Dunkle Materie im Labor

Präsentation zum Thema: "Dunkle Materie im Labor"—  Präsentation transkript:

1 Dunkle Materie im Labor
Constantin v. Dewitz Vortrag zum Seminar "Plasmen, Teilchen, Weltall" Humboldt-Universität Berlin, Dunkle Materie im Labor Kryo-Experimente zum Nachweis dunkler Materie

2 Dunkle Materie (DM) im Kryo-Experiment
Hinweise auf die Existenz dunkler Materie Die üblicherweise Verdächtigten Experimentelle Methoden (Kernrückstoß) …und Umsetzung in die Praxis Ergebnisse und Vermutungen Die endgültige Wahrheit

3 Hinweise auf Dunkle Materie: Beobachtungen
Erste Vermutung, daß Materie „fehlt“: vor 70 Jahren*, aufgrund der Dynamik von Sternen normal zur Ebene der Milchstraße Rotationsgeschwindigkeiten der sichtbaren Objekte in Spiralgalaxien Beobachtung: unabhängig von r ! für M=Mgalaxis=const aus [7] J.H. Oort, „The Force Exerted by the Stellar System[…]“, Bull. Astron. Inst. Neth., 6, 249, (1932) laut [1] sogar schon 1922 durch J.H. Jeans

4 Rotationskurve - Galaxis
aus Vorlesung von Prof. L. Wisotzki, Uni Potsdam

5 Hinweise auf Dunkle Materie: Beobachtungen
Bewegungen von Galaxien Richtung, aber nicht Stärke der Gravitationskräfte durch sichtbare Masse erklärbar Dynamik scheinbar in Widerspruch zu Virialsatz Bsp: Annährung von Milchstraße und Andromeda (M31) fehlende Masse konsistent mit Rotationsgeschwindigkeiten Gravitationslinsen-Effekt Masse zw. Quelle und Beobachter Microlensing: Lichtverstärkung Röntgen-Emission von Clustergalaxien emittierendes Gas gravitativ gebunden Zusammenhang Ekin – Gravitationspotential

6 Hinweise auf Dunkle Materie: theoretische Überlegungen[2]
Struktur des Universums Modell: Bildung von Galaxien durch Gravitations-Instabilitäten braucht Materie, die nur gravitativ wechselwirkt Kosmischer Mikrowellen-Hintergrund weist Strukturierung auf erklärbar mit (kalter) DM mehr dazu in Vortrag nächstes Jahr? NASA/WMAP Science Team, map.gsfc.nasa.gov

7 Kandidaten für dunkle Materie
cold dark matter (über 90% der DM): nicht-relativistisch wenn Rekombinationsrate abfällt (wg. Hubble-Expansion) Zusammenhang σ – v bei Auskopplung Teilchenmasse im GeV-Bereich hot dark matter (nur wenige %): relativistisch also bspw. Neutrinos Um für DM in Frage zu kommen: stabil auf kosmologischen Zeitskalen sehr schwache Wechselwirkung mit elektromagnetischer Strahlung (wenn überhaupt) Masse (bzw. Dichte) geeignet, um Phänomene zu erklären Möglichkeiten: WIMPs (= weakly interacting massive particles) Axion primordial black holes (Stichwort MACHOs) uneigentliche Kandidaten (MOND, kosm. Konstante, G~t-1, siehe [2])

8 WIMPs weakly interacting massive particles mögl. Kandidat: LSP
Masse ~ 10GeV bis einige TeV Wirkungsquerschnitte ~schwache WW cold dark matter mögl. Kandidat: LSP „lightest super-symmetric particle“ direkte Suche: „Hinsetzen und warten“ Zusammenstöße WIMP-Atomkern => Rückstoß-Energie des Kerns kann detektiert werden

9 Rückstoß-Kinematik[4]
mit: MD, MT den Massen von WIMP und Target-Nukleus β der WIMP-Geschwindigkeit θ dem Streuwinkel im Schwerpunkts-System Rückstoß-Energie: nimmt man eine galaktische Geschwindigkeitsverteilung an (Maxwell-Vert. um β0): erhält man als diff. Ereignisrate (für βe=0) mit

10 Signal erkennen?[4] Man muß DM-Kern-Stoßvorgang von Untergrund unterscheiden theoretisch höchstens 10 WIMP-Ereignisse/(kg*d) Leicht ausschließbar: geladene Teilchen zeichnen lange Spur Veto außerhalb des Detektors möglich Problematisch: Photonen oberhalb ~100keV kurze WW-Strecken einzelne Compton-Streuung hinterlässt E vergleichbar mit DM-Stoß Neutronen (siehe später) Elektronen aus beta-Zerfällen im Detektor-Material (radioaktive Unreinheiten)

11 Erkennbare WIMP-Signatur[4]
Form des Energiespektrums sollte abfallen mit Erecoil (also z.B. keine peaks) aus Form auf E0r und damit MD schließen Abhängigkeit des Spektrums vom target-Material Jährliche Schwankungen des Signals Aufteilung der Rückstoßenergie auf verschiedene Prozesse

12 WIMP-Signatur: Abhängigkeit von target
kommt auf Wechselwirkung an. Streuung abhängig von Spin? spin-unabhängige (skalare) Kopplung: an Neutron und Proton ähnlich => cohärente Streuung Ereignisrate bestimmt durch KN ~ A² Hintergrund für alle Materialien gleich spin-abhängige (axiale) Kopplung: destruktive Interferenz für entgegengesetzte Spins Ereignisrate abhängig von ungepaarten Nukleonen mit: C= abhängig vom Quark-Inhalt des Nukleons und λ²s = Formeln aus [4]

13 WIMP-Signatur: Abhängigkeit von target
spin-unabhängige („coherent“) Streuquerschnitte dominieren: aus [10] spin-abhängige Wechselwirkung: aus [4]

14 WIMP Signatur: jährliche Schwankungen
Geschwindigkeitsverteilung Annahme: Maxwell-Verteilung mit βe≠0 βe im galaktischen Koordinatensystem variiert km/s (Maximum Juni) =>Modulationen (um 4-18%) in Ereignisrate und Energie-Übertrag aus [4]

15 WIMP-Signatur: weitere hilfreiche Effekte
Detektor aus kleinen Volumina jedes WIMP nur eine Wechselwirkung Teilchen mit langen Spuren somit ausschließbar DM-Stöße ortsunabhängig Photonen-Ereignisse nehmen mit Eindringtiefe in Detektor ab Myonen-Veto um das Target nach Ausschluß kosmischer Neutronen: die meisten von Myonen erzeugt Richtung des Rückstoß-Kerns messen bspw. über Messung ballistischer Phononen sollte asymmetrisch bzgl. der Bewegung der Erde durch DM sein (vorwärts/rückwärts)

16 WIMP-Signatur: Quenching
Gleichzeitig messen von therm. E und Ionisation[4] Ionisation ist Energieübertrag auf Elektronen bei Kern-Rückstoß: Energie nur zu ca. 30% als Ionisation Verhältnis Ionisationsenergie zu Rückstoßenergie 1 für Photonen kleiner für Kern-Rückstoß (materialabhängig) eine „aktive“ Reduktion des Hintergrunds also von Fall zu Fall, für jedes gezählte Ereignis Quenching-Faktor Q: Verhältnis von Ionisations- zu Rückstoß-Energie Graphik aus: O. Martineau et al., „Calibration of the EDELWEISS…“, arXiv:astro-ph/

17 Warum unterirdische Experimente?
Kosmische Photonen und Neutronen können abgeschirmt werden, ABER Myonen erzeugen Photonen (Kollision mit e-, Bremsstrahlung) Neutronen (Kollision mit Kernen) in der Abschirmung 2x10-3 bis 2x10-2 n/µ aus [4]

18 Wie misst man jetzt eigentlich?
Ionisation in Halbleitern e- - Loch – Paare liefern Ionisations-Strom Elektronenrückstoß ausschließen: Temperatur auch messen (Wärmekapazität mit T³) damit Fall-zu-Fall Untergrund ausschließbar Szintillation in Kristallen wie NaI(Tl) mittels Photomultipliern messen in Gasen wie Xe (strahlender Übergang von Angeregten zu Grundzuständen) Pulsform (Zeitkonstante) unterschiedlich für Kern- und Elektronen-Rückstoß statistische Unterdrückung des Untergrunds Temperaturanstieg Phononen sofort messen (ballistische Ph.) indem man in Supraleiter einkoppelt Aufbrechen von Cooper-Paaren => Erzeugung von „Quasi-Teilchen“ thermalisierte Phononen mit Thermoresistor, SQUID o.ä. messen ? Supraleitende target-Materialien kleine Kügelchen, oder dünne Filme, auf Tkrit gehalten winzige Erwärmung würde makroskopische Wirkung haben

19 Experimente[siehe auch 10]

20 Edelweiss - Detektoren
Detektor-Einheit: 320g Ge-Kristall 100nm Al-Elektroden, um Ionisation zu messen Neutron-Transmutation-Doped (NTD) Ge-Kristall, um über Widerstandsänderung einen Temperaturanstieg (Phononen) zu messen aus [9] Heat Reference electrode Thermometer (Ge NTD) Fiducial volume(≈ 57%) Ge crystal Guard Electrodes Center electrode Ionization guard Ionization center von

21 Edelweiss - Detektoren
Im Kryostaten dann 3 mal 320g Ge –Kristall, gekühlt auf 17,00±0,01mK getrennt durch 1mm Cu-Gehäuse, Abstand der Ge-Oberflächen 13mm

22 Edelweiss - shielding[8]
Aufstellort Laboratoire Souterrain de Modane (LSM) im Fréjus-Tunnel (französ.-ital. Alpen) 4800m Wasser-Äquivalent => 4.5 kosmische Myonen/(d*m²) 1,6x10-6 Neutronen/(s*cm²) im Bereich 2-10MeV Abschirmung 15cm Pb und 10cm Cu gegen Photonen-Untergrund 7cm innen aus Blei (von Römern abgebaut, gefunden 1984 in Schiffswrack, radioaktives 210Pb vollständig zerfallen) 30 cm Paraffin gegen äußere Neutronen Stickstoff-Spülung verhindert Radon-Ansammlung von

23 Edelweiss - Messungen[8],[9]
nach Abschluß von Edelweiss-I (März 2004): 62 kg*d ingesamt aktive Datensammlung (inklusive vorheriger Laufzeit) Ethreshold bei unter 13keV Auflösung wenige keV (1,3keV Ionisation, 1keV Wärme, bei 10keV)* WIMP-Stoß vermutet, wenn mehr als 75% der Ionisations-Ladung auf zentraler Anode Q und Er innerhalb ± 1,65σ des Kern-Rückstoß-Bandes Q und Er außerhalb ± 3,29σ des Elektron-Rückstoß-Bandes nur ein Detektor hat getriggert * laut Präsentation K. Eitel

24 Edelweiss - Ergebnisse[9]
insges. 40 Kern-Rückstöße im Bereich keV nur 3 im Bereich keV => Vorhersagen über Obergrenze Wirkungsquerschnitt und Masse der WIMPs

25 DAMA - Experiment 100kg NaI(Tl)-Kristalle
Energie durch Szintillation meßbar erst direkt, dann proportional zu Ionisation 10cm Lichtleiter von Kristall zu Photomultipliern Abschirmung ähnlich Edelweiss Unterscheidung Kernrückstoß – Elektronrückstoß Lichtpuls fällt unterschiedlich schnell ab (wg. quenching) Unterdrückung des Untergrunds nur statistisch, nicht von Fall zu Fall Auflösung auch ca. 2keV

26 DAMA - Ergebnisse[1] Sie finden Aber Widersprüche:
nach 7 Jahren Laufzeit und insgesamt ca kg*d Modulations-Signal (Signifikanz 6,3σ) Erecoil=2-6keV müssten WIMPs mit M≈50GeV und σχp≈7x10-6 pb sein Aber Widersprüche: Im Bereich 2-3keV sollten 50% der Ereignisse und in 4-6keV nur 7% liegen. Tun es aber nicht. Verbleibender Hintergrund müsste mit E ansteigen. Wie das? CDMS-results: für M≈60GeV ist σspin-independent≈1/10 von DAMA (CDMS hauptsächlich für diese WW sensitiv, wg. Ge/Si) D.S. Askerib et al., „Limits on spin-independent WIMP-nucleon interactions […] from CDMS“, arXiv:astro-ph/

27 DAMA fühlen sich angegriffen
aus „DAMA results&perspectives“, Präsentation von R. Bernabei, gehalten in Zaragoza, 10/2006

28 Kann DAMA doch auch richtig sein?
Übereinstimmung DAMA – andere Exp. nur mit zusätzlichen Annahmen (und leichte WIMPs, etwa 5GeV/c²<mWIMP<9GeV/c²) besser, wenn man DM als halo mit Strömen beschreibt WW spin-abhängig: dafür liefert CDMS mit 73Ge (29Si) auch Obergrenzen, aber natürlich geringe exposure. aus: P. Gondolo, G. Gelmini, „Compatibility of DAMA dark matter detection with other searches”, Phys. Rev D 71, (2005)

29 Die Zukunft: geplante Experimente
theoretisches SUSY-Limit σ ≈ 10-47cm² minimum Halbleiter-Detektoren: SuperCDMS Edelweiss-II (Beginn der Messungen Januar 2006) 21×320 g Ge-NTD Detektoren 7×400 g Ge Detektoren mit NbSi-thin-film Sensoren Szintillator-Detektoren: DAMA „Libra“ 250kg NaI(Tl) andere mit gleichem Prinzip: ELEGANTS-VI (750kg), ANAIS (107kg), KIMS (80kg CsI(Tl)) Szintillations-liquidXe-Detektoren: XMASS (800kg flüssiges Xe) XENON (erstmal 100kg, dann wie Xmass) ZEPLIN III und ZEPLIN MAX

30 Die endgültige Wahrheit…
… hat (noch) keiner. Bisher ist ein Wimp nochimmer einfach ein „Schwächling/Feigling/Waschlappen“ auf englisch.

31 Literatur / Quellen PDG review on dark matter ( H.V. Klapdor-Kleingrothaus, K. Zuber, „Teilchenastrophysik“, Teubner, 1997 T.J. Sumner, „Experimental Searches for Dark Matter“, Living Rev. Relativity 5, (2002) P.F. Smith, J.D. Lewin, „Dark Matter Detection”, Phys. Rep. 187, No. 5 (1990) G. Bertone, D. Hooper, J. Silk, „Particle dark matter“, Phys. Rep. 405 (2005) 279–390 M. Fich, S. Tremaine, „The Mass of the Galaxy“, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 29 (1991) P.M.W. Kalberla, J. Kerp, „Hydrostatics of the Galactic Halo“, V. Sanglard et al., „Final results of the EDELWEISS-I dark matter search“, arXiv:astro-ph/ V. Sanglard, Präsentation „Edelweiss-II, Status and Future“, gehalten in Marina del Rey, California, L. Baudis, „Underground Searches for Cold Relics of the Early Universe”, 22nd Texas Symposium on Relativistic Astrophysics at Stanford University, Dec , 2004, arXiv:astro-ph/