Dunkle Materie - RWTH Aachen Universityfluegge/... · Warum soll dunkle Materie ... wobei M(R) die eingeschlossene Masse im Radius R ist. Die Form von V(R) kann unterschiedlich sein

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Dunkle MaterieDunkle MaterieGrundlagen & Experimentelle Suche!

Tim Niels Plasa

26.06.2003

SS 2003


Tim Niels Plasa

2

Der Rote FadenWarum soll dunkle Materie existieren?Woraus könnte die dunkle Materie bestehen?Einige Experimente und ihre ErgebnisseAusblick für die folgenden Jahre


Tim Niels Plasa

3 70

25


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Nicht-baryonische DM

4

3

0.27


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MASSE (g) Radius (cm) Dichte(g/cm-3)

Jupiter 2*1030 6*105 2,3Sonne 2*1037 7*1010 1,4Rote Riesen (2-6)*1034 2*1014 (4,8-14,3)*10-3

Weisser Zwerg 2*1030 1*108 5*108

Neutronenstern 3*1033 1*106 7*1014

glob. Cluster 1,2*1039 1,5*1020 8,5*10-23

offenes Cluster 5*1035 3*1019 4,4*10-24

Spiralgalaxie 2*1044-45 (6-15)*1022 (14-22)*10-26

elliptische Galaxi 2*1043-45 (1,5-3)*1023 (0,4-1,8)*10-26

Universum 7,5*1055 1*1028 8*10-29

Kritische Dichte = 3H02/8pG = 11 p/m3

NGC = Neuer galaktischer Katalog1pc = 3,1*1018cm1 rad = 57,3°


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CDM = kalte dunkle Materie

nichtrelativistische Bewegung im Zeitalter der Galaxienentstehung

HDM = Heiße dunkle Materie

relativistische Bewegung während der Galaxienentstehung


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Warum ist dunkle Materie notwendig?

Rotationskurven von Galaxien

Messungen des Cobe und WMAP-Satelliten (Geometrie des Universums)

Galaxienclusterdynamik


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COBE & WMAP

Ω baryonic = 0.04 ±0.004

Ω non baryonic = 0.23 ±0.04

1°

7°Akkurate Messungender CBR anisotropenErscheinungen

Ωtot = 1,02 ± 0.02

Ω Λ = 0.73 ±0.04

Ω M = 0.27 ±0.04


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Wie kommt man auf die Massenverteilung ?

Kritische Dichte = 3H0/8πG = 11 p/m3

Abzählen von Sternen Ω Sterne = 0,005 - 0,01

Nukleosynthese 0,0095< Ω Bary<0,023

Dunkle Materie in Halos (Rot.kurven) Ω H>0,1

Relativbewegung der Galaxien Ω Ma>0,3

Ausbildung großer Strukturen Ω Ma>0,3

Supernova + Hintergrundstrahlung Ω tot = 1,02 ± 0,02

Ω Λ= 0,73 ± 0,04


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Dunkle Materie in Galaxien

- Galaxienbildung in bestimmter Reihenfolge(top-down Szenario)

- Dunkle Materie in Halos

- Baryonische Materie im Kern und in Scheibe

- Was können wir über die Struktur der Halos sagen?


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Scheibengalaxien machen etwa 20 - 30% der Galaxien aus und eignen sich zum Beobachten der Eigenschaftender dunklen Halos - es handelt sich um flache Systeme,

deren Rotation gegen die Gravitation gegensteuert.


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NGC 4414 -->

NGC 891Eine Spiralengalaxie<---


km/s

kpc

Die Rotationskurven der Spiralgalxien

Meistens rotieren sie nicht gleichmäßig - es gibt eine Varianz derRotationskurven abhängig von ihrer Leuchtverteilung.Dies hier sind zwei Extremfälle: Links: Typisch für Scheiben geringerer Leuchtkraft Rechts: Charakteristisch für hohe Leuchtkraft (wie die Milchstraße)


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Was hält die Scheibe im Gleichgewicht ?

Der Hauptanteil der kinetisch Energie ist in der Rotation

In der radialen Richtung sorgt die Gravitation für die radialeBeschleunigung, die für die fast kreisförmige Bewegung

der Sterne und des Gas verantwortlich ist.

In der vertikalen Richtung gleicht sich die Gravitation mit dem vertikalen Druckgradienten (der mit der zufälligen Bewegung

der Sterne in der Scheibe zusammenhängt) aus

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Das radiale Gleichgewicht der ScheibenMit der Newtonschen Mechanik kann man die Masseinnerhalb eines bestimmten Radius bestimmen.

wobei M(R) die eingeschlossene Masse im Radius R ist.

Die Form von V(R) kann unterschiedlich sein.Für große Spiralgalxien wie der unseren, ist V(R)normalerweise flach, sodass die eingeschlosseneMasse im sichtbaren Bereich M(R) ∝ R^2


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Tatsächliche Beobachtungen!

NGC 3198Distanz: 9,2 Mpc

Scheibenlänge:2,7 kpc

Größter Radius: 30 kpc

Maximale Geschwindigkeit: 157 km/s

M(HI): 4,8 (109Sonnen)

M(tot): 15,4 (1010Sonnen)

M(dunkle M.): 4,1 (1010Sonnen)

M(Halo): 1,9 (1010Sonnen)


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Galaxie im Radiobereich

21cm

Galaxie im sichtbaren Bereich


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Das erwartete V(R) von Sternen und Gas fällt unter der beobachteten Rotationskurven in den äußerenTei-len der Galaxie.

Dies gilt für fast alle Spiralgalaxien mit den viel zu hohen Rotationskurven!

Wir fassen zusammen, dass die leuchtende Materie die Ge-schwindigkeit innerhalb eines kleinen Radius dominiert, aber über diesem Radius erhält das dunkle Halo stark an Einfluss.


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20 Begeman 1987

Maximale Scheibe minimales Halo

Minimale Scheibe maximales Halo


Für die Zerlegung von NGC 3198 wurde das stellare M/LVerhältnis als größtmöglich angenommen; ohne Bezug zu einem hohlen dunklen Halo - dies nennt man eine “maximum disk”(minimum halo) Zerlegung.

Mehr als 1000 Galaxien sind auf diesem Wege analysiert worden - die Zerlegung sieht oft so aus wie fürNGC 3198, mit vergleichbaren Peaks für dieGeschwindigkeitsverteilungen von der Scheibe unddem dunklen Halo.

Es wird angenommen, dass dies schließlich teilweise auf die adiabatische Kompression desdunklen Halo durch die Baryonen zurückzu-führen ist, wenn Sie sich zusammenziehen, umdie Scheibe zu formen.

Das dunkle Materie Halo ist notwendig um die Rotationskurven zu erklären!

Das dunkle Materie Halo ist notwendig um die Rotationskurven zu erklären!

Dark matter halo


Galaxie separat - Galaxiecluster

Parameter für dunkle Halos(Dichte, Geschwindigkeitsverteilung, Form...)

Seit etwa 1985 haben die Beobachter Modelle dunkler Halosentwickelt, denen ein Kern mit konstanter Dichte zugrunde liegt.

Bei den gewöhnlichen Modelle gibt es eine Isothermale Sphärenmit einem gut definierten Kern-Radius und zentraler Dichte, wobeiρ ∼ r -2

bei einem weiten Radius => dadurch wird V(r) ~ konstant wie beobachtet.


Isothermale Sphäre


Es gibt auch die pseudo-isothermale Sphäre ρ = ρo 1 + (r / rc ) 2 -1

Benutzt man dieses Modell für den dunklen Halo von großenGalaxien wie der Milchstraße, so findet man ρo ~ 0.01 Solar-massen pc -3 und rc ~ 10 kpc

Sie sind im Zentrum konstant dicht, mit ρ ∝ r - 2

CDM Simulationen produzieren immer wieder Halos, welcheim Zentrum zugespitzt sind. Dieser Sachverhalt ist seit den 80ernbekannt (Navarro et al 1996 = NFW) bekannt mit der Dichte-verteilung: ρ = ρο (r / rs ) - 1 1 + (r/rs) - 2

Diese sind im Zentrum zugespitzt, mit ρ ∝r - 1


Beispiel für etwa 60leuchtschwache Galaxien

Optische Rotationskurventeilen uns die Abnahmeder Dichte mit.

NFW Halos habenα = -1

Flache Kerne habenα = 0

NFW

Verteilung der inneren Abnahme der Dichte ρ ~ r α de Blok et al 2002


Man kann sagen, dass die Dichteverteilung der dunklen Halosviel über dunkle Materie aussagt.Zum Beispiel könnte die bewiesene Präsenz von cusps einige dunkle Materie Partikel ausschließen (z.B. Gondolo 2000).

Vielleicht ist auch die Theorie der CDM falsch.

- mit sich selbst wechselwirkende dunkle Materie könnte einflaches Zentrum ρ(r) durch “heat transfer” in die kälteren zentralenGebiete ermöglichen. (-->Kernkollaps wie in globularen Sternhaufen) (siehe Burkert 2000, Dalcanton & Hogan 2000)

Alternative:

Es gibt viele Wege zur Konvertierung von CDM cusps inzentrale Kerne, sodass wir bisher keine cusps gesehen haben ...


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Kandidaten für die dunkle Materie

• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)

• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs),Neutrinos & Axionen

• Neue Physik


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• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)

• Geringe (sub- solare) Sternenmasse. Gewöhnliche baryonischeZusammenstellungen.

• Gebrauch vom Gravitationslinseneffekt zum Studieren.

• Möglicherweise verantwortlich für 25% bis 50% der dunklen Materie


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Woraus bestehen Machos?

• Braune Zwerge

• Neutronensterne

• Weiße Zwerge

• Planeten


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30


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Massive Compact Halo Objects –MACHOs

α)

• Macho ist nicht direkt zu sehen. Aber es kann sich zwichen einem Himmelskörper und uns bewegen.

• MACHO fungiert dann als Gravitationslinse!

• Das Licht kommt verzerrt an, im Extremfall als Ring.

• Macho ist nicht direkt zu sehen. Aber es kann sich zwichen einem Himmelskörper und uns bewegen.

• MACHO fungiert dann als Gravitationslinse!

• Das Licht kommt verzerrt an, im Extremfall als Ring.


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Zum GravitationslinseneffektVerformung des Hintergrunds durch “unsichtbare”Materie im Vordergrund

Ohne Macho Mit Macho


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mag=Helligkeit

exponentiell aufgetragen

==>


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Dunkle Materie aus dem Teilchenzoo

• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs)

• Teilchen, die nicht aus dem Standard Modell kommen- insbesondere Neutralinos

• Schwere (> 45GeV) neutrinoartige Teilchen von Eichtheorien.


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Mögliche Erweiterung desStandard Modells: Supersymmetrie

Jedes Standard-Modell-Teilchen x hat einen supersymmetrischen Partner x

z.B. electron selectronneutrino sneutrinogluon gluinoW boson Wino

~


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Zugang zu den neuen Teilchen?

Hochenergie Strahlen

CMS(LHC), ATLAS

Kollisionsexperimente


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Die MSSM – ParameterDie MSSM – Parameterµ - Higgsino Massen ParameterM2 - Gaugino Massen ParametermA - Masse des CP-odd Higgs bosonstan β - Verhältnis der Higgs Vakuum

Erwartungswertem0 - skalarer Massen ParameterAb - trilinear coupling, bottom sectorAt - trilinear coupling, top sector

ParameterUnit

µGeV

M2GeV

tan β1

mAGeV

m0GeV

Ab/m01

At/m01

Min -50000 -50000 1 0,1 114 -3 -3Max +50000 +50000 60 10000 3000 3 3


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Neutralino als dunkle MaterieNicht Baryonische kalte dunkle Materie Kandidaten

SUSY WIMPs ( LSP : neutralino )

024

01321

~~~~ HaHaZaa +++= γχ Zg = N112

+ N122

Neutralino

Kleinste Masse, lineare Superposition vonPhotino, Zino, Higgsino

N−χσVerschiedene Implementierungen der MSSM führt zu diversen

Massenfenster: 60GeV < mχ < TeV


Annahme χ ist im galaktischen Halo präsent!

• χ ist sein eigenes Antiteilchen => kann annihilieren und dabeiGammastrahlung produzieren, Antiprotonen, Positronen….

• Antimaterie wird nicht in großen Mengen durch Standardprozesse gebildet (sekundäre Produktion durch p + p --> p + X)

• D.h., der zusätzliche Beitrag von exotischen Quellen (χ χ Annihilation)ist ein interessantes Signal

• Produziert durch (eine Möglichkeit) χ χ --> q / g / Gauge Boson / Higgs Boson und nachfolgenden Zerfall und/oder Hadronisation.

_

_


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DM Neutralino SucheWir schauen also nach Antiprotonen, Positronen,

Gammastrahlung, die durch WIMP Annihilationentstanden ist.

,...,,,,,, υγγγχχ −−−→→ dpeZZWW

BESS, GLAST, ISS, AMS …

Wir schauen also nach hochenergetischenNeutrinos als letzte Produkte von WIMP Annihilation in den Himmelskörpern(Erde, Sonne)

SK, AMANDA, MACRO, …Wie messen die nuklearen Rückstöße, die durch

die elastische Streuung der WIMPs an denDetektoren entsteht.

DAMA, CDMS, Edelweiss, CRESST, UKDMC...


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Erdbewegung durch das Milchstraßenhalo erzeugtasymmetrische charakteristische Verteilung der WIMPs.

Erdorbitalbewegung um dieSonne (15 km/s)

Jährliche Modulation derWIMP Wechselwirkungsrate.

Signale von WIMPs


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42


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WIMP Dunkle Materie Annihilationen?

Wenn das wahr ist, gibt es beobachtbare Halo Annihilationen in mono-energetische Gammastrahlung.

qoder γ γ oder Z γ Linen ?

Energy (GeV)N

umbe

r of

cou

nts

Simulated response to 50 GeV side-entering γ’s

Glast-Simulation

Antiproton oderPositron-Strukturen?

Erweiterungen zum Standard Modell der Teilchenphysik geben unsalso gute Kandidaten für galaktische dunkle Materie. Dies wäre danneine völlig neue Form der Materie.

X q

X

- = Untergrund, - = Untergrund + Signal


Positronen Signale vonNeutralinos

Q

e + (T,r x ) =

12

(σ annv)ρχ (

r x )

mχ

2

Bf

dN f

dTf∑

Positron Quellenfunktion

In die Difffusionsgleichung wird das galaktische Modell einbezogen:

σ=Vernichtungsquerschnitt

ρ=Dichte

ν=Geschwindigkeit

Positronen Signale vonNeutralinos

Φe +interstellar (T

e + )Die Positronen treffen auf den solaren Wind. Dies wird noch in dieRechnung mit einbezogen.

Φe +Earth (T

e + )

Am besten schaut man nach Positronenzerfällen, e+/(e+ + e-) um dieModulationseffekte zu minimieren.


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45

Messung der Höhenstrahlung

mit

AMS


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46

Der HEAT-ÜBERSCHUSS_____________________________________________________

Man kann mit Ballons in großer Höhe Positronen detektieren

Ergebnis: Es gibt mehr Positronen als angenommen

Wimp-Annihilation als partielle mögliche Erklärung


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48Zurück zur ersten Seite

Es gibt Versuche den HEAT Überschuss mitsupersymmetrischer dunkler Materie zu erklären:

– Kane, Wang and WellsKane, Wang and Wang

– de Boer, Sander, Horn and Kazakov,

– Baltz, Edsjö, Freese, Gondolo, PRD 65 (2002).

χ + χ → W + + W −, χ + ˜ ν → e+ + W −, ˜ ν + ˜ ν → W + + W −, K

χ + χ → W + + W −, K

χ + χ → W + + W −, K


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ZusammenfassungZusammenfassungMit Standard MSSM und astrophysikalischen Annahmen sind die Positron-Raten in der Regel zu gering.

HEAT hat eine Stelle bei ~8 GeV, die mit einem Signal von Neutralinos erklärt werden könnten.Aber der Peak kann trotzdem nicht völlig erklärt werden,nicht mal mit einer monochromatischen Quelle vonPositronen.

Hier sind daher weitere Untersuchungen in den nächsten Jahren notwendig!

Blois: “I wouldn’t bet my life savings on super-symmetric dark matter as the explanation of the positron excess...”

Mit Standard MSSM und astrophysikalischen Annahmen sind die Positron-Raten in der Regel zu gering.

HEAT hat eine Stelle bei ~8 GeV, die mit einem Signal von Neutralinos erklärt werden könnten.Aber der Peak kann trotzdem nicht völlig erklärt werden,nicht mal mit einer monochromatischen Quelle vonPositronen.

Hier sind daher weitere Untersuchungen in den nächsten Jahren notwendig!

Blois: “I wouldn’t bet my life savings on super-symmetric dark matter as the explanation of the positron excess...”


Sonne

χ

Erde

Detektor

νµ

µ

ρχ Geschwindigkeitsverteilung

σStreu

ΓEinfang

ΓVernichtung

ν WW

ν int. µ int.

Neutralinoeinfang und AnnihilationNeutralinoeinfang und Annihilation

Silk, Olive and Srednicki, ’85Gaisser, Steigman & Tilav, ’86

Freese, ’86; Krauss, Srednicki & Wilczek, ’86Gaisser, Steigman & Tilav, ’86


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AMANDA


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Die Zukunft… IceCube

IceCube:80 strings60

PMTs/string Depth: 1.4-

2.4 Km


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IceCube Konzept

1400 m

2400 m

AMANDA

South Pole

IceTop

Skiway

IceTop: 2 PMTs in a “pool” at the

top of each string.

3D air-shower detector


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Direkte Suche nach Wimps

Benötigt: große Detektormasse, Abschirmung


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CRESST am Gran SassoCryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers


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58

WW wird als

Temperaturerhöhung

nachgewiesen

SimulationCDMS &

EDELWEISS


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EdelweissJuni 2002

Ausschließungsgrenzen !

EdelweissJuni 2002


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ZusammenfassungenZusammenfassungen

Edelweiss kann das DAMA Signal zu 99.8%ausschließen.

Der Positronenüberschuss in den HEAT Daten ist mit Neutralinos schwer zu erklären.

Die Daten von HEAT sind relativ ungenau

Edelweiss kann das DAMA Signal zu 99.8%ausschließen.

Der Positronenüberschuss in den HEAT Daten ist mit Neutralinos schwer zu erklären.

Die Daten von HEAT sind relativ ungenau


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Neutrinos3.10 -2 < mν < 2eV

Zunächst aussichtsreichste Kandidaten,doch Galaxienbildung spricht dagegen

ρν = 600/cm3


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Um Rotationskurven in Galaxien beschreiben zu können,

müssen Neutrinos ein m > 10 eV haben!


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Schlussfolgerung

• Geringer Beitrag, wenn atmosphärische Neutrinomessungen korrekt sind,mν< 1eV.

• Große galaktische Strukturen sind schwer mit Neutrino dominierter dunkler Materie in Einklang zu bringen.


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AXIONENVorhergesagt von Peccei-Quinn

- hohe Teilchendichte

- geringe Wechselwirkung

- kleine Masse ( < 0,1 eV)

- kein Spin

==> schwer nachweisbar

γ + γ ´ => aNachweis in Magnetfeld über Kopplung an ein verschränktes Photon, dass sich dann in ein reellesPhoton umwandelt (Primakoff-Effekt)

a + γ ´ => γ


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Neue Physik?

? ??

Versuche von Erweiterungen bestimmter Gesetze:

- Gravitation

- Beschleunigung


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