Direkter Nachweis der DM Direkter Nachweis der DM

Nachweismethoden der DM

Gravitationslinsen Rotationskurven Rotationskurven

Direkter Nachweis der DM Direkter Nachweis der DM

( Elastische Streuung an Kernen)

d k h d

Indirekter Nachweis der DM

( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹

Gravitationslinsen

ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich

beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ²

Gravitationslinsen

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ³

Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter

Blau: dunkle Materie aus Gravitations- potential

dunkel Rot:sichtbares

Gas

Observations with bullet cluster:

•Chandra X-ray telescope shows distribution of hot gas

•Hubble Space Telescope and others show distribution of dark matterHubble Space Telescope and others show distribution of dark matter from weak gravitational lensing

•Distributions are clearly different after collision->

dark matter is weakly interacting!

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁴

dark matter is weakly interacting!

Simulation der “Colliding Clusters”

http://www.sciam.com/

August 22, 2006

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁵

Discovery of DM in 1933 Zwicky, Fritz (1898-1974

Center of the Coma Cluster by

Hubble space telescope ©Dubinski Hubble space telescope ©Dubinski Zwicky notes in 1933 that

tl i l i i C l t DM attracts

l i ith outlying galaxies in Coma cluster

moving much faster than mass calculated for the visible

galaxies with more force->

higher speed.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁶

galaxies would indicate But still bound!

Dunkle Materie im Universum

Die Rotationskurven von

Spiralgalaxien sind weitgehend p g g flach, während die leuchtende Materie eine abfallende Kurve erwarten lässt Erklärung: dunkle erwarten lässt. Erklärung: dunkle Materie.

Spiralgalaxien bestehen aus einem zentralen Klumpen und

in r s hr dünn n Sch ib einer sehr dünnen Scheibe

leuchtender Materie, welche von einem nahezu sphährischen,

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁷

einem nahezu sphährischen,

sehr ausgedehnten Halo umgeben ist.

Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz

v=ωr Milchstraße

Norma

1/

mv

/r=GmM/r

Perseus

Sagittarius

Scutum Crux

v1/r

Cygnus

OrionSagittarius

Sun (8 kpc from center yg

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁸

Do we have Dark Matter in our Galaxy?

Rotationcurve

S l t

Solarsystem

rotation curve Milk W

Milky Way

1/r

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁹

Estimate of DM density

DM density falls off like 1/r

for v=const.

DM ns ty fa s off /r for const.

Averaged DM density “1 WIMP/coffee cup”

(for 100 GeV WIMP)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹⁰

(for 100 GeV WIMP)

Virialsatz

• Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt

0 2 E

 E



• Für N Galaxien also N(N-1)/2 Teilchenpaaren

) 1

(N m² N

Für N groß: und

2 0 ) 1

2 (  

 r

N m G N

v m N

 ^{N 1}  ^{ N}

g

 

Erwarte also für ´Gas` gravitativ Erwarte also für Gas gravitativ wechselwirkender Teilchen M  r !

Aber dann v

M/r = konst -> flat rot curve

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹¹

Aber dann v M/r konst -> flat rot. curve

Kandidaten der DM

†

?

†

?

?

Problem: max. 4% der Gesamtenergie

des Univ. in Baryonen nach CMB und BBN.

Sichtbar nur 0.5%, d.h. 3.5% in obigen

Probleme:

•_ν < 0.7% aus WMAP Daten

kombiniert mit Dichtekorrelationen

†

Sichtbar nur 0.5%, d.h. 3.5% in obigen Kandidaten möglich. Rest der DM muss aus nicht-baryonischen Materie bestehen.

der Galaxien.

•Für kosmische Strings keine Vorhersagekraft.

•Abweichungen von Newtons Gravitationsgesetz nicht plausibel Gravitationsgesetz nicht plausibel.

•WIMPS ergeben nach Virialtheorem flache Rotationskurven.

In Supersymmetrie sind die WIMPS

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹² Supersymmetrische Partner der CMB

d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt).

What is known about Dark Matter?

From CMB + SN1a + surveys

• 95% of the energy of the Universe is non-baryonic

23% in the form of Cold Dark Matter 23% in the form of Cold Dark Matter

• Dark Matter enhanced in Galaxies and Clusters

of Galaxies but DM widely distributed in halo > If it is not dark It does not matter of Galaxies but DM widely distributed in halo->

DM must consist of weakly interacting and massive particles -> WIMP’s

It does not matter

• Annihilation with <σv>=2.10^-26 cm³/s, if thermal relic

DM halo profile of galaxy

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹³ DM halo profile of galaxy cluster from weak lensing

Thermische Geschichte der WIMPS

Thermal equilibrium abundance A t l b d

T>>M: f+f->M+M; M+M->f+f T<M: M+M->f+f

T=M/22: M decoupled stable density Actual abundance

ityR 1995

T=M/22: M decoupled, stable density

(wenn Annihilationrate ^ Expansions- rate, i.e. =<v>n(x_fr)  H(x_fr) !)

er densi

Griest, PR

WMAP -> h²=0.1130.009 ->

<v>=2.10^-26 cm³/s

ng numb

onkowski,

DM nimmt wieder zu in Galaxien:

1 WIMP/Kaffeetasse 10⁵ <ρ>.

DMA ( ²) fä t i d

T=M/22

Comovin

mann,Kami

DMA (ρ²) fängt wieder an.

Annihilation in leichtere Teilchen, wie

Quarks und Leptonen -> 0’s -> Gammas!

T=M/22

C

x=m/T

Jungm Quarks und Leptonen > 0 s > Gammas!

Einzige Annahme: WIMP = thermisches Relikt, d.h. im thermischen Bad des

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹⁴

x m/T ,

frühen Universums erzeugt.

Indirect Dark Matter Searches

A ihil ti d t f

Annihilation products from dark matter annihilation:

Gamma rays

(EGRET, FERMI)

Positrons

Antiprotons

e+ + e-

(ATIC, FERMI, HESS, PAMELA)

Neutrinos

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e-, p drown in cosmic rays?

Neutralino Annihilation channels

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹⁶

Neutralino-Quark elastische Streuung

Spin independent Spin dependent

Wirkungsquerschnitte sehr klein, weil Higgs nur an Masse koppelt, aber u,d Quarks praktisch keine Masse haben.

Sehr empfindlich für s-Quark Anteil im Nukleon Sehr empfindlich für s Quark Anteil im Nukleon.

Squark Austausch sehr klein, wenn Squark schwer

Z-Austausch klein, wenn Neutralino hauptsächlich Bino ist (Bino koppelt nur an elektrische Ladung)

Zusätzlich geringer Impulsübertrag bei Streuung (weit

von Masse des ausgetauschten Teilchens) -> Unterdrückung

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹⁷

Resultat: (N) 10 Größenordnungen kleiner als () (Annihilation)

Direkter Nachweis von WIMPs

Wir gehen davon aus, dass

DM Neutralino oder WIMP ist.

χ χ

Es ist kalte DM, d.h. Impuls<<Masse (oder E²=p²+m²m², da p=mv mit

v  10^-3 c und m  100 GeV v  10 c und m  100 GeV

Geschwindigkeitsverteilung der WIMPs in einem Gravitationsfeld folgt wie

bei Gas in der Atmosphäre

Science Voisinage réseau.ico

bei Gas in der Atmosphäre

Maxwell-Boltzmann-Verteilung  e^-Ekin/kT mit häufigster Wert v=270 km/h

E_R ~ E_kin (1 - cos) Neutralino kann wegen R-Paritätserhaltung

NUR elastische Streuung

Streuung von nicht-relativ. Teilchen meist koherent, d.h. Wellenlänge des einlaufenden Teilchens hat de Broglie Wellenlänge =h/p

an Kernen durchführen g g g p

größer als Kernradius, so es kann einzelne Kerne nicht auflösen und Rückstoß wird an den gesamten Kern abgegeben Wirkungs-

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹⁸

den gesamten Kern abgegeben. Wirkungs querschnitt  A² (A= Anzahl der Nukleonen)

Principles of WIMP detection

• Elastic scattering of a WIMP on a nucleus inside a detector

Th il f l ith

• The recoil energy of a nucleus with mass

m

2

( ) 2

m

E

For

10

2

(max) 2

( )

recoil x N

N

E v m

m m





 

For 6

• This recoil can be detected in some ways :

10

v

 c E

 10

m

10 keV

• This recoil can be detected in some ways :

 Electric charges released (ionization detector)

 Flashes of light produced (scintillation detector)

 Vibrations produced (phonon detector)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ¹⁹

Direkter Nachweis von WIMPs

B h d St i k h itt i K

Berechnung des Streuwirkungsquerschnitt  an einem Kern kompliziert:

Koherente Streuung am ganzen Kern meistens dominant, aber bei Streuung kann auch Drehimpuls eine Rolle spielen Dann wird  abhängig vom Spin S der Kerne img g p Detektormaterial. Spin S ist gegeben durch Differenz der Nukleonen mit Spin up und Spin down.

Koherenz geht verloren bei Stößen mit hohem Impuls- übertrag q, also wenn die Wellenlänge klein gegenüber Kernradius R ist oder Kohärenzbedingung q · R « 1

Kernradius R ist oder Kohärenzbedingung q · R « 1 Impulstransfer q = A ·10^-3GeV Kernradius R~ 1.14 fm · A

⅓

R 7 G V ¹ A

⅓

R ~ 7 GeV^-1· A

⅓

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ²⁰

Direkter Nachweis von WIMPs

K h b d f ll f K b 50

Koherenzbedingung meistens nur erfüllt für Kerne bis A=50, d.h. perfekt für Neutralinomassen von ca. 50 GeV, denn bei gleicher Kern und WIMP Masse wird q max, weil dann g q reduzierte Masse = M· M_N /(M_N + M) maximal wird.

Wenn Koherenzbedingung nicht erfüllt, dann Kernmassenverteilung Wenn Koherenzbed ngung n cht erfüllt, dann Kernmassenverte lung wichtig, wird beschrieben durch Formfaktor (Fouriertransformierte der Massenverteilung)

Bei sehr leichten Kernen wird Verstärkung durch Koherenz der Streuung  A² gering und spinabh Streuung wird wichtig der Streuung  A gering und spinabh. Streuung wird wichtig

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ²¹

Neutralino-Quark elastic scattering

l i i

5 5

( ) ( ) ( ) ( ) ....

q q

L  f   qq  d   

 q  

q 

i d i i

Effective Lagrangian

scalar interaction spin-dep. interaction

• The other terms are velocity-dependent contributions and can be neglected in the non-relativistic limit for the direct detection.

• The axial vector currents are proportional to spin operators in the non-relativistic limit

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ²²

in the non-relativistic limit.

Direkter Nachweis von WIMPs

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ²³

Direct detection event rates

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Jodi Cooley, SMU, CDMS Collaboration

Detection challenges

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Background Rejection

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ²⁶

Shielding

Underground +

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Direct Dark Matter Detection

CRESST ROSEBUD CUORICINO

CRESST II CDMS

Phonons

ROSEBUD CDMSEDELWEISS

DAMAZEPLIN I UKDM NaI HDMSGENIUS

IGEXMAJORANA

E_R

Ionization Scintillation _{UKDM NaI}

LIBRA XENON

ZEPLIN II III IV MAJORANA

DRIFT (TPC)

ZEPLIN II,III,IV

Large spread of technologies:

varies the systematic errors, important if positive signal!

All techniques have equally aggressive projections for future performance

L. Baudis

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ²⁸

All techniques have equally aggressive projections for future performance But different methods for improving sensitivity

WIMP Searches Worldwide

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ²⁹

Diskutiere nur 4 Beispiele:

Diskutiere nur 4 Beispiele:

Edelweiss und CDMS Edelweiss und CDMS (Halbleiterdetektoren:

Ionisation und Wärme) Ionisation und Wärme)

DAMA/Libra (Szintillator) DAMA/Libra (Szintillator) XENON (Flüssigkeit:

XENON (Flüssigkeit:

Ionisation und Szintillation)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ³⁰

Wärmesignal Wärmesignal Wärmesignal Wärmesignal Der Edelweiss Detektor

Wärmesignal Wärmesignal Thermometer

Thermometer

Wärmesignal Wärmesignal Thermometer

Thermometer

Elektroden

Elektroden zur zur

Ladungssammlung Ladungssammlung

Ge-Kern

Elektroden Elektroden zur zur

Ladungssammlung Ladungssammlung

Ge-Kern

g g

g g

WIMP WIMP

g g

g g

WIMP WIMP

Ladungssignal Ladungssignal Ge Ge Kristall Kristall

bei bei T= 0,017 K T= 0,017 K Ladungssignal Ladungssignal Ge Ge Kristall Kristall

bei bei T= 0,017 K T= 0,017 K

Messprinzip eines Halbleiter-Bolometers. Kommt es zu einem

elastischen Stoß eines WIMP-Teilchens mit einem Atomkern des Germanium-Kristalls führt der Kern-Rückstoß zu einer

Germanium-Kristalls führt der Kern-Rückstoß zu einer

Temperaturerhöhung des Kristalls, die über ein Thermometer registriert wird. Gleichzeitig ionisiert der Ge-Kern das Material in s in Um bun s u in m L dun ssi n l füh t d s n

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ³¹

in seiner Umgebung, was zu einem Ladungssignal führt, das an den Oberflächenelektroden ausgelesen wird.

DM-Suche mit Tieftemperatur-Kalorimetern / CDMS

Schnelle (großflächige) (g g ) Auslese

von Phononen Sioder

GeEinkristall

Array von

Ph üb

Phasenübergangs- Thermometern

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ³²

e

1 5

Kalibration

Elektron Rückstöße

1.5

Kalibration mit ²⁵²Cf

ß-Energie

Kalibration eines Ge-Bolometers durch Bestrahlung mit einer

Elektron-Rückstöße

Rücksto

1

durch Bestrahlung mit einer

252Cf-Neutronenquelle: Deutlich erkennbar sind zwei

E i i l ti di d h

1

ations- zu

Ereignispopulationen, die durch das Verhältnis von Ionisations- zu Rückstoß-Energie separiert

on Ionisa

0.5

Ionisationssignal angelegte Energieschwelle (grüne Kurve)

Kern-Rückstöße

ältnis Q vo g (g )

entspricht einer Rückstoßenergie von 3.5keV. Die Bänder

beschreiben die Bereiche in

Ionisations-Energieschwelle

0 0 50 100 150 200

Verhä beschreiben die Bereiche, in

denen 90% der Elektron- bzw.

Kern-Rückstöße liegen.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ³³ Rückstoß-Energie(keV)

0 50 100 150 200

Edelweiss Experiment

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CDMS detectors

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ³⁵

Ionization measurement in CDMS

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ³⁶

Phonon measurement in CDMS

SQUID: Superconducting Quantum Interference Device zur M n n minim l n Änd n n d m n ti h n

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Messung von minimalen Änderungen der magnetischen Feldstärke (bis 10^-14T !)

CDMS in Soudan mine in Minnesota (USA)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ³⁸

Fiducial Volume removes edges

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XENON

-Flüssiges Xe als Detektormaterial (LXe)

gute Selbstabschirmung -hohe Dichte gute Selbstabschirmung

kompakte Detektoren -hohe Massenzahl

-hohe Massenzahl

-Betriebstemperatur

leicht“ zu halten (180 K)

-niedrige Energieschwelle der Rückstoßenergie

„leicht zu halten (180 K) Rückstoßenergie

-gute Ionisations- und Szintillationseigenschafteng

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁴⁰

Noble liquids

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁴¹

Ionization and Scintillation in Xe

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁴²

Double Phase Detector Concept

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The XENON10 Experiment (10 kg)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁴⁴

Cross section limits

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Annual Modulation as unique signature?

Annual modulation:   v, so signal in June larger than

in December due to motion of earth around sun (5-9% effect) in December due to motion of earth around sun (5-9% effect)

galactic center

v₀ Sun 230 km/s Dec.

125 105

June

03

101 103

±2%

50 75 100

WIMP Signal

, CAPP200

95 97

±2% 99

0 25 50

-0.5 -0.1 0.3 0.7 1.1 1.5

Background

L. Baudis

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁴⁶ June

June

Dec Dec

-0.5 -0.1 0.3 0.7 1.1 1.5

0.5 0.1 0.3 0.7 1.1 1.5

June June Dec

Daten

Daten bis bis 2008 2008

Modulation nur in 2-6 keV Modulation nur in 2 6 keV Region -> leichte WIMPs (Signal sehr nah an der

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Schwelle des Detektors!!)

Zusammenfassung

) DM i G l i i d ti b täti t d h fl h a) DM in Galaxien eindeutig bestätigt durch flache Rotationskurven und Gravitationslinsen

b) Direkte Suche nach DM durch Rückstöße in einem Detektor weltweit unterwegs, aber brauchen noch g höhere Emfindlichkeit.

) Jäh li h M d l ti d Si l i Lib /DAMA c) Jährliche Modulation der Signale in Libra/DAMA

(aber inkonsistent mit anderen Experimenten)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 ⁴⁸