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Dunkle Materie im Labor

Constantin v. Dewitz. Vortrag zum Seminar "Plasmen, Teilchen, Weltall" Humboldt-Universität Berlin, 22.12.2006. Dunkle Materie im Labor. Kryo-Experimente zum Nachweis dunkler Materie. Dunkle Materie (DM) im Kryo-Experiment. Hinweise auf die Existenz dunkler Materie

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Dunkle Materie im Labor

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Presentation Transcript

  1. Constantin v. Dewitz Vortrag zum Seminar "Plasmen, Teilchen, Weltall" Humboldt-Universität Berlin, 22.12.2006 Dunkle Materie im Labor Kryo-Experimente zum Nachweis dunkler Materie

  2. Dunkle Materie (DM) im Kryo-Experiment • Hinweise auf die Existenz dunkler Materie • Die üblicherweise Verdächtigten • Experimentelle Methoden (Kernrückstoß) • …und Umsetzung in die Praxis • Ergebnisse und Vermutungen • Die endgültige Wahrheit

  3. Hinweise auf Dunkle Materie: Beobachtungen • Erste Vermutung, daß Materie „fehlt“: • vor 70 Jahren*, aufgrund der Dynamik von Sternen normal zur Ebene der Milchstraße • Rotationsgeschwindigkeiten • der sichtbaren Objekte in Spiralgalaxien • Beobachtung: unabhängig von r ! für M=Mgalaxis=const aus [7] • J.H. Oort, „The Force Exerted by the Stellar System[…]“, Bull. Astron. Inst. Neth., 6, 249, (1932) • laut [1] sogar schon 1922 durch J.H. Jeans

  4. Rotationskurve - Galaxis aus Vorlesung von Prof. L. Wisotzki, Uni Potsdam

  5. Hinweise auf Dunkle Materie: Beobachtungen • Bewegungen von Galaxien • Richtung, aber nicht Stärke der Gravitationskräfte durch sichtbare Masse erklärbar • Dynamik scheinbar in Widerspruch zu Virialsatz • Bsp: Annährung von Milchstraße und Andromeda (M31) • fehlende Masse konsistent mit Rotationsgeschwindigkeiten • Gravitationslinsen-Effekt • Masse zw. Quelle und Beobachter • Microlensing: Lichtverstärkung • Röntgen-Emission von Clustergalaxien • emittierendes Gas gravitativ gebunden • Zusammenhang Ekin – Gravitationspotential

  6. Hinweise auf Dunkle Materie:theoretische Überlegungen[2] • Struktur des Universums • Modell: Bildung von Galaxien durch Gravitations-Instabilitäten • braucht Materie, die nur gravitativ wechselwirkt • Kosmischer Mikrowellen-Hintergrund • weist Strukturierung auf • erklärbar mit (kalter) DM mehr dazu in Vortrag nächstes Jahr? NASA/WMAP Science Team, map.gsfc.nasa.gov

  7. Kandidaten für dunkle Materie • cold dark matter (über 90% der DM): nicht-relativistisch • wenn Rekombinationsrate abfällt (wg. Hubble-Expansion) • Zusammenhang σ – v bei Auskopplung • Teilchenmasse im GeV-Bereich • hot dark matter (nur wenige %): relativistisch • also bspw. Neutrinos • Um für DM in Frage zu kommen: • stabil auf kosmologischen Zeitskalen • sehr schwache Wechselwirkung mit elektromagnetischer Strahlung (wenn überhaupt) • Masse (bzw. Dichte) geeignet, um Phänomene zu erklären • Möglichkeiten: • WIMPs (= weakly interacting massive particles) • Axion • primordial black holes (Stichwort MACHOs) • uneigentliche Kandidaten (MOND, kosm. Konstante, G~t-1, siehe [2])

  8. WIMPs • weakly interacting massive particles • Masse ~ 10GeV bis einige TeV • Wirkungsquerschnitte ~schwache WW • cold dark matter • mögl. Kandidat: LSP • „lightest super-symmetric particle“ • direkte Suche: „Hinsetzen und warten“ • Zusammenstöße WIMP-Atomkern => Rückstoß-Energie des Kerns kann detektiert werden

  9. Rückstoß-Kinematik[4] mit: MD, MT den Massen von WIMP und Target-Nukleus β der WIMP-Geschwindigkeit θ dem Streuwinkel im Schwerpunkts-System Rückstoß-Energie: nimmt man eine galaktische Geschwindigkeitsverteilung an (Maxwell-Vert. um β0): erhält man als diff. Ereignisrate (für βe=0) mit

  10. Signal erkennen?[4] • Man muß DM-Kern-Stoßvorgang von Untergrund unterscheiden • theoretisch höchstens 10 WIMP-Ereignisse/(kg*d) • Leicht ausschließbar: • geladene Teilchen • zeichnen lange Spur • Veto außerhalb des Detektors möglich • Problematisch: • Photonen • oberhalb ~100keV kurze WW-Strecken • einzelne Compton-Streuung hinterlässt E vergleichbar mit DM-Stoß • Neutronen (siehe später) • Elektronen • aus beta-Zerfällen im Detektor-Material (radioaktive Unreinheiten)

  11. Erkennbare WIMP-Signatur[4] • Form des Energiespektrums • sollte abfallen mit Erecoil (also z.B. keine peaks) • aus Form auf E0r und damit MD schließen • Abhängigkeit des Spektrums vom target-Material • Jährliche Schwankungen des Signals • Aufteilung der Rückstoßenergie auf verschiedene Prozesse

  12. WIMP-Signatur: Abhängigkeit von target • kommt auf Wechselwirkung an. Streuung abhängig von Spin? • spin-unabhängige (skalare) Kopplung: • an Neutron und Proton ähnlich => cohärente Streuung • Ereignisrate bestimmt durch KN ~ A² • Hintergrund für alle Materialien gleich • spin-abhängige (axiale) Kopplung: • destruktive Interferenz für entgegengesetzte Spins • Ereignisrate abhängig von ungepaarten Nukleonen mit: C= abhängig vom Quark-Inhalt des Nukleons und λ²s = Formeln aus [4]

  13. WIMP-Signatur: Abhängigkeit von target spin-abhängige Wechselwirkung: spin-unabhängige („coherent“) Streuquerschnitte dominieren: aus [10] aus [4]

  14. WIMP Signatur: jährliche Schwankungen • Geschwindigkeitsverteilung • Annahme: Maxwell-Verteilung mit βe≠0 • βe im galaktischen Koordinatensystem variiert 219-249 km/s (Maximum 2.-3. Juni) =>Modulationen (um 4-18%) in Ereignisrate und Energie-Übertrag aus [4]

  15. WIMP-Signatur: weitere hilfreiche Effekte • Detektor aus kleinen Volumina • jedes WIMP nur eine Wechselwirkung • Teilchen mit langen Spuren somit ausschließbar • DM-Stöße ortsunabhängig • Photonen-Ereignisse nehmen mit Eindringtiefe in Detektor ab • Myonen-Veto um das Target • nach Ausschluß kosmischer Neutronen: die meisten von Myonen erzeugt • Richtung des Rückstoß-Kerns messen • bspw. über Messung ballistischer Phononen • sollte asymmetrisch bzgl. der Bewegung der Erde durch DM sein (vorwärts/rückwärts)

  16. WIMP-Signatur: Quenching • Gleichzeitig messen von therm. E und Ionisation[4] • Ionisation ist Energieübertrag auf Elektronen • bei Kern-Rückstoß: Energie nur zu ca. 30% als Ionisation • Verhältnis Ionisationsenergie zu Rückstoßenergie 1 für Photonen kleiner für Kern-Rückstoß (materialabhängig) • eine „aktive“ Reduktion des Hintergrunds • also von Fall zu Fall, für jedes gezählte Ereignis Quenching-Faktor Q: Verhältnis von Ionisations- zu Rückstoß-Energie Graphik aus: O. Martineau et al., „Calibration of the EDELWEISS…“, arXiv:astro-ph/0310657

  17. Warum unterirdische Experimente? • Kosmische Photonen und Neutronen • können abgeschirmt werden, • ABER Myonen • erzeugen • Photonen (Kollision mit e-, Bremsstrahlung) • Neutronen (Kollision mit Kernen) in der Abschirmung • 2x10-3 bis 2x10-2 n/µ aus [4]

  18. Wie misst man jetzt eigentlich? • Ionisation in Halbleitern • e- - Loch – Paare liefern Ionisations-Strom • Elektronenrückstoß ausschließen: Temperatur auch messen (Wärmekapazität mit T³) • damit Fall-zu-Fall Untergrund ausschließbar • Szintillation • in Kristallen wie NaI(Tl) mittels Photomultipliern messen • in Gasen wie Xe (strahlender Übergang von Angeregten zu Grundzuständen) • Pulsform (Zeitkonstante) unterschiedlich für Kern- und Elektronen-Rückstoß • statistische Unterdrückung des Untergrunds • Temperaturanstieg • Phononen sofort messen (ballistische Ph.) • indem man in Supraleiter einkoppelt • Aufbrechen von Cooper-Paaren => Erzeugung von „Quasi-Teilchen“ • thermalisierte Phononen mit Thermoresistor, SQUID o.ä. messen ? Supraleitende target-Materialien • kleine Kügelchen, oder dünne Filme, auf Tkrit gehalten • winzige Erwärmung würde makroskopische Wirkung haben

  19. Experimente[siehe auch 10]

  20. Edelweiss - Detektoren • Detektor-Einheit: • 320g Ge-Kristall • 100nm Al-Elektroden, um Ionisation zu messen • Neutron-Transmutation-Doped (NTD) Ge-Kristall, um über Widerstandsänderung einen Temperaturanstieg (Phononen) zu messen aus [9] Heat Reference electrode Thermometer (Ge NTD) Fiducial volume(≈ 57%) Ge crystal Guard Electrodes Center electrode Ionization guard Ionization center von http://edelweiss.in2p3.fr/

  21. Edelweiss - Detektoren • Im Kryostaten dann • 3 mal 320g Ge –Kristall, gekühlt auf 17,00±0,01mK • getrennt durch 1mm Cu-Gehäuse, Abstand der Ge-Oberflächen 13mm

  22. Edelweiss - shielding[8] • Aufstellort • Laboratoire Souterrain de Modane (LSM) im Fréjus-Tunnel (französ.-ital. Alpen) • 4800m Wasser-Äquivalent => 4.5 kosmische Myonen/(d*m²) • 1,6x10-6 Neutronen/(s*cm²) im Bereich 2-10MeV • Abschirmung • 15cm Pb und 10cm Cu gegen Photonen-Untergrund • 7cm innen aus Blei (von Römern abgebaut, gefunden 1984 in Schiffswrack, radioaktives 210Pb vollständig zerfallen) • 30 cm Paraffin gegen äußere Neutronen • Stickstoff-Spülung verhindert Radon-Ansammlung von http://www-lsm.in2p3.fr/

  23. Edelweiss - Messungen[8],[9] • nach Abschluß von Edelweiss-I (März 2004): • 62 kg*d ingesamt aktive Datensammlung (inklusive vorheriger Laufzeit) • Ethreshold bei unter 13keV • Auflösung wenige keV (1,3keV Ionisation, 1keV Wärme, bei 10keV)* • WIMP-Stoß vermutet, wenn • mehr als 75% der Ionisations-Ladung auf zentraler Anode • Q und Er innerhalb ± 1,65σ des Kern-Rückstoß-Bandes • Q und Er außerhalb ± 3,29σ des Elektron-Rückstoß-Bandes • nur ein Detektor hat getriggert * laut Präsentation K. Eitel

  24. Edelweiss - Ergebnisse[9] • insges. 40 Kern-Rückstöße im Bereich 15-200keV • nur 3 im Bereich 30-100keV => Vorhersagen über Obergrenze Wirkungsquerschnitt und Masse der WIMPs

  25. DAMA - Experiment • 100kg NaI(Tl)-Kristalle • Energie durch Szintillation meßbar • erst direkt, dann proportional zu Ionisation • 10cm Lichtleiter von Kristall zu Photomultipliern • Abschirmung ähnlich Edelweiss • Unterscheidung Kernrückstoß – Elektronrückstoß • Lichtpuls fällt unterschiedlich schnell ab (wg. quenching) • Unterdrückung des Untergrunds nur statistisch, nicht von Fall zu Fall • Auflösung auch ca. 2keV

  26. DAMA - Ergebnisse[1] • Sie finden • nach 7 Jahren Laufzeit und insgesamt ca. 100 000 kg*d • Modulations-Signal (Signifikanz 6,3σ) Erecoil=2-6keV • müssten WIMPs mit M≈50GeV und σχp≈7x10-6 pb sein • Aber Widersprüche: • Im Bereich 2-3keV sollten 50% der Ereignisse und in 4-6keV nur 7% liegen. Tun es aber nicht. • Verbleibender Hintergrund müsste mit E ansteigen. Wie das? CDMS-results: für M≈60GeV ist σspin-independent≈1/10 von DAMA (CDMS hauptsächlich für diese WW sensitiv, wg. Ge/Si) D.S. Askerib et al., „Limits on spin-independent WIMP-nucleon interactions […] from CDMS“, arXiv:astro-ph/0509259

  27. DAMA fühlen sich angegriffen aus „DAMA results&perspectives“, Präsentation von R. Bernabei, gehalten in Zaragoza, 10/2006

  28. Kann DAMA doch auch richtig sein? Übereinstimmung DAMA – andere Exp. nur mit zusätzlichen Annahmen (und leichte WIMPs, etwa 5GeV/c²<mWIMP<9GeV/c²) besser, wenn man DM als halo mit Strömen beschreibt WW spin-abhängig: dafür liefert CDMS mit 73Ge (29Si) auch Obergrenzen, aber natürlich geringe exposure. aus: P. Gondolo, G. Gelmini, „Compatibility of DAMA dark matter detection with other searches”, Phys. Rev D 71, 123520 (2005)

  29. Die Zukunft: geplante Experimente • theoretisches SUSY-Limit • σ≈ 10-47cm² minimum • Halbleiter-Detektoren: • SuperCDMS • Edelweiss-II (Beginn der Messungen Januar 2006) • 21×320 g Ge-NTD Detektoren • 7×400 g Ge Detektoren mit NbSi-thin-film Sensoren • Szintillator-Detektoren: • DAMA „Libra“ • 250kg NaI(Tl) • andere mit gleichem Prinzip: • ELEGANTS-VI (750kg), ANAIS (107kg), KIMS (80kg CsI(Tl)) • Szintillations-liquidXe-Detektoren: • XMASS (800kg flüssiges Xe) • XENON (erstmal 100kg, dann wie Xmass) • ZEPLIN III und ZEPLIN MAX

  30. Die endgültige Wahrheit… … hat (noch) keiner. Bisher ist ein Wimp nochimmer einfach ein „Schwächling/Feigling/Waschlappen“ auf englisch.

  31. Literatur / Quellen • PDG review on dark matter (http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf) • H.V. Klapdor-Kleingrothaus, K. Zuber, „Teilchenastrophysik“, Teubner, 1997 • T.J. Sumner, „Experimental Searches for Dark Matter“, Living Rev. Relativity 5, (2002) • P.F. Smith, J.D. Lewin, „Dark Matter Detection”, Phys. Rep. 187, No. 5 (1990) • G. Bertone, D. Hooper, J. Silk, „Particle dark matter“, Phys. Rep. 405 (2005) 279–390 • M. Fich, S. Tremaine, „The Mass of the Galaxy“, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 29 (1991) 409-445 • P.M.W. Kalberla, J. Kerp, „Hydrostatics of the Galactic Halo“, http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9811439 • V. Sanglard et al., „Final results of the EDELWEISS-I dark matter search“, arXiv:astro-ph/0503265 • V. Sanglard, Präsentation „Edelweiss-II, Status and Future“, gehalten in Marina del Rey, California, 24.2.2006 • L. Baudis, „Underground Searches for Cold Relics of the Early Universe”, 22nd Texas Symposium on Relativistic Astrophysics at Stanford University, Dec. 13-17, 2004, arXiv:astro-ph/0503549

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