1 / 52

Ciemna Materia

Fizyka Cząstek II, Wykład 14 ( 17 .I . 2013). Ciemna Materia. Piotr Mijakowski Narodowe Centrum Badań Jądrowych. PLAN WYKŁADU. Ciemna materia Przesłanki za istnieniem ciemnej materii Kandydaci na cząstkę ciemnej materii Metody poszukiwania i wybrane wyniki eksperymentalne

baka
Download Presentation

Ciemna Materia

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Fizyka Cząstek II, Wykład 14 (17.I.2013) CiemnaMateria Piotr Mijakowski Narodowe Centrum Badań Jądrowych

  2. PLAN WYKŁADU • Ciemna materia • Przesłanki za istnieniem ciemnej materii • Kandydaci na cząstkę ciemnej materii • Metody poszukiwania i wybrane wyniki eksperymentalne • Detekcja bezpośrednia (DAMA, CRESST, XENON) • Produkcja w akceleratorach (LHC  CMS) • Detekcjapośrednia (PAMELA, ATIC, FERMI)

  3. Ciemna materia we Wszechświecie Zagadkowy składnik masy Wszechświata. Postulowane słabe oddziaływania z materią. Grawitacyjny wpływ na otaczającą materię. Determinuje ewolucję Wszechświata. Obserwacje sugerujące istnienie ciemnej materii 1. Dynamika układów galaktyk 2. Rozkład prędkości rotacji galaktyk Halo ciemnej materii otaczające Galaktykę CM stanowi > 95% masy galaktyk 3.Soczewkowaniegrawitacyjne CMB 4. Formacja struktur wielkoskalowych 5. Pomiar zawartości lekkich pierwiastkówi modele nukleosyntezy 6. Rozkład niejednorodności mikrofalowego promieniowania tła

  4. 1.,2. Ruch galaktyk + krzywe rotacji coma • 1933 r. - Fritz Zwicky, gromada COMA. Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany • Lata 70,80 – krzywe rotacji galaktyk; halo niewidzialnej materii (?) V~r-1/2 V~r ROZWIĄZANIA - nieświecącamateria, oddziaływania grawitacyjne- modyfikacja prawa grawitacji? MOND(MOdifiedNewtonianDynamics)

  5. 3. Soczewkowanie grawitacyjne Soczewkowanie grawitacyjne – zakrzywienie promieni świetlnych na drodze od źródła do obserwatora w silnym polu grawitacyjnym; efektem jest zakrzywienie, zmiana położenia obrazu, jego rozciągnięcie, powiększenie, zwielokrotnienie lub pozorna zmiana jasności Dobre narzędzie do badania rozkładu DM w przestrzeni kosmicznej • Trójwymiarowa mapa rozkładu ciemnej materii • 3D: soczewkowanie grawitacyjne + pomiar odległości (redshift-y: 0<z<1) • Obszar nieba w przybliżeniu równy 8 powierzchniom Księżyca źródło: R Massey et al., Nature, Jan 2007, doi:10.1038/nature05497.

  6. Bullet Cluster • Analiza rozkładu masy w obszarze przechodzących przez siebie gromad galaktyk (1E0657-558) (*) • Soczewkowanie grawitacyjne – pomiar potencjału grawitacyjnego (obrazy z Hubble Space Telescope, European Southern Observatory VLT, Magellan)/ fioletowy • Promieniowanie X – Chandra X-rayObservatory (NASA)/różowy • Masa gazu typowo 2x większa od masy materii świecącejw galaktykach. Gaz oddziałuje E-M podczas kolizji • Wynik: koncentracja masy grawitacyjnej nie związanaz gazem • Obszary emisji prom. X:10% całkowitej masy układu 1E0657-558 - CIEMNA MATERIA- MOND (*) D.Clowe et al. 2006 Ap. J. 648 L109

  7. 4. Nukleosynteza 5. Formacja struktur wielkoskalowych Lekkie pierwiastki stabline cięższe od wodoru (2H, 3He, 4He, 7Li) powstały w pierwotnej nukleosyntezie podczas Wielkiego Wybuchu; cięższe pierwiastki produkowane sąw gwiazdach. Modele formowania się struktur wymagają obecności DM jako katalizatora zagęszczania się materii. Możliwa weryfikacja symulacji komputerowych formowania się struktur z obserwacjami w dalekich Z. Pomiar zawartości lekkich pierwiastków wraz z przewidywaniem dot. nukleosyntezy pozwala określić wkład materii barionowej do gęstości krytycznej Wszechświata: „zimna” czy „gorąca” DM? ~ 4% bottom-up top-down Bardziej zgodne z obserwacjami CDM HDM HotDarkMatter: powinna składać się z cząstek relatywistycznych ColdDarkMatter: powinna składać się z cząstek nierelatywistycznych

  8. 6. Promieniowanie mikrofalowe tła • Rozkład temperatury promieniowania mikrofalowego tła (CMB) dotarcza informacji o rozkładzie materii we wczesnych etapach ewolucji Wszechświata charakteranizotropiipozwalaokreślićwielkośćwieluparametrówkosmologicznych • Wielkość anizotropii opisana przez wielomiany Legendre’a - dopasowanie: wielomiany różnego stopnia opisują różny charakter zmian widma temperatury rozkłąd zmian względem średniej temperatury 2.7 K rozkład temperatury promieniowania reliktowego zmierzony przez sondę WMAP

  9. LCDM LCDM – czołowy model kosmologiczny: promieniowanie mikrofalowe tła, struktury wielkoskalowe, przyśpieszanie ekspansji Wszechświata Zawartość masy-energii we Wszechświecie “ZWYKŁA” MATERIA ~4% rcrit – gęstość krytyczna GN – stała grawitacji H0 – stała Hubble’a Całkowitagęstośćmasy-energii • Wtot Wtot = 1.02  0.02 CIEMNA MATERIA ~23% Materia • Wm Wm = 0.27  0.03 CiemnaMateria • Wc Wc = 0.23  0.03 CIEMNA ENERGIA ~73% Bariony+fotony • Wb Wb ~ 0.045 0.003 Ciemna Energia • WL WL = 0.73  0.03

  10. < 7% masy halo galaktycznego (eksp. EROS) formacja struktur wymaga CDM Ciemnamateria - kandydaci • Istniejące cząstki • MACHO’s (MassiveAstronomicalCompact Halo Objects), np. brązowe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury • Neutrina(HotDarkMatter - HDM) • Postulowane cząstki: • Aksjony • WIMP-y (WeaklyInteractingMassiveParticles) - wolne, masywne, neutralne cząstki, słabo oddziałujące z materią(ColdDarkMatter - CDM) • Egzotyczne: • WIMPzilla,Kaluza-Klein DM, monopole, neutrina sterylne…

  11. WIMP Słabo Oddziałująca Masywna Cząstka(WIMP – WeaklyInteractingMassiveParticle) Poszukujemy cząstek: ‘odsprzęganie się’ cząstek r • Neutralnych • Długożyciowych (z t ~ czas życia Wszechświata) • Masywnych ( Mc ~ 100-104GeV) • Słabo oddziałujących z materią snc 10-2pb (10-38 cm2) Cząstki o takich parametrach są dobrym kandydatem na tzw. cząstkę reliktową (relicparticle) – odtwarzają postulowaną zawartość DM we Wszechświecie TIME – przekrój czynny uśredniony po wzajemnej prędkości anihilujących cząstek reliktowych DlaWIMP-ówodsprzęganie się przy:

  12. Neutralinojako WIMP NEUTRALINO (c) - dobrze umotywowany kandydatna cząstkę typu WIMP SUSY • Neutralino (c) to najleżjszacząstka supersymetryczna (LSP, lightest supersymmetricparticle) • Najlżejszy stan własny mieszania neutralnych pól związanych z higgsinami, winem i fotinem • Stabilna • Zakres mas: Przykładowe diagramyoddziaływań kilkaGeV < Mc < ~10 TeV LEP kosmologia Bottinoet al., Phys.Rev.D69:037302 (2004) Jungman, Kamionkowski, Griest, Phys. Rep., 267, 195 (1996)

  13. Metody poszukiwania WIMP-ów SM: cząstka z Modelu Standardowego • Detekcja bezpośrednia: • Elastyczne rozpraszaniec-jądro • Produkcja w akceleratorach • Detekcja pośrednia: • Poszukiwanie produktów anihilacji/rozpadu c (cząstka Majorany) jak np. elektrony/pozytony,hadrony/anty-hadrony,neutrina,fotony c: cząstka Ciemnej Materii

  14. Detekcja bezpośrednia – idea

  15. Jądro odrzutu Todrzutu~ keV detektor Metoda detekcji bezpośredniej c + (A,Z)w spoczynku c + (A,Z)odrzut • Elastyczne rozpraszanie WIMP-jądro Szukamy DM z halo ale detektory są na Ziemii (w kopalniach) oczekiwana bardzo mała częstość zdarzeń, mniej niż kilka przypadków na rok na kg mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania WIMP-ów

  16. Ge, Si: CDMS, EDELWEISS Półprzewodniki Ge, Si Detektory kriogeniczne np.CRESST, Rosebud Al2O3 ENERGIA ODRZUTU LXe+GXe: Zeplin II, XENON LAr+GAr: WARP, ARDM CaWO4: CRESST, ROSEBUD jonizacja scyntylacja ciepło NaI, CsI, CaF, LXe DAMA, NAIAD, ZEPLIN I Pomiar energii jąder odrzutu wieloma sposobami pozwala eliminować tło doświadczalne (więcej przy eksperymencie CRESST)

  17. Energia odrzutu i model halo • Energia odrzutu zależy od: • masy c oraz masy jądra tarczy • Energii kinetycznej WIMP-ówTc - nierelatywistyczne! (określone przez model halo) Mc = 50 GeV/c2<Todrzutu> = 14 keV Ar (Z=40) • Np. Mc = 100 GeV/c2<Todrzutu> = 24 keV model halo • Modele uzyskane w symulacjach formowania się galaktyk (tzw. N-body simulations) rozkład gęstości DM w Galaktyce • koncetracja DM w centrum galaktyki • Prędkość WIMP-ów w halo: rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum = 0 i jej dyspersją ≈230 km/s różne modele halo • Vukładusłon.  230 km/s (względem halo) określa średnią energię kinetyczną Tc

  18. Częstość zdarzeń i oddziaływania WIMP-ów r– gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym 0.3 GeV/c2 ·1/cm3 (w sąsiedztwie Ziemii) Liczba rejestrowanychprzypadków (Rate): V–prędkość detektora względem halo WIMP-ów, średnio 230 km/s R ~r·V·s s– elastyczny przekrój czynny zależny od materiału tarczy - rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon (spinu), czynnika postaci F(q2)... Sprzężenia typu AKSJALNE (SPIN DEPENDENT) SKALARNE(SPIN INDEPENDENT) Efektywnie jeśli jest nieparzysta liczba nukleonów Efektywnie jeśli materiał tarczy detektora składa się z izotopów o parzystej liczbie nukleonów … dla WIMP-ów spodziewamy się sc-nukleon ~ sEW< 10-38 cm2

  19. Częstość zdarzeń cd Liczba rejestrowanychprzypadków (Rate): r– gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym V–prędkość detektora względem halo R ~r·V·s s– przekrój czynnyWIMP-nukleon • Strumień WIMP-ów (fc): , gdzie Załóżmy np. Wówczas strumień WIMP-ów: co dla dektora Ar oznacza to rejestrację ~1000 przyp./ kg /dzień

  20. Efekt modulacji sezonowej • V – średnia prędkość cząstki WIMP względem nukleonu (tarczy) – ZALEŻY OD PORY ROKU! Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum Galaktyki: Maksimum – 2 czerwiec - V 245 km/s Minimum – 2 grudzień- V 215 km/s Efekt na poziomie ~7%

  21. Detekcja bezpośrednia – wybrane wyniki

  22. DAMA/LIBRA (~250kg NaI)DArk Matter/Large sodium Iodide Bulk for RAre processes Rozpraszanie c na Na/I scyntylacja • Laboratorium Gran Sassowe Włoszech (4000 m w.e.) • DAMA/NaI w działaniu od 1996 r. • Detekcja oparta na kryształach scyntylacyjnych - 25 x 9.7 kg 250 kg; sygnał rejestrowany w każdym z detektorów przez dwa fotopowielacze. • Energie > 2 keV • Ekspozycja – 0.82 ton·lat

  23. źródło: EPJ C56 (2008), 333, arXiv:0804.2741 DAMA – sezonowa modulacja sygnału ~7yrs ~4yrs Acos[w(t-t0)]: A = (0.0129±0.0016)przyp. na dzień/kg/keV, t0 = (144  8) dzień, T = (0.998  0.003) lat @ 8.2 s CL Charakterystyki sygnału • cos(t) • okres jednego roku • faza – lato/zima • niskie energie • sygnał w jednym detektorze „Jaki inny efekt fizyczny spełnia te wszystkie kryteria?” • Dowód niezależny od modelu CM • Brak modulacji > 6 keV oraz w „multiplehitsevents”

  24. CRESST Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers • Detektorykrystaliczne CaWO4– drganiasiecikrystalicznej (DT), scyntylacje • 1 moduł 300 g, działaniew temp. 10mK • Publikacjadanychz 8 modułów, 730 kgdni (2009/VII – 2011/III) • Oddział. WIMPówprzewid. wzakresie12-40 keV (rozpraszanienaO,Ca,W) Laboratorium Gran Sasso, Włochy

  25. Tłodoświadczalne (przykład CRESST) Kalibracja źródłem neutronów AmBeDane dla 1 modułu Normalizacja: ‘lightyield’ = 1 dla Eg = 122 keV e/g(tło) Obszar 80% rozproszeń neutronów na tlenie • WIMPy, neutronyiarozpraszająsięnajądrach (nuclear recoils) • … ale neutronyczęstoulegająwielokrotnemurozpraszaniu (‘mutliple recoils’), natomiast WIMP-yoddziaływaćbędątylkoraz (‘single recoils’) referencja:arXiv:1109.0702v1 • “Light yield” zależyodtypurozpraszania • Dominującewdoświadczeniucząstkitła (e/γ) rozpraszająsięnaelektronach (electron recoils)

  26. referencja:arXiv:1109.0702v1 CRESST – wyniki Wyniki z jednego modułu e/g W obszarze sygnału zaobserwowano łącznie 69 przypadków w 8 modułach obszar przewidywany na oddziaływania WIMP-ów • Wykonano FIT sygnału + tładoświadczalnego • Wynik – dwarozwiązania M1, M2 • Rozwiązaniabez WIMP-ówodrzucone: M1 4.7s, M2 4.2s

  27. XENON100 • Jednoczesnypomiarświatłascyntylacyjnegoiładunkuzjonizacji dual phase TPC light readout BACKGROUND charge drift & readout WIMP REGION light readout 2 events observed 1.0±0.2 evts expected • Stosunek ‘jonizacji’ (S2) do ‘scyntylacji’ (S1) pozwalanaeliminacjęcząstektła Detektor: 100 litrówciekłegoksenonu (LXe), laboratorium Gran Sasso

  28. Detekcjabezpośrednia – stanbadań (SI) oddziaływanianiezależneodspinu Parzystaliczbanukleonówoddziaływanianiezależneodspinu (SI); nieparzystazależneodspinu (SD) SYGNAŁ • DAMA/LIBRA (250 kg NaI, 0.82·103 kg·lat) • CoGeNT(Ge, 8.4 kg·dni) • CRESST (CaWO4, 730 kg·dni) ≈ 1 przyp./ tonę / dzień ≈ 1 przyp. / kg / dzień SI BRAK SYGNAŁU • Wszystkie pozostałe eksperymenty! • linie – obszary wykluczone powyżej linii na poziomie ufności 90% • kontury – jest sygnał, dopasowanie do wyników eksperymentów

  29. Detekcjabezpośrednia – stanbadań (SD) • Mniejsza czułość niż w zakresie oddziaływań niezależnych od spinu, przy SD potrzeba izotopówz nieparzystą liczbą nukleonów oddziaływaniazależneodspinu DAMA/LIBRA NaI (2008), 90% CL region KIMS 2007 CsI CDMS(2009) COUPP Ice-Cubebb-bar • Eksp. Super-K i Ice-Cube nie mierzą oddz. c w detektorze a poszukują efektów anihilacji DM poza Ziemią (Słońce, Galaktyka)pod pewnymiwarunkamiwynikidetekcjipośredniejmożnaporównaćzdetekcjąbezpośrednią (omówimy to nakońcuwykładu) SuperK 2004 Ice-CubeW+W- SD • linie – obszary wykluczone powyżej linii na poziomie ufności 90% • kontury – jest sygnał, dopasowanie do wyników eksperymentów

  30. Produkcja w akceleratorachidea + wyniki

  31. DarkMattersearchesatcolliders Assumptions: - DM is a Dirac fermion - Mediator (M) is very heavy - Effective operator: vector or axial-vector mediator mass couplings vector operator (spin independent) axial-vector operator (spin dependent)

  32. DarkMatterpairproductionatcolliders Dark matter pair production signatures - DM particles produce missing energy - radiation of a photon/jet from initial state

  33. DarkMatterpairproductionatcolliders CMS W ln+jet No excess of events over expected background

  34. WIMP-nucleon cross section Need to convert limit on Monophoton/Monojet cross section to limit on WIMP-nucleon interaction For vectoroperator (spin independent) coefficient relates nucleonand quark operator - Upper limits on Monophoton/Monojet cross sections converted to lower limits on Λ - Lower limits on Λ then translated to spin-independent DM-nucleon cross section

  35. WIMP-nucleon cross section Need to convert limit on Monophoton/Monojet cross section to limit on WIMP-nucleon interaction For axial-vector operator (spin dependent) sum of quark helicities - Upper limits on Monophoton/Monojet cross sections converted to lower limits on Λ - Lower limits on Λ then translated to spin-dependent DM-nucleon cross section

  36. CMS limits: WIMP-nucleon cross section Upper limits on Monophoton/Monojet cross sections converted to lower limits on Λ mediator mass couplings Spin Depend. Spin Independent above lines is excluded above lines is excluded Best constraints below 3.5 GeV Most stringent constraints 36

  37. Detekcja pośrednia – idea

  38. Idea detekcji pośredniej Halo • Detekcja pośrednia = poszukiwanie produktów rozpadu/anihilacji Ciemnej Materii tymrazembadamyprzekrójczynnynaanihilację WIMP-ów, <sV> Układ Słoneczny Droga Mleczna pp, e-e+, nn… c c • fotony • antymateria: pozytony, anty-deuteron, antyproton • neutrina produkowane w wielu kanałach anihilacji w rozpadach p0dobra informacja nt. kierunku i widma energii (w skali galaktyki) docierają z odległości kilku kpc, eksperymenty na satelitach lub balonowe bardzo dobra informacja nt. źródła (kierunek, energia)docierajązgęstychobszarów (Słońce, jądroZiemii,CentrumGalaktyki)

  39. Detekcja pośrednia – przegląd istotnych wyników

  40. Positron/electron excess observed in primary cosmic rays by PAMELA & ATIC ATIC: e++e- flux in cosmic rays PAMELA: positron ratio in cosmic rays J. Chang, et al. [ATIC Collaboration], Nature, 456, 362-365 (2008) O.Adriani et al. [PAMELA Collaboration], Nature, 458,607-609(2009) differencedueto SUN activity Kaluza-Klein DM annihilationof620 GeV secondaryproductionmodel Moskalenko&Strong Cosmic Rays + Interstellar medium p± + …m± + … e± + … Cosmic Rays + Interstellar medium p0 + …gge± positronsfromsecondaryproduction

  41. Agreementwithotherexperimentsand „secondary” productionmodels PAMELA results – antiprotons (*) O.Adrianiet al. [PAMELA Collaboration], arXiv.0810.4994(Oct 2008)

  42. M.Cirelli et al., Nucl. Phys. B 813 (2009) 1;arXiv: 0809.2409v3 PAMELA results fit with annihilating DM DM with mc = 150 GeV and W+W- dominant annihilation channel

  43. M.Cirelli et al., Nucl. Phys. B 813 (2009) 1;arXiv: 0809.2409v3 PAMELA results fit with annihilating DM DM with mc = 10 TeV and W+W- dominant annihilation channel: unnaturally high mass for most SUSY models

  44. M.Cirelli et al., Nucl. Phys. B 813 (2009) 1;arXiv: 0809.2409v3 PAMELA results fit with annihilating DM DM with mc = 1 TeV and m+m- dominant annihilation channel

  45. nadwyżkae+/e- w prom. kosm. cd. • PAMELA (2009): • pomiar frakcji pozytonów w pierwotnym promieniowaniu kosmicznym niezgodnośćzprzewidywaniem • pomiaranty-protonówzgodnośćzoczekiwaniami PAMELA przewidywanie (Moskalenko&Strong) • FERMI (2010) – nadwyżka (e+ + e- ) • Obserwacje możliwe do wyjaśnienia przez kilka czynników: (1) pobliski pulsar (2) niepoprawna ocena strum. prom. kosm. (3) anihilacja Ciemnej MateriiCzy DM anihiluje tylko w leptony (brak nadwyżki anty-protonów)? Jeśli tak to spodziewamy się również zaobserwować nadmiar neutrin! FERMI przewidywanie (e+ + e-) flux

  46. Podsumowanie • Wieleobserwacjisugeruje, żeciemnamateriastanowiaż ~23% bilansuenergetycznegoWszechświata (znaczniewięcejniżznanecząstki) • LiczneposzukiwaniacząstekCiemnejMateriiwlaboratoriachdająsprzecznerezultaty: • zagadkowasezonowamodulacjasygnałówweksperymencie DAMA niepotwierdzonaprzezinneeksperymenty • DAMA, CRESST iCoGeNTmająsygnałdlaniskoenergetycznych WIMP-ów ale ten samobszar jest wykluczonyprzezinneeksperymenty (wtymakceleratorowe) • nadwyżkae+/e- wpromieniowaniukosmicznymobserwowanaprzez PAMELA/FERMI, niepotwierdzonawynikamiposzukiwaniainnychproduktówanihilacji DM wprzestrzeniikosmicznej

  47. SLAJDY ZAPASOWE

  48. MOND m(x)=1 for x>>1 m(x)=x for x<<1 a0 ~ 10-8 cm/s2 Propozycja M.Milgroma – 1981r.

  49. LCDM LCDM – czołowy model kosmologiczny: promieniowanie mikrofalowe tła, struktury wielkoskalowe, przyśpieszanie ekspansji Wszechświata Zawartość masy-energii we Wszechświecie rcrit – gęstość krytyczna GN – stała grawitacji H0 – stała Hubble’a Całkowitagęstośćmasy-energii • Wtot Wtot = 1.02  0.02 Materia • Wm Wm = 0.27  0.03 CiemnaMateria • Wc Wc = 0.23  0.03 Bariony+fotony • Wb Wb ~ 0.045 0.003 Klastry galaktyk Ciemna Energia • WL WL = 0.73  0.03

  50. Kandydaci na cząstkę CM Dobrze uzasadnieni kandydaci: L.Roszkowski (2004), hep-ph/0404052 • neutrino – ‘gorąca’ CM • neutralino c • WIMP • aksjon a • axino ã • grawitino G non-minimal SUSY MSSM GŁÓWNY KANDYDAT ~

More Related