Dunkle Materie, was ist das? - deboer/html/Talks/DPG_2006_web.pdf · März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund

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  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 1

    Dunkle Materie, was ist das?

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

    Siehe auch: Bild der Wissenschaft, April, 2006

    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

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 2

    Thermische Geschichte der WIMPs

    Thermal equilibrium abundance

    Actual abundance

    T=M/22C om

    ov in

    g nu

    m be

    r d en

    si ty

    x=m/T

    Ju ng

    m an

    n, K

    am io

    nk ow

    sk i,

    G rie

    st , P

    R 1

    99 5

    WMAP -> Ωh2=0.113±0.009 -> =2.10-26 cm3/s

    DM nimmt wieder zu in Galaxien: ≈1 WIMP/Kaffeetasse ≈105 . DMA (∝ρ2) fängt wieder an.

    T>>M: f+f->M+M; M+M->f+f Tf+f T=M/22: M decoupled, stable density (wenn Annihilationrate ≅ Expansions- rate, i.e. Γ=nχ(xfr) ≅ H(xfr) !)

    Annihilation in leichteren Teilchen, wie Quarks und Leptonen -> π0’s -> Gammas!

    Einzige Annahme dieser Analyse: WIMP = thermisches Relikt

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 3

    DM Annihilation in Supersymmetrie (siehe Vortrag von C. Sander)

    χ

    χ

    χ

    χ

    χ

    χ

    χ

    χ

    χ

    χ

    f

    f

    f

    f

    f

    f

    Z

    Z

    W

    W χ± χ

    0

    f~ A Z

    ≈37 gammas

    B-Fragmentation bekannt! Daher Spektren der Positronen, Gammas und Antiprotons bekannt!

    Dominant χ + χ ⇒ A ⇒ b bbar quark pair

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

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 4

    Diffusive Galaktische Gammastrahlen als Tracer der DM (EGRET Daten auf NASA Webseite öffentlich zur Verfügung)

    EGRET Parameter: Energiebereich: 0.02-30 GeV Energie Auflösung: ~20% Effektive Fläche: 1500 cm2 Winkelauflösung:

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 5

    Der EGRET Überschuss der diffusen galaktischen Gammastrahlen ohne und mit DM Annihilation

    π 0π 0

    W IM

    PS

    IC Brems

    IC Brems

    Anpassung der Form von BG + DMA, d.h. 1 or 2 Parameter Fit Keine GALAKTISCHE Modelle für absolute Flüsse notwendig. Keine Propagationseffekte für Gammastrahlen.

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 6

    Form des Untergrundes?

    No SM

    Electrons

    No SM

    Protons

    Quarks from WIMPS

    Quarks in protons

    Untergrund von kosmischen Strahlen ( p+p-> π0 + X -> γ + X= inverse Compton Streuung (e-+ γ -> e- + γ) Bremsstrahlung (e- + N -> e- + γ + N)

    Form des Untergrundes bekannt, wenn Spektren der kosm. Strahlung bekannt

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 7

    Beiträge der kosmischen Strahlen PYTHIA processes:

    11 f+f' -> f+f' (QCD) 2370 12 f+fbar -> f'+fbar' 0 13 f+fbar -> g + g 0 28 f+g -> f + g 2130 68 g+g -> g + g 1510 53 g+g -> f + fbar 20 92 Single diffractive (XB) 1670 93 Single diffractive (AX) 1600 94 Double diffractive 700 95 Low-pT scattering 0 Prompt photon production: 14 f+fbar -> g+γ 0 18 f+fbar -> γ +γ 0 29 f+g -> f +γ 1 115 g+g -> g + γ 0 114 g+g -> γ + γ 0

    2 GeV 4 8

    16

    32 64

    dif f.

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 8

    Unsicherheit in Form des Untergrundes und DMA

    Blue: background uncertainty

    Background + DMA signal describe EGRET data!

    Blue: WIMP mass uncertainty

    50 GeV

    70

    Brems .

    ICW IM

    PS

    π 0

    IC

    π0 W IM

    PS

    Brems .

    IC

    Blau: Unsicherheit des Untergrundes

    Blau: Unsicherheit der WIMP Masse

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 9

    Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen

    A: inner Galaxy (l=±300, |b|

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 10

    Fits für 180 statt 6 Regionen 180 regions: 80 in Längengraden.⇒ 45 bins 4 bins in Breiteng. ⇒ 00

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 11

    Verteilung der DM

    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

    xy

    xz

    Expected Profile

    v2∝M/r=kons. und

    ρ∝(M/r)/r2 ρ∝1/r2

    für konst. Rotations-

    kurve Divergent für

    r=0? NFW∝1/r

    Isotherm konst.

    Halo Profil

    Outer Ring

    Inner Ring

    bulge

    to ta lD M

    1/r2 halodisk

    Rotation Curve

    Normierung auf vSonne 220 km/s

    Observed Profile

    xy

    xz

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 12

    Rotation curve of Milky Way

    Honma & Sofue (97) Schneider &Terzian (83) Brand & Blitz(93)

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 13

    Wie sehen Rotationskurven anderer Galaxien aus?

    Sofue & Honma

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 14

    Innerer Ring fällt mit Ring aus Staub und H2 zusammen ->Potentialtopf der Gravitation

    H2

    H+H->H2 in Anwesenheit von Staub -> Potentialtopf der Gravitation bei 4-5 kpc.

    Überdichte der inneren (äusseren) Ring über 1/r2 Profil 6 (8). Masse der Ringe 0.3 (3)% der totalen Masse

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 15

    Längengradverteilung für 1/r2 Profil mit/ohne Ringe ohne Ringe

    DISC

    50

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 16

    Clustering der DM -> Boost der Annih. Rate Annihilation ∝ Quadrat der DM Dichte

    2 Klumpen durch Gezeitenkräfte (z.B. fly by von Sternen) im Zentrum zerstört, d.h. B(R,ρ

    Clu mp

    de nsi

    tyRadius Galaxy

    P(r

    Siehe Vortrag von M. Weber

    Klumpen mit Mmin -> dominanter Beitrag -> viele Klumpen in bestimmter Richtung -> daher gleicher Boostfaktor in allen Richtungen

    Clustergröße: ≈ Solarsystem Mmin ≅ 10-8 -10-6 Mּס Haloanteil in Klumpen: 0.05-0.5 From Berezinsky, Dokuchaev, Eroshenko Boost factor ∼ /2 ∼ 20-2000

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 17

    Positronen und Antiprotonen aus DMA abhängig von Galaktischen Magnetfeldern etc.

    (siehe Vortrag von I. Gebauer)

    Positrons AntiprotonsPositrons Very preliminary

    Signal BackgroundSignal

    Background

    Gleiche Halo- und WIMP Parameter wie für GAMMA Strahlen aber Flüsse abhängig vom Propagationsmodell mit vielen Parametern: Anisotropie der Magnetfelder, Konvektion, anisotrope Diffusion, etc.

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 18

    Zusammenfassung 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!

    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 Ringstrukturen bei 4 und 14 kpc.

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 19

    Objections from astrophysicists

    Astrophysicists: They prefer “local bubbles” instead of ‘exotic’ DM models

    Answer: too bad, but the “local bubbles” or “optimized models” do not work too well if one considers all sky directions

    Predictive power of such propagation models limited, if local CR spectrum not representative for Galaxy.

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 20

    Optimized Model from Strong et al. astro-ph/0406254 Change spectral shape of electrons AND protons

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

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

    π 0IC Brems

    χ2 of optimized model:110/42 ⇒ Prob. < 10-7

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de Boer, Univ. Karlsruhe 21

    Fits for “optimized” Model including DM

    3 Components: galactic background + extragalactic background + DM annihilation (with same WIMP mass and same boostfactor). Fit probability of optimized model improves from 10-7 -> 0.8 with DMA.

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

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

  • März 30, 2006 DPG Tagung, Dortmund W. de