Jungmann,Kamionkowski, Griest, PR 1995

We don’t know it, because we don’t see it!

VL 11: Dunkle Materie, was ist das?

WdB, C. Sander, V. Zhukov, A. Gladyshev, D. Kazakov, EGRET excess of diffuse Galactic Gamma Rays as

Tracer of DM, astro-ph/0508617, A&A, 444 (2005) 51

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 2

Gravitationslinsen Rotationskurven

Indirekter Nachweis der DM

( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie)

Direkter Nachweis der DM

( Elastische Streuung an Kernen)

Nachweismethoden der DM

Gravitationslinsen

ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich

beim Durchgang durch

ein Gravitationsfeld

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 4

Gravitationslinsen

Verteilung der DM in einem Galaxiencluster

Verteilung der DM in einem Galaxiencluster (blau)

aus “weak lensing” Beobachtungen

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 6

Rotationskurven der Spiralgalaxien

Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz v=ωr

v∝1/√r

mv

/r=GmM/r

Milchstraße

Cygnus Perseus

OrionSagittarius

Scutum Crux

Norma

Sun (8 kpc from center

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 8

Solution for flat rotation curve: non-baryonic DM

• 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

2 − − =

r N m

G N v

m N

( ^{N −1} ) ^{≈ N}

G v M r

m N

2 2

≈

=

⇒

2 2

m m =

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

Virialsatz

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 10

Weitere Hinweise auf DM:

Large Scale Flows der Galaxien in Clustern

Die Radialgeschwindigkeiten im COMA Cluster sind

sehr groß. Sichtbare Materie reicht nicht aus um Cluster zusammenzuhalten, wie Zwicky schon in in 1937

beobachtete und in den sechziger Jahren bei vielen

Clustern bestätigt wurde. Brauche mehr als 80% der

Masse in nicht sichtbaren Materie!

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:

•Ω_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).

†

†

?

?

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 12

Teilchenmassen 100 - 2000 GeV !

Supersymmetrie

Symmetrie zwischen Fermionen ↔ Bosonen

(Materie) (Kraftteilchen)

Vereinheitlichung aller Kräfte mit SUSY

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 14

Laufende Kopplingskonstanten

Running of Strong Coupling Constant

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 16

Thermische Geschichte der WIMPS

Thermal equilibrium abundance Actual abundance

T=M/22

Comoving number density

x=m/T

Jungmann,Kamionkowski, Griest, PR 1995

WMAP -> Ωh²=0.113±0.009 ->

<σv>=2.10^-26 cm³/s DM nimmt wieder zu in Galaxien:

≈1 WIMP/Kaffeetasse ≈10⁵ <ρ>.

DMA (∝ρ²) 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. Γ=<σv>nχ(x_fr) ≅ H(x_fr) !)

Annihilation in leichtere Teilchen, wie

Quarks und Leptonen -> π0’s -> Gammas!

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

DM Annihilation in Supersymmetrie

Dominant

χ + χ ⇒ A ⇒ b bbar quark pair B-Fragmentation bekannt!

Daher Spektren der Positronen, Gammas und Antiprotonen bekannt!

χ χ

χ χ

χ χ χ

χ

χ χ f

f

f

f

f

f

Z

Z W

W

χ^± χ⁰

~f

A Z

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

gammas≈37

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 18

Annihilationswirkungsquerschnitt in SUSY

Egret: WIMP 50-100 GeV WMAP: <σv>=2.10^-26 cm³/s

χ χ

χ χ

χ χ χ

χ

χ χ f

f

f

f

f

f

Z

Z W

W

χ^± χ⁰

~f

A Z

Spin ½ Teilchen leicht(0.1 TeV)⇒ Spin 0 Teilchen schwer (TeV)

• Was wissen wir über Dunkle Materie?

massive Teilchen

23% der Energie des Universums

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

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 20

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

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 22

Gamma Spektren der WIMP Annihilation

Gamma Spektren für unterschiedliche Zerfälle

Gamma Spektren mit tau-Zerfällen dominant (m₀ klein)

Gamma Spektren mit b-Zerfällen dominant (m₀ groß)

Woher erwartet man Untergrund?

Quarks fromWIMPS

Quarks 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)

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

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 24

Fluss der Gammastrahlen der WIMP Annihilation in Richtung ψ:

Ähnliche Ausdrücke für:

pp->π₀+x->γγ+x, (ρ = Gasdichte, max. in der Scheibe) eγ->eγ, eN->eγN, (ρ = Elektron/Gamma Dichte)

Extragalaktischer Untergrund (isotrop)

DM Annihilation (ρ∝ 1/r² für flache Rotationskurve) Alle Prozesse haben unterschiedliche Energie Spectren.

Wirkungsquerschnitte bekannt. Dichten weniger bekannt, daher freie Normierungen für Untergrund und Signal

Grundlagen der Astroteilchenphysik

Normierungsfehler: 15% für EGRET.

Punkt-zu-Punkt Fehler jedoch nur 7%.

Nur diese sind wichtig für Form der Spektren.

2

ρχ=Mχ nχ

Clustering enhances flux from DMA by factor 20-2000 (Dokuchaev et al.)

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 26

Clustering of DM -> boosts annihilation rate

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

boostfactor in all directions Annihilation ∝ SQUARE of DM density

Clustersize: ≈ Solarsystem?

M_min ≅ 10^-8 -10^-6 Mסּ?

Steeply falling mass spectrum.

Boost factor ∼ <ρ²>/<ρ>² ∼ 20-2000 From fit: B≈100 for WIMP of 60 GeV

EGRET Überschuss der galaktischen Gammastrahlen ohne und mit DM Annihilation

π

π

WIMPS IC Brems IC Brems

If normalization free, only relative point-to-point errors of ≤7% important, not absolute normalization error of 15%. Statistical errors negligible.

Fit only KNOWN shapes of BG + DMA, i.e. 1 or 2 parameter fit

NO GALACTIC models needed. Propagation of gammas straightforward

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 28

No SM

Electrons

No SM

Protons

Quarks fromWIMPS

Quarks in protons

What about background shape?

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

Bremsstrahlung (e- + N -> e- + γ + N)

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

Background + signal describe EGRET data!

Blue: background uncertainty

Background + DMA signal describe EGRET data!

Blue: WIMP mass uncertainty 50 GeV

70

Brems . WIMPS IC

π

π

Brems . IC

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 30

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 χ² for all regions :28/36 ⇒ Prob.= 0.8 Excess above background > 10σ.

χ² of conventional model:663/42 ⇒ Prob. = 0

Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 32

Fits for 180 statt 6 Regionen

180 regions:

8⁰ in longitude ⇒ 45 bins

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

⇒4x45=180 bins

bulge

disk sun

x y z

2002,Newberg et al. Ibata et al, Crane et al. Yanny et al.

1/r² profile and rings determined from inde- pendent directions

Outer Ring Inner Ring

bulge

totalDM

1/r² halo disk

Rotation Curve

Normalize to solar velocity of 220 km/s

xy

xz

Expected Profile

v

∝ M/r=cons.

ρ∝ (M/r)/r and

ρ∝ 1/r

for const.

rotation curve

Divergent for NFW r=0? ∝ 1/r

Isotherm const.

Verteilung der DM

Halo profile

Observed Profile

xy

xz

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 34

Honma & Sofue (97)

Schneider &Terzian (83) Brand & Blitz(93)

Rotationskurve der Milchstrasse

Wie sehen Rotationskurven anderer Galaxien aus?

Sofue & Honma

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 36

Woher kommen die Ringe der DM?

Einfall einer Zwerggalaxie in Gravitationspotential einer Galaxie:

elliptischer Bahn präzessiert!

Gezeitenkräfte ∝ Gradient der Gravitationskraft ∝ 1/r³ ! Daher wird Zwerggalaxie seine Materie zum größten Teil am Perizentrum verlieren -> ringförmige Strukturen von Gas, Sternen und Dunkler Materie.

Apocenter

Pericenter

Dies wurde tatsächlich beobachtet bei 14 kpc:

1)Wasserstoffring längst bekannt 2) Ring alter, kaum sichtbarer Sterne entdeckt mit Sloan Digital Sky Survey in 2003 (10⁹ Mü!)

3) Verstärkte Gamma Strahlung bei 14 kpc schon in 1997,

Dass dies Spektrum der DMA entspricht, erst jetzt!

Simulation der Gezeitenkräfte auf eine Zwerggalaxie

Hayashi et al.,

astro-ph/02003004

3. Feb, 2005 From Eric HayashiVL Kosmologie WS05, W. de Boer 38

Tidal forces ∝ 1/r^{3 ⇒} disruption

mostly at pericenter

⇒ enhancement

of DM at pericenter

DM Dichteverteilung auf Skale von 300 kpc

Seitenansicht Ansicht von oben

Isothermisches Profil mit Skale 4 kpc Gesamtmasse: 3.10¹² Solarmassen

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 40

Seitenansicht Ansicht auf der Scheibe

DM Dichteverteilung auf Skale von 30 kpc

Sichtbare Materie Dunkle Materie

Längengradverteilung für 1/r

Profil mit/ohne Ringe

ohne Ringe

DISC

5⁰<b<10⁰

10⁰<b<20⁰

20⁰<b<90⁰

mit zwei Ringen

DISC

5⁰<b<10⁰ 20⁰<b<90⁰ 10⁰<b<20⁰ E > 0.5 GeV

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 42

Breitengrad-Verteilung für |Längengrade|<30

0.1 < Eγ < 0.5 GeV Eγ > 0.5 GeV

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

Mass in rings 0.3 (3)% of total DM

Innerer Ring bei gleiche Pos. wie Ring

von Staub und H

-> Gravitationspotentialtopf

H₂

4 kpc coincides with ring of neutral hydrogen molecules!

Forms in presence of dust->

grav. potential well at 4-5 kpc.

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 44

EGRET Überschuss kann:

1) Haloprofil bestimmen

2) damit äussere Rotationskurve erklären.

(hier gibt es kaum baryonische Materie) 3) WIMP Masse bestimmen (50-100 GeV) 4) Statistische Signifikanz > 10 σ!

Zusammenfassung

Rekonstruktion der Rotationskurve aus GAMMA Daten->

EGRET Überschuss = Tracer der Dunklen Materie!

Resultat praktisch modellunabhängig, denn nur bekannte spektrale Formen des Signals und Untergrundes benutzt, keine modellabhängige Flussberechnungen!

Modelle OHNE DM können nicht Spektren in ALLEN

Richtungen gut bestimmen und liefern keine Erklärung für

Rotationskurve und Stabilität der Ringe bei 4 und 14 kpc.

Zukunft

Ist die gefundene WIMP Masse konsistent mit SUPERSYMMETRIE?

LHC Experimente werden ab 2008 klären ob dies stimmt.

Antwort: Ja, wenn die Squarks and Sleptonen im Bereich 1-2 TeV liegen. Der WIMP hat dann

Eigenschaften ähnlich eines Spin ½ Photons, d.h.

3. Feb, 2005 VL Kosmologie WS05, W. de Boer 46

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, CAPP2003

EGRET?

Cross sections for Direct DM detection