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We don ’t know it, because we don’t see it!

VL 13: Dunkle Materie, was ist das?. We don ’t know it, because we don’t see it!. WdB, C. Sander, V. Zhukov, A. Gladyshev, D. Kazakov, EGRET excess of diffuse Galactic Gamma Rays as Tracer of DM, astro-ph/0508617, A&A, 4 44 (2005) 51. Nachweismethoden der DM. Gravitationslinsen

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We don ’t know it, because we don’t see it!

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Presentation Transcript

  1. VL 13: Dunkle Materie, was ist das? We don’t know it, because we don’t see it! WdB, C. Sander, V. Zhukov, A. Gladyshev, D. Kazakov, EGRET excess of diffuse Galactic Gamma Rays as Tracer of DM, astro-ph/0508617, A&A, 444 (2005) 51

  2. Nachweismethoden der DM Gravitationslinsen Rotationskurven Indirekter Nachweis der DM ( Annihilation der DM in Materie-Antimaterie) Direkter Nachweis der DM ( Elastische Streuung an Kernen)

  3. Gravitationslinsen ART: Die Ausbreitung von Licht ändert sich beim Durchgang durch ein Gravitationsfeld

  4. Gravitationslinsen

  5. http://www.sciam.com/ August 22, 2006 Colliding Clusters Shed Light on Dark Matter • Observations with bullet cluster: • Chandra X-ray telescope shows distribution of hot gas • Hubble Space Telescope and others show distribution of dark matter • from weak gravitational lensing • Distributions are clearly different after collision-> • dark matter is weakly interacting!

  6. Discovery of DM in 1933 Zwicky, Fritz (1898-1974 Zwicky notes in 1933 that outlying galaxies in Coma cluster moving much faster than mass calculated for the visible galaxies would indicate DM attracts galaxies with more force-> higher speed. But still bound!

  7. Do we have Dark Matter in our Galaxy? Rotationcurve Solarsystem rotation curve Milky Way 1/r

  8. Estimate of DM density DM density falls off like 1/r2 for v=const. Averaged DM density “1 WIMP/coffee cup” (for 100 GeV WIMP)

  9. What is known about Dark Matter? • 95% of the energy of the Universe is • non-baryonic • 23% in the form of Cold Dark Matter • Dark Matter enhanced in Galaxies and Clusters • of Galaxies but DM widely distributed in halo-> • DM must consist of weakly interacting and • massive particles -> WIMP’s • Annihilation with <σv>=2.10-26 cm3/s, • if thermal relic From CMB + SN1a + surveys If it is not dark It does not matter DM halo profile of galaxy cluster from weak lensing

  10. v=ωr Milchstraße Norma mv2/r=GmM/r2 Scutum Crux Perseus Sagittarius v1/r Orion Sun(8 kpc from center) Cygnus Messung der Masse durch Newtons Gravitationsgesetz

  11. Für Ensemble wechselwirkender Systeme im mechanischen Gleichgewicht gilt Für N Galaxien also N(N-1)/2 TeilchenpaarenFür N groß: und Virialsatz Erwarte also für ´Gas` gravitativ wechselwirkender Teilchen M  r ! Aber dann v2M/r = konst -> flat rot. curve

  12. Kandidaten der DM † ? † ? Problem: max. 4% der Gesamtenergie des Univ. in Baryonen nach CMB und BBN. Sichtbar nur 0.5%, d.h. 3.5% in obigen Kandidaten möglich. Rest der DM muss aus nicht-baryonischen Materie bestehen. • Probleme: • ν< 0.7% aus WMAP Daten • kombiniert mit Dichtekorrelationen • der Galaxien. • Für kosmische Strings keine Vorhersagekraft. • Abweichungen von Newtons Gravitationsgesetz nicht plausibel. • WIMPS ergeben nach Virialtheorem flache Rotationskurven. • In Supersymmetrie sind die WIMPS • Supersymmetrische Partner der CMB • d.h. Spin ½ Photonen (Photinos genannt).

  13. Symmetrie zwischen Fermionen  Bosonen (Materie) (Kraftteilchen) Supersymmetrie Teilchenmassen 100 - 2000 GeV !

  14. T>>M: f+f->M+M; M+M->f+f T<M: M+M->f+f T=M/22: M decoupled, stable density (wenn Annihilationrate  Expansions- rate,i.e. =<v>n(xfr)  H(xfr) !) Thermische Geschichte der WIMPS Thermal equilibrium abundance Actual abundance Comoving number density WMAP -> h2=0.1130.009 -> <v>=2.10-26 cm3/s DM nimmt wieder zu in Galaxien: 1 WIMP/Kaffeetasse 105 <ρ>. DMA (ρ2) fängt wieder an. Jungmann,Kamionkowski, Griest, PR 1995 Annihilation in leichtere Teilchen, wie Quarks und Leptonen -> 0’s -> Gammas! T=M/22 Einzige Annahme: WIMP = thermisches Relikt, d.h. im thermischen Bad des frühen Universums erzeugt. x=m/T

  15.   f f f ~ f A Z    f f f   W Z 0    Z W DM Annihilation in Supersymmetrie ≈37 gammas B-Fragmentation bekannt! Daher Spektren der Positronen, Gammas und Antiprotonen bekannt! Dominant  +   A  b bbar quark pair Galaxie = Super B-Fabrik mit Rate 1040 x B-Fabrik

  16.   f f f ~ f    f f f   W Z 0    Z W Annihilationswirkungsquerschnitt in SUSY Z A Egret: WIMP 50-100 GeV WMAP: <σv>=2.10-26 cm3/s Spin ½ Teilchen leicht(0.1 TeV) Spin 0 Teilchen schwer (TeV) 

  17. Dunkle Materie, was ist das? • Was wissen wir über Dunkle Materie? • massive Teilchen • 23% der Energie des Universums • schwache Wechselwirkung mit Materie • Annihilation mit <σv>=2.10-26 cm3/s • Annihilation in Quarkpaare -> • Überschuss in galaktischen Gammastrahlen • Tatsächlich beobachtet (EGRET Satellit) • WIMP Masse 50-100 GeV aus Spektrum • Verteilung der Dunklen Materie • Data konsistent mit Supersymmetrie From CMB + SN1a

  18. Probleme die durch DM Annihilation gelöst werden Rotationskurve Ringförmiger Struktur von Sternen bei 14 kpc Ringförmiger Struktur von Wasserstoff bei 4 kpc Astronomie Astroteilchenphysik Kosmische Strahlung (Gammastrahlen) 23%DM, Hubble Annihilation Strukturformation Kosmologie Teilchenphysik Spektren der Gamma- strahlung für Untergrund und DMA Big Bang

  19. Woher erwartet man Untergrund? Quarks from WIMPS Quarks in protons Background from nuclear interactions (mainly p+p-> π0 + X ->  + X inverse Compton scattering (e-+  -> e- + ) Bremsstrahlung (e- + N -> e- +  + N) Shape of background KNOWN if Cosmic Ray spectra of p and e- known

  20. Untergrund + DM Annihilation beschreiben Daten

  21. Analyse der EGRET Daten in 6 Himmelsrichtungen C: outer Galaxy A: inner Galaxy B: outer disc Total 2 for all regions :28/36  Prob.= 0.8 Excess above background > 10σ. E: intermediate lat. F: galactic poles D: low latitude A: inner Galaxy (l=±300, |b|<50) B: Galactic plane avoiding A C: Outer Galaxy D: low latitude (10-200) E: intermediate lat. (20-600) F: Galactic poles (60-900)

  22. bulge disk sun Fits für 180 statt 6 Regionen 180 regions: 80in longitude  45 bins 4 bins in latitude  00<|b|<50 50<|b|<100 100<|b|<200 200<|b|<900  4x45=180 bins

  23. Expected Profile Observed Profile z xy xy Rotation Curve 2002,Newberg et al. Ibata et al, Crane et al. Yanny et al. x y 1/r2 halo totalDM disk xz xz bulge Inner Ring Outer Ring 1/r2 profile and rings determined from inde-pendent directions Normalize to solar velocity of 220 km/s Verteilung der DM v2M/r=cons. and (M/r)/r2 1/r2 for const. rotation curve Divergent for r=0? NFW1/r Isotherm const. Halo profile

  24. Rotationskurve der Milchstrasse Honma & Sofue (97) Schneider &Terzian (83) Brand & Blitz(93)

  25. Wie sehen Rotationskurven anderer Galaxien aus? Sofue & Honma

  26. Apocenter Pericenter Woher kommen die Ringe der DM? Einfall einer Zwerggalaxie in Gravitationspotential einer Galaxie: elliptischer Bahn präzessiert! Gezeitenkräfte  Gradient der Gravitationskraft  1/r3 ! Daher wird Zwerggalaxie seine Materie zum größten Teil am Perizentrum verlieren -> ringförmige Strukturen von Gas, Sternen und Dunkler Materie. Dies wurde tatsächlich beobachtet bei 14 kpc: 1)Wasserstoffring längst bekannt 2) Ring alter, kaum sichtbarer Sterne entdeckt mit Sloan Digital Sky Survey in 2003 (109 M!) 3) Verstärkte Gamma Strahlung bei 14 kpc schon in 1997, Dass dies Spektrum der DMA entspricht, erst jetzt!

  27. The local group of galaxies

  28. Canis Major The Milky Way and its 13 satellite galaxies Tidal force  ΔFG  1/r3

  29. Tidal streams of dark matter from CM and Sgt Sun CM Sgt From David Law, Caltech

  30. Artistic view of Canis Major Dwarf just below Galactic disc

  31. Canis Major Dwarf orbits from N-body simulations to fit visible ring of stars at 13 and 18 kpc Movie from Nicolas Martin, Rodrigo Ibata http://astro.u-strasbg.fr/images_ri/canm-e.html Canis Major leaves at 13 kpc tidal stream of gas(106 M☉ from 21 cm line), stars (108 M☉ ,visible), dark matter (1010 M☉, EGRET)

  32. Tidal disruption of Sagittarius Sagittarius dwarf observed by Hubble Space Telescope (NASA ) Movie from Kathryn Johnston (Wesleyan University ) http://astsun.astro.virginia.edu/~mfs4n/sgr/

  33. N-body simulation from Canis-Major dwarf galaxy R=13 kpc,φ=-200,ε=0.8 Observed stars Canis Major (b=-150) prograde retrograde

  34. Conclusion Comparing gamma rays above and below Galactic disk is excellent way to search for tidal streams, since systematic errors cancel and foreground from diffuse part of halo should be the same Result: one finds a clear correlation between excess of diffuse gamma rays and KNOWN positions of tidal streams of two nearest satellite galaxies Summary: all proposed indirect searches see signal: galactic centre galactic poles galactic anticentre nearest satellite galactic streams

  35. P M W Kalberla, L Dedes, J Kerp and U Haud, http://arxiv.org/abs/0704.3925 no ring with ring Gas flaring in the Milky Way Gas flaring needs EGRET ring with mass of 2.1010M☉!

  36. H2 Inner Ring coincides with ring of dust and H2 -> gravitational potential well! 4 kpc coincides with ring of neutral hydrogen molecules! H+H->H2 in presence of dust-> grav. potential well at 4-5 kpc. Enhancement of inner (outer) ring over 1/r2 profile 6 (8). Mass in rings 0.3 (3)% of total DM

  37. Direct Detection of WIMPs WIMPs elastically scatter off nuclei => nuclear recoils Measure recoil energy spectrum in target 0 Spin dependent and indep. Spin independent  Number of nuclei2 (coherent scattering on all nuclei!) 0 Spin dependent

  38. Direct Dark Matter Detection CRESST ROSEBUD CUORICINO Phonons CRESST II ROSEBUD CDMS EDELWEISS ER HDMS GENIUS IGEX MAJORANA DRIFT (TPC) DAMA ZEPLIN I UKDM NaI LIBRA Ionization Scintillation XENON ZEPLIN II,III,IV Large spread of technologies: varies the systematic errors, important if positive signal! All techniques have equally aggressive projections for future performance But different methods for improving sensitivity L. Baudis, CAPP2003

  39. DM-Suche mit Tieftemperatur-Kalorimetern/CDMS Schnelle (großflächige) Auslese von Phononen Si oder Ge Einkristall Array von Phasenübergangs- Thermometern

  40. Direct DM detection in solid state crystals reduced charge collection from surface events => add amorphous Ge-layer higher bandgap of amorphous surface layer repels charges improved collection charges recombine in electrodes => charges get lost

  41. t t bb Annihilation cross sectionsin m0-m1/2 plane (μ > 0, A0=0) Annihilation cross sections can be calculated,if masses are known (couplings as in SM). Assume not only gauge coupling Unification at GUT scale, but also mass unification, i.e. all Spin 0 (spin 1/2) particles have masses m0 (m1/2). For WMAP x-section of <v>2.10-26 cm3/s one needs For small LSP mass (m1/2 ≈ 175 GeV) large values of (m0 ≈ 1-2 Tev) (and large tan β ≈ 50) 10-24 EGRET WMAP  WW mSUGRA: common masses m0 and m1/2 for spin 0 and spin ½ particles

  42. EGRET? Cross sections for Direct DM detection

  43. galactic center Dec. v0 Sun 230 km/s June WIMP Signal ±2% Background Dec June Dec June Dec June Dec June Annual Modulation as unique signature Annual modulation:   v, so signal in June larger than in December due to motion of earth around sun (5-9% effect). L. Baudis, CAPP2003

  44. DAMA/NaI 1 to 7: Riv.N.Cim 26 n.1. (2003) 1-73 Schael, EPS2003 • DAMA NaI-1 to 4: 58k kg.day • DAMA NaI-5 to 7: 50k kg.day • Full substitution of electronics and DAQin 2000 The data favor the presence of a modulated signal with the proper features at the 6.3 σ C.L. Running conditions stable at level < 1%

  45. Zusammenfassung EGRET Überschuss kann: 1) Haloprofil bestimmen 2) damit äussere Rotationskurve erklären. (hier gibt es kaum baryonische Materie) 3) WIMP Masse bestimmen (50-100 GeV) 4) Statistische Signifikanz > 10 σ! Rekonstruktion der Rotationskurve aus GAMMA Daten-> EGRET Überschuss = Tracer der Dunklen Materie! Resultat praktisch modellunabhängig, denn nur bekannte spektrale Formen des Signals und Untergrundes benutzt, keine modellabhängige Flussberechnungen! Modelle OHNE DM können nicht Spektren in ALLEN Richtungen gut bestimmen und liefern keine Erklärung für Rotationskurve und Stabilität der Ringe bei 4 und 14 kpc.

  46. Zukunft Ist die gefundene WIMP Masse konsistent mit SUPERSYMMETRIE? Antwort: Ja, wenn die Squarks and Sleptonen im Bereich 1-2 TeV liegen. Der WIMP hat dann Eigenschaften ähnlich eines Spin ½ Photons, d.h. DM wäre der SUSY Partner der CMB LHC Experimente werden ab 2008 klären ob dies stimmt.

  47. Clustering of DM -> boosts annihilation rate Annihilation  SQUARE of DM density Clustersize: ≈ Solarsystem? Mmin 10-8 -10-6 Mסּ? Steeply falling mass spectrum. Boost factor  <2>/<>2  20-2000 From fit: B≈100 for WIMP of 60 GeV Clumps with Mmin -> dominant contribution -> MANY clumps in given direction -> same boostfactor in all directions

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