Direkter Nachweis der DM

(1)

Nachweismethoden der DM

Gravitationslinsen Rotationskurven Rotationskurven

Indirekter Nachweis der DM Indirekter Nachweis der DM

( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie)

Direkter Nachweis der DM

( Elastische Streuung an Kernen) ( Elastische Streuung an Kernen)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹

(2)

Gravitationslinsen

ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich

beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²

(3)

Gravitationslinsen

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³

(4)

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, 29.01.2010 ⁴

dark matter is weakly interacting!

(5)

Simulation der “Colliding Clusters”

http://www.sciam.com/

August 22, 2006

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵

(6)

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, 29.01.2010 ⁶

galaxies would indicate But still bound!

(7)

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, 29.01.2010 ⁷

einem nahezu sphährischen,

sehr ausgedehnten Halo umgeben ist.

(8)

Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz

v=ωr Milchstraße

Norma

1/√

mv

²

/r=GmM/r

²

Perseus

Sagittarius

Scutum Crux

v∝1/√r

Cygnus

OrionSagittarius

Sun (8 kpc from center yg

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸

(9)

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, 29.01.2010 ⁹

(10)

Estimate of DM density

DM density falls off like 1/r

²

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, 29.01.2010 ¹⁰

(for 100 GeV WIMP)

(11)

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 ^r_G^v²

g

( )

_G

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

Aber dann v

²

∝M/r = konst -> flat rot curve

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹¹

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

(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

Probleme:

•Ω_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, 29.01.2010 ¹² Supersymmetrische Partner der CMB

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

(13)

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, 29.01.2010 ¹³

DM halo profile of galaxy cluster from weak lensing

(14)

How do particles annihilate?

e+ q

LEP collider:

e+e- annihilation

~~

γ _e

photon annihilation

e+ ~~ q

q

γ γ

e e e

e- q ^γ ~~ ^e

In CM: Eq=Ee

monoenergetic quarks monoenergetic quarks

from monoenergetic leptons Quarks fragment into jets Quarks fragment into jets, mostly light mesons:π+,π-,π0

π0 decays 100% in 2 photons

So as many photons as charged particles So as many photons as charged particles from annihilation

On averaged: 37 photons pro annihilation into quarks at LEP

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁴

Spectral shape VERY WELL MEASUREDq

(15)

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, 29.01.2010 ¹⁵

e-, p drown in cosmic rays?

(16)

Diffuse gamma rays

Great advantage of pointing to the source and propagation is

straightforward“ without dependence

„straightforward without dependence on magnetic field and diffusion,

hi h l h d ti l

which plagues charged particles.

Astrophysical point sources can be pinp int d nd bt t d

pinpointed and subtracted.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁶

(17)

Propagation of charged cosmic rays (CR)

This does not allow for

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

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 p p g

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

Radiaactive clocks like ¹⁰Be determine time from source to Sun (10⁷ yrs) Need slow

drop of ink inside streaming water (with water

velocity=convection velocity)

( y )

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

Present models use isotropic

propagation, i.e. same diffusion t t i h l d di

with convection

With convection little flux of charged particles from DMA,

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁷

constant in halo and disc. since particles drift away.

(18)

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

Is this right?

Not nessarily!

CONVECTION = negligible with isotropic propagation in contrast to observation

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁸

Not nessarily!

(19)

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. Γ=<σv>nχ(x_fr) ≅ H(x_fr) !)

er densi

Griest, PR

WMAP -> Ωh²=0.113±0.009 ->

<σv>=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 -> π0’s -> Gammas!

T=M/22

C

x=m/T

Jungm Quarks und Leptonen > π0 s > Gammas!

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

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ¹⁹

x m/T ,

frühen Universums erzeugt.

(20)

DM Annihilation in Supersymmetrie

χ f χ f χ f

~f

χ f χ f χ f

f A Z

χ W χ Z

0

gammas≈37

χ W χ Z

χ^± χ⁰

Dominant B-Fragmentation bekannt!

χ + χ ⇒ A ⇒ b bbar quark pair g

Daher Spektren der Positronen, Gammas und Antiprotonen bekannt!

G l i S B F b ik it R t 10⁴⁰ B F b ik

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁰

Galaxie = Super B-Fabrik mit Rate 10⁴⁰x B-Fabrik

(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 ²¹

dependence by DATA DRIVEN calibration

(22)

Basic principle for indirect dark matter searches

F

From rotation curve:

Forces: mv²/r=GmM/r² R₁ Sun

R

bulge

di

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

andρ∝(M/r)/r² S

disc

Sun

disc

ρ (M/r)/r ρ∝1/r²

for flat rotation curve

Expect highest DM density IN CENTRE OF GALAXY

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

DIRECTIONS!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

THIS IS AN INCREDIBLE CONSTRAINT, LIKE SAYING I VERIFY

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²²

THE EXCESS AND WIMP MASS WITH 180 INDEPENDENT MEAS.

(23)

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

EGRET excess

Hunter et al. 1997

I t t l t

Instrumental parameters:

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

Energy resolution: ~20%

Effective area: 1500 cm² Angular resol.: <0.5⁰

Data taking: 1991-1994 Main results:

Catalogue of point sources

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²³

Catalogue of point sources Excess in diffuse gamma rays

(24)

Woher erwartet man Untergrund?

Quarks Quarks fromWIMPS

Quarks in protons in protons

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

Bremsstrahlung (e + N > e + γ + N)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁴

Bremsstrahlung (e- + N -> e- + γ + N)

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

(25)

Untergrund + DM Annihilation beschreiben Daten

Background + DMA signal describe EGRET data!

50 GeV

MPS 7070 WIM IC

π

⁰

π

0

WIMPS

Brems .

π

^W IC

Brems . IC

Blue: background uncertainty Blue: WIMP mass uncertainty

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁵

W. de Boer et al., 2005

(26)

Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen

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

Total χ²for all regions :28/36 ⇒ Prob.= 0.8 Excess above background > 10σ.

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

A: inner Galaxy (l=±30⁰, |b|<5⁰)

B: Galactic plane avoiding A D: low latitude (10-20⁰⁾

E: intermediate lat (20-60⁰)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁶ B: Galactic plane avoiding A

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

(27)

Fits für 180 statt 6 Regionen

180 regions:

8⁰ in longitude ⇒ 45 bins

4 bins in latitude ⇒ 0⁰<|b|<5| | ⁰ 5⁰<|b|<10⁰ 10⁰<|b|<20⁰ 20⁰<|b|<90⁰

⇒4x45=180 bins

bulge

disk

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁷

sun

(28)

Halo density on scale of 300 kpc

(from normalization factors in 180 sky directions)

Sideview Topview

Cored isothermal profile with scale 4 kpc

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁸

Cored isothermal profile with scale 4 kpc Total mass: O(10¹²) solar masses

(29)

Halo density on scale of 30 kpc

Sideview Topview

Enhancement of inner (outer) ring over 1/r² profile 6 (8).

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ²⁹

Mass in rings 0.3 (3)% of total DM p

(30)

The Milky Way and its 13 satellite galaxies

Canis Major

Tidal force ∝ ΔF_G ∝ 1/r³

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁰

(31)

Tidal streams of dark matter from CM and Sgt

CM Sun CM

Sgt Sgt

From David Law Caltech

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³¹

From David Law, Caltech

(32)

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

C i M j l t 13 k tid l t f 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 ³²

Canis Major leaves at 13 kpc tidal stream of

gas(10⁶ M☉ from 21 cm line), stars (10⁸ M☉ ,visible), dark matter (10¹⁰ M☉, EGRET)

(33)

Core of Canis Major Dwarf just below Galactic disc

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³³

(34)

Tidal disruption of Sagittarius

M i f m K th J h t (W l U i it )

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁴

Movie from Kathryn Johnston (Wesleyan University ) http://astsun.astro.virginia.edu/~mfs4n/sgr/

(35)

N-body simulation from Canis-Major dwarf galaxy

R=13 kpc φ=-20⁰ ε=0 8

stars

R=13 kpc,φ= 20 ,ε=0.8

bserved C i M j (b 15⁰)

prograde retrograde

Ob Canis Major (b=-15⁰)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁵

(36)

EGRET Excess predicts shape of rotation curve!

R₀=8.3 kpc Sofue &Honma

Rotation Curve

v

^Inner ^R⁰^=7.0

rotation Outer RC

disk

curve

Black hole at centre:

R₀=8.0±0.4 kpc

bulge

disk R/R₀

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

Inner Ring

curve depends on distances.

But chance of slope can ONLY

be explained by ringlike structure.

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

that EGRET excess has exactly right

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁶ Normalize to solar velocity of 220 km/s

intensity to deliver grav. potential!y g

(37)

Gas flaring in the Milky Way

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

http://arxiv.org/abs/0704.3925

no ring

with ring

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁷

Gas flaring needs EGRET ring with mass of 2.10¹⁰M☉!

(38)

Inner Ring coincides with ring of dust and H

₂

->

gravitational potential well!

H₂

4 k i id i h i f Enhancement of inner (outer) ring

over 1/r² profile 6 (8).

Mass in rings 0.3 (3)% of total DM

4 kpc coincides with ring of neutral hydrogen molecules!

H+H->H₂ in presence of dust->

t ti l ll t 4 5 k

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁸

Mass in rings 0.3 (3)% of total DM grav. potential well at 4-5 kpc.

(39)

Probleme die durch DM Annihilation gelöst werden Astronomie

Rotationskurve

Ringförmiger Struktur von Sternen bei 14 kpc Ri fö i St kt

A t t il h h ik

Ringförmiger Struktur von Wasserstoff bei 4 kpc

Astroteilchenphysik

Kosmische Strahlung (Gammastrahlen)

Kosmologie 23%DM, Hubble Annihilation

Strukturformation

Teilchenphysik

Spektren der Gamma- strahlung für Untergrund und DMA

p y

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ³⁹

Big Bang

(40)

What about What about

S t ?

Supersymmetry?

Assume mSUGRA Assume mSUGRA

5 parameters: m

₀

, m

_1/2

, tanb, A, sign μ

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁰

p

₀

,

_1/2

, , , g μ

(41)

Fundamental questions of modern physics

C l

Particle physics Cosmology

What is the origin of mass?

Why forces different strength?

What is Dark Matter?

What is Dark Energy?

Why forces different strength?

Why hydrogen atom neutral?

What is Dark Energy?

Why no antimatter?

How did galaxies form?

Magic solution: SUPERSYMMETRY

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴¹

(42)

Motivation of SUSY in Particle Physics

1.Unification with Gravity

2.Unification of gauge couplings .Un f cat on of gauge coupl ngs

3.Solution of the hierarchy problem

4.Higgs mechanism by radiative corrections .H ggs m chan sm y ra at corr ct ons 5.No quadratic divergencies,

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

7.Superstrings . p g

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴²

(43)

Expected SUSY mass spectra in mSUGRA

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴³

mSUGRA: common masses m₀ and m_1/2 for spin 0 and spin ½ particles

(44)

Gauge unification perfect with SUSY spectrum from EGRET

1

SM SUSY

NO FREE

ldi, dB, 60 199

NO FREE PARAMETER

m Amal PLB 26ate from stenau, WdB, C. Sander,PLB585(2004).

Upda Fürs

e-Print: hep-ph/0307049

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

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁴

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

(45)

Dunkle Materie, was ist das?

• Was wissen wir über Dunkle Materie?

From CMB + SN1a massive Teilchen

23% der Energie des Universums

schwache Wechselwirkung mit Materie schwache Wechselwirkung mit Materie Annihilation mit <σv>=2.10^-26 cm³/s

• Annihilation in Quarkpaare >

• 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

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁵

p y

(46)

New gamma ray data from FERMI Satellite

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁶

(47)

FERMI EGRET

FERMI requires factor 3 smaller boost factor then EGRET

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁷

FERMI requires factor 3 smaller boost factor then EGRET, But fit including DM improves also for FERMI fit significantly

(48)

Clustering of DM -> boosts annihilation rate

Annihilation ∝ SQUARE of DM density

Clumps with M_min -> dominant contribution -> MANY clumps in given direction -> same

Clustersize: ≈ Solarsystem?

M_min ≅ 10^-8-10^-6 Mסּ?

Steeply falling mass spectrum.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁸

gboostfaktor in all directions

p y g p

Boost factor ∼ <ρ²>/<ρ>² ∼ 20-2000

(49)

CR spectra

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁴⁹

(50)

Resurs Dk1

The PAMELA Satellite Experiment (launched July 2006)

Resurs Dk1 Satellite

Transition Radiation Detector

20.5 cm²sr

~10 T (removed for

tech.reasons)

Anticoincidence

Shield 1.2 m

Silicon

Tracker and

m 3

Time of Flight Permanent

Magnet

300 -600 k

Bottom Scintillator Counters Si-W

Electromagnetic Calorimeter

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁰

kmScintillator Neutron Detector

~450 kg

(51)

PAMELA, positron and antiproton measurements /

Positron fraction

Nature 458:60,2009,arXiv:0810.4995

Antiproton/proton ratio

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

Positrons: excess Antiprotons: NO excess

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵¹

Positrons excess Antiprotons NO excess

(52)

Interpretations

Many possibilities:

¾ Background from hadronic showers

with large electromagnetic component ->

^a_p->π0

¾ astrophysical sources

pulsars ->

^a_pulsar

positron acceleration in SNR >

^a

positron acceleration in SNR ->

^a_sec

locality of sources ->

a_SNR

¾ dark matter annihilation -> a_DMA

leptophilic?

bound states?

Kaluza-Klein

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵²

(53)

Truth?

Depends on whom you ask!

My assumption:

|Data>= a

_p->_π₀

|Background> + a

_DMA

|DMA>

|

^p

| |

+ a

_sec

|SNR> + a

_local

|SNR(x)> + a

_pulsar

|Pulsar>

Unitarity must be fulfilled However Unitarity must be fulfilled. However,

each component has enough uncertainty to saturate observations…

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵³

to saturate observations…

(54)

Cosmic ray spectra

2 d f m n E^-2.7

E^-3.3

E ^{3 0}

<2 orders of magn.

E^-3.0 E

3 orders of magn.

e- mainly from SNR

e+ mainly p+p → π^±→ μ^±→ e^±

1 TeV

e+ mainly p+p → π → μ → e p+p → 3p+p+X

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁴ Lipari, PAMELA Workshop, 2009

(55)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁵

dP/P² ~ 0.004 Î 2.5 TV, p rejection = 10^-5 (ECAL +TRD); Δx=10µm; Δt=100ps

(56)

2009 2010

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁶

(57)

AMS to be launched in 2010

AMS

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁷

(58)

Simulation of AMS on ISS

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁵⁸

(59)

The AMS superconducting Magnet at CERN (2008)

He Tank

Coils

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 59 ⁵⁹

(60)

Magnet inside vacuum tank

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 60 ⁶⁰

(61)

Hope to suppress background with AMS

because of excellent particle identification because of excellent particle identification Should provide excellent data for

Should provide excellent data for indirect DM searches

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶¹

(62)

Neutralino Annihilation channels

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶²

(63)

Neutralino-Quark elastic scattering

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, so weit von Masse des ausgetauschten Teilchens -> Unterdrückung

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶³

Resultat: σ(χN) 10 Größenordnungen kleiner als σ(χχ) (Annihilation)

(64)

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 - cosθ) 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 λ=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, 29.01.2010 ⁶⁴

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

(65)

Direct Detection of WIMPs

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

χ ⁰

Spin dependent and indep.

Spin independent ∝ Number of nuclei²

(coherent scattering on all nuclei!)

0

(coherent scattering on all nuclei!)

χ ⁰

Spin dependent

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁶⁵

(66)

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

N

2

( ) 2

2

m

E

^χ

For

10

⁻³

2

(max) 2

2

( )

recoil x N

N

E v m

m m

χ χ

= +

For 6

• This recoil can be detected in some ways :

10

3

v

_χ

≈ c E

_recoil

≈ 10

⁻⁶

m

_N

^≈

10 keV

• This recoil can be detected in some ways :

9 Electric charges released (ionization detector) 9 Flashes of light produced (scintillation detector) 9 Vibrations produced (phonon detector)

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(67)

Direkter Nachweis von WIMPs

B h d St i k h itt i K

Berechnung des Streuwirkungsquerschnitt σ an einem Kern kompliziert:

Koherente Streuung am ganzen Kern meistens dominant, aber bei Streuung kann auch Drehimpuls eine Rolle spielen Dann wird σ 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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(68)

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 μ= M χ· M_N /(M_N + Mχ) 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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(69)

Neutralino-Quark elastic scattering

l i i

5 5

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

q q

L = f χχ ⋅ qq + d χγ γ χ

^μ

⋅ q γ γ

_μ

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.

(70)

Direkter Nachweis von WIMPs

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁷⁰

(71)

Direct detection event rates

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Jodi Cooley, SMU, CDMS Collaboration

(72)

Detection challenges

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(73)

Background Rejection

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(74)

Shielding

Underground +

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(75)

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

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

(76)

WIMP Searches Worldwide

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(77)

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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(78)

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

WIMP WIMP

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

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

(79)

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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(80)

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 das

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, 29.01.2010 ⁸⁰ Rückstoß-Energie(keV)

0 50 100 150 200

(81)

Edelweiss Experiment

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸¹

(82)

CDM detectors

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸²

(83)

Ionization measurement in CDMS

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸³

(84)

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

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸⁴

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

(85)

CDMS in Soudan mine in Minnesota (USA)

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(86)

Fiducial Volume removes edges

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸⁶

(87)

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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(88)

Noble liquids

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸⁸

(89)

Ionization and Scintillation in Xe

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁸⁹

(90)

Double Phase Detector Concept

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁹⁰

(91)

The XENON10 Experiment (10 kg)

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁹¹

(92)

XENON10 Backgrounds

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁹²

(93)

Cross section limits

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁹³

(94)

Annual Modulation as unique signature

Annual modulation: σ ∝ 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, 29.01.2010 ⁹⁴ 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

(95)

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

Schael, EPS2003

( 0) 0

cos with t =152.5, T=1.00 y A⋅ ⎡⎣ω t−t ⎤⎦

• DAMA NaI-1 to 4: 58k kg.day

• DAMA NaI-5 to 7: 50k kg.day

• Full substitution of electronics and DAQQ in 2000

The data favor the presence of The data favor the presence of a modulated signal with the proper features at the 6.3 σ C.L.

Wim de Boer, Karlsruhe Kosmologie VL, 29.01.2010 ⁹⁵ Running conditions stable at level < 1%

(96)

Daten

Daten bis bis 2008 2008

Modulation nur in 2-6 keV Region -> leichte WIMPs

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Direkter Nachweis der DM

Nachweismethoden der DM

Gravitationslinsen Rotationskurven Rotationskurven

Indirekter Nachweis der DM Indirekter Nachweis der DM

( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie)

Direkter Nachweis der DM

( Elastische Streuung an Kernen) ( Elastische Streuung an Kernen)

Gravitationslinsen

ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich

beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

Gravitationslinsen

Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter

Simulation der “Colliding Clusters”

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

Dunkle Materie im Universum

Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz

v=ωr Milchstraße

1/√

mv

/r=GmM/r

v∝1/√r

Do we have Dark Matter in our Galaxy?

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”

Virialsatz

• Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt

0 2 E

+ E

=

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

( N −1 ) ≈ N

( )

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

Aber dann v

∝M/r = konst -> flat rot curve

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

Kandidaten der DM

†

?

†

?

?

†

What is known about Dark Matter?

How do particles annihilate?

e+ q

~~

γ e

e+ ~~ q

q

~~ ~~

γ γ

e e e

e- q γ ~~ e

Indirect Dark Matter Searches

A ihil ti d t f

Annihilation products from dark matter annihilation:

Gamma rays

Positrons

Antiprotons

e+ + e-

Neutrinos

e-, p drown in cosmic rays?

Diffuse gamma rays

Great advantage of pointing to the source and propagation is

straightforward“ without dependence

„straightforward without dependence on magnetic field and diffusion,

hi h l h d ti l

which plagues charged particles.

Astrophysical point sources can be pinp int d nd bt t d

pinpointed and subtracted.

Propagation of charged cosmic rays (CR)

Present models: isotropic propagation 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 ≈

( ^N ⁻¹ ) ^≈ ^N

γ _e

e- q ^γ ~~ ^e