Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

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

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Ciemna Materia Piotr Mijakowski Narodowe Centrum Badań Jądrowych Fizyka Cząstek II, Wykład 14 (17.I.2013)"— Zapis prezentacji:

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

2 2 » 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) Detekcja pośrednia (PAMELA, ATIC, FERMI) PLAN WYKŁADU P.Mijakowski

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

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

5 5 3. Soczewkowanie grawitacyjne » Trójwymiarowa mapa rozkładu ciemnej materii » 3D: soczewkowanie grawitacyjne + pomiar odległości (redshift-y: 0

6 Bullet Cluster (*) D.Clowe et al Ap. J. 648 L109 1E CIEMNA MATERIA - MOND P.Mijakowski6 » Analiza rozkładu masy w obszarze przechodzących przez siebie gromad galaktyk (1E ) (*) » Soczewkowanie grawitacyjne – pomiar potencjału grawitacyjnego (obrazy z Hubble Space Telescope, European Southern Observatory VLT, Magellan) / fioletowy » Promieniowanie X – Chandra X-ray Observatory (NASA) /różowy » Masa gazu typowo 2x większa od masy materii świecącej w galaktykach. Gaz oddziałuje E-M podczas kolizji » Wynik: koncentracja masy grawitacyjnej nie związana z gazem » Obszary emisji prom. X: 10% całkowitej masy układu

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

8 8 6. Promieniowanie mikrofalowe tła » Rozkład temperatury promieniowania mikrofalowego tła (CMB) dotarcza informacji o rozkładzie materii we wczesnych etapach ewolucji Wszechświata charakter anizotropii pozwala określić wielkość wielu parametrów kosmologicznych rozkład temperatury promieniowania reliktowego zmierzony przez sondę WMAP rozkłąd zmian względem średniej temperatury 2.7 K » Wielkość anizotropii opisana przez wielomiany Legendrea - dopasowanie: wielomiany różnego stopnia opisują różny charakter zmian widma temperatury

9 9 CDM Zawartość masy-energii we Wszechświecie » = » tot tot = » m m = » b b ~ CDM – czołowy model kosmologiczny: promieniowanie mikrofalowe tła, struktury wielkoskalowe, przyśpieszanie ekspansji Wszechświata » = Ciemna Materia Bariony+fotony Ciemna Energia Materia Całkowita gęstość masy-energii G N – stała grawitacjiH 0 – stała Hubblea crit – gęstość krytyczna CIEMNA MATERIA ~23% CIEMNA ENERGIA ~73% ZWYKŁA MATERIA ~4%

10 Ciemna materia - kandydaci P.Mijakowski10 » Istniejące cząstki MACHOs (Massive Astronomical Compact Halo Objects), np. brązowe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury Neutrina (Hot Dark Matter - HDM) » Postulowane cząstki: Aksjony WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne, masywne, neutralne cząstki, słabo oddziałujące z materią (Cold Dark Matter - CDM) » Egzotyczne: WIMPzilla, Kaluza-Klein DM, monopole, neutrina sterylne… < 7% masy halo galaktycznego (eksp. EROS) formacja struktur wymaga CDM

11 WIMP 11 Słabo Oddziałująca Masywna Cząstka (WIMP – Weakly Interacting Massive Particle) Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ GeV) Słabo oddziałujących z materią n pb ( cm 2 ) Poszukujemy cząstek: Cząstki o takich parametrach są dobrym kandydatem na tzw. cząstkę reliktową (relic particle) – odtwarzają postulowaną zawartość DM we Wszechświecie odsprzęganie się cząstek TIME – przekrój czynny uśredniony po wzajemnej prędkości anihilujących cząstek reliktowych Dla WIMP-ów odsprzęganie się przy:

12 Neutralino jako WIMP 12 NEUTRALINO ( ) - dobrze umotywowany kandydat na cząstkę typu WIMP Przykładowe diagramy oddziaływań Jungman, Kamionkowski, Griest, Phys. Rep., 267, 195 (1996) kilka GeV < M < ~10 TeV LEPkosmologia Bottino et al., Phys.Rev.D69: (2004) » Neutralino ( ) to najleżjsza cząstka supersymetryczna (LSP, lightest supersymmetric particle) » Stabilna » Zakres mas: » Najlżejszy stan własny mieszania neutralnych pól związanych z higgsinami, winem i fotinem SUSY

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

14 Detekcja bezpośrednia – idea

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

16 Pomiar energii jąder odrzutu wieloma sposobami pozwala eliminować tło doświadczalne (więcej przy eksperymencie CRESST) ENERGIA ODRZUTU scyntylacja ciepło jonizacja Półprzewodniki Ge, SiDetektory kriogeniczne np.CRESST, Rosebud Al 2 O 3 NaI, CsI, CaF, LXe DAMA, NAIAD, ZEPLIN I LXe+GXe: Zeplin II, XENON LAr+GAr: WARP, ARDM CaWO 4 : CRESST, ROSEBUD Ge, Si: CDMS, EDELWEISS 16

17 17 Energia odrzutu i model halo M = 100 GeV/c 2 = 24 keV M = 50 GeV/c 2 = 14 keV Ar (Z=40) » Energia odrzutu zależy od: masy oraz masy jądra tarczy Energii kinetycznej WIMP-ów T - nierelatywistyczne! (określone przez model halo) » Np. model halo Modele uzyskane w symulacjach formowania się galaktyk (tzw. N-body simulations) 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 V układu słon. 230 km/s (względem halo) określa średnią energię kinetyczną T rozkład gęstości DM w Galaktyce różne modele halo

18 Częstość zdarzeń i oddziaływania WIMP-ów Liczba rejestrowanych przypadków (Rate): R ~ ·V· – gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym 0.3 GeV/c 2 ·1/cm 3 (w sąsiedztwie Ziemii) 18 – elastyczny przekrój czynny zależny od materiału tarczy - rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon (spinu), czynnika postaci F(q 2 )... V – prędkość detektora względem halo WIMP-ów, średnio 230 km/s SKALARNE (SPIN INDEPENDENT) AKSJALNE (SPIN DEPENDENT) … dla WIMP-ów spodziewamy się nukleon ~ EW < cm 2 Efektywnie jeśli materiał tarczy detektora składa się z izotopów o parzystej liczbie nukleonów Efektywnie jeśli jest nieparzysta liczba nukleonów Sprzężenia typu

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

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 20 Efekt na poziomie ~7%

21 Detekcja bezpośrednia – wybrane wyniki

22 DAMA/LIBRA (~250kg NaI) DArk Matter/Large sodium Iodide Bulk for RAre processes Rozpraszanie na Na/I scyntylacja 22 » Laboratorium Gran Sasso we 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 DAMA – sezonowa modulacja sygnału źródło: EPJ C56 (2008), 333, arXiv: Acos[ (t-t 0 )]: A = (0.0129±0.0016) przyp. na dzień/kg/keV, t 0 = (144 8) dzień, T = ( ) 8.2 CL ~7yrs~4yrs 23 Charakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza – lato/zima niskie energie sygnał w jednym detektorze » Dowód niezależny od modelu CM » Brak modulacji > 6 keV oraz w multiple hits events Jaki inny efekt fizyczny spełnia te wszystkie kryteria?

24 CRESST » Laboratorium Gran Sasso, Włochy 24 Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers » Detektory krystaliczne CaWO 4 – drgania sieci krystalicznej ( T), scyntylacje » 1 moduł 300 g, działanie w temp. 10mK » Publikacja danych z 8 modułów, 730 kg dni (2009/VII – 2011/III) » Oddział. WIMPów przewid. w zakresie keV (rozprasza nie na O,Ca,W)

25 Tło doświadczalne (przykład CRESST) WIMPy, neutrony i rozpraszają się na jądrach (nuclear recoils) Light yield zależy od typu rozpraszania Dominujące w doświadczeniu cząstki tła ( e/ ) rozpraszają się na elektronach (electron recoils) Kalibracja źródłem neutronów AmBe Dane dla 1 modułu Normalizacja: light yield = 1 dla E = 122 keV Obszar 80% rozproszeń neutronów na tlenie e / (tło) referencja:arXiv: v1 25 … ale neutrony często ulegają wielokrotnemu rozpraszaniu (mutliple recoils), natomiast WIMP-y oddziaływać będą tylko raz (single recoils)

26 CRESST – wyniki 26 Wyniki z jednego modułu obszar przewidywany na oddziaływania WIMP-ów W obszarze sygnału zaobserwowano łącznie 69 przypadków w 8 modułach referencja:arXiv: v1 e / » Wynik – dwa rozwiązania M1, M2 » Rozwiązania bez WIMP- ów odrzucone: M1 4.7, M2 4.2 » Wykonano FIT sygnału + tła doświadczalnego

27 XENON » Detektor: 100 litrów ciekłego ksenonu (LXe), laboratorium Gran Sasso » Jednoczesny pomiar światła scyntylacyjnego i ładunku z jonizacji BACKGROUND WIMP REGION 2 events observed 1.0±0.2 evts expected » Stosunek jonizacji (S2) do scyntylacji (S1) pozwala na eliminację cząstek tła dual phase TPC charge drift & readout light readout

28 Detekcja bezpośrednia – stan badań (SI) 28 » linie – obszary wykluczone powyżej linii na poziomie ufności 90% » kontury – jest sygnał, dopasowanie do wyników eksperymentów oddziaływania niezależne od spinu SI » DAMA/LIBRA (250 kg NaI, 0.82·10 3 kg·lat) » CoGeNT (Ge, 8.4 kg·dni) » CRESST (CaWO 4, 730 kg·dni) SYGNAŁ BRAK SYGNAŁU » Wszystkie pozostałe eksperymenty! Parzysta liczba nukleonów oddziaływania niezależne od spinu (SI); nieparzysta zależne od spinu (SD) 1 przyp. / kg / dzień 1 przyp./ tonę / dzień

29 Detekcja bezpośrednia – stan badań (SD) 29 » Mniejsza czułość niż w zakresie oddziaływań niezależnych od spinu, przy SD potrzeba izotopów z nieparzystą liczbą nukleonów » kontury – jest sygnał, dopasowanie do wyników eksperymentów oddziaływania zależne od spinu SD CDMS(2009) KIMS 2007 CsI COUPP SuperK 2004 Ice-Cube bb-bar Ice-Cube W + W - DAMA/LIBRA NaI (2008), 90% CL region » Eksp. Super-K i Ice- Cube nie mierzą oddz. w detektorze a poszukują efektów anihilacji DM poza Ziemią (Słońce, Galaktyka) pod pewnymi warunkami wyniki detekcji pośredniej można porównać z detekcją bezpośrednią (omówimy to na końcu wykładu) » linie – obszary wykluczone powyżej linii na poziomie ufności 90%

30 Produkcja w akceleratorach idea + wyniki

31 Dark Matter searches at colliders vector operator (spin independent) Assumptions: - DM is a Dirac fermion - Mediator (M) is very heavy - Effective operator: vector or axial-vector axial-vector operator (spin dependent) mediator masscouplings 31

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

33 CMS No excess of events over expected background W l +jet Dark Matter pair production at colliders

34 WIMP-nucleon cross section Need to convert limit on Monophoton/Monojet cross section to limit on WIMP-nucleon interaction 34 For vector operator (spin independent) coefficient relates nucleon and 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 Need to convert limit on Monophoton/Monojet cross section to limit on WIMP-nucleon interaction 35 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 WIMP-nucleon cross section

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

37 Detekcja pośrednia – idea

38 Idea detekcji pośredniej » Detekcja pośrednia = poszukiwanie produktów rozpadu/anihilacji Ciemnej Materii tym razem badamy przekrój czynny na anihilację WIMP-ów, Układ Słoneczny Droga Mleczna Halo fotony antymateria: pozytony, anty-deuteron, antyproton neutrina bardzo dobra informacja nt. źródła (kierunek, energia) docierają z gęstych obszarów (Słońce, jądro Ziemii,Centrum Galaktyki) docierają z odległości kilku kpc, eksperymenty na satelitach lub balonowe produkowane w wielu kanałach anihilacji w rozpadach 0 dobra informacja nt. kierunku i widma energii (w skali galaktyki) pp, e - e +, 38

39 Detekcja pośrednia – przegląd istotnych wyników

40 Positron/electron excess observed in primary cosmic rays by PAMELA & ATIC PAMELA: positron ratio in cosmic rays O.Adriani et al. [PAMELA Collaboration], Nature, 458, (2009) Cosmic Rays + Interstellar medium ± + … ± + … e ± + … Cosmic Rays + Interstellar medium 0 + … e ± positrons from secondary production secondary production model Moskalenko Strong Kaluza-Klein DM annihilation of 620 GeV ATIC: e + +e - flux in cosmic rays J. Chang, et al. [ATIC Collaboration], Nature, 456, (2008) 40 difference due to SUN activity

41 PAMELA results – antiprotons (*) O.Adriani et al. [PAMELA Collaboration], arXiv (Oct 2008) » Agreement with other experiments and secondary production models 41

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

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

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

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

46 » Wiele obserwacji sugeruje, że ciemna materia stanowi aż ~23% bilansu energetycznego Wszechświata (znacznie więcej niż znane cząstki) Podsumowanie » Liczne poszukiwania cząstek Ciemnej Materii w laboratoriach dają sprzeczne rezultaty: zagadkowa sezonowa modulacja sygnałów w eksperymencie DAMA niepotwierdzona przez inne eksperymenty DAMA, CRESST i CoGeNT mają sygnał dla niskoenergetycznych WIMP-ów ale ten sam obszar jest wykluczony przez inne eksperymenty (w tym akceleratorowe) nadwyżka e+/e- w promieniowaniu kosmicznym obserwowana przez PAMELA/FERMI, niepotwierdzona wynikami poszukiwania innych produktów anihilacji DM w przestrzenii kosmicznej

47 SLAJDY ZAPASOWE

48 (x)=1 for x>>1 (x)=x for x<<1 a 0 ~ cm/s 2 Propozycja M.Milgroma – 1981r. MOND

49 49 CDM Zawartość masy-energii we Wszechświecie » = » tot tot = » m m = » b b ~ CDM – czołowy model kosmologiczny: promieniowanie mikrofalowe tła, struktury wielkoskalowe, przyśpieszanie ekspansji Wszechświata » = Ciemna Materia Bariony+fotony Ciemna Energia Materia Całkowita gęstość masy-energii G N – stała grawitacjiH 0 – stała Hubblea crit – gęstość krytyczna Klastry galaktyk

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

51 Kandydaci na cząstkę CM Dobrze uzasadnieni kandydaci: L.Roszkowski (2004), hep-ph/ GŁÓWNY KANDYDAT WIMP (Weakly Interacting Massive Particle) Bottino et al., Phys.Rev.D69: (2004) MSSM non-minimal SUSY Przykładowe oddziaływania neutralin Jungman, Kamionkowski, Griest, Phys. Rep., 267, 195 (1996) kilka GeV < M < kilkanaście TeV LEP kosmologia neutralino Najpowszechniej rozważany kandydat » neutrino – gorąca CM » neutralino » WIMP » aksjon a » axino ã » grawitino G ~

52 Aksjony P.Mijakowski52 » Poszukiwanie aksjonów: np. ALPS (schemat eksperymentu)


Pobierz ppt "Ciemna Materia Piotr Mijakowski Narodowe Centrum Badań Jądrowych Fizyka Cząstek II, Wykład 14 (17.I.2013)"

Podobne prezentacje


Reklamy Google