Universums mörka materia (Joakim Edsjö)
Universums mörka materia Joakim Edsjö The Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics Fysikum, Stockholms universitet [email protected] Östersund 17 mars 2015 Först ett sidospår… Flipped Classroom www.fysik.su.se/blog Idag ska vi prata om rymden Jag kanske inte kan lova Di Levas kosmiska ljus, men lite mer väl underbyggt kosmologiskt mörker ska det nog kunna bli! Vår kosmologiska modell Vad har hänt nyligen? • Planck presenterade nya resultat från den kosmologiska bakgrundsstrålningen i mars, 2013 Vanlig materia 5 % Mörk materia 26 % Mörk energi 69 % Planck, Feb 2015 Innehåll • Varför tror vi att mörk materia finns? • Vad kan den mörka materian vara? • Hur kan man leta efter mörk materia? Astropartikelfysik Från det allra minsta till det allra största Figur från www.quarkstothecosmos.org Andromedagalaxen Cassiopeia “Snapsgl aset” “Spritångorna” Andromeda M31 Östersund 2015-03-17 Bild från Pocket Universe på iPad Andromedagalaxen / M31 2,5 miljoner ljusår från jorden • Vi ser stjärnor och gas. Finns det något mer? 1 ljusår ≈ 9.5 · 1012 km Frågedags • Hur kan vi ta reda på hur mycket en galax väger? Mörk materia galaxers rotationskurvor Centripetalkraft: 2 mv (r) Fc = r Gravitationskraft: M (r)m Fg = G N r2 F c = Fg ) & M (r) = Msynlig v(r) = Bild från cdms.phy.queensu.ca s GN Msynlig r Halo of dark matter Projektil-hopen NASA/Chandra Big Bang Nukleosyntes Bild från Planck Big Bang Nukleosyntes 20. Big-Bang nucleosynthesis 3 Baryon density Ωbh2 0.005 0.27 0.01 0.02 0.03 4He 0.26 0.25 Yp D 0.24 ___ H 0.23 • • Vi kan beräkna mängden av de lätta grundämnena som funktion av den totala mängden vanlig materia Observationer vanlig materia kan endast utgöra 10-15% av den totala mängden materia D/H p BBN • Kamp mot klockan! Fria neutroner sönderfaller och måste in i en atomkärna för att “räddas” 10 − 4 3He/H CMB 10 −3 p 10 − 5 10 − 9 7Li/H 5 p 2 10 − 10 1 2 3 4 5 Baryon-to-photon ratio η × 6 10 10 7 8 9 10 Figure 20.1: The abundances of 4 He, D, 3 He, and 7 Li as predicted by the standard model of Big-Bang nucleosynthesis [11] − the bands show the 95% CL range. Boxes indicate the observed light element Figur abundances (smaller boxes: statistical från Particle Data±2σ Group errors; larger boxes: ±2σ statistical and systematic errors). The narrow vertical Samstämmighetsmodellen Vanlig materia 5 % Mörk materia 26 % Mörk energi 69 % Uppdaterat med Planck, Feb 2015 Egenskaper hos den mörka materian • Växelverkan: √ - Gravitation √ - Svaga kärnkraften X - Starka kärnkraften X - Elektromagnetism Vad består den mörka materian av? • Antagligen består den mörka materian av någon ny form av elementarpartikel • Om en elementarpartikel - är massiv - växelverkar svagt så är den ofta en utmärkt mörk materiakandidat. • Huvudmisstänkt: Weakly Interacting Massive Particle=WIMP, t.ex. neutraliner som dyker upp i supersymmetriska modeller De supersymmetriska partiklarna Dess supersymmetriska partner Standardmodellens partikel Elektron ↔ Selektron Neutrino ↔ Sneutrino Kvark ↔ Skvark Gluon ↔ Gluino W-boson ↔ Wino Z-boson ↔ Zino Foton ↔ Fotino Higgs boson ↔ Higgsino Neutralino Den lättaste neutralinon är en utmärkt mörk materiakandidat! Frågedags • Om Universum har små fluktuationer i densitet (1 på 100 000) vid en ålder av 380 000 år, Hur ser det ut senare och varför? ERIS-simuleringen • Den mest högupplösta simuleringen av en galax av vintergatans typ • Körd på en av NASAs superdatorer (180 CPU-års processortid). • Innehåller både mörk materia och vanlig materia https://webhome.phys.ethz.ch/~jguedes/eris.html Grå = gas Blå = unga stjärnor Röd = gamla stjärnor The Millenium II Simulation The Millenium II Simulation 900 miljoner år Tid 3,2 miljarder år 6 miljarder år 13,7 miljarder år arXiv:0903.3041 http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/millennium-II/ Sloan Digital Sky Survey III • Data Release 9 (2012) innehåller 540 000 galaxer i en tredimensionell karta upp till 2 miljarder ljusår från oss För mer material: http://www.sdss3.org/ Jämförelse av observationer och simuleringar Obs Sim Springel, Frenk & White, 2006 Olika sätt att leta efter mörk materia Vid acceleratorer • • • LHC (ATLAS) Sällsynta sönderfall ... Indirekt detektion • • • • Gammastrålning från galaxen Neutriner från jorden/solen Antiprotoner från galaxen Antideutroner från galaxen Direktdetektion Vi • • • • Spridning av mörk materia-partiklar i en detektor på jorden Positroner från galaxen Mörka stjärnor (dark stars) ... Inom Sverige forskar vi inom alla dessa tre delar www.darksusy.org Direkt detektion allmänna principer χ χ • WIMP + atomkärna → WIMP + atomkärna • Mät rekylenergin • Ha tillräckligt låg bakgrund, Nucleus eller... Detector χ χ χ • ...sök efter en årlig modulation som uppkommer p.g.a. jordens rörelse runt solen December June Har vi sett något? • DAMA/LIBRA i Italien ser en modulation som har max och min där vi förväntar oss... 22 Residual Rate [cpd/kg/keVee] 0.05 2–6 keVee 0.04 0.03 0.02 0.01 0 0.01 0.02 0.03 0.04 DAMA/NaI 0.05 1996 1998 2000 2002 2004 DAMA/LIBRA 2006 Best-fit 2008 2010 • he) 2 aset. The spatial t expected from the ulations. We select he signal estimation nd from the 5 keVee WIMP−nucleon cross section (cm ) 5 ...men andra experiment som också borde ha sett denna signal inte are expected below are obtained for each WIMPser massden from full simulations. −44 10 6 8 10 12 Dama/Libra −40 10 −45 10 CRESST CoGeNT CDMS −42 10 7.1 −44 10 1 10 24 27 40 30 keV nr 50 2 10 mWIMP (GeV/c2) 3 10 The LUX 90%säga confidence themörk spinViFIG. kan 5.i dagsläget inte att vilimit har on sett independent elastic WIMP-nucleon cross section (blue), materia dessa experiment together with the ±1 i variation from repeated trials, where Figur från arXiv:1310.8214 trials fluctuating below the expected number of events for Annihilation i galaxens halo Neutrala annihilationsprodukter χχχχ →→ γγ,γ,Zγ, ν ν • Gammastrålning kan letas efter med Air Cherenkov Telescopes (ACTs) eller Fermi-LAT. Fermi Gamma ray Large Area Space Telescope • Satellit som skickades upp av NASA i juni 2008 • Svenska forskare har varit med och byggt satelliten • Letar bland annat efter mörk materia arXiv:1503.02641 Analys av dvärggalaxer med Fermi 10 21 22 10 23 10 24 10 25 10 26 10 27 h vi (cm3 s 1 ) 10 4-year Pass 7 Limit 6-year Pass 8 Limit Median Expected 68% Containment 95% Containment Thermal Relic Cross Section (Steigman et al. 2012) Mörk materia-området 101 102 103 bb̄ 104 DM Mass (GeV/c2 ) Experimenten börjar bli så känsliga att vi faktiskt snart skulle kunna FIG. 1. Constraints se onspår the av DM annihilation cross section at 95% CL for den mörka materian! arXiv:1503.02584 …eller vi kanske redan har det…? • Dark Energy Survey (DES) redovisade för en vecka sedan att de upptäckt åtta nya ljussvaga dvärggalaxer. • DES J0335.6-5403 är en av dem DES J0335.6-5403 Lite överskott av gammastrålning från en av dem? 10 5 1 ] 1 sr 10 6 E 2 dF/dE [GeV cm 2 s 1 133 90 10 6 1 s(E, ✓) h viJ dNf = dEd✓ 8⇡M 2 d For annihilation into a 10 ber of -rays produced 0 1 2 10 10 10 We adopt the annihila Energy [GeV] which include electrow unknown J value is ex FIG. 1: Energy spectrum of events detected within 0.5 of We quantify the sign För tidigt att överskottet ärbars. inteThesignifikant, men vi får Ret2 (redsäga, points), with Poisson error number of p-value: the probabilit events detected in each energy bin is shown. Two background väl se med meraredata… events with a total wei estimates shown: 1) the sum (solid black) of the Fermi for the ROI centered o Collaboration’s models for isotropic (dashed) and galactic diffuse (dot dash) emission at the location of Ret2, and 2) the CDF 1 (1 p), using t et al, arXiv: 1503.02320 average intensity (gray triangles) withinGeringer-Sameth 3306 ROIs that lie First we compute s 7 • 51 33 22 18 11 to dark matter annihil Dvärggalaxen Ret b(E, 2 ✓ sis (signal) and other sources (backgro The expected signal cle properties (mass M the dark matter conte terized here by the sin detector response (exp Gamma-experiment med svensk inblandning Fermi Large Area Telescope (sedan 2006) 100 MeV-300 GeV H.E.S.S. II kommer att kunna testa 135 GeV-linjen senare i år H.E.S.S. II sedan 2012 Cherenkov Telescope Array (CTA) sedan 2008 (färdigt ~ 2018) (20 GeV – 100 TeV) High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.), sedan 2009 (100 GeV – 10 TeV) 36 Annihilation i galaxens halo Laddade annihilationsprodukter χχ → p̄, D̄, e+ Diffusionszon Diffusion zone • Diffusion av laddade partiklar på de stokastiska magnetfält som finns i galaxen.. • Pamela (med svenskt deltagande) har t.ex mätt positroner och antiprotoner. • Pamela och AMS ser ett överskott av positroner, som vi ännu inte vet exakt var de kommer ifrån. AMS = Alpha Magnetic Spectrometer Bild från ISS 2011-05-18 • Mäter t.ex. positroner, antiprotoner och antideutroner mer noggrant och till högre energier än tidigare. Kanske kan den ge ledtrådar om den mörka materian? of events in each bin y following: !e# # !eþ positron spectrum is s increasing energy, tha !e# # !s ¼ 0:66 $ 0:0 AMS-02 AMS-data harder than the diffus PAMELA från april 0:091 $ 0:001, i.e., the Fermi 2013amounts to !10% of Förväntad astrofysikalisk signal Cs =Ce# ¼ 0:0078 $ 0: PRL 110 (2013) 141102mon source constitutes electron flux; and 1=Es -1 10 sponding to a cutoff e Nya datainfrån shown Fig.2014 6 as a so bekräftar the dataöverskottet and the mode spectrum is consistent w sum of its diffuse spec law source. No fine stru 2 10 1 10 excellent agreement of that the model is insen Vi ser lite mer än förväntat! Kan det vara från mörk materia? [24] during this period FIG. 5 (color). The positron fraction compared with the most ranges frompulsarer. 0.8–350 Ge Kanske, men det from kan också vara[22] positroner och elektroner från t.ex. recent measurements PAMELA and Fermi-LAT [23]. results nor the fit qu Vi behöversmall mererror data bars och for frånAMS olikaare experiment för attthe lära oss mer. The comparatively the quadratic with the same model e presented in Fig. 5 and in Table I (see also [13]). Data och förväntad astrofysikalisk signal Embargoed until 18 Sept 2014 at 18:00 Geneva time (Noon EDT) Figure 2. Upper plot shows the slope of positron fraction measured by AMS (red circles) and a straight line fit at the highest energies (blue line). The data show that at 275±32 GeV the slope crosses zero. Lower plot shows the measured positron fraction as function of energy as well as the location of the maximum. No sharp structures are observed. WIMP-infångning i jorden/solen χ χ Solen Jorden νµ Detektor Silk, Olive and Srednicki ‘85 Gaisser, Steigman & Tilav ‘86 µ Freese ‘86 Krauss, Srednicki & Wilczek ‘86 Gaisser, Steigman & Tilav ‘86 Sammanfattning • Många (indirekta) belägg för den mörka materians existens • Vi vill dock ha mer direkta observationer som kan ge oss ledtrådar om vad den mörka materian är • Många nya experiment har en känslighet för att kunna testa realistiska modeller, t.ex. flera direktdetektionsexperiment, Fermi, IceCube, AMS och så klart LHC (se Olgas föredrag). • Flera experiment ser oväntade signaler. Är det den mörka materian vi äntligen ser spår av? Joakim Edsjö: [email protected] Referenser • Bergström, Edsjö & Goobar, “Universums mörka baksida”, Kosmos, 2006 • Mörtsell, “Universums mystiska mörker”, Forskning och Framsteg Nr 4, 2006: http://www.fof.se/tidning/2006/4/universums-mystiska-morker • Webbverktyg för att anpassa rotationskurvor för galaxer: http://burro.case.edu/JavaLab/RotcurveWeb/ • Det finns också ett flertal appar till iPhone, iPad och Android för att titta ut i rymden, t.ex. Sky Guide, GoSkyWatch, Pocket Universe for iPhone/iPad och Google Sky för Android. Även webbaserade verktyg finns. • Skolverkets hemsida Joakim Edsjö [email protected] Filmlänkar • ERIS-simulering: https://www.youtube.com/watch? v=VQBzdcFkB7w • Millenium II-simulering: http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/ millennium-II/ • SDSS-galaxstudie: http://www.sdss3.org/press/movies/ dr9miguel_1080.mov
© Copyright 2024