HAUPTSEMINARSS2011: DERURKNALL UND SEINETEILCHEN
Indirekter Nachweis Dunkler Materie
Daniel Schuckardt|1. Juli 2011
Gliederung
1 Einf ¨uhrung und Motivation Dunkle Materie, was ist das?
Baryonische und nicht-baryonische DM
2 Grundlagen Was ist mit
”indirekt“ gemeint?
Dunkle Materie Kandidaten Dunkle Materie Annihilation (DMA)
3 Indirekte Nachweismethoden Neutrinos
Kosmische Strahlung Gammastrahlung
4 Fazit
Entdeckung der Dunklen Materie
Erstmals 1933 von Fritz Zwicky vorhergesagt
Geschwindigkeiten von Galaxien im Coma-Cluster nicht allein durch sichtbare Materie erkl ¨arbar
Rotationskurven und Gravitationslinseneffekt
Fritz Zwicky
Entdeckung der Dunklen Materie
Erstmals 1933 von Fritz Zwicky vorhergesagt
Geschwindigkeiten von Galaxien im Coma-Cluster nicht allein durch sichtbare Materie erkl ¨arbar
Rotationskurven und Gravitationslinseneffekt
Gravitationslinseneffekt durch Galaxienhaufen Abell 2218
Entdeckung der Dunklen Materie
Erstmals 1933 von Fritz Zwicky vorhergesagt
Geschwindigkeiten von Galaxien im Coma-Cluster nicht allein durch sichtbare Materie erkl ¨arbar
Rotationskurven und Gravitationslinseneffekt
nicht leuchtende baryonische Materie
”Massive Astrophysical Compact Halo Objects“ (MACHOS) intergalaktisches Medium
Problem: Baryonendichte begrenzt
Baryonische und nicht-baryonische DM
kosmische Hintergrundstrahlung (CMB)
Winkel zwischen Anisotropien in CMB ist direkter Hinweis auf Baryonendichte
gefundene Anisotropien sind zu klein f ¨ur ausreichend schnelle Entwicklung von Sternen und Galaxien
Verteilung der leichten Elemente primordiale Nukleosynthese im fr ¨uhen Universum erzeugte leichte Elemente
⇒Baryonendichte zu gering um Gesamtmassendichte zu erkl ¨aren
ΩB ≈0,045 ΩM ≈0,27
Baryonische und nicht-baryonische DM
kosmische Hintergrundstrahlung (CMB)
Winkel zwischen Anisotropien in CMB ist direkter Hinweis auf Baryonendichte
gefundene Anisotropien sind zu klein f ¨ur ausreichend schnelle Entwicklung von Sternen und Galaxien
Verteilung der leichten Elemente primordiale Nukleosynthese im fr ¨uhen Universum erzeugte leichte Elemente
⇒Baryonendichte zu gering um Gesamtmassendichte zu erkl ¨aren
ΩB ≈0,045 ΩM ≈0,27
Nicht-baryonische DM
Bullet Cluster
Kollision zweier Galaxienhaufen Gas durch Schockwelle abgebremst
Masseverteilung passt nicht zur Verteilung baryonischer Materie
Bullet Cluster
⇒nicht durch Modelle erkl ¨arbar, die
nur Gravitationskraft modifizieren
(”MOND“)
Nicht-baryonische DM
Bullet Cluster
Kollision zweier Galaxienhaufen Gas durch Schockwelle abgebremst
Masseverteilung passt nicht zur Verteilung baryonischer Materie
rot: Gas (gr ¨oßter Anteil an baryonischer Materie); blau: Massezentrum
⇒nicht durch Modelle erkl ¨arbar, die
nur Gravitationskraft modifizieren
(”MOND“)
DM ist:
da und macht etwa 25% der
Energiedichte des Universums aus nicht baryonisch (nicht im
Standardmodell) Aber aus was genau besteht jetzt eigentlich
diese Dunkle Materie und wie k ¨onnen wir das
nachweisen?
1 Einf ¨uhrung und Motivation Dunkle Materie, was ist das?
Baryonische und nicht-baryonische DM
2 Grundlagen Was ist mit
”indirekt“ gemeint?
Dunkle Materie Kandidaten Dunkle Materie Annihilation (DMA)
3 Indirekte Nachweismethoden Neutrinos
Kosmische Strahlung Gammastrahlung
4 Fazit
Was ist mit
” indirekt“ gemeint?
keine Beobachtung von Streuereignissen keine
”Eigenerzeugnisse“ aus Beschleunigern
Beobachtung der bei Annihilation entstehender Teilchen
⇒R ¨uckschl ¨usse auf Prim ¨arteilchen D.h. wir nutzen nat ¨urliche Prozesse aus.
”The universe is the poor man´s particle accelerator.“
(Jakow Borissowitsch Seldowitsch)
Was ist mit
” indirekt“ gemeint?
keine Beobachtung von Streuereignissen keine
”Eigenerzeugnisse“ aus Beschleunigern
Beobachtung der bei Annihilation entstehender Teilchen
⇒R ¨uckschl ¨usse auf Prim ¨arteilchen D.h. wir nutzen nat ¨urliche Prozesse aus.
”The universe is the poor man´s particle accelerator.“
(Jakow Borissowitsch Seldowitsch)
Dunkle Materie Kandidaten
In Erweiterungen des Standardmodells gibt es schon Kandidaten.
HDM
DM die bei der Rekombination nochrelativistischwar
Neutrinos allgemeine Probleme:
Masse zu gering verhindert Bildung von Strukturen auf kleinen Skalen
⇒top-down Modell AberΩν ≈0,005
⇒Etwa gleich viel wie Sterne!
CDM
schon bei Entkopplung nicht relativistisch
in Kombination mit Dunkler Energie bevorzugte (ΛCDM)
⇒bottom-up Modell
Einige der wichtigsten Kandidaten:
Axion WIMPS (
”Weakly Interacting Massive Particle“)
Kaluza-Klein Theorie leichtestes neutrales SUSY Teilchen (
”LSP“)
Dunkle Materie Kandidaten
In Erweiterungen des Standardmodells gibt es schon Kandidaten.
HDM
DM die bei der Rekombination nochrelativistischwar
Neutrinos allgemeine Probleme:
Masse zu gering verhindert Bildung von Strukturen auf kleinen Skalen
⇒top-down Modell AberΩν ≈0,005
⇒Etwa gleich viel wie Sterne!
CDM
schon bei Entkopplung nicht relativistisch
in Kombination mit Dunkler Energie bevorzugte (ΛCDM)
⇒bottom-up Modell
Einige der wichtigsten Kandidaten:
Axion WIMPS (
”Weakly Interacting Massive Particle“)
Kaluza-Klein Theorie leichtestes neutrales SUSY Teilchen (
”LSP“)
Dunkle Materie Kandidaten
In Erweiterungen des Standardmodells gibt es schon Kandidaten.
HDM
DM die bei der Rekombination nochrelativistischwar
Neutrinos allgemeine Probleme:
Masse zu gering verhindert Bildung von Strukturen auf kleinen Skalen
⇒top-down Modell
CDM
schon bei Entkopplung nicht relativistisch
in Kombination mit Dunkler Energie bevorzugte (ΛCDM)
⇒bottom-up Modell
Einige der wichtigsten Kandidaten:
Axion WIMPS (
”Weakly Interacting Massive Particle“)
Kaluza-Klein Theorie leichtestes neutrales SUSY Teilchen (
”LSP“)
Aber es gibt noch viel mehr...
copyright by Gianfranco Bertone
Das LSP
R-Parit ¨at
multiplikative Quantenzahl:R=
(+1 f ¨ur SM-Teilchen
−1 f ¨ur SUSY-Teilchen erhalten
d.h. LSPzerf ¨allt nicht in Standardmodellteilchen LSP =lightestsupersymmetric particle
⇒kein Zerfall in leichtere SUSY Teilchen
⇒stabil(außerAnnihilation)
Majoranateilchen(Teilchen und Antiteilchen identisch)
Bevorzugter Kandidat:Neutralino
Superposition aus 4 neutralen SUSY Fermionen (Photino, Zino und 2
”SUSY-Higgs“)
Das LSP
R-Parit ¨at
multiplikative Quantenzahl:R=
(+1 f ¨ur SM-Teilchen
−1 f ¨ur SUSY-Teilchen erhalten
d.h. LSPzerf ¨allt nicht in Standardmodellteilchen LSP =lightestsupersymmetric particle
⇒kein Zerfall in leichtere SUSY Teilchen
⇒stabil(außerAnnihilation)
Majoranateilchen(Teilchen und Antiteilchen identisch)
Bevorzugter Kandidat:Neutralino
Superposition aus 4 neutralen SUSY Fermionen (Photino, Zino und 2
”SUSY-Higgs“)
Entkopplung (
” freeze-out“) eines WIMP
im thermischen Gleichgewicht laufen Annihilation und Paarbildung gleich schnell ab
χ+χ↔X+X
WIMP-Anzahldichte gegeben durch Boltzmann-Gleichung:
dnχ
dt +3Hnχ=−< σv > n2χ−(neqχ )2
< σv >: ¨uber Temperatur gemittelter Annihilationswirkungsquerschnitt
Temperatur irgendwann zu gering f ¨ur Paarbildung
Abfall WIMP Dichte imthermischen Gleichgewicht∝e−x mitx = mTχ
Entkopplung (
” freeze-out“) eines WIMP
thermisches GG existiert nur, solange Reaktionen oft genug vorkommen
Entkopplung der WIMPs aus dem thermischen GG wenn Annihilationsrate kleiner wird als Ausdehnung
Γ =< σv >nχ ≈H ab jetztmitbewegteDichte konstant
⇒“relic density“
Entkopplung (
” freeze-out“) eines WIMP
“relic density“
n ¨aherungsweise nur von Wirkungsquerschnitt abh ¨angig!
Ωχh2≈ 3·10−27cms3
< σv>
Anzahldichte z.B. durch WMAP bekannt
⇒< σv >≈3·1026cms3
WIMP-Miracle
Dunkle Materie Annihilation (DMA)
Annihilationsrate nimmt in Gravitationspotentialen wieder zu
neutral→keine direkte Kopplung an Gluonen, Photonen oderW± zwei Beispiele:
Kopplung an Z-Bosonen nur im Resonanzfall (2mχ≈mZ) wichtig dominante Reaktion:
bis zu40 Photonenpro Annihilation! (Hadronisierung)
Spektrum dieserbb-Jets bekannt
Dunkle Materie Annihilation (DMA)
Annihilationsrate nimmt in Gravitationspotentialen wieder zu
neutral→keine direkte Kopplung an Gluonen, Photonen oderW± zwei Beispiele:
Kopplung an Z-Bosonen nur im Resonanzfall (2mχ≈mZ) wichtig dominante Reaktion:
bis zu40 Photonenpro Annihilation! (Hadronisierung) Spektrum dieserbb-Jets bekannt
Dunkle Materie Annihilation (DMA)
Ereignisse mit einzigem EndproduktγγoderγZ um 10−4unterdr ¨uckt:
⇒indirekter Nachweis durch:
Neutrinos Gammastrahlung
geladene Teilchen(kosmische Strahlung)
1 Einf ¨uhrung und Motivation Dunkle Materie, was ist das?
Baryonische und nicht-baryonische DM
2 Grundlagen Was ist mit
”indirekt“ gemeint?
Dunkle Materie Kandidaten Dunkle Materie Annihilation (DMA)
3 Indirekte Nachweismethoden Neutrinos
Kosmische Strahlung Gammastrahlung
4 Fazit
Dunkle Materie Verteilung
wegen Rotationskurven bzw.
”N-Body“-Simulationen vermutet:
Halo um Galaxie mitρ∝ 1
r2-Verteilung Klumpeninnerhalb dieses Halos
⇒gibt sog.
”Boostfaktor“ zu Dunkler Materie Annihilationssignalen
indirekter Nachweis DM durch Neutrinos
Neutrinos entstehen bei DMA
WIMPs werden in Gravitationpotentialen (z.B. Sonne oder Erde) gefangen
⇒Dichte steigt an⇒mehr Annihilationen
Neutrinoproduktion in der Sonne (=Untergrund) unterscheidet sich von DMA-Signal
typische Neutrinoenergie von LSP-Annihilation bei ca. 13mχ, aber breites Spektrum
Mit großen Neutrinoteleskopen k ¨onnte man die hochenergetischen DMA- Neutrinos entdecken.
Je kleiner die WIMP-Masse, desto schwieriger.
indirekter Nachweis DM durch Neutrinos
Neutrinos entstehen bei DMA
WIMPs werden in Gravitationpotentialen (z.B. Sonne oder Erde) gefangen
⇒Dichte steigt an⇒mehr Annihilationen
Neutrinoproduktion in der Sonne (=Untergrund) unterscheidet sich von DMA-Signal
typische Neutrinoenergie von LSP-Annihilation bei ca. 13mχ, aber breites Spektrum
Mit großen Neutrinoteleskopen k ¨onnte man die hochenergetischen DMA- Neutrinos entdecken.
Je kleiner die WIMP-Masse, desto schwieriger.
ANTARES: Aufbau
Astronomy with aNeutrinoTelescope andAbyss environmental RESearch
im Mittelmeer ca.
40kms ¨udlich von Toulon
in 2500mTiefe auf einer Fl ¨ache von 0,1km2
12 Kabel mit je 25 mal 3 geb ¨undelten Photomultipliern
⇒900 St ¨uck Erde als
”Schild“ vor atmosph ¨arischen Neutrinos
ANTARES: Messprinzip
Beobachtung von Cherenkov-Licht durch entstehende Myonen bzw.
Elektronenschauer
Diskriminierung von auf- und absteigenden Teilchen
⇒Winkelmessung
Neutrinoteleskope: M ¨ oglichkeiten
Sonne als Punktquelle von hochenergetischen Neutrinos Einfallwinkel muss genau genug bestimmt werden Untergrund muss bestimmt/herausgefiltert werden
Vorteile gegen ¨uber anderen Techniken, da ein m ¨ogliches Signal nur von DM-Verteilung in Sonne abh ¨angt
⇒Ein Modell kann dieses Signal vorhersagen, das gibt einen starken Hin- weis oder die Ablehnung.
Neutrinoteleskope: M ¨ oglichkeiten
Sonne als Punktquelle von hochenergetischen Neutrinos Einfallwinkel muss genau genug bestimmt werden Untergrund muss bestimmt/herausgefiltert werden
Vorteile gegen ¨uber anderen Techniken, da ein m ¨ogliches Signal nur von DM-Verteilung in Sonne abh ¨angt
⇒Ein Modell kann dieses Signal vorhersagen, das gibt einen starken Hin- weis oder die Ablehnung.
kosmische Strahlung (
” cosmic rays“
(CR))
kosmische Strahlung besteht aus stark beschleunigten geladenen Teilchen breites Spektrum
F ¨ur uns jetzt nurGeV-Bereich (gelb) interessant.
Indirekter DM Nachweis durch kosmische Strahlung
durch DMA werden
”zus ¨atzliche“ Teilchenpaare erzeugt Untergrund f ¨ur Materie viel zu groß
⇒Suche nach Antimaterie und M/AM Verh ¨altnis keine scharf bestimmte Energie (Hadronisierung)
⇒Zielist Messung einesUberschusses¨
Um einen ¨Uberschuss an Antimaterie aus DMA erkennen zu k ¨onnen, muss aber der Untergrund gut bekannt sein.
Indirekter DM Nachweis durch kosmische Strahlung
durch DMA werden
”zus ¨atzliche“ Teilchenpaare erzeugt Untergrund f ¨ur Materie viel zu groß
⇒Suche nach Antimaterie und M/AM Verh ¨altnis keine scharf bestimmte Energie (Hadronisierung)
⇒Zielist Messung einesUberschusses¨
Um einen ¨Uberschuss an Antimaterie aus DMA erkennen zu k ¨onnen, muss aber der Untergrund gut bekannt sein.
kosmische Strahlung:
Untergrundquellen
Supernovae
Fermi-Beschleunigung (
”von Magnetfeldern mitgerissen“)
sekund ¨are Produktion durch Wechselwirkung mit interstellarem Medium⇒auch Antiteilchen Weiteres Problem:
Ablenkung CR´s in Magnetfeldern
⇒“Random Walk“
galaktische Winde schleudern Teilchen weg von der Scheibe
Tycho SN-Rest
⇒Es ist schwer den erwarteten Untergrund genau zu bestimmen.
Vorhersagen z.B. aus GALPROP(Modell zur Berechnung von CR Ausbreitung).
kosmische Strahlung:
Untergrundquellen
Supernovae
Fermi-Beschleunigung (
”von Magnetfeldern mitgerissen“)
sekund ¨are Produktion durch Wechselwirkung mit interstellarem Medium⇒auch Antiteilchen Weiteres Problem:
Ablenkung CR´s in Magnetfeldern
⇒“Random Walk“
galaktische Winde schleudern Teilchen weg von der Scheibe
Tycho SN-Rest
⇒Es ist schwer den erwarteten Untergrund genau zu bestimmen.
Vorhersagen z.B. aus GALPROP(Modell zur Berechnung von CR Ausbreitung).
kosmische Strahlung:
Untergrundquellen
Supernovae
Fermi-Beschleunigung (
”von Magnetfeldern mitgerissen“)
sekund ¨are Produktion durch Wechselwirkung mit interstellarem Medium⇒auch Antiteilchen Weiteres Problem:
Ablenkung CR´s in Magnetfeldern
⇒“Random Walk“
galaktische Winde schleudern Teilchen weg von der Scheibe
Tycho SN-Rest
⇒Es ist schwer den erwarteten Untergrund genau zu bestimmen.
Vorhersagen z.B. aus GALPROP(Modell zur Berechnung von CR Ausbreitung).
PAMELA: Aufbau
PAMELA =Payload forAntimatterMatterExploration and Light-nucleiAstrophysics
als Zusatzfracht auf Resurs-DK1 Satellit am 15. Juni 2006 gestartet
Messung des Antimaterie-Flusses Hauptteil:
magnetisches Spektrometer aus Permanentmagnet und Silizium-Trackern elektromagnetisches Kalorimeter
PAMELA: Aufbau
PAMELA =Payload forAntimatterMatterExploration and Light-nucleiAstrophysics
als Zusatzfracht auf Resurs-DK1 Satellit am 15. Juni 2006 gestartet
Messung des Antimaterie-Flusses Hauptteil:
magnetisches Spektrometer aus Permanentmagnet und Silizium-Trackern elektromagnetisches Kalorimeter
PAMELA: Positronen
deutlicher ¨Uberschuss ab ca.
10GeV
⇒nicht mitmχ≈100GeV WIMPs erkl ¨arbar
aber kein ¨Uberschuss beip
Viele Erkl ¨arungsm ¨oglichkeiten:
Supernovae
”leptophilic WIMPs“
hardronischer Untergrund (palse+erkannt)
anisotrope Ausbreitung Pulsar in Sonnenn ¨ahe
PAMELA: Positronen
deutlicher ¨Uberschuss ab ca.
10GeV
⇒nicht mitmχ≈100GeV WIMPs erkl ¨arbar
aber kein ¨Uberschuss beip
Viele Erkl ¨arungsm ¨oglichkeiten:
Supernovae
”leptophilic WIMPs“
hardronischer Untergrund (palse+erkannt)
anisotrope Ausbreitung Pulsar in Sonnenn ¨ahe
PAMELA: Positronen
deutlicher ¨Uberschuss ab ca.
10GeV
⇒nicht mitmχ≈100GeV WIMPs erkl ¨arbar
aber kein ¨Uberschuss beip
Viele Erkl ¨arungsm ¨oglichkeiten:
Supernovae
”leptophilic WIMPs“
hardronischer Untergrund (palse+erkannt)
anisotrope Ausbreitung Pulsar in Sonnenn ¨ahe
PAMELA: Antiprotonen
Signal stimmt mit rein sekund ¨arer CR Produktion
¨uberein (GALPROP Normalfall ohne DM)
aber DMA Signal kann versteckt sein (pSpektrum hat dieselbe Gestalt)
bei anistroper Ausbreitung der CRs ist Antiprotonen-Fluss an der unteren Grenze
PAMELA: Fazit
ohne genaue Kentnisse des Untergrundes und der Ausbreitung von kosmischer Strahlung keine eindeutigen Aussagen m ¨oglich
Experiment ist genauer als Theorien!
allein zum Positronen- ¨Uberschuss gab es mehr als150 Artikel ¨uber die Entdeckung von DM!
”It is in fact easy to fit almost any excess in the measured energy spectrum of photons or anti-matter, at any energy, in terms of Dark Matter
particles with suitable properties.“
(Gianfranco Bertone (arXiv:1011.3532v1))
⇒PAMELA bietet (bisher) keinen eindeutigen, indirekten DM Nachweis
PAMELA: Fazit
ohne genaue Kentnisse des Untergrundes und der Ausbreitung von kosmischer Strahlung keine eindeutigen Aussagen m ¨oglich
Experiment ist genauer als Theorien!
allein zum Positronen- ¨Uberschuss gab es mehr als150 Artikel ¨uber die Entdeckung von DM!
”It is in fact easy to fit almost any excess in the measured energy spectrum of photons or anti-matter, at any energy, in terms of Dark Matter
particles with suitable properties.“
(Gianfranco Bertone (arXiv:1011.3532v1))
⇒PAMELA bietet (bisher) keinen eindeutigen, indirekten DM Nachweis
Indirekter DM Nachweis durch Gammastrahlung
Augenmerk auf
”diffuse“ Gammastrahlung(keine Punktquellen) Vorteil der Gammastrahlung:keine Ablenkungin Magnetfeldern
⇒zeigt auf ihren Ausgangspunkt DMA Signal h ¨angt von der DM-Dichte ab
⇒bei Majoranateilchen damit Flussφ∝n2χ
Photonen entstehen bei DMA v.a. durchπ0→γ+γZerfall Aussehen des Spektrums bekannt!
EGRET/FERMI: Aufbau
EnergeticGammaRay ExperimentTelescope
an Bord des Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) Instrument zur Detektion von Gammastrahlen im Bereich 20MeV−30GeV
Start: 5. April 1991
EGRET: schematischer Aufbau
EGRET/FERMI: Aufbau
LAT: schematischer Aufbau
Fermi Gamma-ray Space Telescope
selbe Aufgabe wie EGRET, aber bessere Winkel- und Energieaufl ¨osung
wichtigstes Instrument: Large Area Telescope (LAT)
Bereich LAT:
30MeV−300GeV Start: 11. Juni 2008
Untergrund: Punktquellen
Punktquellen k ¨onnen subtrahiert werden klingt nur einfach
Modellierung jeder einzelnen Punktquelle EGRET hat 271 gefunden
Untergrund: Punktquellen
Punktquellen k ¨onnen subtrahiert werden klingt nur einfach
Modellierung jeder einzelnen Punktquelle bei FERMI sind es bisher 1450
Untergrund: Punktquellen
a) gesamtes Spektrum b) Punktquellen c) nur diffuser Teil
Untergrund: diffuser Anteil
kosmische Strahlung (CR = Cosmic Ray) Bremsstrahlung
inverse Comptonstreuung (Elektron streut an Photon) Zerfall neutraler Pionen (π0→γ+γ)
Entstehung durch inelastische Proton-Gas Streuung
Signal ist von Verteilung der kosmischen Strahlung abh ¨angig und nur lokal bestimmbar
⇒große Unsicherheiten
Aber das Aussehen dieses Untergrundspektrums ist recht gut bekannt!
Untergrund: diffuser Anteil
kosmische Strahlung (CR = Cosmic Ray) Bremsstrahlung
inverse Comptonstreuung (Elektron streut an Photon) Zerfall neutraler Pionen (π0→γ+γ)
Entstehung durch inelastische Proton-Gas Streuung
Signal ist von Verteilung der kosmischen Strahlung abh ¨angig und nur lokal bestimmbar
⇒große Unsicherheiten
Aber das Aussehen dieses Untergrundspektrums ist recht gut bekannt!
EGRET: Messungen
EGRET Gammastrahlen Fluss
Messungen in Richtungen innerhalb und außerhalb der galaktischen Scheibe EGRET Daten werden ab 1GeVnicht mehr durch CR Wechselwirkungen beschrieben
⇒zus ¨atzliche Komponente erforderlich
optimierte Modelle reduzieren Uberschuss, m ¨ussen aber f ¨ur¨ jede Richtung angepasst werden
EGRET: Ergebnisse
EGRET Gammastrahlen Fluss
Fit durch
”Data Driven Analysis“:
”Aussehen“ von Signal und Hintergrundspektrum bekannt Fit in allen Richtungen (180) mit unterschiedlicher
Normalisierung
⇒Daten bestimmen Intensit ¨at selbst
⇒nahezu unabh ¨angig von Modellen
EGRET: Ergebnisse
EGRET Gammastrahlen Fluss
Bei einem DMA Signal sollte:
das Spektrum in allen
Richtungen diegleiche Gestalt haben
Passt!
die Intensit ¨at derDM Verteilung folgen
Uberschuss ließe sich mit¨ 50−70GeVWIMPs erkl ¨aren!
EGRET: Ergebnisse
Bei einem DMA Signal sollte:
das Spektrum in allen
Richtungen diegleiche Gestalt haben
Passt!
die Intensit ¨at derDM Verteilung folgen
Uberschuss ließe sich mit¨ 50−70GeVWIMPs erkl ¨aren!
FERMI: Ergebnisse
FERMI-EGRET Vergleich: Gammastrahlen Fluss
Uberschuss¨ geringer komplett ohne DMA erkl ¨arbar
Aber Fehler passen gerade so.
⇒Platz f ¨ur Dunkle Materie
FERMI: Ergebnisse
FERMI Gammastrahlen Fluss
Uberschuss¨ geringer komplett ohne DMA erkl ¨arbar
Aber Fehler passen gerade so.
⇒Platz f ¨ur Dunkle Materie
EGRET: Substruktur der DM
Abweichungen in der galaktischen Scheibe erkl ¨arbar durch ring ¨ahnliche Struktur aus DM bei 4 und 14kpc stimmt mit
Rotationskurven
¨uberein,
wurde auch bei anderen Galaxien beobachtet
EGRET: Substruktur der DM
Abweichungen in der galaktischen Scheibe erkl ¨arbar durch ring ¨ahnliche Struktur aus DM bei 4 und 14kpc stimmt mit
Rotationskurven
¨uberein,
wurde auch bei anderen Galaxien beobachtet
EGRET: Substruktur der DM
Abweichungen in der galaktischen Scheibe erkl ¨arbar durch ring ¨ahnliche Struktur aus DM bei 4 und 14kpc stimmt mit
Rotationskurven
¨uberein,
wurde auch bei anderen Galaxien beobachtet
EGRET: Ringe
Ringe motiviert durch Ansammlung von Gas, Staub und alten Sternen
¨außerer Ring entstand durchZwerggalaxieCanis Major
⇒vonGezeitenkr ¨aftenzerrissen Gezeitenkraft∆FG∝ 1
r3 (Kraft, mit der K ¨orper auseinander gezogen wird)
EGRET/FERMI: Fazit
EGRET
Ergebnisse stimmen mit DMA-Signal ¨uberein in alle Richtungen dieselbe Gestalt
Intensit ¨at folgt DM-Dichte (Ringe)
⇒nur dank Data Driven Analysis gefunden Erkl ¨arung f ¨ur Unregelm ¨aßigkeiten in Rotationskurve WIMP Masse bei 50−70GeV
EGRET/FERMI: Fazit
Vergleich EGRET-FERMI
EGRET und FERMI haben ¨ahnliche Ergebnisse FERMI ¨Uberschuss aber viel geringer
Analyse l ¨asst sich aber mit identischen Ergebnissen auf FERMI Daten anwenden
⇒nur kleinerer
”Boostfaktor“ n ¨otig
m ¨ogliche Erkl ¨arung: EGRET nur in niedrigen Energiebereichen richtig kalibriert
⇒noch kein eindeutiger Nachweis
Best ¨atigung durch andere Quellen (z.B. Neutrinos, kosmische Strahlung) n ¨otig!
1 Einf ¨uhrung und Motivation Dunkle Materie, was ist das?
Baryonische und nicht-baryonische DM
2 Grundlagen Was ist mit
”indirekt“ gemeint?
Dunkle Materie Kandidaten Dunkle Materie Annihilation (DMA)
3 Indirekte Nachweismethoden Neutrinos
Kosmische Strahlung Gammastrahlung
4 Fazit
Indirekter Nachweis DM: Fazit
einige Signale k ¨onnen als DMA interpretiert werden noch große Unsicherheiten wegen Untergrund noch nicht ganz gekl ¨art, wasgenauman sucht
Hinweise aus Beschleunigern oder direktem Nachweis w ¨aren gut Hoffnung auf
”smoking gun“ Signale wie scharfe Gammastrahlenpeaks
⇒Genauere Messungen und mehr Statistik n ¨otig!
Indirekter Nachweis DM: Fazit
Vergleich mit direktem Nachweis:
Vorteile
Wirkungsquerschnitt f ¨ur Annihilation etwa um Faktor 1010 gr ¨oßer als f ¨ur elastische Streuung
Man kann DM-Verteilung bestimmen
kein Beschleuniger n ¨otig
Nachteile
große Unsicherheiten beim Untergrund
man muss nehmen, was kommt
Indirekter Nachweis DM: Fazit
Warten auf AMS-02 Daten
Ziele:
besseres Verst ¨andnis von Untergrund und Ausbreitungsmo- dell
Best ¨atigung oder Entdeckung von DMA-Signalen
Vielen Dank f ¨ ur eure Aufmerksamkeit!
Bildquellen
Titelseite:http://www.nasa.gov/centers/goddard/images/
content/317876main_Fermi_3_month_unlabeled_new.jpg Seite 3/1:http://www.swemorph.com/zwicky.html
Seite 3/2:http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0, 1518,286599,00.html
Seite 4:http:
//www.jrank.org/space/pages/2477/nucleosynthesis.html Seite 5:http://apod.nasa.gov/apod/image/0808/
bulletcluster_comp_f2048.jpg Seite 6:
http://www.phdcomics.com/darkmatter/darkmatters_02s.gif Seite 10:
http://www2.iap.fr/users/bertone/Site/Welcome.html Seite 14:http:
//www.nasa.gov/images/content/188434main_DkMatter_lg.jpg
Bildquellen
Seite 16:http://www.solstation.com/x-objects/darkhalo.htm Seite 18:http://antares.in2p3.fr/Overview/detector.html Seite 19:PoS(idm2008)36
Seite 21:http://en.wikipedia.org/wiki/File:
Cosmic_ray_flux_versus_particle_energy.svg Seite 23/1:
http://chandra.harvard.edu/photo/2005/tycho/tycho.jpg Seite 23/2:http://www.weltderphysik.de/de/5148.php?i=5310 Seite 24/1:http://upload.wikimedia.org/wikipedia/en/1/1d/
PAMELAonResurs-DK.jpg
Seite 24/2:http://pamela.roma2.infn.it/index.php?option=
com_content&task=view&id=28&Itemid=264
Seite 25/1:arXiv:0910.2601v1[astro-ph.CO]14Oct2009W.deBoer Seite 25/2:
http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0810/0810.4994v2.pdf
Bildquellen
Seite 26:arXiv:0901.2941v1deBoer
Seite 29/1:http://astro.uncfsu.edu/mattox/egret.xfig.gif Seite 29/2:
http://www.nasa.gov/pdf/221503main_GLAST-041508.pdf Seite 30/2:
http://apod.nasa.gov/apod/image/1003/Fermi1FGLsources.jpg Seite 32:http://www.desy.de/~csander/Talks/cospar06.pdf Seite 33/2:Astronomy&Astrophysics:
EGRETexcessofdiffusegalacticgammaraysastracerofdarkmatterW.
deBoer...
Seite 35:W.deBoeretal.:
Diffusegalacticgammaraysastracerofdarkmatter Seite 36:http://www.youtube.com/watch?v=clO3XTCq9JU Seite 39:
http://www.nasa.gov/images/content/553210main_AMS-025.jpg
