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R. Bernabei Università di Roma Tor Vergata INFN-Roma2 Materia oscura nell'alone galattico: risultati e prospettive dell'esperimento DAMA Materia oscura.

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1 R. Bernabei Università di Roma Tor Vergata INFN-Roma2 Materia oscura nell'alone galattico: risultati e prospettive dell'esperimento DAMA Materia oscura nell'alone galattico: risultati e prospettive dell'esperimento DAMA

2 studi fin dagli inizi del 1900 (materia luminosa < 1%) Un Universo piatto: = M + Dalla scala più grande... cosmologia di precisione indica:... alla scala galattica Curva di rotazione di una galassia a spirale Vero modello di alone e relativi parametri? Multicomponente anche nella componente particellare? Presenza di componenti non termalizzate? Caustiche e agglomerati? Materia Oscura nell Universo 73% da SN Ia? b 4% < 1 % CDM 23% =

3 candidati esotici pesanti, come atomi della 4 a famiglia,... materia oscura auto-interagente particelle di Kaluza-Klein Candidati pesanti: In equilibrio termico nellUniverso primordiale; non relativistici al tempo del disaccoppiamento - ~ / W h 2 cm 3 s -1 materia ordinaria ~ debole Flusso atteso: ~ (GeV/m W ) cm -2 s -1 (0.2< halo <0.7 GeV cm -3 ) Formano un gas non dissipativo intrappolato nel campo gravitazionale della Galassia (v ~10 -3 c) + flussi non termalizzati? Neutri, stabili (o con vita media ~ età dell Universo), massivi e debolmente interagenti SUSY (R-parità conservata LSP è stabile) neutralino o sneutrino Particelle relitte dallUniverso primordiale non relativistiche al tempo del disaccoppiamento (CDM) un pesante della 4 a famiglia materia oscura mirror anche una particella adeguata non ancora prevista dalle teorie sneutrino nello scenario di Smith e Weiner Candidati leggeri: Candidati leggeri:assioni e particelle axion-like prodotte a riposo & particelle con fenomenologia simile

4 Rivelazione diretta: Ionizzazione: Ge, Si Scintillazione: NaI(Tl), LXe,CaF 2 (Eu),... Bolometri singolo o doppio segnale: TeO 2, Ge,Si, CaWO 4... CDM N (altre possibilita?... ionizzazione/eccitazione che non coinvolge il nucleo?) Vari approcci (con risultati o dipendenti da modelli o indipendenti da modelli) e tecniche (la maggioranza ancora ad uno stadio di R&D) Vari materiali rivelatore/bersaglio con sensibilita molto diverse a diversi tipi di approcci, candidati e interazioni + apparati con radiopurezze molto diverse Varie profondita dei siti sperimentali

5 Lapproccio tradizionale (dipendente dal modello assunto) tasso di conteggio atteso vs tasso di conteggio sperimentale (con o senza tecniche di reiezione del fondo ) in un modello fissato. + con ulteriore modello: p MWMW nucleo Escluso ad un dato C.L. plot di esclusione a fissato set Un plot di esclusione non è un limite assoluto, dipende dal modello e dagli assunti. Ad esempio è impossibile confrontare direttamente i limiti ottenuti con diversi nuclei bersaglio. Per avere le potenzialità di ottenere evidenze positive è necessaria una marcatura indipendente da modelli! Non ha la possibilità di fornire evidenze positive Grandi incertezze nei plot di esclusione e nei confronti Attenzione: la tecnica di discriminazione rinculi/(eventi di fondo) ha limitazioni intrinseche Richiede di fissare un modello dei tanti possibili e di fare molte assunzioni Incertezze sperimentali e teoriche generalmente non considerate di assunzioni dei parametri sperimentali e del modello

6 December June 30 km/s ~ 232 km/s 60° Drukier,Freese,Spergel PRD86 Freese et al. PRD88 v sun ~ 232 km/s (velocità del Sole nellalone) v orb = 30 km/s (velocità della Terra intorno al Sole) = /3 = 2 /T T = 1 anno t 0 = 2 Giugno (quando v è massimo) Il tasso di conteggio atteso in un dato intervallo energetico varia a causa del moto della Terra intorno al Sole che a sua volta si muove rispetto al centro della Galassia Requisiti della marcatura 1) Tasso di conteggio modulato in accordo con una funzione di tipo coseno 2) In un definito intervallo di bassa energia 3) Con un periodo proprio (1 anno) 4) Con una fase propria (circa 2 Giugno) Per simulare la marcatura, effetti spuri e reazioni in concorrenza devono non solo – ovviamente – essere in grado di dare conto dellintera ampiezza di modulazione osservata, ma anche soddisfare contemporaneamente tutti i 6 requisiti Investigazione della presenza di una componente di particelle CDM nellalone galattico utilizzando la marcatura indipendente da modelli detta della modulazione annuale v (t) = v sun + v orb cos cos[ (t-t 0 )] 5) Per eventi di singolo-hit in un apparato con più rivelatori 6) Con ampiezza di modulazione nella regione di massima sensibilità < 7% (maggiore per particelle CDM con interazione preferenzialmente anelastica, PRD64 (2001) , o nel caso di contributi da streams e.g. astro-ph/ ) ~

7 DAMA/R&D DAMA/LXe DAMA/Ge DAMA/NaI DAMA/LIBRA Roma2,Roma1,LNGS,IHEP/Beijing

8 Competitività di un apparato di NaI(Tl) a basso fondo intrinseco Elevato duty cycle Tecnologia ben conosciuta Elevata massa esposta possibile Apparato ecologico; nessun problema per la sicurezza Più economica rispetto ad ogni altra tecnica considerata Spazio necessario per uninstallazione sotterranea ridotto Elevata radiopurezza ottenibile attraverso selezioni, purificazioni chim/fis, protocolli Possibilità di un ottimo controllo delle condizioni di misura Calibrazioni periodiche fattibili nella regione dei keV nelle stesse condizioni della presa dati Nè procedure di ri-purificazioni nè raffreddamento-riscaldamento (riproducibilità, stabilità,...) Assenza di rumore microfonico + efficace reiezione del rumore alla soglia ( degli impulsi di scintillazione in NaI(Tl) dellordine del centinaio di ns, mentre degli impulsi di rumore dellordine della decina di ns) Elevata resa in luce ( ph.e./keV) Sensibilità ad accoppiamenti SI, SD, SI&SD e ad altri scenari esistenti, al contrario di molti altri materiali/approcci proposti Sensibilità sia a candidati di elevata massa (per mezzo del nucleo di Iodio) sia di bassa massa (per mezzo del nucleo di Sodio) Possibilità di investigare efficacemente la marcatura della modulazione annuale PSD possibile ad un livello ragionevole etc. Un rivelatore di NaI(Tl) a basso fondo intrinseco permette anche di investigare molti altri processi rari come: possibili processi che violino il principio di esclusione di Pauli, processi CNC in 23 Na e 127 I, stabilità dellelettrone, decadimento del nucleone e di-nucleone in canali invisibili, SIMP e nuclearità neutre, assioni solari,... Elevati benefici/costi

9 Sito sotterraneo di profondità e caratteristiche adeguate Realizzazione di rivelatori molto radiopuri + protocollo per handling Realizzazione di una schermatura multicomponente per ridurre il fondo e.m., neutroni, ecc. + sigillazione dal Radon ambientale LNGS LNGS: 3600 m di acqua equivalente 1·10 -8 cm -2 s -1 sr -1 - n 1·10 -6 cm -2 s Th < 0.25 Bq/kg, 238 U < 5.2 Bq/kg Radon esterno alle installazioni Bq/m 3 Riduzione di contaminanti standard quali U e Th a livello dei ppt ottenuta con tecniche di selezione delle polveri, crescita dei cristalli con il metodo Kyropulos in crogiolo di platino, selezione di tutti i materiali e protocolli di crescita, assemblaggio e handling, ecc. Rivelatori inseriti in una scatola di Rame sigillata, mantenuta in atmosfera di azoto Iperpuro in leggera sovrappressione e riempita di rame iperpuro Schermo di ultra-bassa radioattività: 10 cm di rame, 15 cm of piombo + schermo per neutroni: lastre di Cd + 10/40 cm polietilene/paraffina + ~ 1 m di moderatore in cemento (stesso materiale roccia GS) che circonda quasi totalmente lapparato Una scatola di plexiglass racchiude lintero schermo, mantenuta in atmosfera di azoto Iperpuro in leggera sovrappressione Linstallazione è condizionata + grande capacità termica dello schermo Pareti, pavimento, ecc. dellinterno dellinstallazione, sigillate con Supronyl (permeabilità cm 2 /s). Sistema di monitoraggio, controllo e registrazione di tutti i parametri che forniscono informazioni sulle condizioni di misura Calibrazione nelle stesse condizioni di misura senza nessun contatto con lesterno

10 Reduced standard contaminants (e.g. U/Th of order of some ppt) by material selection and growth/handling protocols. Each crystal coupled - through 10cm long tetrasil-B light guides acting as optical windows - to 2 low background EMI9265B53/FL (special development) 3 diameter PMTs working in coincidence. Detectors inside a sealed Cu box maintained in HP Nitrogen atmosphere in slight overpressure Very low radioactive shields: 10 cm of copper, 15 cm of lead + shield from neutrons: Cd foils + 10/40 cm polyethylene/paraffin + ~ 1 m concrete moderator largely surrounding the set-up A plexiglas box encloses the whole shield and is also maintained in HP Nitrogen atmosphere in slight overpressure Installation in air conditioning + huge heat capacity of shield Walls, floor, etc. of inner installation sealed by Supronyl ( cm 2 /s permeability). Calibration using the upper glove-box (equipped with compensation chamber) in HP Nitrogen atmosphere in slight overpressure calibration in the same running conditions as the production runs. Each PMT works at single photoelectron level. Energy threshold: 2 keV (from X-ray and Compton electron calibrations in the keV range and from the features of the noise rejection and efficiencies) Pulse shape recorded by Transient Digitizers. Monitoring and alarm system continuously operating by self-controlled computer processes. Data collected from low energy up to MeV region, despite the hardware optimization was done for the low energy. Several operational parameters acquired and recorded with the production data for quantitative analyses + electronics and DAQ fully renewed in summer 2000 (Il Nuovo Cim. A112 (1999) , EPJ C18(2000)283, Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003)1-73, IJMPD13(2004)2127) data taking of each annual cycle starts from autumn/winter (when cos (t-t 0 )0) toward summer (maximum expected). routine calibrations for energy scale determination, for acceptance windows efficiencies by means of radioactive sources each ~ 10 days collecting typically ~10 5 evts/keV/detector + intrinsic calibration from 210 Pb (~ 7 days periods) + periodical Compton calibrations, etc. continuous on-line monitoring of all the running parameters with automatic alarm to operator if any out of allowed range. Main procedures of the DAMA data taking for the WIMP annual modulation signature

11 Risultati sullinvestigazione della Materia Oscura: PSD: PLB389(1996)757 Investigazione di effetti diurni: N.Cim.A112(1999)1541 Modulazione Annuale PLB424(1998)195, PLB450(1999)448, PRD61(1999)023512, PLB480(2000)23, EPJ C18(2000)283, PLB509(2001)197, EPJ C23 (2002)61, PRD66(2002)043503, Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003)1-73, IJMPD13(2004)2127 Possibili processi che violano il principio di esclusione di Pauli PLB408(1997)439 Eccitazione di livelli nucleari dello 127 I e del 23 Na durante processi CNC PRC60(1999) Stabilità dellelettrone e transizioni non-pauliane negli atomi di Iodio (L-shell) PLB460(1999)235 Ricerca di Materia Oscura di natura esotica PRL83(1999)4918 Ricerca di assioni solari attraverso leffetto Primakoff nei cristalli di NaI(Tl) PLB515(2001)6 Ricerca di materia di natura esotica EPJdirect C14(2002)1 Ricerca di materia nucleare superdensa EPJA23 (2005)7 Ricerca di decadimenti in cluster dello 127 I EPJA24(2005)51 Apparato DAMA/NaI: ~100 kg di NaI(Tl) molto radiopuro Rivelatori NaI(Tl) durante linstallazione Prestazioni: N.Cim.A112(1999) , Eur. Phys. J. C18 (2000) 283. Riv.N.Cim.26 n. 1(2003)1-73, IJMP D13(2004)2127 esposizione totale raccolta in 7 cicli annuali: circa kg day Glove-box per le calibrazioni durante linstallazione presa dati terminata nel Luglio 2002 – ancora produce risultati Risultati su vari processi rari: (ordini di grandezza maggiore che quelle disponibili da qualunque altra attivita nel campo)

12 Tempo (giorni) fit (tutti i parametri liberi): A = ( ) cpd/kg/keV; t 0 = (140 22) d ; T = ( ) y kg · d Il risultato indipendente da modelli Tasso di conteggio di singolo-hit: residui vs tempo ed energia Modulazione annuale del tasso di conteggio su 7 cicli annuali Riv. N. Cim. 26 n.1. (2003) 1-73, IJMPD13(2004)2127 Tempo (giorni) fit: A=( ) cpd/kg/keV fit: A = ( ) cpd/kg/keV 2-4 keV 2-5 keV 2-6 keV Acos[ (t-t 0 keV )] ; linee continue: t 0 = d, T = 1.00 y I dati evidenziano la presenza di un andamento modulato con le caratteristiche proprie di un segnale di materia oscura a 6.3 C.L. fit: A = ( ) cpd/kg/keV Assenza di modulazione? No 2 /dof=71/37 P(A=0)=

13 Spettro di potenza dei residui di singolo-hit (in accordo con Ap.J.263(1982)835; Ap.J.338(1989)277) Non presente già nella regione 6-14 keV (solo picchi di aliasing) Qui inclusa sia la trattazione degli errori sperimentali che del binning temporale Esposizione totale: kg × d 2-6 keV 6-14 keV Modo principale nella regione 2-6 keV · d -1 1 y keV vs 6-14 keV 6.3 C.L. Tasso di conteggio residuo di singolo-hit rappresentato in un singolo ciclo annuale per t 0 = d e T = 1.00 y: A= - ( ) cpd/kg/keV Una chiara modulazione è presente nella regione di bassa energia, mentre è assente già appena oltre Tempo iniziale: 7 Agosto pert 0 = d e T = 1.00 y: A=( ) cpd/kg/keV DAMA/NaI 7 cicli annuali: kg × d Tempo iniziale: 7 Agosto

14 a) S m per ogni cristallo, ogni ciclo annuale ed ogni intervallo energetico considerato (qui 0.25 keV) b) = valori medi ricavati considerando i rivelatori e i cicli annuali per ogni intervallo energetico; = errore associato ad S m 2-6 keV 2-14 keV I singoli valori di S m seguono una distribuzione normale essendo la variabile (S m - )/ distribuita come una Gaussiana con deviazione standard unitaria S m statisticamente ben distribuiti in tutti i cristalli, in tutti i periodi di presa dati ed in tutti gli intervalli energetici Distribuzione statistica delle ampiezze di modulazione (S m )

15 Pressione Temperatura Radon esterno allo schermo Flusso di Azoto Tasso di conteggio hardware un esempio: DAMA/NaI-6 Condizioni di misura stabili a livello < 1% Distribuzione dei Parametri Tutte le ampiezze ben compatibili con zero + nessun effetto può simulare la modulazione annuale esterno allo schermo Ampiezze di modulazione ottenute eseguendo un fit dellandamento temporale dei principali parametri di stabilità, acquisiti insieme ai dati di produzione, quando si considera una modulazione del tipo di quello atteso per le particelle di Materia Oscura (per mimare una tale marcatura, effetti spuri e reazioni in concorrenza devono non solo essere in grado di spiegare lintera ampiezza di modulazione osservata ma anche soddisfare contemporaneamente tutti i 6 requisiti) Le condizioni di misura [per dettagli e per gli altri cicli annuali vedi ad es.: PLB424(1998)195, PLB450(1999)448, PLB480(2000)23, RNC26(2003)1-73, EPJC18(2000)283, IJMPD13(2004)2127]

16 Riv. N. Cim. 26 n. 1 (2003) 1-73, IJMP D13 (2004) 2127 e refs Sommario dei risultati ottenuti investigando le possibili sorgenti di sistematiche e le reazioni in concorrenza Sorgente Commento Limiti superiori cautelativi (90%C.L.) RADONScatola di rame sigillata in atmosfera di N 2 iperpuro<0.2% S m oss TEMPERATURAInstallazione in ambiente condizionato+<0.5% S m oss rivelatori in un contenitore di rame direttamente in contatto con uno schermo multi-ton grande capacità termica + T continuamente registrata RUMORE Efficace reiezione del rumore <1% S m oss SCALA ENERGETICACalibrazioni periodiche + controllo continuo <1% S m oss della posizione del picco dovuto al 210 Pb EFFICIENZEMisurate regolarmente con calibrazioni dedicate <1% S m oss FONDONessuna modulazione osservata sopra 6 keV + <0.5% S m oss questo limite include possibili effetti dovuti a neutroni termici e veloci + nessuna modulazione osservata negli eventi di multiplo-hit nella regione 2-6 keV REAZIONI IN CONC. Variazione del flusso dei muoni misurata da MACRO<0.3% S m oss + perfino se più grandi non sarebbero in grado di soddisfare tutti i requisiti della marcatura Pertanto, non possono simulare leffetto di modulazione annuale osservato

17 Può unipotetica modulazione del fondo dare conto delleffetto osservato? Tasso di conteggio integrale a più alta energia (sopra 90 keV), R 90 Regioni energetiche vicine a quella dove è stato osservato leffetto e.g.: Amp. Mod. (6-10 keV): -( ± ), ( ± ) e ( ± ) cpd/kg/keV per DAMA/NaI-5, DAMA/NaI-6 e DAMA/NaI-7; consistenti con zero Nella stessa regione energetica dove si osserva leffetto: nessuna modulazione degli eventi di multiplo-hit (vedi dopo) andamento cumulativo gaussiano con 0.9%, ben spiegato da considerazioni statistiche Eseguendo un fit dellandamento temporale, aggiungendo un termine modulato con periodo e fase attesi per un segnale dovuto a particelle di Materia Oscura: consistente con zero + se una modulazione fosse presente in tutta la distribuzione energetica al livello trovato nella regione di più bassa energia allora ampiezza di R 90 decine cpd/kg 100 distante dai valori ottenuto Nessuna modulazione nel fondo: questi risultati tengono conto anche della componente del fondo dovuta ai neutroni Nessuna modulazione nel fondo: questi risultati tengono conto anche della componente del fondo dovuta ai neutroni Variazioni percentuali degli R 90 rispetto ai loro valori medi ottenuti per i singoli cristalli nel periodo di misura DAMA/NaI-5,6,7 Periodo Amp. di Mod. DAMA/NaI-5 ( ) cpd/kg DAMA/NaI-6 ( ) cpd/kg DAMA/NaI-7 -( ) cpd/kg

18 Eventi di multiplo-hit nella regione del segnale In DAMA/NaI-6 e 7 ogni rivelatore ha il proprio TD (multiplexer eliminato) vengono registrati anche i profili degli impulsi degli eventi di multiplo-hit (molteplicità > 1) (esposizione totale: kg·d). Utilizzati lo stesso hardware e le stesse prcedure software considerati per gli eventi singoli unica differenza: i rinculi indotti da particelle di Materia Oscura non appartengono a questa classe di eventi, ossia: eventi di multiplo-hit = eventi di particelle di Materia Oscura switched off Residui per eventi di multiplo-hit (DAMA/NaI-6 e 7) Amp. Mod. = -( ) ·10 -4 cpd/kg/keV Residui per eventi di singolo-hit (DAMA/NaI, 7 cicli annuali) Amp. Mod. = ( ) cpd/kg/keV Residui in 2-6 keV Questo risultato offre una ulteriore forte indicazione per la presenza di particelle di Materia Oscura nellalone galattico escludendo ulteriormente qualunque ipotetico effetto dovuto allhardware, alle procedure software o al fondo

19 S m (n termici) < cpd/kg/keV(< 0.05% S m osservato ) Già escluso anche dallanalisi di R 90 In tutti i casi di catture neutroniche ( 24 Na, 128 I,...) una eventuale modulazione di neutroni termici induce una variazione in tutta la distribuzione energetica Già escluso anche dallanalisi di R 90 IPOTESI: assumendo cautelativamente una modulazione dei neutroni termici del 10%: Una eventuale modulazione nel flusso di neutroni termici può spiegare leffetto osservato? Limite sperimentale sul flusso di neutroni che sopravvivono alla schermatura per neutroni nellinstallazione DAMA/NaI:Limite sperimentale sul flusso di neutroni che sopravvivono alla schermatura per neutroni nellinstallazione DAMA/NaI: approccio meno sensibile: ottenuti studiando alcuni canali di attivazione neutronica (N.Cim.A112(1999)545): n < n cm -2 s -1 approccio piu sensibile: ottenuto dallo studio di coincidenze triple in grado di evidenziare leventuale presenza di 24 Na dovuto ad attivazione neutronica (ricavabile da EPJA24(2005)51): n < n cm -2 s -1 Tasso di cattura = n n N T = 0.17 catture/d/kg n /(10 -6 n cm -2 s -1 ) Ad esempio, cattura neutronica in 23 Na: 23 Na(n, ) 24 Na; 23 Na(n, ) 24m Na Stima delleffetto atteso: 24m Na (T 1/2 =20ms) n = 0.43 barn n = 0.10 barn NO E (MeV) Simulazione del processo tramite MC 1.4·10 -3 cpd/kg/keV 7·10 -5 cpd/kg/keV Quando n = n cm -2 s -1 : Flusso di neutroni termici misurato nelle sale dei laboratori sotterranei del Gran Sasso:Flusso di neutroni termici misurato nelle sale dei laboratori sotterranei del Gran Sasso: n = n cm -2 s -1 (N.Cim.A101(1989)959) (adottato molto cautelativamente qui e in tutte le valutazioni effettuate da DAMA)

20 Pertanto, una eventuale modulazione dei neutroni del 5% (ICARUS TM03-01) non può quantitativamente contribuire al segnale osservato da DAMA/NaI, persino se il flusso dei neutroni fosse 100 volte maggiore di quello misurato da vari autori per più di 15 LNGS Flusso di neutroni LNGS: n = n cm -2 s -1 (Astrop.Phys.4(1995)23) By MC: differential counting rate above 2 keV cpd/kg/keV Inoltre, una eventuale modulazione di neutroni veloci indurrebbe: una variazione in tutta la distribuzione energetica già esclusa anche dallanalisi di R 90 una ampiezza di modulazione di eventi di multiplo-hit differente da zero esclusa dallanalisi degli eventi multipli (vedi anche dopo) Nella stima di eventuali effetti indotti da neutroni cautelativamente non è stato considerato il moderatore di cemento da 1m, che circonda quasi completamente lo schermo passivo. Leffetto osservato può essere spiegato da una eventuale modulazione nel flusso dei neutroni veloci? NO S m (n veloci) < cpd/kg/keV(< 0.5% S m osservato ) IPOTESI: assumendo cautelativamente una modulazione dei neutroni veloci del 10%:

21 Cosa possiamo imparare dagli eventi di multiplo vs single hit. Gli altri 8 rivelatori NaI(Tl) in (anti-)coincidenza con il primo rivelatore hanno nuclei di Na e nuclei of Iodio. N= r med cm Pertanto, il rapporto delle ampiezze di modulazione è: Dai dati sperimentali: Quindi: In conclusione, la particella (A) responsabile della modulazione negli eventi di singolo-hit e non in quelli di multiplo-hit deve avere: Poiché per neutroni veloci la somma delle due sezioni durto (pesata da 1/E, ENDF/B-VI) è circa 4 barns: Cosa si deduce circa la sezione durto della particella (A) responsabile della modulazione negli eventi di singolo-hit e non in quelli di multiplo-hit? A A La particella (A) non può essere un neutrone

22 Può la modulazione del flusso dei misurata da MACRO dare conto delleffetto osservato? Caso dei neutroni veloci prodotti dai muoni Ampiezza di modulazione annuale a bassa energia dovuta alla modulazione dei : S m ( ) = R n g f E f single 2% /(M setup E) Inoltre, indurrebbe anche una variazione in altre regioni della distribuzione energetica Già escluso anche dallanalisi di R LNGS 20 m -2 d -1 (±2% di modulazione) Tasso di produzione di LNGS: Y=1÷ n / /(g/cm 2 ) (hep-ex/ ) R n = (n veloci da )/(unità di tempo) = Y M eff S m ( ) < (1÷7) cpd/kg/keV (< 0.3% S m osservato ) NO dove: g = fattore geometrico = efficienza di rivelazione per diffusione elastica f E = efficienza della finestra energetica (E>2keV) f single = efficienza per eventi di singolo-hit Ip.:M eff = 15 tonnellate g f E f single 0.5 (cautelativamente) Sapendo che: M setup =100kg e E=4keV

23 Sommario del risultato Indipendente da Modelli di DAMA/NaI Presenza di modulazione su 7 cicli annuali a ~6.3 CL con i requisiti propri e distintivi di un effetto indotto da particelle di Materia Oscura Uninvestigazione approfondita ha dimostrato lassenza di effetti sistematici noti e reazioni in concorrenza in grado di dare conto delleffetto osservato Tutti i requisiti della marcatura sono soddisfatti dai dati raccolti in 7 indipendenti esperimenti di 1 anno ciascuno interpretazione corollaria in termini di un candidato W; distribuzione delle velocità e suoi parametri; accoppiamento: SI, SD, misto SI&SD, preferenzialmente anelastico (PRD64(2001)043502,hep-ph/ ),...; nuovi contributi alla diffusione nucleo-particelle di MO? (vedi e.g. astro-ph/ ); leggi di scala su sezioni durto; fattori di forma e parametri correlati; fattori di spin; etc. Per investigare la natura e laccoppiamento con la materia ordinaria di un possibile candidato, deve essere eseguita unefficace analisi di correlazione energetico-temporale degli eventi nellambito di un dato modello Pertanto incertezze nei modelli e nei confronti parametri sperimentali (tipici di ciascun esperimento) confronti nellambito di modelli ? Essi possono influire non solo sulle stime corollarie delle regioni ottenute considerando leffetto positivo della marcatura della modulazione annuale, ma anche sui grafici di esclusione

24 Diffusione elastica tra una particella di Materia Oscura ed il nucleo Sezione durto differenziale SI+SD: Sezione durto particella di MO–nucleo generalizzata: dove: g: indipendente dal nucleo targhetta usato quando Z/A risulta circa costante per i nuclei considerati Distribuzione energetica differenzaile: g p,n (a p,n ) accoppiamento efficace particella di MO-nucleone spin del nucleone F 2 (E R ) fattori di forma nucleari m Wp massa ridotta particella di MO-nucleone N T : numero di nuclei bersaglio f(v): distribuzione delle velocità delle particelle di MO nel sistema di riferimento della Terra (dipende da v e ) v e =v sun +v orb cos t v max : velocità massima delle particelle di MO nel sistema di riferimento della Terra minima velocità in grado di produrre un rinculo di energia E R

25 Linterazione particella di MO con interazione preferenzialmente inelastica - nucleo: W + N W * + N Distribuzione energetica differenziale per interazione SI: D. Smith e N. Weiner (PRD64(2001)043502) Due stati di masa +, - separati da unenergia Le condizioni cinematiche per la diffusione anelastica di - sul nucleo con massa m N diventano più stringenti al decrescere di m N Es. m W =100 GeV m N Energia di rinculo del nucleo: Distribuzione energetica differenziale: g p,n accoppiamento efficace particella di MO-nucleone d * angolo solido differenziale nel riferimento del c.m. q 2 = quadrato del 3-momento trasferito S m /S 0 maggiore rispetto al caso della diffusione elastica

26 Indipendente dallo Spin Helm distribuzione sferica di carica da Ressell et al. da Helm Smith et al., Astrop.Phys.6(1996) 87 thin shell distribuzione Dipendente dallo Spin Esempio di differenti Fattori di Forma per lo 127 I disponibili in letteratura Tiene conto della struttura del nucleo bersaglio Nel fattore di forma SD: i gradi di libertà nucleari e quelli della particella di MO non si disaccoppiano; dipendenza dal potenziale nucleare Situazione simile per tutti i nuclei bersaglio considerati in questo campo

27 Il Fattore di Spin Fattore di Spin per alcuni nuclei-targhetta calcolati in differenti semplici modelli Fattore di Spin = 2 J(J+1)/a x 2 (a x = a n o a p dipendendo dal nucleone spaiato) Fattori di Spin calcolati dalla referenza di Ressell et al. per alcuni dei possibili valori di considerando alcuni nuclei-targhetta e due differenti potenziali nucleari Fattore di Spin = 2 J(J+1)/a 2 Grandi differenze nel tasso di conteggio misurato possono essere attese: quando si utilizzino nuclei bersaglio sensibili alla componente SD dellinterazione (e.s. 23Na e 127I) rispetto a quelli che ne sono praticamente insensibili (e.s. nat Ge, nat Si, nat Ar, nat Ca, nat W, nat O); quando si utilizzino differenti nuclei bersaglio che anche se – in principio – sensibili alla componente SD dellinterazione, hanno differnti nucleoni spaiati (e.s. 131 Xe, 129 Xe, 125 Te, 73 Ge, 29 Si, 183 W rispetto a 23 Na e 127 I) (0 <

28 Astrop. Phys.3(1995)361 Fattori di quenching, q, (necessari quando si analizzano i dati in termini di rinculi nucleari) misurati con sorgenti o generatori di neutroni per alcuni rivelatori e nuclei assumed 1 (see also NIMA507(2003)643) rapporto tra la risposta a rinculi nucleari e a elettroni di uguale energia cinetica Es. di differenti determinazioni di q per il Ge Fattore di Quenching Differenze nei valori sperimentali, sono presenti anche per lo stesso nucleo nello stesso tipo di rivelatore Ad es. negli scintillatori q dipende dalla % di dopante e/o dalla purezza da contaminanti in traccia; in LXe inoltre dal, livello UHV iniziale, dalla presena/assenza di materiali che degassano/rilasciano impurezze, dalle condizioni termodinamiche, dalla presenza/assenza di campo elettrico applicato, dalla raccolta del segnale(diretta o attraverso il gas), ecc. A volte q aumenta a bassa energia negli scintillatori (dL/dx)

29 Modelli di Alone Consistenti Sfera Isoterma modello di alone molto semplice ma non-fisico; generalmente non considerato Vari approcci differenti dal modello di sfera isoterma: Vergados PR83(1998)3597, PRD62(2000)023519; Belli et al. PRD61(2000)023512; PRD66(2002)043503; Ullio & Kamionkowski JHEP03(2001)049; Green PRD63(2001) , Vergados & Owen astroph/ , etc. Modelli considerati nel seguito ( Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003)1-73 e in precedenza PRD66(2002) ) Grandezze necessarie: densità locale di MO 0 = DM ( R 0 = 8.5 kpc ) velocità localev 0 = v rot ( R 0 = 8.5kpc ) dist. delle velocità Intervalli permessi per 0 (GeV/cm 3 ) calcolati per v 0 =170,220,270 km/s, per ogni modello di alone e tenendo in considerazione le condizioni astrofisiche: Non ancora completamente esaustivi

30 Le regioni permesse riportate tengono conto dell andamento temporale ed energetico dei dati sperimentali Scenari dipendenti da modelli qui investigati (molti altri in fase di investigazione) Per semplicità, i risultati sono dati in termini di regioni permesse ottenute dalla sovrapposizione delle configurazioni corrispondenti a valori della funzione di verosimiglianza distanti più di 4 dallipotesi nulla (assenza di modulazione) in ognuno dei molti (ma ancora un numero limitato dei possibili) modelli qui considerati. Argomenti principali Argomenti principali (per dettagli, vedi RNC26(2003)1-73,IJMPD13(2004)2127) Considerati i modelli di alone richiamati FF di Helm per accoppiamento SI FF di Ressel (potenziale nucleare Nijmengen II) per accoppiamento SD calcolato per Incluse alcune delle incertezze Leggi di scale assunte: SI proporzionale a 2 A 2 ; SD proporzionale a 2 2 J(J+1) 1.laccordo delle aspettazioni della parte modulata del segnale con l andamento modulato misurato per ogni rivelatore e bin energetico; 2.laccordo delle aspettazioni della componente non modulata del segnale con la distribuzione energetica misurata e con il limite sui rincul nucleari ottenuto tramite la discriminazione di forma nei dati del periodo dedicato DAMA/NaI-0. Questultimo agisce come un limite superiore sperimentale nella determinazione della componente non modulata del segnale e, di fatto, implica un limite inferiore al contributo del fondo alla distribuzione energetica misurata. Pertanto, i C.L. quotati tengono già in considerazione la compatibilità con la distribuzione energetica misurata e con il limite sperimentale superiore sui rinculi nucleari. Per ogni modello la funzione di verosimiglianza richiede:

31 Qualche esempio sugli studi corollari sulla natura della possibile particella candidata: (Riv. N.Cim. vol.26 n.1. (2003) 1-73, IJMPD13(2004)2127) Limite dipendente dal modello sulla massa del neutralino derivato dai dati di LEP, basato sulla unificazione delle masse dei gaugini alla scala GUT (DPP2003) Regione di alta massa permessa per basse v 0, e per ogni set di parametri nei modelli Evans logaritmico C1 e C2 co-rotante, triassiale D2 e D4 non-rotante, Evans legge di potenza e B3 in set A Candidato con accoppiamento SI dominante Regioni sopra 200 GeV permesse per bassa v 0, per ogni set di parametri e nei modelli Evans logaritmico C2 co- rotante. esempio di una sezione /4 (0 < del volume permesso nello spazio (m W, SD, ); interazione anelastica: interazione anelastica: W + N W* + N esempio di sezioni del volume tridimensionale permesso (m W, p, ) Caso generale: Candidato con accoppiamento SI & SD (Na e I sono totalmente sensibili alle interazioni SD contrariamente ad e.g. Ar, nat Ge e nat Si) Esempi di sezioni del volume permesso nello spazio quadridimensionale ( SI, SD, θ, m W ) per alcuni valori di θ e di m W. non esaustiva + altri scenari? Candidato con accoppiamento SD dominante e.g. Ge sfavorito] Regione di interesse per il neutralino quando si utilizzano schemi supersimmetrici senza assunzioni sulle masse dei gaugini alla scala GUT, e per un candidato generico S m /S 0 maggiore Gran parte dei volumi/regioni permesse gia in questi modelli sono inesplorabili con bersagli quali ad es. Ge, Si, Xe, CaWO 4

32 a) SD = 0 pb; b) SD = 0.02 pb; c) SD = 0.04 pb; d) SD = 0.05 pb; e) SD = 0.06 pb; f) SD = 0.08 pb; Effetto simile si ha per qualunque altro modello Esempio delleffetto indotto da una componente SD nella regione ottenuta per accoppiamento SI dominante. Esempio nel modello di alone: Evans logaritmico assisimmetrico C2 con v 0 = 170 km/s, 0 max, set di parametri A Accoppiamento SD introdotto con = 0 Un piccolo contributo SD sposta drasticamente le regioni nel piano (m W, SI ) verso valori inferiori di sezioni durto SI ( SI < pb) Non ha significato il confronto tra regioni permesse in esperimenti sensibili ad accoppiamenti SD e plot di esclusione ottenuti da esperimenti che ne sono insensibili. Lo stesso discorso è valido per il confronto di regioni permesse da esperimenti i cui nuclei bersaglio hanno un protone spaiato (come 23 Na e 127 I) con i plot di esclusione forniti da esperimenti che utilizzano nuclei bersaglio con neutrone spaiato ( 29 Si, 73 Ge, 129 Xe, 131 Xe,..).

33 Aspettazioni dalla teoria supersimmetrica MSSM Considerato un neutralino con accoppiamento SI dominante Rilasciata lunificazione delle masse dei gaugini alla scala GUT: M 1 /M (<); (dove M 1 e M 2 sono le masse dei gaugini di U(1) e SU(2) ) Presenti anche configurazioni con piccola massa Scatter plot delle configurazioni teoriche. Sovrapposta la regione permessa da DAMA/NaI nel framework dato per lesposizione totale raccolta (area interna alla linea verde); figura presa da PRD69(2004) (per esposizioni parziali raccolte da DAMA/NaI vedi PRD68(2003) e refs)

34 FAQ:... DAMA/NaI escluso da CDMS-II (o altri)? OVVIAMENTE NO Loro forniscono un singolo risultato dipendente da modello utilizzando nat Ge (insensibili alla marcatura esplorata da DAMA/NaI & esposizione circa 4 ordini di grandezza inferiore) DAMA/NaI fornisce un risultato indipendente da modelli utilizzando 23 Na e 127 I Anche assumendo come affidabile il numero di rinculi da loro quotati (dopo le molte procedure di selezione e reiezione) e la stima dellerrore associato …. In generale? OVVIAMENTE NO Le diverse sensitibilità ai vari tipi di interazione e di massa della particella, considerare i molti modelli di alone consistenti e lesistenza delle incertezze sui loro parametri, FF e/o SF e lesistenza delle incertezze sui relativi parametri, leggi di scala differenti da quelle assunte (possibli anche per il candidato neutralino), considerare correttamente i parametri sperimentali e le relative incertezze, i molti scenari possibili, ecc. disaccoppiano totalmente i risultati. Almeno nellunico scenario da loro considerato (puro accoppiamento SI)? OVVIAMENTE NO loro forniscono un singolo risultato fissando tutti gli scenari: astrofisici, nucleari e di fisica delle particelle e tutti i valori dei parametri sperimentali e teorici….; inoltre, loro generalmente utilizzano nel confronto delle regioni non-corrette, parziali e non aggiornate dell analisi dipendenti da modelli del risultato indipendente da modelli di DAMA/NaI…. (vedere anche Riv. N. Cim. 26 n. 1 (2003) 1-73, astro-ph/ ) Nessun confronto diretto in maniera indipendente da modelli è possibile.

35 Zeplin-ICresst-II DAMA/NaICDMS-IIEdelweiss-IZeplin-ICresst-II Signatureannual modulation nonenonenonenone Targets 23 Na, 127 I nat Ge nat Ge nat XeCaWO 4 Techniquewidely knownpoorly experiencedpoorly experiencedliq/gas optical interfacepoorly experienced (known just by Edelweiss)(known just by CDMS) (light collected from top)(known just by themselves) Target mass 100 kg0.75 kg0.32 kg 3 kg 0.6 kg Used exposure~( ) kg day19.4 kg day 30.5 kg day 280 kg day20.5 kg x day (RivNCim 26 n1(2003)1-73) (astro-ph/ ) (NDM03) (Moriond03)(astro-ph/ ) Expt. depth1400 m780 m1700 m1100 m1400 m Neutron shield~1m of concrete + 10/40 cm 50 cm polyethylene30 cm paraffin---none polyethylene/paraffin mm Cd Energy threshold2 keVee10 keVee20 keVee2 keVee (but: /E=100%12 keVee (5.5 – 7.5 p.e./keV)and 1 p.e./keVee!!!; IDM02) (2.5 p.e./keVee; Moriond03) Quenching factormeasuredassumed 1assumed 1 (see also measuredassumed 1 NIMA507(2003)643) Measured evt rate~1 cpd/kg/keV?? (claimed > than CDMS-I ~ 10 4 events total~100 cpd/kg/keV (IDM02)(??) 6 cpd/kg/keV in low energy rangewhere ~60 cpd/kg/keV, above 35 keVee 10 5 events) Claimed evts after 0 o 12 (claimed taken ~20-50 cpd/kg/keV after 16 rejection procedures in a noisy period!) filtering (?) and ?? after PSD (Moriond03, IDM02) Evts satisfying modulation amplitude the signature integrated over the given insensitiveinsensitiveinsensitive insensitive in DAMA/NaIexposure some 10 3 evts Expected number from few down to zerofrom few down to zerodepends on the model from few down to zero of evts from depending on the modeldepending on the modelframework, also zero depending on the model DAMA/NaI effect frameworksframework framework (and on quenching factor)(and on quenching factor) (and on quenching factor) DAMA/NaI vs others

36 Nota: Le interpretazioni richiedono forti ipotesi e sono soggette ad incertezze sulla modellizzazione del fondo, sulla propagazione nella Galassia, sulla forma dellalone, sulle caratteristiche della particella candidata Nei prossimi anni nuovi dati da DAMA/LIBRA e dalla ricerca indiretta: Agile, Glast, Ams2, Pamela,... Dati di HEAT analizzati in PRD65(2002) Alcune indicazioni positive dalla ricerca indiretta non in contraddizione con il risultato di DAMA/NaI Alcune misure eseguite dagli esperimenti di ricerca indiretta hanno evidenziato la presenza di antiparticelle e fotoni che possono essere dovuti allannichilazione di particelle di MO nella Galassia

37 hep-ph/ Neutrino pesante di 4 a famiglia per regione di DAMA/NaI nei modelli considerati Scenario di Materia Oscura multi-componente consistente un una componente sottodominante di neutrini pesanti ed una componente dominante sterile best-fit del parametro di densità ζ dedotto dai risultati di esperimenti di rivelazione indiretta regione di DAMA/NaI nei modelli considerati Includendo anche il possibile effetto di neutrino clumpiness

38 E il risultato di un R&D di II generazione per ottenere rivelatori di NaI(Tl) più radiopuri utilizzando nuove tecniche di purificazione chimico-fisiche (tutte le operazioni eseguite con i cristalli e i PMT – comprese le foto - in atmosfera di N 2 HP) LIBRA~250 kg NaI(Tl) Il nuovo apparato LIBRA di ~250 kg NaI(Tl) (Large sodium Iodide Bulk for RAre processes) dellesperimento DAMA LIBRA~250 kg NaI(Tl) Il nuovo apparato LIBRA di ~250 kg NaI(Tl) (Large sodium Iodide Bulk for RAre processes) dellesperimento DAMA Gruppo dedicato al lavaggio dei panetti al lavoro in camera pulita PMT + partitori Attacco chimico con soluzione di HCl super- e ultra-pura dei panetti di Cu, poi asciugati e sigillati in N 2 HP Miglioramenti dellistallazione e dellambiente stoccaggio dei nuovi cristalli

39 rivelatori durante linstallazione; nel rivelatore centrale la nuova schermatura di rame sagomata che circonda la guida di luce (che agisce come una finestra ottica) ed i PMT non è ancora applicata veduta al termine dellinstallazione dei rivelatori nella scatola di Cu chiusura della scatola di Cu che contiene i rivelatori (tutte le operazioni eseguite con i cristalli e i PMT – comprese le foto - in atmosfera di N 2 HP) Installando I rivelatori di LIBRA riempimento della scatola di Cu con schermo ulteriore assemblaggio di un rivelatore di DAMA/ LIBRA DAMA/LIBRA è in presa dati da Marzo 2003 In attesa di una esposizione più grande di quella di DAMA/NaI

40 Un esempio della sensibilità di DAMA/LIBRA Un esempio in un sempice scenario: ruolo dellaumento dellesposizione o della diminuzione del tasso di conteggio di fondo per la possibile identificazione del tipo di accoppiamento (SI-SD) della particella candidata. Regioni permesse calcolate simulando la risposta dei ~250kg NaI(Tl) ad un candidato con m W =60GeV, SI =10 -6 pb, SD =0.8 pb e =2.435rad. Vari tempi di esposizione considerati (da 1 a 5 anni). In ogni pannello diversi tassi di conteggio di fondo. Assunzioni: 1 C.L. v 0 =220km/s, parametri a valori fissati alone sferico isotermo C.L. ottenibile in funzione del tempo di esposizione e del tasso di conteggio di fondo a bassa energia. Le regioni ombreggiate tengono in considerazione le differenze attese in alcuni diversi modelli considerati. Investigazione Model IndependentInvestigazione Model Dependent

41 t (ns) A (V) DAMA/LIBRA è in misura: Esempio di risoluzione energetica 241 Am /E = 6.3% Tipica distribuzione delle fluttuazioni della baseline = 1.07 mV (mV) Tempo di decadimento di impulsi di 241 Am Tipica distribuzione del tempo di partenza dellimpulso = 5 ns Il primo impulso di scintillazione di alta energia di DAMA/LIBRA yield (f - )/ (f - )/ Calib. factor ( f ) yield ( - )/ ( - )/ Rapporto ( ) delle posizioni dei picchi Stabilità del fattore di calibrazione dopo più di 1 anno di presa dati di DAMA/LIBRA

42 In supersymmetric models, the one-nucleon current generically produces roughly equal SI couplings to the proton and neutron [5], which results in a SI amplitude that is proportional to the atomic number of the nucleus. Inclusion of the two-nucleon contributions could change this picture since such contributions might cancel against the one-nucleon contributions. If the ratio of the two-nucleon matrix element to the atomic number varies from one nucleus to the next so will the degree of the cancellation. Thus, when the two-current contribution is taken into account, a dark-matter candidate that appears in DAMA but not in other searches [14] is conceivable for a WIMP with SI interactions even within the framework of the MSSM… Prezeau, Kamionkowski, Vogel et al., PRL91(2003) Altre incertezze o modelli diversi? A 2 A 2 (1+ A ) 2 A = 0 legge di scala usuale A -1 possibile per alcuni nuclei... Contributo allo scattering WIMP-nucleo proveniente dallinterazione con il pione virtuale : + possibili altre particelle, diversi F.F., ecc......lavoro per il futuro...

43 Sole Flusso … altri scenari astrofisici? Altri flussi di Materia Oscura da galassie satellite alla Via Lattea possono passare vicno al Sole?.....molto probabile.... Può essere ipotizzato che le galassie a spirale come la Via Lattea si siano formate catturando galassie satelliti vicine come Sgr, Canis Major, ecc… Simulazione per la Canis Major: astro-ph/ Posizione del Sole: (-8,0,0) kpc Effetto sulla fase della marcatura della modulazione annuale? Effetto su |S m /S o | rispetto al modello di alone usualmente adottato? Scenari interessanti per DAMA Possibile presenza nellalone galattico di componenti non-termalizzate? Nellalone galattico, sono attesi flussi di particelle di Materia Oscura con dispersione di velocità relativamente piccola: Possibile contributo dovuto alle code mareali della galassia nana del Sagittario dell Via Lattea K.Freese et al. astro-ph/ Possibile presenze di caustiche flussi di particelle di Materia Oscura Fu-Sin Ling et al. astro-ph/

44 DAMA/LIBRA può studiare la struttura dellalone oscuro A5 - NFW sferico isotropico V 0 =220km/s, ρ 0 max + 4% Sgr C2 - Evanslog assisim. V 0 =220km/s, R c = 5kpc, ρ 0 max + 4% Sgr DAMA/NaI: t 0 = (140 ± 22) d no streams φ = d 2 giugno sensibilità kg·d (ipotesi stesso valore medio misurato) Fase del segnale di Modulazione Annuale Altri tipi di streams ipotizzabili, vedi letteratura + effetti al secondo ordine (solar wakes)?

45 Conclusioni evidenza indipendente da modelli a 6.3 C.L. che accredita la presenza di una componente particellare di Materia Oscura nellalone galattico DAMA/LIBRA (~250 kg NaI(Tl)) in misura da Marzo 2003 …in attesa di che la statistica raccolta sia maggiore di quella di DAMA/NaI Analisi corollaria dipendente da modelli sulla natura del candidato: particella con accoppiamento misto SI/SD o puro SI o puro SD, particella con accoppiamento preferenzialmente anelastico in alcuni dei molti possibili modelli La presa dati con lapparato di ~100kg di NaI(Tl) su 7 cicli annuali completata con successo (~ 1.1 x 10 5 kg·d) non esaustivo - altre possibilità allo studio + differenti leggi di scala? + differenti scenari? + differenti distribuzioni di particelle? contributi non termalizzati? esistenza di flussi?... e ancora...e in futuro? Nuovo R&D-III già approvato dall INFN ed in corso verso un possibile apparato multi-purpose di 1 ton di NaI(Tl), proposto nel Sono in esame nuovi studi per esplorare oltre peculiarità del segnale di particelle di MO e caratteristiche dellalone


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