Poszukiwanie neutrin z anihilacji Ciemnej Materii

Transkrypt

1 Seminarium Neutrina w laboratorium i w kosmosie, 14.III.2008, Warszawa Poszukiwanie neutrin z anihilacji Ciemnej Materii Piotr Mijakowski Instytut Problemów Jądrowych, Warszawska Grupa Neutrinowa Originally by Greg Martin

2 PLAN» Ciemna Materia stan wiedzy sytuacja eksperymentalna» Detekcja pośrednia Ciemnej Materii Fotony Antymateria Neutrina» Wyniki poszukiwania neutrin z anihilacji WIMP-ów (Super- Kamiokande)» Poszukiwanie sygnału w rozproszonym strumieniu neutrin» Podsumowanie P.Mijakowski , Warszawa 2

3 Ciemna Materia we Wszechświecie Wszechświat głównie składa się z nieznanego dotąd rodzaju materii. Oddziałuje ona grawitacyjnie, jej wkład determinuje ewolucję Wszechświata, potwierdzają ją pomiary:» Prędkość galaktyk w gromadach (juŝ F.Zwicky w 1933 r.)» Krzywe rotacji galaktyk» Mikrosoczewkowanie grawitacyjne» Promieniowanie mikrofalowe tła (CMB) 1E » Zawartość lekkich pierwiastków we Wszechświecie, nukleosyneza» Formowanie się struktur wielkoskalowych

4 model ΛCDM» model ΛCDM - czołowy model kosmologiczny: promieniowanie mikrofalowe tła, struktury wielkoskalowe, przyśpieszanie ekspansji Wszechświata.» Ω tot Parametry kosmologiczne Ω tot = 1.02 ± 0.02 płaski Wszechświat! Promieniowanie mikrofalowe tła (WMAP r.)» Ω m Ω m = 0.27 ± 0.02 WMAP (2006 r.) Ω m ~ 0.3 Pomiar oddziaływań grawitacyjnych (np. rotacja galaktyk), materia grawitacyjna» Ω b Ω b ~ ± Model nukleosyntezy (BBN) + pomiar zawartości lekkich pierwiastków (H,D,He,Li) Ω» b ~ ± Ω Ω lumni lumni ~ WMAP (2006 r.) Pomiar promieniowania gwiazd i materii międzygwiezdnej, materia świetlista P.Mijakowski , Warszawa 4

5 model ΛCDM Parametry kosmologiczne» Ω Λ Ω Λ = 0.73 ± 0.02 WMAP (2006 r.) + SN Ia Wnioski: Ω m >> Ω b => Ciemna Materia Ω m < 1 => Ciemna Energia P.Mijakowski , Warszawa 5

6 Ciemna Materia we Wszechświecie» Trójwymiarowa mapa rozkładu Ciemnej Materii» 3D: soczewkowanie grawitacyjne + pomiar odległości (redshift-y: 0<z<1)» Obszar nieba w przybliŝeniu równy 8 powierzchniom KsięŜyca (*) R Massey et al., Nature, Jan 2007, doi: /nature P.Mijakowski , Warszawa 6

7 Ciemna Materia - kandydaci» Istniejące cząstki MACHO s (Massive Astronomical Compact Halo Objects), np. brązowe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury Neutrina (Hot Dark Matter - HDM)» Postulowane cząstki: Aksjony < 7% masy halo galaktycznego (eksp. EROS) formacja struktur wymaga CDM WIMP-y (Weakly Interacting Massive Particles) - wolne, masywne, neutralne cząstki, słabo oddziałujące z materią (Cold Dark Matter - CDM)» Egzotyczne: WIMPzilla, LIMPy, Kaluza-Klein DM, monopole, neutrina sterylne P.Mijakowski , Warszawa 7

8 Neutralnych WIMP Słabo Oddziaływująca Masywna Cząstka (WIMP Weakly Interacting Massive Particle) DługoŜyciowych (z τ ~ czas Ŝycia Wszechświata) Masywnych ( M χ ~ 100 GeV) Słabo odziałujących z materią σ 10-2 pb (10-38 cm 2 ) Poszukujemy cząstek: dobry kandydat na WIMP-a: neutralino χ (SUSY) - najlŝejsza cząstka supersymetryczna LSP (Lightest Supersymmetric Particle), jest stabilna (zachowanie parzystości R w SUSY) neutralino(χ) Przykładowe diagramy (neutralino) Jungman, Kamionkowski, Griest, Phys. Rep., 267, 195 (1996) 18 GeV < M χ < 7 TeV LEP kosmologia P.Mijakowski , Warszawa 8

9 Detekcja WIMP-ów»Detekcja bezpośrednia Elastyczne rozpraszanie WIMP-Jądro pomiar na Ziemi χ z halo Galaktycznego pomiar energii -> jonizacja, scyntylacja, fonony, T Produkcja w akceleratorach (LHC)»Detekcja pośrednia Rejestracja produktów anihilacji Ciemnej Materii: neutrina antymateria promieniowanie gamma P.Mijakowski , Warszawa 9

10 Detekcja bezpośrednia - aktualne granice doświadczalne WARP(2.3 l. Ar) DAMA NaI, obszar 90% CL Zeplin II (Xe)» Wartości powyŝej linii są wykluczane na poziomie ufności 3σ» DAMA 1.1x10 5 kgd (7 lat, 100 kg NaI)» Ukryte załoŝenia: Oddziaływania (zaleŝność od spinu) Model Halo Galaktycznego Edelweiss (Ge) CDMS II, (Ge) (34 kg d) CDMS II, 2007 przewidywanie XENON (10kg) 2007, 136 kg d P.Mijakowski , Warszawa 10

11 Detekcja bezpośrednia - aktualne granice doświadczalne DAMA NaI, obszar 90% CL Liczba przypadków na 1 tonę LAr (detektor ArDM) E thresh. = 30 kev, Mχ = 100 GeV/c przyp. / ton / dzień 1 przyp. / ton / dzień dla σ = 10-46: 1 przyp. / ton / 100 dni P.Mijakowski , Warszawa 11

12 Indirect search for a DM particles» Indirect search = search for annihilation products of χ s (self-antiparticle): gammas (HESS, MAGIC, WHIPPLE, CANGAROO-II, EGRET, GLAST) anti-matter: positrons, anti-deuteron, anti-proton (HEAT, BESS, PAMELA, AMS-02 ) neutrinos (Super-Kamiokande, Ice-Cube, ANTARES) χχ qq ( cc, bb, tt,...) W ± ll, Z, H... ν, γ, e, p, H 2, P.Mijakowski , Warszawa 12

13 DM self-annihilation cross section - cross section averaged over the relative velocity distribution freeze out of the relic particle» Sets the obs. DM mass density Ω Μ = 0.27 ± 0.02 WMAP (2006 r.) -> Thermal relic: ~ 3 x cm 3 /s» Sets the annihilation rate in DM halos 2 - DM number density P.Mijakowski , Warszawa 13

14 Advantages DM annihilation to gammas» insensitive to magnetic fields (source information)» not attenuated over galactic scales energy spectrum» produced in the most of WIMP annihilation modes, π 0 decays (abundant ann. product) Uncertainities:» Astrophysical background rate distribution around Galactic Center P.Mijakowski , Warszawa 14

15 DM annihilation to gammas - EGRET» EGRET excess in diffuse galactic gamma ray flux GeV neutralino annihilation? P.Mijakowski , Warszawa 15

16 DM annihilation to gammas - EGRET Objections to EGRET interpretation» DM density concentrated to the galactic plane. This is not what one expects from CDM!» Excess in anti-protons data NOT observed (correlation: fragmentation of quark jets)» Instrumental problem with EGRET?» Too simple conventional model for galactic gamma-ray emission? await GLAST P.Mijakowski , Warszawa 16

17 DM annihilation to anti-matter» Charged anti-particles (positrons, anti-protons, anti-deuterons) -> diffuse spectrum at Earth» positrons -> lose energy over typical length scales (few kpc), probe the local DM distribution, less uncertainty» Satellite-based exp. -> HEAT, AMS-01, Pamela, AMS-02 (planned)

18 DM annihilation to positrons (HEAT) (*) D. Hooper., Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. (2008), Vol. 58» for DATA: HEAT exp. solid line: Galactic cosmic ray model (Moskalenko & Strong) Dotted lines WIMP masses 100, 300, 600GeV » for σ A v = 3 10 cm / s, ρ = 0.3 GeV / cm χ ann. rate should be boosted ~50 to normalize the HEAT data» Consequence: DM clumps in local halo (but expected only ~5-10); different cross section (then should be observed by others)

19 DM annihilation to neutrinos where they may come from? Search for neutrinos from DM annihilation (approaches) Directional flux related to regions of increased DM density: core of the Sun, Earth, center of our Galaxy Diffuse flux: flux averaged over the large cosmic volumes (many galactic halos) flux averaged only over the Milky Way

20 WIMP capture and annihilation ρ χ χ SUN Earth σ scatt ν µ ν int. µ int. Γ capture Γ annihilation χ scattering in the Sun detector χ µ χ annihilation Z ν P.Mijakowski , Warszawa 20 χ ν

21 Super-Kamiokande Wodny detektor wykorzystujący zjawisko Czerenkowa 50kton wody, 22.5kton przestrzeni roboczej 12 tys. fotopowielaczy Rejestrują światło; umoŝliwiają rekonstrukcję energii i kierunku neutrina detektor bada neutrina atmosferyczne, słoneczne, akceleratorowe P.Mijakowski , Warszawa 21

22

23 Super-Kamiokande» Rzeczywisty przypadek: ν µ ->µ źródło: lab, 30 January 2006

24

25

26

27 Super-Kamiokande neutrino event samples» WIMP mass range 18GeV-10TeV -> neutrino energy: ~5 GeV 5 TeV

28 Searches for WIMPs in SuperK (directional flux) EARTH SUN (*) S.Desai et al., Phys.Rev. D70 (2004) » Search for an excess of neutrinos in SK1 data» Data sample: upward through-going muons» Currently new analysis: more data, lower energy neutrinos also included (Tanaka-san)

29 SuperK WIMP-induced neutrino flux limit from Earth Limit: WIMP-induced upward muons (EARTH) symulacja half-angle of cone which contains 90% of neutrino flux form WIMP annihilation in Earth (*) S.Desai et al., Phys.Rev. D70 (2004) P.Mijakowski , Warszawa 29

30 SuperK WIMP-induced neutrino flux limit from Sun Limit: WIMP-induced upward muons (SUN) symulacja half-angle of cone which contains 90% of neutrino flux form WIMP annihilation in Sun (*) S.Desai et al., Phys.Rev. D70 (2004) P.Mijakowski , Warszawa 30

31 SuperK limit for neutralino elastic cross section (spin independent)» Comparison with direct detection: model dependent, assuming only spin-independent interactions in Earth and Sun» Direct and Indirect event rates: Evt. rate in 1 kg Ge detector = Evt. Rate in m 2 of upward muon detector (assuming SI couplings) comparison with direct detection» Currently: lowest limit in direct detection -> XENON, ~10-7 pb (10-43 cm 2 ) for a 100 GeV WIMP (*) S.Desai et al., Phys.Rev. D70 (2004)

32 (*) D. Hooper., Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. (2008), Vol. 58» WIMP s effective elastic scattering cross section in the Sun for a variety of annihilation modes. The effective elastic scattering cross section is defined as σeff = σh,sd+σh,si+0.07σhe, SI The dashes, solid and dotted lines correspond to WIMPs of mass 100, 300 and 1000 GeV, respectively. do mnie» To detect neutrinos from WIMP annihilations in the Sun over the background of atmospheric neutrinos, a rate in the range of events per square-kilometer, per year is required

33 SuperK limit for neutrialino elastic cross section (spin dependent) (*) S.Desai et al., Phys.Rev. D70 (2004) ; Erratum-ibid. D70 (2004) (*) Kamionkowski, Ullio, Vogel JHEP 0107 (2001) 044» Limit 100 times lower than from direct search experiments» DAMA annual modulation due to axial vector couplings ruled out by this result (Kamionkowski et al.)

34 DM annihilation to neutrinos (diffuse flux) (*) F.Beacom, N.F.Bell, G.D.Mack, Phys. Rev. Lett. 99 (2007) » BR to specific final states are model dependent (also energy spectra)» Model independent signature: monoenergetic neutrinos neutrino energy = WIMP mass» PLOT: Atm. neutrino spectrum (ν µ, ν µ ) + increase from annih. of 100 GeV WIMP MW Milky Way COSMIC diffuse flux averaged over large cosmic volumes -> energy smearing due to different red-shifts of the sources P.Mijakowski , Warszawa 34

35 DM annihilation to neutrinos (diffuse flux)» Atm. neutrino data from SuperK, AMANDA, Frejus MC atm. neutrino spectrum + signal from DM ann.» SIGNAL = monoenergetic neutrinos from DM annihilation» BKG = ATM. neutrinos» LE - measurement» HE neutrinos probed by counting rates of through-going muons (derive energy spectra by regularized unfolding technique)» Neutrino energy smeared -> integrate over at high energies» Compare integrated: ATM. BKG MC + SIGNAL MC with DATA for the same bin» require that signal be 100% as large as atm. BKG in same bin (conservative) Ratio: total / atm.background (*) F.Beacom, N.F.Bell, G.D.Mack, Phys. Rev. Lett. 99 (2007)

36 Upper bound on DM total annihilation» No upward fluctuations in available data» Limit on WIMP-induced neutino flux and WIMP annihilation cross section Assumption: BR = 100% for Consequence: General upper limit on the total DM self annihilation cross section. Why? Least detectable particles bounds total cross section most conservatively -> this limit on cross section can not be overreached, all other limits (derived from other ann. products) would be more stringent than that; or other particles produce more visible signatures cross section

37 Diffuse flux analysis perspectives» fewer assumptions -> DM distribution in Galatic Center, local halo profile (clumps?)» conservative upper bound production in» assume same ν e,ν,ν τ µ Based on dedicated analysis could improve by 1-2 orders of magn.» Why? narrower bining & more realistic data uncertainities SuperK precise low energy data (<10 GeV) Use atm. ν e spectra or ν τ enriched sample: lower than atm. muon neutrino spectrum (higher signal to BKG ratio) angular feat.: DM signal isotropic, atm. neutrino bkg is peaked at horizon (for some E), higher stat. with upgoing and upgoing showering muons P.Mijakowski , Warszawa 37

38 Podsumowanie» Ciemna Materia: zagadka czekająca na rozwiązanie moŝe juŝ niedługo na kaŝdym froncie poszukiwań nowe narzędzia badań» Detekcja pośrednia przewaga w badaniu oddziaływań spindependent» Bezpośrednie i pośrednie poszukiwania Ciemnej Materii -> komplementarne: określenie parametrów tych cząstek wymaga wielu podejść» Poszukiwanie sygnału od anihilacji WIMP-ów w rozproszonym strumieniu neutrin byłoby pierwszą dedykowaną tego typu analizą na świecie P.Mijakowski , Warszawa 38

39 P.Mijakowski , Warszawa 39

40 P.Mijakowski , Warszawa 40

41 DM annihilation to neutrinos (diffuse flux) (*) F.Beacom, N.F.Bell, G.D.Mack, Phys. Rev. Lett. 99 (2007) » IDEA DM annihilation lead to SM particles BR to specific final states are model dependent BR sum to 100% -> model indepenent fact - annihilation directly in the pair of neutrinos (equally in all flavors) Assumption: - with BR = 100% Consequence: - monoenergetic neutrinos with energy = WIMP mass - can derive the upper limit on the total DM self annihilation cross section from atmospheric neutrino data. Why? - 100% BR to neutrinos, least detectable particles bounds the total cross section most conservatively -> this limit on cross section can not be overreached, all other limits (derived from other ann. products) would more stringent than that - or other particles produce more visible signatures P.Mijakowski , Warszawa 41

42 Search for a signal in tau neutrino enhanced sample» Potential improvement of the method proposed by Beacom et al.» Much better signal to background ratio» Challenging tau-neutrino selection statistical basis ν τ CC int. -> tau decay selection criteria Likelihood, Neural Networks

43 Example: SuperK tau neutrinos from oscillations (*) K.Abe et al. (Super-Kamiokande Collaboration), Phys.Rev.Lett. 97 (2006) » SuperK: live-days, only FC events, only ν τ CC int.» neutrino energy range ~< 100 GeV» only tau hadronic decays» 0.46%. tau-neutrino events in MC» After cuts: admixture - 3%, the efficiency of keeping tau-neutrinos 61%

44 Example: SuperK tau neutrinos from oscillations Other tau decay selection criteria: (1) energy, (2) distance: prim. vertex electron vertices from pion and then muon decays, (3) rings, (4) sphericity in lab, (5) spher. in CMS