Dunkle Materie Experemente und Detektion

1. Dunkle MaterieExperemente und Detektion Bretz Valentina Seminar Astro- und Teilchenphysik 10 Januar 2004

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

3. 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

4. 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

5. 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

6. Nachweis der dunklen Materie • indirekter Nachweisdurch Detektion der Reaktionprodukte von WW dunkler Materie außerhalb des Labors • direkter Nachweisdurch WW im Laborexperiment

7. 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)

8. 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...)

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

10. 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 unterirdischmit > 1000 Metern • Hochreine Detektormaterialien nötig(ohne Eigenstrahlung)

11. 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

12. 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

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

14. Experimente für WIMPs-Nachweis

15. 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

16. Schematische Darstellung

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

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

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

20. Kopplung ans Kältebad Thermometer Merkmale • sehr sensitiv auf Kernrückstöße • niedrige Energie-Schwelle • hohe Energieauflösung • große Freiheit bei der Wahldes Detektorsmaterials ΔT  E / CThermometer Detektiertes Teilchen (WIMP) Absorber Thermometer-Typen • Supraleitende Phasenübergangsthermometer • Ge Thermistoren (dotierte Halbleiter-Thermometer) 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

21. 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

22. CDMS schematischer Aufbau (a) Szintillatoren zurErkennung kosmischen Myonen (b) Blei gegen Gamma-strahlen (c) Polyethylen gegenNeutronen (d) Kupferbehälter (e) strahlungsarmes Blei (f) Detektor (wird abgekühlt)

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

24. 2. Untergrund-Unterdrückung durch Wärme • Temperaturmessung über • dotierteGermaniumthermistoren, derenWiderstand mit steigenderTemperatur stark fällt • oder über supraleitendeWolframschicht, d • KernegebenwenigerEnergie über Ionisationals über Phononenab WIMPs werden vom Untergrund unterschieden • bei CDMS bisher kein Signal gesehen(widerspricht DAMA-Messung!)

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

26. 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 unterschiedlichfür Gammastrahlung und Kernrückstöße  Untergrunddiskrimination

27. 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

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

29. Untergrunddiskrimination Licht-Messergebnisse

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

31. Aufbau

32. Untergrundunterdrückung durch Ionisation

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

34. 10-3 10-4 10-5 10-6 10-7 10-8 CRESST – rein thermisch DAMA - Limit CDMS - Limit DAMA Evidence σWIMP [pb] von Supersymetrie erwarteter Parameterbereich CRESST Licht-Wärme 100 kg Jahre 100 101 50 102 103 Wimp Masse [GeV] ausgeschlossene Bereiche für Wirkungs-querschnitt von WIMPs 50 Gev untere Grenze für Neutralino aus Beschleunigerexper.

35. 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-Kalorimetersmit der Detektormassen bis hin zu 1000kg

36. 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 • www.lngs.infn.it/lngs/htexts/dama/welcome.html • www.pro-physik.de/Phy/pdfs/ISSART12253DE.PDF • 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