Ricerca di Materia Oscura in esperimenti nello spazio - Physics Journal 23 novembre 2020 Marco Incagli - INFN Pisa

Ricerca di Materia Oscura in
 esperimenti nello spazio
 Physics Journal
 23 novembre 2020

 Marco Incagli – INFN Pisa

Programma di oggi

1. Evidenza della Materia Oscura
2. Candidati di Materia Oscura
3. Nello spazio alla ricerca di Materia Oscura
4. Evidenza di Materia Oscura?

23/11/2020 Marco Incagli - INFN Pisa 2

1 - Evidenza della Materia Oscura

 Come è composto l’Universo?

Il Modello Cosmologico: LCDM

 Materia nota

 CDM = Cold Dark Matter

 L = Dark Energy

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Il Modello Cosmologico: LCDM

 Materia nota

 CDM = Cold Dark Matter

 L = Dark Energy

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Chioma di Berenice
 • Prima evidenza della esistenza di
 Materia Oscura

• 1937: Fritz Zwicky
 studia le galassie
 dell’ammasso
 «Chioma di Berenice»

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courtesy E. Paoloni

Curve di rotazione

 • Misurando le curve
 di rotazione di
 molte galassie, si
 osserva un
 andamento non
 spiegabile con la
 materia «luminosa»

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Le galassie non sono fatte così ...

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... ma così

 • Simulazione
 numerica della
 struttura di una
 galassia
 dominata dalla
 Materia Oscura

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Modified Newtonian Dynamics (MOND)
 ... si cercano anche
 spiegazioni alternative ad
 una nuova forma di
 materia!
• Nel 1981, Mordehai Milgrom
 propone di modificare la legge di
 Gravitazione Universale di
 Newton, verificata su scale
 molto più piccole rispetto alle
 dimensioni di una galassia
• Questo implica modificare in
 maniera coerente la teoria della
 Relatività Generale
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Modified Newtonian Dynamics (MOND)

• Nel 1981, Mordehai Milgrom
 propone di modificare la legge di
 Gravitazione Universale di
 Newton, verificata su scale
 molto più piccole rispetto alle
 dimensioni di una galassia
• Questo implica modificare in
 maniera coerente la teoria della
 Relatività Generale
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una semplice idea ...
• L’idea alla base dei MOND, in realta’, e’ moltro semplice: modificare la
 legge di Newton con un termine non osservabile con esperimenti locali (es.
 pendolo di torsione)
 1
 ∝ ! % "#/%
 
• Se R ha dimensioni dell’ordine di migliaia di kpc, l’effetto sulla Terra e’
 totalmente inosservabile
• Tuttavia questa modifica e’ di gran lunga troppo semplicistica, sia perche’
 fissa R ad una dimensione precisa (raggio di una galassia), sia perche’ la
 gravitazione e’ descritta dalla teoria della relativita’ generale

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Evidenze della Materia Oscura
 Esistono evidenze della
 x-ray gas presenza di materia oscura a
 varie scale:
 galassia

 ammasso di
 galassie

 radiazione
 di fondo

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Lensing gravitazionale
• In campo gravitazionale la luce segue le geodetiche che possono
 essere linee curve a causa della presenza di massa
• Si possono osservare immagini sdoppiate o multiple o, addirittura,
 anelli («anelli di Einstein»)

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• Rosa = emissione di raggi X
 osservati con CHANDRA:
 misura il gas diffuso

 • Blu+contorni = distribuzione
 della massa ricavata da misure
 di lensing gravitazionale : non
 coincide né con il gas diffuso
 né con le galassie visibili

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Fondo cosmico a microonde: CMB
• Premio Nobel 2019 a James Peebles per i
 suoi studi sul modello LCDM, in
 particolare per la connessione fra misure
 di Cosmic Macrowave Background (CMB)
 e la presenza di materia (e energia)
 oscura

 mappa CMB:
 misure del
 satellite ESA
 PLANCK

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CMB parameters: PLANCK satellite
 parameters

 (4.86 ± 0.10) %
 (25.89 ± 0.57) %

Wb ~ 0.05 frazione materia barionica (protoni)
Wc ~ 0.26 frazione materia oscura

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2 – Candidati per la Materia Oscura

 La scala di energia della
 Materia Oscura

... molti candidati!

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La scala di energia
• Le evidenze dell’esistenza della Materia Oscura sono
 solamente di tipo gravitazionale
• I possibili candidati per la Materia Oscura coprono più di 60
 ordini di grandezza in massa!

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Dark Matter as thermal relic
 • relic = reliquia = oggetto di venerazione (!!!)
 • Si assume che le particelle di materia oscura siano in
 equilibrio termico con il plasma nell’universo
 primordiale in espansione

 time

 massa della DM (Mc) universo si espande disaccoppiamento a
 trascurabile
 non c’è energia Tdecoupling ~ Mc/20
 equilibrio termico sufficiente per la
 #c stabile da questo momento in
 formazione di coppie
 #c ~ #g poi
 di DM
 #c ~ exp(-Mc/T)
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Densità di Materia Oscura attuale

 Sezione d’urto:

 Debole

 Media

 Forte

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Densità di Materia Oscura attuale
 • In questo semplice
 modello, la frazione
 di DM residua
 dipende dalla
 sezione d’urto di
 annichilazione
 • «I deboli
 erediteranno
 l’Universo; non la
 Terra, è evidente,
 ma l’Universo sí!»
 R. Kolb

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THE “WIMP MIRACLE”

 • La frazione di DM presente oggi dipende da parametri
 cosmologici e particellari che, in questo semplice
 modello, convergono su un valore della massa e della
 sezione d’urto tipica delle interazioni deboli!
 • La frazione di DM attesa si puo’ scrivere:

 "#&' COSMO – PARTICLE
 Ω! ≈
 $%())*+ &, '()*! CONSPIRACY
 che, per Mc ~ 102 - 103 GeV (weak interaction)
 corrisponde ad una frazione di DM Wc ~ 10-1
 • Questa categoria di candidati sono detti WIMP =
 Weakly Interacting Massive Particles

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Il miracolo WIMP
• Al freeze-out ≈ e M/T ≈ 
 -!
• Per un universo dominato da radiazione ~
 ."#
 /
• Ampiezza di decadimento per DM: Γ = ∝ = 0 1 
 .!
 M, n = Massa e densità della DM
 mp, nb = massa del protone e densità barionica. La densità barionica è
ben nota ed è legata alla densità di fotoni da: 1 = 2 , ~10"34
• Il rapporto fra le densità di massa è rimasta invariata e vale ~6
• La densità di fotoni, a sua volta, è legata alla temperatura da 2 ∝ 5
• Sostituendo:

 ~ ~ " % % % " % ~ 

• Quindi, combinando la massa di Planck con la densità di fotoni e la costante di
 struttura fine, si giunge ad una massa dell’ordine dell centinaia di GeV

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Alcuni candidati sono più uguali
 degli altri!
 Bergstrom

 keV-GeV

Singolare coincidenza tra i parametri dei MODELLI STANDARD
particellare e cosmologico per dare validi candidati di DM alla scala
elettrodebole (GeV-TeV)
In particolare à Supersimmetria
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3 – Sulle tracce della Materia Oscura

 Alla ricerca delle WIMPs
 ... nello spazio!

Alla ricerca delle WIMPs
• Ipotesi: la Materia Oscura interagisce debolmente con quella
 ordinaria ed ha una massa GeV-TeV
• 3 tipologie di esperimenti, a seconda di come scorre «l’asse
 dei tempi», discussi in altre presentazioni

 PRODUZIONE

 c p,e,g,...
 RICERCA DIRETTA
 ??
 p,e,g,...
 c

 RICERCA INDIRETTA
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Ricerca indiretta
• Annichilazione di Materia Oscura nella galassia con
 produzione di particelle standard osservate da esperimenti
 posti fuori dall’atmosfera

 e±,p,…
 g, n

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Idea nata negli anni ‘90

 Le coppie e+e- prodotte
Frazione di positroni: e+/(e++e-)

 •
 dall’annichilazione di Materia
 20% Oscura modificano lo spettro
 10% atteso dalla «normale»
 5% propagazione di raggi cosmici
 nella galassia
 • Dati: esperimenti su pallone
 Energia (GeV)
 • Nota: antiparticelle (positroni, anti-protoni) sono prodotte da radiazione cosmica primaria che
 interagisce con il mezzo interstellare

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Perché nello spazio?

+ Apparato sensibile alla radiazione cosmica, prima di
 interagire con l’atmosfera
+ Con magnete à accesso alle anti-particelle
+ Lungo periodo di continua raccolta dati

− Massa limitata
− Accettanza geometrica limitata
− Alto costo

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Intervallo in energia accessibile
 Flusso di raggi cosmici
 1 GeV Space experiments

 • Intervallo in energia
 dipende dal flusso
 entrante e dalle
 10 TeV dimensioni dell’apparato
 1 PeV • Il flusso diminuisce
 rapidamente (f ~ E-2.7)
 • Dimensione trasversa
 «ragionevole» ~1m2
 • Range: GeV – TeV à
 intervallo rilevante per la
 ricerca delle WIMPs
 1 103 106 109
 Energy (GeV)

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Rivelatori nello spazio
 fotoni

 Materia Oscura
 tipo WIMP elettroni, positroni, neutrini

 protoni, antiprotoni, nuclei, antinuclei

• Diverse tipologie di apparati sperimentali:
1. fotoni : «telescopi a conversione in coppie» à FERMI
2. anti-particelle : «spettrometri magnetici» à AMS02
3. elettroni + nuclei : «calorimetri» à CALET (in futuro HERD)

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Conversione in coppie: FERMI

I fotoni di alta energia vengono
identificati ed accuratamente tracciati
attraverso la loro conversione in
coppie e+e-.
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La prima torre del tracciatore!

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AMS

Particelle e antiparticelle: AMS
 • Il magnete permette di distinguere il segno della carica; il
 Calorimetro, costruito a Pisa, misura l’energia di elettroni,
 positroni e fotoni
 particle antiparticle

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Calorimetri: CALET (DAMPE, HERD)
• Rivelatori di grosso spessore
 (calorimetri) che assorbono e
 misurano l’energia di fotoni,
 elettroni, nuclei di idrogeno
 (=protoni), elio, ecc.
• Non essendoci un magnete,
 consentono una maggiore
 accetanza geometrica

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AMS – FERMI – CALET

 • La diversa scelta tecnologica ha
 conseguenze sulla accettanza
 angolare, e quindi sulla statistica
 M M
 raccolta (fomdamentale per un
 A A flusso che diminuisce
 G ~15o G
 N N
 rapidamente con l’energia)
 E E ~60o ~35o
 T T

 IMC

 TASC

 60 cm
 65 cm 145 cm
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The issue of background
 L. Baldini – [2]
But statistics is not the

 Ratio of differential fluxes
 10-1 -

 whole story: p/e

 10-2
² electrons suffer from a ep rejection
 proton background ~103
 times higher
 10-3

 e+ / p
² proton background in p/p -
 (e+ + e ) / p
 anti-protons is ~104 10-4 charge
 confusion

² photons need rejection g (all sky) / p

 power of ~105-106 10-5
 photons
 g (EGB) / p

 10-6
 23/11/2020 1 10 102 103 104
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 Kinetic energy [GeV]

4 – Evidenza di Materia Oscura?

 Alla fine
 ... un po’ di risultati!

Come osservare la Materia Oscura
• FOTONI: mantengono la direzionalità
 1. centro della galassia: massima intensità, massimo fondo
 2. galassie satelliti: bassa intensità, minimo fondo
 3. spettro diffuso: la Materia Oscura è ovunque
 Centro della Galassia:
 Satelliti (dwarf galaxies):
 massima intensità Spettro diffuso,
 ottimizzazione rapporto
 segnale/fondo galattico ed extra-
 galattico

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Segnale più ambito nello spettro
 diffuso: ricerca di risonanze (=picchi)
• «golden channel» :
 annichilazione della materia c g c g
 oscura in
 c g c Z0,H
 • gg (due fotoni)
 • gZ0 (MZ0 = 91 GeV)
 • gH (MH = 125 GeV)
• Si osserva un picco alla
 massa della DM, nel caso gg,
 o ad un valore collegato, se
 la seconda particella di
 decadimento ha massa
• Accenno di segnale nel
 2012, poi scomparso

 C. Weniger - 2012
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Dwarf galaxies (dSphs)

• Satellite dwarf galaxies in the
 vicinity of the Milky Way are
 particularly promising targets
 for the search of DM
 annihilation followed by photon
 Final State Radiation
• Very limited content of
 “conventional” gas à photon
 emission mechanisms are
 strongly suppressed
• (not discussed here:
 ”undiscovered satellites of the
 Milky Way” see
 arxiv:1605.02016)

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dSphs combined search
Pointlike sources can be studied with ground telescopes
First result (Fermi-Magic) from 2016; new combined analysis
 including HAWC, HESS, VERITAS presented at ICRC2019
In the next years, CTA will play a relevant role in this search

 ICRC2019 Arxiv:1601.06590

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Marco Incagli - INFN Pisa 49

All electron spectrum
 • 4 active experiments in
 space: FERMI (2008),
 AMS02 (2011), CALET
 (2015), DAMPE (2015)
 • some differences, but
 overall agreement
 • NOTE: E>1TeV electrons
 are «local» (d

Particelle cariche: positroni
 • Aumento della frazione di positroni
 confermato dall’esperimento italo-russo
 PAMELA nel 2008
 • AMS ha esteso la misura osservando il
 flusso assoluto (non il rapporto) di
 elettroni e positroni

 PAMELA 2008 AMS02 2019

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Una nuova sorgente di positroni
• I positroni mostrano un chiaro eccesso rispetto alle
 collisioni di raggi cosmici con mezzo interstellare (CR
 collisions). Dark Matter? Sorgenti astrofisiche?

23/11/2020 Marco Incagli - INFN Pisa 52

Sorgenti astrofisiche standard
 • La distribuzione dei positroni può essere descritta dalla
 sovrapposizione di radiazione cosmica, un insieme di vecchie
 pulsar distanti da noi (>1kpc) ed una sorgente specifica costituita
 da una pulsar singola giovane e vicina a noi
 D. Grasso
 Fornieri, Gaggero, Grasso-1907.03696
 2019
 e+ sources:
 standard cosmic rays
 Single young nearby pulsar
 Many old distant pulsars

 pulsar tipo Monogem pulsar tipo Geminga

23/11/2020 Marco Incagli - INFN Pisa 53

... e gli antiprotoni?
• Lo studio degli G. Giesen, M. Cirelli (2015)
 antiprotoni è
 interessante perché
 possono essere prodotti
 da interazioni di Materia
 Oscura ma non da una
 pulsar
• Non si osserva un
 eccesso ad alte
 energie, ma c’è una
 certa tensione fra i dati
 e l’interpretazione
 fenomenologica

 23/11/2020 Marco Incagli - INFN Pisa 54

eccesso nel flusso di antiprotoni?
• Interesse nello spettro di antiprotoni nella zona delle basse energie

• Si osserva una «feature» dello spettro intorno ai 10 GeV, in
 particolare un possibile eccesso di eventi
• Sembra un effetto trascurabile, ma è importante perché ...

23/11/2020 Marco Incagli - INFN Pisa 55

Galactic center excess

• Tornando alla misura di fotoni dal Centro Galattico, da alcuni
 anni si osserva un eccesso di radiazione per fotoni di 1-2 GeV
• La misura è complessa in quanto ci sono molte sorgenti di fotoni

 Flusso di fotoni dal Centro Galattico Galactic Center excess

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Antiprotoni + GC excess = DM ?
• I due eccessi fotoni dal centro galattico e spettro antiprotoni
 possono essere spiegati ipotizzando una particella di Materia
 Oscura di massa Mc ~ 50 GeV che decade con una sezione
 d’urto compatibile con il modello termico delle WIMP!

 A. Cuoco 2017
 D. Hooper 2017,
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2.2.3 Antinuclei

• Both Dark Matter (DM) and standard Cosmic Ray(CR)
 propagation can produce anti-nuclei through a
 «coalescence mechanism»

• Intuitively, the probability of forming nuclei decreases as
 you add more and more nucleons
• For CR, each nucleon adds a factor ~10-3 in the
 «coalescence probability»; for DM, this depends on
 annihilation mode and DM mass (see [9]), but something
 similar is expected
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Antideuterons
 Korsmeier, Donato, Fornengo [9]
• the most simple composed
 nucleus
• search by AMS and by GAPS
 (ballon experiment – launch
 foreseen in dec 2021)
• some models of DM may
 produce visible signals à
 kinematic enhancement DM/CR
 at low energies Oliva [10]
 AMS events
 with |Z|=1

 • currently no results published
 • AMS02 is performing a search
 (antip background to beat down)
 • GAPS baloon will fly in few years
 from now
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AntiHelium(?)
 • Few candidates observed: not
 really compatible either with CR
 propagation or DM interaction

 • If the explanation is CR or
 DM, where are the anti-
 deuterons?
 • Maybe antimatter domains?
 (see, e.g., Poulin et al
 Arxiv:1808.08961)

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Marco Incagli - INFN Pisa 60

Summary & Perspectives
• Some anomalies exist:
 y photons from center of galaxies
 y rise of positron fraction
 y hardening of anti-proton spectrum
 y bump hunting: photons, total electrons, anti-protons
• None of them is a «smoking gun», a combination of different results is
 surely more powerful:
 y Dwarf galaxies (Fermi+Ground exp.)
 y Total electrons (Calet) + Positrons (AMS)
 y Antiproton (AMS) + Galactic Center (Fermi)
 y ...
• A «precision era» in Cosmic Rays has begun in which even small
 fluctuations have to be taken seriously

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Marco Incagli - INFN Pisa 61