Termometer nötig
Î
Tieftemperatur-Detektoren
basierend auf supraleitenden
Thermometern
Î
Bolometerkurve
Phasenübergangsthermometer
‹
‹
Elektrischer Widerstand eines
supraleitenden Filmes ist zuerst in
supraleitendem Bereich kurz vor
Sprungtemperatur
kleine Temperaturänderung (< 2 mK)
führt zur normalleitendem Bereich Î
Widerstandmessung
Untergrunddiskrimination
Licht-Messergebnisse
EDELWEISS
(Experience pour DEtecter Les
Wimps En Site Souterain)
‹
Kryogen- & Ionisationsdetektoren
(Untergrund-Unterdrückung durch Wärme-Ionisation, wie bei
CDMS)
‹
Detektormaterial 1.3 kg Germanium
‹
abgeschirmt durch 1750 m Gestein
Aufbau
Untergrundunterdrückung durch Ionisation
Ergebnisse
‹
‹
Wirkungsquerschnitt
(σ~R2)
-36
2
in pb (pikobarn 10 cm )
DAMA-Bereich
ausgeschlossen
ausgeschlossene Bereiche für
Wirkungs-querschnitt von WIMPs
10-3
10-4
σWIMP [pb]
S
ES
R
C
r
T–
10-5
ein
h
sc
i
rm
t he
DAMA - Limit
DAMA Evidence
10-6
MS
CD
im
-L
it
von Supersymetrie
erwarteter
Parameterbereich
e
rm
ä
W
htLic hre
Ja
ST
ES 00 kg
R
C
1
-7
10
10-8
100
101
50
102
103
Wimp Masse [GeV]
50 Gev untere Grenze für Neutralino aus Beschleunigerexper.
Fazit und Ausblick
Problem der WIMP-Experimente:
zu kleine Erreignissrate pro kgTag
Î Untergrunddiskrimination sehr wichtig
Î grosse Targetmasse nötig
Ziele:
Î Abdeckung des Großteils von der SUSY vorhergesagten
Wirkungsquerschnitt-Bereiches
Î WIMP-Nachweis und –erzeugung an Beschleunigern
Î Erklärung des Zusammenhangs zwischen dunkle Materie und
Teilchentheorie
Großexperiment: CRESST und EDELWEISS arbeiten zusammen
Aufbau des Tieftemperatur-Kalorimeters mit der Detektormassen
bis hin zu 1000kg
Literatur
‹
‹
‹
‹
‹
‹
‹
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‹
‹
‹
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‹
‹
Klapdor-Kleingrothaus „Teilchenastrophysik“
www.lngs.infn.it/lngs/htexts/dama/welcome.html
www.astroteilchenphysik.de/topics/dm/dm.htm
www.pro-physik.de/Phy/pdfs/ISSART12253DE.PDF
www.e15.physik.tu-muenchen.de/cresst/cresst/cresst.htm
wwwvms.mppmu.mpg.de/cresst/
edelweiss.in2p3.fr/index_newe.html
www.lngs.infn.it/lngs/htexts/dama/welcome.html
www.pro-physik.de/Phy/pdfs/ISSART12253DE.PDF
zerla1.physik.uni-erlangen.de/~katz/ws01/atp/talks/jm/JM.pdf
www.pi1.physik.uni-erlangen.de/~katz/ws03/atp/talks/ms/MS.pdf
iktp.tu-dresden.de/~schubert/hauptseminar-ss04-9.pdf
cdms.berkeley.edu
relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2002-4/
hpfrs6.physik.uni-freiburg.de/~herten/sem2001/dunklematerie.pdf