aszelc - warp.pdf

neutrino.fuw.edu.pl

aszelc - warp.pdf

Poszukiwanie Ciemnej Materii

Warszawa, 15.12.2006

w eksperymencie WARP

A. Szelc

1


Warszawa, 15.12.2006

Plan Seminarium:

Model LambdaCDM, czyli dlaczego potrzebujemy Ciemnej

Materii?

Typowi podejrzani, czyli czym może być Ciemna Materia?

Co wiemy o WIMP'ach i jak ich szukać?

Pośrednia detekcja

Bezpośrednia detekcja

Eksperyment WARP

Pierwsze wyniki z prototypu 2.3 litra.

Perspektywy detektora 100 litrowego.

A. Szelc

2


Warszawa, 15.12.2006

Model �CDM czyli nasz obecny obraz

Wszechświata:

Wszechświat jest

płaski (w sensie

geometrii)

- znamy całkowit ą

gęstość masy-energii

3H 2

�=�crit= 8 �G

Poszczególne

składniki:

� x= � x

� crit

Nie znamy 95%

masy

Wszechświata! A. Szelc

3


Warszawa, 15.12.2006

Pomiary kosmologiczne

(Geometria Wszechświata) Pomiary kosmologicznego

promieniowania tła

pozwalaj ą oszacować

gęstość masy-energii we

Wszechświecie. S ą równie ż inne przesłanki: np.

argument “flatness-oldness”

�0.013

�k =−0.003−0.017 A. Szelc

4


Warszawa, 15.12.2006

Pomiary kosmologiczne

(stała kosmologiczna)

Pomiary zależności jasności i odległości Supernowych Ia

sugeruj ą, że

ekspansja

Wszechświata zamiast

zwalniać – przyspiesza.

W połączeniu z wynikami

sondy WMAP wymusza to

wprowadzenie stałej

kosmologicznej ��

stanowiącej ok. 70%

gęstości krytycznej.

A. Szelc

5


Warszawa, 15.12.2006

Pomiary kosmologiczne

(materia barionowa)

Pomiary zawartości lekkich

pierwiastków (H,D,He,Li)

w połączeniu z teoria

nukleosyntezy ograniczaj ą

ilość materii barionowej na

ok. 5% gęstości krytycznej.

A. Szelc

6


Przesłanki

sugerujące istnienie materii

nieświecącej pojawiały si ę ju ż

wcześniej: Warszawa, 15.12.2006

Pozostałe 25% - Ciemna

Materia?

Dynamika gromad galaktyk

– F. Zwicky, 1933

Obserwacje krzywych

rotacji galaktyk

A. Szelc

7


Typowi podejrzani:

Istniejący:

● MACHO

● Neutrina

Dobrze umotywowani:

● Aksjony

● WIMP'y

● KK Dark Matter

Inni:

WIMPzilla, LIMP'y, sterylne neutrino i inne.

Warszawa, 15.12.2006

Cornelia Parker, Cold Dark Matter:

An Exploded View.

A. Szelc

8


Massive Astrophysical Compact Halo Objects

● Poszukiwanie za pomocą metody mikrosoczewkowania

zaproponowaną przez B. Paczyńskiego

● Poszukiwania obiektów w halo Mlecznej Drogi

Eksperymenty OGLE, MACHO i EROS

● Najnowsze prace ograniczają

ilość MACHO < 7% masy halo

(EROS)

Warszawa, 15.12.2006

A. Szelc

9


Neutrina

● Zasadnicza zaleta: wiemy, że istnieją.

● Mogą dać gęstośc:

● Ograniczenia na masę

● relatywistyczne podczas odszczepienia

-> Gorąca Ciemna Materia.

● Formacja struktur wymaga Zimnej Ciemnej Materii.

Ograniczenia kosmologiczne:

Warszawa, 15.12.2006

�� h 2 3

=�i =1

g i m i

90eV

0.04eV �m ��2.2eV

Ale:

Nie pozwalają

wykluczyć neutrin

A. Szelc

10


Aksjony

Warszawa, 15.12.2006

Pole skalarne, które może rozwiązać

problem silnego CP.

Dla mas ~ 10 -5 eV mogą rozwiązać

problem Ciemnej Materii.

Detekcja przez rozpad na fotony w

silnym polu magnetycznym.

A. Szelc

11


Weakly Interacting Massive Particles

Warszawa, 15.12.2006

Ciężkie cząstki, które oddzieliły

się wcześnie podczas

ewolucji Wszechświata i były już

zimne podczas rekombinacji.

Supersymetria może dostarczyć

kandydata na WIMP'a

Dla wielu wariantów, w tym cMSSM,

najlżejszą cząstką może

być neutralino χ.

Jeśli zachowana R-parzystość – neutralino jest stabilne.

A. Szelc

12


Bezpośrednio:

oddziaływanie WIMP-jądro.

Warszawa, 15.12.2006

Jak szukać WIMP'ów?

LHC

Pośrednio:

Poszukiwanie efektów rozpadu

A. Szelc

13


Co wiemy o WIMP'ach?

Masa > 50 GeV

przekrój czynny na oddziaływanie

10 -2 pb – 10 -32 pb !!!

Warszawa, 15.12.2006

Gdzie ich szukać?

Halo Ciemnej Materii – Podstawowy model to

izotermiczna kula z Maxwellowskim rozkladem

predkosci.

Zwarte obiekty, które więżą WIMP'y

-Ziemia, Słońce, Centrum Galaktyki.

A. Szelc

14


Warszawa, 15.12.2006

Detekcja pośrednia Poszukiwanie produktów anihilacji WIMP'ów.

neutrina

teleskopy

neutrinowe

(IceCube, Amanda,

Antares, Nestor)

antymateria

AMS, PAMELA

prom. gamma

porównanie

obserwacji EGRET

z przewidywanym

tłem galaktycznym

wykazuje nadwyżk ę

fotonów.

A. Szelc

15


Kanały:

� � �� �

�� � � Z

Dane zebrane przez

eksperyment EGRET

wykazuj ą nadwyżke tła

promieniowania γ.

Może ono pochodzić od

WIMP'ów

Warszawa, 15.12.2006

Promieniowanie γ

Potwierdzeniem powinny

być wyniki sondy GLAST.

A. Szelc

16


Warszawa, 15.12.2006

Detekcja bezpośrednia:

WIMP'y oddziałują z jądrami atomowymi

przekazując energię odrzutu

Przewidywania: ilość zdarzeń < 1 /kg/dzień

Energia odrzutu ~ 10 - 80 keV

Potrzebne:

● maksymalne obniżenie tła

● Świetna zdolność rozdzielcza

● Cierpliwość lub odpowiednio

duży detektor

Możliwa sygnatura:

roczna modulacja sygnału

A. Szelc

17


Warszawa, 15.12.2006

Metody detekcji bezpośredniej:

LXe+GXe:

DAMA/LIBRA, ZEPLIN II

ArDM, WARP

Jonizacja

Energia

Odrzutu

Scyntylacje Ciepło

NaI, CsI, CaF 2 , LXe

DAMA, NAIAD, ZEPLIN I

Półprzewodniki: Ge, Si

TPC: DRIFT

CaWO 4 : CRESST,

ROSEBUD

Ge, Si: EDELWEISS, CDMS

Detektory kriogeniczne

CRESST, Rosebud Al 2 O 3

A. Szelc

18


Warszawa, 15.12.2006

Eksperyment WARP

P.Benetti, E.Calligarich, M.Cambiaghi,

L.Grandi, C.Montanari, G.L.Raselli, M.Roncadelli,

M.Rossella, C.Rubbia*,C.Vignoli

INFN and Department of Physics at University of Pavia (Italy)

F.Carbonara, A.G.Cocco, G.Fiorillo, G.Mangano

INFN and Department of Physics at University of Napoli (Italy)

R.Acciarri, F.Cavanna, F.Di Pompeo, N.Ferrari,

A.Ianni, O.Palamara, L.Pandola

Laboratori Nazionali del Gran Sasso, INFN (Italy)

F.Calaprice, C.Galbiati

Department of Physics, Princeton University, New Jersey (USA)

A.M.Szelc

Instytut Fizyki Jadrowej PAN, Krakow (Poland)

A. Szelc

19


Warszawa, 15.12.2006

Argon jako tworzywo

detektora

Energia odrzutu w przedziale

E ∼ 10 ÷100 keV

r

Koherentny przekroj czynny

2 zachowuje si ę jak A (40 dla

argonu)

Form-faktor nie zależy od

spinu, poniewa ż naturalny

argon składa si ę z izotopów o

spinie 0.

A. Szelc

20


Warszawa, 15.12.2006

Metoda detekcji

● WIMP oddziałując z atomem

argonu przekazuje energi ę

odrzutu. Można j ą obserwować

jako scyntylacje S1 lub

elektrony jonizacji.

● Elektrony dryfuj ą w silnym

polu elektrycznym i s ą

ekstrahowane do fazy gazowej.

Tam przyspieszane do energii

wystarczającej do zaistnienia

scyntylacji wtórnych S2.

●Właściwości S1 i S2 pozwalaj ą

na bardzo dobr ą

dyskryminacj ę przypadków tła.

scałkowany

sygnał

fotopowielacze

granica faz:

gazowej i

ciekłej

katoda

A. Szelc

21


Warszawa, 15.12.2006

Selekcja przypadków

● Mechanizm scyntylacji w

ciekłym argonie jest oparty na

de-ekscytacji stanów

molekularnych:

singletu (t ~ 7ns) i

trypletu (t ~ 15 us).

● Rozkład tych komponentów

jest diametralnie różny dla

różnych cząstek jonizujących. A. Hitachi et al., Phys. Rev. B 27

(1983).

dane z detektora 2.3l

A. Szelc

22


Warszawa, 15.12.2006

Selekcja przypadków (2)

●Ilość energii

emitowanej jako

scyntylacje jest różna dla różnych cząstek. T. Doke et al., NIM A 269 (1988)

●To samo można powiedzieć o energii

zamienionej na

jonizacj ę.

-> stosunek

S2/S1 będzie różny dla

e/� i WIMP'ów.

● np. dla e lub �: S2/S1~150

dla �: S2/S1 ~ 3

dane z detektora 2.3l

A. Szelc

23


osłony pasywne

Warszawa, 15.12.2006

detektor WARP

weto aktywne

detektor wewn.

Docelowy detektor WARP powinien

zacząć zbierać dane

w drugiej połowie 2007 roku.

100 litrów argonu dające 140 kg

masy detektora

Detektor z aktywnym weto

Osłony przeciw neutronom i

promieniowaniu gamma

trójwymiarowa lokalizacja zdarzeń

A. Szelc

24


• masa = 140 kg

Warszawa, 15.12.2006

Detektor wewnętrzny • Wysokość = 60 cm, Promień = 25 cm

• Układ fotopowielaczy czułych na

promieniowanie ultrafioletowe

umieszczonych w gazie daje pokrycie

ok. 10% powierzchni.

• Pole dryfu = 1 kV/cm

“gridy” ekstrahujace i przyspieszajace

elektrody kształtujące

pole elektryczne

Katoda

Fotopowielacze

A. Szelc

25


2.3 litrowy detektor testowy

Warszawa, 15.12.2006

Prototyp detektora o pojemności 2.3 litra

zbiera dane w Gran Sasso od kwietnia 2004.

wyposażony w 7 2'' fotopowielaczy (ETL)

zasada działania identyczna jak w

detektorze głównym.

maksymalny czas dryfu elektronów: 40 μs

(wysokość komory 10 cm )

czystość argonu utrzymywana dzięki

recyrkulacji i filtrowaniu.

A. Szelc

26


Warszawa, 15.12.2006

Kalibracja neutronowa

●Kalibracja źródłem

Am-Be.

●Neutrony charakteryzuj ą si ę:

0.68 ≤ F ≤ 0.87

8 ≤ S2/S1(E) ≤ 30

●Zastosowanie obu

metod dyskryminacji

pozwala na bardzo

dobre oddzielenie

szukanego sygnału od

tła.

A. Szelc

27


Warszawa, 15.12.2006

Kalibracja neutronowa

●Zależność S2/S1 od

energii odrzutu :

●S2/S1 dla

neutronów jest

wyższe ni ż dla

cząstek �

●S2/S1 jest

odwrotnie

proporcjonalne do

energii

S2

S1

=a� b

E keV

a=2.1 keV,

b=510 keV

A. Szelc

28


Zanieczyszczenie Radonem.

Warszawa, 15.12.2006

●Podczas napełniania komory do

środka dostaje si ę 222Rn o czasie życia

ok. 3.8 dnia.

●Atomy powstałe w wyniku rozpadu

Radonu s ą zjonizowane i dryfuj ą w

strone katody, na której si ę osadzaj ą.

●w przypadku emiterów �, w ok. 50%

to jądro atomowe jest wyrzucane w

214 210 stron ę detektora (at. Pb i Pb o

energiach 110 i 144 keV).

29

A. Szelc


Uzysk światła

dla odrzutów

Warszawa, 15.12.2006

jądrowych Warto ci uzyskane trzema ró nymi metodami s

ś ż ą

zgodne.

Metoda

222 Rn i pochodne

źródło

neutronowe

Am-Be

Dane zbierane bez

osłony neutronowej

Wynik

Y Pb = (1.70 ± 0.03) phe/keV

Y Ar = (1.65 ± 0.25) phe/keV

Y Ar = (1.6 ± 0.4) phe/keV

A. Szelc

30


Warszawa, 15.12.2006

Zbieranie danych

Przy pomocy prototypu o

pojemności 2.3 litra zebrano

96.5 kg*dni danych (mar – lip 06).

Tło jest wyższe ni ż oczekiwane dla

“ogona” pochodzącego od

elektronów i fotonów, pochodzenie

jest niejasne.

Możemy oszacować skuteczność dyskryminacji, tylko na podstawie

S1 F>0.68:

30-50 keV ion = 3.7 x 10 -5

50-100 keV ion = 1 x 10 -6

A. Szelc

31


Warszawa, 15.12.2006

wyniki

Nie zaobserwowano żadnych

przypadków powyżej 42 keVion

dla

expozycji 96.5 kg*dni (2.8 x 107 przypadków)

Pozwala to oszacować dozwolony

przedział dla oddziaływa ń typu S-I

dla standardowych parametrów

(na poz. ufn. 90%).

Dominującym wkładem do błędu systematycznego s ą niepewności w oszacowaniu ilości scyntylacji

(15% w Y -> 20% dla

ar

M =100 GeV/c W 2 ,

lub 30% dla M =50 GeV/c w 2 )

A. Szelc

32


Warszawa, 15.12.2006

wyniki

Zaobserwowano równie ż 5 przypadków w

przedziale 30-42 keV . Najprawdopodobniej s ą

ion

to neutrony lub inne tło.

Ta kwestie będzie wyjaśniana dzięki pomiarom

z argonem ze zubożon ą ilościa 39Ar odpowiedzialnego za większość tła e/ �.

A. Szelc

33


Warszawa, 15.12.2006

Detektor 100 l.

Budowa detektora głównego

właśnie rusza.

●100 razy większa masa (ekspozycja

uzyskana przez 2.3l w ciągu jednego dnia)

● Zastosowanie niskotłowych

materiałów do konstrukcji.

● aktywne weto pozwoli

wyeliminować tło neutronowe.

A. Szelc

34


Warszawa, 15.12.2006

Podsumowanie

● Budowa 100l detektora obecnie głównym zadaniem

kolaboracji

● Już prototyp o pojemności 2.3 l jest w stanie konkurować

z czołówką eksperymentów poszukujących Ciemnej Materii

Dziękuję za uwagę.

A. Szelc

35


Jeśli nie Ciemna Materia to co?

➔MOND – Modified Newtonian Dynamics

- dla b. małych przyspieszeń teoria Newtona się załamuje:

Warszawa, 15.12.2006

F =ma � F =ma ��a/a 0 �

��x�=x ,dla x≪1;�� x�=1 dla x≫1

- daje świetne przybliżenie krzywych rotacji. Trudno jednak

wpasować go do szerszego modelu.

➔ Istnieją rozwiązania Ogólnej Teorii Względności, biorące pod

uwagę anizotropie ćiśnienia w galaktyce, które mogą dać płaskie

krzywe rotacji jako rozwiązanie np.: K. Lake, gr-qc/0302067

➔ Jeśli stała Hubble'a byłaby mniejsza: H~50 km/s/Mpc to

wystarczy materii barionowej.

A. Szelc

36


Sytuacja na dzień

dzisiejszy:

Wyniki CDMS II z maja 04

(Phys.Rev. Lett. 93, 211301,

2004.

astro-ph/0405033)

schodzą daleko poniżej

obszaru preferowanego

przez eksperyment DAMA.

http://dendera.berkeley.edu/plotter/entryform.html

Warszawa, 15.12.2006

przyszłość

2004 2000 2002

A. Szelc

37


Warszawa, 15.12.2006

Czy widać koniec?

Wydaje się, że dopiero ewentualna

detekcja nowych cząstek w LHC

(neutralino?) pozwoli na bliższe

dookreślenie parametrów WIMP'a.

Z tymi danymi będzie można

wypowiadać się precyzyjniej na temat

wyników eksperymentów

astrofizycznych.

A. Szelc

38


Warszawa, 15.12.2006

DAMA

● Tylko scyntylacje.

● 9 kryształów NaI(Tl)

o masie 9.70kg każdy.

● 7 lat zbierania danych

● Najdłuższy czas prowadzenia

pomiarów: 107731 kg dzień

● Obserwacja rocznej modulacji

na poziomie ufności 6.3 σ

R. Bernabei i in.,

Riv.Nuovo Cim. 26N1 (2003) 1-73,

astro-ph/0307403

A. Szelc

39


EDELWEISS i CDMS, czyli jonizacja + ciepło

Warszawa, 15.12.2006

Stosunek jonizacji do

całkowitej energii jako

kryterium selekcji przypadków

EDELWEISS = 3x320g Ge

CDMS I = 4x165g Ge + 1x100g Si

oba wykluczają obszar DAMA

na poz. Ufności 99.5% http://edelweiss.in2p3.fr/index_newe.html

A. Szelc

40


Warszawa, 15.12.2006

limity detektorowe w ciągu

ostatnich lat

A. Szelc

41

More magazines by this user
Similar magazines