Nicht-baryonische Kandidaten für DM

Lukas Schade

25. Juni 2007

Inhaltsverzeichnis

1 Grundlegendes 1

2 Unterteilung 2

3 Die Kandidaten 33.1 CDM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

3.1.1 Axione . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33.1.2 SUperSYmmetrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103.1.3 WIMPZillas - Superschwere Kandidaten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

3.2 HDM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173.2.1 Neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3.3 Ausblick . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

1 Grundlegendes

Die Suche nach den Bestandteilen der DM gestaltet sich sehr schwierig. Wie in den beiden vorange-gangen Vorträgen schon beschrieben, würden jedoch ohne diese Materie fundamentale Zusammen-hänge, wie die Kepler Gesetze, aus denen die klassische Rotationsgeschwindigkeit folgt, ins Wankengeraten. Schon in den dreißiger Jahren des vorigen Jahrhunderts kamen Theorien auf, die viel mehrMasse im Universum vermuten ließen, als man (bis heute) durch Teleskope auf jeglicher Wellenlängeentdecken konnte. Daher fanden die Theorien bis in die 60er wenig Anklang und wurden erst danachimmer weiter akzeptiert.

Heute vermuten wir, dass unsere Spiralgalxie von einem Halo gigantischen Ausmaßes umgeben ist,der das Problem der fehlenden Masse behebt. Dies ist inzwischen auch ein Bereich von großem In-teresse in der Bevölkerung. Zum Beispiel wurden am 15.5.2007 Forschungsergebnissse veröffentlicht,die die Existenz eines solchen Halos nahelegten. Wie sicher bekannt ist, entstand ein Ring, miteinem Durchmesser von 2, 6× 106Lj, der Theorie nach, durch den Zusammenstoß zweier Galaxien.Dieser wurde mit dem Gravitationslinseneffekt nachgewiesen.

Aber aus was besteht nun diese Form der Materie? Sie muss einen großen Teil der Raumes ausfüllenund somit auch auf der Erde oder in derem Orbit nachweißbar sein. Dies ist das Thema diesesVortrags.

1

Abbildung 1: Orginal und colorierte Aufnahme der Rings aus DM Quelle: Spiegel Online

2 Unterteilung

Will man den Anteil einer bestimmten Sorte Energie oder Masse im Universum beschreiben wird esunsinnig absolute Zahlen zu verwenden. Statt dessen setzt man deren Dichte in Bezug zur kritischenDichte.

Ωi :=ρi

ρkritisch

Geht man von einem statischen Universum aus, sollten sich diese Teile zu eins ergänzen. Langewurde darüber spekuliert, ob dies zutrifft. Doch das WMAP Projekt stützt diese These.

ΩΣ = 0, 989± 0, 012

[20]

Demnach besteht das Universum zu etwa 71 Prozent aus Dunkler Energie, Vakuumsenergie und zu27 Prozent aus Materie, wobei nur etwa 1

7 davon den Baryonen zugerechnet wird. Ein großer Teildavon ist wiederum nicht sichtbar. Dies macht eine neue Einteilung sinnvoll.Man unterscheidet zwischen zwei völlig verschiedenen Typen von DM. Zum einen wären da, die unsseit längerer Zeit bekannten, nicht leuchtenden stellaren Gebilde, MACHOs (Massive CompactHalo Object), zu denen man Gasriesen, ausgebrannte weiße Zwerge, braune Zwerge usw. zählt.MACHOs sind damit Teil der baryonischen DM. Diese Form kann aber nur einen kleinen Teil dergesamten DM darstellen, da sich sonst größere Strukturen gebildet hätten, welche wegen Fusions-prozessen wiederum leuchten müssten. Da derartiges aber (im nicht vernachlässigbaren Ausmaß)noch in keiner Spiralgalaxie beobachet werden konnte, muss der Großteil dieser Materie aus Nicht-Baryonen bestehen, den WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles). Diese sind nur äußerstschwer nachzuweisen, da sie, wie der Name schon sagt, nur sehr schwach mit Materie wechselwir-ken.

Im folgenden ist zur Verdeutlichung die Dichteverteilung, bezogen auf die kritische Dichte, als Er-gebnis des WMAP Projektes dargestellt (5.1.2007).

Ωi :=ρi

ρkritisch

2

ΩΣ = 0, 989± 0, 012

ΩΣ = 0, 989± 0, 012︸ ︷︷ ︸ΩΛ=0,716±0,055+ ΩM = 0, 273± 0, 017︸ ︷︷ ︸

ΩNBDM≈0,231+ΩB≈0,042±0,002

[20]

Der Anteil der sichtbaren Materie liegt aber nur bei Ωvis ≈ 0, 002! Erwähnt werden müssen nochdie Anteile der Neutrinos und der Photonen Ων ≤ 0, 007; Ωγ ≈ 10−4. Wie man an den Zahlen sieht,ist deren Beitrag aber so klein, dass sie für die DM vernachlässigbar sind.

Aus den Rotationsgeschindigekeiten am Rand unserer Galaxie von etwa 250kms schließt man, im

einfachsten Modell, auf eine durchschnittliche Massendichte des Halos von 9, 2+3,8−3,1 × 10−25 g

cm3 . [1]Zum Vergleich: Das entspricht in etwa 557 Protonen pro Kubikzentimeter und damit dem 9, 2∗107-fachen der kritischen Dichte.

Abbildung 2: Mögliches Aussehen des Halos

3 Die Kandidaten

Das Grundlegende dieses Forschungsbereichs ist der Versuch des Nachweises neuer Teilchen. Diesewurden wiederum in zwei Klassen eingeteilt: die Heiße DM (HDM) und die Kalte DM (CDM).Besonders für letztere wurde in den vergangenen Jahrzehnten diverse Theorien über deren Naturaufgestellt. Die meisten wurden aber wieder verworfen. Das liegt nicht zuletzt daran, dass dieseneuen Teilchen extra für die Theorie postuliert wurden. Als vorerst letzte, weitestgehend akzeptier-te, zwei Kandidaten für Teilchen Dunkler Materie gelten das Axion und das LSP, das leichtestesupersymetrische Partikel.[1]

3.1 CDM

3.1.1 Axione

Um die Forderung nach diesen Teilchen zu verstehen, sieht man sich am besten seine Geschichtean. Anfang der 50er Jahre nahm man allgemein an, dass physikalische Systeme P-invariant seien

3

(Parität). Das führte zur Vorhersage, dass Ereignisse, wie chemische Reaktionen, mit gleicher Häu-figkeit in jede räumliche Richtung verlaufen. Dies stellte sich 1956 durch ein Experiment von ChienShiung Wu als falsch heraus. Was er fand war eine starke Häufung der Elektronenemission entgegender Spinrichtung beim β−-Zerfall von Kobalt 60. Damit zeigte er die Verletzung der P-Symmtetrie,da einige Reaktionen häufiger stattfanden als deren Spiegelreaktionen. Daraufhin postulierte LevLandau 1957 die CP-Symmetrie zwischen Materie und Antimaterie als grundlegend.Sieben Jahre später führten Christenson, Cronin, Fitch und Turlay ein entscheidendes Experimentdurch. Sie untersuchten die Hin- und Rückumwandlung von neutralen Kaonen in ihre Antiteilchen(jedes Quark durch sein Antiquark ersetzt) und stellten dabei fest, dass die Wahrscheinlichkeitender beiden Prozesse sich unterschieden. Da es sich um ein Problem der schwachen WW handelt wardort die CP-Verletzung festgestellt.

Abbildung 3: Umwandlung eines Kaon in sein Antiteilchen über schwache WW, Quelle Wikipedia

Auch die Lagrangedichte der starken WW,

LQCD = a1ΨΨ + a2Ψ.D.Ψ + a3FµνFµν + a4ΘFµνFµν

enthält einen Term, der diese Symmetrieverletzung beschreiben würde. Wäre dies in der Naturverwirklicht hätte das z.B. ein elektrisches Dipolmoment des Neutron zur Folge, welches bis aufeine sehr niedrige Grenze ausgeschlossen werden konnte. Diese Nichtverletzung nennt man dasCP-Problem der QCD. Die eleganteste Lösung dieses Problem wurde 1977 von Peccei und Quinnvorgeschlagen. Sie führten ein neues Spin 0 Teilchen ein, mit dessen Hilfe der problematische Terma4ΘFµνFµν rausfällt.[2]

L = −14gaγγϕaεµναβFµνFαβ

= −gaγϕa~B ~E

Das Axion ist damit eine Schlussfolgerung des CP Problems der starken Wechselwirkung. Die-se Teilchen, benannt nach einem amerikanischen Waschmittel, entstehen durch den sogenanntenPrimakoff-Effekt, welcher folgendes beschreibt.Ein Photon kann mit einem virtuellen Photon eines Magnetfeldes (oder auch E-Feld) zu einem Axi-on koppeln. Die stärkste Quelle dieser Teilchen wäre in unserem Sonnensytem der Kern der Sonne- z.T. kann in den Gleichungen der Kernfusion ein Photon einfach durch ein Axion ersetzt werden.Dort enstanden, würden Axione ohne weitere WW mit äußeren Schalen den Stern verlassen, daihre freie Weglänge ca. 6 · 1022m betragen sollte. Diese Zahl und auch die Masse der Axione sindsehr modellabhängnig, wobei sie immer im Bereich zwischen 10−6eV < ma < 1eV variiert. Nimmtman die kinetische Energie hinzu, führt das im anerkanntesten Modell auf eine mittlere Energie von≈4keV. Genau diese Teilchen versucht man mit Experimenten auf der Erde nachzuweisen.

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Axion Detektoren versuchen eine Resonanzbedingung herzustellen, um die äußerst schwach wech-selwirkenden Teilchen zu detektieren. Hierbei kamen bisher zwei Methoden zum Einsatz, welchesich jedoch beide auf den inversen Primakov-Effekt stützen (a → γ + γvirt): ein virtuelles Photondes Magnetfeldes koppelt an ein Axion und erzeugt so ein Photon.

Abbildung 4: Feynman Graph des Primakoff-Effekts Quelle: Geroge Raffelt, MPI München

Diese Verknüpfung wird durch die Lagrangedichte beschrieben.[10, 12]

L = −14gaγγϕaεµναβFµνFαβ

= −gaγϕa~B ~E

Es wird angenommen, dass die Kopplungskonstante gaγ proportional zur Masse des Axions ist.

gaγ∼= 0, 19

ma

eV

(E

N− 2

3· 4 + z

1 + z

)· 10−9GeV −1

z bezeichnet hier das Massenverhältnis zwischen up und down Quark, der Term EN stammt aus der

PQ Anomalie und steht für das Verhältnis zwischen elktromagnetischen und Farbanomalien. In derGUT (Grand Unification Theory), später mehr, hat dieses den Wert 8

3 . Wegen der Proportionalitätversucht man immer Grenzen für die Masse und für die Kopplungskonstante zu finden.

Aus weiteren theoretischen Überlegungen erhält man eine Abhängigkeit des Flusses zur Erde:

dΦa

dE= 6, 02× 1010cm−2s−1keV g2

10E2,481e

− E1,205

mit g10 = gaγγ

10−10GeV −1

Wie bei jedem radialen Fluss ist auch dieser ∝ 1r2 . Verknüpft man diese zwei Zusammenhänge,

ergibt sich für g10 = 1 folgende Darstellung:

Basierend auf diesen Überlegungen konnte man Experimente zur Detektion der Axionen ersinnen.

Experimente:

Das Ziel aller Experimente ist es Axione zu detektieren, deren Energiebereich einzugrenzen oder,gegebenenfalls, die Existenz der Teilchen zu widerlegen. Es existieren 3 unterschiedliche Typen vonExperimenten und die Pläne für ein weiteres Satelliten gestütztes, die im Folgenden beschriebenwerden. Für alle gilt, dass die Voraussetzungen extrem gut sein müssen, um überhaupt sinnvolle Er-gebnisse zu erzielen. Daher ist es immer sinnvoll mehrere Detektoren an einem Gerät zu kombinieren.

Light through wall-Experimente waren die ersten und werden seit Ende der 80er durchgeführt.Sie werden hier aber nur der Vollständigkeit halber erwähnt.Ein Laser strahlt in ein starkes transversales Magnetfeld hinter dem sich eine Wand befindet. Wirdein Photon in ein Axion umgewandelt sollte es, mit nicht verschwindender Wahrschienlichkeit, durcheinen zweiten Magneten, hinter der Wand, wieder in ein Photon zurückgewandelt werden. Dies könn-te man, z.B. mit einem CCD-Chip, detektieren. Bisher wurden damit keine schlüssigen Ergebnisseerzielt.

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Abbildung 5: Der Axionsfluss zur Erde

Axion Helioskope Dieser Typ von Detektor kann als „magnetisches“ Solar Teleskop bezeichnetwerden. Das Herzstück einer solchen Anlage besteht aus einem Resonator, der von einem sehrstarken supraleitenden Dipolmagneten, ~B-Feld senkrecht zur Einfallrichtung, umgeben ist.

Abbildung 6: Schematische Darstellung eines Resonators

Um die Resonanzbedingung für den inversen Primakoff-Effekt (a + γvirt → γ) zu erfüllen wird derAbstand des Magneten variiert. Zusätzlich wird in neueren Experimenten auch 3He/4He in denResonator gefüllt, um durch Änderung des Drucks, und damit des Brechungsindex, die effektiveMasse des Photons zu variieren. Die Energie und der Impuls der erzeugten Photonen sollten denender Axionen gleichen. Das kann man nun im hinteren Teil durch einen Röntgendetektor (z.B. CCD-Chip) messen.

Die Anzahl der erzeugten Photonen kann man theoretisch durch

N =∫

dΦa

dEPa→γStdE

angeben, wobei die Wahrscheinlichkeit der Umwandlung eines Axions in ein Photon von der Kopp-lungskonstante gaγγ der Resonatorlänge und des longitudinalen Impulsübertrags abhängt. S be-zeichnet die „Ausbohrung“ des Magneten.

Obwohl sich alle derartigen Teleskope, wie im unteren Bild am CERN dargestellt, mit der Sonneeine Zeit mitbewegen können, ist aufgrund der geringen Neigung nur eine kurze Zeit pro Tag fürdirekte Messungen geeignet. Die verbleibende Zeit wird für Untergrundmessungen verwendet.

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Abbildung 7: Skizzierter Versuchsaufbau

Abbildung 8: Quelle: Raffelt, MPI München

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Ihren Anfang nahmen solche Experimente zu Beginn der 90er und werden mit stark zunehmenderGenauigkeit bis heute fortgeführt. Das wohl bedeutenste, aktuelle (seit 2002) ist das CERN AxionSolar Teleskop, kurz CAST. Verwendet wird dort ein Magnet der Länge 9,26 m, mit einer Ausboh-rung von 14,5 cm2 und einer und einer magnetischen Flussdichte von 9 Tesla. Die tägliche möglicheNutzzeit beträgt allerdings nur 1,5 h. Angeschlossen an diesen „Axion-Photon“ Wandler sind dreiDetektoren.

Durch diesen Aufbau konnte eine Kopplungskonstante gaγ , für ma < 0, 02eV , größer als 1, 16 ·10−10GeV −1 ausgeschlossen werden.

Bragg-Streuung Eine weitere Methode zum Nachweis, oder auch Ausschluss von Axionen oderähnlichen Teilchen in einem bestimmten Energiebereich, basiert auf dem Prinzip der Bragg-Streuung.Der Theorie nach durchdringen Axione ohne starke WW große Materieschichten, weshalb es sinnvollist diese Experimente in großen Tiefen durchzuführen. Zudem darf das umgebende Material nichtradioaktiv sein, um die Messergebnisse nicht zu verfälschen.Zurück zur Theorie: Diese Teilchen treffen auf einen nahezu homogenen Festkörper (z.B. Einkris-tall), an dessen Atomrümpfen die Axione gestreut werden und durch das nukleare Magnetfeld inPhotonen gewandelt werden.

Abbildung 9: Bragg Streuung der Axionen

Diese könnten detektiert werden. Für die Streuung müssen sie aber die Bragg-Bedingung

2dsin(ΘBragg)(

1− 1− n

sin2(ΘBragg)

)= mλ

erfüllen und besitzen danach den (differentiellen) Streuquerschnitt:

dσ

dΩ=

gaγγ

16ΠFa(q)sin2(2Θ)

Bemerkung: n bezeichnet den Brechungsindex und Fa(q) den Formfaktor, der die atomare Strukturdes Festkörpers enthält.

Die Sonne überstreicht den Versuchsaufbau während des Tages. Somit ist nur zu bestimmten Zeit-punkten diese Bedingung erfüllt. Der Vorteil dieses Aufbau liegt in der massenunabhängigen Be-stimmung der Kopplungskonstanten. Jedoch kommt dieser Effekt erst bei größeren Massen (ab 0,1eV) zum tragen, für geringeren liegt die Einschränkung deutlich über denen des CAST.

Ergebnisse derartiger Experimente sind:

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Abbildung 10: Graphische Darstellung der Ergebnisse beider Experimenttypen

Experiment gaγγ/109Gev−1

DAMA <1,7COSME <2,8SOLAX <2,27

Satellitengestützte Forschung Wohl die meisten Axione, die auf die Erde treffen, durchquerendiese ohne Wechselwirkung. Danach besteht eine gewisse Wahrscheinlichkeit, dass sie im Magnetfeldder Erde in Röntgenstrahlung umgewandelt werden. Diese ist gegeben durch:

Pa→γ(L) =14(gaγγBL)2

Damit wird der Fluss der Röntgenstrahlen zu:

Φγ(L⊕) = Φa · Pa→γ(L⊕) ≈ 3 · 10−7cm−2s−1

Hierbei bezeichnet L⊕ den Abstand des Satelliten zur Erdoberfläche, und somit den Weg der Axio-nen im Erdmagnetfeld B. Hierbei wird näherungsweise vom Magnetfeld am Äquator B ≈ 3 · 10−5Tausgegangen.Ein Satellit auf der Nachtseite der Erde hat damit mehrere Vorteile im Vergleich zu terrestrischenDetektoren. Zum einen schützt ihn die Erde vor direkter Sonneneinstrahlung oder Radioaktivität,zum anderen kann er das Erdmagnetfeld zur Konversion einsetzen.

Abbildung 11: GECOSAX im Setup

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Abbildung 12: Hintergrundstrahlung auf der Nachtseite der Erde (gemessen von Suzaku, t ≈ 800ks)

Genau durch dieses Vorgehen versucht man beim Projekt GECOSAX (Geomagnetic Conversionof Solar Axions to X-Rays), das noch in Planung ist, bisher unerreichte Genauigkeit zu erzielen. DerSatellit wird sich in einem Orbit von etwa 600km befinden und dort über Jahre den Energiebereichvon 2-7 keV nach Hinweisen auf Axione absuchen. In diesem Bereich liegen auch die noch nichterklärten Ergebnisse des CHANDRA Satelliten.[19]

Ein brauchbares Signal hat mehrere Voraussetzungen zu erfüllen: Es

• sollte etwa bei 4 keV liegen

• muss aus dem von der Sonne abgedeckten Winkelbereich kommen (ca 3’)

• muss sich mit dem Magnetfeld, und damit der Satellitenposition, ändern

• muss wegen der Änderung des Abstandes Erde-Sonne einer jahreszeitlichen Variation unter-worfen sein

Somit gewonnene Daten werden mit der Hintergrundstrahlung verglichen.

Die Sensitiviät des Detektors wächst mit der Fläche und mit der Dauer der Messung. Auf diese Artund Weise hofft man diese Sensitivität zu erhöhen um in den Bereich kleinerer Kopplungskonstantengaγγ vorzudringen.

Zu guter Letzt der aktueller Stand:

• 10−6 < ma < 10−3eV [7]

3.1.2 SUperSYmmetrie

Die Supersymmetrie beschreibt die Invarianz eines physikalischen Systems unter Vertauschung vonMaterie-(Fermionen) und Kraftteilchen (Bosonen). Im folgenden wird nur das minimale supersy-metrische Standartmodell MSSM verwendet. Vorausgegangen ist der SUSY die Suche nach einerhöheren Ordnung im Teilchenzoo des Standartmodells. Die daraus entwickelte Theorie besagt, dasszu jedem Teilchen ein SUSY-Partner existiert. Grundlegend für dieses Modell ist die Kopplungzwischen Kraft- (Bosonen) und Materieteilchen (Ferminonen), da der SUSY-Partner eines jedenTeilchens um den Spin 1

2 niedriger ist. Die Kopplung geschieht hierbei über Operatoren, die Kom-mutationsrelationen unterliegen, und selbst den erwähnten Spin 1

2 tragen. [4]

Darüberhinaus versucht man drei der vier elementaren Kräfte in der sogenannten Grand UnifiedTheory (GUT) unter einen Hut zu bringen, indem man berücksichtigt, dass jede Kraft eine Kopp-lungskonstante besitzt. Trägt man nun deren Inverses gegen die Energie auf und extrapoliert weiter,

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Abbildung 13: Grobe Darstellung der Teilchengruppen

sieht man, dass sich diese bei E ≈ 1014 − 1016 schneiden.Verknüpft man die GUT aber mit der SUSY, stellt man fest, dass sich alle drei Kurven in einemPunkt vereinigen. Das wäre ein Anhaltspunkt dafür, dass unsere Standard-Wechselwirkungen nureine Darstellung einer viel grundlegenderen „Kraft“ sind.

Anders ausgedrückt: Man nimmt (zummindest für starke, schwache Kraft und em-WW) an, dasses nur eine Eichsymmetrie gibt. Alle anderen Eichsymmetrien sind damit Untergruppen der GUT.Diese wird, im einfachsten Modell, durch die Symmetriegruppe SU(5) beschrieben. Diese beinhaltet24 Eichbosnonen, von denen 12 aus dem SM hervorgehen.

Abbildung 14: Vereinigung der Kopplungskonstanten nach dem SM und der GUT

In der Grundform der Theorie wären aber,zum Beispiel, Zerfallsprozesse freier Protonen unter Ein-beziehung einer ungeraden Anzahl von Superpartnern möglich. Da ein derartiger Prozess nie beob-achtet werden konnte, wurde er im MSSM verboten. [2] Die Lösung des Problems besteht in derForumlierung eines neuen Erhaltungsgesetzes. Man geht davon aus, dass nicht die Leptonen- undBaryonenzahl erhalten bleibt, sondern eine neue multiplikative Quantenzahl, die R-Parität.

Da aber für alle SUSY-Teilchen R = −1 gilt, folgt, dass alle früher oder später in eine ungeradeAnzahl dieser leichtesten supersymetrischen Teilchen (LSP) zerfallen müssen. Der Schlußhieraus kann aber nur sein, dass deren Anzahl seit dem Urknall stetig wuchs. Damit sind sieein Kandidat für die DM. Dieses leichteste Teilchen im MSSM wird als ein Neutralino gedeutet(m1

χ>40GeV)[21].

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Abbildung 15: Erhaltung der R-Parität, B bezeichnet die Baryonen-, L die Leptonenzahl und S den Spin

Experimente:

Im Gegensatz zu den leichten Axionen, sind die Neutralinos relativ schwer. Dadurch werden ganzandere Experimente möglich, nämlich die Stoß- oder Streuexperimente. Die wichtigsten basierenauf Phononen- oder Ionenerzeugung und/oder machen sich die Szintillation zunutze.

Ionisationsdetektoren geben ein Signal, sobald ein Neutralino an einen Atomkern stößt, derwiederum ein Elektron aus der Hülle des Nachbaratoms kickt. Damit wird ein Elektron-Loch-Paarerzeugt und Strom kann fließen. Um diesen Effekt zu ermöglichen, werden Halbleiter verwendet.

Nimmt man nun einen geeigneten Festkörper (oft NaI(Tl)), so werden bei Stößen von WIMPs freieElektronen erzeugt. Der Anregungszustand wandert zu einem sogenannten Aktivatorzentrum, z.B.einer Dotierung (T l3+). Dort fängt er aber wieder ein Elektron ein, was ihn auf einen niedrigerenZustand fallen lässt. Hierbei wird eine em-Welle erzeugt. Diesen Prozess nennt man Szintillationund wird mit entsprechenden Photonen-Detektoren gemessen.

Kryogendetektoren machen sich Eigenschaften der Supraleitung zunutze. Das entscheidende hier-für ist der schlagartige Übergang zwischen der supraleitenden und der normalleitenden Phase.Wechselwirkt nun ein WIMP mit den Rümpfen des Festkörpers, wird ein Phonon erzeugt, wasgleichbedeutend für eine minimale Temperaturerhöhung ist. Durch die (relativ) drastische Wider-standsänderung kann dies detektiert werden. Der Grund liegt in der niedrigen Bindungsenergie derCooper-Paare von 10−4eV ![15]

Bevor man Ergebnisse auswerten kann, muss man sich wieder der Fehlerquellen bewußt werden, denndie WIMPs allein wird man wohl schwer detektieren können. Ebenso wie bei den oben genanntenExperimenten versucht man wieder möglichst tief in neutrales Gestein vorzudringen, um den Einflußvon Störstrahlung zu minimieren.

Zum anderen verknüpft man mehrere Messmethoden, um das Signal besser identifizieren zu können.Beispiele hierfür sind das EDELWEISS(Experience pour DEtecter Les Wimps En SIte Souterrain)-und das CRESST (Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers)-Experiment.

DAMA

Hervorheben will ich zuerst aber das DAMA-Experiment im Gran Sasso Massiv, in den Tiefender italienischen Abruzzen (1400m), da man dort Anhaltspunkte entdeckt hat, dass diese Teilchenexistieren. Dort wurde eine jahreszeitliche Modulation der Signale gemessen.

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Abbildung 16: Tiefenabhängigkeit der Myonenintensität

Das Sonnensystem bewegt sich im Spiralarm unserer Galaxie mit einer Geschwindigkeit von etwa230km

s , wobei sich die Erde mit einem Inklinationswinkel von etwa γ ≈ 60 zur Spirale (=Ge-schwindigkeitsrichtung) auf ihrer Bahn um die Sonne bewegt. Daraus ergibt sich, bezogen auf dieMilchstraße, eine Maximal- und eine Minimalgeschwindigkeit.

Abbildung 17: Die Erde in der Spiralebene

Wie in diesem Bild schön zu erkennen ist, ist die Geschwindigkeit der Erde, bozogen auf die Spi-ralebene, damit jahreszeitlich abhängig. Setzt man einen konstanten WIMP Fluß voraus, führt dasauf einen sinusförmigen Fluss zu Erde.

Das DAMA Experiment startete 1990 mit einem 100kg NaI(Tl)-Block. Die Messmethode basierteauf Szintillation. Es lief 12 Jahre und wurde, nach einer Pause, 2003 von dem Nachfolger LIBRAabgelöst. Tatsächlich konnte während dieser Zeit eine Oszillation nachgewiesen werden. Was aber zudenken gibt ist die Tatsache, dass viele Experimente versuchten die Ergebnisse zu bestätigen, dochkeinem gelang dies. Das geht sogar soweit, dass man aufgrund dieser Ergebnisse annehmen muss,dass der von DAMA beobachtete Massen-Wirkungsquerschnitt-Bereich inzwischen ausgeschlossenwerden kann. Nichtsdestotrotz versucht LIBRA dieses Ergebniss bis 2008 zu wiederholen, um danndie ersten Ergebnisse auszuwerten.

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Abbildung 18: Messergebisse des DAMA

Abbildung 19: Schematischer Aufbau des NaI-Blocks

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Da der Photomultiplier als Detektor sehr empfindlich ist, wird er unerwünschte Signale messen. Siewurden in älteren Experimenten verwendet. Die zweite Generation arbeitet mit SQUID (Supercon-duction Quantum Interference Device)-Verstärkern, da diese bedeutend rauschärmer sind. Dabeiwird das zu messende Signal durch eine Spule geschickt. Deren Magnetfeld wir nun von einem su-praleitenden Ring detektiert, welcher von normalleitendem, oder isolierenden Material unterbrochenist. Das Signal wird dort als Tunnelstrom abgegriffen.[2]

Das EDELWEISS ist im Frejus-Tunnel (Laboratoire Souterrain de Modane) in den französisch-italienischen Alpen in einer Tiefe von 1780m installiert und arbeitet auf der Basis von Ionisations-und thermischen Detektoren. Geschützt wird das Gerät von außen durch 15cm Pb, 10cm Cu (beidesPhotonen) und 30cm Paraffin. Im Inneren befindet sich außerdem eine Schicht von 7cm Pb, wobeidieses nicht radioaktiv ist, da es in einem römischen Schiffswrack (1984) gefunden wurden unddas 210Pb vollständig zerfallen ist. Außerdem verhindert eine N-Spülung die Radonansammlung.Die Betriebstempratur liegt bei 17, 00 ± 0, 01 · 10−3K. Verwendet wurden bei EDELWEISS I 3 ·320g Ge-Detektoren. Diese sind von 100nm Al-Elektroden umgeben, die parallel dazu die Ionisationmessen. Die Dimensionen haben sich beim Nachfoler (seit 31.März 2006) drastisch auf 90 Detektorenerhöht, die damit ein Gesamtgewicht von etwa 30 kg ausmachen. Im gleichen Maße steigt auch dieSensitivität.[18]

Durch die synchrone Messung zweier Größen kann man den Hintergrund aktiv aussortieren. Diesmuss aber bei jedem Ereigniss seperat geschehen. Man kann die Ergebnisse, wie im unteren Dia-gramm, dann als Verhältnis zwischen Ionisations- und Rückstoßenergie (Wärme→ Widerstand)antragen (Quenching-Faktor Q). Vollionisierende Ereignisse entstehen durch Photonen, Myonen undElektronen und können ausgeschlossen werden. So erhöht sich die Sensitivität um ein Vielfaches.[16]

Abbildung 20: Dieses Bild zeigt die Kalibrierung des Grätes durch (γ-Strahlung (Kobalt)→ electron-recoil undNeutronen → nulclear-recoil (Californium))[11, 13]

Gemessen wurden auf die gesamte 40 Kernrückstoße im Bereich von 15-200keV. Erwartet wurdenfür diesen Aufbau, vom DAMA her, aber 9,8 Ereignisse/Tag, damit konnte es das Ergebniss nichtbestätigen. [14]

Ein anderes Experiment im Gran Sasso Massiv ist das CRESST. Wie der Name schon sagt benutztman hier Kryogenkalorimeter (sowohl zur Wärme-, als auch zur Lichtdetektion). Das Target bestehtaus Einkristall-Kalzium-Wolframoxid (CaWO4), bei CRESST II sind es ingesammt 33 (m= 262g)Würfel. Die Gesamtmasse beträgt damit annähernd 10kg. An jedes Element angeschlossen sindwiederum 2 SQUID-Verstärker mit erwähnten Kryogendetektoren. Durch die parallele Messunglässt sich somit wieder der Quenching Faktor, ähnlich wie beim EDELWEISS-Experiment, messen.

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Durch dieses Verfahren erreicht man oberhalb von 15keV eine Diskriminierungseffizienz von 99,7Prozent! Umgeben ist der Aufbau von einem 20cm Bleimantel (210Pb-Aktivität≈ 3, 6Bq

d ) gegenγ-Stahlung und von einem 50cm dicken Polyethylenschild gegen Neutroneneinfall.

Für diesen Aufbau wurden 0,1-1 Ereigniss/Tag und kg erwartet.

Experiment Ort Beginn Diskrimination Detektortyp Material kgUKDMC Boulby (GB) 1997 keine Szintillation NaI 5DAMA Gran Sasso (I) 1998 keine Szintillation NaI 100ROSEBUD Crifranc (S) 1999 thermisch Kryogen Al2O3 0,05PICASSO Sudbury (K) 2000 keine Tröpfchen Freon 0,001CRESST I Gran Sasso (I) 2000 thermisch Kryogen Al2O3?CaWO4 10SIMOLE Rustel (F) 2001 keine Tröpfchen Freon 0,001DRIFT Boulby (GB) 2001 Richtung Ionisation H2S 0,16EDELWEISS Frejus (F) 2001 Ionisation, thermisch Kryogen Ge 1,3Zeplin I Boulby (GB) 2001 Zeit Szintillation Fl. Xe 30HDMS Gran Sasso (I) 2001 Zeit Ionisation 73Ge 0,2CDMS II Soudan (USA) 2003 Ionisation, thermisch Kryogen Si, Ge 7Zeplin II Boulby (GB) 2003 Ionisation, Szintillation Szintillation Fl. Xe 30GENIUS-TF Gran Sasso (I) 2003 keine Ionisation Ge 10CRESST II Gran Sasso (I) 2004 Szintillation, thermisch Kryogen CaWO4 10

[17]

Anmerkung: Freon bezeichnet eine Gruppe modifizierter Kohlenwasserstoffverbindungen, die anStelle von H-Atomen Halogenide enthalten.[2]

Abbildung 21: Anhand diesem Graphen wird der Streit um die DAMA Ergebnisse deutlich. Sie befinden sich ineinem eigentlich ausgeschlossenen Gebiet. [3]

3.1.3 WIMPZillas - Superschwere Kandidaten

Entgegen GZK-Cutoffs (Kenneth Greisen, Vadim Kuzmin und Georgiy Zatsepin), der eine Grenzefür Energien kosmischer Strahlung festlegt, gibt es auch Theorien über superschwere, stabile Über-bleibsel des Urknalls. Die theoretische Obergrenze liegt etwa bei 340 TeV, oberhalb derer es zuWechselwirkung mit Photonen der Hintergrundstrahlung kommt. Das WMAP-Projekt legt diesenoch um eine Stelle tiefer. [2, 5] Diese Teilchen können, der Theorie nach, auf mehrere Art undWeisen entstehen, unter anderem auch durch Gravitation am Ende der Inflation. Nun wurden aberbeim Akeno Giant Air Shower Array (AGASA)-Experiment in Tokyo indirekt Hinweise auf solchhochenergetische Teilchen festgestellt. Man steht immer noch vor einem Rätsel.

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3.2 HDM

3.2.1 Neutrinos

Lange wurden hinter einem großen Teil der DM die Neutrinos vermutet. Dies hat den einfachenGrund, dass sie schon lange bekannt sind. Diese sehr leichten und schwach wechselwirkenden Teilchen(mν < 2, 03ev) können sicher nicht mehr als 7 Promille an der kritischen Dichte ausmachen. Beziehtman sich wiederum auf das WMAP-Projekt, liegt deren Anteil aber nur mehr bei 0,67 Promille.

3.3 Ausblick

Bis auf das Ergebnis im Gran Sasso Massiv (DAMA) legten die bisherigen Messungen nur immerneue Obergrenzen für den Energiebereich der Teilchen fest.Es wird im Moment, was wohl jedem bekannt sein wird, am LHC ein neuer Beschleuniger aufgebaut.Dort wird man ab dem nächstem Jahr in andere Bereiche eindringen können. Man hofft dor nichtnur das Higgs-Teilchen zu finden, sondern auch Kandidaten der DM zu identifiieren.Eventuell kann dadurch dieses Rätsel gelöst werden.Ein anderer interessanter Vorhaben beginnt am 14. Dezember 2007 mit dem Start einer amerikani-schen Rakete, die das Satellitenprojekt GLAST (Gamma-Ray Large Area Space Telescope) in eineUmlaufbahn bringt. Dieser misst (über Compton Streuung) sehr hochenergetische γ-Strahlung, wel-che unteranderem während der Neutralino-Antineutralino-Paarvernichtung ausgesendet wird. VonVorteil ist es daher Bereiche, hoher Dichten zu beobachten, wie etwa das Zentrum unserer Galaxie.Bisher wurde diese Strahlung zwar auch schon vermessen, zum Beispiel vom VERITAS-Projekt(Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) wobei aber keine überraschenden Er-gebnisse zu Tage traten. Ganz andere Bereiche wird aber GLAST nun vermessen können, wie inder unteren Graphik erkennbar ist. Jeder abgebildete Punkt steht für ein theoretisches Modell derMasse im Bezug auf den Wirkungsquerschnitt. Die gestrichelten Linien beziehen sich auf die Beob-achtung anderer Massen (u.a. Zwerggalaxien und Galaxienhaufen), die durchgezogenen Linie aberauf das Zentrum unserer Galaxie. Es werden sehr viele Ergebnisse erwartet.

Abbildung 22: VERITAS, GLAST und die verschiedenen Modelle (grüne Punkte)

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Literatur

[1] Experimental constrains on the axion dark matter halo density, AstrophysicalJournal 20.5.2002

[2] Wikipedia.org

[3] http://www.mpg.de/

[4] http://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/ wagner/tp/Wi06/

[5] Particle Dark Matter: Evidence, candidates and constraints, FERMILAB-pub-04/047-A

[6] http://www.mpg.de/bilderBerichteDokumente/dokumentation/jahrbuch/2004/astrophysik/forschungsSchwerpunkt1/index.html

[7] http://astro.uni-tuebingen.de/ wilms/teach/cosmosemi/eibofner1.pdf

[8] Axion Searches in the Past, at Present, and the near Future, arXiv:0705.0615vl[hep-ex] 4 May 2007

[9] The Cern Axion Solar Telescope 19.Nov 2002 (M.D. Hasinoff,...)

[10] Status of the solar Axion Search with CAST, SINC Symposium 3-6.April 2006

[11] www.physik.uni-muenchen.de/ Otmar.Biebel/dm-seminar/PFrischholz.ps

[12] Stars as laboratories for fundamental physics; R. Raffelt

[13] New Technique for the Measurement of the Scintillation Efficiency of NuclearRecoils, arXiv:astro-ph/0604094v1

[14] Vortrag zum Seminar Plasmen, Teilchen, Weltraum, Humbolt-Universität Berlin,Constantin v. Dewitz

[15] www.cresst.de

[16] Entwicklung von Lichtdetektoren und Phononenkollektoren für das CRESST Ex-periment, Johann Schnagl, TUM

[17] http://www.pi1.physik.uni-erlangen.de/ katz/ws04/atp/talks/vb/VB.pdf

[18] http://www.astronews.com/news/artikel/2006/04/0604-002.shtml

[19] Highlights of DAMA, Journal of Physics Conference Series 39 (2006)

[20] Wilkinson Mocrowave Anisotropy Probe: Three Years Observations: Implicationfor Cosmology 5.Jan 2007

[21] Paricle Data Group

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