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Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 28.01.2011 1 Gravitationslinsen Rotationskurven Direkter Nachweis der DM ( Elastische Streuung an Kernen) Indirekter.

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Präsentation zum Thema: "Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, 28.01.2011 1 Gravitationslinsen Rotationskurven Direkter Nachweis der DM ( Elastische Streuung an Kernen) Indirekter."—  Präsentation transkript:

1 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Gravitationslinsen Rotationskurven Direkter Nachweis der DM ( Elastische Streuung an Kernen) Indirekter Nachweis der DM ( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie) Nachweismethoden der DM

2 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Gravitationslinsen ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

3 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Gravitationslinsen

4 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter Observations with bullet cluster: Chandra X-ray telescope shows distribution of hot gas Hubble Space Telescope and others show distribution of dark matter from weak gravitational lensing Distributions are clearly different after collision-> dark matter is weakly interacting! Rot: sichtbares Gas Blau: dunkle Materie aus Gravitations- potential dunkel

5 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Simulation der Colliding Clusters August 22, 2006

6 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Center of the Coma Cluster by Hubble space telescope ©Dubinski Discovery of DM in 1933 Zwicky, Fritz ( Zwicky notes in 1933 that outlying galaxies in Coma cluster moving much faster than mass calculated for the visible galaxies would indicate DM attracts galaxies with more force-> higher speed. But still bound!

7 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Dunkle Materie im Universum Die Rotationskurven von Spiralgalaxien sind weitgehend flach, während die leuchtende Materie eine abfallende Kurve erwarten lässt. Erklärung: dunkle Materie. Spiralgalaxien bestehen aus einem zentralen Klumpen und einer sehr dünnen Scheibe leuchtender Materie, welche von einem nahezu sphährischen, sehr ausgedehnten Halo umgeben ist.

8 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz v=ωr v 1/ r mv 2 /r=GmM/r 2 Milchstraße Cygnus Perseus Orion Sagittarius Scutum Crux Norma Sun (8 kpc from center )

9 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Do we have Dark Matter in our Galaxy? Rotationcurve Solarsystem rotation curve Milky Way 1/ r

10 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Estimate of DM density DM density falls off like 1/r 2 for v=const. Averaged DM density 1 WIMP/coffee cup (for 100 GeV WIMP)

11 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt Für N Galaxien also N(N-1)/2 Teilchenpaaren Für N groß:und Erwarte also für ´Gas` gravitativ wechselwirkender Teilchen M r ! Aber dann v 2 M/r = konst -> flat rot. curve Virialsatz

12 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Kandidaten der DM Problem: max. 4% der Gesamtenergie des Univ. in Baryonen nach CMB und BBN. Sichtbar nur 0.5%, d.h. 3.5% in obigen Kandidaten möglich. Rest der DM muss aus nicht-baryonischen Materie bestehen. Probleme: ν < 0.7% aus WMAP Daten kombiniert mit Dichtekorrelationen der Galaxien. Für kosmische Strings keine Vorhersagekraft. Abweichungen von Newtons Gravitationsgesetz nicht plausibel. WIMPS ergeben nach Virialtheorem flache Rotationskurven. In Supersymmetrie sind die WIMPS Supersymmetrische Partner der CMB d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt). ? ?

13 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, % of the energy of the Universe is non-baryonic 23% in the form of Cold Dark Matter Dark Matter enhanced in Galaxies and Clusters of Galaxies but DM widely distributed in halo-> DM must consist of weakly interacting and massive particles -> WIMPs Annihilation with = cm 3 /s, if thermal relic From CMB + SN1a + surveys DM halo profile of galaxy cluster from weak lensing If it is not dark It does not matter What is known about Dark Matter?

14 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Thermische Geschichte der WIMPS Thermal equilibrium abundance Actual abundance T=M/22 Comoving number density x=m/T Jungmann,Kamionkowski, Griest, PR 1995 WMAP -> h 2 = > = cm 3 /s DM nimmt wieder zu in Galaxien: 1 WIMP/Kaffeetasse DMA ( ρ 2 ) fängt wieder an. T>>M: f+f->M+M; M+M->f+f T f+f T=M/22: M decoupled, stable density (wenn Annihilationrate Expansions- rate, i.e. = n (x fr ) H(x fr ) !) Annihilation in leichtere Teilchen, wie Quarks und Leptonen -> 0s -> Gammas! Einzige Annahme: WIMP = thermisches Relikt, d.h. im thermischen Bad des frühen Universums erzeugt.

15 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Indirect Dark Matter Searches Annihilation products from dark matter annihilation: Gamma rays (EGRET, FERMI) Positrons (PAMELA) Antiprotons (PAMELA) e+ + e- (ATIC, FERMI, HESS, PAMELA) Neutrinos (Icecube, no results yet) e-, p drown in cosmic rays?

16 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Neutralino Annihilation channels

17 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Neutralino-Quark elastische Streuung Wirkungsquerschnitte sehr klein, weil Higgs nur an Masse koppelt, aber u,d Quarks praktisch keine Masse haben. Sehr empfindlich für s-Quark Anteil im Nukleon. Squark Austausch sehr klein, wenn Squark schwer Z-Austausch klein, wenn Neutralino hauptsächlich Bino ist (Bino koppelt nur an elektrische Ladung) Zusätzlich geringer Impulsübertrag bei Streuung (weit von Masse des ausgetauschten Teilchens) -> Unterdrückung Spin independent Spin dependent Resultat: ( N) 10 Größenordnungen kleiner als ( ) (Annihilation)

18 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Direkter Nachweis von WIMPs Wir gehen davon aus, dass DM Neutralino oder WIMP ist. Es ist kalte DM, d.h. Impuls<

19 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Principles of WIMP detection Elastic scattering of a WIMP on a nucleus inside a detector The recoil energy of a nucleus with mass For This recoil can be detected in some ways : Electric charges released (ionization detector) Flashes of light produced (scintillation detector) Vibrations produced (phonon detector)

20 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Direkter Nachweis von WIMPs Berechnung des Streuwirkungsquerschnitt an einem Kern kompliziert: Koherente Streuung am ganzen Kern meistens dominant, aber bei Streuung kann auch Drehimpuls eine Rolle spielen Dann wird abhängig vom Spin S der Kerne im Detektormaterial. Spin S ist gegeben durch Differenz der Nukleonen mit Spin up und Spin down. Koherenz geht verloren bei Stößen mit hohem Impuls- übertrag q, also wenn die Wellenlänge klein gegenüber Kernradius R ist oder Kohärenzbedingung q · R « 1 Impulstransfer q = A ·10 -3 GeV Kernradius R~ 1.14 fm · A R ~ 7 GeV -1 · A

21 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Direkter Nachweis von WIMPs Koherenzbedingung meistens nur erfüllt für Kerne bis A=50, d.h. perfekt für Neutralinomassen von ca. 50 GeV, denn bei gleicher Kern und WIMP Masse wird q max, weil dann reduzierte Masse = M · M N /(M N + M ) maximal wird. Wenn Koherenzbedingung nicht erfüllt, dann Kernmassenverteilung wichtig, wird beschrieben durch Formfaktor (Fouriertransformierte der Massenverteilung) Bei sehr leichten Kernen wird Verstärkung durch Koherenz der Streuung A 2 gering und spinabh. Streuung wird wichtig

22 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Neutralino-Quark elastic scattering scalar interaction spin-dep. interaction The other terms are velocity-dependent contributions and can be neglected in the non-relativistic limit for the direct detection. The axial vector currents are proportional to spin operators in the non-relativistic limit. Effective Lagrangian

23 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Direkter Nachweis von WIMPs

24 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Direct detection event rates Jodi Cooley, SMU, CDMS Collaboration

25 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Detection challenges

26 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Background Rejection

27 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Shielding Underground +

28 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Direct Dark Matter Detection CRESST ROSEBUD CUORICINO DAMA ZEPLIN I UKDM NaI LIBRA CRESST II ROSEBUD CDMS EDELWEISS XENON ZEPLIN II,III,IV HDMS GENIUS IGEX MAJORANA DRIFT (TPC) ERER Phonons IonizationScintillation Large spread of technologies: varies the systematic errors, important if positive signal! All techniques have equally aggressive projections for future performance But different methods for improving sensitivity L. Baudis

29 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, WIMP Searches Worldwide

30 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Diskutiere nur 4 Beispiele: Edelweiss und CDMS (Halbleiterdetektoren: Ionisation und Wärme) DAMA/Libra (Szintillator) XENON (Flüssigkeit: Ionisation und Szintillation)

31 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Der Edelweiss Detektor Messprinzip eines Halbleiter-Bolometers. Kommt es zu einem elastischen Stoß eines WIMP-Teilchens mit einem Atomkern des Germanium-Kristalls führt der Kern-Rückstoß zu einer Temperaturerhöhung des Kristalls, die über ein Thermometer registriert wird. Gleichzeitig ionisiert der Ge-Kern das Material in seiner Umgebung, was zu einem Ladungssignal führt, das an den Oberflächenelektroden ausgelesen wird.

32 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Array von Phasenübergangs- Thermometern Schnelle (großflächige) Auslese von Phononen DM-Suche mit Tieftemperatur-Kalorimetern / CDMS Si oder Ge Einkristall

33 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Kalibration eines Ge-Bolometers durch Bestrahlung mit einer 252Cf-Neutronenquelle: Deutlich erkennbar sind zwei Ereignispopulationen, die durch das Verhältnis von Ionisations- zu Rückstoß-Energie separiert werden können. Die auf das Ionisationssignal angelegte Energieschwelle (grüne Kurve) entspricht einer Rückstoßenergie von 3.5keV. Die Bänder beschreiben die Bereiche, in denen 90% der Elektron- bzw. Kern-Rückstöße liegen. Kalibration

34 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Edelweiss Experiment

35 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, CDMS detectors

36 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Ionization measurement in CDMS

37 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, SQUID: Superconducting Quantum Interference Device zur Messung von minimalen Änderungen der magnetischen Feldstärke (bis T !) Phonon measurement in CDMS

38 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, CDMS in Soudan mine in Minnesota (USA)

39 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Fiducial Volume removes edges

40 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Flüssiges Xe als Detektormaterial (LXe) -hohe Dichte gute Selbstabschirmung kompakte Detektoren XENON -hohe Massenzahl -niedrige Energieschwelle der Rückstoßenergie -gute Ionisations- und Szintillationseigenschaften -Betriebstemperatur leicht zu halten (180 K)

41 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Noble liquids

42 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Ionization and Scintillation in Xe

43 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Double Phase Detector Concept

44 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, The XENON10 Experiment (10 kg)

45 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Cross section limits

46 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Annual Modulation as unique signature? June Dec ±2% Background WIMP Signal June Dec Annual modulation: v, so signal in June larger than in December due to motion of earth around sun (5-9% effect). June v0v0 galactic center Sun 230 km/s Dec. L. Baudis, CAPP2003

47 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, Daten bis 2008 Modulation nur in 2-6 keV Region -> leichte WIMPs (Signal sehr nah an der Schwelle des Detektors!!)

48 Wim de Boer, KarlsruheKosmologie VL, a) DM in Galaxien eindeutig bestätigt durch flache Rotationskurven und Gravitationslinsen b) Direkte Suche nach DM durch Rückstöße in einem Detektor weltweit unterwegs, aber brauchen noch höhere Emfindlichkeit. c) Jährliche Modulation der Signale in Libra/DAMA (aber inkonsistent mit anderen Experimenten) Zusammenfassung


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