Pimeän n aineen hiukkasen kokeellinen havaitseminen Jan Welti 2.3.2009 1
Johdanto Mitä on pimeä aine? Mihin tarvitaan pimeää ainetta? Minkälaisista hiukkasista pimeä aine voi koostua? Miten näitn itä etsitää ään? 2
Pimeän n aineen jäljillj ljillä Jotkin kappaleet avaruudessa liikkuvat gravitaatiovaikutuksen perusteella odotettua nopeammin. Tavallinen aine säteilee, s joten se voidaan havaita sen aiheuttaman säteilyn s perusteella. Odotettua nopeampi liike selittyy, jos ainetta on enemmän n kuin mitä on toistaiseksi havaittu. Tämä ylimää ääräinen aine on pimeää ainetta. Pimeä aine voi olla joko baryonista tai epäbaryonista. 3
Pimeän n aineen jäljillj ljillä Galaktisten rotaatiokäyrien perusteella uskotaan pimeän n kehän, eli halon, olemassaoloon. Eräs modernin kosmologian suurimmista kysymyksistä on Ω:n, eli universumin keskimää ääräisen 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. 4
Pimeän n aineen jäljillj ljillä Havaittu Nopeus Odotettu Etäisyys 5
Pimeän n aineen jäljillj ljillä Nykypäiv ivänä Ω:lle on tehty myös suoria mittauksia kaiukaisten SNIa luokan supernovien näennäisen valovoiman avulla. Näille voidaan määrittää valovoimaetäisyys isyys,, jota verrataan punasiirtymää ään. Pystytää ään periaatteessa määräämään sekä aineen että tyhjiön Ω. Parametrien vertailu on antanut ymmärt rtää, että myös osa baryonisesta aineesta on pimeää ainetta ja että spiraaligalaksien halot saattavat olla osin tai kokonaan muodostuneita MACHOista (MAssive Compact Halo Object). 6
Pimeän n aineen jäljillj ljillä Universumi koostuu kuitenkin pääosin epäbaryonisesta pimeäst stä aineesta.. Monet epäbaryonisen pimeän aineen ehdokkaista ovat teoriassa havaittavissa, kuten WIMPit ja aksionit. Universumin rakenteen muodostumisen tutkimukset osoittaa, että suurimman osan pimeäst stä aineesta tulee olla kylmää ää, eli sen on täytynyt olla epärelativistista galaksin muodostumisen alussa. Epäbaryonisen pimeän aineen ehdokkaiden täytyy toteuttaa useita ehtoja. Niiden täytyy olla stabiileja kosmologisella aikavälill lillä, niiden tulee vaikuttaa erittäin in heikosti sähkömagnettisen säteilyn kanssa ja niillä tulee olla oikea jäännöstiheys. 7
Pimeän n aineen jäljillj ljillä Pimeä energia Pimeä aine Galaksien välinen kaasu Tähdet ym. 8
Aksionit Aksionien olemassaolo postuloitiin ensimmäist istä kertaa QCD:n (Quantum Chromo Dynamics) CP-ongelman ratkaisemikeksi. Aksionit ovat pseudo-nambu Nambu-Goldstone-bosoneita, jotka liittyvät uuden globaalin Peccei-Quinn - symmetrian spontaaniin hajoamiseen. Aksionit ovat erittäin in kevyitä, mutta ne muodostavat kylmää pimeää ainetta, koska ne muodostuivat epätermisesti termisesti. Korkeissa lämpötiloissa aksionit ovat massattomia, mutta alle 1 GeV:n lämpötiloissa aksionilla on massa ma pseudohiukkasvaikutuksista johtuen. 9
Aksionit Tällä hetkellä on kaksi koetta, jotka kerää ääväät dataa aksionisesta pimeäst stä aineesta; nämä ovat ADMX Kaliforniassa ja CARRACK Kiotossa. Kokeissa käytetk ytetään n kammioita, joissa a γ konversio havaitaan voimakkaassa magneettikentäss ssä. ADMX:ssä käytetään n matalakohinaisia elektronisia vahvistimia. Japanin Kiotossa kehitellää ään pienempää CARRACK-koetta koetta, joka käyttää Rydbergin atomeja aksionikonversion seurauksena tulevien mikroaaltofotonien havaitsemiseen. ADMX-kokeen tulosten mukaan aksionien massa sijoittuu 1,9 ja 3,3 mikroelektronivoltin välille. v 10
Aksionit 11
WIMPit WIMPit ovat hiukkasia, joiden massa on karkeasti 10 GeV:n ja muutaman TeV:n välillä. Vaikutusalat ovat heikon vuorovaikutuksen suuruusluokkaa. Näennäisesti itsestää äänselvin ehdokas WIMPiksi on raskas neutriino, mutta tämän tulisi olla stabiili, eikä tämä ole neutriinon osalta mitenkää ään itsestää äänselvää. 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. 12
WIMPit WIMPien tulisi gravitaation ansiosta olla galaksin sisää ään 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 1-100100 kev. Vaikutusala riippuu kytkentöjen luonteesta. Epärelativistisen WIMPin kohdalla pitää ää yleensä erottaa spinriippumattomat ja spinriippuvaiset kytkennät. Spinriippumattoman WIMPin vaikutusala skaalautuu likimää äärin kuten ytimen massan neliö, joten näiden etsimisessä suositaan raskaita ytimiä kuten Ge tai Xe. Spinriippuvaisen WIMPin vaikutusala riippuu ytimen spintekijäst stä; tähän käytetään ytimiä F-19, Na-23, Ge-73, I-127, I Xe-129, Xe-131 ja Cs-133. 13
WIMPit Lasketut vaikutusalat arvioivat suurimmillaan reaktionopeuksia, jotka ovat huomattavasti matalampia kuin tyypillisellä radioaktiivisella taustasäteilyll teilyllä. Laboratoriot tulisi sijoittaa maan alle kosmisten säteiden indusoiman säteilyn eliminoiseksi. Tulisi käyttää radioaktiivisesti äärimm rimmäisenisen puhtaita materiaaleja. Ensimmäisi isiä kokeita on tehty äärimm rimmäisenisen puhtailla puolijohteilla asennettuna puhtaisiin lyijy- ja kuparisuojuksiin maanalaisessa ympärist ristössä. Loistavan energiaresoluution ja äärimm rimmäisenisen puhtaan detektorimateriaalin ansiosta kokeista saatiin ensimmäisi isiä rajoituksia WIMP-etsinn etsinnöille. 14
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 inen näistä on voimakas päivittäineninen eteen/taakse ytimen rekyylisuunnan asymmetria, johtuen pyöriv rivän maan vaihtelevista WIMP-pilven pyyhkäisyist isyistä. Tämän efektin havaitseminen vaatii kaasudetektoreita tai anisotrooppisen vasteen tuikeilmaisimia. 15
WIMPit Tällä on kuitenkin selvittämätt ttömiä seurauksia. Etenkin odotetun ydinrekyylinopeuden WIMPeistä 50% tulisi olla 2-32 kev (eee) energialuokassa ja 7% 4-64 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 hyödynt dyntää 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. Merkittävi viä signaaleja epäsuoralle havaitsemiselle ovat maan tai auringon keskeltä tulevat neutriinot ja halosta saapuvat monoenergiset fotonit. 16
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 kokeessa, jossa käytetään 100 kg NaI(Tl)-ilmaisinta ilmaisinta,, on seitsemän vuoden ajan havaittu vuosittain moduloitu signaali odotetulla vaiheella. Kokonaisaltistus energiavälill lillä 2-6 kev (eee) tältä ajalta on ollut 100 000 kg*d. Tutkimuksen tekijöiden iden mukaan tämä on WIMP-signaalin aiheuttamaa. Standardihalomallin mukaan tämä tarkoittaisi WIMPeille noin 50 GeV:n massaa ja 7*10-6 pb:n vaikutusalaa. 17
MACHOt MACHOjen uskotaan olevan suuri osa galaktisesta pimeäst stä aineesta ja löytyvän gravitaatiolinssien avulla. MACHO, EROS ja OGLE yhteistyöryhm ryhmät 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- yhteistyöryhm ryhmä päätyi 40% ylärajaan rajaan. 18
MACHOt Gravitaatiolinssin toiminta: Punainen Röntgensäteilyn perusteella näkyvä tavallinen aine Sininen Gravitaatiolinssin aiheuttama säteily 19
MACHOt Planetaarisen massan pimeän aineen etsinnäss ssä EROS 1 CCD-koe tarkkaili 150 tuhatta tähteä Suuressa Magellanin pilvessä hyväll llä ~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 2 kerää nyt dataa uudistetulla järjestelyllä ja strategialla. Laajakaistaisen CCD-cameran avulla EROS pystyi kattamaan 66 neliöastetta Suuresta Magellanin pilvestä ensimmäisen isen vuoden aikana ja 88 neliöastetta toisen vuoden aikana. Valotusajat ja aikanäytteistys ovat mukautettuja pitkän aikavälin tapahtumien etsintää ään. 20
Yhteenveto Pimeä aine on ainetta, joka ei säteiles Pimeä aine voi olla baryonista tai epäbaryonista Todennäköisimm isimmät t kandidaatit: Epäbaryoniset baryoniset: WIMPit, aksionit Baryoniset: MACHOt WIMPejä etsitää ään n sekä suorasti, että epäsuorasti Aksionit havaitaan voimakkaassa magneettikentäss ssä kun nämä muuttuvat fotoneiksi MACHOja etsitää ään n gravitaatiolinssien avulla 21
Viitteet Kuvat: Sivulla 11; M. Tada et al.inuclear Physics B (Proc( Proc. Suppl.) 72 (1999) 164-168 168 Muut: http://en.wikipedia.org/wiki/dark_matter Teksti: C. Amsler et al., Physics Letters B667, 1 (2008) available on the PDG WWW pages (URL: http://pdg.lbl.gov pdg.lbl.gov/) K. Enqvist, Kosmoksen hahmo,, Dark Oy,, Vantaa 2004 M. Spiro, E. Auborg,, N Palanque-Delabrouille Delabrouille,, Searches for Dark Matter, Nuclear Physics B (Proc. Suppl.) 80 (2000) 95-108 22