Direkter Nachweis Dunkler Materie
Johann Rauser
Hauptseminar: Der Urknall und seine Teilchen Vortrag vom 21. Juni 2013
Inhaltsverzeichnis
1 Warum Dunkle Materie 2
1.1 Gravitationslinseneekt . . . 2
1.2 Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien . . . 2
2 Kandidaten für Dunkle Materie 3 2.1 Baryonische Dunkle Materie: MACHOs . . . 3
2.2 Nicht-Baryonische Dunkle Materie: Neutrinos . . . 3
2.3 Nicht-Baryonische Dunkle Materie: WIMPs . . . 4
3 Direkte Nachweismethode von WIMPs 4 3.1 Der Nachweis im Detektor . . . 4
3.2 Abschirmung gegen den Untergrund . . . 4
4 Experimente 5 4.1 DAMA/LIBRA . . . 5
4.1.1 Versuchsaufbau . . . 5
4.1.2 Ergebnisse . . . 6
4.2 XENON-100 . . . 6
4.2.1 Versuchsaufbau . . . 6
4.2.2 Ergebnisse . . . 7
4.3 EDELWEISS-II . . . 7
4.3.1 Versuchsaufbau . . . 7
4.3.2 Ergebnisse . . . 7
5 Zusammenfassung 8
1 Warum Dunkle Materie
1.1 Gravitationslinseneekt
Als Gravitationslinseneekt bezeichnet man die Ablenkung von Licht durch sehr schwere Massen. Die Ablenkung ist umso stärker, je gröÿer die Masse der Gravitationslinse ist. Bei der Beobachtung des Gravitationslinseneekts im Universum el auf, dass dieser Eekt auch an Stellen auftrat, an denen eigentlich keine groÿe sichtbare Materie vorhanden war. Die enorme Masse musste also von einer anderen Form der Materie herrühren und hierfür wurde die Dunkle Materie postuliert.
Abbildung 1: Die anschauliche Darstellung des Gravitationslinseneekts, sowie Aufnah- men des Phänomens
1.2 Rotationsgeschwindigkeit von Spiralgalaxien
Im Zentrum von Spiralgalaxien bendet sich das sogenannte Bulge, welches den Groÿteil der sichtbaren Materie einer Galaxie trägt und um welches die Galaxie rotiert. Anhand des Kräftegleichgewichts zwischen Gravitations- und Zentripetalkraft kann man nun die Rotationsgeschwindigkeit der Galaxie in Abhängigkeit vom Abstand zum Bulge berech- nen:
v(r) = s
GMr
r (1)
Mr ist hierbei die Masse der Galaxie bis zum Radius r und aus der Formel ist er- kenntlich, dass die Rotationsgeschwindigkeit bei gröÿeren Abständen abnehmen sollte.
Beobachtungen zeigen hingegen, dass die Rotationsgeschwindigkeit von Galaxien nach Erreichen einer Maximalgeschwindigkeit konstant bleibt, woraus geschlossen wird, dass
an manchen Stellen in Galaxien zehnmal so viel Materie vorhanden sein muss als sichtbar ist. Auch dies dient als Evidenz für das Vorhandensein von Dunkler Materie.
Abbildung 2: Die Kurven der berechneten und der tatsächlich gemessenen Rotationsgeschwindigkeiten
2 Kandidaten für Dunkle Materie
2.1 Baryonische Dunkle Materie: MACHOs
MACHOs steht für Massive Astrophysical Compact Halo Objects, worunter beispielswei- se ausgebrannte Sterne, Asteroiden und Schwarze Löcher fallen. Die MACHOs können allerdings nicht alleine die komplette Dunkle Materie ausmachen, da dies im Wider- spruch zur Primordialen Nukleosynthese stehen würde. Dies ist eine Theorie, die die Entstehung der ersten Elemente beschreibt und aus welcher die relativen Häugkeiten der Elemente berechnet werden können. Hieraus folgt auch, dass nur ungefähr 4% der Gesamtmasse des Universums aus Baryonischer Materie bestehen und ungefähr 26%aus Nicht-Baryonischer Materie bestehen.
2.2 Nicht-Baryonische Dunkle Materie: Neutrinos
Lange Zeit wurden Neutrinos (Heiÿe Dunkle Materie) als naheliegendster Kandidat für Dunkle Materie gehandelt, da sie nicht zur sichtbaren Materie beitragen. Allerdings ist ihre Masse für die Erklärung der auftretenden Phänomene zu klein und die Zusammenset- zung der Dunklen Materie aus Neutrinos würde im Widerspruch zur Strukturentwicklung
des Universums stehen. Deshalb kann die Dunkle Materie höchstens zu 7%aus Neutrinos bestehen.
2.3 Nicht-Baryonische Dunkle Materie: WIMPs
Als WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) werden postulierte Teilchen bezeich- net, welche nur der schwachen Wechselwirkung und der Gravitation unterliegen. Das Standardmodell der Teilchenphysik bietet kein solches Teilchen, allerdings kann es mit- hilfe der Supersymmetrie und der damit verbundenen Erweiterung des Standardmodells erklärt werden. Ein Kandidat für das WIMP wäre hierbei das LSP (Lightest Syupersym- metric Particle). Eine favorisierte Lösung für das LSP ist das Neutralino, welches aus einem Photino, einem Zino und zwei Higgsinos aufgebaut sein soll
3 Direkte Nachweismethode von WIMPs
Um das WIMP nachzuweisen, wird davon ausgegangen, dass dieses Teilchen im komplet- ten Universum vorhanden ist und sich somit auch die ganze zeit durch die Erde hindurch bewegt. Dabei wurde eine Wimpdichte von ungefähr 0,3GeVcm3 berechnet, was in etwa einem WIMP pro Kaeetasse entspricht.
3.1 Der Nachweis im Detektor
Der Nachweis der WIMPs erfolgt über die elastische Streuung an Atomkernen. Auf- grunde der zu niedrigen Energie der WIMPs kommt es nicht zur inelastischen Streuung.
Dabei können drei verschiedene Methoden benutzt werden, um das WIMP im Detektor nachzuweisen:
• Die Rückstoÿenergie wird in Form von Wärme, die durch Phononen verursacht wird, gemessen. (Phononen)
• Der Rückstoÿ des Kerns, welcher vom WIMP getroen wurde, schlägt beim Nach- baratom Elektronen aus. Es entstehen somit Elektron-Loch-Paare, welche wieder zu einem messbaren Strom führen. (Ionisation)
• Die vom Rückstoÿkern erzeugten Ionen fangen sich nach kurzer Zeit wieder ein Elektron ein und Fallen unter Aussenden eines Photons in den Grundzustand zu- rück. (Szintillation)
3.2 Abschirmung gegen den Untergrund
Da sowohl Neutronen als auch Gammaquanten in den Detektoren ähnliche Signale erzeu- gen können wie WIMPs, müssen die Detektoren gegen diese Teilchen möglichst optimal abgeschirmt werden. Neutronen entstehen beispielsweise durch kosmische Myonen und wie auch Gammastahlung durch radioaktiven Zerfall von beispielsweise Uran 238. Des- halb nden alle Experimente zum direkten Nachweis vom WIMPs in Untergundlaboren statt, da durch die massiven Gesteinsschichten die meisten Teilchen abgebremst werden.
4 Experimente
Weltweit gibt es eine Vielzahl von Experimenten zum direkten Nachweis von Dunkler Materie. Viele dieser Experimente ähneln sich allerdings untereinander. Es gibt sowohl Experimente, die nur eine der oben vorgestellten Detektionsmöglichkeiten verwenden, als auch Experimente die eine Kombination von zwei der Detektionsmöglichkeiten verwen- den. Dies hat allgemein den Vorteil, dass die detektierten Teilchen eindeutig zugewiesen werden können und eine Verwechslung mit Neutronen oder Gammaquanten eher ausge- schlossen werden kann.Im Folgenden werden drei europäische Experimente vorgestellt, die jeweils unterschiedliche Methoden der Detektion verwenden:
4.1 DAMA/LIBRA 4.1.1 Versuchsaufbau
Das DAMA/LIBRA (Dark Matter/ Large sodium Iodide Bulk for Rare processes) Ex- periment ndet im italienischen Untergrundlabor LNGS (Laboratori Nazionali del Gran Sasso) statt und versucht, die jährliche Modulation WIMPs anhand der Szintillation von 250 kg schweren NaI-Kristallen nachzuweisen. Abgesehen von der Szintillation ver- wendet dieses Experiment keine weitere Nachweismethode. An jedem der 25 Kristalle benden sich zwei PMTs zum Nachweis der Szintillation und der gesamt Versuchsaufbau ist abgeschirmt durch eine Kupferschicht (15 cm), eine Bleischicht (10 cm), Paran und Polyethylen, sowie eine Betonschicht (1 m) und eine Stickstoatmosphäre.
Abbildung 3: Der Detektor des DAMA/LIBRA Experiments mit den verschiedenen Schichten der Abschirmung
4.1.2 Ergebnisse
Die Datenaufnahme fand von September 2003 bis September 2009 statt und konnte die jährliche Modulation der Streurate im Bereich von 2 bis 6 keV mit einer sehr hohen statistischen Signikanz nachweisen. Die DAMA/LIBRA-Kooperation sah den direkten Nachweis der Dunklen Materie hierdurch erbracht, allerdings werden die Ergebnisse hef- tig diskutiert, da die jährliche Modulation auch durch den Temperaturwechsel zwischen Sommer und Winter bedingt sein könnte. Des weiteren wurde nur ein Detektionsprinzip verwendet, wodurch ein Untergrundspektrum nicht ausgeschlossen werden kann. Zudem konnten diese Ergebnisse bisher durch kein weiteres Experiment bestätigt werden und der gefundene Bereich wird von anderen Experimenten eindeutig ausgeschlossen.
4.2 XENON-100 4.2.1 Versuchsaufbau
Das Xenon-100 Experiment ndet ebenfalls im LNGS-Untergrundlabor statt, verwendet aber im Gegensatz zum DAMA/LIBRA mit Szintillation und Ionisation zwei Detektions- methoden. Zur Detektion der WIMPs wird üssiges Xenon verwendet, welches mit seiner hohen Massenzahl, seiner guten Selbstabschirmung und seinem relativ günstigen Preis sehr gut geeignet ist. Der Detektor besteht aus 162 kg Xenon, wovon ungefähr 60 kg zur Abschirmung und ungefähr 100 kg zur Detektion verwendet werden und aus 242 PMTs zur Aufnahme der Signale. Auch dieses Experiment wird von Schichten aus Kupfer, Blei, Polyethylen und Beton gegen den Untergrund abgeschirmt. Die Diskriminierung zur Un- terscheidung zwischen WIMPs und Gammastrahlen wird hierbei mit dem Verhältnis der Signale zwischen Ionisation und Szintillation vorgenommen.
Abbildung 4: Der schematische Ablauf im Detektor des Xenon-100 Experiments
4.2.2 Ergebnisse
Vor der eigentlichen Messung über 225 Tage wurde noch eine Messung mit einem Streu- material zur Kalibrierung des Detektors vorgenommen. Bei der eigentlichen Messung konnte zwar kein WIMP direkt nachgewiesen werden, da das Xenon-100 Experiment al- lerdings die höchste Sensitivität aller Experimente besitzt, konnten die Ergebnisse von anderen Experimenten damit ausgeschlossen werden und eine neue Ausschlusskurve für den Wirkungsquerschnitt von WIMPs festgelegt werden.
4.3 EDELWEISS-II 4.3.1 Versuchsaufbau
Das EDELWEISS-II (Experience de Detecter les WIMPs en site souterrain) Experiment bendet sich im Frejus Underground Laobratory an der französisch-italienischen Grenze.
Die Detektion der Teilchen erfolgt bei diesem Experiment über Ionisation und Phononen (Wärme) mit Hilfe von Kryogen-Bolometern. Die Germaniumdetektoren werden dabei im mk-Bereich betrieben um eine möglichst geringe spezische Wärme zu garantieren.
Auch dieses Experiment ist durch Blei-, Kupfer- und Betonschichten gegen den Un- tergrund geschützt und über das Verhältnis der Energien zwischen Ionisationssignal und Phononensignal ist eine sehr gute Diskriminierung zwischen Gammaquanten und WIMPs möglich.
Abbildung 5: Der schematische Aufbau eines Detektors beim EDELWEISS-II Experiment
4.3.2 Ergebnisse
Wie auch das beim Xenon-100 wurde auch bei EDELWEISS zunächst eine Kalibrie- rung des Detektors mit einer Co-60-Quelle (Neutronen) und einer Ba-133-Quelle (Gam- ma) durchgeführt. Bei der von 2009 bis 2010 laufenden Messung wurden mit den 10 Germanium-Detektoren fünf mögliche Kandidaten im Bereich über 20 keV für ein WIMP
entdeckt. Dabei wird davon ausgegangen, dass weniger als 3 dieser Signale vom Unter- grund herrühren. Dies ist zwar kein statistisch signikantes WIMP-Signal, aber dennoch konnte man auch mit den Ergebnissen dieser Messung den Bereich von DAMA/LIBRA ausschlieÿen und eine Ausschlusskurve nahe der von Xenon-100 bestimmen. Für weitere Ergebnisse wird jedoch eine höhere Sensitivität des Detektors benötigt.
5 Zusammenfassung
Der endgültige Nachweis zur Existenz von WIMPs und somit von kalter Dunkler Materie konnte zwar noch nicht erbracht werden, allerdings versprechen zukünftige Experimente mit noch höherer Sensitivität in naher Zukunft weiter Ergebnisse. Wie auf der Abbildung zu sehen ist, wurde die Ausschlusskurve hierbei immer weiter nach unten verschoben und ab noch tieferen Bereichen kann ein SUSY-Teilchen ausgeschlossen werden.
Abbildung 6: Die Ausschlusskurven der jeweiligen Experimente. Dargestellt ist der Wir- kungsquerschnitt in Abhängigkeit von der WIMP-Masse
