Poszukiwanie cząstek Ciemnej Materii przy użyciu dwufazowego detektora argonowego

1. Poszukiwanie cząstek Ciemnej Materii przy użyciu dwufazowego detektora argonowego Piotr Mijakowski Seminarium Doktoranckie IPJ, Warszawa, 25 Październik 2005

2. Plan wystąpienia • Ciemna Materia • Zasady detekcji bezpośredniej • Dwufazowy detektor argonowy • Zasada działania (WARP, ArDM) • Sposoby eliminacji tła doświadczalnego • Symulacja oddziaływań neutronów przy użyciu Geant4

3. Zwicky Pierwsze dowody na istnienie Ciemnej Materii Problem „brakującej masy” - 1933 r. - Fritz Zwicky, gromada COMA. Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany. gromada COMA Rozwiązanie ok. 90% masy „niewidoczna”

4. Pomiar krzywych rotacji galaktyk V~r V~r-1/2 sferyczne halo ciemnej materii otaczające galaktykę

5. Pomiar gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody równania ewolucji Wszechświata gęstość krytyczna :rc = 3H2/8pG (Wm = r/rc) W = Wm+WL Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia! • Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej => materia „świetlista” Wlumni ~ 0.006 • Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np. rotacja galaktyk) => materia „grawitacyjna” Wm ~ 0.3 • Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP – 2003 r.) Wm = 0.29  0.07 „płaski” Wszechświat ! Wtot = 1.02  0.02

6. Pomiar gęstości materii we Wszechświecie Większość ciemnej materii to materia niebarionowa! • Model nukleosyntezy Wb = 0.040  0.005 • Promieniowanie mikrofalowe tła Wb = 0.047  0.006 Wnioski: Wm>>Wb => Ciemna Materia Wm<<1 => Ciemna Energia

7. Ciemna materia - klasyfikacja • Barionowa Ciemna Materia - np. brązowe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury - MACHO’s (Massive Astronomical Compact Halo Objects) • Niebarionowa Ciemna Materia • „gorąca” (Hot Dark Matter - HDM), cząstki relatywistyczne, np. neutrina • „zimna” (Cold Dark Matter - CDM), cząstki nie-relatywistyczne, np. WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne, masywne, neutralne cząstki , słabo oddziałujące z materią ~ 4% Klasyfikacja Ciemnej Materii ~ 23% „zimna” czy „gorąca”? CDM HDM bottom-up top-down

8. WIMP kandydat na „Zimną” Ciemną Materię Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP – Weakly Interacting Massive Particle) Poszukujemy cząstek: • Neutralnych • Długożyciowych (z t ~ czas życia Wszechświata) • Masywnych ( Mc ~ 100 GeV) • Słabo odziałujących z materią dobry kandydat na WIMP-a: • neutralino c (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle), jest stabilna neutralino(c) 18 GeV < Mc < 7 TeV

9. Jądro odrzutu Todrzutu~ keV detektor Metoda detekcji bezpośredniej c + (A,Z)w spoczynku c + (A,Z)odrzut mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania WIMP-ów

10. Energia odrzutu + = model halo • prędkość WIMP-ów w halo: rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0 • Vc 230 km/s (względem Ziemi) -> określa śred. Tc • r – gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym (~ 0.3 GeV/c2 ·1/cm3) widmo energii jąder odrzutu z oddziaływania WIMP-ów (symulacja) Mc = 50 GeV/c2<Todrzutu> = 14 keV Ar Mc = 100 GeV/c2<Todrzutu> = 24 keV

11. Ge, Si: CDMS, EDELWEISS Półprzewodniki: Ge, Si Detektory kriogeniczne CRESST, Rosebud Al2O3 TPC: DRIFT ENERGIA ODRZUTU LXe+GXe: Zeplin II, XENON LAr+GAr: WARP, ARDM CaWO4: CRESST, ROSEBUD scyntylacja ciepło jonizacja NaI, CsI, CaF, LXe DAMA, NAIAD, ZEPLIN I Techniki detekcji sygnału

12. Częstość zdarzeń. Efekt modulacji sezonowej Liczba rejestrowanych przypadków (Rate): R ~r·V·s r– gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym s – elastyczny przekrój czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon,czynnika postaci F(q2) ... SUSY d = 30o VZiemia = 30 km/s V – średnia prędkość cząstki WIMP względem nukleonu (tarczy) – ZALEŻY OD PORY ROKU! Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum galaktyki: Maksimum – 2 czerwiec - V 248 km/h Minimum – 2 grudzień - V 219 km/h

13. Aktualne limity doświadczalne • DAMA 107731 kg•d (7 lat, 100 kg NaI) • Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadków oddziaływania Ciemnej Materii; Np. CDMS: 19.4 kg•d (52.6 dni, 1kg Ge, 0.2 kg Si) • Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3s DAMA NaI, obszar 90% CL Edelweiss (Ge) CDMS II 2004 (Ge) SUSY XENON (100kg)przewidywanie

14. Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter) DAMA NaI, obszar 90% CL Założenie: próg energetyczny detektora ArDM = 30 keV ≈ 100 przyp. / ton / dzień przy Mc = 100 GeV/c2 ≈ 1 przyp. / ton / dzień dla s = 10-46:≈ 1 przyp. / ton / 100 dni

15. Wymagania dla przyszłych eksperymentów • WYMAGANIA: • Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektorów półprzewodnikowych) ->> perspektywa wykorzystania GAZÓW SZLACHETNYCH: ARGONU, KSENONU • Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria, system osłon) • Skuteczne metody eliminacji przypadków tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadków, staranne symulacje poziomu tła)

16. n,c n,c e- g, e- Tło eksperymentalne – 2 klasy przypadków główne źródło tław doświadczeniu • Neutrony i WIMPy: taki sam sygnał !!! • Głównie niskoenergetyczne neutrony TN < 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionów) • Wielokrotne rozpraszanie neutronów w detektorze – jedyne kryterium ~ 106 dzień ~ 103 dzień Konstrukcja detektora powinna umożliwiać eliminację tła 

17. Detektor dwufazowy – zasada działania neutron amplituda [jedn. aut.] czas dryfu [ms] elektron amplituda [mV] czas dryfu [ms]

18. Detektor dwufazowy – eliminacja tła symulacja dla detektora LAr - neutrony vs. fotony (ArDM) próg g z testów detektora argonowego (WARP) g, e a zliczenia/przedz. S2/S1

19. Detektor dwufazowy – przykłady rozwiązań ArDMArgon Dark Matter WARPWimp Argon Programme LEM 60 cm Ar (10 cm) 300 cm 170 cm LAr (120 cm) 100 litrów ~ 700 litrów fotopowielacze

20. Tło neutronowe • sygnał z oddziaływania WIMP-ów i neutronów taki sam w detektorze • redukcja tła neutronowego  większa czułość detektora SYMULACJE – w jakim celu? • projekt detektora (wymagania dla system osłon, aktywnego veta) • określ. prawd. wielokrotnego rozpraszania • określ. czułości detektora  analiza danych z doświadczenia

21. liczba neutronów , MeV-1, mion-1 strumień [cm-2s-1keV-1 ] energia neutronów [MeV] energia neutronów [keV] Źródła neutronów • NEUTRONY – źródła • spontaniczne rozszczepienie 238U • reakcje (a,n); a z szeregów prom. z rozpadów U/Th • produkcja przez miony kosmiczne ze skały z mionów z elementów det.

22. Symulacja Geant4 dla projektu ArDM I etap(monoenergetyczne neutrony) • oddziaływanie neutronów w LAr • TN < 20 MeV • analiza procesów: wychwyt neutronu, elastyczne rozpraszanie II etap (rozkłady energii początkowej neutronów) • oddziaływanie neutronów tła w cylindrze z LAr • widma energii odrzutu • prawd: wielokrotnego rozpraszania, oddziaływania, wychwytu • droga pomiędzy oddziaływaniami

23. Wychwyt neutronów w LAr Rozkład energii fotonów z wychwytu neutronów w LAr (argon naturalny: 40Ar - 99,6%, 36Ar - 0.337%, 38Ar - 0.063%) Energia początkowa neutronów = 10 eV Średnia liczba g powstających w wychwycie = 3.5

24. Rozpraszanie elastyczne neutronów w LAr Widmo energii jąder odrzutu 40Ar dla TN = 2 MeV Tn<<Mnnierelat.

25. geometria h=120 cm r=40 cm Neutrony ze skały – przykład analizy Widmo energii jąder odrzutu Rozkład energii początkowej Fn = 3.8•10-6 n/s·cm2 całkowity strumień neutronów ze skały(dane z lab. Canfranc) 10 keV threshold 13200 wchodzących neutronów na dzień !!! 550 neutronów na godzinę 1 neutron co ~ 6.5 sec.

26. Neutrony ze skały – przykład analizy liczba niezident. neutronów

27. Podsumowanie • Ciemna Materia (23%), Ciemna Energia (73%) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych • Próby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii  wiele projektów, perspektywy wykorzystania gazów szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe, ksenonowe) • Tło eksperymentalne  znacząco obniża czułość detektora • Jednym z realizowanych projektów jest eksperyment ArDM: - projekt detektora (CAD) - testy – pomiar światła (PMT), ładunku (LEM), HV - symulacje – tło doświadczalne, odczyt sygnału

28. BACKUP

29. Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody Einstein -> równania ewolucji Wszechświata gęstość krytyczna :rc= 3H2/8pG (Wm = r/rc) W = Wm+WL W<1 Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia! • Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej => materia „świetlista” W=1 Wlumni ~ 0.006 • Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np. rotacja galaktyk) => materia „grawitacyjna” W>1 Wm ~ 0.3 • Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP – 2003 r.) „płaski” Wszechświat !!! Wm = 0.29  0.07 Wtot = 1.02  0.02

30. CDM vs. HDM Symulacja ewolucjistruktur materii Teleskop Hubble’a HDMproblemz tworzeniem niewielkich struktur CDMza dużo małych struktur?

31. WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY) • Teoria rozwiązuje tzw. problem hierarchii: dlaczego MPlanck >> ME-S ? Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w porównaniu do masy Plancka? Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposób, że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner. Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony, nośnikom siły – bozonom – sfermiony. • Teoria wprowadza nową wielkość kwantową, tzw. parzystość R(R=+1 dla cząstek MS oraz –1 dla cząstek supersymetrycznych). Parzystość Rjest multiplikatywną liczbą kwantową, jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje: • - proton jest stabilny • - cząstki SUSY produkowane/annihilują zawsze w parach • - rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY • - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric • Particle) jest stabilna – zachowuje się jak ciężkie neutrino. neutralino (c) aktualne limity na masę neutralina(LEP): 18 GeV <Mc< 10 TeV

33. DAMA NaI (~100kg)DArk MAtter • Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe) • 1996 – lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych) • Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 9.7 kg 100 kg; sygnał rejestrowany w każdym z detektorów przez dwa fotopowielacze. Problem z odróżnieniem tła. • Energie > 2 keV • Ekspozycja - 107731 kg•dni • LIBRA ( ~250 kg) – działa od marca 2003

34. DAMA – sezonowa modulacja sygnału. Odkrycie ciemnej materii? Charakterystyki sygnału • cos(t) • okres jednego roku • faza – lato/zima • niskie energie • amplituda  7% • sygnał w jednym detektorze „Jaki inny efekt fizyczny spełnia wszystkie 6 kryteriów?” dopasowanie Acos[w(t-t0)] A = (0.0200  0.0032) cpd/kg/keV t0 = (140  22) day T = (1.00  0.01) year Źródło: astro-ph/0311046, 3 Listopad 2003

35. CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) • CDMS II Stanford (2001-2002); głęb. 10 m (17 mwe) • CDMS II Soudan Lab (2003-2005); głęb. 713 m (2090 mwe); redukcja tła neutronowego z ~1/kg/dzień do ~1/kg/rok • Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g) Dwa niezależne pomiary energii odrzutu: jonizacja, fonony • Energie 10-100 keV (DAMA > 2 keV) T < 0.01 K

36. CDMS Wieża 1 6 detektorów ZIP 3xGe,Si,Ge,Si (1kg Ge, 0.2kg Si) ZIP (Z-dependent Ionization and Phonon) detector grubość – 1 cm średnica 7,5 cm

37. CDMS II – wyniki (Soudan Lab) 3 maj 2004 Kalibracja Wyniki (19.4 kg•d) • „Ionization yield” (stosunek energii z jonizacji do energii z fononów) zależy silnie od typu rozpraszania • Większość cząstek tła (elektrony, gammy) rozprasza się na elektronach • WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami

38. CDMS II – wyniki (Soudan Lab) 3 maj 2004 • Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią; ekspozycja 19.4 kg•d (52.6 dni, 1kg Ge, 0.2 kg Si) • Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3s CDMS II (Stanford) DAMA NaI, obszar 90% CL Edelweiss CDMS II (2004)

39. rc c Ziemia nm sscatt n int. m int. Gcapture Gannihilation m Metoda detekcji pośredniej Słońce detektor

40. Argon vs Ksenon