Neueste Ergebnisse von DAMA Evidenz für dunkle...

Neueste Ergebnisse von DAMA – Evidenz für

dunkle Materie?

Nenad Balaneskovic25. Juni 2009

Inhalt

1. Friedmann­Modell und dunkle Materie (DM)

2. Klassifizierung der DM­Objekte3. Axionen und der Primakoff­Effekt4. Experimentelle Anforderungen5. Messweise des DAMA­Experiments6. Aufbau des DAMA­Experiments7. Messergebnisse8. Schlussfolgerungen und Ausblick

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1. Friedmann­Modell und DM25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 3

Robertson­Walker­Metrik

Materieverteilung idealer Flüssigkeit

Friedmann­Modell

MateriedichteVakuumenergiedichtekritische DichteKrümmung

dimensionslos:

Hubble­Konstante

mit Skalenfaktorkosmologische Konstante

Einstein­Feldgleichungen

1. Friedmann­Modell und DM25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 4

Robertson­Walker­Metrik

Materieverteilung idealer Flüssigkeit

Friedmann­Modell

MateriedichteVakuumenergiedichtekritische DichteKrümmung

dimensionslos:

Heute :

Hubble­Konstante

mit

(flaches Universum)baryonische Materie

dunkle Materie

Skalenfaktorkosmologische Konstante

Einstein­Feldgleichungen

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­Bestimmung der Massenverteilung von Galaxienhaufen durch Gravitationslinseneffekt.

Links: Contourplot der Massendichte des Galaxien­Clusters 1E 0657­558; Rechts: Chandra­Contouraufnahme der Massendichteverteilung desselben Clusters.

Weiße Skalenlinie symbolisiert den 200 kpc­Abstand. Aufgetragen: Deklination gegen die Rektaszension. Clowe, D. et al.: www.arxiv.org astro­ph/0608407v1 (2006).

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Rotationskurve der Sterne, die sich um das Galaxienzentrum drehen. Entfernungsbestimmungaus der Photometrie, Rotations­Geschwindigkeit aus der Radio­Astronomie (Doppler­Effekt +Strahlungsrotverschiebung).

Newton: Die Rotationsgeschwindigkeit sollte sich für asymp­totisch dem Nullwert mit nähern (Kepler­Gesetz).

Stattdessen: Die Rotationskurve wird für flach!

Schlussfolgerung: DM ist verantwortlich für die Konstanz der Rotationsgeschwindigkeit!

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Virial­Satz (statistische Annahme): Die Summe der kinetischen Energievon astronomischen Objekten einer gravitativ gebundenen Galaxiengruppe muss der Hälfte der potenziellen Energie dieses Galaxiensystems entsprechen.

Gravitationskonstante

Anwendung des Virialsatzes auf die Messdaten des Massenspektrums diverser Galaxienhaufen ergibt eine 10­fach höhere Masse desGalaxienhaufens als mit der sichtbaren Materie erklärbar!

Schlussfolgerung: für den unsichtbaren „Massenrest“ könnte die DMverantwortlich sein.

Gesamtmasse (Galaxienhaufen)Abstand zum Zentrum desGalaxienhaufensRotationsgeschwindigkeit

2. Klassifizierung der DM­Objekte25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 8

ist sichtbare Materie, besteht aus abgekühlten Weißen Zwergen, supermassiven Schwarzen Löchern, Hintergrundstrahlung (CMB). kann nicht allein aus der Abzählung sichtbarer Galaxien gewonnenwerden. Rein baryonische DM widerspricht der primordialen Nukleo­synthese.

2. Klassifizierung der DM­Objekte25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 9

ist sichtbare Materie, besteht aus abgekühlten Weißen Zwergen, supermassiven Schwarzen Löchern, Hintergrundstrahlung (CMB). kann nicht allein aus der Abzählung sichtbarer Galaxien gewonnenwerden. Rein baryonische DM widerspricht der primordialen Nukleo­synthese.

bildet den größeren Materieanteil. Einteilung in: 1. Heiße DM (HDM): relativistische Teilchen, geringer Masse wie z. B. Neutrinos. Problem: Neutrinomasse zu klein, um allein DM zu bilden + rein aus HDM­Teilchen bestehende DM kollidiert mit dem„Bottom­Top­Szenario“ der kosmischen Strukturenbildung.

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(1) Planck­Zeit;(2)

„Urkraft“;

(3)

„Inflation“;

(4) Quarks

und Gluonen entstehen;(5) Quark­­Gluon­Plasma (QGP);(6) Bildung vonBaryonen;

(7) H, He, Li entstehen; (8) NeutraleAtome entstehen; (9) Sterne und Galaxien entstehen.Mit freundlicher Genehmigung von Prof. Dr. D. Hoffmann.

2. Klassifizierung der DM­Objekte25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 11

ist sichtbare Materie, besteht aus abgekühlten, Weißen Zwergen, supermassiven Schwarzen Löchern, Hintergrundstrahlung (CMB). kann nicht allein aus der Abzählung sichtbarer Galaxien gewonnenwerden. Rein baryonische DM widerspricht der primordialen Nukleo­synthese.

bildet den größeren Materieanteil. Einteilung in: 1. Heiße DM (HDM): relativistische Teilchen, geringer Masse wie z. B. Neutrinos. Problem: Neutrinomasse zu klein, um allein DM zu bilden + rein aus HDM­Teilchen bestehende DM kollidiert mit dem„Bottom­Top­Szenario“ der kosmischen Strukturenbildung.

2. Kalte DM (CDM): nicht relativistische Teilchen, nicht aus dem Standardmodell, schwach mit wechselwirkend und elektrischneutral. Masse bis . CDM­Kandidaten: WIMPs (WeaklyInteracting Massive Particles) oder Axionen, noch unbeobachtet.

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Braune und Weiße Zwerge und andere massereichebaryonische DM­Objekte werden auch MACHOs (Massive AstrophysicalCompact Halo Objects) genannt. Sie machen jedoch nur 20 % der DMaus!

Alternative Gravitationstheorien: MOND (MOdified NewtonianDynamics). Annahme: veränderte r­Abhängigkeit des NewtonschenGravitationsgesetzes verantwortlich für DM­Effekt.

Sumner, T.: http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr­2002­4/.

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besteht aus HDM­Teilchen (kleiner Teil) + CDM­Teilchen (großer Teil)

DM­Kandidaten erfassen:1. Axionen: ursprünglich nicht­supersymmetrisch eingeführt, um das CP­Problem der QCD zu lösen.

2. WIMPs: Teilchen aus der Theorie der Supersymmetrie (SUSY) wie Gravitino (fermionischer Spin­3/2­Pendant des Gravitons), Neutralino (leichteste SUSY­Teilchen), Axino (Spin­1/2 Superpartner des Axions). Sie werden auch LSPs (Lightest Supersymmetric Particles)genannt.

Das DAMA/LIBRA­Experiment sucht, genauso wie sein Vorgänger DAMA­NaI, nach LSPs, seit 2005 wird jedoch auch nach Axionengesucht!

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besteht aus HDM­Teilchen (kleiner Teil) + CDM­Teilchen (großer Teil)

DM­Kandidaten erfassen:1. Axionen: ursprünglich nicht­supersymmetrisch eingeführt, um das CP­Problem der QCD zu lösen.

2. WIMPs: Teilchen aus der Theorie der Supersymmetrie (SUSY) wie Gravitino (fermionischer Spin­3/2­Pendant des Gravitons), Neutralino (leichteste SUSY­Teilchen), Axino (Spin­1/2 Superpartner des Axions). Sie werden auch LSPs (Lightest Supersymmetric Particles)genannt.

Das DAMA/LIBRA­Experiment sucht, genauso wie sein Vorgänger DAMA­NaI, nach LSPs, seit 2005 wird jedoch auch nach Axionengesucht!

WIE KÖNNEN AXIONEN NACHGEWIESEN WERDEN?

3. Axionen und Primakoff­Effekt25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 15

CP­Verletzung in der QCD: elektrisches Moment des Neutrons. Gemessen wird ein verschwindender Wert, es wird aber ein 10 Größenordnungen höherer Wert vorhergesagt. Wilczek und Weinberg: Einführung eines neuen, massiven Teilchens – des Axions mit , um die CP­Verletzung im QCD­Lagrangian zu beseitigen.

3. Axionen und Primakoff­Effekt25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 16

CP­Verletzung in der QCD: elektrisches Moment des Neutrons. Gemessen wird ein verschwindender Wert, es wird aber ein 10 Größenordnungen höherer Wert vorhergesagt. Wilczek und Weinberg: Einführung eines neuen, massiven Teilchens – des Axions mit , um die CP­Verletzung im QCD­Lagrangian zu beseitigen.Um Axionen nachzuweisen, muss man den solaren Axionenfluss

kennen, mit Feinstrukturkonst.

in

Oberflächenluminosität

Übergangsrate Axion­­Photon ( Kopplung)

Abschirmlänge

Sonnenradius,Abstand Sonne­Erde

Radialposition in der Sonne

Energie

3. Axionen und Primakoff­Effekt25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 17

CP­Verletzung in der QCD: elektrisches Moment des Neutrons. Gemessen wird ein verschwindender Wert, es wird aber ein 10 Größenordnungen höherer Wert vorhergesagt. Wilczek und Weinberg: Einführung eines neuen, massiven Teilchens – des Axions mit , um die CP­Verletzung im QCD­Lagrangian zu beseitigen.Um Axionen nachzuweisen, muss man den solaren Axionenfluss

kennen, mit Feinstrukturkonst.

in

Oberflächenluminosität

Übergangsrate Axion­­Photon ( Kopplung)

Abschirmlänge Wellenzahl

Temperatur, ( , ) Bose­Verteilung, Plasmafrequenz

Sonnenradius,Abstand Sonne­Erde

Ladung Atom j, Teilchendichten

Radialposition in der Sonne

Energie

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nimmt mit fallenden r­Werten zu und erreicht für einen bestimmten E­Wert ihr Maximum.

Dichteplot von und deren explizite Energieabhängigkeit. Raffelt, G., Phys. Rev. D 37, 1356 (1988).Annahme: wird an einem bestimmten E­Wert ebenfalls max.Also und somit:

(Axionenzählrate)

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Energie­ und Winkelabhängigkeit der Axionen­Zählraten, auch wichtig zur Bestimmung desOberen Grenzwerts der Axion­Photon­KopplungBernabei, R. et al., Phys. Let B 515, 6­12 (2001).

Erwartet für NaI­Kristall:

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Obere Grenzen für darge­stellt in der ­Ebene fürverschiedene Experimente. Steffen, F. D.: www.arxiv.orgastro­ph/0811.3347v1 (2008).

Die meisten Experimente liefern­abhängige ­Grenzwerte.

Die Bragg­Reflexion an NaI­Kristal­len liefert dagegen massenunab­hängige Abschätzung

Wir werden sowohl modellabhängige als auch modellunabhängigeAxionennachweismethoden im Rahmen von DAMA/LIBRA diskutieren.

(2)

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Feynman­Graphender Axion­Baryon­Interaktion. Bernabei, R. et al.: astro­ph/0511262v1.

Drei Axion­Baryon­Interaktionsarten:1. Compton­Prozess: Axion koppelt an geladene Fermionen, wird„comptonartig“ absorbiert und als Photon mit der Energie emittiert.

2. Axioelektrischer Prozess: Das Axion wird durch ein gebundenes Elektron absorbiert, wodurch das Atom ionisiert wird. Die Summe der kinetischen Energie des emittierten „Photoelektrons“ und der Energie der Röntgenstrahlung (inklusive des eventuell entstandenen Auger­Meitner­Elektrons ) ergibt genau .

3. Primakoff­Effekt: Erzeugung von Axionen durch Wechselwirkung hochenergetischer Photonen mit dem Coulomb­Feld eines Atomkerns.

4. Experimentelle Anforderungen25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 22

WIMPs wechselwirken schwach mit , Zählrate: ca. 20 Ereignisse pro Jahr! Um Axionensiganle zu messen, müssen daher störende Einflüsse (em­Strahlung, CMB, Neutronen, etc.) minimiert werden.

4. Experimentelle Anforderungen25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 23

WIMPs wechselwirken schwach mit , Zählrate: ca. 20 Ereignisse pro Jahr! Um Axionensiganle zu messen, müssen daher störende Einflüsse (em­Strahlung, CMB, Neutronen, etc.) minimiert werden.

Anforderungen:1. Detektorapparatur muss tief unter der Erdoberfläche positioniert werden.2. Es werden hochreine Szintillationsmaterialien benötigt, die einen minimalen CMB­Beitrag liefern.

4. Experimentelle Anforderungen25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 24

WIMPs wechselwirken schwach mit , Zählrate: ca. 20 Ereignisse pro Jahr! Um Axionensiganle zu messen, müssen daher störende Einflüsse (em­Strahlung, CMB, Neutronen, etc.) minimiert werden.

Anforderungen:1. Detektorapparatur muss tief unter der Erdoberfläche positioniert werden.2. Es werden hochreine Szintillationsmaterialien benötigt, die einen minimalen CMB­Beitrag liefern.3. Radioaktive Eigenschaften eingesetzter Detektormaterialien müssen überprüft werden.4. Verfahren zum Transport von Detektorkomponenten, ihreMontage und Arbeitsweise müssen genau festgelegt sein.

4. Experimentelle Anforderungen25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 25

WIMPs wechselwirken schwach mit , Zählrate: ca. 20 Ereignisse pro Jahr! Um Axionensiganle zu messen, müssen daher störende Einflüsse (em­Strahlung, CMB, Neutronen, etc.) minimiert werden.

Anforderungen:1. Detektorapparatur muss tief unter der Erdoberfläche positioniert werden.2. Es werden hochreine Szintillationsmaterialien benötigt, die einen minimalen CMB­Beitrag liefern.3. Radioaktive Eigenschaften eingesetzter Detektormaterialien müssen überprüft werden.4. Verfahren zum Transport von Detektorkomponenten, ihreMontage und Arbeitsweise müssen genau festgelegt sein.5. Arbeitsumfeld muss stets kontrolliert werden.6. Es werden effiziente Ra­Kontrollsysteme benötigt. Diese müssenvor Ort hergestellt werden (relativ hohe Produktionskosten).

DAMA/LIBRA versucht alle Anforderungen maximal zu erfüllen!

5. DAMA­Messweise25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 26

Annahme: DM­Teilchenfluss Halo­DichteDM velocity distribution

DM velocity lab frameführt auf

(DM­Gesamtzählrate)

Mit hat man:

DM cross sectionGalactic plane velocity (Erde)

DM­velocity galactic plane

(Erdumlauf)

Halo velocity

Modulationsamplitude:

und

konstant + moduliert =Phase

Inverse Periode

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(1) ist cosinusmoduliert für E<<1; (2) ;(3) ;(4) stammt aus single­hit­events;(5) hat eine Modulation <0.07;

(I)

jedoch noch nicht anwendbar!

ist abzuziehen!(Detektor j, Energiebin k)

Einführen der Restrate(Zählrate im Zeit­intervall i)

(Gemittelt überalle Messzyklen)

oder(II) Maximum­Likelihood­MethodeLikelihood­Funktion

mitPoissonscher Erwartungswert

HintergrundMasse Detektor jDetektorlaufzeitEnergiebin

GesamteffizienzZiel: Minimiere

mit Parametern undSchätzfunktion

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Maximum­Likelihood­Methode liefert also und erlaubt dieAufstellung sog. ­Plots.

(1)

Dies ist auch wichtig bei der Interpretation modellabhängiger DAMA/LIBRA­Ergebnisse.

Die Restratenmethode eignet sich dagegen am besten zur Veranschaulichung der Zeitabhängigkeit der DM­Jahresmodulation im niederenergetischen Bereich.

6. DAMA­Aufbau25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 29

(Bernabei, R. et al.: ArXiv.org astro­ph/0804.2738v1)1. 25 hochreine, strahlungs­arme NaI(Tl)­Kristalle in einer5x5­Matrix.2. Jeder Detektor hat 9.7 kg +(10.2 x 10.2 x 25.4) cm.3. Kristalle im Cu­Gehäuse, dieses in der N­Atmosphäre.4. An zwei Kristallenden je einPhotomultiplier (PMT) – koinzi­dente Ereignismessung.

(2)

6. DAMA­Aufbau25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 30

(Bernabei, R. et al.: ArXiv.org astro­ph/0804.2738v1)1. 25 hochreine, strahlungs­arme NaI(Tl)­Kristalle in einer5x5­Matrix.2. Jeder Detektor hat 9.7 kg +(10.2 x 10.2 x 25.4) cm.3. Kristalle im Cu­Gehäuse, dieses in der N­Atmosphäre.4. An zwei Kristallenden je einPhotomultiplier (PMT) – koinzi­dente Ereignismessung.

5. Cu­Gehäuse + N­Atmosphäre im Paraffinschild. Darüber ist eineHandschuhbox mit radioaktiven Quellen platziert (zur Kalibration).6. Um den Paraffinschild ist eine 1 m dicke Steinwand.7. Energieschwelle der Software 2 keV, physikalische Energieschwellebei der kinetischen Energie der Photoelektronen.

(2)

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8. Lichtpulsregistrierung beläuft sich bei 5.5 bis 7.5 Photoelektronen.

9. Ein operatives Software­ und Hardwaresystem prüft diverse Umgebungsparameter und sendet Fehlermeldungen an das Personal.

11. DAMA/LIBRA erlaubt Aufnahmen von single­hit­ und multiple­hit­­Events bis in den MeV­Bereich hinein!

(1)

Hauptprozeduren der DAMA/LIBRA­Messung des Effektes der DM­Jahresmodulation:

1. Jeder Jahresmesszyklus beginnt im Herbst/Winter und endet im Sommer.

2. Routinekalibration der Apparatur wird alle 10 Tage ausgeführt.

3. On­line­Kontrolle der Umgebungsparameter wird regelmäßig vom Interface erstellt und Ergebnisse dem Fachpersonal per E­Mail mitgeteilt.

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Störeinflüsse (Bernabei, R. et al.: arXiv.org astro­ph/0804.2741v1)

Amplituden diverser Störungseffekte sind vernachlässigbar klein.Single­hit­Kriterium fungiert bereits als guter „Störungsfilter“.Die einzige Modulation tritt im Myonenfluss auf, kann aber auchignoriert werden, da sie klein ist.

Je höher die Anzahl der Photoelektronen/keV, desto kleiner ist dieEnergieschwelle und höher die Effizienz der Apparatur. Dies ist wichtig für die Gerätekalibrierung.

(2)

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Materialauswahl1. Der erreichbare Reinheitsgrad des NaI(Tl)­Szintillationskristalls istäußerst hoch und dessen chemische Eigenschaften gut bekannt.

2. Das Material ist kostengünstig, hat eine lange Lebensdauer undermöglich einfach steuerbare Arbeitsbedingungen.

3. Material gut kalibrierbar im Niederenergiebereich.

4. Das Material muss weder geheizt noch gekühlt werden und, einmal von radioaktiven Stoffen gereinigt, bleibt es permanent nicht radioaktiv.

5. Das Material ist rauscharm und nicht gesundheitsschädlich.

6. Das Material erlaubt die Aufnahme eines breiten DM­Energiespektrums: Natriumkerne reagieren auf niederenergetischeund Iod­Kerne auf hochenergetische Ereignisse.

7. Messergebnisse25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 34

Modellunabhängig:

(Bernabei, R. et al.: astro­ph/0804.2741v1)

Keine Angaben über physikalische Natur derTeilchen. Tabelle: Fit­Funktion

in dreiNiederenergiebereichen

Parameterwahl:

7. Messergebnisse25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 35

Modellunabhängig:

(Bernabei, R. et al.: astro­ph/0804.2741v1)

Keine Angaben über physikalische Natur derTeilchen. Tabelle: Fit­Funktion

in dreiNiederenergiebereichen

Parameterwahl:

Die erhöhte Exposition von DAMA/LIBRA hat die Genauigkeit der Fitparameterwerte verbessert. Der Chi­Quadrat­Test bestätigt mit > 99 % C. L. die Hypothese, dass die gemessenen Modulationsamplituden um ihre besten Fitwerte normalverteilt fluktuieren.

D. h. DAMA/LIBRA­ und DAMA­NaI­Messdaten korrespondieren miteinander und bestätigen den DM­Modulationseffekt mit !

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(Bernabei, R. et al.: arXiv.org astro­ph/0804.2741v1)

(Kumulatives) Zeitverhalten modulierter Restraten in drei Niederenergiebereichen

.

Best­fit­Werte der Modulationsamplituden:

Die kumulative Exposition beträgt

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(Bernabei, R. et al.: arXiv.org astro­ph/0804.2741v1)

(Kumulatives) Zeitverhalten modulierter Restraten in drei Niederenergiebereichen

.

Best­fit­Werte der Modulationsamplituden:

Die kumulative Exposition beträgt

Der Effekt der DM­Jahresmodulation im Rahmen der Zeitabhängigkeit von Restraten der single­hit­

Ereignisse ist im Niederenergetischen deutlich

zu erkennen!

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Bernabei, R. et al.: arXiv.org astro­ph/0804.2741v1.

Fourierspektrum der Leistung von single­hit­Residualraten für

(schwarze bzw. roteKurve).

Man erkennt einen klaren Peak (Hauptfouriermode) im Bereich ­ Im Bereich ist kein solcher Peak zu sehen.

Links: DAMA/LIBRA­Messdaten; rechts: Kumulative Messdaten von DAMA/LIBRA und seinem Vorgängerexperiment DAMA­NaI.

25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 39

Bernabei, R. et al.: arXiv.org astro­ph/0804.2741v1.

Fourierspektrum der Leistung von single­hit­Residualraten für

(schwarze bzw. roteKurve).

Man erkennt einen klaren Peak (Hauptfouriermode) im Bereich ­ Im Bereich ist kein solcher Peak zu sehen.

Links: DAMA/LIBRA­Messdaten; rechts: Kumulative Messdaten von DAMA/LIBRA und seinem Vorgängerexperiment DAMA­NaI.

DIES BESTÄTIGT DIE KORREKTHEIT DER RESIDUALRATENERGEBNISSE!

25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 40

Bernabei, R. et al.: arXiv.org astro­ph/0804.2741v1.

Zeitabhängigkeit der Residualraten für DAMA/LIBRA in Energiebereichen

.

Man erkennt eine klare Modulation im Bereich , wogegen oberhalb von 6 keV kein modulationsähnliches Verhalten der Restra­tenamplituden zu sehen ist.

Der Best­Fit der Residualraten im Bereich beträgt

und ist somit faktisch Null.

25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 41

Bernabei, R. et al.: arXiv.org astro­ph/0804.2741v1.

Energieabhängigkeitder Modulations­amplitude via Maxi­mum­Likelihood­Methode mit

.

Man erkennt eindeutig ein positives Modulationssignalim Bereich (2­6) keV, wogegen im Bereich (6­20) keV verschwindendkleine ­Werte vorkommen, die zufällig verteilt um den Nullwertfluktuieren.

Der Chi­Quadrat­Test bestätigt mit die Ergebnisse der Restratenanalyse und somit auch den Jahresmodulationseffekt.

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Modellabhängig:

Betrachten wir die Modulationsamplituden als Funktionen derKopplung von DM­Teilchen mit baryonischer Materie und der Massedieser DM­Teilchenkandidaten, dann kann man mit Modellannahmender ­Plots mittels der Maximum­Likelihood­Methode die DAMA/LIBRA­Messdaten behandeln und konkrete Aussagen über die modellabhängige Energieabhänigkeit der machen.

Die Maximum­Likelihood­Methode ermöglicht sehr genaue Ergebnisseüber die astrophysikalische Natur der DM­Kandidaten und wird gewählt, da der Datensatz poissonverteilt ist.

25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 43

Bernabei, R. et al.: arXiv.org astro­ph/0804.2741v1.

Modellbezogene Energieabhängigkeit der .

Zur Verbesserung der Unterscheidbarkeit zwischen verschiedenenDM­Teilchenmodellen ist es notwendig, die Energieschwelle derDAMA/LIBRA­Apparatur noch stärker zu senken.

Zwei DM­Teilchenszenarien a und b, angewendet auf die modellunab­hängigen DAMA/LIBRA­Messdaten.

DAMA/LIBRA­Ergebnisse sind universell und unabhängig vom modellabhängigen Ausschluss bestimmter DM­Teilchenkandidaten in genau abgegrenzten Energiebereichen.

8. Schlussfolgerungen und Ausblick

25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 44

1. Die DM­Jahresmodulationssignatur wurde mit DAMA/LIBRA mit hohem C. L. tatsächlich beobachtet.

2. DAMA/LIBRA liefert kumulativ mit DAMA­NaI­Messergebnisseneine Evidenz für die Existenz von DM­Teilchen im galaktischen Halo miteinem C. L. von .

(1)

8. Schlussfolgerungen und Ausblick

25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 45

1. Die DM­Jahresmodulationssignatur wurde mit DAMA/LIBRA mit hohem C. L. tatsächlich beobachtet.

2. DAMA/LIBRA liefert kumulativ mit DAMA­NaI­Messergebnisseneine Evidenz für die Existenz von DM­Teilchen im galaktischen Halo miteinem C. L. von .

3. Gegenwärtig existiert kein weiteres Experiment, dessen Ergebnisse mit denjenigen von DAMA/LIBRA direkt verglichen werden können.

4. Da die Apparatur hochsensitiv ist, alle Störeinflüsse effektiv beseitigt und lange Expositionszeiten des Detektormaterialsgewählt wurden, kann man sagen: DAMA/LIBRA ermöglicht modellunabhängige Evidenz für die Existenz der DM im galaktischen Halo!

(1)

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Steffen, F. D.: www.arxiv.orgastro­ph/0811.3347v1.

Achtung!

Es gibt auch Experimente, wie CRESST, EDELWEISS, WARPund andere, die DAMA­Ergeb­nisse komplett ausschließen!

Welches der angeführten Experimente, inklusive von DAMA/LIBRA, korrekte Resultateliefert, kann noch nicht definitivgesagt werden.

25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 47

Ausblick:Geplant sind:

1. Dritte DAMA/LIBRA­Detektorgeneration mit einigen Tonnen des NaI­­Szintillationsmaterials. Vorteile: Registrierung mehrerer Ereignisse möglich + genauere Infos über physikalische Natur der DM­Kandidaten.

2. LAMA­Projekt (Large Aperture Mirror Array): Messung des magnetischen Momentes des Neutrinos in Anwesenheit einer künstlichen Neutrinoquelle (auch im Untergrundlabor von Gran Sasso).

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Ausblick:Geplant sind:

1. Dritte DAMA/LIBRA­Detektorgeneration mit einigen Tonnen des NaI­­Szintillationsmaterials. Vorteile: Registrierung mehrerer Ereignisse möglich + genauere Infos über physikalische Natur der DM­Kandidaten.

2. LAMA­Projekt (Large Aperture Mirror Array): Messung des magnetischen Momentes des Neutrinos in Anwesenheit einer künstlichen Neutrinoquelle (auch im Untergrundlabor von Gran Sasso).

Probleme mit dem DAMA­Konzept:

1. Einsatz des gleichen Detektormaterials erhöht nicht die Sensitivität (senkt nicht die Energieschwelle) des Experiments.

2. Dritte Generation DAMA/LIBRA wird systematische Fehler ihresVorgängers „erben“.Deswegen: endgültiger DM­Nachweis steht noch aus.

Referenzen25.06.2009 Neueste DAMA­Ergebnisse ­ Evidenz für dunkle Materie? 49

Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!

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E­Mail: balaneskovic@gmx.net