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Dunkle Materie (DM) im Kryo-Experiment

• Hinweise auf die Existenz dunkler Materie

• Die üblicherweise Verdächtigten

• Experimentelle Methoden (Kernrückstoß)

• …und Umsetzung in die Praxis

• Ergebnisse und Vermutungen

• Die endgültige Wahrheit

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Hinweise auf Dunkle Materie: Beobachtungen

• Erste Vermutung, daß Materie „fehlt“:– vor 70 Jahren*, aufgrund der

Dynamik von Sternen normal zur Ebene der Milchstraße

• Rotationsgeschwindigkeiten– der sichtbaren Objekte in

Spiralgalaxien– Beobachtung: unabhängig von r !

•J.H. Oort, „The Force Exerted by the Stellar System[…]“, Bull. Astron. Inst. Neth., 6, 249, (1932)

•laut [1] sogar schon 1922 durch J.H. Jeans

aus [7]für M=Mgalaxis=const

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Rotationskurve - Galaxis

aus Vorlesung von Prof. L. Wisotzki, Uni Potsdam

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Hinweise auf Dunkle Materie: Beobachtungen

• Bewegungen von Galaxien– Richtung, aber nicht Stärke der

Gravitationskräfte durch sichtbare Masse erklärbar

– Dynamik scheinbar in Widerspruch zu Virialsatz

• Bsp: Annährung von Milchstraße und Andromeda (M31)– fehlende Masse konsistent mit

Rotationsgeschwindigkeiten• Gravitationslinsen-Effekt

– Masse zw. Quelle und Beobachter– Microlensing: Lichtverstärkung

• Röntgen-Emission von Clustergalaxien– emittierendes Gas gravitativ

gebunden– Zusammenhang

Ekin – Gravitationspotential

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Hinweise auf Dunkle Materie:theoretische Überlegungen[2]

• Struktur des Universums– Modell: Bildung von Galaxien

durch Gravitations-Instabilitäten

– braucht Materie, die nur gravitativ wechselwirkt

• Kosmischer Mikrowellen-Hintergrund– weist Strukturierung auf– erklärbar mit (kalter) DM

NASA/WMAP Science Team, map.gsfc.nasa.gov

mehr dazu in Vortrag nächstes Jahr?

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Kandidaten für dunkle Materie

• cold dark matter (über 90% der DM): nicht-relativistisch– wenn Rekombinationsrate abfällt (wg. Hubble-Expansion)– Zusammenhang σ – v bei Auskopplung– Teilchenmasse im GeV-Bereich

• hot dark matter (nur wenige %): relativistisch– also bspw. Neutrinos

• Um für DM in Frage zu kommen:– stabil auf kosmologischen Zeitskalen– sehr schwache Wechselwirkung mit elektromagnetischer Strahlung (wenn

überhaupt)– Masse (bzw. Dichte) geeignet, um Phänomene zu erklären

• Möglichkeiten:– WIMPs (= weakly interacting massive particles)– Axion– primordial black holes (Stichwort MACHOs)– uneigentliche Kandidaten (MOND, kosm. Konstante, G~t-1, siehe [2])

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WIMPs

• weakly interacting massive particles– Masse ~ 10GeV bis einige TeV

– Wirkungsquerschnitte ~schwache WW

– cold dark matter

• mögl. Kandidat: LSP– „lightest super-symmetric

particle“

• direkte Suche: „Hinsetzen und warten“– Zusammenstöße WIMP-

Atomkern => Rückstoß-Energie des Kerns kann detektiert werden

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Rückstoß-Kinematik[4]

mit:

MD, MT den Massen von WIMP und Target-Nukleus

β der WIMP-Geschwindigkeit

θ dem Streuwinkel im Schwerpunkts-System

Rückstoß-Energie:

nimmt man eine galaktische Geschwindigkeitsverteilung an (Maxwell-Vert. um β0):

erhält man als diff. Ereignisrate (für βe=0)

mit

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Signal erkennen?[4]

• Man muß DM-Kern-Stoßvorgang von Untergrund unterscheiden– theoretisch höchstens 10 WIMP-Ereignisse/(kg*d)

• Leicht ausschließbar:– geladene Teilchen

• zeichnen lange Spur• Veto außerhalb des Detektors möglich

• Problematisch:– Photonen

• oberhalb ~100keV kurze WW-Strecken• einzelne Compton-Streuung hinterlässt E vergleichbar mit DM-Stoß

– Neutronen (siehe später)– Elektronen

• aus beta-Zerfällen im Detektor-Material (radioaktive Unreinheiten)

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Erkennbare WIMP-Signatur[4]

• Form des Energiespektrums– sollte abfallen mit Erecoil (also z.B. keine peaks)

– aus Form auf E0r und damit MD schließen

• Abhängigkeit des Spektrums vom target-Material

• Jährliche Schwankungen des Signals

• Aufteilung der Rückstoßenergie auf verschiedene Prozesse

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WIMP-Signatur: Abhängigkeit von target

mit: C= abhängig vom Quark-Inhalt des Nukleons

und λ²s =

• kommt auf Wechselwirkung an.

Streuung abhängig von Spin?

• spin-unabhängige (skalare) Kopplung:– an Neutron und Proton ähnlich => cohärente Streuung

– Ereignisrate bestimmt durch KN ~ A²

– Hintergrund für alle Materialien gleich

• spin-abhängige (axiale) Kopplung:– destruktive Interferenz für entgegengesetzte Spins– Ereignisrate abhängig von ungepaarten Nukleonen

Formeln aus [4]

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WIMP-Signatur: Abhängigkeit von target

spin-abhängige Wechselwirkung:

aus [10]

aus [4]

spin-unabhängige („coherent“) Streuquerschnitte dominieren:

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WIMP Signatur: jährliche Schwankungen

• Geschwindigkeitsverteilung– Annahme: Maxwell-Verteilung mit βe≠0

– βe im galaktischen Koordinatensystem variiert 219-249 km/s (Maximum 2.-3. Juni)

=>Modulationen (um 4-18%) in Ereignisrate und Energie-Übertrag

aus [4]

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WIMP-Signatur: weitere hilfreiche Effekte

• Detektor aus kleinen Volumina– jedes WIMP nur eine Wechselwirkung– Teilchen mit langen Spuren somit ausschließbar– DM-Stöße ortsunabhängig– Photonen-Ereignisse nehmen mit Eindringtiefe in Detektor ab

• Myonen-Veto um das Target– nach Ausschluß kosmischer Neutronen: die meisten von

Myonen erzeugt

• Richtung des Rückstoß-Kerns messen– bspw. über Messung ballistischer Phononen– sollte asymmetrisch bzgl. der Bewegung der Erde durch DM

sein (vorwärts/rückwärts)

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WIMP-Signatur: Quenching

• Gleichzeitig messen von therm. E und Ionisation[4]

– Ionisation ist Energieübertrag auf Elektronen

– bei Kern-Rückstoß: Energie nur zu ca. 30% als Ionisation

Verhältnis Ionisationsenergie zu Rückstoßenergie

1 für Photonenkleiner für Kern-Rückstoß (materialabhängig)

• eine „aktive“ Reduktion des Hintergrunds– also von Fall zu Fall, für jedes

gezählte EreignisQuenching-Faktor Q: Verhältnis von Ionisations- zu Rückstoß-Energie

Graphik aus: O. Martineau et al., „Calibration of the EDELWEISS…“, arXiv:astro-ph/0310657

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Warum unterirdische Experimente?

• Kosmische Photonen und Neutronen– können abgeschirmt

werden,

• ABER Myonen– erzeugen

• Photonen (Kollision mit e-, Bremsstrahlung)

• Neutronen (Kollision mit Kernen)

in der Abschirmung

• 2x10-3 bis 2x10-2 n/µ

aus [4]

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Wie misst man jetzt eigentlich?

• Ionisation in Halbleitern– e- - Loch – Paare liefern Ionisations-Strom– Elektronenrückstoß ausschließen: Temperatur auch messen (Wärmekapazität mit T³)– damit Fall-zu-Fall Untergrund ausschließbar

• Szintillation– in Kristallen wie NaI(Tl) mittels Photomultipliern messen– in Gasen wie Xe (strahlender Übergang von Angeregten zu Grundzuständen)– Pulsform (Zeitkonstante) unterschiedlich für Kern- und Elektronen-Rückstoß– statistische Unterdrückung des Untergrunds

• Temperaturanstieg– Phononen sofort messen (ballistische Ph.)– indem man in Supraleiter einkoppelt

• Aufbrechen von Cooper-Paaren => Erzeugung von „Quasi-Teilchen“– thermalisierte Phononen mit Thermoresistor, SQUID o.ä. messen

? Supraleitende target-Materialien– kleine Kügelchen, oder dünne Filme, auf Tkrit gehalten– winzige Erwärmung würde makroskopische Wirkung haben

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Experimente[siehe auch 10]

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• Detektor-Einheit:– 320g Ge-Kristall– 100nm Al-Elektroden, um

Ionisation zu messen– Neutron-Transmutation-Doped

(NTD) Ge-Kristall, um über Widerstandsänderung einen Temperaturanstieg (Phononen) zu messen

Edelweiss - Detektoren

von http://edelweiss.in2p3.fr/

Fiducial volume(≈ 57%)

Heat

Ionizationguard

Ionization

center

Thermometer(Ge NTD)

Reference electrode

Center electrodeGuard

Electrodes

Ge crystal

aus [9]

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Edelweiss - Detektoren

• Im Kryostaten dann– 3 mal 320g Ge –Kristall, gekühlt

auf 17,00±0,01mK– getrennt durch 1mm Cu-Gehäuse,

Abstand der Ge-Oberflächen 13mm

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Edelweiss - shielding[8]

• Aufstellort– Laboratoire Souterrain de Modane (LSM) im Fréjus-Tunnel

(französ.-ital. Alpen)– 4800m Wasser-Äquivalent => 4.5 kosmische Myonen/(d*m²)– 1,6x10-6 Neutronen/(s*cm²) im Bereich 2-10MeV

• Abschirmung– 15cm Pb und 10cm Cu gegen Photonen-Untergrund– 7cm innen aus Blei (von Römern abgebaut, gefunden 1984

in Schiffswrack, radioaktives 210Pb vollständig zerfallen)– 30 cm Paraffin gegen äußere Neutronen– Stickstoff-Spülung verhindert Radon-Ansammlung

von http://www-lsm.in2p3.fr/

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Edelweiss - Messungen[8],[9]

• nach Abschluß von Edelweiss-I (März 2004):

– 62 kg*d ingesamt aktive Datensammlung (inklusive vorheriger Laufzeit)

– Ethreshold bei unter 13keV– Auflösung wenige keV (1,3keV

Ionisation, 1keV Wärme, bei 10keV)*

• WIMP-Stoß vermutet, wenn– mehr als 75% der Ionisations-

Ladung auf zentraler Anode– Q und Er innerhalb ± 1,65σ des

Kern-Rückstoß-Bandes– Q und Er außerhalb ± 3,29σ des

Elektron-Rückstoß-Bandes– nur ein Detektor hat getriggert

* laut Präsentation K. Eitel

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Edelweiss - Ergebnisse[9]

• insges. 40 Kern-Rückstöße im Bereich 15-200keV

• nur 3 im Bereich 30-100keV => Vorhersagen über Obergrenze Wirkungsquerschnitt und Masse der WIMPs

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DAMA - Experiment

• 100kg NaI(Tl)-Kristalle– Energie durch Szintillation meßbar– erst direkt, dann

proportional zu Ionisation– 10cm Lichtleiter von Kristall zu

Photomultipliern– Abschirmung ähnlich Edelweiss

• Unterscheidung Kernrückstoß – Elektronrückstoß– Lichtpuls fällt unterschiedlich schnell

ab (wg. quenching)– Unterdrückung des Untergrunds nur

statistisch, nicht von Fall zu Fall

• Auflösung auch ca. 2keV

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DAMA - Ergebnisse[1]

• Sie finden– nach 7 Jahren Laufzeit und insgesamt ca. 100 000 kg*d– Modulations-Signal (Signifikanz 6,3σ) Erecoil=2-6keV– müssten WIMPs mit M≈50GeV und σχp≈7x10-6 pb sein

• Aber Widersprüche:– Im Bereich 2-3keV sollten 50% der Ereignisse und in 4-6keV nur 7%

liegen. Tun es aber nicht.– Verbleibender Hintergrund müsste mit E ansteigen. Wie das?

CDMS-results: für M≈60GeV ist

σspin-independent≈1/10 von DAMA

(CDMS hauptsächlich für diese WW sensitiv, wg. Ge/Si)

D.S. Askerib et al., „Limits on spin-independent WIMP-nucleon interactions […] from CDMS“, arXiv:astro-ph/0509259

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DAMA fühlen sich angegriffen

aus „DAMA results&perspectives“, Präsentation von R. Bernabei, gehalten in Zaragoza, 10/2006

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Kann DAMA doch auch richtig sein?

aus: P. Gondolo, G. Gelmini, „Compatibility of DAMA dark matter detection with other searches”, Phys. Rev D 71, 123520 (2005)

Übereinstimmung DAMA – andere Exp.

nur mit zusätzlichen Annahmen (und leichte WIMPs, etwa 5GeV/c²<mWIMP<9GeV/c²)

besser, wenn man DM als halo mit Strömen beschreibt

WW spin-abhängig: dafür liefert CDMS mit 73Ge (29Si) auch Obergrenzen, aber natürlich geringe exposure.

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Die Zukunft: geplante Experimente

• theoretisches SUSY-Limit– σ ≈ 10-47cm² minimum

• Halbleiter-Detektoren:– SuperCDMS– Edelweiss-II (Beginn der Messungen

Januar 2006)• 21×320 g Ge-NTD Detektoren• 7×400 g Ge Detektoren mit NbSi-thin-film

Sensoren

• Szintillator-Detektoren:– DAMA „Libra“

• 250kg NaI(Tl)

– andere mit gleichem Prinzip:• ELEGANTS-VI (750kg), ANAIS (107kg),

KIMS (80kg CsI(Tl))

• Szintillations-liquidXe-Detektoren:– XMASS (800kg flüssiges Xe)– XENON (erstmal 100kg, dann wie

Xmass)– ZEPLIN III und ZEPLIN MAX

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Die endgültige Wahrheit…

… hat (noch) keiner. Bisher ist ein Wimp nochimmer einfach ein „Schwächling/Feigling/Waschlappen“ auf englisch.

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Literatur / Quellen

1. PDG review on dark matter (http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf)2. H.V. Klapdor-Kleingrothaus, K. Zuber, „Teilchenastrophysik“, Teubner, 19973. T.J. Sumner, „Experimental Searches for Dark Matter“, Living Rev. Relativity 5,

(2002)4. P.F. Smith, J.D. Lewin, „Dark Matter Detection”, Phys. Rep. 187, No. 5 (1990)5. G. Bertone, D. Hooper, J. Silk, „Particle dark matter“, Phys. Rep. 405 (2005) 279–

3906. M. Fich, S. Tremaine, „The Mass of the Galaxy“, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 29

(1991) 409-4457. P.M.W. Kalberla, J. Kerp, „Hydrostatics of the Galactic Halo“,

http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/98114398. V. Sanglard et al., „Final results of the EDELWEISS-I dark matter search“,

arXiv:astro-ph/05032659. V. Sanglard, Präsentation „Edelweiss-II, Status and Future“, gehalten in Marina del

Rey, California, 24.2.200610. L. Baudis, „Underground Searches for Cold Relics of the Early Universe”, 22nd

Texas Symposium on Relativistic Astrophysics at Stanford University, Dec. 13-17, 2004, arXiv:astro-ph/0503549