und Kosmologie

(1)

Kern/Teilchenphysik und Kosmologie Kern/Teilchenphysik und Kosmologie

19. Verbindung von Teilchenphysik, Astro - (Teilchen) Physik 19. Verbindung von Teilchenphysik, Astro - (Teilchen) Physik

und Kosmologie

(2)

Teilchen Massen Teilchen Massen ?

Vereinheitlichung der Kräfte ?

Materie-Antimaterie Asymmetrie ? Dunkle Materie ? Dunkle Materie ?

Teilchenphysik Kosmologie Teilchenphysik Kosmologie

Planck Skala Planck Skala

GUT Skala

(3)

Planck Skala

Quantenphänomene kontrollieren kleine Skala, Gravitation kontrolliert grosse Skala Beide spielen eine Rolle bei der grossen Skala

Reflektieren die Skala, welche bei der Quantengranularität der Raum-Zeit wichtig wird:

Fundamentale Konstante der Gravitation:

!

c = 2.99 " 10

⁸

ms

^#1

Quantenmechanik Raum-Zeit

!

G = 6.6 " 10

^#11

m

³

kg

^#1

s

^#2

!

= 6.7 " 10

^#39

h c (GeV / c

²

)

^#2

!

h = 6.582 " 10

^#22

MeVs

t_PL ist Zeit, die Licht braucht für eine Distanz von 10^-33cm, entspricht dem kleinsten Raum-Zeit Intervall, darunter Effekt der Quantenkrümmung der Gravitation so gross,

dass kontinuierliche Raum-Zeit inkonsistent wird

!

m

_Pl

= h G

"

# $ %

&

'

1/ 2

!

t

_Pl

= h G c

⁵

"

# $ %

&

'

1/ 2

Planck Skala Planck Skala: :

10 10

¹⁹¹⁹

GeV, 10 GeV , 10

^-33^-33

cm, 10 cm, 10

^-43^-43

s s

(4)

The Cosmic Connection: The Big Bang

In the first microsecond there was only Particle Physics:

Elementary particles interact through fundamental forces

10¹⁹1015 10² Mass scale (GeV)

10^-3310-29 10^-16 Distance (cm)

Strong force separated

Electromagnetic and weak forces united All forces separatedAll forces separated All forces

All forces unified unified

GUT GUT

(5)

Astroparticle

Astroparticle Physics Physics

Goal:

Find answers to following questions F ind answers to following questions

What type of Matter exists in Universe?

How much Anti-Matter exists in Space?

What is the mechanism which accelerates What is the mechanism which accelerates

particles

particles to energies well beyond those to energies well beyond those produced in high-energy particle accelerators?

produced in high-energy particle accelerators?

Growing symbiosis between Growing symbiosis between

particle physics particle physics

and and

astrophysics / cosmology

(6)

~ 10 ~ 10

¹¹¹¹

Galaxies Galaxies

~ 10 ~ 10

⁸⁸⁸⁸

Photons Photons

~ 10 ~ 10

²¹²¹

Stars Stars

~ 10 ~ 10

⁷⁸⁷⁸

Atoms Atoms

Visible Universe:

~ 10 ~ 10

²⁸²⁸

cm cm

Hidden Hidden matter ??

matter ??

24% Dark Matter 24% Dark Matter

(7)

Die versteckte Materie im Universum Die versteckte Materie im Universum

Messung der Rotationsgeschwindigkeit der Sterne in Spiralgalaxien:

KEPLER :

Gravitation ≡ Zentrip. Beschleunigung

!

GM

r² = v² r

Daten: ν ~ konstant

Woher kommt die meiste Masse im Universum?

Ihre Existenz zeigt sich durch die Gravitation

Sie ist unsichtbar fürunsichtbar für Astrophysiker

Dunkle Materie (DM) Dunkle Materie (DM)

Von Von CMB (CMB (CCosmicosmic M Microwaveicrowave BBackground):ackground):

Dunkle Materie muss existieren ! Dunkle Materie muss existieren !

vv rr

Zwicky (1933):

Es muss DM geben !

(8)

Ziel: messe Temperaturvariationen von CMB mit sehr grosser Genauigkeit

Kosmische Hintergrundstrahlung

Kosmische Hintergrundstrahlung ( ( CMB CMB ): ):

CMB:

Ausgesendet als Temperatur des Universums ca 3000 K war (ca 300‘000 Jahre nach dem Urknall)

Atome wurden geformt, Universum wurde transparent

CMB

: wichtig für kosmologische Parameter

Fluktuationen (Anisotropie)  Keime für Strukturformation  Erzeugen Strukturen die wir heute im Universum sehen

Universum expandiert  Licht erreicht uns als Mikrowelle

Gamma Rays X-Rays Ultraviolett

Sichtbares Licht

Infrarot Mikrowellen Radio, TV

MW Herd WMAP

Elektromagnetische Wellenlängen (Meter)

10^-16 10^-14 10^-12 10^-10 10-8 10^-6 10^-4 10^-2 10⁰ 10²

(9)

WMAPWMAP auf Umlaufbahn auf Umlaufbahn 1.5 10

1.5 10⁶⁶ km von Erde km von Erde

COBE 1992: Erste Hinweise auf Fluktuationen in CMB Fluktuationen  Strukturformation und CMB Anisotropie

Launch Juni 2001

Datennahme August, 2001

WMAPWMAP

WMAP:

WMAP: Wilkinson Wilkinson Microwave Anisotropy Microwave Anisotropy Probe Probe

Universum:

4% Atome, 23% Kalte Dunkle Materie, 73% Dunkle Energie4% Atome, 23% Kalte Dunkle Materie, 73% Dunkle Energie ΩΩ_TOT_TOT= = ρ/ ρ/ρρ_c_c==1.02±0.02 1.02±0.02 flaches Universumflaches Universum

(10)

Eine Sequenz einer NASA Animation Eine Sequenz einer NASA Animation

Temperaturfluktuationen (gezeigt als Farbunterschiede) des ältesten Lichtes unseres Universums, welche kleinen

`Klumpen‘ im frühen Universum entsprechen

 Strukturen von Galaxien die wir heute sehen

Gravitation zieht Materie von Regionen von kleiner Dichte zu Region mit hoher Dichte

200 Millionen Jahre nach dem Big Bang: erste Sterne

Gas wurde verdichtet und auf genügend hohe Temperatur erhitzt

 Beginn der Kernfusion (wie in unserer Sonne)

Mehr Sterne beginnen zu leuchten

Galaxien formen sich entlang der`Staubfäden’ im Bild 2

Heute: Milliarden von Sternen und Galaxien:

10¹¹ Galaxien, 10²¹ Sterne, 10⁷⁸ Atome, 10⁸⁸ Photonen

(11)

Von ca 300‘000 Jahren nach dem Big Bang bis

heute

WMAP Animation

Dunkle Materie:

Computer Simulation Prof. Ben Moorevon Universität Zürich

10⁸ Teilchen

Grösse: 10Mpc ~ 33MLj, 10¹⁵ Sonnenmassen

~ 10’000 Substruktur Halos

(12)

LSP und Kalte Dunkle Materie (KDM) LSP und Kalte Dunkle Materie (KDM)

Das leichteste SUSY Teilchen (

Das leichteste SUSY Teilchen (Neutralino Neutralino, , LSP) ist ausgezeichneter LSP) ist ausgezeichneter Kandidat

Kandidat für die KDM in unserem Universum für die KDM in unserem Universum

LSP hat eine Masse, ist neutral und wechselwirkt nur sehr schwach LSP hat eine Masse, ist neutral und wechselwirkt nur sehr schwach

mit normaler Materie mit normaler Materie

Alle SUSY Teilchen welche nach dem Big Bang erzeugt werden haben ein LSP Alle SUSY Teilchen welche nach dem Big Bang erzeugt werden haben ein LSP

am Ende der Zerfallskette

 

Bad von Bad von LSPs im heutigen UniversumLSPs im heutigen Universum

(13)

LSP und Kalte Dunkle Materie LSP und Kalte Dunkle Materie

  Direkter Nachweis Direkter Nachweis:

LSP wechselwirkt mit Atomkern eines Detektors:

falls Galaxie mit LSP gefüllt 

viele LSPs sollten durch Detektor gehen wobei sie an dem Atomkern streuen

LSPs LSPs

Collision with atom

γ

  Indirekter Indirekter Nachweis:

2 LSPs können annihilieren und erzeugen bekannte Teilchen, z.B. ν, γ, e⁺

beobachte diese Teilchen z.B. im galaktischen Halo

oder anderen Regionen im Weltall Untergrund: Kosmische Strahlung

Nachweismöglichkeiten des

Nachweismöglichkeiten des LSPs LSPs : :

(14)

Exploding stars Exploding stars

Why are we interested in Cosmic Rays ?

Sources of cosmic rays belong to the most energetic processes

which happen in our Universe

They are important messengers for very high-energetic

processes in the cosmos

(15)

γ γ p p p p

Why is it difficult to determine where the cosmic rays are coming from?

ν ν

Gamma- Astronomy (MAGIC Telescope)

(16)

MAGIC

MAGIC ⁽ ⁽

^M^Mâjorâjor ÂÂtmospheric tmospheric GGammaamma IImaging maging CCherenkovherenkov

) ) Telescope Telescope

MAGIC-I

MAGIC-I MAGIC-IIMAGIC-II

under construction under construction

Roque

Roque de de los Muchachos los Muchachos in La Palma (2225 m)in La Palma (2225 m) Canary Islands (Spain)

Canary Islands (Spain)

Largest imaging air Cherenkov telescope for very high energy γ-rays E_γ > 50 GeV

Data taking since September 2004 MAGIC-II under construction

Observation of very high-energy gamma rays from galactic and

extragalactic sources

Camera 17m

(17)

MAGIC

MAGIC ⁽ ⁽

^M^Mâjorâjor ÂÂtmospheric tmospheric GGammaamma IImaging maging CCherenkovherenkov

) ) Telescope Telescope

Spiegel: ∅ 17 m

Kamera: 577 Lichtsensoren (3 ns) Gewicht des zu drehenden

Teleskops: ~ 40’000 kg Film: Zeit der Drehung Film: Zeit der Drehung

Aufgenommen während der Konstruktionsphase

(18)