Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Einteilung der VL 1.Einführung 2.Hubblesche Gesetz 3.Antigravitation 4.Gravitation 5.Entwicklung des Universums 6.Temperaturentwicklung 7.Kosmische Hintergrundstrahlung 8.CMB kombiniert mit SN1a 9. Strukturbildung 10. Neutrinos 11. Inflation und GUT 12. Direkte Suche nach DM 13. Indirekte Suche nach DM HEUTE

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, CMB baryonische Materie << gesamte Materie Gravitationslinsen Rotationskurven Direkter Nachweis der DM ( Elastische Streuung an Kernen) Indirekter Nachweis der DM ( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie) Nachweismethoden der DM

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Gravitationslinsen ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Gravitationslinsen viel stärker als von sichtbarer Materie erwartet Einstein Ring wenn Quelle, Linse und Beobachter perfekt ausgerichtet HST,

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Gravitationslinsen Segmente der Einsteinringe bei nicht perfekter Ausrichtung Spektra zeigen, dass Segmente aus EINER Quelle stammen

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter Observations with bullet cluster: Chandra X-ray telescope shows distribution of hot gas Hubble Space Telescope and others show distribution of dark matter from weak gravitational lensing Distributions are clearly different after collision-> dark matter is weakly interacting! Rot: sichtbares Gas Blau: dunkle Materie aus Gravitations- potential dunkel

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Simulation der Colliding Clusters August 22, 2006

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Center of the Coma Cluster by Hubble space telescope ©Dubinski Discovery of DM in 1933 Zwicky, Fritz ( ) Zwicky notes in 1933 that outlying galaxies in Coma cluster moving much faster than mass calculated for the visible galaxies would indicate DM attracts galaxies with more force-> higher speed. But still bound!

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Dunkle Materie in Galaxien Die Rotationskurven von Spiralgalaxien sind weitgehend flach, während die leuchtende Materie eine abfallende Kurve erwarten lässt. Erklärung: dunkle Materie. Spiralgalaxien bestehen aus einem zentralen Klumpen und einer sehr dünnen Scheibe leuchtender Materie, welche von einem nahezu sphärischen, sehr ausgedehnten Halo umgeben ist.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz v=ωr v 1/ r mv 2 /r=GmM/r 2 Milchstraße Cygnus Perseus Orion Sagittarius Scutum Crux Norma Sun (8 kpc from center )

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Gibt es dunkle Materie in der Milchstraße? Rotationcurve Solarsystem rotation curve Milky Way 1/ r

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Estimate of DM density DM density falls off like 1/r 2 for v=const. Averaged DM density 1 WIMP/coffee cup (for 100 GeV WIMP)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Kandidaten der DM Problem: max. 4% der Gesamtenergie des Univ. in Baryonen nach CMB und BBN. Sichtbar nur 0.5%, d.h. 3.5% in obigen Kandidaten möglich. Rest der DM muss aus nicht-baryonischen Materie bestehen. Probleme: ν < 0.7% aus WMAP Daten kombiniert mit Dichtekorrelationen der Galaxien. Für kosmische Strings keine Vorhersagekraft. Abweichungen von Newtons Gravitationsgesetz nicht plausibel. In Supersymmetrie sind die WIMPS supersymmetrische Partner der CMB d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt). ? ?

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Direkter Nachweis von WIMPs Wir gehen davon aus, dass DM ein Neutralino oder WIMP ist. Es ist kalte DM, d.h. Impuls<<Masse (oder E 2 =p 2 +m 2 m 2, da p=mv mit v c und m 100 GeV Geschwindigkeitsverteilung der WIMPs in einem Gravitationsfeld folgt wie bei Gas in der Atmosphäre Maxwell-Boltzmann-Verteilung e -Ekin/kT mit häufigster Wert v=270 km/h χ χ E R ~ E kin (1 - cos ) Neutralino kann wegen R-Paritätserhaltung NUR elastische Streuung an Kernen durchführen Streuung von nicht-relativ. Teilchen meist koherent, d.h. Wellenlänge des einlaufenden Teilchens hat de Broglie Wellenlänge =h/p größer als Kernradius, so es kann einzelne Kerne nicht auflösen und Rückstoß wird an den gesamten Kern abgegeben. Wirkungs- querschnitt A 2 (A= Anzahl der Nukleonen)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Direkter Nachweis von WIMPs Berechnung des Streuwirkungsquerschnitt an einem Kern kompliziert: Koherente Streuung am ganzen Kern meistens dominant, aber bei Streuung kann auch Drehimpuls eine Rolle spielen Dann wird abhängig vom Spin S der Kerne im Detektormaterial. Spin S ist gegeben durch Differenz der Nukleonen mit Spin up und Spin down. Koherenz geht verloren bei Stößen mit hohem Impuls- übertrag q, also wenn die Wellenlänge klein gegenüber Kernradius R ist oder Kohärenzbedingung q · R « 1 Impulstransfer q = mv = A ·10 -3 GeV Kernradius R~ 1.14 fm · A ~ 7 GeV -1 · A Koherenzbedingung meistens nur erfüllt für Kerne bis A=50

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Direkter Nachweis von WIMPs Für Neutralinomassen von ca. 50 GeV wird die Empfindlichkeit maximal, weil dann Kern und WIMP ähnliche Masse haben und der Impulsübertrag Maximal wird. Spinunbh. Wirkungsquerschnitt ist (Z=Ladung, A=Anz. Nukl, fp und fn sind Formfaktoren) Wenn Koherenzbedingung nicht erfüllt, dann Kernmassenverteilung wichtig, wird beschrieben durch Formfaktor (Fouriertransformierte der Massenverteilung) Bei sehr leichten Kernen wird Verstärkung durch Koherenz der Streuung Z 2 oder (A-Z )2 gering und spinabh. Streuung wird wichtig

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Neutralino-Quark elastic scattering scalar interaction spin-dep. interaction The other terms are velocity-dependent contributions and can be neglected in the non-relativistic limit for the direct detection. The axial vector currents are proportional to spin operators in the non-relativistic limit. Effective Lagrangian

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Streurate von WIMPs

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Direct detection event rates Jodi Cooley, SMU, CDMS Collaboration =5,3 g/cm 3 A=73 =2,9 g/cm 3 A=28 =5,9 g/cm 3 A=131

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Detection challenges

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Background Rejection

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Shielding Underground +

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Direct Dark Matter Detection CRESST ROSEBUD CUORICINO DAMA ZEPLIN I UKDM NaI LIBRA CRESST II ROSEBUD CDMS EDELWEISS XENON ZEPLIN II,III,IV HDMS GENIUS IGEX MAJORANA DRIFT (TPC) ERER Phonons IonizationScintillation Large spread of technologies: varies the systematic errors, important if positive signal! All techniques have equally aggressive projections for future performance But different methods for improving sensitivity L. Baudis

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, WIMP Searches Worldwide

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Diskutiere nur 4 Beispiele: EDELWEISS und CDMS (Halbleiterdetektoren: Ionisation und Wärme) DAMA/Libra (Szintillator) XENON (Flüssigkeit: Ionisation und Szintillation)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Der Edelweiss Detektor Messprinzip eines Halbleiter-Bolometers. Kommt es zu einem elastischen Stoß eines WIMP-Teilchens mit einem Atomkern des Germanium-Kristalls führt der Kern-Rückstoß zu einer Temperaturerhöhung des Kristalls, die über ein Thermometer registriert wird. Gleichzeitig ionisiert der Ge-Kern das Material in seiner Umgebung, was zu einem Ladungssignal führt, das an den Oberflächenelektroden ausgelesen wird, aber viel Rekomb., daher bei Neutronenstreuung weniger Ladung als bei Comptonstr.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Kalibration eines Ge-Bolometers durch Bestrahlung mit einer 252Cf- Neutronenquelle: Deutlich erkennbar sind zwei Ereignispopulationen, die durch das Verhältnis von Ionisations- zu Rückstoß-Energie separiert werden können. Die auf das Ionisationssignal angelegte Energieschwelle (grüne Kurve) entspricht einer Rückstoßenergie von 3.5keV. Die Bänder beschreiben die Bereiche, in denen 90% der Elektron- bzw. Kern- Rückstöße liegen. Kalibration 1 per Definition Signalregion

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Quench-Faktor Verhältnis von Ionisation/Rückstoßenergie ist per Definition 1 für Elektronen und Gammas Für Neutronen (und WIMPS) ist dieses Verhältnis kleiner als 1 (quenched). Grund: Neutronen haben nur starke Wechselwirkung und stoßen nur mit dem Kern, nicht den Elektronen. Der Rückstoß des Kerns oder seine Fragmente erzeugen eine sehr hohe Dichte an Ionisation, die zu einer starken Rekombination von Elektronen und Löcher und daher weniger Ionisation führt.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Edelweiss Experiment

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, CDMS (C old DM S earch ) detectors

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Ionization measurement in CDMS

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, SQUID: Superconducting Quantum Interference Device zur Messung von minimalen Änderungen der magnetischen Feldstärke (bis T !) Phonon measurement in CDMS

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, CDMS in Soudan mine in Minnesota (USA)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Fiducial Volume removes edges

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Flüssiges Xe als Detektormaterial (LXe) -hohe Dichte gute Selbstabschirmung kompakte Detektoren XENON -hohe Massenzahl -niedrige Energieschwelle der Rückstoßenergie -gute Ionisations- und Szintillationseigenschaften -Betriebstemperatur leicht zu halten (180 K)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Noble liquids

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Ionization and Scintillation in Xe

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Double Phase Detector Concept

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, The XENON10 Experiment (10 kg)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, The XENON100 Experiment (100 kg) Großer Vorteil: 100 kg erlaubt äußere Lage als aktives Veto zu benutzen: Gammas der passiven Abschirmung werden durch Xenon absorbiert und Neutronen werden durch Vielfachstreuung erkannt

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Aktive Abschirmung Fiducial mass 48 kg. Nachteil von 100 kg: Drift der Ionisation über langer Abstand gibt Verluste durch Verunreinigungen: Ionisationssignal ortsabhängig Brauche sehr hohe Reinheit! Jetzt im Griff. Xenon1000 in Vorbereitung

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Latest Xenon100 limits SUSY expectation 100 kg Xenon erlaubt Abschirmung durch äüßere Xenon Schicht

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Xenon program

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Erwartung

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Annual Modulation as unique signature? June Dec ±2% Background WIMP Signal June Dec Annual modulation: v, so signal in June larger than in December due to motion of earth around sun (5-9% effect). June v0v0 galactic center Sun 230 km/s Dec. L. Baudis, CAPP2003

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, Daten bis 2008 Modulation nur in 2-6 keV Region -> leichte WIMPs (Signal sehr nah an der Schwelle des Detektors!!)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, a) DM in Galaxien eindeutig bestätigt durch flache Rotationskurven und Gravitationslinsen b) Direkte Suche nach DM durch Rückstöße in einem Detektor weltweit unterwegs, aber brauchen noch höhere Empfindlichkeit. c) Jährliche Modulation der Signale in Libra/DAMA (aber inkonsistent mit anderen Experimenten) Zusammenfassung