Nachweismethoden der DM

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹

Gravitationslinsen Rotationskurven

Indirekter Nachweis der DM

( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie)

Direkter Nachweis der DM

( Elastische Streuung an Kernen)

Nachweismethoden der DM

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²

Gravitationslinsen

ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich

beim Durchgang durch

ein Gravitationsfeld

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³

Gravitationslinsen

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴

Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter

Observations with bullet cluster:

•Chandra X-ray telescope shows distribution of hot gas

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

•Distributions are clearly different after collision->

dark matter is weakly interacting!

Rot: sichtbares Gas

Blau: dunkle Materie aus Gravitations- potential

dunkel

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵

Simulation der “Colliding Clusters”

http://www.sciam.com/

August 22, 2006

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶

Center of the Coma Cluster by

Hubble space telescope ©Dubinski

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

Zwicky notes in 1933 that

outlying galaxies in Coma cluster moving much faster than mass calculated for the visible

galaxies would indicate

DM attracts galaxies with more force->

higher speed.

But still bound!

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷

Dunkle Materie im Universum

Die Rotationskurven von

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

Spiralgalaxien bestehen aus einem zentralen Klumpen und einer sehr dünnen Scheibe

leuchtender Materie, welche von einem nahezu sphährischen,

sehr ausgedehnten Halo umgeben

ist.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸

Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz v=ωr

v1/r

mv

/r=GmM/r

Milchstraße

Cygnus Perseus

Orion

Sagittarius

Scutum Crux

Norma

Sun (8 kpc from center

)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁹

Do we have Dark Matter in our Galaxy?

Rotationcurve Solarsystem

rotation curve Milky Way

 1/  r

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁰

Estimate of DM density

DM density falls off like 1/r

for v=const.

Averaged DM density “1 WIMP/coffee cup”

(for 100 GeV WIMP)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹¹

• Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt

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

Für N groß: und

0 2 E

 E



2 0 ) 1

(

2

  

r N m

G N v

m N

 ^{N  1}  ^{ N m}

^{ m}

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

Aber dann v

M/r = konst -> flat rot. curve

Virialsatz

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹²

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 Kandidaten möglich. Rest der DM muss aus nicht-baryonischen Materie bestehen.

Probleme:

_ν < 0.7% aus WMAP Daten

kombiniert mit Dichtekorrelationen der Galaxien.

•Für kosmische Strings keine Vorhersagekraft.

•Abweichungen von Newtons

Gravitationsgesetz nicht plausibel.

•WIMPS ergeben nach Virialtheorem flache Rotationskurven.

In Supersymmetrie sind die WIMPS Supersymmetrische Partner der CMB d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt).

†

†

?

?

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹³

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

23% in the form of Cold Dark Matter

• Dark Matter enhanced in Galaxies and Clusters of Galaxies but DM widely distributed in halo->

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

• Annihilation with <σv>=2.10

cm

/s, if thermal relic

From CMB + SN1a + surveys

DM halo profile of galaxy cluster from weak lensing

If it is not dark It does not matter

What is known about Dark Matter?

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁴

How do particles annihilate?

e+ ~~

e-

q q

LEP collider:

e+e- annihilation

~~ ~~





e e e

photon annihilation

In CM: Eq=Ee

monoenergetic quarks

from monoenergetic leptons Quarks fragment into jets, mostly light mesons:π+,π-,π0 π0 decays 100% in 2 photons

So as many photons as charged particles from annihilation

On averaged: 37 photons pro annihilation into quarks at LEP

Spectral shape VERY WELL MEASURED

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁵

Indirect Dark Matter Searches

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)

e-, p drown in cosmic rays?

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁶

Diffuse gamma rays

Great advantage of pointing to the source and propagation is

„straightforward“ without dependence on magnetic field and diffusion,

which plagues charged particles.

Astrophysical point sources can be

pinpointed and subtracted.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁷

Propagation of charged cosmic rays (CR)

Present models use isotropic

propagation, i.e. same diffusion constant in halo and disc.

This does not allow for

significant convection, since CR‘s do not return to disc->

too little secondary production from CR hitting gas in disc

HOWEVER, significant

convection observed by ROSAT CRs propagation can be

described by diffusion and convection, very much like a drop of ink inside streaming water (with water

velocity=convection velocity)

Radiaactive clocks like

Be

determine time from source to Sun (10

yrs) Need slow

diffusion in disc, but particles in halo drift to outer space with convection

With convection little flux of

charged particles from DMA,

since particles drift away.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁸

Present models: isotropic propagation

Is this right?

Isotropic propagation leads to

“propagation enhancement”:

of charged particles: trapping of charged

particles in “leaky” Galaxy for a long time->

Flux of gamma rays from DMA 

Flux of antiprotons in such propagation models, Although we KNOW from LEP that fragmentation gives many more photons than antiprotons

Not nessarily!

CONVECTION = negligible with isotropic

propagation in contrast to observation

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁹

Thermische Geschichte der WIMPS

Thermal equilibrium abundance Actual abundance

T=M/22

C o m o vi n g n u m b er d en si ty

x=m/T

Jungmann,Kamionkowski, Griest, PR 1995

WMAP -> h

=0.1130.009 ->

<v>=2.10

cm

/s

DM nimmt wieder zu in Galaxien:

 1 WIMP/Kaffeetasse  10

<ρ>.

DMA (ρ

) fängt wieder an.

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

T=M/22: M decoupled, stable density

(wenn Annihilationrate

Expansions- rate, i.e.  =<  v>n  (x

)  H(x

) !)

Annihilation in leichtere Teilchen, wie

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

Einzige Annahme: WIMP = thermisches

Relikt, d.h. im thermischen Bad des

frühen Universums erzeugt.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁰

DM Annihilation in Supersymmetrie

Dominant

 +   A  b bbar quark pair B-Fragmentation bekannt!

Daher Spektren der Positronen, Gammas und Antiprotonen bekannt!



















 f

f

f f

f f

Z Z W

W





f ~

A Z

Galaxie = Super B-Fabrik mit Rate 10

x B-Fabrik

≈37

gammas

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²¹

Usual astrophysicist’s search strategies

Particle physicist: get rid of model

dependence by DATA DRIVEN calibration

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²²

R

Sun disc

Basic principle for indirect dark matter searches

R

Sun

bulge

disc

From rotation curve:

Forces: mv

/r=GmM/r

or M/r=const.for v=cons.

and  (M/r)/r

 1/r

for flat rotation curve

Expect highest DM density IN CENTRE OF GALAXY

IF FLUX AND SHAPE MEASURED IN ONE DIRECTION, THEN FLUX AND SHAPE FIXED IN ALL (=180) SKY DIRECTIONS!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

R

THIS IS AN INCREDIBLE CONSTRAINT, LIKE SAYING I VERIFY

THE EXCESS AND WIMP MASS WITH 180 INDEPENDENT MEAS.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²³

Instrumental parameters:

Energy range: 0.02-30 GeV Energy resolution: ~20%

Effective area: 1500 cm

Angular resol.: <0.5

Data taking: 1991-1994 Main results:

Catalogue of point sources Excess in diffuse gamma rays

EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope.) Data publicly available from NASA archive

EGRET excess

Hunter et al. 1997

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁴

Woher erwartet man Untergrund?

Quarks fromWIMPS

Quarks in protons

Background from nuclear interactions (mainly p+p-> π0 + X ->  + X inverse Compton scattering (e-+  -> e- +  )

Bremsstrahlung (e- + N -> e- +  + N)

Shape of background KNOWN if Cosmic Ray spectra of p and e- known

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁵

Untergrund + DM Annihilation beschreiben Daten

W. de Boer et al., 2005

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁶

Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen

A: inner Galaxy (l=±30⁰, |b|<5⁰) B: Galactic plane avoiding A

C: Outer Galaxy

D: low latitude (10-20⁰⁾

E: intermediate lat. (20-60⁰) F: Galactic poles (60-90⁰)

A: inner Galaxy B: outer disc C: outer Galaxy

D: low latitude E: intermediate lat. F: galactic poles

Total ² for all regions :28/36  Prob.= 0.8 Excess above background > 10σ.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁷

Fits für 180 statt 6 Regionen

180 regions:

8

in longitude  45 bins

4 bins in latitude  0

<|b|<5

5

<|b|<10

10

<|b|<20

20

<|b|<90

 4x45=180 bins

bulge

disk

sun

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁸

Halo density on scale of 300 kpc

(from normalization factors in 180 sky directions)

Sideview Topview

Cored isothermal profile with scale 4 kpc

Total mass: O(10

) solar masses

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁹

Halo density on scale of 30 kpc

Sideview Topview

Enhancement of inner (outer) ring over 1/r

profile 6 (8).

Mass in rings 0.3 (3)% of total DM

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁰

The Milky Way and its 13 satellite galaxies

Canis Major

Tidal force  ΔF

 1/r

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³¹

Tidal streams of dark matter from CM and Sgt

CM

Sgt Sun

From David Law, Caltech

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³²

Canis Major Dwarf orbits from N-body simulations to fit visible ring of stars at 13 and 18 kpc

Canis Major leaves at 13 kpc tidal stream of

gas(10

M

from 21 cm line), stars (10

M

,visible), dark matter (10

M

, EGRET)

Movie from Nicolas Martin, Rodrigo Ibata

http://astro.u-strasbg.fr/images_ri/canm-e.html

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³³

Core of Canis Major Dwarf

just below Galactic disc

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁴

Tidal disruption of Sagittarius

Movie from Kathryn Johnston (Wesleyan University )

http://astsun.astro.virginia.edu/~mfs4n/sgr/

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁵

N-body simulation from Canis-Major dwarf galaxy

prograde retrograde

O bs er ve d st ar s R=13 kpc,φ=-20

,ε=0.8

Canis Major (b=-15

)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁶

EGRET Excess predicts shape of rotation curve!

Outer Ring Inner Ring

bulge

totalDM

1/r² halo

disk

Rotation Curve

Normalize to solar velocity of 220 km/s

R₀=8.3 kpc

R₀=7.0

v

R/R₀ Inner

rotation curve

Outer RC

Black hole at centre:

R₀=8.00.4 kpc

Sofue &Honma

Note 1: Absolute value of rotation curve depends on distances.

But chance of slope can ONLY

be explained by ringlike structure.

Note 2: fact that shape of DM halo can describe shape of RC implies

that EGRET excess has exactly right

intensity to deliver grav. potential!

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁷

Gas flaring in the Milky Way

no ring

with ring

P M W Kalberla, L Dedes, J Kerp and U Haud, http://arxiv.org/abs/0704.3925

Gas flaring needs EGRET ring with mass of 2.10

M

!

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁸

Enhancement of inner (outer) ring over 1/r

profile 6 (8).

Mass in rings 0.3 (3)% of total DM

Inner Ring coincides with ring of dust and H

->

gravitational potential well!

H

4 kpc coincides with ring of neutral hydrogen molecules!

H+H->H

in presence of dust->

grav. potential well at 4-5 kpc.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁹

Probleme die durch DM Annihilation gelöst werden

Big Bang

Spektren der Gamma- strahlung für Untergrund und DMA

Teilchenphysik Kosmologie

Astroteilchenphysik

23%DM, Hubble Annihilation

Strukturformation Kosmische Strahlung (Gammastrahlen)

Astronomie

Rotationskurve

Ringförmiger Struktur von Sternen bei 14 kpc Ringförmiger Struktur von Wasserstoff bei 4 kpc

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁰

What about

Supersymmetry?

Assume mSUGRA

5 parameters: m

, m

, tanb, A, sign μ

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴¹

Fundamental questions of modern physics

Particle physics Cosmology

What is the origin of mass?

Why forces different strength?

Why hydrogen atom neutral?

What is Dark Matter?

What is Dark Energy?

Why no antimatter?

How did galaxies form?

Magic solution: SUPERSYMMETRY

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴²

Motivation of SUSY in Particle Physics

1.Unification with Gravity

2.Unification of gauge couplings

3.Solution of the hierarchy problem

4.Higgs mechanism by radiative corrections 5.No quadratic divergencies,

i.e. theory valid to high energies 6.Dark matter in the Universe

7.Superstrings

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴³

Expected SUSY mass spectra in mSUGRA

mSUGRA: common masses m

and m

for spin 0 and spin ½ particles

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁴

Gauge unification perfect with SUSY spectrum from EGRET

With SUSY spectrum from EGRET + WMAP data and start values of couplings from final LEP data perfect gauge coupling unification!

U pd at e fr om A m al di , dB , F ür st en au , PL B 26 0 19 91

SM SUSY

Also b->s  and g-2 agree within 2σ with SUSY spectrum from EGRET

NO FREE PARAMETER

WdB, C. Sander,PLB585(2004).

e-Print: hep-ph/0307049

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁵

• Was wissen wir über Dunkle Materie?

massive Teilchen

23% der Energie des Universums

schwache Wechselwirkung mit Materie Annihilation mit <σv>=2.10

cm

/s

• Annihilation in Quarkpaare ->

Überschuss in galaktischen Gammastrahlen Tatsächlich beobachtet (EGRET Satellit)

• WIMP Masse 50-100 GeV aus Spektrum

• Verteilung der Dunklen Materie

• Data konsistent mit Supersymmetrie

Dunkle Materie, was ist das?

From CMB + SN1a

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁶

New gamma ray data from FERMI Satellite

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁷

FERMI EGRET

FERMI requires factor 3 smaller boost factor then EGRET,

But fit including DM improves also for FERMI fit significantly

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁸

Clustering of DM -> boosts annihilation rate

Clumps with M

-> dominant contribution -> MANY clumps in given direction -> same

boostfaktor in all directions Annihilation  SQUARE of DM density

Clustersize: ≈ Solarsystem?

M

 10

-10

M סּ ?

Steeply falling mass spectrum.

Boost factor  < 

>/<  >

 20-2000

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁹

CR spectra

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁰

Resurs Dk1 Satellite

300 - 600 km

Bottom Scintillator Transition

Radiation Detector

(removed for tech.reasons)

Time of Flight Counters

Silicon

Tracker and Permanent Magnet

Si-W

Electromagnetic Calorimeter

Neutron Detector Anticoincidence

Shield 1.2 m

20.5 cm

sr

~450 kg

~10 T

The PAMELA Satellite Experiment (launched July 2006)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵¹

Positron fraction

PAMELA, positron and antiproton measurements

Positrons: excess Galp rop Pam ela

Nature 458:60,2009,arXiv:0810.4995

Antiprotons: NO excess

Antiproton/proton ratio

+prelim. new data, Boezio, Pamela-WS 2009 (O. Adriani et. al., PRL (2009)[0810.4994])

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵²

Interpretations

Many possibilities:

 Background from hadronic showers

with large electromagnetic component -> a

 astrophysical sources

 pulsars -> a

 positron acceleration in SNR -> a

 locality of sources -> a

 dark matter annihilation -> a

 leptophilic?

 bound states?

 Kaluza-Klein

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵³

Truth?

Depends on whom you ask!

My assumption:

|Data>= a

|Background> + a

|DMA>

+ a

|SNR> + a

|SNR(x)> + a

|Pulsar>

Unitarity must be fulfilled. However,

each component has enough uncertainty

to saturate observations…

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁴

Cosmic ray spectra

Lipari, PAMELA Workshop, 2009

1 TeV E

E

E

e- mainly from SNR

e+ mainly p+p ^^e^ p+p 3p+p+X

3 orders of magn.

<2 orders of magn.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁵

dP/P

~ 0.004  2.5 TV, p rejection = 10

(ECAL +TRD); Δx=10µm; Δt=100ps

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁶

2009 2010

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁷

AMS to be launched in 2010

AMS

Space S huttle

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁸

Simulation of AMS on ISS

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁹

The AMS superconducting Magnet at CERN (2008)

59 Coils

He Tank

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010

60

Magnet inside vacuum tank

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶¹

Hope to suppress background with AMS

because of excellent particle identification Should provide excellent data for

indirect DM searches

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶²

Neutralino Annihilation channels

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶³

Neutralino-Quark elastic scattering

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.

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, so weit von Masse des ausgetauschten Teilchens -> Unterdrückung

Spin independent Spin dependent

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

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶⁴

Direkter Nachweis von WIMPs

Wir gehen davon aus, dass

DM Neutralino oder WIMP ist.

Es ist kalte DM, d.h. Impuls<<Masse (oder E

=p

+m

 m

, da p=mv mit

v  10

c und m  100 GeV

Geschwindigkeitsverteilung der WIMPs in einem Gravitationsfeld folgt wie

bei Gas in der Atmosphäre

Maxwell-Boltzmann-Verteilung  e

mit häufigster Wert v=270 km/h

χ χ

Science Voisinage réseau.ico

E

~ E

(1 - cos) Neutralino kann wegen R-Paritätserhaltung

NUR elastische Streuung an Kernen durchführen

Streuung von nicht-relativ. Teilchen meist

koherent, d.h. Wellenlänge des einlaufenden

Teilchens hat de Broglie Wellenlänge  =h/p

größer als Kernradius, so es kann einzelne

Kerne nicht auflösen und Rückstoß wird an

den gesamten Kern abgegeben. Wirkungs-

querschnitt  A

(A= Anzahl der Nukleonen)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶⁵

 ⁰

 ⁰

WIMPs elastically scatter off nuclei => nuclear recoils Measure recoil energy spectrum in target

Direct Detection of WIMPs

Spin independent  Number of nuclei

(coherent scattering on all nuclei!)

Spin dependent

Spin dependent and indep.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶⁶

Principles of WIMP detection

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

• The recoil energy of a nucleus with mass

For

• This recoil can be detected in some ways :

 Electric charges released (ionization detector)

 Flashes of light produced (scintillation detector)

 Vibrations produced (phonon detector)

m

10

v



c

2 2

(max) 2

( )

recoil x N

N

E v m m

m m





 

10

10

recoil N

E 

m  keV

  ^

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶⁷

Direkter Nachweis von WIMPs

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 im 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

Impulstransfer q = A ·10

GeV

Kernradius R~ 1.14 fm · A ^⅓

R ~ 7 GeV

· A ^⅓

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶⁸

Direkter Nachweis von WIMPs

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 reduzierte Masse  = M  · M

/(M

+ M  ) maximal wird.

Wenn Koherenzbedingung nicht erfüllt, dann Kernmassenverteilung wichtig, wird beschrieben durch Formfaktor (Fouriertransformierte der Massenverteilung)

Bei sehr leichten Kernen wird Verstärkung durch Koherenz

der Streuung  A

gering und spinabh. Streuung wird wichtig

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶⁹

Neutralino-Quark elastic scattering

scalar interaction

5 5

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

q q

L  f   qq  d   

 q  

q 

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.

Effective

Lagrangian

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷⁰

Direkter Nachweis von WIMPs

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷¹

Direct detection event rates

Jodi Cooley, SMU, CDMS Collaboration

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷²

Detection challenges

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷³

Background Rejection

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷⁴

Shielding

Underground +

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷⁵

Direct Dark Matter Detection

CRESST ROSEBUD CUORICINO

DAMAZEPLIN I UKDM NaI LIBRA

CRESST II ROSEBUD CDMSEDELWEISS

XENON

ZEPLIN II,III,IV HDMSGENIUS

IGEXMAJORANA DRIFT (TPC)

E

Phonons

Ionization Scintillation

Large spread of technologies:

varies the systematic errors, important if positive signal!

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

L. Baudis

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷⁶

WIMP Searches Worldwide

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷⁷

Diskutiere nur 4 Beispiele:

Edelweiss und CDMS (Halbleiterdetektoren:

Ionisation und Wärme)

DAMA/Libra (Szintillator) XENON (Flüssigkeit:

Ionisation und Szintillation)

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Der Edelweiss Detektor

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

Temperaturerhöhung des Kristalls, die über ein Thermometer

registriert wird. Gleichzeitig ionisiert der Ge-Kern das Material

in seiner Umgebung, was zu einem Ladungssignal führt, das an

den Oberflächenelektroden ausgelesen wird.

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Array von

Phasenübergangs- Thermometern

Schnelle (großflächige) Auslese

von Phononen DM-Suche mit Tieftemperatur-Kalorimetern / CDMS

Si oder

Ge Einkristall

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Elektron-Rückstöße

Kern-Rückstöße

Ionisations-Energieschwelle

0 0.5

1 1.5

0 50 100 150 200

Kalibration mit

Cf

Kalibration eines Ge-Bolometers durch Bestrahlung mit einer

252Cf-Neutronenquelle: Deutlich erkennbar sind zwei

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

werden können. Die auf das Ionisationssignal angelegte Energieschwelle (grüne Kurve) entspricht einer Rückstoßenergie von 3.5keV. Die Bänder

beschreiben die Bereiche, in denen 90% der Elektron- bzw.

Kern-Rückstöße liegen.

Kalibration

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Edelweiss Experiment

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CDM detectors

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Ionization measurement in CDMS

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SQUID: Superconducting Quantum Interference Device zur Messung von minimalen Änderungen der magnetischen

Feldstärke (bis 10

T !)

Phonon measurement in CDMS

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CDMS in Soudan mine in Minnesota (USA)

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Fiducial Volume removes edges

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-Flüssiges Xe als Detektormaterial (LXe)

-hohe Dichte gute Selbstabschirmung kompakte

Detektoren XENON

-hohe Massenzahl

-niedrige Energieschwelle der Rückstoßenergie

-gute Ionisations- und Szintillationseigenschaften -Betriebstemperatur

„leicht“ zu halten (180 K)

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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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XENON10 Backgrounds

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Cross section limits

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Annual Modulation as unique signature

June June

Dec Dec

95 97 99 101 103 105

-0.5 -0.1 0.3 0.7 1.1 1.5

±2%

0 25 50 75 100 125

-0.5 -0.1 0.3 0.7 1.1 1.5

Background WIMP Signal

June June Dec

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

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

June

v

galactic center

Sun 230 km/s Dec.

L. Baudis, CAPP2003

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• DAMA NaI-1 to 4: 58k kg.day

• DAMA NaI-5 to 7: 50k kg.day

• Full substitution of electronics and DAQ in 2000

The data favor the presence of a modulated signal with the

proper features at the 6.3 σ C.L.





cos with t =152.5, T=1.00 y A  t t 

Running conditions stable at level < 1%

DAMA/NaI 1 to 7: Riv.N.Cim 26 n.1. (2003) 1-73

Schael, EPS2003

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Daten bis 2008 Daten bis 2008

Modulation nur in 2-6 keV

Region -> leichte WIMPs

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Comparison with indirect searches and SUSY

Note: N

=n

< 

v>N

To get 

one has to assume v and n

:

v assume Maxwellian

and NO corotation of DM halo n

: assume DM mass from

rotation curve to be completely diffuse.

Theory: x-section can be

order of magnitude lower due to matrix element uncertainties Conclusion: can easily move up exp. limits by order of magn.

and move down theory by order of magnitude.

CDMS

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Large uncertainties in direct scattering x-section

Ellis, Olive, Savage, arXiv:0801.3656

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Clustering of DM

An artist picture of what we should see if our eyes were sensitive to 3 GeV gamma rays and we are flying

with 220 km/s (=speed of sun) through the DM halo

Diemand et al., Nature 2005, astro-ph/0501589:

The earth passes through a dark matter mini-halo every 10,000 years, an encounter which lasts for about 50

years, therefore most of the time the earth is within an UNDERDENSE region of dark matter.

Consequently the averaged DM density on a large scale (from the rotation curve) has very little to do with the

LOCAL DM density!

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Es gibt interessante Hinweise für Teilchencharakter der DM:

a)Überschuss an Gammastrahlung von EGRET gemessen (aber FERMI misst weniger und Konsistenz mit

Antiprotonenfluss steht nach aus, abhängig vom Propagationsmodell)

b) Jährliche Modulation der Signale in Libra/DAMA (aber inkonsistent mit anderen Experimenten)

c)Überschüsse in Positronen (PAMELA Satellit)

(aber Pulsare oder andere Quellen bieten gute Lösung)

Zusammenfassung

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Zukunft

Sind Beobachtungen konsistent mit SUPERSYMMETRIE?

LHC Experimente werden ab 2011 klären ob dies stimmt.

Antwort: Wenn ja,dann hat WIMP Eigenschaften vermutlich

ähnlich einem Spin ½ Photons, d.h.

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1. „The dark ages“: Vom Begriff her entsteht der Eindruck, dass mit der Rekombination das Universum quasi schlagartig dunkel wurde.

Tatsächlich muss es jedoch noch für eine ganze Weile sehr hell und heiß gewesen sein. Von t = 380.000 yr (Rekombination) mit T ≈ 3.000 K (weißglühend) bis zur Rotglut (T ≈ 750 K) bei t ≈ 4 Myr war das

Universum von sichtbarer Strahlung erfüllt. Allerdings dauerte es dann

≈ 200 Myr, bis die ersten Sterne leuchteten.

2. Neutrinomasse: Die durchschnittliche Neutrinomasse beträgt (aus

WMAP-Messungen) m

< 0.23 eV. Da Elektronneutrinos vermutlich die geringste Neutrinomasse besitzen, müsste deren Masse deutlich unter 0.23 eV liegen. Im Großexperiment KATRIN soll die Masse der

Elektronneutrinos bzw. deren Obergrenze bestimmt werden, wobei die Nachweisgrenze von KATRIN bei 0.2 eV liegen soll. Wenn die

Auswertung der WMAP-Daten korrekt ist, wäre damit KATRIN überflüssig, oder?

A: eine unabhängige Bestätigung, dass die Neutrinomassen tatsächlich so klein sind, ist immer gut.

Fragen

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁰³ 3. Polarisation der CMB: Die Polarisation setzt m. E. voraus, dass Elektronen in der

LSS in lokalen Bereichen keine stochastische Bewegung ausgeführt haben bzw.

deren Spins nicht isotrop verteilt waren, da ansonsten die CMB-Polarisation

„random“ sein müsste. Was wären Ursachen für großräumige Bereiche von Anisotropien der Elektronen-Flüsse?

A: Die relative Bewegung der Photonen besitzt durch die CMB Anisotropie (vor allem Quadrupolasymmetrie) eine bevorzugte Richtung gegenüber Elektronen, wodurch eine Polarization entsteht.

4. Annihilation von Materie/Antimaterie: Protonen und Antiprotonen wurden bis auf wenige 10^-10 durch Annihilation in Photonen umgewandelt. Derselbe Prozess hat für Elektronen und Positronen stattgefunden. Erstaunlich ist, dass offenbar

exakt der identische winzige Anteil η an Elektronen „übriggeblieben“ ist, wie der der Protonen, denn sonst wäre das Universum nicht elektrisch neutral. Woher kommt die identische Asymmetrie für Protonen/Elektronen und deren

Antiteilchen? (Klar: Im Urknall war das Universum auch elektrisch neutral, aber warum ist die Asymmetrie identisch?)

A: Man geht davon aus, dass es eine B-L Symmetrie gibt, d.h. B-L=konstant. Hier ist B die Baryonzahl und L die Leptonzahl. Diese Symmetrie erzeugt oder vernichtet immer gleich viele Leptonen und Baryonen. B-L ist in allen bekannten

Wechselwirkungen erhalten (und von den einfachsten GUT's vorhergesagt).

Fragen

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Fragen

5. Der Urknall: Vor der inflationären Phase war auf kleinstem Raum immense Energie (= Masse) konzentriert. Der Schwarzschild-Radius dieser Masse war jedoch wesentlich größer als die Ausdehnung der Massenkonzentration. (Beispiel: Bereits für m

≈ 10 μg ist der Schwarzschildradius rc = Planklänge lP). Also hätte es eigentlich bei einer derartig hohen Massenkonzentration, wie sie bei τP vorlag, gar nicht zu einem Big Bang kommen dürfen. (Aus einem Schwarzen Loch entweicht nichts!) Oder aber, die Energie/Masse, die sich im Urknall ausgebreitet hat, ist erst während des Urknalls entstanden (Umwandlung „falsches Vakuum“ in Energie?). Dann müsste lokal die

Massenkonzentration immer kleiner als die kritische „Schwarzschild-Masse“ gewesen sein, d.h. bereits zur Zeit der Quantenfluktuationen dürften recht kleine Raumbereiche in der Regel nicht in kausalem Kontakt mit Nachbarbereichen gestanden haben. Die

daraus resultierenden Irregularitäten wurden dann „eingefroren“ und sind heute in der CMB nachweisbar.

Oder aber, ganz einfach: Die gesamte Masse des Universums war bei t = τP in einem Raumbereich lP konzentriert, der Schwarzschildradius dieser Masse entsprach aber bereits seiner heutigen Dimension, d.h., der Big Bang lief in einem Schwarzen Loch ab.

Aber dann: Woher kommt diese Masse?

A: gute Frage. Universum so groß wegen Inflation, die nach einer Symmetriebrechung entstand, z.B. die Brechung einer GUT Symmetrie in die bekannten Kraefte. Bei der Symmetriebrechung entstehen Higgsfelder, die die Austauschteilchen Masse geben und so die Kraft ausschalten, aber gleichzeitig durch die Vakuumenergie Inflation

hervorrufen und die freiwerdende Energie in Masse umwandeln.

D.h. vor der Inflation war noch keine Masse vorhanden und Gesamtenergie null.

Es ist jedoch nicht ausgeschlossen, dass Urknall in einem SL stattfand (siehe nächste Folie).

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Größe und Dichte eines schwarzen Loches.

Radius eines SL:

R = 2GM/c

, d.h.

wächst mit Masse!

Masse unseres

Universums, die kritische Dichte von 10

g/cm

(10

M

) entspricht, liegt auf diese Linie, d.h. es ist nicht

ausgeschlossen, dass wir in einem SL leben.

J. Luminet

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Fragen

6. Kosmische Zeitskala: Eine Zeitskala ist abhängig von der Stärke des Gravitationsfeldes in dem Bereich, in dem die Zeit gemessen wird. Aufgrund der

extremen Massenkonzentration im frühen Universum müsste für große z eine andere (verzögerte) Zeitskala gelten als heute. Oder könnte eine solche Zeitdilatation lediglich ein „äußerer“ Beobachter feststellen? (den es natürlich grundsätzlich nicht geben

kann.)

A: die unterschiedlichen Zeitskalen können nur gemessen werden von zwei

Beobachtern, die „Frequenzen von Gammastrahlen“ miteinander vergleichen. Daher praktisch schwierig.

7). Energie der Neutrinos aus der Entkopplung: Die Energie der Photonen aus der LSS skaliert mit 1/S (λS)  Da Neutrinos Ruhmasse besitzen, müsste deren gesamte Energie bei der Entkopplung nahezu vollständig Ekin sein ( 2.5 – 3.5 MeV). Die Neutrinos müssten dann kinetische Energie verlieren, also mit der Zeit langsamer werden. Wird diese Energie dem Raum

übertragen (Energieerhaltung!), also z.B. durch Zunahme der

Vakuumenergie? Oder müssen wir Neutrinos hier quantenmechanisch betrachten und wie bei Photonen der Neutrinoenergie eine „Frequenz“

zuordnen, die S abnimmt?

A: relativistische Materie geht mit 1/S⁴, nicht relativistische mit 1/S³. Daher werden die Neutrinos, wenn sie relativ. sind, erst mit 1/S⁴ skalieren /wie Photonen) und bei Temp. T<m_ν als 1/S³ (wie Teilchen).