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

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

„Ciemna” strona Wszechświata – dowody na istnienie ciemnej materii Zwicky Problem „brakującej masy” - 1933 r. - Fritz Zwicky, gromada COMA. Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany. gromada COMA Rozwiązanie ok. 90% masy „niewidoczna”

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

Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody Einstein -> równania ewolucji Wszechświata gęstość krytyczna : rc = 3H2/8pG (Wm = r/rc) W = Wm+WL Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia! Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej => materia „świetlista” Wlumni ~ 0.006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np. rotacja galaktyk) => materia „grawitacyjna” Wm ~ 0.3 Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP – 2003 r.) Wm = 0.29  0.07 „płaski” Wszechświat ! Wtot = 1.02  0.02

Pomiary gęstości materii we Wszechświecie Większość ciemnej materii to materia niebarionowa! Model nukleosyntezy Wb = 0.040  0.005 Promieniowanie mikrofalowe tła Wb = 0.047  0.006 Wnioski: Wm>> Wb => ciemna materia Wm<<1 => ciemna energia

Ciemna materia - klasyfikacja Ciemna materia: nie emituje oraz nie absorbuje promieniowania elektromagnetycznego, oddziałuje grawitacyjnie. ~ 4% Klasyfikacja ciemnej materii Barionowa ciemna materia - np. brązowe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury - MACHO’s (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 ~ 23% „zimna” czy „gorąca”? CDM HDM bottom-up top-down

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

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

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

Efekt modulacji sezonowej Liczba rejestrowanych przypadków (Rate): R ~ r s V r – gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym (~ 0.3 GeV/c2 ·1/cm3) s – elastyczny przekrój czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon d = 30o VZiemia = 30 km/s V – średnia prędkość cząstki WIMP względem nukleonu (tarczy) – ZALEŻY OD PORY ROKU! Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum galaktyki: Maksimum – czerwiec - V  248 km/h Minimum – grudzień - V  219 km/h

Bezpośrednia detekcja WIMP-ów – przegląd eksperymentów

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 - 107731 kg•dni LIBRA ( ~250 kg) – działa od marca 2003

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?” dopasowanie Acos[w(t-t0)] A = (0.0200  0.0032) cpd/kg/keV t0 = (140  22) day T = (1.00  0.01) year Źródło: astro-ph/0311046, 3 Listopad 2003

CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) CDMS II Stanford (2001-2002); głęb. 10 m (17 mwe) CDMS II Soudan Lab (2003-2005); 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 10-100 keV (DAMA > 2 keV) T < 0.01 K

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

CDMS II – wyniki (Soudan Lab) 3 maj 2004 Kalibracja Wyniki (19.4 kg•d) „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

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

Metoda detekcji pośredniej rc sscatt Gcapture Gannihilation n int. m int. Ziemia Słońce nm m detektor

Super-Kamiokande – wyniki (Słońce) przed publikacją dane 1996-2001 r. próbka „upward through-going muons” Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, „High Energy Neutrino Astrophysics with Super-Kamiokande”, grudzień 2003.

Super-Kamiokande – wyniki (Ziemia) przed publikacją dane 1996-2001 r. próbka „upward through-going muons” Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, „High Energy Neutrino Astrophysics with Super-Kamiokande”, grudzień 2003.

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

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

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

weryfikacja Supersymetrii Podsumowanie VS & „reszta świata” duża statystyka potwierdzenie niezależne od modelu sprzężenie SI / SD energia > 2 keV niepewność w całkowitej eliminacji tła niewiele przypadków nie ma możliwości potwierdzenia modulacji sezonowych tylko spin-independent energia 10-100 keV ( >2 keV Zeplin I) wyeliminowanie tła weryfikacja Supersymetrii

KONIEC

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

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

Super-Kamiokande – wyniki (centrum Galaktyki) przed publikacją Źródło: praca doktorska Shantanu Desai, „High Energy Neutrino Astrophysics with Super-Kamiokande”, grudzień 2003.

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

Super-Kamiokande – wyniki (centrum Galaktyki) przed publikacją

DAMA – sygnał widoczny tylko w niskich energiach

DAMA – wyniki zależne od modelu

„Ciemna” strona Wszechświata – dowody na istnienie ciemnej materii Problem „brakującej masy” - 1933 r. - Fritz Zwicky, gromada COMA. Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany. Pomiar krzywych rotacji galaktyk V~r V~r-1/2 Rozwiązanie ok. 90% masy „niewidoczna” gromada COMA Galaktyka Drogi Mlecznej 2.5-1.0 x1012 Msłońca z tego ok. 99% to ciemna materia. +0.5 sferyczne halo ciemnej materii otaczające galaktykę

Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody Einstein -> równania ewolucji Wszechświata gęstość krytyczna : rc = 3H2/8pG (Wm = r/rc) W = Wm+WL W<1 Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia! Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej => materia „świetlista” W=1 Wlumni ~ 0.006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np. rotacja galaktyk) => materia „grawitacyjna” W>1 Wm ~ 0.3 Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP – 2003 r.) „płaski” Wszechświat !!! Wtot = 1.02  0.02 Wm = 0.29  0.07

CDM vs. HDM Symulacja ewolucji struktur materii Teleskop Hubble’a CDM za dużo małych struktur? HDM problem z tworzeniem niewielkich struktur

WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY) Teoria rozwiązuje tzw. problem hierarchii: dlaczego MPlanck >> ME-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 (c) aktualne limity na masę neutralina (LEP): 18 GeV < Mc < 10 TeV