Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

1 Experimente zum Nachweis der dunklen Materie Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik WS 2003/04 Vortragender: Markus Stöhr.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "1 Experimente zum Nachweis der dunklen Materie Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik WS 2003/04 Vortragender: Markus Stöhr."—  Präsentation transkript:

1 1 Experimente zum Nachweis der dunklen Materie Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik WS 2003/04 Vortragender: Markus Stöhr

2 2 Axionen Axionen SUSY WIMPs (z.b. Neutralinos) SUSY WIMPs (z.b. Neutralinos) Neutrinos Neutrinos Was könnte DM sein? nicht-Baryonische DM Baryonische DM Gas MACHOs

3 3 WIMPs Kandidaten: neutrale Superpartner der gewöhnlichen Materie im SUSY-Modell Kandidaten: neutrale Superpartner der gewöhnlichen Materie im SUSY-Modell Hauptaugenmerk liegt auf dem leichtesten Neutralino das in der einfachst möglichen Realisation des SUSY gegeben ist. (LSP) Hauptaugenmerk liegt auf dem leichtesten Neutralino das in der einfachst möglichen Realisation des SUSY gegeben ist. (LSP) Neutralino als Linearkombination aus Wino, Bino und 2 Higgsinos Neutralino als Linearkombination aus Wino, Bino und 2 Higgsinos

4 4 Parameterscan des MSSM Masse ungleich null Richtige Restmenge im Universum Ladung Null Schwache Wechselwirkung mit (gewöhnlicher)Materie Minimalanforderungen an DM-Teilchen

5 5 Einschränkungen für WIMPs Kosmologie Kosmologie Dichte: 0.1 < Ω dm h 2 < 0.3 Dichte: 0.1 < Ω dm h 2 < 0.3 Beschleunigerexperimente (LEP) Beschleunigerexperimente (LEP) Masse der Wimps: mχ > 51 GeV Masse der Wimps: mχ > 51 GeV tan β > 2.2 tan β > 2.2

6 6 Wie Detektieren? Direkte Suche Direkte Suche Indirekte Suche Indirekte Suche Sehr geringer Wirkungsquerschitt Sehr geringer Wirkungsquerschitt

7 7 Direkte Suche WW-Rate hängt von Art des Targets und der beobachteten WW ab WW-Rate hängt von Art des Targets und der beobachteten WW ab Energieübertrag von keV, nur ein Bruchteil davon wird sichtbar (quenching) Energieübertrag von keV, nur ein Bruchteil davon wird sichtbar (quenching) Nur sehr wenige Ereignisse werden beobachtet Nur sehr wenige Ereignisse werden beobachtet

8 8 Probleme bei direkter Suche Wie groß ist die erwartete Zählrate? Wie groß ist die erwartete Zählrate? Untergrundstrahlung großes Problem (Diskrimination) Untergrundstrahlung großes Problem (Diskrimination)

9 9 Wirkungsquerschnitt Differentieller Wirkungsquerschnitt Differentieller Wirkungsquerschnitt (Punkt-) Wirkungsquerschnitt für Protonen und Neutronen: (Punkt-) Wirkungsquerschnitt für Protonen und Neutronen:

10 10 Zählrate Theoretische differentielle Zählrate: Theoretische differentielle Zählrate: Ausschlusskriterium: Ausschlusskriterium:

11 11 Ausschlußplot

12 12 Identifikation Maximale Untergrundreduktion Maximale Untergrundreduktion Suche nach Asymmetrien im Wimpsignal Suche nach Asymmetrien im Wimpsignal 1.Korrelation der Rückstossrichtung mit v(Erde) 2.Tägliche Modulation 3.jährliche Modulation

13 13 Jährliche Modulation erwartete Modulation liegt bei 7% unterschied zwischen Maximum und Minimum gute Abschirmung notwendig signatur:

14 14 Wo/Wie den Versuch aufbauen? Ort tief unter der Erde (minimieren der kosm. Strahlung) Abschirmung gegen EM-Strahlung und Neutronenuntergrund Materialien des Aufbaus sollen möglichst geringen Gehalt an radioaktiven Isotopen enhalten. Hauptaugenmerk liegt auf Reduktion von U238, Th232 und K40 Entferne Radon sehr effektiv Saubere arbeitsweise Messapparatur muss die erforderliche Genauigkeit und Konstanz erreichen

15 15 Untergrund

16 16 Detektortypen Germanium NaI Szintillatoren Xe Szintillatoren Time projection chambers Metastabile Teilchen detektoren (superheated drop detectors, superconducting superheated grains) Glimmer Bolometer

17 17 Untergrundlaboratorien

18 18 DAMA (particle DArk MAtter searches with highly radiopure scintillators at Gran Sasso) verschiedene Versuche, für die speziell schwach radioaktive Szintillatoren entwickelt wurden NaI, flüssiges Xe, R&D, LIBRA Nachweis der jährlichen Modulation durch DAMA/NaI? Ergebnisse aber im Widerspruch zu anderen Experimenten In Gran Sasso aufgebaut

19 19 DAMA/NaI

20 20 DAMA/NaI: Vor-/Nachteile bekannte Technologie geringe Kosten grosse Masse auch Spinabhaengige Wechselwirkung Keine Untergrunddiskrimination

21 21 DAMA/NaI: Ergebnisse

22 22 DAMA/NaI: Fehlerquellen

23 23 CDMS I/II (Cryogenic Dark Matter Search) CDMS I an der Stanford University, ca. 10 m unter der Erde CDMS II in einer Mine (Soudan Mine) in der Nähe von Minnesota, Tiefe: eine halbe Meile, Gestein sehr arm an radioaktiven Isotopen cryogenic: Messung der totalen Rückstoßenergie mit thermischen Detektoren; dabei gibt es sehr kleine Änderungen der Temperatur. 2 Detektortypen: BLIP (Berkeley Large Ionization- and Phonon-mediated detector) und ZIP (Z-sensitive Ionization and Phonon-mediated detector)

24 24 CDMS: BLIP-Detektor Zylindrischer Ge Einkristall, hoher Reinheit, undotiert, 165g 2 NTD Ge Thermistoren messen die Temperaturänderung durch Phononenerzeugung Messung der Ionisationsladung durch anlegen einer Spannung an den Elektroden auf der Ober- und Unterseite Inner Ionization Electrode Outer Ionization Electrode Passive Ge shielding (NTD-Ge thermistors on underside) Tower Wiring heat sinking holds cold FETs for amplifiers

25 25 CDMS: ZIP-Detektor Detektieren von athermischen Phononen, um die Produktionsrate und gleichzeitig die xy- Position für jedes Ereignis zu bestimmen hochreines, einkristallines Si, 100 g

26 26 CDMS: Meßschema

27 27 CDMS: Aufbau (CDMS I)

28 28 CDMS: Was sieht man bei der Messung? a) Elektronenquelleb) Neutronenquelle

29 29 CDMS: Ergebnisse

30 30 CDMS: Ergebnisse

31 31 Vergleich CDMS/DAMA Bester gleichzeitiger Fit, sagt zu kleine Modulation bei DAMA voraus, bzw. zu wenige Ereignisse bei CDMS

32 32 CRESST I: Detektor 1.Wolframthermometer 2.Halte Block mit Schraubenkontakt 3.Plastikfedern 4.Saphirkristall 5.Plastik-/Saphirbälle zur Lagerung 6.Halteblöcke mit Schraubenkontakten zu den Squids Cryogenic Rare Event Searching using Superconducting Thermometers

33 33 CRESST: Ergebnisse

34 34 CRESST II

35 35 EDELWEISS: Aufbau

36 36 EDELWEISS: Diskrimination

37 37 EDELWEISS II

38 38 Fazit Untergrundreduktion sehr wichtig Untergrundreduktion sehr wichtig Abschirmung Abschirmung Diskriminierung der Signale Diskriminierung der Signale Endgültiger Nachweis erfordert Messung der jährliche Modulation Endgültiger Nachweis erfordert Messung der jährliche Modulation

39 39 Literatur Axionen-Übersicht: Phys. Rep. 325 (2000) 1-39 Axionen-Übersicht: Phys. Rep. 325 (2000) 1-39 WIMP-Übersicht: WIMP-Übersicht: Experimental Searches for Non-Baryonic Dark Matter: WIMP Direct Detection astro-ph/ Dez 2001 Experimental Searches for Non-Baryonic Dark Matter: WIMP Direct Detection astro-ph/ Dez 2001 Supersymmetric DM:Phys. Rep. 267 (1996) Supersymmetric DM:Phys. Rep. 267 (1996) DAMA: Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003) 1-73 DAMA: Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003) 1-73 CDMS: astro-ph v3 16.Aug 2002 CDMS: astro-ph v3 16.Aug 2002 EDELWEISS: astro-ph/ v1 17 Jun2002 EDELWEISS: astro-ph/ v1 17 Jun2002


Herunterladen ppt "1 Experimente zum Nachweis der dunklen Materie Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik WS 2003/04 Vortragender: Markus Stöhr."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen