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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
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