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1. ? Folie 2/31 Dunkle Materie (DM) im Kryo-Experiment Hinweise auf die Existenz dunkler Materie Die üblicherweise Verdächtigten Experimentelle Methoden.

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2 ? Folie 2/31 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 ? Folie 3/31 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 ! 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 aus [7] für M=M galaxis =const

4 ? Folie 4/31 Rotationskurve - Galaxis aus Vorlesung von Prof. L. Wisotzki, Uni Potsdam

5 ? Folie 5/31 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 E kin – Gravitationspotential

6 ? Folie 6/31 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 NASA/WMAP Science Team, map.gsfc.nasa.gov mehr dazu in Vortrag nächstes Jahr?

7 ? Folie 7/31 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 ? Folie 8/31 WIMPs weakly interacting massive particles –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 ? Folie 9/31 Rückstoß-Kinematik [4] mit: M D, M T 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 β 0 ): erhält man als diff. Ereignisrate (für β e =0) mit

10 ? Folie 10/31 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 ? Folie 11/31 Erkennbare WIMP-Signatur [4] Form des Energiespektrums –sollte abfallen mit E recoil (also z.B. keine peaks) –aus Form auf E 0 r und damit M D schließen Abhängigkeit des Spektrums vom target-Material Jährliche Schwankungen des Signals Aufteilung der Rückstoßenergie auf verschiedene Prozesse

12 ? Folie 12/31 WIMP-Signatur: Abhängigkeit von target mit: C= abhängig vom Quark-Inhalt des Nukleons und λ² s = kommt auf Wechselwirkung an. Streuung abhängig von Spin? spin-unabhängige (skalare) Kopplung: –an Neutron und Proton ähnlich => cohärente Streuung –Ereignisrate bestimmt durch K N ~ A² –Hintergrund für alle Materialien gleich spin-abhängige (axiale) Kopplung: –destruktive Interferenz für entgegengesetzte Spins –Ereignisrate abhängig von ungepaarten Nukleonen Formeln aus [4]

13 ? Folie 13/31 WIMP-Signatur: Abhängigkeit von target spin-abhängige Wechselwirkung: aus [10] aus [4] spin-unabhängige (coherent) Streuquerschnitte dominieren:

14 ? Folie 14/31 WIMP Signatur: jährliche Schwankungen Geschwindigkeitsverteilung –Annahme: Maxwell-Verteilung mit β e0 –β e im galaktischen Koordinatensystem variiert km/s (Maximum Juni) =>Modulationen (um 4-18%) in Ereignisrate und Energie-Übertrag aus [4]

15 ? Folie 15/31 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 ? Folie 16/31 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 ? Folie 17/31 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 ? Folie 18/31 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 T krit gehalten –winzige Erwärmung würde makroskopische Wirkung haben

19 ? Folie 19/31 Experimente [siehe auch 10]

20 ? Folie 20/31 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 Edelweiss - Detektoren von Fiducial volume( 57%) Heat Ionization guard Ionization center Thermometer (Ge NTD) Reference electrode Center electrode Guard Electrodes Ge crystal aus [9]

21 ? Folie 21/31 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 ? Folie 22/31 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 210 Pb vollständig zerfallen) –30 cm Paraffin gegen äußere Neutronen –Stickstoff-Spülung verhindert Radon-Ansammlung von

23 ? Folie 23/31 Edelweiss - Messungen [8],[9] nach Abschluß von Edelweiss-I (März 2004): –62 kg*d ingesamt aktive Datensammlung (inklusive vorheriger Laufzeit) –E threshold 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 E r innerhalb ± 1,65σ des Kern-Rückstoß-Bandes –Q und E r außerhalb ± 3,29σ des Elektron-Rückstoß-Bandes –nur ein Detektor hat getriggert * laut Präsentation K. Eitel

24 ? Folie 24/31 Edelweiss - Ergebnisse [9] insges. 40 Kern-Rückstöße im Bereich keV nur 3 im Bereich keV => Vorhersagen über Obergrenze Wirkungsquerschnitt und Masse der WIMPs

25 ? Folie 25/31 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 ? Folie 26/31 DAMA - Ergebnisse [1] Sie finden –nach 7 Jahren Laufzeit und insgesamt ca kg*d –Modulations-Signal (Signifikanz 6,3σ) E recoil =2-6keV –müssten WIMPs mit M50GeV und σ χp 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 M60GeV ist σ spin-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 ? Folie 27/31 DAMA fühlen sich angegriffen aus DAMA results&perspectives, Präsentation von R. Bernabei, gehalten in Zaragoza, 10/2006

28 ? Folie 28/31 Kann DAMA doch auch richtig sein? aus: P. Gondolo, G. Gelmini, Compatibility of DAMA dark matter detection with other searches, Phys. Rev D 71, (2005) Übereinstimmung DAMA – andere Exp. nur mit zusätzlichen Annahmen (und leichte WIMPs, etwa 5GeV/c²

29 ? Folie 29/31 Die Zukunft: geplante Experimente theoretisches SUSY-Limit –σ cm² 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 ? Folie 30/31 Die endgültige Wahrheit… … hat (noch) keiner. Bisher ist ein Wimp nochimmer einfach ein Schwächling/Feigling/Waschlappen auf englisch.

31 ? Folie 31/31 Literatur / Quellen 1.PDG review on dark matter (http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf)http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf 2.H.V. Klapdor-Kleingrothaus, K. Zuber, Teilchenastrophysik, Teubner, T.J. Sumner, Experimental Searches for Dark Matter, Living Rev. Relativity 5, (2002) 4.P.F. Smith, J.D. Lewin, Dark Matter Detection, Phys. Rep. 187, No. 5 (1990) 5.G. Bertone, D. Hooper, J. Silk, Particle dark matter, Phys. Rep. 405 (2005) 279– 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, 8.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/


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