8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer1 We dont know it, because we dont see it! VL 13: Dunkle Materie, was ist das? WdB, C. Sander, V. Zhukov,

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1 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer1 We dont know it, because we dont see it! VL 13: Dunkle Materie, was ist das? WdB, C. Sander, V. Zhukov, A. Gladyshev, D. Kazakov, EGRET excess of diffuse Galactic Gamma Rays as Tracer of DM, astro-ph/0508617, A&A, 444 (2005) 51

2 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer2 Gravitationslinsen Rotationskurven Indirekter Nachweis der DM ( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie) Direkter Nachweis der DM ( Elastische Streuung an Kernen) Nachweismethoden der DM

3 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer3 Gravitationslinsen ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

4 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer4 Gravitationslinsen

5 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer5 Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter http://www.sciam.com/ August 22, 2006 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!

6 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer6 Center of the Coma Cluster by Hubble space telescope ©Dubinski Discovery of DM in 1933 Zwicky, Fritz (1898-1974 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!

7 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer7 Do we have Dark Matter in our Galaxy? Rotationcurve Solarsystem rotation curve Milky Way 1/ r

8 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer8 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)

9 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer9 95% of the energy of the Universe is non-baryonic 23% in the form of Cold Dark Matter Dark Matter enhanced in Galaxies and Clusters of Galaxies but DM widely distributed in halo-> DM must consist of weakly interacting and massive particles -> WIMPs Annihilation with =2.10 -26 cm 3 /s, if thermal relic From CMB + SN1a + surveys DM halo profile of galaxy cluster from weak lensing If it is not dark It does not matter What is known about Dark Matter?

10 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer10 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 )

11 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer11 Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt Für N Galaxien also N(N-1)/2 Teilchenpaaren Für N groß:und Erwarte also für ´Gas` gravitativ wechselwirkender Teilchen M r ! Aber dann v 2 M/r = konst -> flat rot. curve Virialsatz

12 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer12 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. WIMPS ergeben nach Virialtheorem flache Rotationskurven. In Supersymmetrie sind die WIMPS Supersymmetrische Partner der CMB d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt). ? ?

13 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer13 Teilchenmassen 100 - 2000 GeV ! Supersymmetrie Symmetrie zwischen Fermionen Bosonen (Materie)(Kraftteilchen)

14 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer14 Thermische Geschichte der WIMPS Thermal equilibrium abundance Actual abundance T=M/22 Comoving number density x=m/T Jungmann,Kamionkowski, Griest, PR 1995 WMAP -> h 2 =0.113 0.009 -> =2.10 -26 cm 3 /s DM nimmt wieder zu in Galaxien: 1 WIMP/Kaffeetasse 10 5. DMA ( ρ 2 ) fängt wieder an. T>>M: f+f->M+M; M+M->f+f T f+f T=M/22: M decoupled, stable density (wenn Annihilationrate Expansions- rate, i.e. = n (x fr ) H(x fr ) !) Annihilation in leichtere Teilchen, wie Quarks und Leptonen -> 0s -> Gammas! Einzige Annahme: WIMP = thermisches Relikt, d.h. im thermischen Bad des frühen Universums erzeugt.

15 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer15 DM Annihilation in Supersymmetrie Dominant + A b bbar quark pair B-Fragmentation bekannt! Daher Spektren der Positronen, Gammas und Antiprotonen bekannt! f f f f f f Z Z W W 0 f ~ AZ Galaxie = Super B-Fabrik mit Rate 10 40 x B-Fabrik 37 gammas

16 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer16 Annihilationswirkungsquerschnitt in SUSY Egret: WIMP 50-100 GeV WMAP: =2.10 -26 cm 3 /s f f f f f f Z Z W W 0 f ~ A Z Spin ½ Teilchen leicht(0.1 TeV) Spin 0 Teilchen schwer (TeV)

17 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer17 Was wissen wir über Dunkle Materie? massive Teilchen 23% der Energie des Universums schwache Wechselwirkung mit Materie Annihilation mit =2.10 -26 cm 3 /s Annihilation in Quarkpaare -> Überschuss in galaktischen Gammastrahlen Tatsächlich beobachtet (EGRET Satellit) WIMP Masse 50-100 GeV aus Spektrum Verteilung der Dunklen Materie Data konsistent mit Supersymmetrie Dunkle Materie, was ist das? From CMB + SN1a

18 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer18 Probleme die durch DM Annihilation gelöst werden Big Bang Spektren der Gamma- strahlung für Untergrund und DMA Teilchenphysik Kosmologie Astroteilchenphysik 23%DM, Hubble Annihilation Strukturformation Kosmische Strahlung (Gammastrahlen) Astronomie Rotationskurve Ringförmiger Struktur von Sternen bei 14 kpc Ringförmiger Struktur von Wasserstoff bei 4 kpc

19 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer19 Woher erwartet man Untergrund? Quarks from WIMPS Quarks in protons Background from nuclear interactions (mainly p+p-> π0 + X -> + X inverse Compton scattering (e-+ -> e- + ) Bremsstrahlung (e- + N -> e- + + N) Shape of background KNOWN if Cosmic Ray spectra of p and e- known

20 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer20 Untergrund + DM Annihilation beschreiben Daten

21 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer21 Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen A: inner Galaxy (l=±30 0, |b|<5 0 ) B: Galactic plane avoiding A C: Outer Galaxy D: low latitude (10-20 0) E: intermediate lat. (20-60 0 ) F: Galactic poles (60-90 0 ) A: inner Galaxy B: outer disc C: outer Galaxy D: low latitude E: intermediate lat.F: galactic poles Total 2 for all regions :28/36 Prob.= 0.8 Excess above background > 10σ.

22 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer22 Fits für 180 statt 6 Regionen 180 regions: 8 0 in longitude 45 bins 4 bins in latitude 0 0 <|b|<5 0 5 0 <|b|<10 0 10 0 <|b|<20 0 20 0 <|b|<90 0 4x45=180 bins bulge disk sun

23 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer23 x y z 2002,Newberg et al. Ibata et al, Crane et al. Yanny et al. 1/r 2 profile and rings determined from inde- pendent directions xy xz Expected Profile v 2 M/r=cons. and (M/r)/r 2 1/r 2 for const. rotation curve Divergent for r=0? NFW 1/r Isotherm const. Verteilung der DM Halo profile Observed Profile xy xz Outer Ring Inner Ring bulge totalDM 1/r 2 halo disk Rotation Curve Normalize to solar velocity of 220 km/s

24 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer24 Honma & Sofue (97) Schneider &Terzian (83) Brand & Blitz(93) Rotationskurve der Milchstrasse

25 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer25 Wie sehen Rotationskurven anderer Galaxien aus? Sofue & Honma

26 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer26 Woher kommen die Ringe der DM? Einfall einer Zwerggalaxie in Gravitationspotential einer Galaxie: elliptischer Bahn präzessiert! Gezeitenkräfte Gradient der Gravitationskraft 1/r 3 ! Daher wird Zwerggalaxie seine Materie zum größten Teil am Perizentrum verlieren -> ringförmige Strukturen von Gas, Sternen und Dunkler Materie. Apocenter Pericenter Dies wurde tatsächlich beobachtet bei 14 kpc: 1)Wasserstoffring längst bekannt 2) Ring alter, kaum sichtbarer Sterne entdeckt mit Sloan Digital Sky Survey in 2003 (10 9 M !) 3) Verstärkte Gamma Strahlung bei 14 kpc schon in 1997, Dass dies Spektrum der DMA entspricht, erst jetzt!

27 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer27 The local group of galaxies

28 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer28 The Milky Way and its 13 satellite galaxies Canis Major Tidal force ΔF G 1/r 3

29 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer29 Tidal streams of dark matter from CM and Sgt CM Sgt Sun From David Law, Caltech

30 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer30 Artistic view of Canis Major Dwarf just below Galactic disc

31 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer31 Canis Major Dwarf orbits from N-body simulations to fit visible ring of stars at 13 and 18 kpc Canis Major leaves at 13 kpc tidal stream of gas(10 6 M from 21 cm line), stars (10 8 M,visible), dark matter (10 10 M, EGRET) Movie from Nicolas Martin, Rodrigo Ibata http://astro.u-strasbg.fr/images_ri/canm-e.html

32 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer32 Tidal disruption of Sagittarius Movie from Kathryn Johnston (Wesleyan University ) http://astsun.astro.virginia.edu/~mfs4n/sgr/ Sagittarius dwarf observed by Hubble Space Telescope (NASA )

33 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer33 N-body simulation from Canis-Major dwarf galaxy prograde retrogradeObserved stars R=13 kpc,φ=-20 0,ε=0.8 Canis Major (b=-15 0 )

34 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer34 Conclusion Comparing gamma rays above and below Galactic disk is excellent way to search for tidal streams, since systematic errors cancel and foreground from diffuse part of halo should be the same Result: one finds a clear correlation between excess of diffuse gamma rays and KNOWN positions of tidal streams of two nearest satellite galaxies Summary: all proposed indirect searches see signal: galactic centre galactic poles galactic anticentre nearest satellite galactic streams

35 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer35 Gas flaring in the Milky Way no ring with ring P M W Kalberla, L Dedes, J Kerp and U Haud, http://arxiv.org/abs/0704.3925 Gas flaring needs EGRET ring with mass of 2.10 10 M !

36 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer36 Enhancement of inner (outer) ring over 1/r 2 profile 6 (8). Mass in rings 0.3 (3)% of total DM Inner Ring coincides with ring of dust and H 2 -> gravitational potential well! H2H2 4 kpc coincides with ring of neutral hydrogen molecules! H+H->H 2 in presence of dust-> grav. potential well at 4-5 kpc.

37 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer37 0 0 WIMPs elastically scatter off nuclei => nuclear recoils Measure recoil energy spectrum in target Direct Detection of WIMPs Spin independent Number of nuclei 2 (coherent scattering on all nuclei!) Spin dependent Spin dependent and indep.

38 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer38 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, CAPP2003

39 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer39 Array von Phasenübergangs- Thermometern Schnelle (großflächige) Auslese von Phononen DM-Suche mit Tieftemperatur-Kalorimetern/CDMS Si oder Ge Einkristall

40 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer40 reduced charge collection from surface events => add amorphous Ge-layer charges recombine in electrodes => charges get lost higher bandgap of amorphous surface layer repels charges improved collection Direct DM detection in solid state crystals

41 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer41 Annihilation cross sections in m 0 -m 1/2 plane (μ > 0, A 0 =0) bb t WW 10 -24 EGRET WMAP Annihilation cross sections can be calculated,if masses are known (couplings as in SM). Assume not only gauge coupling Unification at GUT scale, but also mass unification, i.e. all Spin 0 (spin 1/2) particles have masses m0 (m1/2). For WMAP x-section of 2.10 -26 cm 3 /s one needs For small LSP mass (m1/2 175 GeV) large values of (m0 1-2 Tev) (and large tan β 50) mSUGRA: common masses m0 and m1/2 for spin 0 and spin ½ particles

42 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer42 EGRET? Cross sections for Direct DM detection

43 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer43 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

44 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer44 DAMA NaI-1 to 4:58k kg.day DAMA NaI-5 to 7: 50k kg.day Full substitution of electronics and DAQ in 2000 The data favor the presence of a modulated signal with the proper features at the 6.3 σ C.L. Running conditions stable at level < 1% DAMA/NaI 1 to 7: Riv.N.Cim 26 n.1. (2003) 1-73 Schael, EPS2003

45 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer45 EGRET Überschuss kann: 1) Haloprofil bestimmen 2) damit äussere Rotationskurve erklären. (hier gibt es kaum baryonische Materie) 3) WIMP Masse bestimmen (50-100 GeV) 4) Statistische Signifikanz > 10 σ! Zusammenfassung Rekonstruktion der Rotationskurve aus GAMMA Daten-> EGRET Überschuss = Tracer der Dunklen Materie! Resultat praktisch modellunabhängig, denn nur bekannte spektrale Formen des Signals und Untergrundes benutzt, keine modellabhängige Flussberechnungen! Modelle OHNE DM können nicht Spektren in ALLEN Richtungen gut bestimmen und liefern keine Erklärung für Rotationskurve und Stabilität der Ringe bei 4 und 14 kpc.

46 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer46 Zukunft Ist die gefundene WIMP Masse konsistent mit SUPERSYMMETRIE? LHC Experimente werden ab 2008 klären ob dies stimmt. Antwort: Ja, wenn die Squarks and Sleptonen im Bereich 1-2 TeV liegen. Der WIMP hat dann Eigenschaften ähnlich eines Spin ½ Photons, d.h.

47 8 Feb, 2008 VL Kosmologie WS07/08, W. de Boer47 Clustering of DM -> boosts annihilation rate Clumps with M min -> dominant contribution -> MANY clumps in given direction -> same boostfactor in all directions Annihilation SQUARE of DM density Clustersize: Solarsystem? M min 10 -8 -10 -6 M ? Steeply falling mass spectrum. Boost factor / 2 20-2000 From fit: B100 for WIMP of 60 GeV