Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Poszukiwanie cząstek Ciemnej Materii przy użyciu dwufazowego detektora argonowego Piotr Mijakowski Seminarium Doktoranckie IPJ, Warszawa, 25 Październik.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Poszukiwanie cząstek Ciemnej Materii przy użyciu dwufazowego detektora argonowego Piotr Mijakowski Seminarium Doktoranckie IPJ, Warszawa, 25 Październik."— Zapis prezentacji:

1 Poszukiwanie cząstek Ciemnej Materii przy użyciu dwufazowego detektora argonowego Piotr Mijakowski Seminarium Doktoranckie IPJ, Warszawa, 25 Październik 2005

2 2 Plan wystąpienia Ciemna Materia Zasady detekcji bezpośredniej Dwufazowy detektor argonowy –Zasada działania (WARP, ArDM) –Sposoby eliminacji tła doświadczalnego Symulacja oddziaływań neutronów przy użyciu Geant4

3 3 Pierwsze 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 4 Pomiar krzywych rotacji galaktyk sferyczne halo ciemnej materii otaczające galaktykę V~r -1/2 V~r

5 5 Pomiar 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 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 6 Pomiar 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 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 bottom-uptop-down zimna czy gorąca? ~ 4% ~ 23%

8 8 WIMP kandydat na Zimną Ciemną Materię Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP – Weakly Interacting Massive Particle) Poszukujemy cząstek: Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle), jest stabilna dobry kandydat na WIMP-a: neutralino( ) 18 GeV < M < 7 TeV

9 9 Metoda detekcji bezpośredniej T odrzutu ~ keV Jądro odrzutu detektor + (A,Z) w spoczynku + (A,Z) odrzut mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania WIMP-ów

10 10 Energia odrzutu M = 100 GeV/c 2 = 24 keV prędkość WIMP-ów w halo: rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0 V 230 km/s (względem Ziemi) -> określa śred. T – gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym (~ 0.3 GeV/c 2 ·1/cm 3 ) M = 50 GeV/c 2 = 14 keV model halo Ar += widmo energii jąder odrzutu z oddziaływania WIMP-ów (symulacja)

11 11 Techniki detekcji sygnału ENERGIA ODRZUTU scyntylacja ciepłojonizacja Półprzewodniki: Ge, Si TPC: DRIFT Detektory kriogeniczne 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

12 12 Częstość zdarzeń. Efekt modulacji sezonowej Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum galaktyki: Maksimum – 2 czerwiec - V 248 km/h Minimum – 2 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 – elastyczny przekrój czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon, czynnika postaci F(q 2 )... SUSY

13 13 Aktualne limity doświadczalne DAMA kgd (7 lat, 100 kg NaI) Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadków oddziaływania Ciemnej Materii; Np. CDMS: 19.4 kgd (52.6 dni, 1kg Ge, 0.2 kg Si) Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3 DAMA NaI, obszar 90% CL CDMS II 2004 (Ge) Edelweiss (Ge) XENON (100kg) przewidywanie SUSY

14 14 Przewidywania dla projektu ArDM (Argon Dark Matter) DAMA NaI, obszar 90% CL Założenie: próg energetyczny detektora ArDM = 30 keV 100 przyp. / ton / dzień 1 przyp. / ton / dzień dla = : 1 przyp. / ton / 100 dni przy M = 100 GeV/c 2

15 15 Wymagania dla przyszłych eksperymentów WYMAGANIA: Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektorów półprzewodnikowych) ->> perspektywa wykorzystania GAZÓW SZLACHETNYCH: ARGONU, KSENONU Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria, system osłon) Skuteczne metody eliminacji przypadków tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadków, staranne symulacje poziomu tła)

16 16 Tło eksperymentalne – 2 klasy przypadków główne źródło tła w doświadczeniu e-e- e - n, Neutrony i WIMPy: taki sam sygnał !!! Głównie niskoenergetyczne neutrony T N < 10 MeV (radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionów) Wielokrotne rozpraszanie neutronów w detektorze – jedyne kryterium ~ 10 6 dzień ~ 10 3 dzień Konstrukcja detektora powinna umożliwiać eliminację tła

17 17 Detektor dwufazowy – zasada działania czas dryfu [ s] amplituda [jedn. aut.] amplituda [mV] czas dryfu [ s] neutron elektron

18 18 Detektor dwufazowy – eliminacja tła S2/S1 zliczenia/przedz. z testów detektora argonowego (WARP) symulacja dla detektora LAr - neutrony vs. fotony ArDM) próg, e

19 cm LEM fotopowielacze Ar (10 cm) LAr (120 cm) Detektor dwufazowy – przykłady rozwiązań 300 cm WARP Wimp Argon Programme ArDM Argon Dark Matter 60 cm 100 litrów ~ 700 litrów

20 20 Tło neutronowe SYMULACJE – w jakim celu? projekt detektora (wymagania dla system osłon, aktywnego veta) określ. prawd. wielokrotnego rozpraszania określ. czułości detektora analiza danych z doświadczenia sygnał z oddziaływania WIMP-ów i neutronów taki sam w detektorze redukcja tła neutronowego większa czułość detektora

21 21 energia neutronów [MeV] liczba neutronów, MeV -1, mion -1 Źródła neutronów NEUTRONY – źródła - spontaniczne rozszczepienie 238 U - reakcje (,n); z szeregów prom. z rozpadów U/Th - produkcja przez miony kosmiczne energia neutronów [keV] strumień [cm -2 s -1 keV -1 ] z elementów det. z mionówze skały

22 22 Symulacja Geant4 dla projektu ArDM I etap (monoenergetyczne neutrony) oddziaływanie neutronów w LAr T N < 20 MeV analiza procesów: wychwyt neutronu, elastyczne rozpraszanie II etap (rozkłady energii początkowej neutronów) oddziaływanie neutronów tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd: wielokrotnego rozpraszania, oddziaływania, wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami

23 23 Wychwyt neutronów w LAr Rozkład energii fotonów z wychwytu neutronów w LAr (argon naturalny: 40 Ar - 99,6%, 36 Ar %, 38 Ar %) Energia początkowa neutronów = 10 eV Średnia liczba powstających w wychwycie = 3.5

24 24 Rozpraszanie elastyczne neutronów w LAr Widmo energii jąder odrzutu 40 Ar dla T N = 2 MeV T n <

25 25 Neutrony ze skały – przykład analizy Rozkład energii początkowej Widmo energii jąder odrzutu n = n/s·cm 2 całkowity strumień neutronów ze skały (dane z lab. Canfranc) 10 keV threshold r=40 cm h=120 cm geometria wchodzących neutronów na dzień !!! 550 neutronów na godzinę 1 neutron co ~ 6.5 sec.

26 26 Neutrony ze skały – przykład analizy n / dzień P oddział. ~57 % 7500 n / dzień P wielokrot. ~53% prawd. wiel. oddz. dla oddz. neutronów 7500 – 4000 = 3500 n / dzień rozdzielczość 2 cm rejestracja 97% wiel. oddziaływań 3600 n / dzień dodanie moderatora: zmniejszenie strumienia 10 6 razy 1 n / rok liczba niezident. neutronów

27 27 Podsumowanie Ciemna Materia (23%), Ciemna Energia (73%) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych Próby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektów, perspektywy wykorzystania gazów szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe, ksenonowe) Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora Jednym z realizowanych projektów jest eksperyment ArDM : - projekt detektora (CAD) - testy – pomiar światła (PMT), ładunku (LEM), HV - symulacje – tło doświadczalne, odczyt sygnału

28 BACKUP

29 29 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

30 30 CDM vs. HDM HDM problem z tworzeniem niewielkich struktur Symulacja ewolucji struktur materii CDM za dużo małych struktur? Teleskop Hubblea

31 31 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

32 32

33 33 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

34 34 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

35 35 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

36 36 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

37 37 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

38 38 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

39 39 Metoda detekcji pośredniej Słońce Ziemia scatt capture annihilation int. detektor

40 40 Argon vs Ksenon


Pobierz ppt "Poszukiwanie cząstek Ciemnej Materii przy użyciu dwufazowego detektora argonowego Piotr Mijakowski Seminarium Doktoranckie IPJ, Warszawa, 25 Październik."

Podobne prezentacje


Reklamy Google