Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

W poszukiwaniu cząstek Ciemnej Materii Piotr Mijakowski Warszawa, 15 Październik 2004.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "W poszukiwaniu cząstek Ciemnej Materii Piotr Mijakowski Warszawa, 15 Październik 2004."— Zapis prezentacji:

1 W poszukiwaniu cząstek Ciemnej Materii Piotr Mijakowski Warszawa, 15 Październik 2004

2 Plan wystąpienia Ciemna materia – przedstawienie problematyki Jak wykryć ciemną materię? Detekcja bezpośrednia –DAMA (DArk MAtter) –CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) Detekcja pośrednia –SUPER-KAMIOKANDE Podsumowanie

3 Ciemna strona Wszechświata – dowody na istnienie ciemnej materii Problem brakującej masy r. - Fritz Zwicky, gromada COMA. Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany. Rozwiązanie ok. 90% masy niewidoczna Zwicky gromada COMA

4 Pomiar krzywych rotacji galaktyk sferyczne halo ciemnej materii otaczające galaktykę V~r -1/2 V~r

5 Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia! Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej => materia świetlista lumni ~ Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np. rotacja galaktyk) => materia grawitacyjna m ~ 0.3 Einstein -> równania ewolucji Wszechświata gęstość krytyczna : c = 3H 2 /8 G ( m = / c ) Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP – 2003 r.) m = tot = płaski Wszechświat ! m

6 Pomiary gęstości materii we Wszechświecie Większość ciemnej materii to materia niebarionowa! Model nukleosyntezy b = Promieniowanie mikrofalowe tła b = Wnioski: m >> b => ciemna materia m ciemna energia

7 Ciemna materia - klasyfikacja Barionowa ciemna materia - np. brązowe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury - MACHOs (Massive Astronomical Compact Halo Objects) Niebarionowa ciemna materia –gorąca (Hot Dark Matter - HDM), cząstki relatywistyczne, np. neutrina –zimna (Cold Dark Matter - CDM), cząstki nie-relatywistyczne, np. WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne, masywne, neutralne cząstki, słabo oddziałujące z materią CDM HDM Klasyfikacja ciemnej materii Ciemna materia: nie emituje oraz nie absorbuje promieniowania elektromagnetycznego, oddziałuje grawitacyjnie. bottom-uptop-down zimna czy gorąca? ~ 4% ~ 23%

8 Zimna ciemna materia – w poszukiwaniu kandydata Słabo Odziałująca Masywna Cząstka (WIMP – Weakly Interacting Massive Particle) Poszukujemy cząstek: Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią Kandydaci: 4-te (masywne) neutrino sneutrino (SUSY) neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle), jest stabilna – zachowuje się jak ciężkie neutrino... cząstka o jakiej nie śniło się nawet największym teoretykom neutralino( ) LEP: 18 GeV < M < 10 TeV

9 Rozpraszanie elastyczne, sprzężenie WIMP-nukleon: spin-independent spin-dependent Metoda detekcji bezpośredniej E recoil ~ keV mierzymy energię odrzutu nukleon detektor

10 Sytuacja eksperymentalna Sprzężenie z nukleonem e-e- e - n, Główne źródło tła n, WYMAGANIA: jak najlepsze wyeliminowanie tła (naturalna radioaktywność) materiał detektora o dużym A (odpowiadającym masie WIMP) Sprzężenie z elektronem

11 Efekt modulacji sezonowej Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum galaktyki: Maksimum – czerwiec - V 248 km/h Minimum – grudzień - V 219 km/h Liczba rejestrowanych przypadków (Rate): V – średnia prędkość cząstki WIMP względem nukleonu (tarczy) – ZALEŻY OD PORY ROKU! R ~ V = 30 o V Ziemia = 30 km/s – gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym (~ 0.3 GeV/c 2 ·1/cm 3 ) – elastyczny przekrój czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon

12 Bezpośrednia detekcja WIMP-ów – przegląd eksperymentów

13

14 DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe) 1996 – lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych) Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 9.7 kg 100 kg; sygnał rejestrowany w każdym z detektorów przez dwa fotopowielacze. Problem z odróżnieniem tła. Energie > 2 keV Ekspozycja kgdni LIBRA ( ~250 kg) – działa od marca 2003

15 DAMA – sezonowa modulacja sygnału. Odkrycie ciemnej materii? Charakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza – lato/zima niskie energie amplituda 7% sygnał w jednym detektorze Jaki inny efekt fizyczny spełnia wszystkie 6 kryteriów? Źródło: astro-ph/ , 3 Listopad 2003 dopasowanie Acos[ (t-t 0 )] A = ( ) cpd/kg/keV t 0 = (140 22) day T = ( ) year

16 CDMS II Stanford ( ); głęb. 10 m (17 mwe) CDMS II Soudan Lab ( ); głęb. 713 m (2090 mwe); redukcja tła neutronowego z ~1/kg/dzień do ~1/kg/rok Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g) Dwa niezależne pomiary energii odrzutu: jonizacja, fonony Energie keV (DAMA > 2 keV) CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) T < 0.01 K

17 CDMS Wieża 1 6 detektorów ZIP 3xGe,Si,Ge,Si (1kg Ge, 0.2kg Si) ZIP (Z-dependent Ionization and Phonon) detector grubość – 1 cm średnica 7,5 cm

18 CDMS II – wyniki (Soudan Lab) Ionization yield (stosunek energii z jonizacji do energii z fononów) zależy silnie od typu rozpraszania Większość cząstek tła (elektrony, gammy) rozprasza się na elektronach WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami KalibracjaWyniki (19.4 kgd) 3 maj 2004

19 CDMS II – wyniki (Soudan Lab) Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią; ekspozycja 19.4 kgd (52.6 dni, 1kg Ge, 0.2 kg Si) Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3 3 maj 2004 DAMA NaI, obszar 90% CL CDMS II (2004) CDMS II (Stanford ) Edelweiss

20 Metoda detekcji pośredniej Słońce Ziemia scatt capture annihilation int. detektor

21 Super-Kamiokande – wyniki (Słońce) Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, High Energy Neutrino Astrophysics with Super-Kamiokande, grudzień przed publikacją dane r. próbka upward through-going muons

22 Super-Kamiokande – wyniki (Ziemia) dane r. próbka upward through-going muons Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, High Energy Neutrino Astrophysics with Super-Kamiokande, grudzień przed publikacją

23 Super-Kamiokande – wyniki (Ziemia) stożek zawierający 90% strumienia neutrin z anihilacji WIMP-ów w Ziemi przed publikacją symulacja

24 Super-Kamiokande – wyniki (Ziemia) komputerowa symulacja modeli supersymetrycznych (MSSM) przed publikacją

25 Super-Kamiokande i CDMS (limity) Super-K (Grudzień 2003)CDMS II Soudan (Maj 2004) detekcja bezpośredniadet. pośrednia + bezpośr.

26 Podsumowanie VS & reszta świata niewiele przypadków nie ma możliwości potwierdzenia modulacji sezonowych tylko spin-independent energia keV ( >2 keV Zeplin I) wyeliminowanie tła duża statystyka potwierdzenie niezależne od modelu sprzężenie SI / SD energia > 2 keV niepewność w całkowitej eliminacji tła weryfikacja Supersymetrii

27 KONIEC

28 Super-Kamiokande – wyniki (Słońce) stożek zawierający 90% strumienia neutrin z anihilacji WIMP-ów w Słońcu przed publikacją symulacja

29 Super-Kamiokande – wyniki (Słońce) komputerowa symulacja modeli supersymetrycznych przed publikacją

30 Super-Kamiokande – wyniki (centrum Galaktyki) Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, High Energy Neutrino Astrophysics with Super-Kamiokande, grudzień przed publikacją

31 Super-Kamiokande – wyniki (centrum Galaktyki) przed publikacją stożek zawierający 90% strumienia neutrin z anihilacji WIMP-ów w centrum galaktyki

32 Super-Kamiokande – wyniki (centrum Galaktyki) przed publikacją

33 DAMA – sygnał widoczny tylko w niskich energiach

34 DAMA – wyniki zależne od modelu

35 Ciemna strona Wszechświata – dowody na istnienie ciemnej materii Problem brakującej masy r. - Fritz Zwicky, gromada COMA. Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany. Rozwiązanie ok. 90% masy niewidoczna gromada COMA Pomiar krzywych rotacji galaktyk sferyczne halo ciemnej materii otaczające galaktykę V~r -1/2 V~r Galaktyka Drogi Mlecznej x10 12 M słońca z tego ok. 99% to ciemna materia. +0.5

36 Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia! Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej => materia świetlista lumni ~ Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np. rotacja galaktyk) => materia grawitacyjna m ~ 0.3 Einstein -> równania ewolucji Wszechświata gęstość krytyczna : c = 3H 2 /8 G ( m = / c ) Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP – 2003 r.) tot = m = płaski Wszechświat !!! 1 =1 >1 m

37 CDM vs. HDM HDM problem z tworzeniem niewielkich struktur Symulacja ewolucji struktur materii CDM za dużo małych struktur? Teleskop Hubblea

38 WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY) Teoria rozwiązuje tzw. problem hierarchii: dlaczego M Planck >> M E-S ? Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w porównaniu do masy Plancka? Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposób, że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner. Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony, nośnikom siły – bozonom – sfermiony. Teoria wprowadza nową wielkość kwantową, tzw. parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz –1 dla cząstek supersymetrycznych). Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową, jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje: - proton jest stabilny - cząstki SUSY produkowane/annihilują zawsze w parach - rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna – zachowuje się jak ciężkie neutrino. neutralino ( ) aktualne limity na masę neutralina (LEP): 18 GeV < M < 10 TeV


Pobierz ppt "W poszukiwaniu cząstek Ciemnej Materii Piotr Mijakowski Warszawa, 15 Październik 2004."

Podobne prezentacje


Reklamy Google