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

Was könnte DM sein? Gas MACHOs Axionen SUSY WIMPs (z.b. Neutralinos) Baryonische DM Axionen SUSY WIMPs (z.b. Neutralinos) Neutrinos nicht-Baryonische DM Axionen 10e-5 < m < 10e-3 Pseudoscalare bosonen loesen die starke cp verletzung

WIMPs 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) Neutralino als Linearkombination aus Wino, Bino und 2 Higgsinos

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

Einschränkungen für WIMPs Kosmologie Dichte: 0.1 < Ωdm h2 < 0.3 Beschleunigerexperimente (LEP) Masse der Wimps: mχ > 51 GeV tan β > 2.2 Tan beta = v1 / v2 verhaeltnis der higgsanteile in der linearkombination der wimps

Wie Detektieren? Direkte Suche Indirekte Suche Sehr geringer Wirkungsquerschitt Indirekte Suche (bei Experimenten die nach kosmischer Strahlung suchen) Direkte: (Messung von elastischen Stöße der WIMPs mit Kernen, Rate hängt von WIMP-Typ und Art der WW ab)

Direkte Suche WW-Rate hängt von Art des Targets und der beobachteten WW ab Energieübertrag von 1-100 keV, nur ein Bruchteil davon wird sichtbar (quenching) Nur sehr wenige Ereignisse werden beobachtet

Probleme bei direkter Suche Wie groß ist die erwartete Zählrate? Untergrundstrahlung großes Problem (Diskrimination)  Vorher Theoretische Überlegungen zu Wirkungsquerschnitt und anderen Parametern (Wie unterscheidet man Untergrund- von WIMP-Signalen bzw. Wie schaltet man den Untergrund aus?)

Wirkungsquerschnitt Differentieller Wirkungsquerschnitt (Punkt-) Wirkungsquerschnitt für Protonen und Neutronen: SI prop zu A^2  schwere kerne interessant SD nicht von A abhaengig Symbole: GF: Fermi-Kopplungskonstante mN: Kernmasse v: WIMP geschwindigkeit im Laborsystem ER: Rückstoßenergie Z: Kernladungszahl A: Nukleonenzahl gp,n: effektive WIMP-nucleon Kopplungskonstante für SI WW 2 J(J+1) Spinfaktor F2SI(ER)/ F2SD(ER): Formfaktoren

Zählrate Theoretische differentielle Zählrate: Ausschlusskriterium: N zahl der target nuclei M masse des targetkerns m masse des wimps

Ausschlußplot

Identifikation Maximale Untergrundreduktion Suche nach Asymmetrien im Wimpsignal Korrelation der Rückstossrichtung mit v(Erde) Tägliche Modulation jährliche Modulation Rotation um die Polachse, Abschirmung des Flußes durch Erde, gilt nur für grosse Wirkungsquerschnitte jährliche Modulation, großes Intervall an Wirkungsquerschnitten möglich

Jährliche Modulation erwartete Modulation liegt bei 7% unterschied zwischen Maximum und Minimum gute Abschirmung notwendig signatur: Cosinus-artiger Verlauf T = 1 Jahr, Phase mit Peak um 2. Juni Modulation nur in niedrigen Energiebereichen Keine Mehrfachstreuung Amplitudenmodulation nicht größer als 7%

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

Untergrund

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

Untergrundlaboratorien

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

DAMA/NaI 9 x 9,7 kg hochreine NaI-Szintillatoren die bloßen Kristalle sind in radioarmen Cu eingehüllt, an 2 Endseiten sind Lichtleiter angebracht, die als optisches Fenster dienen Einkopplung in Photomultiplyer, die im Koinzidenzmodus arbeiten Cu-Box ist wiederum in einem Schild plaziert. Schichten: Cu/Pb/Cd-Folie/Polyethylene und Paraffin Weiterer Passiver Schild ist eine Betonmauer (Beton aus dem Gestein des Berges) In der Schildbox ist eine reine Stickstoffatmosphäre die einen leichten Überdruck aufweisst Glove-Box zum einführen einer Kalibrationsquelle Komplette Anordnug in klimatisierter Umgebung

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

DAMA/NaI: Ergebnisse Fitten einer Cosinusfunktion ( Acos(omega(t-t_0)) an die erhaltenen Daten bester Fit: A = (0,0200±0.0032) cpd/kg/keV; t_0 = (140 ± 22) d; T = (1,00 ± 0,01) y dabei ist: χ2/dof = 71/31

DAMA/NaI: Fehlerquellen

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)

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 Tower Wiring heat sinking holds cold FETs for amplifiers Eutectically bonded thermistors T hoch 3 abhaengigkeit der waermekapzitaet Inner Ionization Electrode Outer Ionization Electrode Passive Ge shielding (NTD-Ge thermistors on underside)

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 Ueberlappendende alu und wolfram 4 unabhaengige kanaele Jeweils 444 transition edge sensors die jeweils mit 6 aluminium phononcollection pads gekoppelt sind Viel schneller als blips, detektieren athermische photonen bevor sie in thermische zerfallen. Phononen brechen cooperpaare auf, uebergang von supraleitend zu normalleitend

CDMS: Meßschema

CDMS: Aufbau (CDMS I) Tiefe von nur 10.6m reduziert Muonenfluss um einen Faktor 5, außerdem Radioaktivität in den Wänden  Weitere Abschirmung notwendig Szintillator als aktives Muon-Veto, Antikoinzidenzmethode Pb-Schild: 15cm dick, reduziert Photenfluß um Faktor 1000 Polyethylen-Schild, 25cm dick (optimal), bremst und absorbiert Neutronen aus Tunnelwänden und Muonenzerfall Kupferkryostat: 6 Temperaturstufen (10mK, 50mK, 600mK, 4K, 77K, 300K), Innerste Kammer ca. 21 Liter Volumen Inner pb shcild aus glover blei, arm an Pb210 (22jahre)

CDMS: Was sieht man bei der Messung? a) Elektronenquelle b) Neutronenquelle

CDMS: Ergebnisse

CDMS: Ergebnisse

Vergleich CDMS/DAMA DAMA liefert modellunabhaengige Ergebnisse, alle anderen erstellen Ausschlußplots mit bestimmten Modellen andere Experimente sind nicht empfindlich genug für eine Detektion der jährlichen Modulation teilweise sind nur sehr wenige Messwerte vorhanden Hintergrundreduktion nicht so sehr einfach neue Versuchsaufbauten bringen schon Probleme bei der Bestimmung der Energieskala drehe obige Argumente vice versa Bester gleichzeitiger Fit, sagt zu kleine Modulation bei DAMA voraus, bzw. zu wenige Ereignisse bei CDMS

CRESST I: Detektor Wolframthermometer Halte Block mit Schraubenkontakt Cryogenic Rare Event Searching using Superconducting Thermometers CRESST I: Detektor Wolframthermometer Halte Block mit Schraubenkontakt Plastikfedern Saphirkristall Plastik-/Saphirbälle zur Lagerung Halteblöcke mit Schraubenkontakten zu den Squids DM-Grenzen wurden in einem 138,8 h Lauf aufgenommen im Okt. 2000 361 Ereignisse (nach Entfernung von Koinzidenzen) wurden detektiert im Energiebereich von 600 eV (Software) – 120 keV Auswertung mit verschiedenen Methoden Kollaboration aus verschiedenen Gruppen, u.a. MPI und TU München Steht in Gran Sasso, Italien CRESST I im März 2001 beendet, Phase II unterwegs In Phase I: Dielektrischer Kristall (262g Saphir) für die WW an dessen Oberfläche ein dünner supraleitender Film (W bei 15mK) angebracht ist. Vergrößern von kleineren Detektoren mit nur 32g möglich, da Phononen nicht thermisch Zerfallen

CRESST: Ergebnisse

CRESST II CaWO4 Abschirmung kann Hintergrund nicht vollständig abschalten Versuche im Detektor zwischen Kern und Elektronenstößen zu unterscheiden Szintillations-kaloriemeter mit einer Masse von 10kg Empfindlichkeit deutlich erhöht

EDELWEISS: Aufbau 70 mm durchmesser ,20 mm hoch Elektroden, die 2 regionen definieren Ultraschall verbindung der kontakte anstatt zu kleben

EDELWEISS: Diskrimination

EDELWEISS II 12 pro lage

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

Literatur Axionen-Übersicht: Phys. Rep. 325 (2000) 1-39 WIMP-Übersicht: Experimental Searches for Non-Baryonic Dark Matter: WIMP Direct Detection astro-ph/0112550 27. Dez 2001 Supersymmetric DM:Phys. Rep. 267 (1996) 195-373 DAMA: Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003) 1-73 CDMS: astro-ph-0203500 v3 16.Aug 2002 EDELWEISS: astro-ph/0206271 v1 17 Jun2002