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.
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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,
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einem nahezu sphährischen,
sehr ausgedehnten Halo umgeben ist.
Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz
v=ωr Milchstraße
Norma
1/
mv
2/r=GmM/r
2Perseus
Sagittarius
Scutum Crux
v1/r
Cygnus
OrionSagittarius
Sun (8 kpc from center yg
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Do we have Dark Matter in our Galaxy?
Rotationcurve
S l t
Solarsystem
rotation curve Milk W
Milky Way
1/r
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Estimate of DM density
DM density falls off like 1/r
2for 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
Kin E
Pot
• 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
m 2 m 2 N m M 2 rGv2g
GErwarte also für ´Gas` gravitativ Erwarte also für Gas gravitativ wechselwirkender Teilchen M r !
Aber dann v
2M/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(xfr) H(xfr) !)
er densi
Griest, PR
WMAP -> h2=0.1130.009 ->
<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
(PAMELA)Antiprotons
(PAMELA)e+ + e-
(ATIC, FERMI, HESS, PAMELA)
Neutrinos
(Icecube, no results yet)Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 28.01.2011 15
e-, p drown in cosmic rays?
Neutralino Annihilation channels
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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+m2m2, 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
ER ~ Ekin (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
N2
( ) 2
2m
E
For
10
32
(max) 2
2( )
recoil x N
N
E v m
m m
For 6
• This recoil can be detected in some ways :
10
3v
c E
recoil 10
6m
N 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)
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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
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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· MN /(MN + 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
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Neutralino-Quark elastic scattering
l i i
5 5
( ) ( ) ( ) ( ) ....
q q
L f qq d q 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
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in the non-relativistic limit.
Direkter Nachweis von WIMPs
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Direct detection event rates
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Jodi Cooley, SMU, CDMS Collaboration
Detection challenges
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Background Rejection
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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
ER
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
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All techniques have equally aggressive projections for future performance But different methods for improving sensitivity
WIMP Searches Worldwide
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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)
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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
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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
werden können. Die auf dasIonisationssignal 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
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Ionization measurement in CDMS
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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)
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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
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Noble liquids
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Ionization and Scintillation in Xe
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Double Phase Detector Concept
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The XENON10 Experiment (10 kg)
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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 45 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)
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