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

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

Pierwsze 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

Pomiar gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody 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

Pomiar 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 ~ 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

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

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

widmo energii jąder odrzutu z oddziaływania WIMP-ów (symulacja) Energia odrzutu + = model halo prędkość WIMP-ów w halo: rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0 Vc  230 km/s (względem Ziemi) -> określa śred. Tc r – gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym (~ 0.3 GeV/c2 ·1/cm3) widmo energii jąder odrzutu z oddziaływania WIMP-ów (symulacja) Mc = 50 GeV/c2 <Todrzutu> = 14 keV Ar Mc = 100 GeV/c2 <Todrzutu> = 24 keV

Techniki detekcji sygnału ENERGIA ODRZUTU scyntylacja ciepło jonizacja Półprzewodniki: Ge, Si TPC: DRIFT Detektory kriogeniczne CRESST, Rosebud Al2O3 NaI, CsI, CaF, LXe DAMA, NAIAD, ZEPLIN I LXe+GXe: Zeplin II, XENON LAr+GAr: WARP, ARDM CaWO4: CRESST, ROSEBUD Ge, Si: CDMS, EDELWEISS

Częstość zdarzeń. Efekt modulacji sezonowej Liczba rejestrowanych przypadków (Rate): R ~ r ·V·s r – gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym s – elastyczny przekrój czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon, czynnika postaci F(q2) ... SUSY 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 – 2 czerwiec - V  248 km/h Minimum – 2 grudzień - V  219 km/h

Aktualne limity doświadczalne DAMA 107731 kg•d (7 lat, 100 kg NaI) Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadków oddziaływania Ciemnej Materii; Np. CDMS: 19.4 kg•d (52.6 dni, 1kg Ge, 0.2 kg Si) Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3s DAMA NaI, obszar 90% CL Edelweiss (Ge) CDMS II 2004 (Ge) SUSY XENON (100kg) przewidywanie

Przewidywania dla projektu ArDM (Argon Dark Matter) DAMA NaI, obszar 90% CL Założenie: próg energetyczny detektora ArDM = 30 keV ≈ 100 przyp. / ton / dzień przy Mc = 100 GeV/c2 ≈ 1 przyp. / ton / dzień dla s = 10-46: ≈ 1 przyp. / ton / 100 dni

Wymagania dla przyszłych eksperymentów 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)

Tło eksperymentalne – 2 klasy przypadków n, c e- g, e- główne źródło tła w doświadczeniu Neutrony i WIMPy: taki sam sygnał !!! Głównie niskoenergetyczne neutrony TN < 10 MeV (radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionów) Wielokrotne rozpraszanie neutronów w detektorze – jedyne kryterium ~ 106 dzień ~ 103 dzień Konstrukcja detektora powinna umożliwiać eliminację tła 

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

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

Detektor dwufazowy – przykłady rozwiązań ArDM Argon Dark Matter WARP Wimp Argon Programme LEM 60 cm Ar (10 cm) 300 cm 170 cm LAr (120 cm) 100 litrów ~ 700 litrów fotopowielacze

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

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

Symulacja Geant4 dla projektu ArDM I etap (monoenergetyczne neutrony) oddziaływanie neutronów w LAr TN < 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

Wychwyt neutronów w LAr Rozkład energii fotonów z wychwytu neutronów w LAr (argon naturalny: 40Ar - 99,6%, 36Ar - 0.337%, 38Ar - 0.063%) Energia początkowa neutronów = 10 eV Średnia liczba g powstających w wychwycie = 3.5

Rozpraszanie elastyczne neutronów w LAr Widmo energii jąder odrzutu 40Ar dla TN = 2 MeV Tn<<Mn nierelat.

Neutrony ze skały – przykład analizy Widmo energii jąder odrzutu Rozkład energii początkowej r=40 cm h=120 cm geometria Fn = 3.8•10-6 n/s·cm2 całkowity strumień neutronów ze skały (dane z lab. Canfranc) 10 keV threshold 13200 wchodzących neutronów na dzień !!! 550 neutronów na godzinę 1 neutron co ~ 6.5 sec.

Neutrony ze skały – przykład analizy liczba niezident. neutronów 13200 n / dzień Poddział. ~57 % 7500 n / dzień Pwielokrot.~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 106 razy 1 n / rok

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

BACKUP

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

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

Argon vs Ksenon