Seminarium Doktoranckie IPJ, Warszawa, 25 Październik 2005

Prezentacja na temat: "Seminarium Doktoranckie IPJ, Warszawa, 25 Październik 2005"— Zapis prezentacji:

1 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

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 Pierwsze dowody na istnienie Ciemnej Materii
Zwicky Problem „brakującej masy” 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”

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

5 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

6 Pomiar gęstości materii we Wszechświecie
Większość ciemnej materii to materia niebarionowa! Model nukleosyntezy Wb =  0.005 Promieniowanie mikrofalowe tła Wb =  0.006 Wnioski: Wm>> Wb => Ciemna Materia Wm<<1 => Ciemna Energia

7 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

8 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

9 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

10 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

11 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

12 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

13 Aktualne limity doświadczalne
DAMA kg•d (7 lat, 100 kg NaI) Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadków oddziaływania Ciemnej Materii; Np. CDMS: 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

14 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

15 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)

16 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 

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

18 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

19 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

20 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

21 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 ]

22 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

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

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

25 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.

26 Neutrony ze skały – przykład analizy
liczba niezident. neutronów n / dzień Poddział. ~57 % 7500 n / dzień Pwielokrot.~53% prawd. wiel. oddz. dla oddz. neutronów 7500 – = 3500 n / dzień rozdzielczość 2 cm  rejestracja 97% wiel. oddziaływań 3600 n / dzień dodanie moderatora: zmniejszenie strumienia 106 razy 1 n / rok

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 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

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

31 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

32

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

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

35 CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
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) T < 0.01 K

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 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

38 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)

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

40 Argon vs Ksenon