handout - Desy
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Indirekte Nachweismethoden für Dunkle Materie<br />
Martin Bendschneider<br />
18.01.2011<br />
1 Zusammenfassung der Grundlagen<br />
1.1 Hinweise auf Dunkle Materie<br />
1.1.1 Rotationskurven von Galaxien<br />
Wenn man die Keplerschen Gesetze zugrunde legt, dann erwartet man eine Abhängigkeit der Form<br />
v rot ∝ r − 1 2<br />
für die Rotationsgeschwindigkeit einer Galaxie. Man beobachtet jedoch eine Rotationsgeschwindigkeit, die auÿerhalb<br />
des galaktischen Kerns in etwa konstant bleibt.<br />
Um dieses Phänomen zu erklären, nimmt man an, dass die Galaxie in einem sphärischen Halo aus Dunkler Materie<br />
eingebettet ist, der 80-90% der Gesamtmasse der Galaxie ausmacht. Um die konstante Rotationsgeschwindigkeit zu<br />
erklären muss die Masse des Halos proportional mit der Entfernung zum Zentrum der Galaxie zunehmen.<br />
1.1.2 Gravitationslinseneekt und Bullet-Cluster<br />
Aus der ART wissen wir, dass Licht durch ein Gravitationspotential abgelengt wird. Der Ablenkwinkel hängt dabei<br />
von der Masse ab, die das Potential bildet:<br />
α = 4MG<br />
bc 2<br />
Mit Hilfe dieses Eekts lässt sich nun beim Bullet-Cluster zeigen, dass sich ein Groÿteil der Materie auf der Position<br />
der Galaxien bendet und nicht bei den Gaswolken, die einen Groÿteil der sichtbaren Materie ausmachen. Dadurch<br />
schlieÿt man auf Dunkle Materie, die bei der Kolision nicht mit sich selbst oder anderen Bestandteilen wechselwirkte.<br />
1.2 Kosmische Hintergrundstrahlung und Kosmologischer Dichteparameter<br />
Man kann durch Untersuchungen des kosmischen Mikrowellen Hintergrundes und deren Anisotropie, sowie anderen<br />
Experimenten Rückschlüsse auf die gesamte Verteilung der Masse bzw. Energie im Universum machen. Zum Beispiel<br />
gibt die relative Höhe des ersten Peaks im Leistungsspektrum Aufschluss über die Materiedichte im frühen<br />
Universum.<br />
1
Abbildung 1:<br />
1.3 Mögliche Kanditaten<br />
• kalte Baryonische Dunkle Materie (kalte Gas- oder Staubwolken, braune Zwerge, Planeten)<br />
• Heiÿe Dunkle Materie (Neutrinos)<br />
• CDM: kalte Dunkle Materie (WIMPs - Weakly Interacting Massive Particles)<br />
⇒ Nur CDM kann einen wesentlichen Beitrag zur Dunklen Materie liefern.<br />
Hier wurden einige vorgeschlagene Kandidaten einem zehn Punkte Test unterzogen. Sobald auch nur eine der<br />
Bedingung nicht erfüllt ist kommt das Teilchen nicht mehr in Frage.<br />
2
2 Indirekter Nachweis durch Neutralino Annihilationen<br />
Neutralinos gelten als ein sehr guter Kandidat. Sie treten in supersymmetrischen Modellen als eine lineare Kombination<br />
der neutralen Eich- und Higgsbosonen auf. Da sie ihre eigenen Antiteilchen sind, können sie miteinander<br />
annihilieren. Möglicherweise kann man Neutralinos im Galaktischen Halo durch Produkte der Annihilationen nachweisen.<br />
Dabei misst man vor allem Positronen, Antiprotonen und γ Strahlung.<br />
Abbildung 2: Feynman Graph zur Neutralino Annihilation. Viele weitere Graphen sind möglich.<br />
Energieabhängiger Fluss der Annihilationsprodukte durch Integration entlang der Sichtlinie:<br />
dN<br />
: Energiespektrum<br />
dE<br />
〈σ Ann · v〉: über die Geschwindigkeit gemittelter Wirkungsquerschnitt<br />
Quadratische Abhängigkeit von der Dichte, da zwei Neutralinos an Annihilation beteiligt sind.<br />
2.1 Indirekter Nachweis durch γ Strahlung<br />
Messung von DM-Spitzen: Dunkle Materie Überdichten, die man um supermassereiche Schwarze Löcher (SMBH)<br />
herum erwartet. SMBH sind Annihilations-Booster. Da solche SMBH in Zentren von Galaxien auftreten, sind diese<br />
bevorzugte Objekte für die Suche nach dunkler Materie.<br />
Zum Beispiel gibt es im Zentrum unserer Milchstraÿe das SMBH Sagittarius A*. Sterne in der nähe des Schwarzen<br />
Loches könnten sich durch diese DM-Spitzen bewegen. Durch die Annihilationen im inneren der Sterne würden sich<br />
deren erwartete stellare Parameter ändern.<br />
Man kann auch die difuse Gamma Strahlung unserer Galaxis auf mögliche Beiträge von Annihilationen von Neutralinos<br />
hin untersuchen. Im folgenden werden die Ergebnisse von EGRET vorgestellt.<br />
3
Abbildung 3: Links: mit Berechnungen für bekannte Quellen lässt sich das gemessene Spektrum nicht erklären.<br />
Rechts: Mit einem zusätzlichen Beitrag von der Annihilation vonn Neutralinos mit einer Masse von etwa 60 GeV<br />
lässt sich das Spektrum gut beschreiben.<br />
Dabei wurden zunächst die konventionellen Beiträge berechnet:<br />
• Zerfall neutraler Pionen, die in der Wechselwirkung der Kosmischen Strahlung mit dem interstellaren Medium<br />
erzeugt werden:<br />
p + p → nπ 0 + X, π 0 → γγ<br />
• Bremsstrahlung von Elektronen<br />
• Inverser Comptoneekt von Elektronen an Photonen verschiedener Hintergrundstrahlungsquellen.<br />
Diese reichen allerdings nicht aus, um das Spektrum vollständig zu beschreiben. Es ergibt sich ein Dezit von<br />
etwa 100MeV bis 100GeV. Nimmt man jedoch ein möglichen Annihilationsprozess von Neutralinos in ein Quark<br />
Antiquark Paar hinzu<br />
χχ → qq → nπ 0 + X → π 0 → γγ<br />
und rechnet mit einer Neutralino Masse von etwa 60GeV, dann kann man das Spektrum gut beschreiben.<br />
Bei diesen Daten handelt es sich jedoch möglicherweise nur um einen systematische Messfehler, denn das Nachfolgeexperiment<br />
Fermi konnte keinen solchen Eekt feststellen<br />
2.2 Atmosphärische Cherenkov Teleskope<br />
Mit Satelliten kann man den GeV Enegiebereich gut abdecken. Für den TeV Bereich verwendet man Atmosphärische<br />
Cherenkov Teleskope (ACT). Diese haben jedoch den Nachteil, dass man nur bei sehr günstigen Wetterbedingungen<br />
Beobachtungen mit ihnen machen kann.<br />
4
Mit Hilfe von H.E.S.S wurde das galaktische Zentrum der Milchstraÿe im TeV Bereich untersucht und ein klares<br />
Signal gefunden. Theoretische Modelle unterschätzen dieses Signal zwar, aber eine Interpretation mit annihilierenden<br />
WIMPs ist nicht möglich. Dafür ist die Vielzahl an unterschiedlichen Quellen zu groÿ.<br />
2.3 Indirekter Nachweis durch Antimaterie<br />
Da sich die Antimateriesignale gut vom Untergrund trennen, beschränkt man sich auf die Messung von z.B. Positronen<br />
oder Antiprotonen.<br />
Abbildung 4: Im linken Diagramm kann man das gemessene Positronenussverhältnis sehen (Punkte). Im Gegensatz<br />
dazu die aufgrund des Galaktischen Teilchenstrahlungshintergunds erwartete Kurve. Im rechten Diagramm ist das<br />
Antiproton-Proton Verhältnis zu sehen. Hier stimmen die Erwartungen mit den Messungen überein.<br />
Bei der Interpretation dieser Messungen muss man allerdings vorsichtig sein, wenn man die gemessenen Eekte den<br />
Neutralinos zuschreibt. Denn da die Anhilationsprodukte geladen sind, wechselwirken sie mit EM Feldern auf dem<br />
Weg zu unserem Sonnensystem. Daher kann man ihnen keinen örtlichen Ursprung zuweisen. Auÿerdem könnte es<br />
sich bei der Quelle auch um Pulsare handeln.<br />
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Abbildung 5: Durch galaktische Magnetfelder (deren Feldlinien ungefähr den Spiralarmen folgen), werden die geladenen<br />
Teilchen mehrfach abgelenkt. Dadurch ist eine Herkunftsbestimmung bei solchen Messungen nicht möglich.<br />
3 Zusammenfassung<br />
Das Nachweisen dunkler Materie durch indirekte Methoden stellt die Wissenschaftler vor besondere Herausforderungen.<br />
Denn um ein Signal eindeutig Dunkler Materie zurordnen zu können erfordert es eine sehr genaue Modellierung<br />
vieler verschiedener Phänomene.<br />
Auch wenn die schon vorliegenden Ergebnisse von PAMELA, HESS ... vielversprechend sind, ist eine Interpretation<br />
mit dunkler Materie sehr spekulativ.<br />
In der Zukunft werden Experimente am LHC und mit AMS-02 durch höhere Enegien, bzw. höhere Genauigkeiten<br />
möglicherweise Aufschluss geben.<br />
4 Quellen<br />
http://www.spektrum.de/artikel/1009303&_z=798888<br />
http://paduaresearch.cab.unipd.it/1715/1/MarcoTaosoThesis.pdf<br />
http://www.ecap.physik.uni-erlangen.de/~katz/ws08/atp/talks/1/KT/KT.<br />
http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0902/0902.1347v1.pdf<br />
http://arxiv.org/PS_cache/hep-ph/pdf/0404/0404162v4.pdf<br />
http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1009/1009.4936v2.pdf<br />
http://arxiv.org/PS_cache/hep-ph/pdf/0404/0404175v2.pdf<br />
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