Dunkle materie
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Dunkle Materie. Grundlagen & Experimentelle Suche!. Tim Niels Plasa 26.06.2003 SS 2003. Der Rote Faden. Warum soll dunkle Materie existieren? Woraus könnte die dunkle Materie bestehen? Einige Experimente und ihre Ergebnisse Ausblick für die folgenden Jahre. 25. 70. 4. 0.27.

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Dunkle Materie

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Presentation Transcript


Dunkle materie

Dunkle Materie

Grundlagen & Experimentelle Suche!

Tim Niels Plasa

26.06.2003

SS 2003


Der rote faden

Der Rote Faden

  • Warum soll dunkle Materie existieren?

  • Woraus könnte die dunkle Materie bestehen?

  • Einige Experimente und ihre Ergebnisse

  • Ausblick für die folgenden Jahre

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

25

Tim Niels Plasa

70


Dunkle materie

4

0.27

Nicht-baryonische DM

3

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

CDM = kalte dunkle Materie

nichtrelativistische Bewegung im Zeitalter der Galaxienentstehung

HDM = Heiße dunkle Materie

relativistische Bewegung während der Galaxienentstehung

Tim Niels Plasa


Warum ist dunkle materie notwendig

Warum ist dunkle Materie notwendig?

  • Rotationskurven von Galaxien

  • Messungen des Cobe und WMAP-Satelliten (Geometrie des Universums)

  • Galaxienclusterdynamik

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

COBE & WMAP

Akkurate Messungen

der CBR anisotropen

Erscheinungen

Ωtot= 1,02 ± 0.02

Ω Λ = 0.73 ±0.04

ΩM = 0.27 ±0.04

Ωbaryonic = 0.04 ±0.004

Ωnon baryonic= 0.23 ±0.04

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Wie kommt man auf die Massenverteilung ?

Kritische Dichte = 3H0/8pG = 11 p/m3

Abzählen von Sternen WSterne = 0,005 - 0,01

Nukleosynthese 0,0095<WBary<0,023

Dunkle Materie in Halos (Rot.kurven) WH>0,1

Relativbewegung der Galaxien WMa>0,3

Ausbildung großer Strukturen WMa>0,3

Supernova + Hintergrundstrahlung Wtot = 1,02 ± 0,02

W L= 0,73 ± 0,04

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Dunkle Materie in Galaxien

- Galaxienbildung in bestimmter Reihenfolge

(top-down Szenario)

- Dunkle Materie in Halos

- Baryonische Materie im Kern und in Scheibe

- Was können wir über die Struktur der Halos sagen?

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Scheibengalaxien machen etwa 20 - 30% der Galaxien

aus und eignen sich zum Beobachten der Eigenschaften

der dunklen Halos - es handelt sich um flache Systeme,

deren Rotation gegen die Gravitation gegensteuert.

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

NGC 4414 -->

NGC 891

Eine Spiralengalaxie

<---

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

km/s

kpc

Die Rotationskurven der Spiralgalxien

Meistens rotieren sie nicht gleichmäßig - es gibt eine Varianz der

Rotationskurven abhängig von ihrer Leuchtverteilung.

Dies hier sind zwei Extremfälle:

Links: Typisch für Scheiben geringerer Leuchtkraft

Rechts: Charakteristisch für hohe Leuchtkraft (wie die Milchstraße)


Dunkle materie

Was hält die Scheibe im Gleichgewicht ?

Der Hauptanteil der kinetisch Energie ist in der Rotation

In der radialenRichtung sorgt die Gravitation für die radiale

Beschleunigung, die für die fast kreisförmige Bewegung

der Sterne und des Gas verantwortlich ist.

In der vertikalen Richtung gleicht sich die Gravitation mit dem

vertikalen Druckgradienten (der mit der zufälligen Bewegung

der Sterne in der Scheibe zusammenhängt) aus

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Das radiale Gleichgewicht der Scheiben

Mit der Newtonschen Mechanik kann man die Masse

innerhalb eines bestimmten Radius bestimmen.

wobei M(R) die eingeschlossene Masse im Radius R ist.

Die Form von V(R) kann unterschiedlich sein.

Für große Spiralgalxien wie der unseren, ist V(R)

normalerweise flach, sodass die eingeschlossene

Masse im sichtbaren Bereich M(R) R^2


Dunkle materie

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Tatsächliche Beobachtungen!

NGC 3198

Distanz: 9,2 Mpc

Scheibenlänge:2,7 kpc

Größter Radius: 30 kpc

Maximale Geschwindigkeit: 157 km/s

M(HI): 4,8 (109Sonnen)

M(tot): 15,4 (1010Sonnen)

M(dunkle M.): 4,1 (1010Sonnen)

M(Halo): 1,9 (1010Sonnen)


Dunkle materie

Galaxie im sichtbaren Bereich

Galaxie im Radiobereich

21cm

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Das erwartete V(R) von Sternen und

Gas fällt unter der beobachteten

Rotationskurven in den äußerenTei-

len der Galaxie.

Dies gilt für fast alle Spiralgalaxien

mit den viel zu hohen Rotationskurven!

Wir fassen zusammen, dass die leuchtende Materie die Ge-

schwindigkeitinnerhalb eines kleinen Radiusdominiert, aber

über diesem Radius erhält das dunkle Halo stark an Einfluss.

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Maximale Scheibe minimales Halo

Minimale Scheibe maximales Halo

Tim Niels Plasa

Begeman 1987


Dunkle materie

Für die Zerlegung von NGC 3198 wurde das stellare M/L

Verhältnis als größtmöglich angenommen; ohne Bezug zu

einem hohlen dunklen Halo - dies nennt man eine “maximum disk”

(minimum halo) Zerlegung.

Mehr als 1000 Galaxien sind auf diesem Wege analysiert

worden - die Zerlegung sieht oft so aus wie für

NGC 3198, mit vergleichbaren Peaks für die

Geschwindigkeitsverteilungen von der Scheibe und

dem dunklen Halo.

Dark matter halo

Es wird angenommen, dass dies schließlich

teilweise auf die adiabatische Kompression des

dunklen Halo durch die Baryonen zurückzu-

führen ist, wenn Sie sich zusammenziehen, um

die Scheibe zu formen.

Das dunkle Materie Halo ist notwendig um die Rotationskurven zu erklären!


Dunkle materie

Galaxie separat - Galaxiecluster

Parameter für dunkle Halos(Dichte, Geschwindigkeitsverteilung, Form...)

Seit etwa 1985 haben die Beobachter Modelle dunkler Halos

entwickelt, denen ein Kern mit konstanter Dichte zugrunde liegt.

Bei den gewöhnlichen Modelle gibt es eine

Isothermale Sphären

mit einem gut definierten Kern-Radius und zentraler Dichte, wobei

r -2

bei einem weiten Radius

=> dadurch wird V(r) ~ konstant wie beobachtet.


Dunkle materie

Isothermale Sphäre


Dunkle materie

Es gibt auch die pseudo-isothermale Sphäre

o {1 + (r / rc ) 2 } -1

Benutzt man dieses Modell für den dunklen Halo von großen

Galaxien wie der Milchstraße, so findet man o ~ 0.01 Solar-

massen pc -3 und rc ~ 10 kpc

Sie sind im Zentrum konstant dicht, mit  r - 2

CDM Simulationen produzieren immer wieder Halos, welche

im Zentrum zugespitzt sind. Dieser Sachverhalt ist seit den 80ern

bekannt (Navarro et al 1996 = NFW) bekannt mit der Dichte-

verteilung:

(r / rs ) - 1 {1 + (r/rs)} - 2

Diese sind im Zentrum zugespitzt, mit  r - 1


Dunkle materie

Beispiel für etwa 60

leuchtschwache Galaxien

NFW

Optische Rotationskurven

teilen uns die Abnahme

der Dichte mit.

NFW Halos haben

 = -1

Flache Kerne haben

 = 0

Verteilung der inneren Abnahme der Dichte  ~ r

de Blok et al 2002


Dunkle materie

Man kann sagen, dass die Dichteverteilung der dunklen Halos

viel über dunkle Materie aussagt.

Zum Beispiel könnte die bewiesene Präsenz von cusps einige

dunkle Materie Partikel ausschließen (z.B. Gondolo 2000).

Vielleicht ist auch die Theorie der CDM falsch.

- mit sich selbst wechselwirkende dunkle Materie könnte ein

flaches Zentrum (r) durch “heat transfer” in die kälteren zentralen

Gebiete ermöglichen. (-->Kernkollaps wie in globularen Sternhaufen)

(siehe Burkert 2000, Dalcanton & Hogan 2000)

Alternative:

Es gibt viele Wege zur Konvertierung von CDM cusps in

zentrale Kerne, sodass wir bisher keine cusps gesehen haben ...


Dunkle materie

Kandidaten für die dunkle Materie

• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)

• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs),

Neutrinos & Axionen

• Neue Physik

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

• Massive kompakte Halo Objekte (MACHOs)

• Geringe (sub- solare) Sternenmasse. Gewöhnliche baryonische

Zusammenstellungen.

• Gebrauch vom Gravitationslinseneffekt zum Studieren.

• Möglicherweise verantwortlich für 25% bis 50% der dunklen Materie

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Woraus bestehen Machos?

• Braune Zwerge

• Neutronensterne

• Weiße Zwerge

• Planeten

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Massive Compact Halo Objects – MACHOs

  • Macho ist nicht direkt zu sehen. Aber es kann sich zwichen einem Himmelskörper und uns bewegen.

  • MACHO fungiert dann als Gravitationslinse!

  • Das Licht kommt verzerrt an, im Extremfall als Ring.

a)

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Zum Gravitationslinseneffekt

Verformung des Hintergrunds durch “unsichtbare” Materie im Vordergrund

Ohne MachoMit Macho

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

mag=Helligkeit

exponentiell aufgetragen

==>

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Dunkle Materie aus dem Teilchenzoo

• Weakly Interacting Massive Particles ( WIMPs)

• Teilchen, die nicht aus dem Standard Modell kommen

- insbesondere Neutralinos

• Schwere (> 45GeV) neutrinoartige Teilchen von Eichtheorien.

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Mögliche Erweiterung desStandard Modells: Supersymmetrie

Jedes Standard-Modell-Teilchen x hat einen

supersymmetrischen Partner x

z.B.electronselectron

neutrinosneutrino

gluongluino

W bosonWino

~

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Zugang zu den neuen Teilchen?

Hochenergie Strahlen

CMS(LHC), ATLAS

Kollisionsexperimente

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Die MSSM – Parameter

m-Higgsino Massen Parameter

M2-Gaugino Massen Parameter

mA-Masse des CP-odd Higgs bosons

tan b-Verhältnis der Higgs Vakuum

Erwartungswerte

m0-skalarer Massen Parameter

Ab-trilinear coupling, bottom sector

At-trilinear coupling, top sector

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Neutralino als dunkle Materie

Nicht Baryonische kalte dunkle Materie Kandidaten

  • SUSY WIMPs ( LSP : neutralino )

Neutralino

Kleinste Masse, lineare Superposition von

Photino, Zino, Higgsino

Verschiedene Implementierungen der MSSM führt zu diversen

Tim Niels Plasa

Massenfenster: 60GeV < mc < TeV


Dunkle materie

Annahme c ist im galaktischen Halo präsent!

• c ist sein eigenes Antiteilchen => kann annihilieren und dabei

Gammastrahlung produzieren, Antiprotonen, Positronen….

• Antimaterie wird nicht in großen Mengen durch Standardprozesse

gebildet (sekundäre Produktion durch p + p --> p + X)

• D.h., der zusätzliche Beitrag von exotischen Quellen (cc Annihilation)

ist ein interessantes Signal

• Produziert durch (eine Möglichkeit) cc--> q / g / Gauge Boson / Higgs

Boson und nachfolgenden Zerfall und/oder Hadronisation.

_

_


Dunkle materie

DM Neutralino Suche

  • Wir schauen also nach Antiprotonen, Positronen, Gammastrahlung, die durch WIMP Annihilationentstanden ist.

BESS, GLAST, ISS, AMS …

  • Wir schauen also nach hochenergetischen Neutrinos als letzte Produkte von WIMP Annihilation in den Himmelskörpern(Erde, Sonne)

SK, AMANDA, MACRO, …

  • Wie messen die nuklearen Rückstöße, die durch die elastische Streuung der WIMPs an den Detektoren entsteht.

DAMA, CDMS, Edelweiss, CRESST, UKDMC...

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Signale von WIMPs

Erdbewegung durch das Milchstraßenhalo erzeugt

asymmetrische charakteristische Verteilung der

WIMPs.

  • Erdorbitalbewegung um die

  • Sonne (15 km/s)

Jährliche Modulation der WIMP Wechselwirkungsrate.

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

WIMP Dunkle Materie Annihilationen?

Erweiterungen zum Standard Modell der Teilchenphysik geben uns

also gute Kandidaten für galaktische dunkle Materie. Dies wäre dann

eine völlig neue Form der Materie.

Simulated response to 50 GeV side-entering g’s

Glast-Simulation

Wenn das wahr ist, gibt es beobachtbare

Halo Annihilationen in mono-

energetische Gammastrahlung.

X

q

oder g g oder Z g

Linen ?

q

X

Antiproton oder Positron-Strukturen?

- = Untergrund, - = Untergrund + Signal

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Positronen Signale von Neutralinos

s=Vernichtungsquerschnitt

r=Dichte

n=Geschwindigkeit

Positron Quellenfunktion

In die Difffusionsgleichung wird das galaktische Modell einbezogen:

Die Positronen treffen auf den solaren Wind. Dies wird noch in die Rechnung mit einbezogen.

Am besten schaut man nach Positronenzerfällen, e+/(e+ + e-) um die Modulationseffekte zu minimieren.


Dunkle materie

Messung der Höhenstrahlung

mit

AMS

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Der HEAT-ÜBERSCHUSS

_____________________________________________________

Man kann mit Ballons in großer Höhe Positronen detektieren

Ergebnis: Es gibt mehr Positronen als angenommen

Wimp-Annihilation als partielle mögliche Erklärung

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

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Dunkle materie

Zusammenfassung

  • Mit Standard MSSM und astrophysikalischen Annahmen sind die Positron-Raten in der Regel zu gering.

  • HEAT hat eine Stelle bei ~8 GeV, die mit einem Signal von Neutralinos erklärt werden könnten.

  • Aber der Peak kann trotzdem nicht völlig erklärt werden, nicht mal mit einer monochromatischen Quelle von Positronen.

  • Hier sind daher weitere Untersuchungen in den nächsten Jahren notwendig!

  • Blois: “I wouldn’t bet my life savings on super-symmetric dark matter as the explanation of the positron excess...”

Tim Niels Plasa


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rc

Geschwindigkeitsverteilung

c

n WW

Erde

sStreu

n int.

m int.

nm

GEinfang

GVernichtung

m

Detektor

Neutralinoeinfang und Annihilation

Sonne

Silk, Olive and Srednicki, ’85Gaisser, Steigman & Tilav, ’86

Freese, ’86; Krauss, Srednicki & Wilczek, ’86Gaisser, Steigman & Tilav, ’86


Dunkle materie

AMANDA

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Die Zukunft… IceCube

  • IceCube:

    80 strings

    60 PMTs/string

    Depth: 1.4-2.4 Km

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

IceCube Konzept

IceTop

AMANDA

South Pole

Skiway

1400 m

2400 m

  • IceTop:

    2 PMTs in a

    “pool” at the top

    of each string.

    3D air-shower detector

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Direkte Suche nach Wimps

Benötigt: große Detektormasse, Abschirmung

Tim Niels Plasa


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CRESST am Gran Sasso

Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

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Dunkle materie

Simulation

CDMS &

EDELWEISS

WW wird als

Temperaturerhöhung

nachgewiesen

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

EdelweissJuni 2002

Ausschließungsgrenzen !

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Zusammenfassungen

  • Edelweiss kann das DAMA Signal zu 99.8% ausschließen.

  • Der Positronenüberschuss in den HEAT Daten ist mit Neutralinos schwer zu erklären.

  • Die Daten von HEAT sind relativ ungenau

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Neutrinos

3.10 -2 < mn < 2eV

Zunächst aussichtsreichste Kandidaten, doch Galaxienbildung spricht dagegen

rn = 600/cm3

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Um Rotationskurven in Galaxien beschreiben zu können,

müssen Neutrinos ein m > 10 eV haben!

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Schlussfolgerung

• Geringer Beitrag, wenn atmosphärische Neutrinomessungen korrekt sind, mn< 1eV.

• Große galaktische Strukturen sind schwer mit Neutrino dominierter

dunkler Materie in Einklang zu bringen.

Tim Niels Plasa


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AXIONEN

Vorhergesagt von Peccei-Quinn

- hohe Teilchendichte

- geringe Wechselwirkung

- kleine Masse ( < 0,1 eV)

- kein Spin

==> schwer nachweisbar

g + g ´ => a

Nachweis in Magnetfeld über Kopplung an ein verschränktes Photon, dass sich dann in ein reelles Photon umwandelt (Primakoff-Effekt)

a+ g ´ => g

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Tim Niels Plasa


Dunkle materie

Neue Physik

?

?

?

?

Versuche von Erweiterungen bestimmter Gesetze:

- Gravitation

- Beschleunigung

Tim Niels Plasa


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