Maximilian Bayerlein

Teilchen der Dunklen Materie
Maximilian Bayerlein
January 20, 2009
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Inhaltsverzeichnis
1. Einführung
2. Teilchen der dunklen Materie
3. Das Neutrino als Lösung
4. Das Axion
5. Supersymmetrische Teilchen
5.1. Einführung in die Supersymmetrie
5.2. Supersymmetrische Kandidaten
6. Theorien mit extra Dimensionen
6.1. Universelle Extradimensionen
6.2. Kaluza-Klein Teilchen
7. Superschwere Kandidaten
8. Zusammenfassung und Ausblick
9. Quellenverzeichnis
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1 Einführung
Im Jahr 1933 entdeckte Fritz Zwicky die ersten Anzeichen für Dunkle Materie.
Seit dieser Zeit hat die Astronomie viel dazu gelernt. Wir wissen heute, dass
von der gesamten Materie im Universum nur ein kleiner Teil sichtbar ist. Eine
naheliegende Vermutung wäre hier natürlich, dass die fehlende Materie einfach
nicht leuchtet, wie etwa braune Zwerge. Solche massiven nicht leuchtenden Objekte
werden MACHO’s (Massive Astrophsical Compact Halo Object) gennant
und bisherige Suchen lassen darauf schließen, dass sie nur einen verschwindenden
Anteil an der gesamten Massendichte ausmachen können. Allerdings ist
dies nicht wirklich überraschend. Aus der Big Bang Theorie lässt sich nämlich
die Massendichte der Baryonischen Materie zu 0.018 < ΩBh 2 < 0.023
berechenen, dies ist zwar deutlich mehr, als die bekannte leuchtende Materie
Ωleuchtendh 2 ≈ 0.005, aber immer noch viel weniger als die beobachtete gesamte
Massendichte ΩM h 2 ≈ 0.3.
Grafik 1: Darstellung der Energieausteilung unseres Universums. Der größte Anteil liegt in
Dunkler Energie vor. Baryonische Materie hingegen macht nur einen sehr kleinen Teil aus. [15]
Unser Universum ist also zu etwa 85% aus uns unbekannten, nicht-baryonischen
Teilchen aufgebaut, die als Dunkle Materie bezeichnet werden. In dieser Arbeit
soll es nun um die möglichen Teilchen gehen, aus denen die Dunkle Materie
aufgebaut sein könnte. Da bei diesen Kandidaten außer der Gravitation
die Wechselwirkungen mit baryonischer Materie stark unterdrückt sind, werden
solche Teilchen treffender weise auch als WIMP’s, Weakly Interacting Massive
Particles, bezeichnet.
2 Teilchen der Dunklen Materie
Ein großer Teil der Materie unseres Universums besteht also aus noch nicht
nachgewiesenen Teilchen. Doch müssen wir bei der Suche nach diesen Teilchen
uns nicht allein auf unser Glück verlassen. Es gibt eine Vielzahl von Theorien
über die Teilchen der Dunklen Materie. Aus diesen Theorien lassen sich
mögliche Nachweismethoden ableiten. Und neue Erkenntnise setzten immer
wieder Grenzen für die Eigenschaften der noch unentdeckten Teilchen, wodurch
auch schon einige Kandidaten, wie zum Beispiel relativistische Neutrinos, ausgeschlossen
werden konnten. Das einzige Problem dabei ist die riesige Vielfalt
möglicher Teilchen. Im verlauf dieser Arbeit werden die meistbeachtesten Kandidaten
noch einmal näher beleuchtet, aber zunächst ein kurzer Überblick über
den “Teilchenzoo” der Dunklen Materie:
3

• Neutrino: Das Standard-Modell Neutrino scheint ein guter Kandidat zu
sein. Wir wissen, dass es exsistiert, Masse hat und nur sehr schwach mit
anderen Teilchen wechselwirkt. Das Neutrino ist also soetwas wie das
erste nachgewiesene WIMP. Der Frage ob das Neutrino auch die Dunkle
Materie erklären könnte gehen wir in Part III auf den Grund.
• Axion: Das Axion kommt ursprünglich aus der Teilchenphysik, wo es zur
beschreibung der sch/st CP-Verletzung eingeführt wurden. Auch diesem
Teilchen wird später noch ein eigenes Kapitel, gewidmet.
• Supersymmetrische Teilchen: Wie wir in Part V sehen werden, ist die Supersymmetrie
oder auch SUSY selbst ein überaus großer Bereich mit vielen
verschiedenen Ausprägungen und einer ganzen Sammlung von Teilchen
aus denen die Dunkle Materie bestenhen könnte. Wegen dieser Vielfältigkeit,
werden SUSY Modelle auch häufig als Referenzmodelle herangenommen,
wenn es darum geht neue Dedektoren zu bauen. Die interessantesten Kandidaten,
welche aus der SUSY hergeleitet werden können sind:
- Sneutralino: Sneutralinos sind die SUSY Partner der Neutrinos,
die jedoch auf Grund ihres relativ großen Streuquerschnitts
zu den ehr unwahrscheinlichen Kandidaten gehören.
Ein mögliches Sneutralino hätte sich bereits in den Detektoren
zeigen müssen.
- Neutralino: Neutralinos sind die wahrscheinlichsten SUSY Kandidaten
für dunkle Materie und werden in Part V deswegen
auch ausführlich behandelt.
- Gavitino: Gravitinos sind die SUSY Partner der Gravitonen.
Sie wirken nur gravitative und sind deswegen besonders schwierig
zu dedektieren. Außerdem bereiten Gravitinos in einigen Modellen
der SUSY schwerwiegende Probleme in der frühen Phase
des Universums. Sie können die primordiale Zusammensetztung
der leichten Elemente stören, oder in großem Übermaß
produziert werden.
- Axino: Wenn es im Standardmodell ein Axion geben sollte,
dann muss es auch einen SUSY Partner dazu geben. Dieser
Partner ist das Axino.
• Teilchen aus Theorien mit extra Dimensionen: Die Theorien mit zusätzlichen
Dimensionen sind ein zweiter großer Bereich, die für eine Physik
nach dem Standardmodell sehr vielversprechend sind. Allerdings sind
diese Theorien, zu denen vorallem String und M-Theorie zählen, nicht
in direkter Konkurenz zur SUSY. In der Regel werden diese Theorien
zusammen mit der SUSY als Erweiterung des Standardmodells gesehen.
Der wichtigste Kandidat für Dunkle Materie, der aus extra Dimensionen
abgeleitet werden kann, ist das Kaluza-Klein-Teilchen. Part VI wird sich
näher damit beschäftigen.
4

• Superschwere Teilchen: Superschwere Teilchen, auch Wimpzillas gennant,
sind das Thema in Part VII. Diese Kandidaten zeichnen sich wie der Name
schon sagt durch eine deutlich höhere Masse als andere Kandidaten der
Dunklen Materie aus.
• Dunkle Materie aus dem “Kleinen Higgs” Modell: Das Kleine Higgs Modell
ist eine Alternative zur SUSY um die schwache Skala bis zu ~10 TeV hin
zu stabilisiern. Das Higgs Teilchen ist in dieser Theorie ein so genanntes
Pseudo Goldstone Boson. Ein Goldstone Boson ist ein masseloses Spin 0
Teilchen das auftritt wenn eine Symmetrie spontan gebrochen wird.
• Leichte Skalare Dunkle Materie: Diese Teilchen können ad hoc eingeführt
werden speziell um das Problem der Dunklen Materie zu erklären. Es
sind leichte Teilchen in der Größenordnung 1- 100 MeV, was für Teilchen
mit fermionischen Charakter nicht möglich wäre. Auch könnten diese
Teilchen vortrefflich die 511 keV Linie aus der Zentralregion der Galaxis
erklären. Man muss aber beachten das es auch andere Möglichkeiten gibt
diese Linie zu erklären, sie könnte etwa auch einfach durch eine spährische
Zwerggalaxie entstehen.
• Q-Ball
• Crypron
• Spiegelpartikel
• CHArged Massive Partikel (CHAMP)
• Selbstwechselwirkende Dunkle Materie
• D-matter
• Superschwach Wechselwirkende Dunkle Materie
• “brane-world” Dunkle Materie
• Schwerer vierter Neutrinoflavour
• ...
Diese Liste ließe sich noch eine Weile so weiterführen. Auch wenn viele der
Teilchen interessante Eigenschaften haben, die Teilchen der SUSY und Theorien
mit extra Dimensionen sind die meist betrachtesten und gesuchten. Deswegen
sollen hier außer diesen beiden Theorien nur noch Neutrinos, Axionen und
Wimpzillas betrachtet werden.
Ein Problem der Dunklen Materie ist natürlich, dass es nicht ausgeschlossen
ist das mehrer der möglichen Teilchen existieren. Bei einem Teilchen, dessen
Dichte nicht ausreicht um die gesammte Dunkle Materie auszumachen, spricht
man manchmal auch von unterkritischer Dichte. Dies sollte man bei der Betrachtung
von Daten zu Modellen bestimmeter Teilchen immer mit bedenken, den
meist wird hier davon ausgegangen, dass der fragliche Kandidat die gesammte
Dunkle Materie ausmacht.
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3 Das Neutrino als mögliche Lösung
Einer der ersten Gedanken die einem bei der Suche nach Dunkler Materie kommen
könnte ist ob vielleicht die Neutrinos die Effekte erklären könnten. Neutrinos
haben den “undisputed virtue of being known to exist” [1], also das wir sicher
wissen, dass sie existieren. Auch die Masse der Neutrinos ist noch nicht genau
bestimmt. Aber können Neutrinos die Effekte der Dunklen Materie vollständig
erklären? Die Antwort darauf ist nein, sie können es nicht. Zwar wissen wir
wie gesagt, dass Neutrinos existieren und zu mindest einen Teil der Dunklen
Materie ausmachen, doch wissen wir ebenfalls wie groß ihre Masse höchstens
sein kann, nämlich
mν < 2.05MeV
Die Energiedichte der Neutrinos lässt sich relativ leicht abschätzen
Ωνh 2 = � 3
i=1
mi
93eV
Damit ergibt sich für Neutrinos, dass Ωνh 2 ≤ 0.07 ist, was deutlich zu klein
ist für die Dichte der Dunklen Materie die auf ΩDM h 2 ≈ 0.3 gesetzt wird.
Die Dunkle Materie kann also unmöglich nur aus Neutrinos aufgebaut sein.
Man kann hier natürlich einwenden, dass man das Problem vielleicht mit einem
vierten Neutrinoflavour umgehen könnte, aber ein vierter Neutrinoflavour ist
weder einfacher noch physikalisch interessanter als andere Möglichkeiten. Und
da es einige Hinweise darauf gibt, dass es nur drei Neutrinoflavour gibt soll auf
diese Möglichkeit hier nicht näher eingegangen werden.
4 Das Axion
Das Axion wurde ursprünglich eingeführt um zu erklären warum in Prozessen
der starken Wechselwirkung keine CP-Verletzung auftritt. Es ist ein pseudo
skalares Partikel das nur mit Nucleonen, Elektronen und Photonen koppelt.
Seine Kopplung ist indirekt proportional zur Energieskala des Phasenübergangs
fa und seine Masse ist über
ma = 0.62eV 107 GeV
fa
mit der Energieskala des Phasenübergangs verknüpft. Nun um genau zu
sein müsste man zwei Axionen unterscheiden, das DFSZ und das KSZV. Von
einem DFSZ spricht man wenn das Axion direkt mit dem Elektron koppelt.
Interagiert das Axion aber indirekt oder in höherer Ordnung mit dem Elektron
ist das ein KSZV Axion. Diese beiden Axionen haben leicht unterschiedliche
Eigenschaften, so dass KSZV Axionen mit hoher Sicherheit als im Halo unserer
Milchstraße befindliche Teilchen ausgeschlossen werden konnten. Die Ergebnisse
hierfür liefert das Axion Dark Matter Experiment (ADMX).
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5 Supersymmetrie
5.1 Einführung in die Supersymmetrie
Um weitere Kandidaten für dunkle Materie zu untersuchen, ist das Modell
der Supersymmetrie das interessanteste. Da die Dedektionsmethoden für viele
der infrage kommenden Teilchen die gleichen sind, wird das verhältnismäßig
gut verstandene Model der Supersymmetrie beim Design vieler Dedektoren als
Ausgangspunkt verwendet. Als Erweiterung des Standardmodells der Teilchenphysik
wurde die Supersymmetrie erstmals 1971 sowohl von Juri Golfand, dessen
Studenten Evgeni Likhtman als auch von D. Vulkov und V. Akulov vorgeschlagen.
Größere Beachtung erlangte die Supersymmetrie, oder abgekürzt auch
SUSY gennant, aber erst 1974 durch das stark vereinfachte Wess-Zumino-Modell.
Seine heutige Bekanntheit verdankt die Supersymmetrie der Tatsache, dass sie
in den meisten Theorien die sich mit der Großen Vereinheitlichungs Theorie
(GUT, grand unification theorie) und der Stringtheorie beschäftigen die Supersymmetrie
beinhalten. Außerdem kann die Supersymmetrie Probleme des
Higgs-mechanismus und der Hirachie zwischen elektroschwacher und Planck
Skala lösen.
Was aber ist nun Supersymmetrie? Grundsätzlich ist es eine Symmetrie zwischen
Bosonen ein Fermionen, also Teilchen mit ganzzahligem und Teilchen mit
halbzahligen Spin. Die Supersymmetrie weist jedem Boson ein Teilchen mit halbzahligem
Spin, also ein Fermion, zu und umgekehrt. Bei der Bennenung dieser
neuen Teilchen orientiert man sich an den Teilchen des Standardmodells. Masseteilchen
erhalten das Präfix S-, also zum Beispiel Squarks, Wechselwirkungsteilchen
das Suffix -ino, wie etwa Photino. Grafik 2 enthält eine genauere
Gegenüberstellung der Standardmodell Teilchen und ihrer SUSY-Partner.
Grafik 2: Schematische Darstellung der Standardmodellteilchen und ihrer Supersymmetrischen
Partner [14]
Mathematisch lässt sich die Supersymmetrie in einer “graded Lie-Algebra”
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darstellen, nach der interne und Raum-Zeit Symmetrien gemischt vorliegen.
Doch auch wenn das noch nicht sehr aufregend klingt sollte man sich nicht
täuschen lassen die korrekte Darstellung dieser Symmetrie ist äußerst Kompliziert.
Eine einfache Herrangehensweise ist das sogenannte Minimale Supersymmetriesche
Modells (MSSM). Es erweitert das Standardmodell nur mit
Squarks, Sleptonen, Gauginos, zwei Higgs-Dupletts, zwei Higgsino-Dupletts, der
Erhaltung der sogennanten R-Parität und der Brechung der Supersymmetrie.
An dieser Stelle sei angemerkt, das jedes Supersymmetriesche Modell gebrochen
sein muss. Denn wäre das nicht der Fall würden die Supersymmetrischen
Teilchen sich nur im Spin von ihren Standartmodell Teilchen unterscheiden,
alles andere auch die Masse wäre erhalten. Da wir aber bisher noch keine Supersymmetrischen
Teilchen in Beschleunigerexperimenten sehen konnten muss
deren Masse größer sein als die bisher erreichten Energien und damit größer
als die ihrer Standardmodell Partner. Die R-Parität R ≡ (−1) 3B+L+2s mit
R= +1 für Standardmodell Teilchen und R= -1 für SUSY Teilchen ist hier
eine per Hand eingefügte Erhaltungsgröße. Ohne willkürlich getroffene Annahmen
besitzt es aber immer noch über 100 freie Parameter. Aus einem derart
großen Parameterraum lassen sich freilich keine Vorhersagen ableiten, weswegen
man mit Hilfe vernünftiger Annahmen einfachere Modelle erstellt. Eines
dieser Modelle ist das mSURGA oder auch abhäniges MSSM, ein anderes das
phänomänologisches MSSM.
Bevor wir uns nun der Frage zuwenden wie ein Kandidat für dunkle Materie
innerhalb der Theorie der Supersymmetrie aussehen könnte, noch ein Formeln
zur Supersymmetrie. Der Symmetrieoperator Q der Fermionen und Bosonen in
einander � umwandelt muss die folgenden Relationen erfüllen:
Qa, ¯ �
Qb + = 2γµ abPµ [Qa, Pµ] + = 0
[Qa, M µν ] = σ µν
ab Qb
mit den Strukturkonstanten
¯Qa ≡ � Q † �
γ0 a
und
σ µν = i
4 [γµ , γ ν ]
Weiterhin kann man ein sogenanntes Superpotential W finden. Dieses ergibts
sich der supersymmetrisierung der Yukawa Kopplungen zusammen mit einem
Bilinearen Higgsterm: �
W = ɛij yeH j
1LiE c + yeH j
1QiD c + yuH i 2QjU c
�
+ ɛijµHi 1H j
2
Mit diesem Superpotential läßt sich nun eine Lagrangegleichung aufstellen:
LSUSY = − 1
�
ij
2 W ψiψj + W ∗ ijψi† ψj†� − W iW ∗ i
wobei W i ≡ ∂W
∂φi , W ∗ ∂W
i ≡ ∂φi∗ und W ij ≡ ∂2W ∂φi∂φj
Die große Menge der freien Parameter ist in diesen Gleichungen nicht ersichtlich,
da die meisten dieser Parameter Massen und Mischungswinkel sind.
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5.2 Supersymmetrische Kandidaten
Doch jetzt wieder zurück zur Dunklen Materie. Ganz offensichtlich hält die
Theorie der Supersymmetrie also eine vielzahl neuer Teilchen bereit, welche
davon könnten zur dunklen Materie beitragen? Um in Frage zu kommen muss
das Teilchen stabil genug gegenüber Zerfall sein. Da aber die mittlere Zerfallszeit
indirekt proportional zur Masse ist und wir schon fest gestellt haben,
dass die supersymmetrischen Teilchen eine im Vergleich zu den Standardmodell
Teilchen sehr große Masse haben müssen ist klar, dass nicht alle supersymmetrischen
Teilchen in Frage kommen. Am besten erfüllt das Leichteste
Supersymmetrische Partikel (LSP) die Voraussetzung der Stabilität. Wie wir
schon gesehen haben enthält die Supersymmetrie eine sogennante R-Parität.
Diese ist R= -1 für supersymmetrische Teilchen und R= +1 für Standardmodell
Teilchen. Diese Parität ist multiplikative, dass heißt wenn etwa ein Teilchen
A in die zwei Teilchen B und C zerfällt giltRA = RB · RC. Es ist also leicht
ersichtlich, dass ein supersymmetrisches Teilchen zwar in eine beliebige Anzahl
von Standardmodell Teilchen, aber immer in eine ungerade Anzahl supersymmetrischer
Teilchen zerfallen muss. In unserem Beispiel wäre für ein supersymmetrisches
Teilchen A also eines der Teilchen B und C supersymmetrisch, das
andere nicht. Das leichteste supersymmetrische Teilchen kann also nicht weiter
zerfallen. Je nach Modell gibt es aber verschiedene Möglichkeiten welches supersymmetrische
Teilchen das Leichteste ist. In Frage kommen würden zum Beispiel
Sneutralino, Gavitino, Axino oder Neutralino. Das Neutralino χ ist der interessanteste
Kandidat für das leichteste supersymmetrische Teilchen. Genaugenommen
müsste man vom leichtesten Neutralino sprechen, denn es gibt vier davon
und zwar ˜χ 0 1 ≡ χ, ˜χ 0 2, ˜χ 0 3, ˜χ 0 4, sortiert nach ihrer Masse. Diese vier Neutralinos
sind fermionische Majorana Masseneigenzustände, die aus der Mischung der
vier supersymmetrischen Teilchen Bino ˜ B, Wino ˜ W , und den zwei Higgsinos
˜H 0 1 , ˜ H0 2 , welche die SUSY Partner der neutralen Higgs Bosonen sind, entstehen.
Die Massenmatrix hat die Gestallt:
MN =
⎛
⎜
⎝
M1 0 −Mz cos β sin ΘW Mz sin β sin ΘW
0 M2 Mz cos β cos ΘW −Mz sin β cos ΘW
−Mz cos β sin ΘW Mz cos β cos ΘW 0 −µ
Mz sin β sin ΘW −Mz sin β cos ΘW −µ 0
�
Diese Matrix ist in der Basis ˜B, W ˜ , H˜ 0
1 , ˜ H0 �
2 und M1, M2sind die Massen-
parameter von Bino und Wino, µder Higgsino Massenparameter, ΘW der Weinbergwinkel
und tan β die Rate des Vakuumerwartungswertes der Higgs Bosonen.
Wenn das leichteste Neutralino, wie ja alle vier Neutralinos, eine Mischung der
vier Teilchen ˜ B, ˜ W , ˜ H 0 1 , ˜ H 0 2 ist, dann ist es allgemein darstellbar als
χ = N11 ˜ B + N12 ˜ W + N13 ˜ H 0 1 + N14 ˜ H 0 2
Weiterhin beschreiben fG = N 2 11 + N 2 12 und fH = N 2 13 + N 2 14 den Gaugino
beziehungsweise Higgsino Charakter des Neutralinos. Welcher Teil das Neutralino
dominiert hängt natürlich wieder von dem konkreten Modell ab.
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⎞
⎟
⎠

6 Theorien mit extra Dimensionen
6.1 Universelle Extradimensionen
Theorien mit extra Dimensionen sind ein weiterer Bereich, dem aktuell viel
Aufmerksamkeit gewidmet wird. Diese Theorien drehen sich primär darum,
dass unsere 3 + 1 dimensionale Raum-Zeit genannt “brane” in einer 3 + δ + 1
dimensionalen Raum-Zeit, dem “bulk”, eingebettet ist. Die zwei bekanntesten
Vertretter von Theorien mit zusätzlichen Dimensionen, die Stringtheorie und
die M-Theorie lassen auf 6-7 Extradimensionen schließen. Ganz offensichtlich
entziehen sich diese zusätlichen Dimensionen unserer Alltagserfahrung. Sie sind
also vermutlich nicht von derselben Art wie die Dimensionen des brane. Die Theorie
beschreibt diese Extradimensionen oft als in Kreisen oder anderen Topologien
der Größe R kompaktifiziert. Aber auch stark gekrümmte oder sehr kleine
flache Extradimensionen werden diskutiert. Einen kompletten 3 + δ + 1 bulk
kann sich zwar wahrscheinlich niemand vorstellen, die funktionsweise von Extradimension
auf unserem 3 + 1 brane jedoch ist vernünftig darstellbar.
Grafik 3: Entnommen aus [12]
Grafik 4: Entnommen aus [12]
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Grafik 5: Entnommen aus [12]
Wie schon zuvor bei der Supersymmetrie gibt es auch für die Theorien mit
extra Dimensionen eine Vielzahl denkbarer Modelle. Für die Frage nach Dunkler
Materie gibt es eine ausgezeichnte Klasse von Theorien, die sogenannten Universellen
Extra Dimensionen. Bei diesen Theorien ist es allen Feldern erlaubt
sich im gesamten bulk zu bewegen, eine nicht selbstverständliche Vorraussetzung.
Das ist wichtig, weil Felder, die sich im gesamten bulk bewegen können
einen quantisierten Impuls p2 ∼ 1
R2 besitzen. R ist die Größe der extra Dimensionen.
Bei einer vorstellung der zusätzlichen Dimensionen wie in Abb. 4
ist diese quantisierung sogar nachvollziehbar, denn nach jedem vollständigen
Umlauf durch die Extradimension berührt man die brane ja wieder am selben
Punkt. Man hat also eine Reihe diskreter Moden welche Kaluza-Klein Zustände
genannt werden.
6.2 Kaluza-Klein-Teilchen
Wir haben nun schon eine neue Sorte Teilchen die für die Frage nach Dunkler
Materie interessant sind, doch wir müssen noch die gültigen Kandidaten
herrausarbeiten, die uns diese Theorie liefert. Die KK-Zustände werden in sogennanten
KK-Türmen, wie in Abb. 6, dargestellt.
Grafik 6: Darstellung der Kaluza-Klein-Türme für kleine und große Größe R der Extradimension
[13]
In unserer 3 + 1 brane zeigen sich diese KK-Türme als Zustände gleicher
Quantenzahlen aber unterschiedlicher Massen mn ∼ n
R . n ist die KK-Zahl des
Zustandes, die aufgrund der Impulserhaltung selbst erhalten sein sollte. Dies
ist jedoch nicht der Fall. Man muss die KK-Zustände als chirale Fermionen
vorliegen habe und um dies zu erreichen ist es nötig die Kompaktifizierung
11

durch eine verallgemeinerte Mannigfaltigkeit auszudrücken. Durch diese neue
Darstellung wird aber die Erhaltung der KK-Zahlen gebrochen. Für die Frage
nach Dunkler Materie ist das allerdings nicht tragisch, denn es bleibt eine KK-
Parität übrig. Diese Parität stabilisiert das Leichteste Kaluza-Klein Partikel
oder kurz LKP analog zum Leichtesten Supersymmetrischen Partikel. Also
ein KK-Teilchen mit ungerader KK-Parität erzeugt bei seinem Zerfall immer
eine ungerade Anzahl von KK-Teilchen. Das leichteste kann dann nicht weiter
zerfallen und ist ein Kandidat für Dunkle Materie.
7 Superschwere Kandidaten
Die meisten Teilchen die für die Dunkle Materie in Betracht gezogen werden
sind verhältnismäßig leicht, haben also eine Masse von mDM ≤ 34T eV . Das
ist bei den Superscheren Kandidaten anders. Superschwere Teilchen könnten
deutlich schwerer sein als mDM > 10 10 GeV . Weil dies eine geradezu “monstös”
große Masse ist hat sich für die Superscheren Teilchen der Name Wimpzillas
eingebürgert, der natürlich an “Godzilla” angelehnt ist. Wie der Name schon
andeutet bleibt aber eine typische Eigenschaft von Kandidaten Dunkler Materie
in der Regel erhalten, auch die Wimpzillas wechselwirken nur schwach mit
anderen Teilchen. Es gibt aber auch spezielle Theorien die stark wechselwirkende
superschwere Teilchen behandeln, diese werden dann manchmal simpzillas
genannt.
Die interessanteste Eigenschaft von Wimpzillas neben ihrer möglichkeit Dunkle
Materie Teilchen zu sein ist die Möglichkeit beobachtete Strahlung oberhalb
der GZK-Kante bei ∼ 5 × 10 19 eV zu erklären. Die GZK-Kante, benannt nach
den Herren Greisen, Zatsepin und Kuzmin, ist die Energie, bei der Protonen mit
Photonen der Cosmischen Hintergrundstrahlung wechselwirken. Diese Wechselwirkung
ist sehr effizient und macht das Universum verhältnismäßig undurchlässig
für Protonen hoher Energie. Da einerseits Ereignise Oberhalb der GZK-
Kante dedektiert wurden, aber keine Quellen innerhalb der Entfernung von ~50
Megaparsec, in der alle Protonen ausgefiltert sein sollten, bekannt ist macht das
Wimpzillas recht interessant.
Anders als die meisten Teilchen waren Wimpzillas auch nie im thermischen
Gleichgewicht, nur so sind sie überhaupt möglich. Das bedeuted aber das ihre
Gültigkeit als Kandidaten von ihrer Stabilität gegenüber Zerfall und Annihilation
abhängt. Außerdem sind sie stark von ihrem Produktionsmechanismus
abhängig. In Frage kommen zum Beispiel gravitative Produktion am Ende der
Inflation, Produktion vor oder während der Wiedererwärmung und so genannte
“Blasenkollisionen”. Für genauere Erklärung sei hier aber auf die Quelle [3]
verwiesen.
12

8 Zusammenfassung und Ausblick
Diese Arbeit zeigt bereits einige Kandidaten für Dunkle Materie, doch wie in
Abschnitt 2 gesehn wurde gibt es noch viele viele mehr. Die dahinterstehenden
Theorien sind meist durch andere physikalische Probleme und Messungen
motiviert und liefern ihre Dunkle Materie Teilchen sozusagen “nebenbei”. Die
Dunkle Materie Kandidaten schlüssig aus diesen Theorien abzuleiten ist jedoch
eine aufwendige und komplexe Aufgabe. Früher oder später wird der
Begriff “Dunkle Materie” aber wohl verloren gehen, nämlich dann wenn wir die
Teilchen die zu dieser Kategorie gehören detektiert und indentifiziert haben.
Experimentalphysiker auf der ganzen Welt arbeiten genau darauf hin. Erst im
Herbst des Jahres 2008 wurden neue Daten des PAMELA Experiments veröffentlicht,
die weithin als Zeichen von Dunkler Materie gesehen werden. Auch
der LHP am Cern wird nach seiner Inbetriebnahme ausgezeichnete Chancen
haben Teilchen der Dunklen Materie nachzuweisen. Mit diesen und weiteren
Experimente beschäftigt sich Fabian Eigenmann in seinem Beitrag zu diesem
Ausbildungsseminar.
13

9 Quellenverzeichnis
• [1] Als Gesamtüberblick sei an dieser Stelle besonders die Puplikation
“Particle Dark Matter: Evidence, Candidates and Constraints” von Gianfranco
Bertone, Dan Hooper, Joseph Silk zu Empfehlen. arXiv:hepph/0404175v2
• [2] V. Zacek: “Dark Matter” arXiv:0707.0472v1 [astro-ph]
• [3] Edward W. Kolb, Daniel J. H. Chung, Antonio Riotto: “Wimpzillas!”
arXiv:hep-ph/9810361v1
• [4] Michael E. Peskin: “Dark Matter and Particle Physics” arXiv:0707.1536v2
[hep-ph]
• [5] Dan Hooper und Branda L. Dingus: “Limits on Supersymmetric Dark
Matter From EGRET Observations of the Galactic Center Region” arXiv:astroph/0210617v1
• [6] John Ellis: “Particle Candidates for Dark Matter” arXiv:astro-ph/9812211v1
• [7] Jodi A. Cooley: “Status and Perspectives of Dark Matter Searches”
arXiv:astro-ph/0607621v1
• [8] Lars Bergström: “Non-Baryonic Dark Matter: Observational Evidence
and Detection Methodes” arXiv:hep-ph/0002126v1
• [9] Thomas Appelquist, Hsin-Chia Cheng und Bogden A. Dobres: “Bounds
on Universal Extra Dimensions” arXiv:hep-ph/0012100v2
• [10] Matthias Bartelmann: “Observing the Big Bang”
• [11] Marco Cirelli und Alessandro Strumia: “Minimal Dark Matter predictions
and the PAMELA positron excess” arXiv:0808.3867v2 [astro-ph]
• [12] Onlinearchive der Frankfurter allgemeinen Zeitung: Ulf von Rauchhaupt:
“In anderen Dimensionen” http://th.physik.uni-frankfurt.de/~scherer/sabine/FASZ/index.html
• [13] John M. Pierre: Superstrings http://www.sukidog.com/jpierre/strings/extradim.htm
• [14] HEPY Theorie Group, Helmut Eberl und Brigitte De Monte: “Supersymmetrie”
http://wwwhephy.oeaw.ac.at/susy/
• [15] ADMX Website http://www.phys.washington.edu/groups/admx/home.html
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