Niebarionowa ciemna materia

W poszukiwaniu cząstek
Ciemnej Materii
Piotr Mijakowski
Warszawa, 15 Październik 2004
Plan wystąpienia
• Ciemna materia – przedstawienie problematyki
• Jak wykryć ciemną materię?
•Detekcja bezpośrednia
– DAMA (DArk MAtter)
– CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
•Detekcja pośrednia
– SUPER-KAMIOKANDE
• Podsumowanie
„Ciemna” strona Wszechświata –
dowody na istnienie ciemnej materii
Zwicky
Problem „brakującej masy”
- 1933 r. - Fritz Zwicky, gromada COMA.
Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego
środka masy zbyt duża aby mogły one
tworzyć układ związany.
gromada COMA
Rozwiązanie
ok. 90% masy „niewidoczna”
Pomiar krzywych rotacji galaktyk
V~r
V~r-1/2
sferyczne halo ciemnej materii
otaczające galaktykę
Pomiary gęstości materii we
Wszechświecie - kolejne dowody
Einstein -> równania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna : rc = 3H2/8pG (Wm = r/rc)
W = Wm+WL
Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia!
 Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej
=> materia „świetlista”
Wlumni ~ 0.006
 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np. rotacja galaktyk)
=> materia „grawitacyjna”
Wm ~ 0.3
 Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP – 2003 r.)
Wm = 0.29  0.07
„płaski”
Wszechświat !
Wtot = 1.02  0.02
Pomiary gęstości materii we
Wszechświecie
Większość ciemnej materii to materia niebarionowa!
 Model nukleosyntezy
Wb = 0.040  0.005
 Promieniowanie mikrofalowe tła
Wb = 0.047  0.006
Wnioski:
Wm>> Wb => ciemna materia
Wm<<1 => ciemna energia
Ciemna materia - klasyfikacja
Ciemna materia: nie emituje oraz nie absorbuje promieniowania
elektromagnetycznego, oddziałuje grawitacyjnie.
~ 4%
Klasyfikacja ciemnej materii
• Barionowa ciemna materia - np. brązowe karły, gwiazdy neutronowe,
czarne dziury - MACHO’s (Massive Astronomical Compact Halo Objects)
• Niebarionowa ciemna materia
– „gorąca” (Hot Dark Matter - HDM), cząstki relatywistyczne,
np. neutrina
~ 23% – „zimna” (Cold Dark Matter - CDM), cząstki nie-relatywistyczne,
np. WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne,
masywne, neutralne cząstki , słabo oddziałujące z materią
„zimna” czy „gorąca”?
CDM
bottom-up
HDM
top-down
„Zimna” ciemna materia – w
poszukiwaniu kandydata
Słabo Odziałująca Masywna Cząstka
(WIMP – Weakly Interacting Massive Particle)
neutralino(c) Poszukujemy cząstek:




Neutralnych
Długożyciowych (z t ~ czas życia Wszechświata)
Masywnych ( Mc ~ 100 GeV)
Słabo odziałujących z materią
LEP: 18 GeV < Mc < 10 TeV
Kandydaci:
 4-te (masywne) neutrino
 sneutrino (SUSY)
 neutralino c (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest
Supersymmetric Particle), jest stabilna – zachowuje się jak ciężkie neutrino
 ... cząstka o jakiej nie śniło się nawet największym teoretykom
Metoda detekcji bezpośredniej
Erecoil~ keV
nukleon
Rozpraszanie elastyczne,
sprzężenie WIMP-nukleon:
• spin-independent
• spin-dependent
detektor
mierzymy energię odrzutu
Sytuacja eksperymentalna
Sprzężenie z
nukleonem
n, c
n, c
Sprzężenie z
elektronem
g,
e-
e-
Główne źródło tła
WYMAGANIA:
• jak najlepsze wyeliminowanie tła (naturalna radioaktywność)
• materiał detektora o dużym A (odpowiadającym masie WIMP)
Efekt modulacji sezonowej
Liczba rejestrowanych przypadków (Rate):
R~ rsV
r – gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym
d = 30o
(~ 0.3 GeV/c2 ·1/cm3)
s – elastyczny przekrój czynny zależny
od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon
V – średnia prędkość
cząstki WIMP względem
nukleonu (tarczy) – ZALEŻY
OD PORY ROKU!
VZiemia =
30 km/s
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca
względem centrum galaktyki:
Maksimum – czerwiec - V  248 km/h
Minimum – grudzień - V  219 km/h
Bezpośrednia detekcja WIMP-ów –
przegląd eksperymentów
DAMA NaI (~100kg)
DArk MAtter
• Laboratorium Gran Sasso we
Włoszech (4000 mwe)
• 1996 – lipiec 2002 (7 cykli
zbierania danych)
• Detekcja oparta na
kryształach NaI - 10 x 9.7 kg
100 kg; sygnał rejestrowany
w każdym z detektorów
przez dwa fotopowielacze.
Problem z odróżnieniem tła.
• Energie > 2 keV
• Ekspozycja - 107731 kg•dni
• LIBRA ( ~250 kg) – działa od
marca 2003
DAMA – sezonowa modulacja sygnału.
Odkrycie ciemnej materii?
Charakterystyki sygnału






cos(t)
okres jednego roku
faza – lato/zima
niskie energie
amplituda  7%
sygnał w jednym detektorze
„Jaki inny efekt fizyczny spełnia
wszystkie 6 kryteriów?”
dopasowanie Acos[w(t-t0)]
A = (0.0200  0.0032) cpd/kg/keV
t0 = (140  22) day
T = (1.00  0.01) year
Źródło: astro-ph/0311046, 3 Listopad 2003
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
• CDMS II Stanford (20012002);
głęb. 10 m (17 mwe)
• CDMS II Soudan Lab (20032005);
głęb. 713 m (2090 mwe);
redukcja tła neutronowego
z ~1/kg/dzień do ~1/kg/rok
• Detektory Ge (każdy 250g)
oraz Si (100g)
Dwa niezależne pomiary
energii odrzutu: jonizacja,
fonony
• Energie 10-100 keV
(DAMA > 2 keV)
T < 0.01 K
CDMS
Wieża 1
ZIP (Z-dependent
Ionization and
Phonon) detector
grubość – 1 cm
średnica 7,5 cm
6 detektorów ZIP
3xGe,Si,Ge,Si
(1kg Ge, 0.2kg Si)
CDMS II – wyniki (Soudan Lab)
Kalibracja
3 maj
2004
Wyniki (19.4 kg•d)
• „Ionization yield” (stosunek energii z jonizacji do energii z
fononów) zależy silnie od typu rozpraszania
• Większość cząstek tła (elektrony, gammy) rozprasza się na
elektronach
• WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
3 maj
2004
CDMS II – wyniki (Soudan Lab)
CDMS II (Stanford)
DAMA NaI,
obszar 90% CL
• Nie stwierdzono
przypadku
oddziaływania z ciemną
materią; ekspozycja
19.4 kg•d (52.6 dni, 1kg
Ge, 0.2 kg Si)
• Wartości powyżej
zaznaczonego limitu są
wykluczone na poziomie
ufności 3s
Edelweiss
CDMS II
(2004)
Metoda detekcji pośredniej
rc
c
Ziemia
Słońce
sscatt
nm
n int.
m int.
Gcapture
Gannihilation
qq
cc 
ll
W  , Z, H
 .....  n m
 cc , bb , tt ,t +t  , Z 0 , H 0
detektor
m
Super-Kamiokande – wyniki (Słońce)
przed publikacją
• dane 1996-2001 r.
• próbka „upward through-going muons”
Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, „High Energy Neutrino Astrophysics
with Super-Kamiokande”, grudzień 2003.
Super-Kamiokande – wyniki (Ziemia)
przed publikacją
• dane 1996-2001 r.
• próbka „upward through-going muons”
Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, „High Energy Neutrino Astrophysics
with Super-Kamiokande”, grudzień 2003.
Super-Kamiokande – wyniki (Ziemia)
przed publikacją
symulacja
stożek zawierający 90%
strumienia neutrin z anihilacji
WIMP-ów w Ziemi
Super-Kamiokande – wyniki (Ziemia)
przed publikacją
komputerowa symulacja
modeli
supersymetrycznych
(MSSM)
Super-Kamiokande i CDMS (limity)
CDMS II Soudan (Maj 2004)
Super-K (Grudzień 2003)
detekcja bezpośrednia
det. pośrednia + bezpośr.
Podsumowanie
VS
& „reszta świata”
• duża statystyka
• potwierdzenie
niezależne od modelu
• sprzężenie SI / SD
• energia > 2 keV
• niepewność w
całkowitej eliminacji tła
• niewiele przypadków
• nie ma możliwości
potwierdzenia
modulacji sezonowych
• tylko spin-independent
• energia 10-100 keV
( >2 keV Zeplin I)
• wyeliminowanie tła
weryfikacja Supersymetrii
KONIEC
Super-Kamiokande – wyniki (Słońce)
przed publikacją
symulacja
stożek zawierający 90%
strumienia neutrin z anihilacji
WIMP-ów w Słońcu
Super-Kamiokande – wyniki (Słońce)
przed publikacją
komputerowa symulacja
modeli
supersymetrycznych
Super-Kamiokande – wyniki (centrum
Galaktyki)
przed publikacją
Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, „High Energy Neutrino Astrophysics
with Super-Kamiokande”, grudzień 2003.
Super-Kamiokande – wyniki (centrum
Galaktyki)
przed publikacją
stożek zawierający 90%
strumienia neutrin z anihilacji
WIMP-ów w centrum galaktyki
Super-Kamiokande – wyniki (centrum
Galaktyki)
przed publikacją
DAMA – sygnał widoczny tylko w niskich
energiach
DAMA – wyniki zależne od modelu
„Ciemna” strona Wszechświata –
dowody na istnienie ciemnej materii
Problem „brakującej masy”
- 1933 r. - Fritz Zwicky, gromada COMA.
Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego
środka masy zbyt duża aby mogły one
tworzyć układ związany.
Rozwiązanie
ok. 90% masy „niewidoczna”
gromada COMA
Galaktyka Drogi Mlecznej
12 M
2.5+0.5
-1.0 x10
słońca z tego
ok. 99% to ciemna materia.
sferyczne halo ciemnej
materii otaczające galaktykę
Pomiar krzywych rotacji galaktyk
V~r
V~r-1/2
Pomiary gęstości materii we
Wszechświecie - kolejne dowody
Einstein -> równania ewolucji
Wszechświata
W = Wm+WL
gęstość krytyczna : rc = 3H2/8pG (Wm = r/rc)
W<1
Większość materii we Wszechświecie to
ciemna materia!
 Pomiar promieniowania gwiazd i materii
międzygwiezdnej => materia „świetlista”
W=1
Wlumni ~ 0.006
 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np.
rotacja galaktyk) => materia „grawitacyjna”
W>1
Wm ~ 0.3
 Pomiar promieniowania mikrofalowego tła
(WMAP – 2003 r.)
„płaski”
Wszechświat !!!
Wtot = 1.02  0.02
Wm = 0.29  0.07
CDM vs. HDM
Symulacja ewolucji
struktur materii
Teleskop Hubble’a
CDM za dużo małych
struktur?
HDM problem
z tworzeniem
niewielkich struktur
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
• Teoria rozwiązuje tzw. problem hierarchii: dlaczego MPlanck >> ME-S ? Dlaczego masy cząstek są tak
niewielkie w porównaniu do masy Plancka? Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych
cząstek w ten sposób, że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien
supersymetryczny partner. Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony, nośnikom siły – bozonom –
sfermiony.
• Teoria wprowadza nową wielkość kwantową, tzw. parzystość R
(R=+1 dla cząstek MS oraz –1 dla cząstek supersymetrycznych).
Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową, jej zachowanie
ma daleko idące konsekwencje:
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowane/annihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna – zachowuje się jak ciężkie neutrino.
neutralino (c)
aktualne limity na masę neutralina (LEP): 18 GeV <
Mc
< 10 TeV