Dark Matter von Michel Meyer

Inhalt Einleitung Hauptteil Zusammenfassung und Ausblick Warum Dunkle Materie? Woraus besteht DM? Wie weist man sie nach? Hauptteil Verteilung innerhalb der Galaxie Experimentelle Methoden Ergebnisse Zusammenfassung und Ausblick Experimente der nächsten Generation

Warum Dunkle Materie? Gravitationslinseneffekt von Galaxienhaufen Lichtablenkung durch Masse nach Allgemeiner Relativitätstheorie Verstärkung, Verzerrung oder sogar Vervielfältigung Effekt zu stark um mit VM zu erklären Nicht sichtbare „Dark Matter“ Quelle: http://www.centauri-dreams.org/?p=785

Warum Dunkle Materie? Quelle: http://www.physikclub.de/bilder/ab-april-07/DM%201.jpg/view

Warum Dunkle Materie? Cosmic Microwave Background (CMB, CMBR) Relikt aus Zeit der „Rekombination“ Ca 300.000 yrs nach dem Big Bang, T: Ca 3000°K, z: Ca. 1000 Protonen und Elektronen kombinieren zu neutralem Wasserstoff keine Thompson-Streuung mehr -> Universum wird „Transparent“ Sehr homogene, nahezu perfekte Hohlkörperstrahlung T = 2,725°K, Ca. 400 Photonen/cm³

Warum Dunkle Materie? Cosmic Microwave Background Temperaturschwankungen hängen mit Baryonischen Dichteschwankungen zusammen ΔT/T = 10-5 Δρ/ρ = 10-5 Geringe Dichteschwankungen: wachsen linear z: Ca. 1000 Heute: Δρ/ρ = 10-2 Widerspruch zur Realität Nicht EM wechselwirkende Masse nötig zur Strukturbildung Quelle: http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/dmr_image.cfm

Erklärungsansätze Modified Newtonian Dynamics Baryonische Dunkle Materie Nicht sichtbares Gas MACHOs Nicht Baryonische Dunkle Materie WIMP‘s Axione

Masse-Energie-Budget im Universum Verteilung nach ΛCDM-Modell ΩBar = 0.05, ca. 1/10 sichtbar ΩCDM = 0.25, CDM Universum ist „flach“: Ω0= 1.0 Daher: Ωλ = 0.7 Quelle: http://www.schattenblick.de/infopool/natur/physik/npast088.html

Baryonische Dunkle Materie MACHO‘s Kandidaten: Braune Zwerge, kleine Schwarze Löcher, Neutronensterne, Planeten Nachweismöglichkeit: Microlensing Quelle: Spatium 7 Mai 2001

Nicht Baryonische Dunkle Materie Axione Hypothetisches, leichtes Teilchen (M: 10-2 bis 10-6 eV) Postuliert zur Lösung des Starken CP-Problems WIMP‘s (Weakly Interacting Massive Partikle‘s) Schwer (M >10Gev), stabil, elektrisch neutral Kandidaten: Kaluza-Klein-Teilchen (B(1), String-Theory) Neutralino (χ, SuSy)

Nachweismöglichkeiten Erzeugung in Beschleunigern Masse Einzelner Teilchen sehr groß (M > 10GeV) Paarweise Erzeugung von WIMP‘s Suche nach „Missing Energy“ Quelle: http://public.web.cern.ch/public/en/LHC/CMS-en.html

Nachweismöglichkeiten Direkte Suche Nach WIMP‘s Nachweis von Kernrückstößen Temperatur Ionisation Szintilation Schwierigkeiten Ereignisse sehr selten Untergrund Minimierung http://www.mppmu.mpg.de/english/cresst.html

Nachweismöglichkeiten Indirekte Suche Nach WIMP‘s Neutralino und B(1) sind Majorana-Teilchen Selbst-Annihilation Suche nach Annihilationsprodukten Neutrinos Photonen Annihilation wahrscheinlicher bei hohen Dichten (~ρ²)

Verteilung der Dunklen Materie N-Body-Simulationen zeigen: DM in Halos um Galaxien konzentriert Dichteanstieg Richtung Zentrum Im Zentrum dominiert Leuchtende Materie Quelle: Spatium 7 Mai 2001 Quelle: gereicht von: Joachim Ripken

Experimentelle Methoden Annihilationsprodukte: Neutrinos, Photonen Messung von Neutrinos, Very High Energy (VHE) γ-rays Passende Detektoren: Cherenkov Teleskope Neutrino Teleskope VHE γ-ray Space Teloscopes

Cherenkov Teleskope: H.E.S.S In Betrieb genommen Sommer 2002 Teleskop zur Beobachtung von γ-Strahlung ab 100 Gev Standort: Namibia, Begründung: Klima GC annähert im Zenit Quelle: H.E.S.S. Brochure 2007

Cherenkov Teleskope: H.E.S.S Funktionsweise γ-Strahlung induziert Luftschauer Energie Geladener Teilchen des Schauers ist groß genug um Cherenkovlicht zu erzeugen Lichtblitz wird von 4 Teleskopen registriert Bestimmung der Ursprungsrichtung mit 0,1° Genauigkeit Quelle: H.E.S.S. Brochure 2007

Cherenkov Teleskope: H.E.S.S Beobachtung des GC mit H.E.S.S: Intensive γ-Quelle im GC Zweite Quelle: Supernova Überrest Quelle: H.E.S.S. Brochure 2007 Nach Abzug dominanter Quellen: Weitere, „Mysteriöse“ Quelle UND: Haloartige VHE γ-ray Quelle Quelle: Dunkle Materie Annihilation? Quelle: H.E.S.S. Brochure 2007

Ergebnisse Beobachtetes Spektrum Passt nicht zur Erwartung Auch verschiedene Modellanpassungen lösen Problem nicht DM ist nicht (Haupt-) Quelle der γ-Strahlung Obergrenze eines DM-Anteils: 10%

Neutrino Teleskope: A.M.A.N.D.A Projektbeginn 1996, Später Ausbau zu A.M.A.N.D.A.-II Seit 2005 Teil von IceCube Hochenergie Neutrinoteleskop (>50Gev) Quelle: http://www.icecube.wisc.edu/science/

Neutrino Teleskope: A.M.A.N.D.A Funktionsweise Neutrinos erzeugen durch Stöße Muonen Erzeugte Muonen sind hochenergetisch, erzeugen Cherenkovlicht Lichtblitz wird von OM‘s registriert Beobachtete Neutrinos: aus Erdinnerem, Sonne Quelle: http://www.icecube.wisc.edu/science/

Ergebnisse Keine Passenden Neutrinos Mit A.M.A.N.D.A (Erdinneres) Auch mit A.M.A.N.D.A-II (noch) nicht (Sonnenzentrum) Bisher: Obergrenzen für Fluss von Muonen

Ausblick: IceCube A.M.A.N.D.A A.M.A.N.D.A-II IceCube 428 OM‘s Durchmesser: 120m Höhe 500m A.M.A.N.D.A-II 677 OM‘s Durchmesser: 200m IceCube 4800 OM‘s Durchmesser 1000m Höhe 1000m Quelle: http://www.icecube.wisc.edu/science/

Ausblick: GLAST Gamma-ray Large Area Space Telescope VHE γ-ray Space Teloscope Bessere Auflösung als Vorläuferexperimente Genauere Daten für das GC

Ausblick: CTA Cherenkov Telescope Array Projekt in Planungsphase System aus Cherenkov Teleskopen 2 Standorte, sowohl Nord- als auch Südhalbkugel 5-10 mal höhere Genauigkeit Weiteres Spektrum (einige 10GeV bis über 100TeV) Erste Prototypen ab 2010

Ausblick: LHC Large Hadron Collider Energien bis 14 Tev bei Proton-Proton Stößen Erstmals Erzeugung von χ oder B(1) möglich Quelle: http://www.teilchen.at/teilchen/archive/laufend/OneArticle?updatelogo=0;id=69;e=0

Zusammenfassung & Perspektive Bisher: kein Nachweis Dunkler Materie Aber: Theoretische Notwendigkeit aufgrund bisheriger Daten Perspektive: „Goldene Ära“ der DM Forschung

Vielen Dank für die Aufmerksamkeit Noch Fragen ?