1

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie

Wintersemester 2007/8

Themen & Daten19.10.: Überblick02.11.: Erste Ergebnisse der Durchmusterungen16.11.: Hochenergie-Astronomie30.11.: Update: Neue Teleskope14.12.: Dunkles (Materie & Energie)

11.01: Fortsetzung: Dunkles25.01.:Mikrowellenhintergrund 08.02.:Virtuelle Observatorien

2

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie

Wintersemester 2007/8

HEUTENeues: Gasverteilung im WeltraumDunkle MaterieAntimaterie

Antimaterie aus den Frühphasen des KosmosAntimaterie Antimatierie und Dunkle MaterieNeue Teleskope

PAMELABESSAMS-02GLAST, AGILE, etc.Programm der ESAAuf dem Mond

3

Supercomputer Simulation des Universums

•

Großteil der Gasmasse des Universums ist in einem Netz kosmischer Filamente gefangen, daß

sich 100te von Millionen

Lichtjahre erstreckt (WHIM: Warm- Hot

Intergalactic

Medium)

•

Ein Jahrzehnt für Computercode (60 Terabytes)

•

Um WHIM zu finden: 10m Südpol Teleskop (mm, sub-mm, infrarot) in der Antarktis, 25 m Cornell-

Caltech

Atacama Teleskop (CCAT), sub-mm

4

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie, Teil II

Wintersemester 2007/8

„Dunkle Materie“

Größe Betrag Beschreibung

H0 Hubble-Konstante

Ωb Anteil

baryonischer, d.h. "normaler" Materie, relativ zur kritischen Dichte

Ωm Gesamtanteil

der Materie, d.h. inklusive der dunklen, relativ zur kritischen Dichte

τ Optische Dichte bis zum Zeitalter der Reionisierung

As Amplitude der sklaren

Komponente der ursprünglichen Schwankungen

ns spektraler

Index der sklaren

Komponente der ursprünglichen Schwankungen

Cold Dark

Matter model: Details

6

Cold Dark

Matter model: Details

•

Mashchenko:Supercomputer Rechnungen berechnet die

erste Milliarde Jahre im Leben einer Zwerg-Galaxie

•

Gas bei den Berechnungen bisher vernachlässigt

•

Gas spielt eine deutlich wichtigere Rolle, als bislang angenommen: beim Explodieren der Sterne schwappt das Gas nach außen und nimmt die Dunkle Materie mit

7

Cold Dark

Matter model: Details

•

Mashchenko: Cold Dark

Matter Model funktioniert auf den großen Skalen macht aber keine Aussagen über die Zusammensetzung individueller Galaxien

•

Geburtsprozess der neuen Galaxien: dichte Wolken aus Sternenstaub wachsen an, explodieren in Supernovae und schieben die interstellaren Gaswolken die wiederum die Dunkle Materie aus dem Innern der Galaxien vertreiben

•

Die fehlende Dunkle Materie müßte

in den Halos zu finden sein

8

Erste Sterne: aus Dunkler Materie

•

Dunkle Materie könnte für die Entstehung der ersten Sterne vor 13 Milliarden Jahren verantwortlich sein

•

Dunkle Sterne: bis zu 200 000 mal größer als die Sonne, unsichtbar; dünne, wabernde Wolke; Dichte: ein Milliardstel der Sonnendichte

•

Nicht nur die sichtbare, auch die Dunkle Materie könnte sich in der Frühzeit unseres Universums verklumpt haben: Neutralinos: könnten interagiert und sich dabei ausgelöscht haben (Annihilation); dabei entstehen Elementarteilchen (Neutrinos, Positronen, Antiprotonen), Gammastrahlung und Wärme

9

Erste Sterne: aus Dunkler Materie

•

Hitze soll Wolken aus Wasserstoff und Helium im frühen Universum aufgeblasen haben, daß

nicht überall

ein Fusionsprozess wie im klassischen Modell der Sternenentstehung starten konnte -> stattdessen entstand dort ein Dunkler Stern, angetrieben von der Auslöschung Dunkler Materie in seinem Inneren

•

Aber: Neutralinos

nicht nachgewiesen (elektr. Neutral, relativ schwer, zw. 50-

100 Protonenmassen, müßten

in rauen Mengen vorkommen)

•

Large Hadron

Collider

(nächster Sommer) könnte helfen

•

Infrarotstrahlung, Gammastrahlung sollte ebenfalls nachweisbar sein

10

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie, Teil II

Wintersemester 2007/8

Auf der Suche nach Antimaterie

11

Antimaterie

•

Antimaterie: Materie, die aus Antiteilchen aufgebaut ist

•

Antiteilchen unterscheiden sich von normalen Teilchen nur im Vorzeichen aller additiven

Quantenzahlen (Ladung, Baryonenzahl,

Farbladung, schwache Hyperladung); Masse, Spin, Isospin

und Lebensdauer sind identisch

•

Ganze Atome aus Antimaterie kommen in der Natur –

soweit bekannt –

nicht vor (im Umkreis von einigen Milliarden Lichtjahren)

•

Antimaterie läßt

sich in Teilchenbeschleunigern erzeugen•

Durchbruch 1995: W. Oelert

am CERN; erzeugten Antiwasserstoff-

Atom (aus einem negativ geladenen Antiproton und einem positiv geladenen Positron)

•

Kurzlebigkeit: da sofortige Annihilation -> Gammastrahlung; energiereichster Prozess

•

Reine Energie wird immer paarweise zu gleichen Mengen in Materie und Antimaterie umgewandelt

12

Antimaterie

•

Im Urknall sollte daher Materie und Materie zu gleichen Mengen entstanden sein und noch heute vorzufinden sein; Ungleichgewicht

ist

Voraussetzung für die Stabilität unseres Universums; anfängliches gleiches Verhältnis, winziges Ungleichgewicht bewirkte, daß

ein Rest

an Materie übrigblieb, der unser heutiges Universum ausmacht; Urstrahlung heute noch nachweisbar: kosmische Hintergrundstrahlung

•

Die einzig mögliche Speicherform: Antimaterie-Teilchen in einem elektromagnetischen Feld einfangen

•

Häufig in der Natur: Erzeugung oder Vernichtung eines Elektron- Positron-Paares, jedes Teilchen hat Ruhemasse von 511 keV

•

Existenz von Antimaterie zuerst von Paul Dirac

(1928) vorhergesagt, indem er eine speziell relativistische Erweiterung der Quantenmechanik formulierte

•

Antimaterie im Kosmos: Gammalinie im Zentrum der Milchstraße, Sagittarius-Region

ist 7000-40000 Grad heiß

13

“We

must

regard

it

rather

an

accident

that

the Earth

and presumably

the whole

Solar

System

contains

a preponderance

of negative electrons and positive protons. It

is

quite

possible

that

for

some of the stars

it

is

the other

way about”

Dirac Nobel Speech (1933)

14

Antimaterie im Universum

•

Gibt es im Universum Antimaterie-Welten? Ganze Galaxien aus Antimaterie?

•

Sicher ist, Antiteilchen entstehen bei einigen hochenergetischen physikalischen Prozessen im Universum

•

Besonders interessant: Teilchen und Antiteilchen der kosmischen Strahlung (in geringem Maße auch Antiteilchen vorhanden)

•

Für diese Vorlesung interessant: kann Auskunft über die Natur der „Dunklen Materie“

geben

•

Besteht die Dunkle Materie aus WIMPs

(Weakly

Interacting

Massive Particle)? Schwach wechselwirkende

massive Teilchen, die nicht

elektromagnetisch, sondern nur gravitativ

in Erscheinung treten und deshalb nicht mit herkömmlichen Teleskopen beobachtbar sind

15

Antimaterie im Universum: Dunkle Materie

•

WIMPs

und AntiWIMPs?•

Dann vernichten sie sich bei einem Aufeinandertreffen mit der Folge eines Sekundärteilchenschauers:–

Hochenergetische Photonen (Gamma)

–

Protonen und Antiprotonen–

Elektronen und Positronen

•

Könnte gemessen werden mit PAMELA, AMS-02, BESS, GLAST, AGILE, etc.

•

Andere Kandidaten für die Dunkle Materie:–

Neutralino: supersymmetrischer Partner für das Neutrino; Majorana

Fermion, die sich gegenseitig im Halo annihilieren, erzeugen Teilchen und Antiteilchen, die nachweisbar sein sollten

–

Axion: wurde aus einer Brechung der Peccei-Quinn-Symmetrie

der Lagrangedichte

der Quantenchromodynamik

als massives Goldstone-

Boson

abgeleitet, geringe Masse von 10-5

eV

und ist CDM-Kandidat•

Antiprotonen und Positronen

sind keine Indikatoren für Antimaterie im

Universum, werden in Kollisionen mit kosmischer Strahlung erzeugt•

Weiterhin gibt es Antiteilchen aus primordialen

Schwarzen Löchern in

den Frühphasen des Universums

16

Antimaterie im Universum

•

PAMELA wird Antiprotonen und Positronen

nachweisen•

Die Annihilation von Neutralinos

(z.Bsp. Higgsinos) könnte

eine Größenordnung oberhalb des Flusses sekundärer Antiprotonen liegen -> sollte zweifelsfrei nachweisbar sein; interessanter Bereich: oberhalb von 10 GeV

(PAMELA hier

sensitiv und Sonne hat geringen Einfluß

hier)•

WIMPs

könnten zum Positronen-Fluss

durch direkte

Annihilation in Elektron-Positron

beitragen und zum Kontinuums-Positronen

durch andere Annihilationen,

deutlich sichtbar bei einigen GeV

17

ANTIMATTER

Antimatter Lumpsin our Galaxy Trapped

antiparticles

18

Gamma Gamma EvidenceEvidence

forfor

CosmicCosmic

AntimatterAntimatter??

OSO-31967 - 1969

SAS-21972 - 1973

GRO: Comptel and EGRET1991 - 2000 INTEGRAL/SP1

2002

COS-B1975 - 1982

19

Gamma Gamma EvidenceEvidence

forfor

CosmicCosmic

AntimatterAntimatter?? SteigmanSteigman 1976, De 1976, De RujulaRujula 1996, 1996, DolgovDolgov 20072007

OsservationOsservation in the 100 in the 100 MeVMeV gamma gamma rangerange

LeadingLeading

processprocess::p pp p

ππ00+ + ………………

γγγγOtherOther

processesprocesses::

p pp p

ππ++………………

μμ++………………

ee++……………… γγ

11--10 10 MeVMeV

ee++ee--

γγ

γγ

0.511 0.511 MeVMeV

20

Cosmic Diffuse Gamma SpectrumCosmic Diffuse Gamma Spectrum

P. Sreekumar

et al, astroph/9709257

21

LumpsLumps

of of AntimatterAntimatter

in in ourour

GalaxyGalaxy?? C. C. BambiBambi and A. and A. D.D. DolgovDolgov, , arXivarXiv: : astroastro--phph/0702350 /0702350 and and thereintherein

enclosedenclosed

referencesreferences

0.511 0.511 MeVMeV positronpositron annihilationannihilation--IntegralIntegral/SPI/SPI

G.

Weidenspointner

et

al., astro-ph/070261

22

New Gamma Space New Gamma Space ExperimentsExperiments

GLAST2008

AGILE23-04-2007

23

AntimatterAntimatter Direct Direct researchresearch

AntimatterAntimatter whichwhich hashas escapedescaped asas a a cosmiccosmic rayray fromfrom a a distantdistantantigalaxyantigalaxy

SreitmatterSreitmatter, R. E., Nuovo Cimento, 19, 835 (1996), R. E., Nuovo Cimento, 19, 835 (1996)

AntimatterAntimatter fromfrom globularglobular clustersclusters of of antistarsantistars in in ourour GalaxyGalaxy asasantistellarantistellar windwind or or antianti--supernovaesupernovae explosionexplosion

K.K.

M. M. BelotskyBelotsky

etet

al., al., PhysPhys. . AtomAtom. . NuclNucl. 63, 233 (2000), . 63, 233 (2000), astroastro--phph/9807027/9807027

24

(GLAST AMS-02)

25

Antihelium

•

Positronen, Antiprotonen, Antineutronen, Antideuterium, Antitritium,Antihelium

sind bereits im Labor erzeugt

worden•

Sollte es Antimaterie aus dem frühen Universum geben, dann ist es am wahrscheinlichsten, daß

Antihelium in

kosmischer Strahlung nachgewiesen werden kann (zweithäufigstes Element nach Wasserstoff)

•

PAMELA wird nach Antimaterie in einem breiten Energiebereich 50 Mev

bis einige 100 GeV

suchen;

Empfindlichkeit für ein Antihelium/Helium Verhältnis besser als 10-8

1979: First observation (Golden et al)1979: Russian PM (Bogomolov et al)1981: Excess reported (Buffington et al)

1985: ASTROMAG Study Started1987: LEAP, PBAR (upper limits)---------------------------------------------------1991: MASS1992: IMAX 1993: TS93, BESS1994: CAPRICE94, HEAT-e±

1996: Solar minimum1997: BESS1998: CAPRICE98, AMS-011999: BESS2000: HEAT-pbar, BESS2004: BESS Polar I

Antimatter in Cosmic Rays

Before MASS Flight

27

Extragalactic CosmicExtragalactic Cosmic--ray Antimatter Searchray Antimatter Search

PAMELA 2006-2009

28

WhatWhat do do wewe needneed??

Measurements at higher energiesMeasurements at higher energies

Better knowledge of backgroundBetter knowledge of background

High statisticHigh statistic

Continuous monitoring of solar modulationContinuous monitoring of solar modulation

Long Duration FlightsLong Duration Flights

29

AntimatterAntimatter Dark Dark MatterMatter

Space Space MissionsMissions

PAMELA15-06-2006

AMS-022009

BESS2007

GAPS2013

PEBS2010

30

PAMELA and AMSPAMELA and AMS--02:02:

ObservatoriesObservatories

at 1 AUat 1 AU

31

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie, Teil II

Wintersemester 2007/8

BESS

32

BESSCollaborationThe University

of Tokyo

High Energy AcceleratorResearch Organization(KEK)

University of Maryland

Kobe University

Institute of Space andAstronautical Science/JAXA

National Aeronautical andSpace AdministrationGoddard Space Flight Center

University of Denver(Since June 2005)

BESS CollaborationAs of April, 2006

Balloon-borne Experiment with a Superconducting Spectrometer

33

BESSBalloon-borne Experiment with a Superconducting Spectrometer

Search for Primordial Antiparticle

antiproton: Novel primary origins (PBH,DM)antihelium: Asymmetry of matter/antimatter

Precise Measurement of Cosmic-ray flux: highly precise measurement at < 1 TeV

34

BESS Detector–Rigidity measurement– SC Solenoid (L=1m, B=1T)

– Min. material (4.7g/cm2)

– Uniform field– Large acceptance –Central tracker – (Drift chamber– δ ~200μm– Z, m measurement– R,β

--> m = ZeR 1/β2-1

– dE/dx --> Z

JET/IDCRigidity

TOFβ, dE/dx

√

35

BESS-Polar II December 2007

Long duration flight of 20 days with two circle around the pole, 4~5 x BESS-Polar I statisticsCombined measurements with PAMELA

36

BESS Polar II Observation (Expected)

10-3

10-2

10-1

10-1

1 10

Kinetic Energy (GeV)

Ant

ipro

ton

Flu

x (m

-2sr

-1se

c-1G

eV-1

)

Simulation for secondary only (20 days)Simulation for secondary +PBH (20 days)BESS95+97 real data

PBH

Secondary

BESS

BESS Polar

Antiproton Spectrum Search for Antideuteron and AntiHelium(Search for PBH)

38

AMSPAMELA AMS PAMELA AMS in Spacein Space

AcceleratorsAccelerators

The Big Bang origin of the Universe requires matter and antimatter

to be equally abundant at the very hot beginning

Search for the existence of anti Universe Search for the origin of th

e Universe

Search for the existence of Antimatter in the UniverseSearch for the existence of Antimatter in the Universe

39

Pamela and AMSPamela and AMS--02 02 Space Space ObservatoriesObservatories at 1AUat 1AU

Jovian electrons

Anomalous NucleiNearby e- Sources

Magnetospheric physics

Solar Modulation

Solar Energetic particlesExotic matter : AntimatterPBH Dark MatterGalactic

cosmic

rays

R. B., SAA, Albedo, secondary particle

40

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie, Teil II

Wintersemester 2007/8

Update: Neue TeleskopePAMELA

41

Bari Florence Frascati

Italy:TriesteNaples Rome CNR, Florence

MoscowSt. Petersburg

Russia:

Germany:Siegen

Sweden:KTH, Stockholm

PAMELA CollaborationPAMELA Collaboration

42

PamelaPamela’’s scientific objectivess scientific objectives

Study antiparticles in cosmic raysSearch for antimatter

Search for dark matterStudy cosmic-ray propagationStudy solar physics and solar modulationStudy the electron spectrum (local sources?)

43

PAMELA nominal capabilitiesPAMELA nominal capabilitiesenergyenergy

rangerange

particlesparticles

in in 3 y3 yeaearrss

Antiprotons Antiprotons 80 80 MeVMeV -- 190 190 GeVGeV ~ 10~ 1044

Positrons Positrons 50 50 MeVMeV –– 270 270 GeVGeV ~ 10~ 1055

Electrons Electrons up to 400 up to 400 GeVGeV ~ 10~ 1066

Protons Protons up to 700 up to 700 GeVGeV ~ 10~ 1088

Electrons+positronsElectrons+positrons up to 2 up to 2 TeVTeV (from calorimeter)(from calorimeter)

Light NucleiLight Nuclei up to 200 up to 200 GeV/nGeV/n He/Be/C: ~10He/Be/C: ~107/4/57/4/5

AntiNucleiAntiNuclei searchsearch sensitivity of sensitivity of 3x3x1010--88 in in antiHeantiHe/He/He

44

PAMELA in SpacePAMELA in SpaceOn June 15On June 15thth 2006 at 08:00 2006 at 08:00 UTC the RESURS DKUTC the RESURS DK--1 1 satellite housing the satellite housing the PAMELA apparatus was PAMELA apparatus was successfully launched in successfully launched in space from the Russian space from the Russian cosmodromecosmodrome of of BaikonurBaikonur..

PAMELA was switched PAMELA was switched on for the first time on on for the first time on June 21June 21stst..

In the following days In the following days PAMELA was on for PAMELA was on for

45

PAMELA flightPAMELA flightDetectors operated as expected after launchDetectors operated as expected after launchTested different trigger and hardware configurationsTested different trigger and hardware configurationsAs of August 30, 2007 PAMELA has collected data for As of August 30, 2007 PAMELA has collected data for about 30 million seconds corresponding to more than 340 about 30 million seconds corresponding to more than 340 days (8100 hours) of continuous data taking (life time days (8100 hours) of continuous data taking (life time ~70%)~70%)The amount of data collected is ~5.8 TB, corresponding The amount of data collected is ~5.8 TB, corresponding to more than 700 million eventsto more than 700 million events

March 2006 @BaykonurIntegration with satellite

PAMELA

Pressurized container

Geometrical Factor ~20.5 cm2sr

The PAMELA apparatusThe PAMELA apparatus1.

2 m

Mass ~450 kg Power ~360 W

)10(~ 4−Opp

)1.0(~ Oee

−

+

)200(~ Oep−

Characteristics:Characteristics:5 modules of permanent magnet (5 modules of permanent magnet (NdNd--BB--Fe Fe alloy) in aluminum mechanicsalloy) in aluminum mechanicsCavity dimensions 162x132x445 cmCavity dimensions 162x132x445 cm33

GF 21.5 cmGF 21.5 cm22srsrMagnetic shieldsMagnetic shields5mm5mm--step fieldstep field--map map B=0.43 T (average along axis), B=0.48 T B=0.43 T (average along axis), B=0.48 T (@center)(@center)

The magnet

SPECTROMETER

The tracking systemThe tracking systemMain tasks:Main tasks:

Rigidity measurementRigidity measurementSign of electric chargeSign of electric chargedE/dxdE/dx

Characteristics:Characteristics:6 planes double6 planes double--side (side (x&yx&y view) view) microstripmicrostrip Si sensorsSi sensors36864 channels36864 channelsDynamic range 10 MIPDynamic range 10 MIP

Performances:Performances:Spatial resolution: 3Spatial resolution: 3--44μμm m MDR ~1TV/c (from test beam MDR ~1TV/c (from test beam data)data)

SPECTROMETER

The electromagnetic calorimeterThe electromagnetic calorimeter

Main tasks:Main tasks:e/he/h discriminationdiscriminationee+/+/-- energy measurementenergy measurement

Characteristics:Characteristics:44 Si layers (X/Y) +22 W planes44 Si layers (X/Y) +22 W planes16.3 X16.3 Xoo / 0.6 / 0.6 λλ004224 channels4224 channelsDynamic range 1400 Dynamic range 1400 mipmipSelfSelf--trigger mode (> 300 trigger mode (> 300 GeVGeV GF~600 cmGF~600 cm22 srsr))

Performances:Performances:pp--bar and ebar and e++ selection selection efficienecyefficienecy ~ 90%~ 90%p rejection factor >10p rejection factor >1055

ee-- rejection factor > 10rejection factor > 1044

Energy resolution ~5% @200GeVEnergy resolution ~5% @200GeV

SPECTROMETERCALORIMETER

S1

S2

S3

SPECTROMETER

The timeThe time--ofof--flight systemflight system

Main tasks:Main tasks:FirstFirst--level triggerlevel triggerAlbedoAlbedo rejectionrejectiondE/dxdE/dxParticle identification (<1 Particle identification (<1 GeV/cGeV/c))

Characteristics:Characteristics:3 double3 double--layer layer scintillatorscintillatorpaddlespaddlesX/Y segmentationX/Y segmentationTotal: 48 ChannelsTotal: 48 Channels

Performances:Performances:σσ((paddle) ~paddle) ~ 110ps110psσσ((TTOF)OF) ~~ 330ps (for 330ps (for MIPsMIPs))

CALORIMETER

The The anticounteranticounter

shieldsshieldsMain tasks:Main tasks:

Rejection of events with Rejection of events with particles interacting with the particles interacting with the apparatus (offapparatus (off--line and line and secondsecond--level trigger)level trigger)

Characteristics:Characteristics:scintillatorscintillator paddles 10mm thickpaddles 10mm thick4 up (CARD), 1 top (CAT), 4 4 up (CARD), 1 top (CAT), 4 side (CAS)side (CAS)

Performances:Performances:Efficiency > 99.9%Efficiency > 99.9%

S1

S2

S3

SPECTROMETERCALORIMETER

CARD

CAT

CAS

S1

S2

S3

SPECTROMETER

CARD

CAT

CAS

Neutron detectorNeutron detectorMain tasks:Main tasks:

e/he/h discrimination @highdiscrimination @high--energyenergyCharacteristics:Characteristics:

36 36 33He counters: He counters: 33He(n,p)T He(n,p)T EpEp=780 =780 keVkeV9 cm thick 9 cm thick polyetilenepolyetilene moderatorsmoderatorsn collected within 200 n collected within 200 μμs times time--windowwindow

Shower-tail catcher (S4)Main tasks:• ND triggerCharacteristics:• 1 scintillator

paddle 10mm thick

CALORIMETERNEUTRON DETECTOR

S4 Very important to help the Very important to help the Calorimeter in the particle separationCalorimeter in the particle separation

5454

DAQ and data link with earthDAQ and data link with earth

Data transmissionData transmission

•• Collected data stored in PAMELA massCollected data stored in PAMELA mass--memory (2GB)memory (2GB)•• DownloadDownload (PAMELA (PAMELA satellitesatellite ) )

77--8 per day 8 per day 1414--16 GB16 GB•• DownlinkDownlink (satellite(satellite groundground) )

22--3 sessions per day3 sessions per day•• Error rate <10Error rate <10--99

Main downlink station: Main downlink station: Research Centre for Earth Research Centre for Earth operative monitoringoperative monitoring““NtsOMZNtsOMZ””(Moscow, Russia) (Moscow, Russia)

Spare downlink station: Spare downlink station: KhantyKhanty--Mansiysk West SiberiaMansiysk West Siberia

Remote controlRemote controlMacrocommandsMacrocommands: commands to PAMELA : commands to PAMELA cpucpu––

System configuration (hundreds of System configuration (hundreds of modifiable parameters):modifiable parameters):

––

Calibration (ascending node)Calibration (ascending node)––

Download to satellite mass memoryDownload to satellite mass memory

––

……TelecommandsTelecommands: hardware lines to : hardware lines to handle power moduleshandle power modules

Extremely flexible system, designed to be Extremely flexible system, designed to be easily adapted to space (unknown) easily adapted to space (unknown) conditions.conditions.

5757

In Flight detector performancesIn Flight detector performances

14.4 GV non-interacting proton

Flight data: 41 GV interacting antiproton

Flight data: 70 GV positron

9.7 GV non-interacting Helium

14.7 GVInteracting nucleus

(Z~8)

calorimeter self-trigger (m.p. proton)

Galactic H and He spectraGalactic H and He spectra Preliminary !!!

Flight data ( PRELIMINARY )Test sample: ~100 days(no efficiency correction)Geomagnetic transmission correction

galactic component

6565

Pamela Pamela vsvs

Dark MatterDark Matter

Indirect Search!!!!Indirect Search!!!!

6666

A plausible dark matter candidate is neutralino

(χ), the lightest

SUSY particle.

Annihilation of relic χ gravitationally confined in the

galactic halo

Distortion of antiproton and positron spectra from purely secondary production

Most likely processes:χχ qq hadrons anti-p,

e+,…χχ W+W-,Z0Z0,… e+,…

direct dicay ⇒ positron peak Ee+~Mχ/2other processes ⇒ positron continuum Ee+~Mχ/20

CosmicCosmic--ray Antimatter ray Antimatter fromfrom Dark Matter annihilationDark Matter annihilation

PAMELA wil

l try to

indirec

tly look

for

PAMELA wil

l try to

indirec

tly look

for

Dark Matte

r by pre

cisely

Dark Matte

r by pre

cisely

measuring

the ant

iproton

and

measuring

the ant

iproton

and

positron

spectra

!!!!

positron

spectra

!!!!

67

Situation is not clear:Situation is not clear:••Big statistical uncertaintiesBig statistical uncertainties••Big systematic uncertanties (poorly known Big systematic uncertanties (poorly known

propagation models used during 90s)propagation models used during 90s)••Many different experiments each covering a Many different experiments each covering a small small energy rangeenergy range••Different modulation effects (different places, Different modulation effects (different places,

different years)different years)

What we can learn from existing What we can learn from existing data?data?

Pamela really has a good chance to look Pamela really has a good chance to look for Dark Matter!!!! (thanks also to the for Dark Matter!!!! (thanks also to the

improved modelsimproved models……))

68

Secondary production of AntiparticlesSecondary production of Antiparticles

pppp pppp is the main antiproton sourcepppp is the main antiproton sourceIn order to look for Dark Matter with good In order to look for Dark Matter with good sensitivity we need to precisely know the secondary sensitivity we need to precisely know the secondary produced pbar spectrumproduced pbar spectrumPropagation equation for CR in our Galaxy should Propagation equation for CR in our Galaxy should be solvedbe solvedMany very precise and fine tunable models exists in Many very precise and fine tunable models exists in literature now (big effort in the last few years!!!!!)literature now (big effort in the last few years!!!!!)Lionetto/Morselli/Zdravkovic model used as Lionetto/Morselli/Zdravkovic model used as example in the next slidesexample in the next slides

69

Inputs and Cross Checks for the Models:•Secondary/primary (B/C, Be/C, Li/C etc.)•Absolute fluxes of p, e-, He•Nuclear Cross Sections

Pamela can alsoPamela can alsohelp to improve help to improve the models!the models!

70

Expected e+

spectrum from secondary origin

71

What we can expect from Dark What we can expect from Dark Matter?Matter?Antiparticles secondary spectra will be distorted by Antiparticles secondary spectra will be distorted by

the Dark Matter annihilation induced antiparticlesthe Dark Matter annihilation induced antiparticles

The effect heavily depends on the characteristics of The effect heavily depends on the characteristics of the Dark Matter composing particles!the Dark Matter composing particles!

Effect more evident in the high energy part of the Effect more evident in the high energy part of the spectraspectra

Detailed analysis exists to understand which part of Detailed analysis exists to understand which part of the SUSY parameter space is accessible to Pamela the SUSY parameter space is accessible to Pamela datadata

72

(Lionetto,Morselli &.Zdravkovic 2005)

(mSUGRA)

Antiprotons

73

Solar particle event

Solar quiet spectrum

Preliminary!

13 december 2006 solar impulsive event

74

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie, Teil II

Wintersemester 2007/8

AMS-02

75

AMS-02

76

AMS-02

•

Alpha-Magnet-Spekrometer: soll ab 2009 für einen Zeitraum von 3 Jahren auf der Internationalen Raumstation die Zusammensetzung der kosmischen Höhenstrahlung messen

•

Durch Absturz des Space

Shuttles Columbia (2003) hat sich ursprgl. Starttermin verschoben

•

Suche nach Antimaterie (Relikt aus dem Urknall)•

Propagationsmechanismen

von geladenen Teilchen in der

Milchstraße besser verstehen -> Annihilationsprodukte von Dunkler Materie mit höherer Genauigkeit suchen zu können

•

Im Rahmen von supersymmetrischen Modellen oder von Kaluza- Klein-Theorien

werden Anomalien in den Energiespektren von

Positronen, Antiprotonen und Photonen vorhergesagt, die mit AMS- 02 möglicherweise nachgewiesen werden können sollten

77

Taiwan

CSISTNCUAcademia SinicNSPO

KoreaIHEP

HelsinkiTurku

Aarhus

Ciemat-Madrid

LIP-Lisbon

MITYaleJohns HopkinsMarylandFlorida

A&MMexico

BolognaMilanoPerugiaPisaRomaSiena

AnnecyGrenobleMontpellier

IEE, IHEP

Jiao Tong UniversitySoutheast University

ESANIKHEF

NLR, Amsterdam

ETH-ZurichGeneva Univ.

Kurchatov Inst.Inst. of Theor. & Experimental Physics

Moscow State Univercity

Achen I & IIIKarlsruheMunich

Bucharest

AMSAMS--02 on ISS02 on ISSIn Orbit 2009In Orbit 2009

TRD

RICH

VacuumCase

Tracker

MA

GN

ET

He

Vess

el

The Completed AMS Detector on ISSTransition Radiation

Detector (TRD)

Silicon Tracker

Electromagnetic Calorimeter (ECAL)

Magnet

Ring Image Cerenkov Counter (RICH)

Time of Flight Detector (TOF)

Size: 3m x 3m x 3mWeight: 7 tons

The Completed AMS Detector on ISSTransition Radiation

Detector (TRD)

Silicon Tracker

Electromagnetic Calorimeter (ECAL)

Magnet

Ring Image Cerenkov Counter (RICH)

Time of Flight Detector (TOF)

Size: 3m x 3m x 3mWeight: 7 tons

Detektiert Masse

Masse-bestimmung

Masse-bestimmung

Flugzeiten, GeschwindigkeitenAusleseelektronikauslösen

Zentrales Element,Impuls, Ladungs-vorzeichen

Durchgang geladenerTeilchen wird mitEinzelpunktauflösung Von 0.01 mm vermessen

80

AMS AMS CapabilityCapability Space Space PartPart

20062006

Gamma Rays

81

Sensitivity of AMS: If no antimatter is found => there is no antimatter to the edge of the observable universe (~ 1000 Mpc).

Direct search for antimatter: AMS on ISSy0

6K30

1

Collect 2 billion nuclei with energies up to 2 trillion eV

He

Li

Be

B C ONF Ne Na

MgAl Si

P S Cl Ar K CaSc Ti VCr Mn

FeCo

Atomic Number

82

Combining searches in different channels couldgive (much) higher sensitiviy to SUSY DM signals

antiprotons

positrons

gamma raysanti deuterons

Unique Feature

Of AMS

83

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie, Teil II

Wintersemester 2007/8

GLAST

NASA's

Shuttle and Rocket Missions

A variety

of vehicles, launch

sites

on both

U.S. coasts, shifting

dates

and times... the

NASA Launch

Schedule is

easy

to decipher

by

checking

out our

Launch

Schedule 101

that

explains

how

it

all works!

Updated

--

Dec. 12, 2007 -

1:30 p.m. EST Legend: + Targeted

For | * No Earlier

Than

(Tentative) | ** To Be Determined

2008 Launches

Date: May 29 * Mission: GLAST

Launch Vehicle: United Launch

Alliance Delta II Launch Site: Cape Canaveral Air Force Station

-

Launch

Complex

17 -

Pad

17-B Description: An heir to its successful predecessor -- the Compton Gamma Ray Observatory – the Gamma-ray Large Area Space Telescope will have the ability to detect gamma rays in a range of energies from thousands to hundreds of billions of times more energetic than the light visible to the human eye. Radiation of such magnitude can only be generated under the most extreme conditions, thus GLAST will focus on studying the most energetic objects and phenomena in the universe.

85

GLAST

Gamma-RayLarge Area Space Telescope

96 CsI(Tl)8 layers

3000 kg, 650 W1.8 m x 1.8 m x 1 m20 MeV – 300 GeV

86

Multifrequenz-Beobachtungenin der Astronomie, Teil II

Wintersemester 2007/8

AGILE

87

AGILE the most

compact

instrument

for

high- energy

astrophysics

It

combines

for

the first time a

gamma-ray

imager

(30 MeV-

30 GeV) with

a

hard X-ray

imager

(18-60 keV)

with

large FOVs

(1-2.5 sr)

and

optimal

angular resolution

88

AGILE in orbit

April 23, 2007

ISRO Sriharikota base, PSLV-C8

89

AGILE gamma-ray detection of the Vela PSR

12 orbits data accumulation of the Vela PSR region

90

ExploringExploring the Basic the Basic LawsLaws of of PhysicsPhysics fromfrom SpaceSpace

91

PAMELAPAMELA 15/06/200615/06/2006 ResursResurs

DK1DK1

AGILEAGILE 23/04/200723/04/2007 MITAMITA

GLASTGLAST 03/200803/2008 SatelliteSatellite

AMSAMS 20092009 ISSISS

NUCLEONNUCLEON 20102010 ISSISS

TUS / TUS / KlypveKlypve 20102010 SatSat./ISS./ISS

MONICAMONICA 20112011 SatelliteSatellite

JEMJEM--EUSOEUSO ???? ISSISS

CALETCALET ???? ISSISS

OWLOWL ???? SatelliteSatellite

ACCESSACCESS ???? ISSISS

SatellitesSatellites and ISSand ISS

92

ACTICATICBESSCREAMCROSSGAPSPEBS

PPBPPP-BETSRUNJOBTIGERTRACER

BalloonBalloon ExperimentsExperiments

93

High Z[ENTICE, ECCO]

LightElements

And Isotopes[ACE]

Antiparticlesand Antinuclei[BESS, PAMELA, AMS]

ElementalComposition

[CREAM, ATIC, TRACER, NUCLEON,CALET, ACCESS?, INCA?,

Extreme Energy CR[AUGER, EUSO, TUS/KLYPVE, OWL??]

94

An example is the search for “strangelets”.

There are six types of Quarks found in accelerators.All matter on Earth is made out of only two types of quarks. “Strangelets” are new types of matter composed of three types of quarks which should exist in the cosmos.

i. A stable, single “super nucleon” with three types of quarks

ii. “Neutron” stars may be one big strangelet

Carbon Nucleus Strangelet

uuddss ss

ddddss

ssuudd uudduuuuddddss

uussuuuudddd dd dddd dd

uuuu uu

uussuu ss

ssss

dddd uuuu

uudduuuudd

dddd uu

uuuudd

dddd uu dddd uu dddd uudddd uu

uuuudd uuuudd

uuuudd

p n

AMS will provide a definitive search for this new type of matter.

Search for New Matter in the Universe:Search for New Matter in the Universe:

95

MOON BASEMOON BASE

96

For expanding our knowledge to the extreme Universe at higher energies the Moon based CR observations must be part of the future programs

97

Zero generation Zero generation experimentsexperiments::Install on the Moon the experiments planned for Install on the Moon the experiments planned for satellites or ISS, and that satellites or ISS, and that

are long time in stand by because too massive and are long time in stand by because too massive and difficult to be operateddifficult to be operated

In LEO:In LEO:

Examples: Examples:

1.1.

ECCO for very high Z (supernovae rate ECCO for very high Z (supernovae rate counting) [small changes]counting) [small changes]

2.2.

Rare elements, Rare elements, radioattiveradioattive

isotopes [new, isotopes [new, ISOMAXISOMAX--like magnetic spectrometer]like magnetic spectrometer]

98

Cherenkov emission

Interection place

CR particleThe Moon asUHECR detector

LORD experiment, proposed by Russian Academy of Sciences

Лун