Dark Matter von Michel Meyer.

Präsentation zum Thema: "Dark Matter von Michel Meyer."—  Präsentation transkript:

1 Dark Matter von Michel Meyer

2 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

3 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:

4 Warum Dunkle Materie? Quelle:

5 Warum Dunkle Materie? Cosmic Microwave Background (CMB, CMBR)
Relikt aus Zeit der „Rekombination“ Ca 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

6 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:

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

8 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:

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

10 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)

11 Nachweismöglichkeiten
Erzeugung in Beschleunigern Masse Einzelner Teilchen sehr groß (M > 10GeV) Paarweise Erzeugung von WIMP‘s Suche nach „Missing Energy“ Quelle:

12 Nachweismöglichkeiten
Direkte Suche Nach WIMP‘s Nachweis von Kernrückstößen Temperatur Ionisation Szintilation Schwierigkeiten Ereignisse sehr selten Untergrund Minimierung

13 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)

14 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

15 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

16 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

17 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

18 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

19 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%

20 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:

21 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:

22 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

23 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:

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

25 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

26 Ausblick: LHC Large Hadron Collider
Energien bis 14 Tev bei Proton-Proton Stößen Erstmals Erzeugung von χ oder B(1) möglich Quelle:

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

28 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit
Noch Fragen ?