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Die Suche nach dunkler Materie
Sprecher: Jens Frangenheim
Betreuerin: Dr. K. Klein
Seminar SS 2005:Aktuelle Forschungsergebnisse aus Elementarteilchen- und Astroteilchenphysik
?? ??
Die Suche nach dunkler MaterieTitelseite
01
Prolog
Die Suche nach dunkler MaterieProlog
Dunkle Materie
dunkel – nicht sichtbar
keine „normale“ Materie
(Sterne, Planeten, Studenten)
Deutsch-Spanische Sternwarte auf dem Calar Alto (Almeria, 1994)
02
Prolog
Die Suche nach dunkler MaterieProlog
Dunkle Materie
dunkel – nicht sichtbar
keine „normale“ Materie
(Sterne, Planeten, Studenten)
Deutsch-Spanische Sternwarte auf dem Calar Alto (Almeria, 1994)
DAMA (100 kg NaI(Tl) Detektor)
03
Inhalt
Die Suche nach dunkler MaterieInhalt
Evidenzen für dunkle Materie (DM): Warum ? Woher ? Welche Form ? Kandidaten für dunkle Materie Experimente zur Suche nach DM - WIMP's (direkt/indirekt) - Axionen Zusammenfassung und Ausblick
Schlussbemerkung
04
Evidenzen für DM
Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen
• Rotationskurven von Sternen in Galaxien
• Galaxienbewegungen, Gravitationslinsen
• Kosmologie (kosmische Hintergrundstrahlung, Strukturbildung, Elementenhäufigkeit) (WMAP)
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Astronomie
Rotationskurven von Sternen von Sternen
Bei Milchstraße (und anderen Spiralgalaxien) leuchtende Materie auf einer Scheibe konzentriert
Nach Newton (Kepler) -Abfall für Umlaufgeschwindigkeit erwartet
Beobachtet wird für einzelne Sterne am Rand der Scheibe eine konstante Umlaufgeschwindigkeit
Evidenzen: Astronomie Die Suche nach dunkler Materie
1r
Die Milchstraße
06
F Z=FG⇒mSternvRot
2
R=M GalaxiemStern
R2 ⇒v=M Galaxie
R
1pc=3,26 Lichtjahre (ly)= 3,09 .1016m
Halo aus dunkler Materie07
Die Suche nach dunkler Materie
sichtbar , dunkel=c0
a2r2
c0=1,6⋅109 M S
kpca=2,8 kpc
1 kpc=3,26 ly
Annahme von zusätzlicher Materie mit erklärt dies~1/r2
Quelle für Parameter: Vorlesung Professor Berger
Halomodell
Evidenzen: Astronomie
Die Suche nach dunkler Materie
08
Außerhalb von 30 kpc findet man kaum noch Sterne
Bei unserem „Nachbarn“ sieht dies ähnlich aus ....
Evidenzen: Astronomie
Unsöld: D
er neue Kosm
os
Die Suche nach dunkler Materie
09
Dies alles ist schon lange bekannt. Doch es wurde DM in Form von Nebeln, Braunen Zwergen, .... vermutet ....
Für andere Galaxien findet man ähnliche „Rotationskurven“
Evidenzen: Astronomie
Anzahl der gefundenen Objekte reicht nicht aus, um die Rotationskurven zu erklären
MAssiv Compact Halo Objekts
Kosmologie Suche zwecklos
doch vorher weitere astronomische Beobachtungen
Evidenzen: Astronomie Die Suche nach dunkler Materie
010
Die Suche nach dunkler Materie
Bei , einer Galaxiendichte von 5.10-3 /Mpc3 und einer angenommenen Dichteverteilung der DM von ~1/r2 muss sich das DM-Halo einer Galaxie bis 700 kpc weit erstrecken
Gravitationslinseneffekte an Galaxienhaufen und Messungen der kin. Energie von Nebeln sind mit verträglichM≈0,3
ganze Galaxienhaufen müssen in DM eingebettet sein
M≈0,311
M=????M=???
Kosmologie
Evidenzen: Astronomie
Einschub: Kosmologie
Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen: Kosmologie
Grundlage zur Beschreibung des Universums: Friedmann-Gleichungen
(Folgen aus der ART bei Annahme eines auf großen Skalen homogenen Universum)
Beschreibung der Dynamik des Universums:
RR 2
=33− k c2
R2 RR =−6 3 pc2 3
k=0,±1: Krümmung R: Abstandsskala =8G:Gravitation c2 : Energiedichte : Kosmologische Konstante , p=Druck
Mit V=/ ,T=MRV , pC=3H 0
2
=9,74⋅10−27 kg /m3=5GeV /m3=5P /m3 ,
MRVK=1,H 0=Hubbelkonstante=72 km / s /Mpc folgt :
RRo 2
=H 02 M R0
R R R0
R 2
V RR0 2
K
12
Die Suche nach dunkler Materie
13
Supernovae-Untersuchungen: , Universum expandiert beschleunigt
WMAP: , Universum flach
0
k=K=0
Evidenzen: Kosmologie
Heutiges Wissen
q0=M
2−V
Größe des Universums
Alter des Universums
WMAP
Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen: WMAP
Wilkinson Microwave Anisotropy
Probe
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Beste Quelle für kosmologische Daten Läuft seit 2002 Frequenzbereich 22-90 GHz (Misst bei 5 verschiedenen Frequenzen, um Störungen heraus rechnen zu können) Durchmesser „Schüssel“ 1,5m → Auflösung: 0,2° Gekühlte Elektronik: 4µK-Sensibilität (Rauschen)
1,5m
1,5 Mio. km
Vermessung der kosmischen Hintergrundstrahlung (CMB)
Untersuchung der Anisothropien
Quelle: http://map.gsfc.nasa.gov
Evidenzen: WMAP Die Suche nach dunkler Materie
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Positionierung im Lagrange-Punkt L2
Äquipotenzialfläche = stabile Bahn
Strahlung der Sonne wird minimiert
kein Erdmagnetfeld
Messung von absoluten Temperaturen wegen Störungen schwierig
Messung der Himmelstemperatur im Abstand θ mit 2 Antennen
Störungen fallen heraus, bzw. ...
Position und Messtechnik
Auswertung
Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen: WMAP
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Bewegung des Sonnensystemsrelativ zum Galaxiezentrum undGalaxienhaufen
Michstraßen-hintergrund
Entwicklung der Temperaturabweichung ∆T zum Mittelwert T0 nach Kugelflächenfunktionen
Koeffizienten der Entwicklung:
Die Entwicklung ergibt:
c l = 12 l1∑m ∣al ,m∣
2
K cos= 14∑l 2 l1c l P l cos
Maß für die T-Schwankungen
Maß für Leistungsspektrum
Frequenzen „zusammenfassen“
Resultate
Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen: WMAP
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∑i=1,02±0,02 , V=0,72M=0,27±0,04 , Bary=0,044±0,004 , lum=0,01
CDM−Modell Kosmologische Konstante und kalte ?? DM
Maß für Krümmung
Maß für B
Evidenzen: WMAP Die Suche nach dunkler Materie
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kalte ?? DM
CMB-Anisothropien nach WMAP
Evidenzen: WMAP Die Suche nach dunkler Materie
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kalte ?? DM
CMB-Anisothropien nach WMAPAachen vor (13,7 ± 0,2 – 0,0004).109 a
heutige Strukturen ???
Strukturbildung
Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen
CMB zeigt Universum bei der Entkopplung von Materie (baryonisch !!!) und Strahlung
Anomalien der CMB reichen nicht zur Strukturbildung, d.h. zur Bildung der heutigen Strukturen (Galaxien) auf Grund der Gravitation
Keime aus DM nötig
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DM wechselwirkt nicht mit PhotonenKann schon vorher entkoppeln und „klumpen“
Evidenzen Die Suche nach dunkler Materie
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Verhältnis Deuterium/Helium (Li, ...) hängt von der Baryonendichte im frühen Universum ab (bei höherer Dichte verschmelzen mehr Deuteriumkerne)
Universum: ~75% 1H, ~ 25% 4He, <1% 2D, schwerere Elemente nur in Spuren
Elementenhäufigkeit
auch hier wieder DM ist nicht baryonisch
Die Suche nach dunkler MaterieEvidenzen
Zusammenfassung: Evidenzen Ca. 30 % des Universums bestehen aus Materie
Davon sind nur 4 % von bekannter Form (baryonisch)
Ohne DM wäre die Dynamik des Universums anders und Strukturen hätten sich so nicht gebildet
70 % des Universums besteht aus Dunkler Energie. (Von DM wissen wir nicht, was das ist. Von Dunkler Energie wissen wir noch weniger, was das ist.)
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CDM−Modell
Kandidaten für DM
Die Suche nach dunkler MaterieKandidaten
Leichtestes supersymmetrisches Teilchen: Neutralino, nicht relativitisch (cold dark matter) WIMP's (Weakly interacting massive particel) - stabil (falls R-Parität erhalten) - im SUGRA-Modell:leichtestes Teilchen: Neutralino - Linearkombination aus - m> 50,3 GeV (LEP) (im Folgendem nur Spin-unabhängige WW angenommen)
Axionen: Sehr leichte (<1 eV) Teilchen, in der Theorie zur Lösung des starken CP-Problems gefordert
Schweres Neutrino (>45 GeV = m(Z)/2) der vierten Familie (nicht durch LEP ausgeschlossen)
Unbekannte Teilchen (auch theoretisch)
23
Vortrag: Suche nach Supersymmetrie
Vortrag: Einführung in das Standard Modell
10
, Z 0 , H 10 , H 2
0
Keine Kandidaten für DM
Die Suche nach dunkler MaterieKandidaten
(„Normale“) Neutrinos - Notwendige Masse, um DM zu erklären: - Direkte Massenbestimmung (β-Zerfall):
- Neutrinooszillation: - Neutrinos sind leicht, bewegen sich mit c treiben Materie auseinander- Dunkle Materie aus relativistischen Neutrinos:
Simulationrechnung mit WMAP-Daten: Heutige Strukturen (Galaxien)
hätten sich nicht gebildet
Schwarze Löcher aus abgebrannten Sternen baryonische Materie MACHOS: Baryonisch
mi=16eV
me3eV
Ωmatter ~ 0.30 Ων < 0.02
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Vorträge:-Solare Neutrinos und Neutrinos aus Kernreaktoren-Atmosphärische Neutrinos und Neutrinos von Beschleunigern
m210−3eV 2⇒m≈me
Die Suche nach dunkler MaterieKandidaten
- Gravitationsgesetz ist falsch (Auf großen Distanzen)
- Mini-Blackholes ? (eigentlich auch Materie, würden auch Schwarze Löcher in Galaxie-Zentren erklären)
- Quintessenz (eigentlich nur Dunkle Energie, wenn sie Abstoßung bewirkt)
mid 2 r idt2 =−G ∑
j=1, j≠i
N mim j r i−r j ∣r i−r j∣
3
R−R2g=−
8Gc4 T
(Newton)
(Einstein(Riemann, Mach))
???????????????????????????
Erde GravitationWasser Elektromagnetische WWFeuer Starke WWLuft Schwache WW??? ?????? ???
....keine DM nötig falls: 25
Vortrag: Extra-Dimensionen und Mini-Blackholes
Sixtessenz
Experimente zur Suche nach DM
Experimente Die Suche nach dunkler Materie
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Motivation:
Standardmodell kann dunkle Materie nicht erklären
Suche nach SUSY abseits von Beschleunigern (WIMP's)
Suche nach neuer Physik (neue, nicht in Theorien vorkommende Teilchen)
Experimente zur Suche nach DM
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente
Direkte Suche - DAMA (NaI(Tl), Szintillationslicht)
- CRESST (Phononen, Szintillationslicht)
- Edelweiß (Phononen, Ladung)
Indirekte Suche: AMS-Experiment (WIMP's) (u.a. I + III. Physikalisches Institut, RWTH Aachen)
χ
e+Erde
Gravitation
27
Majorana-TeilchenDetektore-
L. B
audi
s: „
Expe
rime n
tal
sear
ches
of d
ark
ma t
ter“
Annahmen
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente
vSonne=232 km/s=60° Sonne
. . . .
. . . .
. . . .
. . . .
DM
ErdevErde=30 km/h
Galaxiezentrum
v t =vSonnevErde coscos t−t0 =2/a t0=2. Juni maximale Rate S k [t ]=∫
EE k
dRdER
dER≃S 0, kSm , k cos t−t0
E kin=12mv2
vmax=247km / s , m≈60−1000GeV /c2
E kin≈20−340 keV
Gilt für alle Experimente
Anomale Modulation,die während eines Jahresauftreten sollte
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S: RateR: Wirkungsquerschnitt
Untergrund und Abschirmung
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA
Kosmische Myonen~ 0,01Bq/kg: ~ 105 Ereign. /kg /Woche
maximal erwartete Signal-Ereignisse: 1 /kg /Woche
Detektor
Umgebungsstrahlung(Uran, Thorium, Radon, ...)
Abschirmung
~ km
> 1Hz/kg ~ 106 Ereign. /kg /Woche
210Pb
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Die Suche nach dunkler MaterieExperimente
Suche nach WIMP's
Aachen (u.a.): AMS(indirekt)
DAMAEDELWEISS CRESST
30
DAMA
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA
particle DArk MAtter searches withhighly radiopure scintillators at GranSasso
hat angeblich anormaleModulation gefunden
Technische Daten: 100 kg NaI(Tl)-Detektormasse ( 9 Kristalle) Abschirmung aus strahlenarmem Material Lief von 1997 – Juli 2002 (neue Elektronik im August 2000) 107731 kg d (7 Jahreszyklen)
31Quelle: Further results on the WIMP annual modulation signature by DAMA/NaI (21. July 2003)
Arbeitsweise
DAMA (NaI)
Gran Sasso Labor
Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie
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Sucht nach anomaler jährlicher Rate
Weist Szintillationslicht nach
Keine (wenig) aktive Untergrundreduzierung
Aufbau
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA
NaI
NaI
NaI
NaI
PMT
PMT
33
NaI-Kristalle, die an beiden Enden von Photomultipliern ausgelesen werden
Abschirmung (shielding)
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA
Altes Blei aus versunkenen,römischen Schiffen
1,5 km Gestein, entspr. 5000m water equivalent (mwe) µ-Fluss um 2.10-5 reduziert
Abschirmung aus altem Blei (10cm) und Kupfer (15 cm)
Innerste Schicht: 1,5 mm Cd und Paraffin + Polyethylen (Neutronen)
Ganze Anlage von 1 m Beton umgeben Reinraumatmosphäre Stickstofffüllung (Luft -> Radon ->
Strahlung)
34
DAMA: Ergebnisse
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: DAMA
6,3−Evidenz für jährliche Modulation
- Effekt kann durch keine anderen äußeren Einwirkungen (z.B. Temperatur) erklärt werden
- Andere Experimente können dies aber nicht bestätigen....
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Effekte, die eine anormale Modulation verursachen könnten
Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie
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Temperaturänderungen
BergwerkDetektor im Wärmekontakt mit AbschirmungKlimaanlage
Modul DAMA/NaI-5 DAMA/NaI-6 DAMA/NaI7δT -(0,033±0,050)°C -(0,021±0,055)°C -(0,030±0,056)°C
Änderung der Lichtausbeute: ≈ -0,2%/°C
Relative Änderung der Lichtausbeute <10 -4
Temperaturänderungen können als Quelle ausgeschlossen werden
Rat
e
Andere äußere Einflüsse
Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie
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Auch in der Summe nicht relevant(im schlechtesten Fall)
Die Raten
Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie
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Die Rate hängt vom Wirkungsquerschnitt σ der WIMP's ab Dieser hängt von der Energie (Geschwindigkeit) und der Masse der WIMP's ab
Schwache WW (hier für den inelastischen Stoß eines Sneutrino)
Höchste Raten im unteren Energiebereich erwartet
inelastisch
2 keV 4 keV 6 keV 8keV Rückstoßenergie
Raten
elastisch
Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie
39Kontrollmessung bei höheren Energien
DAMA-Evidenz wird kontrovers diskutiert Kritikpunkte: - Rohdaten nie gezeigt (andere Darstellungen: Rückrechnungen)
- Stabilität- Signal wurde nicht in allen Modulen gesehen- Untergrund nimmt bei kleinem E ab statt zu- Binningeffekt
Experimente: DAMA Die Suche nach dunkler Materie
40DAMA-Kritikpunkte
mehrere andere Experimente müssen Ergebnisse widerlegen
Ausblick
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Dama
Neue Generation: ~ 250 kg noch strahlungsärmeres NaI(Tl) (DAMA/LIBRA)
Läuft seit März 2003
~ 6.5 kg flüssiges Xenon ( DAMA/LXe)
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Tieftemperaturtechnik
Experimente: CRESST Die Suche nach dunkler Materie
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Nachweis von Ionisation in flüssigen Edelgasen (Xenon) --> Bsp.:Zeplin
Messung des Energieübertrags: Auslösung von Gitterschwingungen=Phononen --> Temperaturanstieg
Kombination von Beiden --> aktive Untergrundreduzierung
Phononenkanal + Lichtkanal CRESST (II)
Vorteile der Kyrogenik-Technik
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST
WIMP's Untergrund(geladenen Teilchen)
WIMP's regen überwiegend Kerne an (→Phononen→Temperaturanstieg),Untergrund (elektromagnetisch) überwiegend die Hüllenelektronen (Szintillationlicht)
WIMP's Ereignisse lassen sich aus dem Untergrund erkennen
Gelade
nen T
eilch
en (μ
-, e-, α
)
WIMPS's
Neutronen
43
CRESST
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST
Selber Ort wie DAMA (GranSasso Mine) Benutzt Tieftemperaturtechnik (<15 mK) Aktuelle Version (CRESST II) benutzt bis zu ca.10 kg (in 262 g Modulen) Detektormasse (CaWO4)
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Ergebnisseim Moment nur von 2 Modulen(20,5 kg d)
Aufbau
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST
W-Thermometer
Absorber CaWO4
(Phonon-Detektor)
Reflektierende Folie
Foto-Detektor
χSimultane Licht- und Phonon-Messung
W (Wolfram, tungsten): A= 183,9→ m(Kern) ≈ m(WIMP)
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hohe Lichtausbeute bei niedrigen Temperaturen
Funktionsweise der Thermometer
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST
Supraleitendes Phasenübergangs-Thermometer (SPT)
Detektoren arbeiten bei ca. 10 mK,supraleitender Zustand
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Ergebnisse
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST
Modul Messdauer [d] Masse [g]Julia /BE14 37,56 291,4Daisy /BE13 39,04 306,8
Rate für mWIMP >10 GeV vielkleiner als anormale Rate bei DAMA
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Ausblick
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: CRESST
66 SQUIDs on He-flange
Abgeschotteter Kryostat
PE Neutron-ModeratorPlastik-Szintill.: µ-Veto
2005: Beginn der Installation von 10kg Detektormasse(33 Module)
2004: Installationvon PE (Neutron Moderator)
2005: Myon-Veto(gegen von Myonen ausgelösteNeutronen in der Pb/Cu Abschirmung)
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Edelweiß
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Edelweiß
Fréjus-Tunnel (Frankreich)
Ionisation-Phonon320g Ge-Detector
Testmessung mit Neutronen
Ionisation
Thermometer
300g Ge oder 300g Si
49
Phononen + Ionisation
Zusammenfassung der Ergebnisse
Zusammenfassung Die Suche nach dunkler Materie
Hat DAMA recht ??
50
Zusammenfassung Die Suche nach dunkler Materie
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Indirekte Suche: AMS(02)-Experiment
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: AMS
Kann Elemente-Verteilung im Universum messen
Kann Anteil der Positronen (e+/( e++e-) ) in der kosmischen Strahlung messen
Positronen aus Neutralino-Annihilation(in der Sonne, Massenkonzentration)
„Suche nach Antimaterie = Suche nach DM“
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Vortrag: Kosmische Strahlung
Der AMS2-Detektor
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: AMS
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Teilchendetektor im Weltraum !!!Vortrag: Nachweis von Elementarteilchen in Teilchendetektoren
Der AMS2-Detektor
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: AMS
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Teilchendetektor im Weltraum !!!Vortrag: Nachweis von Elementarteilchen in Teilchendetektoren
Erwartungen von SUSY-Modellen
Experimente: AMS Die Suche nach dunkler Materie
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Messbereich von AMS
Experimente: AMS Die Suche nach dunkler Materie
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Deckt erstmal oberen Energiebereich ab
Winkelauflösung <1'(Sonne von Erde: = 0,53° = 32')
Quelle von Positronen kann lokalisiert werden
10 1
0 e e−
Ergebnisse anderer indirekter Experimente
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: AMS
Spricht für DAMA !(Halo-Modell, DM-Dichte)
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Ausblick Verbesserung der direkten Suche
- Mehr Masse- Reduzierung des Untergrundes- Aktive Untergrundreduzierung
Indirekte Suche (AMS: 2008 ? )
Suche an Beschleunigern - Tevatron (läuft schon)- LHC: CMS-Detektor optimiert für SUSY-Suche
Ausblick Die Suche nach dunkler Materie
Konkret: CDMS & Edelweiß: ähnliche Aufrüstung wie bei CRESST
DAMA/LIBRA: 250 kg Detektor läuft schon
In Planung: Europäisches Großprojekt: EURECA (EDELWEISS, CRESST, ...)
Detektormasse im 1Tonnen- Bereich
Wenn SUSY auf der Skala von TeV existiert, wird es am LHC gefunden werden
gezieltere Suche
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Vortrag: Teilchenbeschleuniger zur Produktion von Elementarteilchen
Axionen
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Axionen
Der QCD Lagrangian enthält eine CP verletzende Phase θ (wie Schwache WW) θ ist extrem klein (0), z.B.: elektrisches Dipolmoment des Neutrons: ~ 0 Warum ist θ so klein (< 10-10), jeder Wert (0-2π) möglich (‘strong CP problem‘) ⇒ Einführung einer neuen (Peccei-Quinn)- Symmetrie
Oszillation um das Minimum = neues Teilchen=> AXION , erzeugt mit einem sehr kleinen Moment=> cold DM
θ
Masse der Axionen sehr klein Trotzdem könnten sie DM erklären Erwartet: m(Axion) ≈11 μeV → 1019/m3
≪1eV
59nicht ausgeschlossen
PVLAS
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Axionen
6,6T 1m
10-4Pa
NdYAG: 1064nm
hochreflektierende,dielektrische Spiegel (Fabry-Perot optical resonator)→ optischer Weg: 60 km
Im B-Feld: linear- → elliptisch-polarisiert Elliptisch-polarisierter Anteil gelangt zum Analysator, Frequenz kann gemessen werden.
60
Die Suche nach dunkler MaterieExperimente: Axionen
Anderes Experiment + allgemeine ErgebnisseÄhnliches Prinzip
mit Mikrowelle
3a von 1995 an,
300Mhz–3GHz
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Schlusswort Gesamtzusammenfassung
Bemerkung: DM kann nicht durch das Standard-Modell erklärt werden
Selbst, wenn sie gefunden wird, wissen wird immer noch nicht über 70 % (dunkle Energie) unserer Welt ...
(Axionen sind eine nicht populäre Alternative)
Ende
Die Suche nach dunkler MaterieEnde
63