Upload
neena
View
47
Download
2
Embed Size (px)
DESCRIPTION
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 ) - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
Poszukiwanie cząstek Poszukiwanie cząstek Ciemnej Materii przy Ciemnej Materii przy użyciu dwufazowego użyciu dwufazowego
detektora argonowegodetektora argonowego
Piotr Mijakowski
Seminarium Doktoranckie IPJ Warszawa 25 Październik 2005
2
Plan wystąpienia
bull Ciemna Materia
bull Zasady detekcji bezpośredniej
bull Dwufazowy detektor argonowy
ndash Zasada działania (WARP ArDM)ndash Sposoby eliminacji tła doświadczalnego
bull Symulacja oddziaływań neutronoacutew przy użyciu Geant4
3
Pierwsze dowody na istnienie Ciemnej Materii
Problem bdquobrakującej masyrdquo- 1933 r - Fritz Zwicky gromada COMA Prędkość obrotu galaktyk wokoacuteł
wspoacutelnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany
Rozwiązanie
ok 90 masy bdquoniewidocznardquo
Zwicky
gromada COMA
4
Pomiar krzywych rotacji galaktyk
sferyczne halo ciemnej materii otaczające
galaktykę
V~r-12V~r
5
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej
=gt materia bdquoświetlistardquolumni ~ 0006
Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo
m ~ 03
roacutewnania ewolucji Wszechświatagęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
m = 029 007
tot = 102 002bdquopłaskirdquo Wszechświat
m
6
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie
Większość ciemnej materii to materia niebarionowa
Model nukleosyntezy
b = 0040 0005 Promieniowanie mikrofalowe tła b = 0047 0006
Wnioski
mgtgt b =gt Ciemna Materia
mltlt1 =gt Ciemna Energia
7
Ciemna materia - klasyfikacja
bull Barionowa Ciemna Materia - np brązowe karły gwiazdy neutronowe czarne dziury - MACHOrsquos (Massive Astronomical Compact Halo Objects)bull Niebarionowa Ciemna Materia
ndash bdquogorącardquo (Hot Dark Matter - HDM) cząstki relatywistyczne np neutrinandash bdquozimnardquo (Cold Dark Matter - CDM) cząstki nie-relatywistyczne np WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne masywne neutralne cząstki słabo oddziałujące z
materią
CDM HDM
Klasyfikacja Ciemnej Materii
bottom-up top-down
bdquozimnardquo czy bdquogorącardquo
~ 4
~ 23
8
WIMP kandydat na bdquoZimnąrdquo Ciemną Materię
Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP ndash Weakly Interacting Massive Particle)
Poszukujemy cząstek
Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią
neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna
dobry kandydat na WIMP-a
neutralino() 18 GeV lt M lt 7 TeV
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
2
Plan wystąpienia
bull Ciemna Materia
bull Zasady detekcji bezpośredniej
bull Dwufazowy detektor argonowy
ndash Zasada działania (WARP ArDM)ndash Sposoby eliminacji tła doświadczalnego
bull Symulacja oddziaływań neutronoacutew przy użyciu Geant4
3
Pierwsze dowody na istnienie Ciemnej Materii
Problem bdquobrakującej masyrdquo- 1933 r - Fritz Zwicky gromada COMA Prędkość obrotu galaktyk wokoacuteł
wspoacutelnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany
Rozwiązanie
ok 90 masy bdquoniewidocznardquo
Zwicky
gromada COMA
4
Pomiar krzywych rotacji galaktyk
sferyczne halo ciemnej materii otaczające
galaktykę
V~r-12V~r
5
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej
=gt materia bdquoświetlistardquolumni ~ 0006
Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo
m ~ 03
roacutewnania ewolucji Wszechświatagęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
m = 029 007
tot = 102 002bdquopłaskirdquo Wszechświat
m
6
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie
Większość ciemnej materii to materia niebarionowa
Model nukleosyntezy
b = 0040 0005 Promieniowanie mikrofalowe tła b = 0047 0006
Wnioski
mgtgt b =gt Ciemna Materia
mltlt1 =gt Ciemna Energia
7
Ciemna materia - klasyfikacja
bull Barionowa Ciemna Materia - np brązowe karły gwiazdy neutronowe czarne dziury - MACHOrsquos (Massive Astronomical Compact Halo Objects)bull Niebarionowa Ciemna Materia
ndash bdquogorącardquo (Hot Dark Matter - HDM) cząstki relatywistyczne np neutrinandash bdquozimnardquo (Cold Dark Matter - CDM) cząstki nie-relatywistyczne np WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne masywne neutralne cząstki słabo oddziałujące z
materią
CDM HDM
Klasyfikacja Ciemnej Materii
bottom-up top-down
bdquozimnardquo czy bdquogorącardquo
~ 4
~ 23
8
WIMP kandydat na bdquoZimnąrdquo Ciemną Materię
Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP ndash Weakly Interacting Massive Particle)
Poszukujemy cząstek
Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią
neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna
dobry kandydat na WIMP-a
neutralino() 18 GeV lt M lt 7 TeV
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
3
Pierwsze dowody na istnienie Ciemnej Materii
Problem bdquobrakującej masyrdquo- 1933 r - Fritz Zwicky gromada COMA Prędkość obrotu galaktyk wokoacuteł
wspoacutelnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany
Rozwiązanie
ok 90 masy bdquoniewidocznardquo
Zwicky
gromada COMA
4
Pomiar krzywych rotacji galaktyk
sferyczne halo ciemnej materii otaczające
galaktykę
V~r-12V~r
5
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej
=gt materia bdquoświetlistardquolumni ~ 0006
Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo
m ~ 03
roacutewnania ewolucji Wszechświatagęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
m = 029 007
tot = 102 002bdquopłaskirdquo Wszechświat
m
6
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie
Większość ciemnej materii to materia niebarionowa
Model nukleosyntezy
b = 0040 0005 Promieniowanie mikrofalowe tła b = 0047 0006
Wnioski
mgtgt b =gt Ciemna Materia
mltlt1 =gt Ciemna Energia
7
Ciemna materia - klasyfikacja
bull Barionowa Ciemna Materia - np brązowe karły gwiazdy neutronowe czarne dziury - MACHOrsquos (Massive Astronomical Compact Halo Objects)bull Niebarionowa Ciemna Materia
ndash bdquogorącardquo (Hot Dark Matter - HDM) cząstki relatywistyczne np neutrinandash bdquozimnardquo (Cold Dark Matter - CDM) cząstki nie-relatywistyczne np WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne masywne neutralne cząstki słabo oddziałujące z
materią
CDM HDM
Klasyfikacja Ciemnej Materii
bottom-up top-down
bdquozimnardquo czy bdquogorącardquo
~ 4
~ 23
8
WIMP kandydat na bdquoZimnąrdquo Ciemną Materię
Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP ndash Weakly Interacting Massive Particle)
Poszukujemy cząstek
Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią
neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna
dobry kandydat na WIMP-a
neutralino() 18 GeV lt M lt 7 TeV
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
4
Pomiar krzywych rotacji galaktyk
sferyczne halo ciemnej materii otaczające
galaktykę
V~r-12V~r
5
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej
=gt materia bdquoświetlistardquolumni ~ 0006
Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo
m ~ 03
roacutewnania ewolucji Wszechświatagęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
m = 029 007
tot = 102 002bdquopłaskirdquo Wszechświat
m
6
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie
Większość ciemnej materii to materia niebarionowa
Model nukleosyntezy
b = 0040 0005 Promieniowanie mikrofalowe tła b = 0047 0006
Wnioski
mgtgt b =gt Ciemna Materia
mltlt1 =gt Ciemna Energia
7
Ciemna materia - klasyfikacja
bull Barionowa Ciemna Materia - np brązowe karły gwiazdy neutronowe czarne dziury - MACHOrsquos (Massive Astronomical Compact Halo Objects)bull Niebarionowa Ciemna Materia
ndash bdquogorącardquo (Hot Dark Matter - HDM) cząstki relatywistyczne np neutrinandash bdquozimnardquo (Cold Dark Matter - CDM) cząstki nie-relatywistyczne np WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne masywne neutralne cząstki słabo oddziałujące z
materią
CDM HDM
Klasyfikacja Ciemnej Materii
bottom-up top-down
bdquozimnardquo czy bdquogorącardquo
~ 4
~ 23
8
WIMP kandydat na bdquoZimnąrdquo Ciemną Materię
Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP ndash Weakly Interacting Massive Particle)
Poszukujemy cząstek
Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią
neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna
dobry kandydat na WIMP-a
neutralino() 18 GeV lt M lt 7 TeV
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
5
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej
=gt materia bdquoświetlistardquolumni ~ 0006
Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo
m ~ 03
roacutewnania ewolucji Wszechświatagęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
m = 029 007
tot = 102 002bdquopłaskirdquo Wszechświat
m
6
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie
Większość ciemnej materii to materia niebarionowa
Model nukleosyntezy
b = 0040 0005 Promieniowanie mikrofalowe tła b = 0047 0006
Wnioski
mgtgt b =gt Ciemna Materia
mltlt1 =gt Ciemna Energia
7
Ciemna materia - klasyfikacja
bull Barionowa Ciemna Materia - np brązowe karły gwiazdy neutronowe czarne dziury - MACHOrsquos (Massive Astronomical Compact Halo Objects)bull Niebarionowa Ciemna Materia
ndash bdquogorącardquo (Hot Dark Matter - HDM) cząstki relatywistyczne np neutrinandash bdquozimnardquo (Cold Dark Matter - CDM) cząstki nie-relatywistyczne np WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne masywne neutralne cząstki słabo oddziałujące z
materią
CDM HDM
Klasyfikacja Ciemnej Materii
bottom-up top-down
bdquozimnardquo czy bdquogorącardquo
~ 4
~ 23
8
WIMP kandydat na bdquoZimnąrdquo Ciemną Materię
Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP ndash Weakly Interacting Massive Particle)
Poszukujemy cząstek
Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią
neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna
dobry kandydat na WIMP-a
neutralino() 18 GeV lt M lt 7 TeV
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
6
Pomiar gęstości materii we Wszechświecie
Większość ciemnej materii to materia niebarionowa
Model nukleosyntezy
b = 0040 0005 Promieniowanie mikrofalowe tła b = 0047 0006
Wnioski
mgtgt b =gt Ciemna Materia
mltlt1 =gt Ciemna Energia
7
Ciemna materia - klasyfikacja
bull Barionowa Ciemna Materia - np brązowe karły gwiazdy neutronowe czarne dziury - MACHOrsquos (Massive Astronomical Compact Halo Objects)bull Niebarionowa Ciemna Materia
ndash bdquogorącardquo (Hot Dark Matter - HDM) cząstki relatywistyczne np neutrinandash bdquozimnardquo (Cold Dark Matter - CDM) cząstki nie-relatywistyczne np WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne masywne neutralne cząstki słabo oddziałujące z
materią
CDM HDM
Klasyfikacja Ciemnej Materii
bottom-up top-down
bdquozimnardquo czy bdquogorącardquo
~ 4
~ 23
8
WIMP kandydat na bdquoZimnąrdquo Ciemną Materię
Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP ndash Weakly Interacting Massive Particle)
Poszukujemy cząstek
Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią
neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna
dobry kandydat na WIMP-a
neutralino() 18 GeV lt M lt 7 TeV
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
7
Ciemna materia - klasyfikacja
bull Barionowa Ciemna Materia - np brązowe karły gwiazdy neutronowe czarne dziury - MACHOrsquos (Massive Astronomical Compact Halo Objects)bull Niebarionowa Ciemna Materia
ndash bdquogorącardquo (Hot Dark Matter - HDM) cząstki relatywistyczne np neutrinandash bdquozimnardquo (Cold Dark Matter - CDM) cząstki nie-relatywistyczne np WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne masywne neutralne cząstki słabo oddziałujące z
materią
CDM HDM
Klasyfikacja Ciemnej Materii
bottom-up top-down
bdquozimnardquo czy bdquogorącardquo
~ 4
~ 23
8
WIMP kandydat na bdquoZimnąrdquo Ciemną Materię
Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP ndash Weakly Interacting Massive Particle)
Poszukujemy cząstek
Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią
neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna
dobry kandydat na WIMP-a
neutralino() 18 GeV lt M lt 7 TeV
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
8
WIMP kandydat na bdquoZimnąrdquo Ciemną Materię
Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP ndash Weakly Interacting Massive Particle)
Poszukujemy cząstek
Neutralnych Długożyciowych (z ~ czas życia Wszechświata) Masywnych ( M ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią
neutralino (SUSY) - najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle) jest stabilna
dobry kandydat na WIMP-a
neutralino() 18 GeV lt M lt 7 TeV
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
9
Metoda detekcji bezpośredniej
Todrzutu~ keV
Jądro odrzut
u
detektor
+ (AZ)w spoczynku + (AZ)odrzut
mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania
WIMP-oacutew
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
10
Energia odrzutu
M = 100 GeVc2 ltTodrzutugt = 24 keV
bull prędkość WIMP-oacutew w halo rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum Galaktyki = 0
bull V 230 kms (względem Ziemi) -gt określa śred T
bull ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym (~ 03 GeVc2 middot1cm3)
M = 50 GeVc2 ltTodrzutugt = 14 keV
model halo
Ar
+ =widmo energii jąder
odrzutu z oddziaływania
WIMP-oacutew (symulacja)
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
11
Techniki detekcji sygnału
ENERGIA ODRZUTU
scyntylacja
ciepłojonizacja
Poacutełprzewodniki Ge SiTPC DRIFT
Detektory kriogeniczneCRESST Rosebud Al2O3
NaI CsI CaF LXeDAMA 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
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
12
Częstość zdarzeń Efekt modulacji sezonowej
Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum
galaktyki
Maksimum ndash 2 czerwiec - V 248 kmh
Minimum ndash 2 grudzień - V 219 kmh
Liczba rejestrowanych przypadkoacutew (Rate)
V ndash średnia prędkość cząstki WIMP
względem nukleonu (tarczy) ndash ZALEŻY OD
PORY ROKU
R ~ middotVmiddot
= 30o
VZiemia = 30 kms
ndash gęstość WIMP-oacutew w halo galaktycznym
ndash elastyczny przekroacutej czynny zależny od rodzaju sprzężenia WIMP-nukleonczynnika postaci F(q2) SUSY
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
13
Aktualne limity doświadczalne
bull DAMA 107731 kgbulld (7 lat 100 kg NaI)
bull Inne eksperymenty - nie stwierdzono przypadkoacutew oddziaływania Ciemnej Materii Np CDMS 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej linii są wykluczane na poziomie ufności 3
DAMA NaI obszar 90 CL
CDMS II 2004 (Ge)
Edelweiss (Ge)
XENON (100kg)przewidywanie
SUSY
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
14
Przewidywania dla projektu ArDM(Argon Dark Matter)
DAMA NaI obszar 90 CL
Założenie proacuteg energetyczny detektora
ArDM = 30 keV
asymp 100 przyp ton dzień
asymp 1 przyp ton dzień
dla = 10-46
asymp 1 przyp ton 100 dni
przy M = 100 GeVc2
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
15
Wymagania dla przyszłych eksperymentoacutew
WYMAGANIA
bull Duża masa detektora (trudne do zrealizowania przy użyciu detektoroacutew poacutełprzewodnikowych) -gtgt perspektywa wykorzystania GAZOacuteW SZLACHETNYCH ARGONU KSENONU
bull Niskie tło eksperymentalne (podziemne laboratoria system osłon)
bull Skuteczne metody eliminacji przypadkoacutew tła w doświadczeniu (aktywna selekcja przypadkoacutew staranne symulacje poziomu tła)
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
16
Tło eksperymentalne ndash 2 klasy przypadkoacutew
głoacutewne źroacutedło tław doświadczeniu
e-
e-n n
Neutrony i WIMPy taki sam sygnał
Głoacutewnie niskoenergetyczne neutrony TN lt 10 MeV(radioaktywność otoczenia i oddziaływania mionoacutew)
Wielokrotne rozpraszanie neutronoacutew w detektorze ndash jedyne kryterium
~ 106 dzień
~ 103 dzień
Konstrukcja detektora powinna umożliwiać
eliminację tła
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
17
Detektor dwufazowy ndash zasada działania
czas dryfu [s]
amp
litu
da
[jed
n
aut
]am
pli
tud
a [m
V]
czas dryfu [s]
neutron
elektron
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
18
Detektor dwufazowy ndash eliminacja tła
S2S1
zlic
zen
iap
rzed
z
z testoacutew detektora argonowego (WARP)
symulacja dla detektora LAr - neutrony vs fotonyArDM)
proacuteg
e
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
19
170 cm
LEM
fotopowielacze
Ar (10 cm)
LAr (120 cm)
Detektor dwufazowy ndash przykłady rozwiązań
300 cm
WARPWimp Argon Programme
ArDMArgon Dark
Matter
60 cm
100 litroacutew ~ 700 litroacutew
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
20
Tło neutronowe
SYMULACJE ndash w jakim celu
projekt detektora (wymagania dla system osłon aktywnego veta)
określ prawd wielokrotnego rozpraszania
określ czułości detektora analiza danych z doświadczenia
bull sygnał z oddziaływania WIMP-oacutew i neutronoacutew taki sam w detektorze
bull redukcja tła neutronowego większa czułość detektora
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
21
energia neutronoacutew [MeV]
liczb
a n
eutr
on
oacutew
M
eV-1 m
ion
-1
Źroacutedła neutronoacutew
NEUTRONY ndash źroacutedła
- spontaniczne rozszczepienie 238U
- reakcje (n) z szeregoacutew prom z rozpadoacutew UTh
- produkcja przez miony kosmiczne
energia neutronoacutew [keV]
str
um
ień
[c
m-2s-1
ke
V-1 ]
z elementoacutew detz mionoacutewze skały
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
22
Symulacja Geant4 dla projektu ArDM
I etap(monoenergetyczne neutrony)
oddziaływanie neutronoacutew w LAr TN lt 20 MeV analiza procesoacutew wychwyt neutronu elastyczne
rozpraszanie
II etap (rozkłady energii początkowej neutronoacutew) oddziaływanie neutronoacutew tła w cylindrze z LAr widma energii odrzutu prawd wielokrotnego rozpraszania oddziaływania
wychwytu droga pomiędzy oddziaływaniami
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
23
Wychwyt neutronoacutew w LAr
Rozkład energii fotonoacutew z wychwytu neutronoacutew w LAr (argon naturalny 40Ar - 996 36Ar - 0337 38Ar - 0063)
Energia początkowa neutronoacutew = 10 eV
Średnia liczba powstających w wychwycie = 35
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
24
Rozpraszanie elastyczne neutronoacutew w LAr
coscoscos~
d
ddT
d
dddN ArAr
)cos1(
2)(sincos1 2
2
22
2
2
2
Arn
nArnnAr
n
Ar
Arn
nnAr
Mm
mMTmM
m
M
Mm
mTT
Widmo energii jąder odrzutu 40Ar
dla TN = 2 MeV
TnltltM
n
nierelat
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
25
Neutrony ze skały ndash przykład analizy
Rozkład energii początkowej
Widmo energii jąder odrzutu
n = 38bull10-6 nscm2
całkowity strumień neutronoacutew ze skały
(dane z lab Canfranc) 10 keV threshold
r=40 cm
h=120 cm
geometria
13200 wchodzących neutronoacutew na dzień
550 neutronoacutew na godzinę
1 neutron co ~ 65 sec
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
26
Neutrony ze skały ndash
przykład analizy13200
n dzień
Poddział ~57 7500 n dzień
Pwielokrot~53
prawd wiel oddz dla oddz
neutronoacutew
7500 ndash 4000
= 3500n dzień
rozdzielczość 2 cm rejestracja 97 wiel oddziaływań
3600 n dzień
dodanie moderatora zmniejszenie
strumienia 106 razy
1 n rok
liczba niezident neutronoacutew
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
27
Podsumowanie
Ciemna Materia (23) Ciemna Energia (73) jedna z największych zagadek astrofizyki oraz fizyki cząstek elementarnych
Proacuteby rejestracji oddziaływań cząstek Ciemnej Materii wiele projektoacutew perspektywy wykorzystania gazoacutew szlachetnych (dwufazowe detektory argonowe ksenonowe)
Tło eksperymentalne znacząco obniża czułość detektora
Jednym z realizowanych projektoacutew jest eksperyment ArDM
- projekt detektora (CAD)- testy ndash pomiar światła (PMT) ładunku (LEM) HV- symulacje ndash tło doświadczalne odczyt sygnału
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
BACKUBACKUPP
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
29
Pomiary gęstości materii we Wszechświecie - kolejne dowody
Większość materii we Wszechświecie to ciemna
materia Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej =gt materia bdquoświetlistardquo lumni ~ 0006 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np rotacja galaktyk) =gt materia bdquograwitacyjnardquo m ~ 03
Einstein -gt roacutewnania ewolucji Wszechświata
gęstość krytyczna c = 3H28G (m = c)
Pomiar promieniowania mikrofalowego tła (WMAP ndash 2003 r)
tot = 102 002 m = 029 007bdquopłaskirdquo
Wszechświat
1
=1
gt1
m
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
30
CDM vs HDM
HDM problemz tworzeniem
niewielkich struktur
Symulacja ewolucjistruktur materii
CDM za dużo małych struktur
Teleskop Hubblersquoa
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
31
WIMP-y a teoria Superstrun (SUSY)
bull Teoria rozwiązuje tzw problem hierarchii dlaczego MPlanck gtgt ME-S Dlaczego masy cząstek są tak niewielkie w poroacutewnaniu do masy Plancka Rozwiązanie polega na wprowadzeniu zestawu masywnych cząstek w ten sposoacuteb że każdej cząstce elementarnej z Modelu Standardowego odpowiada pewien supersymetryczny partner Fermionom odpowiadają supersymetryczne bozony nośnikom siły ndash bozonom ndash sfermiony
bull Teoria wprowadza nową wielkość kwantową tzw parzystość R (R=+1 dla cząstek MS oraz ndash1 dla cząstek supersymetrycznych) Parzystość R jest multiplikatywną liczbą kwantową jej zachowanie ma daleko idące konsekwencje
- proton jest stabilny
- cząstki SUSY produkowaneannihilują zawsze w parach
- rozpadają się na nieparzystą liczbę cząstek SUSY
- najlżejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric
Particle) jest stabilna ndash zachowuje się jak ciężkie neutrino
neutralino ()aktualne limity na masę neutralina (LEP) 18 GeV lt M lt 10
TeV
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
32
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
33
DAMA NaI (~100kg) DArk MAtter
bull Laboratorium Gran Sasso we Włoszech (4000 mwe)
bull 1996 ndash lipiec 2002 (7 cykli zbierania danych)
bull Detekcja oparta na kryształach NaI - 10 x 97 kg 100 kg sygnał rejestrowany w każdym z detektoroacutew przez dwa fotopowielaczeProblem z odroacuteżnieniem tła
bull Energie gt 2 keVbull Ekspozycja - 107731
kgbulldni bull LIBRA ( ~250 kg) ndash działa
od marca 2003
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
34
DAMA ndash sezonowa modulacja sygnału
Odkrycie ciemnej materiiCharakterystyki sygnału cos(t) okres jednego roku faza ndash latozima niskie energie amplituda 7 sygnał w jednym
detektorze
bdquoJaki inny efekt fizyczny spełniawszystkie 6 kryterioacutewrdquo
Źroacutedło astro-ph0311046 3 Listopad 2003
dopasowanie Acos[(t-t0)]
A = (00200 00032) cpdkgkeV
t0 = (140 22) day
T = (100 001) year
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
35
bull CDMS II Stanford (2001-2002) głęb 10 m (17 mwe)
bull CDMS II Soudan Lab (2003-2005)głęb 713 m (2090 mwe)redukcja tła neutronowego
z ~1kgdzień do ~1kgrok
bull Detektory Ge (każdy 250g) oraz Si (100g)Dwa niezależne pomiary energii odrzutu jonizacja fonony
bull Energie 10-100 keV (DAMA gt 2 keV)
CDMS (Cryogenic Dark Matter Search)
T lt 001 K
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
36
CDMS
Wieża 1
6 detektoroacutew ZIP 3xGeSiGeSi (1kg Ge 02kg Si)
ZIP (Z-dependent
Ionization and Phonon) detectorgrubość ndash 1
cm średnica 75 cm
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
37
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull bdquoIonization yieldrdquo (stosunek energii z jonizacji do energii z fononoacutew) zależy silnie od typu rozpraszania
bull Większość cząstek tła (elektrony gammy) rozprasza się na elektronach
bull WIMP-y oraz neutrony oddziałują z nukleonami
Kalibracja Wyniki (194 kgbulld)
3 maj 2004
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
38
CDMS II ndash wyniki (Soudan Lab)
bull Nie stwierdzono przypadku oddziaływania z ciemną materią ekspozycja 194 kgbulld (526 dni 1kg Ge 02 kg Si)
bull Wartości powyżej zaznaczonego limitu są wykluczone na poziomie ufności 3
3 maj 2004
DAMA NaI
obszar 90 CL
CDMS II (2004)
CDMS II (Stanford)
Edelweiss
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
39
Metoda detekcji pośredniej
Słońce
Ziemia
scatt
capture
annihilation
int int
HZW
ll
00 HZttbbcc
detektor
40
Argon vs Ksenon
40
Argon vs Ksenon