Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Dunkle Materie Experemente und Detektion Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik 10 Januar 2004 Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Dunkle Materie Experemente und Detektion Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik 10 Januar 2004 Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik."—  Präsentation transkript:

1 Dunkle Materie Experemente und Detektion Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik 10 Januar 2004 Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik 10 Januar 2004

2 Materien-VerteilungMaterien-Verteilung DE Dunkle Energie, DM Dunkle Materie

3 Dunkle Materie Baryonische Materie (MACHO) Baryonische Materie (MACHO) Nichtbaryonische (Exotische) Materie: Nichtbaryonische (Exotische) Materie: Heiße Dunkle Materie (HDM) Heiße Dunkle Materie (HDM) Neutrinos (M ν < 20 eV) Neutrinos (M ν < 20 eV) Kalte Dunkle Materie (CDM)Kalte Dunkle Materie (CDM) WIMPs (M w 10o-1000 GeV ) WIMPs (M w 10o-1000 GeV ) Axionen (M A eV ) Axionen (M A eV ) alle (außer WIMPs) scheiden als dominanter Kandidat wegen kleiner Masse/Häufigkeit aus WIMPs als Top-Kandidat WIMPs als Top-Kandidat

4 WIMPs ( Weakly Interacting Massive Particles ) gute Kandidaten sind neutrale Superpartner der gewöhnlichen Materie (Supersymmetrie) hohe Massen gute Kandidaten sind neutrale Superpartner der gewöhnlichen Materie (Supersymmetrie) hohe Massen Hauptkandidat ist Neutralino Hauptkandidat ist Neutralino Neutralino ( Lightest Supersymmetric Particle LSP ) ist eine Mischung von Photino, Zino und Higgsinos Neutralino ( Lightest Supersymmetric Particle LSP ) ist eine Mischung von Photino, Zino und Higgsinos

5 Neutralinos ( das leichteste supersymmetrische Teilchen ) Eigenschaften Eigenschaften schwer im Vergleich zum Neutrino Masse GeVschwer im Vergleich zum Neutrino Masse GeV elektrisch ungeladenelektrisch ungeladen stabilstabil schwach-wechselwirkendschwach-wechselwirkend Alles die Voraussetzungen für die dunkle Materie Alles die Voraussetzungen für die dunkle Materie

6 Nachweis der dunklen Materie indirekter Nachweis durch Detektion der Reaktionprodukte von WW dunkler Materie außerhalb des Labors indirekter Nachweis durch Detektion der Reaktionprodukte von WW dunkler Materie außerhalb des Labors direkter Nachweis durch WW im Laborexperiment direkter Nachweis durch WW im Laborexperiment

7 indirekter Nachweis durch Einfang und Anhäufung in massiven Objekten (z.B. Sonne) durch Einfang und Anhäufung in massiven Objekten (z.B. Sonne) Paarvernichtung und Strahlung Nachweis erhöhten NeutrinoflußesPaarvernichtung und Strahlung Nachweis erhöhten Neutrinoflußes Neutrinoexperimente (AMANDA, ANTARES) Neutrinoexperimente (AMANDA, ANTARES) durch natürliche galaktische WIMPs-Dichte durch natürliche galaktische WIMPs-Dichte Paarvernichtung und Strahlung Antiprotonen-, Positronen- oder PhotonenflußPaarvernichtung und Strahlung Antiprotonen-, Positronen- oder Photonenfluß Detektoren auf space station (AMS) Detektoren auf space station (AMS) WIMPs > 1GeV

8 direkter Nachweis durch WW mit magnet. Feld oder mit Elektronen durch WW mit magnet. Feld oder mit Elektronen Konversion der Teilchen in Photonen Photonennachweis (CAST, PVLAS)Konversion der Teilchen in Photonen Photonennachweis (CAST, PVLAS) leichte Bosonen, Axionen (M<1eV) durch WW mit Atomkern durch WW mit Atomkern Nachweis von Phononen und Ionisation, Szintilation (DAMA, CDMS, EDELWEISS, CRESST...) Nachweis von Phononen und Ionisation, Szintilation (DAMA, CDMS, EDELWEISS, CRESST...) schwere WIMPs (M>1GeV)

9 Suche nach WIMPs Suche nach WIMPs Ungeladene stabileTeilchen Registrieren durch elastische Streuung an Atomkernen W mwvmwvmwvmwv MNMNMNMN ERERERER W0W0W0W0 θ Rückstoßenergie ER keV

10 Schwierigkeiten beim Nachweisen von WIMPs seltene Erreignisse < 0,1 pro kgTag seltene Erreignisse < 0,1 pro kgTag schwache Wechselwirkung, geringe kinetische Energie <100 keV schwache Wechselwirkung, geringe kinetische Energie <100 keV Viele Untergrundstörungen (z.B. kosmische Strahlung, natürliche Radioaktivität) Viele Untergrundstörungen (z.B. kosmische Strahlung, natürliche Radioaktivität) Experimente unterirdisch mit > 1000 Metern Experimente unterirdisch mit > 1000 Metern Hochreine Detektormaterialien nötig (ohne Eigenstrahlung) Hochreine Detektormaterialien nötig (ohne Eigenstrahlung)

11 wichtige Detektortypen Ionisationsdetektoren (meistens HL-Detektoren) Ionisationsdetektoren (meistens HL-Detektoren) Durch Stoß mit Neutralino schlägt der Atomkern bei Nachbaratom Elektronen aus der Hülle Elektronen-Loch-Paar-Erzeugung Strom Szintillationsdetektoren Szintillationsdetektoren Durch Rückstoß erzeugte Ionen fangen Elektronen ein und fallen in Grundzustand zurück Lichtblitz Kryogendetektoren Kryogendetektoren Bei einem Supraleiter, der knapp unter Sprungtemperatur betrieben wird, werden durch Stoß Gitterschwingungen erzeugt Erwärmung Widerstand Oft benutzt man zwei unterschiedliche Detektortypen, um Untergrund von WIMPs zu unterscheiden

12 wichtige Detektoreigenschaften niedrige Energieschwelle registrieren WIMPs sogar mit kleinem Energieübertrag niedrige Energieschwelle registrieren WIMPs sogar mit kleinem Energieübertrag gute Energieauflösung (grosse Energiebereiche messbar) grössere Effizienz gute Energieauflösung (grosse Energiebereiche messbar) grössere Effizienz keine Eigenradioaktivität weniger Untergrundstörungen keine Eigenradioaktivität weniger Untergrundstörungen gute Hintergrundabschirmung noch weniger Untergrund gute Hintergrundabschirmung noch weniger Untergrund großes Detektorvolumen mehr Ereignisse großes Detektorvolumen mehr Ereignisse

13 Was wir messen/interpretieren wollen Rückstoßenergie Rückstoßspektrum (differenzielle Zählrate dR) Mittlere WIMPs-Geschwindigkeit (aus Maxwell-Bolzmann-Verteilung) 300 km/s 300 km/s

14 ProjektOrtBeginnDiskriminationDetektortypMaterialMasse kg DAMA Gran Sasso (Ital.) 1998keineSzintillationNatriumionid100 Edelweiss Frejus (Fra.) 2001 Ionisation, thermisch KryogenGermanium1.3 CDMS II Soudan (USA) 2003 Ionisation, thermisch Kryogen Sizilium, Germanium 7 CRESST II Gran Sasso (Ital.) 2004 Szintillation, thermisch KryogenCalcium-Wolframoxid10 ProjektOrtBeginnDiskriminationDetektortypMaterialMassekgUKDMC Boulby (Engl.) 1997keineSzintillationNatriumjodid5 DAMA Gran Sasso (Ital.) 1998keineSzintillationNatriumjodid100 ROSEBUD Cnfranc (Span.) 1999thermischKryogenAluminiumoxid0.05 PICASSO Sudbury (Kan.) 2000keineTröpfchenFreon0.001 CRESST I Gran Sasso (Ital.) 2000thermischKryogenCalcium-Wolframoxid10 SIMPLE Rustel (Fra.) 2001keineTröpfchenFreon0.001 DRIFT Boulby (Engl.) 2001RichtungIonisationSchwefelwasserstoff0.16 Edelweiss Frejus (Fra.) 2001 Ionisation, thermisch KryogenGermanium1.3 ZEPLIN I Boulby (Engl.) 2001ZeitSzintillation Flüssiges Xenon 30 HDMS Gran Sasso (Ital.) 2001ZeitIonisationGe CDMS II Soudan (USA) 2003 Ionisation, thermisch Kryogen Sizilium, Germanium 7 ZEPLIN II Boulby (Engl.) 2003 Ionisation, Szintillation Szintillation Flüssiges Xenon 30 GENIUS-TF Gran Sasso (Ital.) 2003keineIonisationGermanium10 CRESST II Gran Sasso (Ital.) 2004 Szintillation, thermisch KryogenCalcium-Wolframoxid10 Experimente für WIMPs-Nachweis

15 DAMA (particle DArk MAtter searches with highly radiopure scintillators) erster Hinweis auf WIMPs erster Hinweis auf WIMPs speziell entwickelte schwach radioaktive Szintillationsdetektoren speziell entwickelte schwach radioaktive Szintillationsdetektoren Detektormaterial 100kg NaI Detektormaterial 100kg NaI Messzeit über 4 Jahre Messzeit über 4 Jahre Abschirmung durch 1,5 km Fels Abschirmung durch 1,5 km Fels

16 Schematische Darstellung

17 Jährliche Flußmodulation ( zwischen Juni und Dezember ) Juni: v maximal γ Sonne v sun v orb Dezember: v minimal v sun WIMPs Wind v (t) = v sun + v orb * cos γ cos[ ω (t-t 0 )] v orb = 30 km/s v sun = 230 km/s γ = 60º ω = 2 π /T [ T=1Jahr ] t 0 = 2. Juni ( v Is maximal ) V E-H = (230 15) km/s ( 7%) V E-H = (230 15) km/s ( 7%)

18 Jährliche Flußmodulation Dezember Dezember rel. WIMP-Geschwindigkeit größer mehr Ereignisse bei kleineren weniger Ereignisse bei größeren Energienrel. WIMP-Geschwindigkeit größer mehr Ereignisse bei kleineren weniger Ereignisse bei größeren Energien Juni Juni umgekehrtumgekehrt Flußmodulation max 7%

19 DAMA-ErgebnisseDAMA-Ergebnisse bekannte Technologie bekannte Technologie geringe Kosten geringe Kosten grosse Detektormasse grosse Detektormasse DAMA-Vorteile DAMA-Vorteile keine Untergrunddiskrimination keine Untergrunddiskrimination widerspricht anderen Experimenten (eventuell verursacht unverstandener Hintergrund die Modulation) widerspricht anderen Experimenten (eventuell verursacht unverstandener Hintergrund die Modulation) DAMA-Nachteile

20 Tieftemperaturkalorimeter sehr sensitiv auf Kernrückstöße sehr sensitiv auf Kernrückstöße niedrige Energie-Schwelle niedrige Energie-Schwelle hohe Energieauflösung hohe Energieauflösung große Freiheit bei der Wahl des Detektorsmaterials große Freiheit bei der Wahl des Detektorsmaterials Merkmale Merkmale Supraleitende Phasenübergangsthermometer Supraleitende Phasenübergangsthermometer Ge Thermistoren (dotierte Halbleiter-Thermometer) Ge Thermistoren (dotierte Halbleiter-Thermometer) Thermometer-Typen Thermometer-Typen durch die Teilchen-Absorption werden (nichtthermische) Phononen emittiert durch die Teilchen-Absorption werden (nichtthermische) Phononen emittiert Die Absorption der Phononen im Thermometer führt zu einem Temperatur-Anstieg Die Absorption der Phononen im Thermometer führt zu einem Temperatur-Anstieg kleine Temperaturunterschiede (~20mK) hohe Detektorsensivität, da Wärmekapazität C klein kleine Temperaturunterschiede (~20mK) hohe Detektorsensivität, da Wärmekapazität C klein Funktionsprinzip Funktionsprinzip ΔT E / C Thermometer Detektiertes Teilchen (WIMP) Thermometer Kopplung ans Kältebad Absorber

21 CDMS ( Cryogenic Dark Matter Search ) Kryogen- und Ionisationsdetektoren aktive Untergrunddiskrimination Kryogen- und Ionisationsdetektoren aktive Untergrunddiskrimination Detektormaterial - 7 kg Sizilium und Germanium (um WIMPs von Neutronen zu unterscheiden) Detektormaterial - 7 kg Sizilium und Germanium (um WIMPs von Neutronen zu unterscheiden) 740m unter der Erde 740m unter der Erde

22 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)

23 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 Untergrunddiskrimination Untergrunddiskrimination

24 2. Untergrund-Unterdrückung durch Wärme Temperaturmessung über a. a.dotierte Germaniumthermistoren, deren Widerstand mit steigender Temperatur stark fällt b. b.oder über supraleitende Wolframschicht, d Kerne geben weniger Energie über Ionisation als über Phononen ab WIMPs werden vom Untergrund unterschieden bei CDMS bisher kein Signal gesehen (widerspricht DAMA-Messung!)

25 CRESST ( Cryogenic Rate Event Search using Superconducting Thermometers ) Kryogen- & Szintillationsdetektoren (aktive Untergrunddiskrimination) Kryogen- & Szintillationsdetektoren (aktive Untergrunddiskrimination) Detektormaterial 10 kg Calcium- Wolframoxid Detektormaterial 10 kg Calcium- Wolframoxid Abschirmung durch 1,5 km Fels Abschirmung durch 1,5 km Fels Flüssiger Stickstoff Flüssiger Helium Misch-Kamera Innerer Leitungsschilder Äusserer Leitungsschild Kupfer Schild Teilchen Detektor

26 Prinzip der Untergrunddiskrimination mit Licht-Wärme-Messung Mit CaWO 4 - 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 Untergrunddiskrimination Untergrunddiskrimination

27 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 möglichst niedrige Energieschwelle der Detektoren erforderlich sensible Termometer nötig sensible Termometer nötig Tieftemperatur-Detektoren basierend auf supraleitenden Thermometern Tieftemperatur-Detektoren basierend auf supraleitenden Thermometern

28 Bolometerkurve Elektrischer Widerstand eines supraleitenden Filmes ist zuerst in supraleitendem Bereich kurz vor Sprungtemperatur Elektrischer Widerstand eines supraleitenden Filmes ist zuerst in supraleitendem Bereich kurz vor Sprungtemperatur kleine Temperaturänderung (< 2 mK) führt zur normalleitendem Bereich Widerstandmessung kleine Temperaturänderung (< 2 mK) führt zur normalleitendem Bereich Widerstandmessung Phasenübergangsthermometer

29 Untergrunddiskrimination Licht-Messergebnisse

30 EDELWEISS ( Experience pour DEtecter Les Wimps En Site Souterain ) Kryogen- & Ionisationsdetektoren (Untergrund-Unterdrückung durch Wärme-Ionisation, wie bei CDMS) Kryogen- & Ionisationsdetektoren (Untergrund-Unterdrückung durch Wärme-Ionisation, wie bei CDMS) Detektormaterial 1.3 kg Germanium Detektormaterial 1.3 kg Germanium abgeschirmt durch 1750 m Gestein abgeschirmt durch 1750 m Gestein

31 Aufbau

32 Untergrundunterdrückung durch Ionisation

33 Ergebnisse Wirkungsquerschnitt (σ~R 2 ) in pb (pikobarn cm 2 ) DAMA-Bereich ausgeschlossen

34 ausgeschlossene Bereiche für Wirkungs-querschnitt von WIMPs σ WIMP [pb] Wimp Masse [GeV] CRESST – rein thermisch DAMA - Limit CDMS - Limit DAMA Evidence von Supersymetrie erwarteter Parameterbereich CRESST Licht-Wärme 100 kg Jahre Gev untere Grenze für Neutralino aus Beschleunigerexper.

35 Fazit und Ausblick Großexperiment: CRESST und EDELWEISS arbeiten zusammen Aufbau des Tieftemperatur-Kalorimeters mit der Detektormassen bis hin zu 1000kg Problem der WIMP-Experimente: zu kleine Erreignissrate pro kgTag Untergrunddiskrimination sehr wichtig Untergrunddiskrimination sehr wichtig grosse Targetmasse nötig grosse Targetmasse nötig Ziele: Abdeckung des Großteils von der SUSY vorhergesagten Wirkungsquerschnitt-Bereiches Abdeckung des Großteils von der SUSY vorhergesagten Wirkungsquerschnitt-Bereiches WIMP-Nachweis und –erzeugung an Beschleunigern WIMP-Nachweis und –erzeugung an Beschleunigern Erklärung des Zusammenhangs zwischen dunkle Materie und Teilchentheorie Erklärung des Zusammenhangs zwischen dunkle Materie und Teilchentheorie

36 Literatur Klapdor-Kleingrothaus Teilchenastrophysik Klapdor-Kleingrothaus Teilchenastrophysik wwwvms.mppmu.mpg.de/cresst/ wwwvms.mppmu.mpg.de/cresst/ edelweiss.in2p3.fr/index_newe.html edelweiss.in2p3.fr/index_newe.html zerla1.physik.uni-erlangen.de/~katz/ws01/atp/talks/jm/JM.pdf zerla1.physik.uni-erlangen.de/~katz/ws01/atp/talks/jm/JM.pdf iktp.tu-dresden.de/~schubert/hauptseminar-ss04-9.pdf iktp.tu-dresden.de/~schubert/hauptseminar-ss04-9.pdf cdms.berkeley.edu cdms.berkeley.edu relativity.livingreviews.org/Articles/lrr / relativity.livingreviews.org/Articles/lrr / hpfrs6.physik.uni-freiburg.de/~herten/sem2001/dunklematerie.pdf hpfrs6.physik.uni-freiburg.de/~herten/sem2001/dunklematerie.pdf


Herunterladen ppt "Dunkle Materie Experemente und Detektion Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik 10 Januar 2004 Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen