DIREKTNE MERITVE DELCEV TEMNE SNOVI

1. DIREKTNE MERITVE DELCEV TEMNE SNOVI Podiplomski seminar Gregor Bregar Mentorica: prof. dr. Norma Susana Mankoč Borštnik 4.3.2008

2. Program predstavitve - osnovni podatki o temni snovi - merjenje trkov delcev temne snovi - eksperiment DAMA/NaI(Tl) • realizacija temne snovi v okviru predloga enotne teorije • spinov in nabojev

3. Temna snov – osnovna spoznanja Definicija: snov, ki ne seva in ne absorbira EM sevanja. 1933 - F. Zwicky je opazoval kroženje galaksij v skupku Coma Cluster. Krožile so bistveno hitreje glede na ocenjeno maso iz svetilnosti. 1935 – S. Smith je opazoval Virgo Cluster in prišel do podobnih ugotovitev. Takrat je bilo premalo podatkov in znanja, da bi sprejeli obstoj temne snovi. Opazovanja rotacij plinskih oblakov, galaksij, skupkov galaksij so od tedaj vedno kazala pomanjkanje vidne mase. Od 1970 vemo, da temna snov vsebuje doslej neznano novo snov.

4. Kroženje zvezd v galaksijah Rotacijske hitrosti zvezd ocenimo iz enakosti centrifugalne sile in gravitacijske sile. G je gravitacijska konstanta.

5. Meritve kroženja zvezd in plina v galaksijah Meritve rotacijskih hitrosti medzvezdnega plina za galaksijo NGC 6503: temna snov zvezde plin galaksija Radij (kpc)

6. Ostale meritve, ki dokazujejo obstoj temne snovi • gravitacijsko lečenje • Ukrivljanje svetlobe je večje, kot ga dovoljuje vidna snov - temperatura rentgenskih žarkov, ki izhajajo iz skupka galaksij, je višja kot jo napove ocena mase vidne snovi - kozmično mikrovalovno ozadje

7. Količina temne snovi Celotna masa v vesolju Porazdelitev mase v galaksiji Meritve kozmičnega mikrovalovnega ozadja Meritve rotacij zvezd in plina + + Meritve porazdelitve galaksij Upoštevanje porazdelitve zvezd in plina + + Kozmološki model ekspanzije vesolja Analiza konsistentnih modelov porazdelitve temne snovi v galaksiji = Temne snovi je 5-7 krat več od ostale poznane snovi. = 1. Lokalna gostota temne snovi v osončju je 0.3 GeV/(c2 cm3). 2. Masa temne snovi galaksije je približno 6-krat večja od mase snovi, ki jo poznamo. 3. Masa temne snovi v krogli, ki objame vidni del galaksije, je približno enaka masi vidne galaksije. 4. Masa temne snovi v krogli, ki objame osončje do Plutona, je enaka masi kocke vode s stranico 20 km.

8. Metoda detekcije trkov delcev temne snovi Detektor zaščitimo pred vsemi trki, ki izhajajo od zunaj in iz detektorja ter merimo preostale trke. Izmerjeni podatki morajo zadoščati relativno strogim kriterijem, da jih proglasimo kot trke delcev temne snovi.

9. Merjenje trkov delcev temne snovi - Velik del (če ne večina) temne snovi je verjetno v obliki nevtralnih elementarnih delcev ali skupkov elementarnih delcev. (Manjši del temne snovi so verjetno nevtrini.) - Gostota temne snovi v galaksiji je v najpreprostejšem modelu sferično simetrična in pada sorazmerno 1/r2. - Ocena povprečne velikosti hitrosti delcev temne snovi v našem osončju, merjeno glede na galaktični center, je primerljiva s hitrostjo sonca, 200 km/s. Hitrost, s katero trčijo delci v detektor, je do okvirno 200 – 400 km/s. Vpadni tok delcev se zaradi Zemljinega gibanja okoli Sonca modulira:

10. Zahteve za detektorje delcev temne snovi Ocena energije odbitih jeder in števila trkov na enoto časa Če bi bila temna snov iz delcev z maso 100 GeV/c2 in bi z jedri interagirali prek šibke interakcije, ocenimo 10 dogodkov na dan na kilogram detektorske mase in interval energije odbitega jedra 1 keV. Če uporabimo scintilator iz NaI in ocenimo energijo odbitih jeder dobimo mejo 30 keV.

11. Zahteve na izmerjeni signal • Modulacija se pojavi le pri energijah odbitega jedra do približno 30 keV. • Modulacija ima sinusno obliko s periodo 1 leto in tako fazo, da maksimum nastopi okoli 2. junija. Zaščita pred motečimi trki • Izvori motečih trkov/ zaščitni ukrepi • Kozmični žarki / podzemni detektor • Gama žarki in nevtroni iz okolja / moderator in svinčen ščit • Naravna radioaktivnost detektorjev in ščitov pred sevanjem / • uporaba visoko čistih materialov brez radiokativnih primesi

12. Predstavitev eksperimenta DAMA/NaI(Tl) • Prva ideja eksperimenta DAMA/NaI(Tl) je bila predlagana 1990. Eksperiment je zbiral podatke od 1998 do 2005. • - Izmerili so 2000 dogodkov, ki se zde nedvoumni kandidati za trke temne snovi. • Opazili so letno modulacijo, ki ustreza zahtevam na prejšnji strani. • Verjetnost, da je modulacija slučajna je 10-3. • - Sorodnih eksperimentov je vsaj 10, vsi imajo bistveno manjšo maso scintilatorja • in tudi višji energijski prag za energijo odbitih jeder, kot izbrani eksperiment. • Obstajajo eksperimenti, ki trdijo, da bi moralo biti število trkov temne snovi • manjše od opaženega.

13. Kratek opis eksperimenta • scintilatorji: 9 jih je, vsak vsebuje 9.7 kg NaI dopiranega s talijem. Vsebnost • primesi, ki sevajo je izredno majhna. • - ohišje iz visoko čistega bakra, znotraj rahel nadtlak dušika (preprečevanje • radona in prahu). • debel ščit iz bakrenih in svinčenih opek z nizko vsebnostjo primesi, ki sevajo. • 40 cm parafina. • 1 m betona. • 1400 metrov pod zemljo v rudniku v Gran Sasso (150 km iz Rima).

14. Rezultati eksperimenta Ordinata: število sunkov na enoto časa z odštetim povprečjem pri intervalu detektiranih energij 2-6 keV. To ni direktno energija jedra, ker jedro ne povzroči enake scintilacije kot elektroni in fotoni, s katerimi so eksperiment umerili. energija jedra je za faktor 2 ali 3 večja, torej 4-18 keV.

15. Rezultati eksperimenta • - Celotna ekspozicija je 107731 kg dan. Merili so 7 let s presledki. • Število dogodkov pri energijah 2-14 keV je 1 /dan/kg/keV, ko so odstranili dogodke, • ki bi lahko imeli običajen izvor. • Opazna je modulacija v številu sunkov na enoto časa in energije v intervalu 2-6 keV: Rezultati prilagajanja z vsemi tremi prostimi parametri dajo: A=0.02000.0032 cpd/kg/keV, perioda je T=1.000.01 leta, t0=144  22 dan, kjer t=0 pomeni 1. januar; 2.6. bi pomenilo t0=152 dan. Število vseh sunkov, ki kažejo periodičnost in se nahajajo nad povprečjem, znaša 2000. Verjetnost, da je modulacija naključna je 10-3.

16. Rezultati eksperimenta Podatki za število sunkov na enoto časa in energije brez povprečja, izprojicirano v enoletni cikel pri intervalu energije 2-6 keV: Podatki za interval energije 6-14 kev Opazimo, da je modulacija prisotna le pri nizkih energijah. Eksperiment je zajemal podatke do nekaj MeV. Nikjer ni bila odkrita modulacija.

17. Pogled v prihodnost in sklep o detekciji temne snovi Analiza vseh motečih procesov je raziskovalno skupino prepričala, da ni druge razlage kot trki temne snovi. Od 2005 obratuje detektor z 250 kg težkim scintilatorjem DAMA/LIBRA, rezultate pričakujejo leta 2008. Kmalu bodo začeli graditi detektor z maso 1000 kg. Skupine po svetu pripravljajo od 30 do 1000 kg težke detektorje. Noben razen DAMA/NaI(Tl) in DAMA/LIBRA, težji od 10 kg še ne meri. V roku 5 let ali manj lahko pričakujemo rezultate eksperimentov, ki bodo potrdili ali ovrgli rezultate eksperimenta DAMA/NaI(Tl).

18. Pogled v prihodnost in sklep o detekciji temne snovi Primerjava z ostalimi eksperimenti. Pod krivuljami je dovoljeno območje, kjer se lahko nahajata sipalni presek in masa delca temne snovi. (DAMA je v nedovoljenem območju). Statistika in pragi detektorjev ostalih eksperimentov so slabši od DAMA/NaI(Tl).

19. Temna snov v predlogu enotne teorije spinov in nabojev 1. Predlog ponuja zlomitev simetrije med 8 družinami delcev tako, da prehodov med lažjimi 4 družinami in težjimi 4 družinami ni. Najlažji od težjih kvarkov (5. družina) so stabilni. 2. Temna snov: stabilni nevtralni barioni iz težkih kvarkov. Primer: težki “nevtron” n5= u5d5d5. 3. Barvno silo nad 100 GeV lahko obravnavamo perturbativno. Vezavno energijo in povprečen radij barionov lahko ocenimo že s preprostim Bohrovim modelom. 4. Če je eksperiment DAMA/NaI(Tl) res meril temno snov, je kvocient sipalnega preseka in mase delcev temne snovi določen. 5. Iz tega podatka ocenimo maso pete družine kvarkov: 6 TeV < mq5 < 100 TeV. Manj verjetna možnost: 109 GeV < mq5 < 1012 GeV.

21. Sklep 1. Temna snov je sestavljena iz doslej neznane snovi. 2. Odigrala je pomembno vlogo pri razvoju vesolja, pri nastanku galaksij in večjih struktur. 4. Zdi se, da rezultati eksperimenta DAMA/NaI(Tl) skoraj niso odvisni od lastnosti temne snovi, če so le delci, ki jo sestavljajo dovolj težki. 5. Nedvomno potrebujemo model, ki bo pojasnil izvor temne snovi. Naš predlog ima možnost.