Experimente zum Nachweis der dunklen Materie

1. Experimente zum Nachweis der dunklen Materie Scheinseminar Astro- und Teilchenphysik WS 2003/04 Vortragender: Markus Stöhr

2. Was könnte DM sein? • Gas • MACHOs Baryonische DM • Axionen • SUSY WIMPs (z.b. Neutralinos) • Neutrinos nicht-Baryonische DM

3. WIMPs • Kandidaten: neutrale Superpartner der gewöhnlichen Materie im SUSY-Modell • Hauptaugenmerk liegt auf dem leichtesten Neutralino das in der einfachst möglichen Realisation des SUSY gegeben ist. (LSP) • Neutralino als Linearkombination aus Wino, Bino und 2 Higgsinos

4. Parameterscan des MSSM Minimalanforderungen an DM-Teilchen • Masse ungleich null • Richtige Restmenge im Universum • Ladung Null • Schwache Wechselwirkung mit (gewöhnlicher)Materie

5. Einschränkungen für WIMPs • Kosmologie Dichte: 0.1 < Ωdm h2< 0.3 • Beschleunigerexperimente (LEP) Masse der Wimps: mχ > 51 GeV tan β > 2.2

6. Wie Detektieren? • Direkte Suche • Indirekte Suche • Sehr geringer Wirkungsquerschitt

7. Direkte Suche • WW-Rate hängt von Art des Targets und der beobachteten WW ab • Energieübertrag von 1-100 keV, nur ein Bruchteil davon wird sichtbar (quenching) • Nur sehr wenige Ereignisse werden beobachtet

8. Probleme bei direkter Suche • Wie groß ist die erwartete Zählrate? • Untergrundstrahlung großes Problem (Diskrimination)

9. Wirkungsquerschnitt • Differentieller Wirkungsquerschnitt • (Punkt-) Wirkungsquerschnitt für Protonen und Neutronen:

10. Zählrate • Theoretische differentielle Zählrate: • Ausschlusskriterium:

11. Ausschlußplot

12. Identifikation • Maximale Untergrundreduktion • Suche nach Asymmetrien im Wimpsignal • Korrelation der Rückstossrichtung mit v(Erde) • Tägliche Modulation • jährliche Modulation

13. Jährliche Modulation • erwartete Modulation liegt bei 7% unterschied zwischen Maximum und Minimum • gute Abschirmung notwendig • signatur:

14. Wo/Wie den Versuch aufbauen? • Ort tief unter der Erde (minimieren der kosm. Strahlung) • Abschirmung gegen EM-Strahlung und Neutronenuntergrund • Materialien des Aufbaus sollen möglichst geringen Gehalt an radioaktiven Isotopen enhalten. Hauptaugenmerk liegt auf Reduktion von U238, Th232 und K40 • Entferne Radon sehr effektiv • „Saubere“ arbeitsweise • Messapparatur muss die erforderliche Genauigkeit und Konstanz erreichen

15. Untergrund

16. Detektortypen • Germanium • NaI Szintillatoren • Xe Szintillatoren • Time projection chambers • Metastabile Teilchen detektoren (superheated drop detectors, superconducting superheated grains) • Glimmer • Bolometer

17. Untergrundlaboratorien

18. DAMA (particle DArk MAtter searches with highly radiopure scintillators at Gran Sasso) • verschiedene Versuche, für die speziell schwach radioaktive Szintillatoren entwickelt wurden • NaI, flüssiges Xe, R&D, LIBRA • Nachweis der jährlichen Modulation durch DAMA/NaI? • Ergebnisse aber im Widerspruch zu anderen Experimenten • In Gran Sasso aufgebaut

19. DAMA/NaI

20. DAMA/NaI: Vor-/Nachteile • bekannte Technologie • geringe Kosten • grosse Masse • auch Spinabhaengige Wechselwirkung • Keine Untergrunddiskrimination

21. DAMA/NaI: Ergebnisse

22. DAMA/NaI: Fehlerquellen

23. CDMS I/II (Cryogenic Dark Matter Search) • CDMS I an der Stanford University, ca. 10 m unter der Erde • CDMS II in einer Mine (Soudan Mine) in der Nähe von Minnesota, Tiefe: eine halbe Meile, Gestein sehr arm an radioaktiven Isotopen • cryogenic: Messung der totalen Rückstoßenergie mit thermischen Detektoren; dabei gibt es sehr kleine Änderungen der Temperatur. • 2 Detektortypen: BLIP (Berkeley Large Ionization- and Phonon-mediated detector) und ZIP (Z-sensitive Ionization and Phonon-mediated detector)

24. CDMS: BLIP-Detektor • Zylindrischer Ge Einkristall, hoher Reinheit, undotiert, 165g • 2 NTD Ge Thermistoren messen die Temperaturänderung durch Phononenerzeugung • Messung der Ionisationsladung durch anlegen einer Spannung an den Elektroden auf der Ober- und Unterseite • Tower • Wiring • heat sinking • holds cold FETs for amplifiers Inner Ionization Electrode Outer Ionization Electrode Passive Ge shielding (NTD-Ge thermistors on underside)

25. CDMS: ZIP-Detektor • Detektieren von athermischen Phononen, um die Produktionsrate und gleichzeitig die xy-Position für jedes Ereignis zu bestimmen • hochreines, einkristallines Si, 100 g

26. CDMS: Meßschema

27. CDMS: Aufbau (CDMS I)

28. CDMS: Was sieht man bei der Messung? a) Elektronenquelle b) Neutronenquelle

29. CDMS: Ergebnisse

30. CDMS: Ergebnisse

31. Vergleich CDMS/DAMA Bester gleichzeitiger Fit, sagt zu kleine Modulation bei DAMA voraus, bzw. zu wenige Ereignisse bei CDMS

32. Cryogenic Rare Event Searching using Superconducting Thermometers CRESST I: Detektor • Wolframthermometer • Halte Block mit Schraubenkontakt • Plastikfedern • Saphirkristall • Plastik-/Saphirbälle zur Lagerung • Halteblöcke mit Schraubenkontakten zu den Squids

33. CRESST: Ergebnisse

34. CRESST II

35. EDELWEISS: Aufbau

36. EDELWEISS: Diskrimination

37. EDELWEISS II

38. Fazit • Untergrundreduktion sehr wichtig • Abschirmung • Diskriminierung der Signale • Endgültiger Nachweis erfordert Messung der jährliche Modulation

39. Literatur • Axionen-Übersicht: Phys. Rep. 325 (2000) 1-39 • WIMP-Übersicht: • Experimental Searches for Non-Baryonic Dark Matter: WIMP Direct Detection astro-ph/0112550 27. Dez 2001 • Supersymmetric DM:Phys. Rep. 267 (1996) 195-373 • DAMA: Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003) 1-73 • CDMS: astro-ph-0203500 v3 16.Aug 2002 • EDELWEISS: astro-ph/0206271 v1 17 Jun2002