Pimeän aineen hiukkasen kokeellinen havaitseminen

Esitys aiheesta: "Pimeän aineen hiukkasen kokeellinen havaitseminen"— Esityksen transkriptio:

1 Pimeän aineen hiukkasen kokeellinen havaitseminen
Jan Welti Jan Welti

2 Johdanto Mitä on pimeä aine? Mihin tarvitaan pimeää ainetta?
Minkälaisista hiukkasista pimeä aine voi koostua? Miten näitä etsitään? Jan Welti

3 Pimeän aineen jäljillä
Jotkin kappaleet avaruudessa liikkuvat gravitaatiovaikutuksen perusteella odotettua nopeammin. Tavallinen aine säteilee, joten se voidaan havaita sen aiheuttaman säteilyn perusteella. Odotettua nopeampi liike selittyy, jos ainetta on enemmän kuin mitä on toistaiseksi havaittu. Tämä ylimääräinen aine on pimeää ainetta. Pimeä aine voi olla joko baryonista tai epäbaryonista. Jan Welti

4 Pimeän aineen jäljillä
Galaktisten rotaatiokäyrien perusteella uskotaan pimeän kehän, eli halon, olemassaoloon. Eräs modernin kosmologian suurimmista kysymyksistä on Ω:n, eli universumin keskimääräisen energiatiheyden ja kriittisen energiatiheyden suhde, arvon arviointi. Kaikki arviot Ω:lle ovat alle 1. Arvoa Ω =1 ei kuitenkaan ole poissuljettu, vaan sen saavuttamiseksi arvitaan intergalaktista epäbaryonista pimeää ainetta, kuten WIMPejä (Weakly Interacting Massive Particle eli heikosti vuorovaikuttavia massiivisia hiukkasia), kevyitä neutriinoja tai aksioneja. Jan Welti

5 Pimeän aineen jäljillä
Havaittu Nopeus Odotettu Etäisyys Jan Welti

6 Pimeän aineen jäljillä
Nykypäivänä Ω:lle on tehty myös suoria mittauksia kaiukaisten SNIa luokan supernovien näennäisen valovoiman avulla. Näille voidaan määrittää valovoimaetäisyys, jota verrataan punasiirtymään. Pystytään periaatteessa määräämään sekä aineen että tyhjiön Ω. Parametrien vertailu on antanut ymmärtää, että myös osa baryonisesta aineesta on pimeää ainetta ja että spiraaligalaksien halot saattavat olla osin tai kokonaan muodostuneita MACHOista (MAssive Compact Halo Object). Jan Welti

7 Pimeän aineen jäljillä
Universumi koostuu kuitenkin pääosin epäbaryonisesta pimeästä aineesta. Monet epäbaryonisen pimeän aineen ehdokkaista ovat teoriassa havaittavissa, kuten WIMPit ja aksionit. Universumin rakenteen muodostumisen tutkimukset osoittaa, että suurimman osan pimeästä aineesta tulee olla kylmää, eli sen on täytynyt olla epärelativistista galaksin muodostumisen alussa. Epäbaryonisen pimeän aineen ehdokkaiden täytyy toteuttaa useita ehtoja. Niiden täytyy olla stabiileja kosmologisella aikavälillä, niiden tulee vaikuttaa erittäin heikosti sähkömagnettisen säteilyn kanssa ja niillä tulee olla oikea jäännöstiheys. Jan Welti

8 Pimeän aineen jäljillä
Pimeä aine Pimeä energia Galaksien välinen kaasu Tähdet ym. Jan Welti

9 Aksionit Aksionien olemassaolo postuloitiin ensimmäistä kertaa QCD:n (Quantum Chromo Dynamics) CP-ongelman ratkaisemikeksi. Aksionit ovat pseudo-Nambu-Goldstone-bosoneita, jotka liittyvät uuden globaalin ”Peccei-Quinn”-symmetrian spontaaniin hajoamiseen. Aksionit ovat erittäin kevyitä, mutta ne muodostavat kylmää pimeää ainetta, koska ne muodostuivat epätermisesti. Korkeissa lämpötiloissa aksionit ovat massattomia, mutta alle 1 GeV:n lämpötiloissa aksionilla on massa ma pseudohiukkasvaikutuksista johtuen. Jan Welti

10 Aksionit Tällä hetkellä on kaksi koetta, jotka kerääväät dataa aksionisesta pimeästä aineesta; nämä ovat ADMX Kaliforniassa ja CARRACK Kiotossa. Kokeissa käytetään kammioita, joissa a → γ konversio havaitaan voimakkaassa magneettikentässä. ADMX:ssä käytetään matalakohinaisia elektronisia vahvistimia. Japanin Kiotossa kehitellään pienempää CARRACK-koetta, joka käyttää Rydbergin atomeja aksionikonversion seurauksena tulevien mikroaaltofotonien havaitsemiseen. ADMX-kokeen tulosten mukaan aksionien massa sijoittuu 1,9 ja 3,3 mikroelektronivoltin välille. Jan Welti

11 Aksionit Jan Welti

12 WIMPit WIMPit ovat hiukkasia, joiden massa on karkeasti 10 GeV:n ja muutaman TeV:n välillä. Vaikutusalat ovat heikon vuorovaikutuksen suuruusluokkaa. Näennäisesti itsestäänselvin ehdokas WIMPiksi on raskas neutriino, mutta tämän tulisi olla stabiili, eikä tämä ole neutriinon osalta mitenkään itsestäänselvää. Tämänhetkinen parhaiten perusteltu WIMP-ehdokas on supersymmetristen mallien kevyin superhiukkanen (LSP). Eksoottisten isotooppien etsinnästä on saatu selville, että stabiilin LSP:n on oltava neutraali. Tämä jättää kaksi ehdokasta tavallisten hiukkasten superparien joukosta, nimittäin sneutrinon ja neutraliinon. Sneutriinon annihilaatiovaikutusala on kuitenkin melko suuri, mistä johtuen sen massan tulisi ylittää satoja gigaelektronivoltteja, mikä tekee siitä huonon ehdokkaan kevyimmäksi hiukkaseksi. Tästä johtuen WIMPeistä tutkitaan tällä hetkellä eniten neutraliinoa. Jan Welti

13 WIMPit WIMPien tulisi gravitaation ansiosta olla galaksin sisään sidottuja ja niillä tulisi olla sopiva tiheysprofiili havaittujen rotaatikäyrien aikaansamiseksi. Niiden keskinopeuden galaksissamme suhteessa sen keskipisteeseen odotetaan olevan samaa luokkaa kuin tähdillä. Näillä nopeuksilla WIMPit vuorovaikuttavat tavallisen aineen kanssa ydinten välisen elastisen sironnan kautta. Odotetuilla 10 GeV ja 10 TeV välisillä massoilla tämä tarkoittaisi rekyylinopeuttaa luokkaa keV. Vaikutusala riippuu kytkentöjen luonteesta. Epärelativistisen WIMPin kohdalla pitää yleensä erottaa spinriippumattomat ja spinriippuvaiset kytkennät. Spinriippumattoman WIMPin vaikutusala skaalautuu likimäärin kuten ytimen massan neliö, joten näiden etsimisessä suositaan raskaita ytimiä kuten Ge tai Xe. Spinriippuvaisen WIMPin vaikutusala riippuu ytimen spintekijästä; tähän käytetään ytimiä F-19, Na-23, Ge-73, I-127, Xe-129, Xe-131 ja Cs-133. Jan Welti

14 WIMPit Lasketut vaikutusalat arvioivat suurimmillaan reaktionopeuksia, jotka ovat huomattavasti matalampia kuin tyypillisellä radioaktiivisella taustasäteilyllä. Laboratoriot tulisi sijoittaa maan alle kosmisten säteiden indusoiman säteilyn eliminoiseksi. Tulisi käyttää radioaktiivisesti äärimmäisen puhtaita materiaaleja. Ensimmäisiä kokeita on tehty äärimmäisen puhtailla puolijohteilla asennettuna puhtaisiin lyijy- ja kuparisuojuksiin maanalaisessa ympäristössä. Loistavan energiaresoluution ja äärimmäisen puhtaan detektorimateriaalin ansiosta kokeista saatiin ensimmäisiä rajoituksia WIMP-etsinnöille. Jan Welti

15 WIMPit Aktiivinen taustan suodattaminen ja signaalin identifionti ovat tarpeen, jotta voitaisiin edelleen kehittää kokeita. Aktiivinen taustan suodattaminen perustuu ydinten matalien nopeuksien ansiosta suhteellisen vähäiseen ionisaatioon ydinrekyyleissä. Todellisten WIMP-signaalien kohdalla on ennustettu kaksi kokeellista piirrettä. Ensimmäinen näistä on voimakas päivittäinen eteen/taakse ytimen rekyylisuunnan asymmetria, johtuen pyörivän maan vaihtelevista WIMP-pilven pyyhkäisyistä. Tämän efektin havaitseminen vaatii kaasudetektoreita tai anisotrooppisen vasteen tuikeilmaisimia. Jan Welti

16 WIMPit Tällä on kuitenkin selvittämättömiä seurauksia. Etenkin odotetun ydinrekyylinopeuden WIMPeistä 50% tulisi olla 2-3 keV (eee) energialuokassa ja 7% 4-6 keV (eee) energialuokassa. Näin huomattavan WIMP-signaalin tulisi olla huomattavissa pulssinmuotoanalyysissä. Viime vuosina on tapahtunut suurta kehitystä jalokaasudetektorien avulla. Etenkin kaksifaasidetektorit (neste ja kaasu) mahdollistavat sekä ensisijaisen tuikkeen että nesteen läpi ajautuvien ja kaasussa vahvistuvien ionisaatioelektronien mittaamisen. Tätä voidaan hyödyntää taustan suodattamisessa. WIMPit voivat myös annihiloitua ja annihilaatiotuotteet, kuten neutrinot, fotonit, positronit, antiprotonit ja antiytimet, voidaan havaita. Näillä menetelmillä, joita käytetään suorien havaintojen tukena, voidaan tutkia suurempia massoja ja erilaisia kytkentöjä. Merkittäviä signaaleja epäsuoralle havaitsemiselle ovat maan tai auringon keskeltä tulevat neutriinot ja halosta saapuvat monoenergiset fotonit. Jan Welti

17 WIMPit Toinen piirre on muutaman prosentin vuosittainen rekyylinopeuden modulaatio johtuen maan ja auringon nopeuksien suhteen vaihteluista. Tämä vähäinen efekti huomataan vain suurilla massoilla; tämän lisäksi tulisi myös tehdä ydinrekyylin identifioiminen, koska myös paljon huomattavampi tausta saattaa moduloida kausittain. DAMA-kokeessa, jossa käytetään 100 kg NaI(Tl)-ilmaisinta, on seitsemän vuoden ajan havaittu vuosittain moduloitu signaali odotetulla vaiheella. Kokonaisaltistus energiavälillä 2-6 keV (eee) tältä ajalta on ollut kg*d. Tutkimuksen tekijöiden mukaan tämä on WIMP-signaalin aiheuttamaa. Standardihalomallin mukaan tämä tarkoittaisi WIMPeille noin 50 GeV:n massaa ja 7*10-6 pb:n vaikutusalaa. Jan Welti

18 MACHOt MACHOjen uskotaan olevan suuri osa galaktisesta pimeästä aineesta ja löytyvän gravitaatiolinssien avulla. MACHO, EROS ja OGLE yhteistyöryhmät ovat tehneet useita havaintoja tämänkaltaisista objekteista tutkimalla miljoonien tähtien luminositeettiä Suuressa ja Pienessä Magellanin pilvessä. EROS päätyi tulokseen, että korkeintaan 8% galaktisen halon massasta voi koostua MACHOista, mutta MACHO- yhteistyöryhmä päätyi 40% ylärajaan. Jan Welti

19 MACHOt Gravitaatiolinssin toiminta:
Punainen – Röntgensäteilyn perusteella näkyvä tavallinen aine Sininen –Gravitaatiolinssin aiheuttama säteily Jan Welti

20 MACHOt Planetaarisen massan pimeän aineen etsinnässä EROS 1 CCD-koe tarkkaili 150 tuhatta tähteä Suuressa Magellanin pilvessä hyvällä ~80% tehokkuudella todella hyvän aikanäytteistyksen ansiosta. MACHO-koe tarkkaili 8,6 miljoonaa tähteä, mutta ainoastaan ~1 % lyhyen aikavälin tapahtumien tehokkuudella, koska koe oli optimoitu pitkän aikavälin tapahtumille. Kummassakaan kokeessa ei havaittu sellaisia tapahtumia, joka sallisi niiden asettaa tiukkoja rajoja pienen massan pimeän aineen objektien kontribuutiolle galaktisessa halossa. EROS 2-koe kerää nyt dataa uudistetulla järjestelyllä ja strategialla. Laajakaistaisen CCD-cameran avulla EROS pystyi kattamaan 66 neliöastetta Suuresta Magellanin pilvestä ensimmäisen vuoden aikana ja 88 neliöastetta toisen vuoden aikana. Valotusajat ja aikanäytteistys ovat mukautettuja pitkän aikavälin tapahtumien etsintään. Jan Welti

21 Yhteenveto Pimeä aine on ainetta, joka ei säteile
Pimeä aine voi olla baryonista tai epäbaryonista Todennäköisimmät kandidaatit: Epäbaryoniset: WIMPit, aksionit Baryoniset: MACHOt WIMPejä etsitään sekä suorasti, että epäsuorasti Aksionit havaitaan voimakkaassa magneettikentässä kun nämä muuttuvat fotoneiksi MACHOja etsitään gravitaatiolinssien avulla Jan Welti

22 Viitteet Kuvat: Teksti:
Sivulla 11; M. Tada et al.INuclear Physics B (Proc. Suppl.) 72 (1999) Muut: Teksti: C. Amsler et al., Physics Letters B667, 1 (2008) available on the PDG WWW pages (URL: K. Enqvist, Kosmoksen hahmo, Dark Oy, Vantaa 2004 M. Spiro, E. Auborg, N Palanque-Delabrouille, Searches for Dark Matter, Nuclear Physics B (Proc. Suppl.) 80 (2000) Jan Welti