R. BernabeiUniversità di Roma “Tor Vergata”INFN-Roma2

Materia oscura nell'alone galattico: risultati e prospettive dell'esperimento DAMAMateria oscura nell'alone galattico: risultati e prospettive dell'esperimento DAMA

studi fin dagli inizi del 1900 (materia luminosa < 1%)

Un Universo piatto:

= M +

Dalla scala più grande ... Dalla scala più grande ... cosmologia “di precisione” indica:

... alla scala galattica... 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 Materia Oscura nell’ Universo

73% da SN Ia? b 4% < 1 %

CDM 23%

= 1.02 0.02

candidati esotici pesanti, come “atomi della 4a famiglia”, ...

materia oscura auto-interagente

particelle di Kaluza-Klein

Candidati pesanti:• In equilibrio termico nell’Universo primordiale; non relativistici al tempo del

disaccoppiamento - <ann.v> ~ 10-26/Wh2 cm3s-1 materia ordinaria ~ debole

• Flusso atteso: ~ 107 . (GeV/mW) cm-2 s-1 (0.2<halo<0.7 GeV cm-3)• Formano un gas non dissipativo intrappolato nel campo gravitazionale della Galassia

(v ~10-3c) + 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 dall’Universo primordiale Particelle relitte dall’Universo primordiale non relativistiche al tempo del disaccoppiamento (CDM)non relativistiche al tempo del disaccoppiamento (CDM)

un pesante della 4a famiglia

materia oscura mirror

anche una particella adeguata non ancora prevista dalle teorie

sneutrino nelloscenario di Smith e Weiner

Candidati leggeri:Candidati leggeri: assioni e particelle axion-like prodotte a riposo

&particelle con fenomenologia simile

Rivelazione diretta:

Ionizzazione:Ge, Si

Scintillazione:NaI(Tl), LXe,CaF2(Eu),...

Bolometri singolo o doppio segnale:TeO2, Ge,Si, CaWO4 ...

CDM

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

L’approccio “tradizionale” L’approccio “tradizionale” (dipendente dal modello assunto)(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

MW

nu

cleo

Escluso ad un dato C.L.

plot di esclusionea 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 deiparametri sperimentali edel modello

December

June

30 km/s

~ 232 km/s

60°

Drukier,Freese,Spergel PRD86Freese et al. PRD88

• vsun ~ 232 km/s (velocità del Sole nell’alone)• vorb = 30 km/s (velocità della Terra intorno al Sole)• = /3• = 2/T T = 1 anno• t0 = 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 marcatura1) 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 Per simulare la marcatura, effetti spuri e reazioni in concorrenza devono non solo –ovviamente – essere in grado di dare conto dell’intera ampiezza non solo –ovviamente – essere in grado di dare conto dell’intera ampiezza

di modulazione osservata, ma anche soddisfare contemporaneamente tutti di modulazione osservata, ma anche soddisfare contemporaneamente tutti i 6 requisitii 6 requisiti

Investigazione della presenza di una componente di Investigazione della presenza di una componente di particelle CDM nell’alone galattico utilizzando la particelle CDM nell’alone galattico utilizzando la marcatura indipendente da modelli detta della marcatura indipendente da modelli detta della

modulazione annualemodulazione annuale

v(t) = vsun + vorb coscos[(t-t0)]

Sk[(t)] dR

dER

dER S0,k Ek

Sm ,k cos[ (t t0 )]

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) 043502, o nel caso di contributi da streams e.g. astro-ph/0309279)

~

DAMA/R&DDAMA/LXe

DAMA/Ge

DAMA/NaI DAMA/LIBRA

Roma2,Roma1,LNGS,IHEP/Beijing

Competitività di un apparato di NaI(Tl) a Competitività di un apparato di NaI(Tl) a basso fondo intrinsecobasso 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 un’installazione 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) dell’ordine del centinaio di ns, mentre degli impulsi di rumore dell’ordine della decina di ns)• Elevata resa in luce (5.5 -7.5 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 23Na e 127I, stabilità dell’elettrone, decadimento del nucleone e di-nucleone in canali invisibili, SIMP e nuclearità neutre, assioni solari, ...

Elevati benefici/costi

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-2s-1sr-1 - n 1·10-6 cm-2s-1

• 232Th < 0.25 Bq/kg , 238U < 5.2 Bq/kg • Radon esterno alle installazioni 20-50 Bq/m3

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 l’apparato

• Una scatola di plexiglass racchiude l’intero schermo, mantenuta in atmosfera di azoto Iperpuro in leggera sovrappressione• L’installazione è condizionata + grande capacità termica dello schermo• Pareti, pavimento, ecc. dell’interno dell’installazione, sigillate con Supronyl

(permeabilità 210-11 cm2/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 l’esterno

•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 (210-11 cm2/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) 545-575,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-t0)≈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 ~105 evts/keV/detector + intrinsic calibration from 210Pb (~ 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

Risultati sull’investigazione 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 127I e del 23Na durante processi CNC PRC60(1999)065501 • Stabilità dell’elettrone 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 l’effetto 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 127I EPJA24(2005)51

Apparato DAMA/NaI: ~100 kg di NaI(Tl) molto radiopuroApparato DAMA/NaI: ~100 kg di NaI(Tl) molto radiopuroR

ive

lato

ri N

aI(T

l)

du

ran

te l

’in

stal

lazi

on

e

Prestazioni: N.Cim.A112(1999) 545-575, 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 1.1 105 kg day

Glove-box per le calibrazioni

durante l’installazione

presa dati terminata nel Luglio 2002 – ancora produce risultatipresa 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)

Tempo (giorni) Tempo (giorni)

fit (tutti i parametri liberi):A = (0.0200 0.0032) cpd/kg/keV; t0 = (140 22) d ; T = (1.00 0.01)

y

107731 kg · d

Il risultato indipendente da modelliIl risultato indipendente da modelli

Tasso di conteggio di singolo-hit: residui vs tempo ed energia

Modulazione annuale del tasso di conteggio su 7 cicli annualiModulazione annuale del tasso di conteggio su 7 cicli annualiRiv. N. Cim. 26 n.1. (2003) 1-73,

IJMPD13(2004)2127

Tempo (giorni)

fit: A=(0.0233 0.0047) cpd/kg/keV fit: A = (0.0210 0.0038) cpd/kg/keV

2-4 keV 2-5 keV

2-6 keV

Acos[(t-t0 keV)] ; linee continue: t0 = 152.5 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.

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 = (0.0192 0.0031) cpd/kg/keV

Assenza di modulazione? No

2/dof=71/37 P(A=0)=710-4

Spettro di potenza dei residui di Spettro di potenza dei residui di singolo-hit 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: 107731 kg × d

2-6 keV

6-14 keV

Modo principale nella regione 2-6 keV 2.737 · 10-3 d-1 ≈ 1 y-1

2-6 keV vs 6-14 keV

6.3 C.L.

Tasso di conteggio residuo di singolo-hit Tasso di conteggio residuo di singolo-hit rappresentato in un singolo ciclo annualerappresentato in un singolo ciclo annuale

per t0 = 152.5 d e T = 1.00 y: A= - (0.0009 0.0019) cpd/kg/keV

Una chiara modulazione è presente nella regione di bassa energia, mentre è assente già appena oltre

Tempo iniziale: 7 Agosto

per t0 = 152.5 de T = 1.00 y: A=(0.0195 0.0031) cpd/kg/keV

DAMA/NaI 7 cicli annuali: 107731 kg × d

Tempo iniziale: 7 Agosto

a) Sm per ogni cristallo, ogni ciclo annuale ed ogni intervallo energetico considerato (qui 0.25 keV)

b) <Sm> = valori medi ricavati considerando i rivelatori e i cicli annuali per ogni intervallo

energetico; = errore associato ad Sm

2-6 keV 2-14 keV

I singoli valori di Sm seguono una distribuzione normale essendo la variabile

(Sm-<Sm>)/ distribuita come una Gaussiana con deviazione standard unitaria

Sm 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 Distribuzione statistica delle ampiezze di modulazione (Smodulazione (Smm))

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 dell’andamento 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 l’intera ampiezza di modulazione osservata ma anche soddisfare

contemporaneamente tutti i 6 requisiti)

Le condizioni di Le condizioni di misuramisura

[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]

Riv. N. Cim. 26 n. 1 (2003) 1-73 , IJMP D13 (2004) 2127 e refs

Sommario dei risultati ottenuti investigando le possibili Sommario dei risultati ottenuti investigando le possibili sorgenti di sistematiche e le reazioni in concorrenzasorgenti di sistematiche e le reazioni in concorrenza

Sorgente Commento Limiti superiori cautelativi (90%C.L.)

RADON Scatola di rame sigillata in atmosfera di N2 iperpuro <0.2% Smoss

TEMPERATURA Installazione in ambiente condizionato+ <0.5% Smoss

rivelatori in un contenitore di rame direttamentein contatto con uno schermo multi-ton grande

capacità termica + T continuamente registrata

RUMORE Efficace reiezione del rumore <1% Smoss

SCALA ENERGETICACalibrazioni periodiche + controllo continuo <1% Smoss

della posizione del picco dovuto al 210Pb

EFFICIENZE Misurate regolarmente con calibrazioni dedicate <1% Smoss

FONDO Nessuna modulazione osservata sopra 6 keV + <0.5% Smoss

questo limite include possibili effetti dovuti a neutronitermici 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% Smoss

+ perfino se più grandi non sarebbero in grado di soddisfare tutti i requisiti della marcatura

Pertanto, non possono simulare l’effetto di modulazione annuale osservato

Pertanto, non possono simulare l’effetto di modulazione annuale osservato

Può un’ipotetica modulazione del fondo dare Può un’ipotetica modulazione del fondo dare conto dell’effetto osservato?conto dell’effetto osservato?

Tasso di conteggio integrale a più alta energia (sopra 90 keV), R90

Regioni energetiche vicine a quella dove è stato osservato l’effetto e.g.:Amp. Mod. (6-10 keV): -(0.0076 ± 0.0065), (0.0012 ± 0.0059) e (0.0035 ± 0.0058) cpd/kg/keV per DAMA/NaI-5, DAMA/NaI-6 e DAMA/NaI-7; consistenti con zero

Nella stessa regione energetica dove si osserva l’effetto:nessuna modulazione degli eventi di multiplo-hit (vedi dopo)

andamento cumulativo gaussiano con 0.9%, ben spiegato da considerazioni statistiche

• Eseguendo un fit dell’andamento 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 R90decine 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 R90 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 (0.090.32) cpd/kgDAMA/NaI-6 (0.060.33) cpd/kgDAMA/NaI-7 -(0.030.32) cpd/kg

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: 33834 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. = -(3.97.9) ·10-4 cpd/kg/keV

Residui per eventi di singolo-hit (DAMA/NaI, 7 cicli annuali)

Amp. Mod. = (0.01950.0031) cpd/kg/keV

• Residui in 2-6 keV

Questo risultato offre una ulteriore forte indicazione per la presenza di particelle di Materia Oscura nell’alone galattico escludendo ulteriormente qualunque ipotetico effetto dovuto all’hardware, alle procedure software o al fondo

Sm(n termici) < 10-5 cpd/kg/keV (< 0.05% Sm

osservato)

In tutti i casi di catture neutroniche (24Na, 128I, ...) una eventuale modulazione di neutroni termici induce una variazione in tutta la distribuzione energetica

Già escluso anche dall’analisi di RGià escluso anche dall’analisi di R9090

IPOTESI: assumendo cautelativamente una modulazione dei neutroni termici del 10%:

Una eventuale modulazione nel flusso di neutroni Una eventuale modulazione nel flusso di neutroni termici può spiegare l’effetto osservato?termici può spiegare l’effetto osservato?

•Limite sperimentale sul flusso di neutroni che “Limite sperimentale sul flusso di neutroni che “sopravvivonosopravvivono” alla schermatura per ” alla schermatura per neutroni nell’installazione DAMA/NaI:neutroni nell’installazione DAMA/NaI:

approccio meno sensibile: ottenuti studiando alcuni canali di attivazione neutronica (N.Cim.A112(1999)545):

n < 5.9 10-6 n cm-2 s-1

approccio piu’ sensibile: ottenuto dallo studio di coincidenze triple in grado di evidenziare l’eventuale presenza di 24Na dovuto ad attivazione neutronica (ricavabile da EPJA24(2005)51):

n < 4.0 10-7 n cm-2 s-1

Tasso di cattura = n n NT = 0.17 catture/d/kg • n/(10-6 n cm-2 s-1)

Ad esempio, cattura neutronica in 23Na: 23Na(n,)24Na; 23Na(n,)24mNa

Stima dell’effetto atteso:

24mNa (T1/2=20ms)

n = 0.43 barnn = 0.10 barn

NONO

E (MeV)

Simulazione del processo tramite MC

1.4·10-3 cpd/kg/keV7·10-5 cpd/kg/keV

Quando n = 10-6 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 = 1.08 10-6 n cm-2 s-1 (N.Cim.A101(1989)959)

(adottato molto cautelativamente qui e in tutte le valutazioni effettuate da DAMA)

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 anni @ LNGS

Flusso di neutroni veloci @ LNGS:n = 0.9 10-7 n cm-2 s-1 (Astrop.Phys.4(1995)23)

By MC: differential counting rate above 2 keV ≈ 10-3 cpd/kg/keV

Inoltre, una eventuale modulazione di neutroni veloci indurrebbe:una variazione in tutta la distribuzione energetica

già esclusa anche dall’analisi di R90

una ampiezza di modulazione di eventi di multiplo-hit differente da zeroesclusa dall’analisi 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.

L’effetto osservato può essere spiegato da una eventuale modulazione nel flusso dei neutroni veloci? NO

Sm(n veloci) < 10-4 cpd/kg/keV (< 0.5% Sm

osservato)IPOTESI: assumendo cautelativamente una modulazione dei neutroni veloci del 10%:

Cosa possiamo imparare dagli eventi di multiplo vs single hit.

2singlemult 4 r

NRR TT

Gli altri 8 rivelatori NaI(Tl) in (anti-)coincidenza con il primo rivelatore hanno 3.1 1026 nuclei di Na e 3.1 1026 nuclei of Iodio. N= 3.1 1026

INaIINaNaTT NNNN

2singlemult 4 med

INa

r

NRR

rmed 10-15 cm

;cpd/kg/keV 10cpd/kg/keV 10)84( 34 multA

;cpd/kg/keV 102 2single

A

2

single

105 A

Amult

2

single 4 med

INamult

r

N

A

A

barn 2.0 INa

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 d’urto (pesata da 1/E, ENDF/B-VI) è circa 4 barns:

Cosa si deduce circa la sezione d’urto 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

Può la modulazione del flusso dei Può la modulazione del flusso dei misurata da MACRO dare misurata da MACRO dare conto dell’effetto osservato?conto dell’effetto osservato?

Caso dei neutroni veloci prodotti dai muoni

Ampiezza di modulazione annuale a bassa energia dovuta alla modulazione dei :Sm

() = Rn g fE fsingle 2% /(Msetup E)

Inoltre, indurrebbe anche una variazione in altre regioni della distribuzione energeticaGià escluso anche dall’analisi di R90

@ LNGS ≈ 20 m-2 d-1 (±2% di modulazione)Tasso di produzione di neutroni @ LNGS: Y=1÷7 10-4 n / /(g/cm2)

(hep-ex/0006014)Rn = (n veloci da )/(unità di tempo) = Y Meff

Sm() < (1÷7) 10-5 cpd/kg/keV (< 0.3% Sm

osservato)

NONO

dove: g = fattore geometrico = efficienza di rivelazione per diffusione elasticafE = efficienza della finestra energetica (E>2keV)fsingle = efficienza per eventi di singolo-hit

Ip.: Meff = 15 tonnellate

g ≈ ≈ fE ≈ fsingle ≈ 0.5 (cautelativamente)

Sapendo che: Msetup=100kg e E=4keV

Sommario delSommario del risultato Indipendente da Modelli di DAMA/NaIrisultato 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

• Un’investigazione approfondita ha dimostrato l’assenza di effetti sistematici noti e reazioni in concorrenza in grado di dare conto dell’effetto 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/0402065), ...;nuovi contributi alla diffusione nucleo-particelle di MO?

(vedi e.g. astro-ph/0309115 ); leggi di scala su sezioni d’urto;

fattori di forma e parametri correlati;fattori di spin;

etc.

Per investigare la natura e l’accoppiamento con la materia

ordinaria di un possibile candidato, deve essere eseguita un’efficace

analisi di correlazione energetico-temporale degli eventi nell’ambito di

un dato modello Pertantoincertezze nei modelli

e nei confronti

parametri sperimentali (tipici di ciascun esperimento)

confronti nell’ambito di modelli

?? Essi possono influire non solo sulle stime corollarie

delle regioni ottenute considerando l’effetto

positivo della marcatura della modulazione

annuale, ma anche sui grafici di esclusione

Diffusione elastica tra una particella di Diffusione elastica tra una particella di Materia Oscura ed il nucleoMateria Oscura ed il nucleo

ddER

(v,ER) ddER

SI

ddER

SD

2GF2mN

v2Zgp (A Z )gn 2 FSI

2 (ER) 8J 1

Jap Sp an Sn 2 FSD

2 (ER )

Sezione d’urto differenziale SI+SD:

Sezione d’urto particella di MO–nucleo generalizzata:

SI 4

GF

2mWp2 g2 SD

32

3

4GF

2 mWp2 a 2

dove:

g gp gn

2 1

gp gn

gp gn

12Z

A

a ap2 an

2 tg an

ap

g: indipendente dal nucleo targhetta usato quando Z/A risulta circa costante per i nuclei considerati

Distribuzione energetica differenzaile:dR

dER

NT

W

mW

ddER

vmin (E R )

v max

(v, ER )vf (v)dv NT

WmN

2mWmWp2 (ER )I(ER)

gp,n(a p,n) accoppiamento efficace particella di MO-nucleone

<Sp,n> spin del nucleone

F2(ER) fattori di forma nucleari

mWp massa ridotta particella di MO-nucleone

I(ER) f (v)

vv min (E R )

vmax

dv vmin mN ER

2mWN2

(ER ) A2 SIFSI2 (ER)

4

3

J 1

JSD Sp cos Sn sin 2 FSD

2 (ER )

NT: numero di nuclei bersaglio

f(v): distribuzione delle velocità delle particelle di MO nel sistema di riferimento della Terra (dipende da ve)

ve=vsun+vorbcost

vmax: velocità massima delle particelle di MO nel sistema di riferimento della Terra

minima velocità in grado di produrre un rinculo di energia ER

L’interazione particella di MO con interazione L’interazione particella di MO con interazione preferenzialmentepreferenzialmente inelastica - nucleo: W + N inelastica - nucleo: W + N W W** + N + N

Distribuzione energetica differenziale per interazione SI:

• D. Smith e N. Weiner (PRD64(2001)043502)

• Due stati di masa + , - separati da un’energia

• Le condizioni cinematiche per la diffusione anelastica di - sul nucleo con massa mN diventano più stringenti al decrescere di mN

Es. mW =100 GeV mN 70 41 130 57

1

2v2 v vthr

2

2

2222

2

22

*1)()(

v

vqFgZAZg

mG

d

d thrSInp

WNF

Energia di rinculo del nucleo:

2

cos12

12

*2

2

2

2

22 v

vv

v

m

vmE

thrthr

N

WNR

Distribuzione energetica differenziale:

max

min

)(),(v

v

RRW

WT

R

dvvvfEvdE

d

mN

dE

dR

RN

WN

WN

RNR Em

m

m

EmEv

1

2)(

2min

gp,n accoppiamento efficace particella di MO-nucleone

d* angolo solido differenziale nel riferimento del c.m.q2 = quadrato del 3-momento trasferito

)()(2 22

2

2

RSInpNF

R

EFgZAZgv

mG

dE

d

Sm/S0 maggiore rispetto al caso della diffusione elastica

Indipendente dallo Spin

2( ) /5nqre

2 21 2( ) ( )(1 )n nqr qrAe A e

Helm

distribuzione sferica di carica

da Ressell et al.

da Helm

2 21 2( ) ( )(1 )n nqr qrAe A e

Smith et al.,Astrop.Phys.6(1996) 87

2( ) /5nqre

“thin shell” distribuzione

Dipendente dallo Spin

Esempio di differenti Esempio di differenti Fattori di Forma per Fattori di Forma per lo lo 127127I disponibili in I disponibili in letteraturaletteratura

•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

Il Fattore di SpinIl Fattore di SpinFattore di Spin per alcuni nuclei-targhetta calcolati in differenti semplici modelli

Fattore di Spin = 2J(J+1)/ax2

(ax= an o ap 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 = 2J(J+1)/a2

Grandi differenze nel tasso di conteggio misurato possono essere attese:• quando si utilizzino nuclei bersaglio sensibili alla componente SD dell’interazione (e.s. 23Na e 127I)

rispetto a quelli che ne sono praticamente insensibili (e.s. natGe, natSi, natAr, natCa, natW, natO);

• quando si utilizzino differenti nuclei bersaglio che anche se – in principio – sensibili alla componente SD dell’interazione, hanno differnti nucleoni spaiati (e.s. 131Xe, 129Xe, 125Te, 73Ge, 29Si, 183W rispetto a 23Na e 127I)

tg an

ap

(0≤<

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 Fattore di QuenchingQuenching

• 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)

Modelli di Alone ConsistentiModelli 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) 043005, Vergados & Owen astroph/0203293, etc.

Modelli considerati nel seguito(Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003)1-73 e in precedenza PRD66(2002)043503 )

10 )50220( skmv

MMM vis1010 106101

00 2.1)100(8.0 vkpcrvv rot

• Grandezze necessarie:

densità locale di MO 0 = DM (R0 = 8.5 kpc)

velocità locale v0 = vrot (R0 = 8.5kpc) dist. delle velocità ( )f v

• Intervalli permessi per 0 (GeV/cm3) calcolati

per v0=170,220,270 km/s, per ogni modello di

alone e tenendo in considerazione le condizioni astrofisiche:

Non ancora completamente esaustivi

Le regioni permesse riportate tengono conto dell’ andamento temporale ed energetico dei dati sperimentali

Scenari dipendenti da modelli qui investigati Scenari dipendenti da modelli qui investigati ((moltimolti altrialtri inin fasefase didi investigazioneinvestigazione))

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 dall’ipotesi nulla (assenza di modulazione) in ognuno dei molti (ma ancora un numero limitato dei possibili) modelli qui considerati.

ArgomentiArgomenti principali 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 2A2; SD proporzionale

a 22 J(J+1)

1.l’accordo delle aspettazioni della parte modulata del segnale con l’ andamento modulato misurato per ogni rivelatore e bin energetico;

2.l’accordo 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. Quest’ultimo 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:

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 neutralinoderivato dai dati di LEP, basato sulla unificazione delle masse dei gaugini alla scala GUT (DPP2003)

Regione di alta massa permessa per basse v0, 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 Candidato con accoppiamento SI dominantedominante

Regioni sopra 200 GeV permesse per bassa v0, per ogni set di parametri e nei modelli Evans’ logaritmico C2 co-rotante.

esempio di una sezione /4 (0≤< del volume permesso nello spazio (mW,SD,);

interazione anelastica:interazione anelastica:W + N W + N W* + N W* + N

esempio di sezioni del volume esempio di sezioni del volume tridimensionale permesso tridimensionale permesso ((mmWW , , pp , , ))

Caso generale: Caso generale: Candidato con accoppiamento Candidato con accoppiamento SI & SDSI & SD(Na e I sono totalmente sensibili alle interazioni SD contrariamente ad e.g. Ar, natGe e natSi)Esempi di sezioni del volume permesso nello spazio quadridimensionale (SI, SD, θ, mW) per alcuni valori di θ e di mW.

non esaustiva

+ altri scenari?

Candidato con accoppiamento SD Candidato con accoppiamento SD dominantedominante

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”

Sm/S0

maggiore

Gran parte dei volumi/regioni permessegia’ in questi modelli sono inesplorabili con

bersagli quali ad es. Ge, Si, Xe, CaWO4

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 dell’effetto indotto da una componente SD Esempio dell’effetto indotto da una componente SD nella regione ottenuta per accoppiamento SI nella regione ottenuta per accoppiamento SI

dominante.dominante. •Esempio nel modello di alone: Evans’ logaritmico assisimmetrico C2 con v0 = 170 km/s, 0 max, set di parametri A

•Accoppiamento SD introdotto con = 0 Un piccolo contributo SD sposta

drasticamente le regioni nel piano (mW, SI) verso valori inferiori di sezioni

d’urto SI (SI < 10-6 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 23Na e 127I) con i plot di esclusione forniti da esperimenti che utilizzano nuclei bersaglio con neutrone spaiato (29Si, 73Ge, 129Xe, 131Xe,..).

Aspettazioni dalla teoria supersimmetrica MSSM

•Considerato un neutralino con accoppiamento SI dominante

•Rilasciata l’unificazione delle masse dei gaugini alla scala GUT: M1/M20.5 (<);

(dove M1 e M2 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 l’esposizione totale raccolta (area interna alla linea verde); figura presa da PRD69(2004)037302

(per esposizioni parziali raccolte da DAMA/NaI vedi PRD68(2003)043506 e refs)

FAQ:FAQ:... DAMA/NaI “escluso” da CDMS-II (o altri)?... DAMA/NaI “escluso” da CDMS-II (o altri)?

OVVIAMENTE NOLoro forniscono un singolo risultato dipendente da modello utilizzando natGe (insensibili alla marcatura esplorata da DAMA/NaI & esposizione circa 4 ordini di

grandezza inferiore)

DAMA/NaI fornisce un risultato indipendente da modelli utilizzando 23Na e 127I

Anche assumendo come affidabile il numero di rinculi da loro quotati (dopo le molte procedure di selezione e reiezione) e la stima dell’errore 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 l’esistenza delle incertezze sui loro parametri, FF e/o SF e l’esistenza 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 nell’unico 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/0307403)

Nessun confronto

diretto in maniera

indipendente da modelli

è possibile.

DAMA/NaI CDMS-II Edelweiss-I Zeplin-IZeplin-I

Cresst-IICresst-II• Signature annual modulation none none none none

• Targets 23Na, 127I natGe natGe natXe CaWO4

• Technique widely known poorly experienced poorly experienced liq/gas optical interface poorly experienced(known just by Edelweiss) (known just by CDMS) (light collected from

top) (known just by themselves)

• Target mass 100 kg 0.75 kg 0.32 kg 3 kg 0.6 kg

• Used exposure ~(1.1 105) kg day 19.4 kg day 30.5 kg day 280 kg day 20.5 kg x day(RivNCim 26 n1(2003)1-73) (astro-ph/0405033) (NDM03) (Moriond03) (astro-

ph/0408006)

• Expt. depth 1400 m 780 m 1700 m 1100 m 1400 m

• Neutron shield ~1m of concrete + 10/40 cm 50 cm polyethylene 30 cm paraffin --- nonepolyethylene/paraffin +1.5 mm Cd

• Energy threshold 2 keVee 10 keVee 20 keVee 2 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 factor measured assumed 1 assumed 1 (see also measured assumed 1NIMA507(2003)643)

• Measured evt rate ~1 cpd/kg/keV ?? (claimed > than CDMS-I ~ 104 events total ~100 cpd/kg/keV (IDM02) (??) 6 cpd/kg/keV in low energy range where ~60 cpd/kg/keV, above 35 keVee

105 events)

• Claimed evts after 0 o 1 2 (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 insensitive insensitive insensitive insensitive in DAMA/NaI exposure some 103 evts

• Expected number from few down to zero from few down to zero depends on the model from few down to zero of evts from depending on the model depending on the model framework, also zero depending on the model DAMA/NaI effect frameworks framework framework

(and on quenching factor) (and on quenching factor) (and on quenching factor)

DAMA/NaIDAMA/NaI vsvs othersothers

Nota: Le interpretazioni richiedono forti ipotesi e sono soggette ad incertezze sulla modellizzazione del fondo, sulla propagazione nella Galassia, sulla forma dell’alone, sulle caratteristiche della particella candidataNei prossimi anni nuovi dati da DAMA/LIBRA e dalla ricerca indiretta: Agile, Glast, Ams2,

Pamela, ...

Dati di HEAT analizzati inPRD65(2002)057701

Alcune indicazioni positive dalla ricerca indiretta non in contraddizione con il risultato

di DAMA/NaIAlcune misure eseguite dagli esperimenti di ricerca indiretta hanno evidenziato la presenza di antiparticelle e fotoni che possono essere dovuti all’annichilazione di particelle di MO nella Galassia

hep-ph/0411093

Neutrino pesante di 4a famiglia

CDMCDMloc

locloc

;,

per 3.0CDM

locξregione 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

locξ

regione di DAMA/NaI nei modelli considerati

regione di DAMA/NaI nei modelli considerati

Includendo anche il possibile effetto di neutrino clumpiness

locξ

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 N2 HP)

Il nuovo apparato LIBRALIBRA di ~250 kg NaI(Tl)~250 kg NaI(Tl)(Large sodium Iodide Bulk for RAre processes)

dell’esperimento DAMA

Il nuovo apparato LIBRALIBRA di ~250 kg NaI(Tl)~250 kg NaI(Tl)(Large sodium Iodide Bulk for RAre processes)

dell’esperimento 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 N2 HP

Miglioramenti dell’istallazione e dell’ambiente

stoccaggio dei nuovi cristalli

rivelatori durante l’installazione; 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 dell’installazione 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 N2 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 2003In attesa di una esposizione più grande

di quella di DAMA/NaI

Un Un esempio della esempio della sensisensibbiillitità di à di DAMA/LIBRADAMA/LIBRA

Un esempio in un sempice scenario: ruolo dell’aumento dell’esposizione 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 mW=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.• v0=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 Independent

Investigazione Model Dependent

t (ns)

A (V)

DAMA/LIBRA è in DAMA/LIBRA è in misura:misura:

Esempio di risoluzione energetica

241Am /E = 6.3%

Tipica distribuzione delle fluttuazioni della baseline

= 1.07 mV

(mV)

Tempo di decadimento di impulsi di 241Am

Tipica distribuzione del tempo di partenza dell’impulso

= 5 ns

Il primo impulso di scintillazione di alta energia di DAMA/LIBRA

yiel

dyi

eld

(f -< f >)/< f >(f -< f >)/< f >

Calib. factor ( f )Calib. factor ( f )

yiel

dyi

eld

(( -< -< >)/< >)/< > >

Rapporto (Rapporto () ) delle posizioni dei picchidelle posizioni dei picchi

Stabilità del fattore di calibrazione Stabilità del fattore di calibrazione dopo più di 1 anno di presa dati di dopo più di 1 anno di presa dati di DAMA/LIBRADAMA/LIBRA

“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)231301

... Altre incertezze o modelli diversi?... Altre incertezze o modelli diversi?

A2A2(1+A)2 A = 0 legge di scala “usuale”

A -1 possibile per alcuni nuclei...

Contributo allo scattering WIMP-nucleo proveniente dall’interazione con il pione virtuale :

+ possibili altre particelle, diversi F.F., ecc... + possibili altre particelle, diversi F.F., ecc... ...lavoro per il futuro......lavoro per il futuro...

SoleFlusso

… … altri scenari astrofisici?altri scenari astrofisici?

Altri flussi di Materia Oscura da galassie Altri flussi di Materia Oscura da galassie satellite alla Via Lattea possono passare vicno satellite alla Via Lattea possono passare vicno al Sole?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/0311010

Posizione del Sole: (-8,0,0) kpc

Effetto sulla fase della marcatura della

modulazione annuale?

Effetto su |Sm/So| rispetto al modello di alone

“usualmente” adottato?

Scenari interessanti per DAMA

Possibile presenza nell’alone galattico di componenti non-termalizzate? Nell’alone 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/0309279

Possibile presenze di caustiche

flussi di particelle di Materia Oscura

Fu-Sin Ling et al. astro-ph/0405231

DAMA/LIBRA può studiare la struttura dell’alone oscuroDAMA/LIBRA può studiare la struttura dell’alone oscuro

A5 - NFW sferico isotropico V0=220km/s, ρ0 max + 4% Sgr

C2 - Evans’log assisim. V0=220km/s, Rc= 5kpc,

ρ0 max + 4% Sgr

DAMA/NaI: t0 = (140 ± 22) d

no streams φ = 152.5 d 2 giugno

sensibilità NaI @ 300000 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”)?

Conclusioni

evidenza indipendente da modelli a 6.3 C.L. che accredita la presenza di una componente

particellare di Materia Oscura nell’alone 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 l’apparato di ~100kg di NaI(Tl) su 7 cicli annuali completata con successo (~ 1.1 x 105 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 1996.

•Sono in esame nuovi studi per esplorare oltre peculiarità del segnale di particelle di MO e caratteristiche dell’alone