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

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

Dunkle Materie Baryonische Materie (MACHO) Nichtbaryonische (Exotische) Materie: Heiße Dunkle Materie (HDM) Neutrinos (Mν < 20 eV) Kalte Dunkle Materie (CDM) WIMPs (Mw ≈ 10o-1000 GeV ) Axionen (MA ≈ 10-5 eV) alle (außer WIMPs) scheiden als dominanter Kandidat wegen kleiner Masse/Häufigkeit aus  WIMPs als Top-Kandidat

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

Neutralinos (das leichteste supersymmetrische Teilchen) Eigenschaften schwer im Vergleich zum Neutrino Masse 50-1000 GeV elektrisch ungeladen stabil schwach-wechselwirkend Alles die Voraussetzungen für die dunkle Materie

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

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

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

Rückstoßenergie ER ≈ 1-100 keV Suche nach WIMPs Ungeladene stabileTeilchen  Registrieren durch elastische Streuung an Atomkernen W mwv MN ER W0 θ Rückstoßenergie ER ≈ 1-100 keV

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

wichtige Detektortypen Ionisationsdetektoren (meistens HL-Detektoren) Durch Stoß mit Neutralino schlägt der Atomkern bei Nachbaratom Elektronen aus der Hülle  Elektronen-Loch-Paar-Erzeugung  Strom Szintillationsdetektoren Durch Rückstoß erzeugte Ionen fangen Elektronen ein und fallen in Grundzustand zurück  Lichtblitz 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

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

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

Experimente für WIMPs-Nachweis Projekt Ort Beginn Diskrimination Detektortyp Material Masse kg UKDMC Boulby (Engl.) 1997 keine Szintillation Natriumjodid 5 DAMA Gran Sasso (Ital.) 1998 100 ROSEBUD Cnfranc (Span.) 1999 thermisch Kryogen Aluminiumoxid 0.05 PICASSO Sudbury (Kan.) 2000 Tröpfchen Freon 0.001 CRESST I Calcium-Wolframoxid 10 SIMPLE Rustel (Fra.) 2001 DRIFT Richtung Ionisation Schwefelwasserstoff 0.16 Edelweiss Frejus (Fra.) Ionisation, thermisch Germanium 1.3 ZEPLIN I Zeit Flüssiges Xenon 30 HDMS Ge-73 0.2 CDMS II Soudan (USA) 2003 Sizilium, Germanium 7 ZEPLIN II Ionisation, Szintillation GENIUS-TF CRESST II 2004 Szintillation, thermisch Projekt Ort Beginn Diskrimination Detektortyp Material Masse kg DAMA Gran Sasso (Ital.) 1998 keine Szintillation Natriumionid 100 Edelweiss Frejus (Fra.) 2001 Ionisation, thermisch Kryogen Germanium 1.3 CDMS II Soudan (USA) 2003 Sizilium, Germanium 7 CRESST II 2004 Szintillation, thermisch Calcium-Wolframoxid 10

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

Schematische Darstellung

Jährliche Flußmodulation (zwischen Juni und Dezember) Juni: v maximal γ Sonne vsun vorb Dezember: v minimal WIMPs Wind v(t) = vsun+ vorb*cosγcos[ω(t-t0)] vorb = 30 km/s vsun = 230 km/s γ = 60º ω = 2π/T [ T=1Jahr ] t0 = 2. Juni (v Is maximal)  VE-H= (230  15) km/s (≈ 7%)

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

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

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

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

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)

1. Untergrunddiskrimination durch Ionisation Elektronenquelle a) Neutronenquelle b) Ionisationsergebnisse abhängig vom Art der Teilchen: γ,α,ē (Untergrund) ww mit ē, WIMPs und ν ww mit Atomkern  Untergrunddiskrimination

2. Untergrund-Unterdrückung durch Wärme Temperaturmessung über dotierte Germaniumthermistoren, deren Widerstand mit steigender Temperatur stark fällt 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!)

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

Prinzip der Untergrunddiskrimination mit Licht-Wärme-Messung Mit  CaWO4 - 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

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 sensible Termometer nötig Tieftemperatur-Detektoren basierend auf supraleitenden Thermometern

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

Untergrunddiskrimination Licht-Messergebnisse

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

Aufbau

Untergrundunterdrückung durch Ionisation

Ergebnisse Wirkungsquerschnitt (σ~R2) in pb (pikobarn 10-36cm2) DAMA-Bereich ausgeschlossen

ausgeschlossene Bereiche für Wirkungs-querschnitt von WIMPs σWIMP [pb] Wimp Masse [GeV] 10-3 10-4 10-5 10-6 10-7 10-8 CRESST – rein thermisch DAMA - Limit CDMS - Limit DAMA Evidence von Supersymetrie erwarteter Parameterbereich CRESST Licht-Wärme 100 kg Jahre 100 101 50 102 103 50 Gev untere Grenze für Neutralino aus Beschleunigerexper.

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

Literatur Klapdor-Kleingrothaus „Teilchenastrophysik“ www.lngs.infn.it/lngs/htexts/dama/welcome.html www.astroteilchenphysik.de/topics/dm/dm.htm www.pro-physik.de/Phy/pdfs/ISSART12253DE.PDF www.e15.physik.tu-muenchen.de/cresst/cresst/cresst.htm wwwvms.mppmu.mpg.de/cresst/ edelweiss.in2p3.fr/index_newe.html zerla1.physik.uni-erlangen.de/~katz/ws01/atp/talks/jm/JM.pdf www.pi1.physik.uni-erlangen.de/~katz/ws03/atp/talks/ms/MS.pdf iktp.tu-dresden.de/~schubert/hauptseminar-ss04-9.pdf cdms.berkeley.edu relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2002-4/ hpfrs6.physik.uni-freiburg.de/~herten/sem2001/dunklematerie.pdf