TAMNA MATERIJA U SVEMIRU I SLABA INTERAKCIJA Dušan S. Mrđa

TAMNA MATERIJA U SVEMIRU I SLABA INTERAKCIJA Dušan S. Mrđa Departman za fiziku, Prirodnomatematički fakultet Novi Sad

·Rotaciona kriva spiralne galaksije

Unutrašnji deo galaksije

·Spoljašnji deo galaksije ( veliki radijusi ) ·Očekivana rotaciona kriva Mr≈const.=C ( pp. na osnovu emitujuće materije )

·v(r)- eksperimentalni podaci ( Doplerov efekat u emisionom spektru O zvezda, studije linije od λ= 21 cm-hiperfini vodonikov prelaz) NE POKAZUJU OPADANJE v ZA VELIKE RADIJUSE:v(r)≈const.( Mr=k r → v=( γ k )1/2= const. )·Kriva dobijena na osnovu posmatračkih podataka

* Kosmološka gustina·Savremena astronomska posmatranja: 90-95 % materije koja ne emituje elektromagnetno zračenje ili emituje zračenje slabog intenziteta·ρ gustina materije u svemiru , a ρckritična gustina (za ρ > ρc svemir je zatvoren )H -Hablova konstanta , H = 100 h km s-1 Mps –1, 0.4<h<1. ρc = 2 x 10 –29h2g/cm3.

·Kosmološka gustina: · Posmatrački podaci ( dinamika jata i superjata galaksija) : 0.1 ≤ Ω ≤ 0.3. · Merenja izvrsena pomoću IRAS ( Infrared Astronomical Satelite ): 0.25 ≤ Ω < 2 · Luminoznost galaksija - barionska gustina : Ωb< 0.02. · Neusaglašenost među vrednostima za kosmološku gustinu (Ωb< Ω) ostaje na snazi čak i ako se uzmu u obzir sve barionske forme tamne materije : prašina, MACHO- Massive Compact Halo Objects ( smeđi patuljci, beli patuljci,neutronske zvezde,crne rupe )

· Nebarionske forme tamne materije: NEUTRINI, WIMP-ovi ( Weakly Interacting Massive Particle ) ( " hot dark matter ") ( " cold dark matter ") ·* Masa neutrina · * Sa čisto teorijskog aspekta ne postoje osnove za pretpostavku da je masa mirovanja neutrina jednaka nuli · Jedna od exp. mogućnosti za merenje mase neutrina bazirana na β raspadu tricijuma : ·* Procesi povezani sa pitanjem mase neutrina : NEUTRINSKE OSCILACIJE I DVOSTRUKI β RASPAD

·Neutrinske oscilacije · Moguće jedino ako neutrino ima masu · νe i νμ kvantnomehaničke superpozicije stanja ν1 i ν2 sa masama m1 i m2 : νe= ν1 cos θ + ν2 sin θ νμ= - ν1 sin θ + ν2 cos θ ( m (νe)= m1 cos2 θ + m2 sin2 θ m (νμ)= m1 sin2 θ + m2 cos2 θ ) · U prvobitno čistom snopu νe postepeno se pojavljuje primesa νμ · Udeo primese νμ je periodična funkcija rastojanja

( ) x – rastojanje od izvora neutrina do detektora E- energija neutrina Δm2= │ m12 – m22 │ θ – ugao mešanja L – oscilatorna dužina Maksimumi verovatnoće prelaza dešavaju se za . ·Ako neutrini u snopu imaju dovoljno visoku energiju, oscilacije bi se mogle detektovati posmatranjem dva efekta u interakciji snopa sa metom: 1) Pojava neutrina druge vrste 2) Smanjenje broja originalnih neutrina

·Problem solarnih neutrina · Neutrini koji nastaju kao rezultat nuklearnih reakcija unutar Sunca: p + p → d + e+ + νe p + e- + p → d + νe 7Be + e- → 7 Li + νe 7Be + e- → 7 Li* + νe 8B → 8Be + e++ νe * Detekcija solarnih neutrina : · Homestake-Mine ( dubina 1.5 km ); 1968. god. · Cilindrični sud napunjen perhloretilenom ( Cl2Cl4 ) , ~ 600 t νe + 37Cl → 37Ar + e- , 37Ar → 37Cl + e+ + νe( T1/2 = 35 dana )

· Registrovano 2.0 ± 0.3 SNU ( 1 SNU- Sunčeva neutrinska jedinica: 10- 36 reakcija ν zahvata po jezgru mete u sekudi ) · Teorijsko predviđanje : 7.6 ± 3.3 SNU · U svim kasnijim eksperimentima vezanim za detekciju Solarnih neutrina, registrovan je deficit νe ·Eksperimenti su bazirani na sledećim procesima : 71Ga + νe → 71 Ge + e- ( GALLium EXperiment- GALLEX ) / LNGS-Gran Sasso νe + e- → e- + νe ( elastično rasejanje/ Čerenkovljevo zračenje ) ( Japan , Kanada ) Superkamiokande ( H2O / 50 000 t ) Sudbury Neutrino Observatory ( SNO; D2O )

·Na putu od Sunca do Zemlje kao posledica neutrinskih oscilacija, približno 2/3 elektronskih neutrina preobražavaju se u mionske i tau neutrine ( potvrda na osnovu interakcija νe ,νμ ,ντ sa metom / SNO : (νe + d → p + p + e- νx + d → p + n + νx νx + e- → e- + νx ) ·KamLAND- reaktorski eksperiment ( Kamioka Liquid Anti-Neutrino Detector ) ·Detekcija emitovanih iz udaljenih nuklearnih reaktora ( ~ 180 km ) + p → e+ + n , E ( ) > 1.8 MeV

KamLAND detektor ·Odnos broja posmatranih reaktorskih događaja prema očekivanom u odsustvu neutrinskih oscilacija : Veliko rastojanje izvor neutrina-detektor, omogućava KamLANDU nalaženje oscilacionog rešenja za problem solarnih neutrinana osnovu reaktorskihantineutrina

sin2θ =1.0 LMA ( Large Mixing Angle, Δm2= 6.9 x 10-5 eV2 je jedino oscilaciono rešenje konzistentno sa KamLAND rezultatima ) ·DVOSTRUKI β RASPAD · *Istovremeni prelaz dva d kvarka u dva u kvarka · * Ako se emituju antineutrini- raspad dvoneutrinski ( 2νββ ) · * Ako virtuelni neutrino emitovan jednim kvarkom bude apsorbovan drugim kvarkom – raspad bezneutrinski ( 0νββ ) · * Poslednji proces moguć jedino sa Majorana neutrinom / leptonski broj u tom procesu se ne održava

2νββ 0νββ • Eksperimentalno registrovanje bezneutrinskog dvostrukog beta raspada značilo bi da je neutrino Majorana čestica sa nenultom masom mirovanja • ·Proizvod perioda poluraspada za 0νββ i efektivne mase neutrina : • MGT,MF – matrični elementi Gamow Tellera i Fermija • G1- fazno prostorni integral • ·Na bazi 0νββ raspada moguće je određivanje efektivne mase neutrina ·Poluživoti ββ raspada iz različitih eksperimenata i gornje granice izračunate iz T1/20ν ( Tabela )

· 2νββ raspad je eksperimentalno registrovan · Prva potvrda 0νββ raspada objavljena je u vezi sa Heidelberg-Moscow eksperimentom ( 76 Ge32→ 76Se34 ) : = 0.4 eV (99.73 C.L.) / 2004. God · Prema teoriji Velikog praska broj neutrina je jednak broju fotona, što znači da na svaki nukleon ( proton, neutron) u Kosmosu dolazi ~ 109 neutrina mp= 9.38 x 108 eV 109 x 0.4 eV= 4 x 108 eV ( masa neutrina po jednom nukleonu ) · Prema ovoj proceni ukupna masa neutrina u Kosmosu iznosila bi oko 40 % mase nukleona

·WIMP · Supersimetrične teorije (SUSY ) predviđaju postojanje masivnih slabointeragujućih čestica ( WIMP-ova ) · Najlakša čestica – stabilnineutralino ( m ~ 10-15 GeV/c2 ) · Značajna uloga u procesu nastajanja nehomogenosti u ranom Kosmosu ( → formiranje prvih galaksija ) · Ako su WIMP-ovi dominantna forma tamne materije , iz procena gustine tamne materije naše sopstvene galaksije, sledi da je fluks WIMP-ova ~ 106 WIMP-s/ cm2 s · Njihove brzine u odnosu na objekte u Galaksiji ~ 10-3 c · Interakcija sa jezgrima : jezgra uzmiču sa energijama do oko 50 keV

· * Analize ukazuju da su jezgro i zvezdani disk spiralnih galaksija " uronjeni " u veliku " koronu " (" halo ") TAMNE MATERIJE · * Uobičajen model: sferni (nerotirajući) halo sa profilom gustine ρ ~ r-2 · * U ovom modelu WIMP-ovi imaju Maksvelovu distribuciju brzina , gde je v0 ≈ 220 km/s brzina Sunca oko galaktičkog centra ·Kretanje Zemlje oko Sunca orbitom koja je nagnuta za oko 60° u odnosu na galaktičku ravan

Zemljina orbita oko Sunca ·Varijacije brzine Zemlje od ± 15 % kroz tamnu materiju · * Ovo treba da dovede do odgovarajuće periodične promene u registrovanom fluksu WIMP-ova , odnosno energiji sudara WIMP-ova sa jezgrima

·PINCIPI DETEKCIJE WIMP-ova ·Usled elastičnog sudara WIMP-a sa jezgrom dolazi do uzmaka jezgra ·Osnovni načini detekcije uzmaka: 1) U poluprovodnicima ( Si, Ge) naelektrisanje generisano kao posledica jonizacijeusled uzmaka jezgra 2) U scintilatorima ( kristali, tečnosti) iznos proizvedenogsvetla zavisi od energijeuzmaka 3) Transformacija energije uzmaka u vibracije kristalne rešetke ( fonone), što semože registrovati pri niskim temperaturama · *Verovatnoća interakcije sa detektorom : < 1 događaj/(dan 10 kg) · * Problem fona ( kosmičko zračenje, jonizujuće zračenje iz okruženja detektora i unutar samog detektora) ·

·Shematski prikaz aktuelnih eksperimenata za detekciju WIMP-ova i načini detekcije

·CRESST eksperiment ( Cryogenic Rare Event Search with Super conducting Thermometers) · * Eksperimentalna postavka se nalazi u “Nacionalnoj laboratoriji Gran Saso” u Italiji * CRESST koristi niskofonske kriogeničke kalorimetrijske detektore sa termomerima baziranim na superprovodnom faznom prelazu za direktnu detekciju rasejanja WIMP-ova na jezgru · * generisanje fonona( uzrokovano uzmakom jezgra prilikom rasejanja WIMP-a ) mnogo verovatniji proces nego jonizacija- kriogenički kalorimetri su idealni za detekciju WIMP-ova. · * He-3/He-4 kriostat omogućava održavanje operativne temperature detektora ( 10 mK – 15 mK). · * Detektor je smešten unutar tzv. » rashladne kutije« koja je proizvedena od niskofonskog OFHC bakra · * Hlađenje detektora omogućeno je putem 1.3 m dugog »cold finger-a« koji u unutrašnjost rashladne kutije vodi od kriostata.

·» Cold finger« je napravljen od visokočistog bakra i okružen je različitim radijacionim štitovima. · Kriostat i rashladna kutija se nalaze unutar Faradejevog kaveza kako bi se minimizirali eksterni uticaji elektromagnetnog polja. Detektor sa kriostatom

·CRESST I faza · * 1998. godine , započeta prva merenja koja su karakterisala fon · *Niskotemperaturski kalorimetarski detektor korišten u CRESST I fazi sastoji se od safirskog kristala ( apsorbera ) Al2O3 , ekstremno osetljivog superprovodnog termometra ( sposobnog da meri porast temperature ) u K opsegu i slabe termalne veze sa tzv. » toplotnom kadom« da bi se obezbedila relaksacija sistema ( odvođenjem toplote) nakon interakcije čestice sa kristalom. · * Termometar je načinjen od volframskog filma evaporiranog na safirski kristal. Njegova temperatura je stabilizovana na  15 mK , u prelaznom regionu između superprovodnog i normalno-provodnog stanja. Mali rast temperature kristala ( tipično nekoliko K ) npr. uzrokovan WIMP-a na jezgru , vodi ka porastu otpornosti W filma koja se meri pomoću elektronskog kola baziranog na SQUID-u ( Super conducting Quantum Interference Device ).

· Sa ~ 10 događaja/ keV dan kg u opsegu između 10 keV i 100keV , fon je bio u početku viši nego što je očekivano. Razlog je bio identifikovan : nađeno je da korišćenje safirskih kuglica za fiksiranje apsorbujućeg kristala vodi ka formiranju mikropukotina u kristalu. U proleće 2000., držač detektora usavršen zamenom safirskih kuglica sa teflonskim delovima ( snižen fonski odbroj ) - zvaničan početak CRESST I faze · Eksperimentalna faza CRESST I je završena u leto 2000. godine. Donela je novu granicu za spin-zavisnu interakciju WIMP-ova sa protonima

Granična kontura ( Sl. )za spin-zavisnu WIMP interakciju ustanovljena pomoću CRESST I posmatranja , zajedno sa rezultatima drugih eksperimenata. Oblast iznad krive je isključena na nivou poverenja od 90 % za odgovarajući eksperiment.) · CRESST I period sakupljanja podataka obuhvata podatke snimljene u merenjima tokom 67 dana ( 04/2000 – 07/2000 ) sa dva 262 g safirska detektora · Fonski odbroj u energetskom opsegu od 15 keV do 20 keV je bio ( 0.93  0.35 ) counts / kg keV day. * * CRESST II · * koincidentna detekcija fonona i scintilacionog svetla kreiranog u apsorbujućem kristalu nakon interakcije čestice sa kristalnom rešetkom. · * diskriminacija između uzmaka elektrona ( uzrokovanih fotonima ili elektronima ) i uzmaka jezgara ( uzrokovanih česticama tamne materije, ali takođe i neutronima )

· * Umesto safirskog kristala , koristi se CaWO4 monokristal kao apsorber. CaWO4 ima dobre scintilacione karakteristike .Na kristal je evaporiran superprovodni volframski film za detekciju f o n o n a. Scintilaciono svetlo se registruje u koincidenciji sa fononima i to pomoću drugog – safirskog kriogeničkog detektora na kome se takođe nalazi volframski film. Ovaj svetlosni detektor je u kontaktu sa fononskim CaWO4 detektorom.

· * U safirskom detektoru se apsorbuju fotoni , čime dolazi generisanja fonona pa se porast temperature ovog kristala kao i CaWO4 kristala detektuje superprovodnim termometrom. ·Za datu energiju upadne čestice, odnos deponovane energije u fononskom kanalu i deponovane energije u svetlosnom kanalu zavisi od tipa interakcije.

·*Uzmaci jezgara koji se dešavaju prilikom rasejanja WIMP-ova ili neutrona dovode do emitovanja znatno manje scintilacionog svetla u scintilatoru , nego što to čine jonizacione interakcije kakve su apsorpcija elektrona ili gama kvanata ( gde se javljaju elektronski uzmaci ). ·*Pošto se većina fonskih interakcija bazira na jonizacionim interakcijama , simultana detekcija fonona i scintilacionog svetla predstavlja efikasan metod redukovanja fona. Koincidentna detekcija fonona i scintilacionog svetla .

·* Sl.: Donja tačkasta grupacija kojoj odgovara niski svetlosni prinos potiče od nuklearnih uzmaka ( uzmaka jezgara), uzrokovanih neutronima iz neutronskog kalibracionog izvora. WIMP-ovi treba da imaju iste takve karakteristike interakcije. · * Gornja tačkasta grupacija nastala je kao rezultat jonizacionih interakcija elektrona i gama zraka sa CaWO4 kristalom. ( Uklanjanjem neutronskog izvora , potvrđeno je da nema propuštanja jonizacionih događaja u region nuklearnih uzmaka. ) · * Redukovanje fona koji potiče od jonizacionih događaja dostiže 99.7 % u energetskom regionu između 15 keV i 25 keV i 99.9 % na energijama koje prevazilaze 25 keV. · * Značajan problem u ovom projektu jeste dobijanje monokristala CaWO4 koji imaju izuzetnu radiočistoću. Naročitu smetnju predstavlja prisustvo alfa emitera unutar samog kristala

· Bez primene simulacije fonskih događaja , ma kako oni bili retki , nije moguće tvrditi da neki od registrovanih događaja jesu baš poreklom od interakcije WIMP-ova. · Kroz dugi vremenski period moguće je posmatrati da li se javljaju oscilacije u broju registrovanih događaja * Planovi i perspektive za CRESST II  ukupna detektorska masa od 10 kg realizovana kao segmentna instalacija 33 CaWO4 kristala ( svaki sa masom od 300 g ) i 33 kalorimetrijska svetlosna detektora spoljnni radijacioni štit, usavršen u odnosu na CRESST I postavku dodatkom mionskog veto i neutronskog štita

WIMP-nukleon granice preseka za skalarnu ( koherentnu) interakciju ( 90% nivo poverenja) kao funkcija WIMP mase, očekivana za 10 kg CaWO4 detektor sa odbacivanjem fona od 99.7 % iznad detektorskog praga od 15 keV i 3 godine merenja u CRESST-ovoj postavci u Gran Sasu.

TAMNA MATERIJA U SVEMIRU I SLABA INTERAKCIJA Dušan S. Mrđa