Materia oscura nell'alone galattico:
risultati e prospettive dell'esperimento DAMA
R. Bernabei
Università di Roma “Tor Vergata”
INFN-Roma2
Materia Oscura nell’ Universo
Dalla scala più grande ...
cosmologia “di precisione” indica:
Un Universo piatto:
 = 1.02  0.02
 = M + 
  73%
da SN Ia?
CDM  23%
b  4%
n < 1 %
studi fin dagli inizi del 1900 (materia luminosa < 1%)
... alla scala galattica
• Vero modello di alone e relativi parametri?
• Multicomponente anche nella componente
particellare?
• Presenza di componenti non termalizzate?
• Caustiche e agglomerati?
• ..............
Curva di rotazione di una galassia a spirale
Particelle relitte dall’Universo primordiale
non relativistiche al tempo del disaccoppiamento (CDM)
Candidati leggeri:
assioni e particelle axion-like prodotte a riposo
Candidati pesanti:
• In equilibrio termico nell’Universo primordiale; non relativistici al tempo del
disaccoppiamento - <sann.v> ~ 10-26/Wh2 cm3s-1

smateria ordinaria ~ sdebole
• Flusso atteso:
F ~ 107 . (GeV/mW) cm-2 s-1 (0.2<rhalo<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
sneutrino nello
scenario di Smith e Weiner
SUSY
(R-parità conservata  LSP è stabile)
neutralino o sneutrino
un n pesante della 4a famiglia
materia oscura auto-interagente
&
materia oscura mirror
particelle con fenomenologia simile
anche una particella adeguata
non ancora prevista dalle teorie
particelle di Kaluza-Klein
candidati esotici pesanti, come
“atomi della 4a famiglia”, ...
Rivelazione diretta:
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
CDM’
CDM
N
Ionizzazione:
Ge, Si
Scintillazione:
NaI(Tl),
LXe,CaF2(Eu),...
Bolometri singolo o
doppio segnale:
TeO2, Ge,Si, CaWO4 ...
(altre possibilita’?
... ionizzazione/eccitazione che non
coinvolge il nucleo?)
L’approccio “tradizionale” (dipendente dal modello assunto)
Richiede di fissare un
modello dei tanti
possibili e di fare molte
assunzioni
+
Incertezze sperimentali
e teoriche generalmente
non considerate
plot di
esclusione
a fissato set
snucleo
• tasso di conteggio atteso vs tasso di conteggio sperimentale
(con o senza tecniche di reiezione del fondo ) in un modello fissato.
Escluso ad un
dato C.L.
di assunzioni dei
parametri
sperimentali e
del modello
MW
con ulteriore modello: sp
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.
• 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
Per avere le potenzialità di ottenere evidenze positive
è necessaria una marcatura indipendente da modelli!
Investigazione della presenza di una componente di particelle CDM
nell’alone galattico utilizzando la marcatura indipendente da modelli
detta della modulazione annuale
Drukier,Freese,Spergel PRD86
Freese et al. PRD88
December
30 km/s
60°
• vsun ~ 232 km/s (velocità del Sole nell’alone)
•
•
•
•
vorb = 30 km/s (velocità della Terra intorno al Sole)
 = p/3
w = 2p/T
T = 1 anno
t0 = 2 Giugno (quando v è massimo)
v(t) = vsun + vorb coscos[w(t-t0)]
Sk [(t)] 

Ek
dR
dER  S0,k Sm ,k cos[w (t  t0 )]
dE R
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
June
Requisiti della marcatura
1) Tasso di conteggio modulato in accordo 5) Per eventi di “singolo-hit” in un apparato con più
con una funzione di tipo coseno
rivelatori
2) In un definito intervallo di bassa energia 6) Con ampiezza di modulazione nella regione di
massima sensibilità ~< 7% (maggiore per particelle
3) Con un periodo proprio (1 anno)
CDM con interazione preferenzialmente anelastica, PRD64
4) Con una fase propria (circa 2 Giugno)
(2001) 043502, o nel caso di contributi da streams e.g.
astro-ph/0309279)
Per simulare la marcatura, effetti spuri e reazioni in concorrenza devono non solo –
ovviamente – essere in grado di dare conto dell’intera ampiezza di modulazione
osservata, ma anche soddisfare contemporaneamente tutti i 6 requisiti
Roma2,Roma1,LNGS,IHEP/Beijing
DAMA/Ge
DAMA/R&D
DAMA/LXe
DAMA/NaI
DAMA/LIBRA
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Competitività di un apparato di NaI(Tl) a basso
Elevato “duty cycle”
fondo intrinseco
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
Calibrazione nelle stesse
condizioni di misura
senza nessun contatto
con l’esterno
LNGS:
• 3600 m di acqua equivalente
• Fm  1·10-8 cm-2s-1sr-1 - Fn  1·10-6 cm-2s-1
• 232Th < 0.25 Bq/kg , 238U < 5.2 Bq/kg
• Radon esterno alle installazioni  20-50 Bq/m3
LNGS
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 210-11 cm2/s).
Sistema di monitoraggio, controllo e
registrazione di tutti i parametri che
forniscono informazioni sulle condizioni
di misura
(Il Nuovo Cim. A112 (1999) 545-575,
EPJ C18(2000)283, Riv. N. Cim. 26
n.1 (2003)1-73, IJMPD13(2004)2127)
•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 (210-11 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
Main procedures of the DAMA data taking for the WIMP annual modulation signature
• data taking of each annual cycle starts from autumn/winter (when cosw(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.
Apparato DAMA/NaI: ~100 kg di NaI(Tl) molto radiopuro
Rivelatori NaI(Tl)
durante l’installazione
presa dati terminata nel Luglio 2002 – ancora produce risultati
Glove-box per le
calibrazioni
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
Risultati su vari processi rari:
•
•
•
•
•
•
•
•
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
127
Ricerca di decadimenti in “cluster” dello I
EPJA24(2005)51
Risultati sull’investigazione della
Materia Oscura:
durante l’installazione
• 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
esposizione totale raccolta in 7 cicli annuali:
circa 1.1  105 kg  day
(ordini di grandezza maggiore che quelle disponibili da qualunque altra attivita’ nel campo)
Il risultato indipendente da modelli
Riv. N. Cim. 26 n.1. (2003) 1-73,
IJMPD13(2004)2127
Modulazione annuale del tasso di conteggio su 7 cicli annuali
Tasso di conteggio di singolo-hit: residui vs tempo ed energia
2-4 keV
Acos[w(t-t0 keV)] ; linee continue: t0 = 152.5 d, T = 1.00 y
fit: A=(0.0233  0.0047) cpd/kg/keV Tempo (giorni)
107731 kg · d
2-5 keV
fit: A = (0.0210  0.0038) cpd/kg/keV Tempo (giorni)
Assenza di modulazione? No
c2/dof=71/37  P(A=0)=710-4
2-6 keV
fit (tutti i parametri liberi):
A = (0.0200  0.0032) cpd/kg/keV;
t0 = (140  22) d ; T = (1.00  0.01) y
fit: A = (0.0192  0.0031) cpd/kg/keV Tempo (giorni)
I dati evidenziano la presenza di un andamento modulato con le
caratteristiche proprie di un segnale di materia oscura a 6.3s C.L.
Tasso di conteggio residuo di singolo-hit
rappresentato in un singolo ciclo annuale
DAMA/NaI 7 cicli annuali: 107731 kg × d
Tempo iniziale: 7 Agosto
per t0 = 152.5 d
e
T = 1.00 y:
A=(0.0195  0.0031) cpd/kg/keV
Spettro di potenza dei residui di
singolo-hit
(in accordo con Ap.J.263(1982)835; Ap.J.338(1989)277)
2-6 keV vs 6-14 keV
Qui inclusa sia la trattazione
degli errori sperimentali che
del binning temporale
Esposizione totale: 107731 kg × d
6.3 s C.L.
2-6 keV
6-14 keV
Tempo iniziale: 7 Agosto
per t0 = 152.5 d
e
T = 1.00 y:
A= - (0.0009  0.0019) cpd/kg/keV
Modo principale nella regione 2-6 keV
 2.737 · 10-3 d-1 ≈ 1 y-1
Una chiara modulazione è presente nella regione di
bassa energia, mentre è assente già appena oltre
Non presente già nella regione 6-14
keV (solo picchi di aliasing)
Distribuzione statistica delle ampiezze di
modulazione (Sm)
2-6 keV
2-14 keV
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; s = errore associato ad Sm
I singoli valori di Sm seguono una distribuzione normale essendo la variabile
(Sm-<Sm>)/s 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
Le condizioni di misura
Temperatura
Tasso di conteggio hardware
Flusso di Azoto
un esempio: DAMA/NaI-6
Distribuzione dei Parametri
Radon
esterno allo
schermo
Pressione
Condizioni di misura stabili a livello < 1%
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
esterno allo
schermo
Tutte le ampiezze ben compatibili con zero
+ nessun effetto può simulare la modulazione annuale
(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)
[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]
Sommario dei risultati ottenuti investigando le possibili sorgenti
di sistematiche e le reazioni in concorrenza
Riv. N. Cim. 26 n. 1 (2003) 1-73 , IJMP D13 (2004) 2127 e refs
Sorgente
Commento
RADON
TEMPERATURA
Limiti superiori
cautelativi (90%C.L.)
Scatola di rame sigillata in atmosfera di N2 iperpuro <0.2% Smoss
Installazione in ambiente condizionato+
<0.5% Smoss
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% Smoss
SCALA ENERGETICA Calibrazioni 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 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% 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
Può un’ipotetica modulazione del fondo dare
conto dell’effetto osservato?
Tasso di conteggio integrale a più alta energia (sopra 90 keV), R90
• Variazioni percentuali degli R90 rispetto ai loro valori medi ottenuti per i
singoli cristalli nel periodo di misura DAMA/NaI-5,6,7
andamento cumulativo gaussiano con s  0.9%,
ben spiegato da considerazioni statistiche
• Eseguendo un fit dell’andamento
Periodo
Amp. di Mod.
temporale, aggiungendo un termine
DAMA/NaI-5 (0.090.32) cpd/kg
modulato con periodo e fase attesi
DAMA/NaI-6 (0.060.33) cpd/kg
per un segnale dovuto a particelle di
DAMA/NaI-7 -(0.030.32) cpd/kg
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 R90decine cpd/kg  100s distante dai valori ottenuto
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)
Nessuna modulazione nel fondo:
questi risultati tengono conto anche della componente del fondo dovuta ai neutroni
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)
• Residui in 2-6 keV
Amp. Mod. = -(3.97.9) ·10-4 cpd/kg/keV
Residui per eventi di singolo-hit
(DAMA/NaI, 7 cicli annuali)
Amp. Mod. = (0.01950.0031) cpd/kg/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
Una eventuale modulazione nel flusso di neutroni
termici può spiegare l’effetto osservato?
•Flusso di neutroni termici misurato nelle sale dei laboratori sotterranei del Gran Sasso:
Fn = 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)
24mNa (T =20ms)
1/2
NO
sn = 0.43 barn
sn = 0.10 barn
•Limite sperimentale sul flusso di neutroni che “sopravvivono” alla schermatura per
neutroni nell’installazione DAMA/NaI:
 approccio meno sensibile: ottenuti studiando alcuni canali di attivazione
neutronica (N.Cim.A112(1999)545):
Fn < 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):
Fn < 4.0 10-7 n cm-2 s-1
Simulazione del processo tramite MC
Quando Fn = 10-6 n cm-2 s-1:
Stima dell’effetto atteso:
7·10-5 cpd/kg/keV
Tasso di cattura = Fn sn NT = 0.17 catture/d/kg • Fn/(10-6 n cm-2 s-1)
1.4·10-3 cpd/kg/keV
23
23
24
23
24m
Ad esempio, cattura neutronica in Na: Na(n,) Na; Na(n,) Na
IPOTESI: assumendo cautelativamente una modulazione dei
neutroni termici del 10%:
Sm(n termici) < 10-5 cpd/kg/keV (< 0.05% Smosservato)
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 R90
E (MeV)
L’effetto osservato può essere spiegato da una
eventuale modulazione nel flusso dei neutroni veloci?
NO
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.
Flusso di neutroni veloci @ LNGS:
Fn = 0.9 10-7 n cm-2 s-1 (Astrop.Phys.4(1995)23)
IPOTESI: assumendo cautelativamente una
modulazione dei neutroni veloci del 10%:
By MC: differential counting rate
above 2 keV ≈ 10-3 cpd/kg/keV
Sm(n veloci) < 10-4 cpd/kg/keV (< 0.5% Smosservato)
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 zero
esclusa dall’analisi degli eventi multipli (vedi anche dopo)
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
Cosa possiamo imparare dagli eventi di multiplo vs single hit.
A’
A
Rmult
N s
 Rsingle  T 2T
4pr
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?
NT s T  N Nas Na  N I s I  N  s Na  s I 
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
Rmult
N  s Na  s I 
 Rsingle 
2
4p  rmed
rmed  10-15 cm
Pertanto, il rapporto delle ampiezze di modulazione è:
Dai dati sperimentali:
Quindi:
Amult N  s Na  s I 

2
Asingle
4p  rmed
Amult  (4  8) 10 4 cpd/kg/keV  10 3 cpd/kg/keV ;
Asingle  2 102 cpd/kg/keV ;
Amult
 5 102
Asingle
In conclusione, la particella (A) responsabile della modulazione negli eventi di singolo-hit e non in quelli di multiplo-hit
deve avere:
s Na  s I  0.2 barn
Poiché per neutroni veloci la somma delle due sezioni d’urto (pesata da 1/E, ENDF/B-VI) è circa 4 barns:
La particella (A) non può essere un neutrone
Può la modulazione del flusso dei m misurata da MACRO dare
conto dell’effetto osservato?
Caso dei neutroni veloci prodotti dai muoni
Fm @ LNGS ≈ 20 m m-2 d-1
(±2% di modulazione)
Tasso di produzione di neutroni @ LNGS: Y=1÷7 10-4 n /m /(g/cm2)
(hep-ex/0006014)
Rn = (n veloci da m)/(unità di tempo) = Fm Y Meff
Ampiezza di modulazione annuale a bassa energia dovuta alla modulazione dei m:
Sm(m) = Rn g e fE fsingle 2% /(Msetup E)
dove:
g = fattore geometrico
e = efficienza di rivelazione per diffusione elastica
fE = efficienza della finestra energetica (E>2keV)
fsingle = efficienza per eventi di singolo-hit
Ip.:
Meff = 15 tonnellate
g ≈ e ≈ fE ≈ fsingle ≈ 0.5 (cautelativamente)
Sapendo che:
Sm(m) < (1÷7) 10-5 cpd/kg/keV
Msetup=100kg e E=4keV
(< 0.3% Smosservato)
NO
Inoltre, indurrebbe anche una variazione in altre regioni della distribuzione energetica
Già escluso anche dall’analisi di R90
Sommario del risultato Indipendente da Modelli di DAMA/NaI
• Presenza di modulazione su 7 cicli annuali a ~6.3s 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
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
Pertanto
rW;
incertezze nei modelli
distribuzione delle velocità e
Essi possono influire non solo
e nei confronti
sulle stime corollarie delle
suoi parametri;
regioni ottenute considerando
accoppiamento: SI, SD, misto SI&SD,
l’effetto positivo della
preferenzialmente anelastico
marcatura della modulazione
(PRD64(2001)043502,hep-ph/0402065), ...;
annuale, ma anche sui grafici
nuovi contributi alla diffusione nucleo-particelle di MO?
di esclusione
(vedi e.g. astro-ph/0309115 );
leggi di scala su sezioni d’urto;
parametri sperimentali
fattori di forma e parametri correlati;
(tipici di ciascun esperimento)
fattori di spin;
confronti nell’ambito di modelli
etc.
?
Diffusione elastica tra una particella di
Materia Oscura ed il nucleo
Sezione d’urto differenziale SI+SD:
gp,n(a p,n) accoppiamento efficace particella di
MO-nucleone
 ds 

ds
   ds  
(v,E R )  
dE R
 dER  SI  dE R  SD

2 2
2GF mN 
J 1
Zg

(A

Z
)g
F
(E
)

8
a p Sp  an Sn

n
SI
R
pv 2  p
J
2



2
<Sp,n> spin del nucleone
2
2
FSD
(ER ) F (ER) fattori di forma nucleari
 mWp massa ridotta particella di MO-nucleone
Sezione d’urto particella di MO–nucleo generalizzata:
s SI 
4
p
s SD 
GF2 m W2 pg2
32 3 2 2 2
G F mW pa
p 4
g: indipendente dal nucleo targhetta usato quando Z/A risulta
circa costante per i nuclei considerati
g
dove:
g p  gn
2
 g  gn  2Z  
 1  p
1 A  
g

g

p
n

a  a 2p  an2
Distribuzione energetica differenzaile:
dR
r
 NT W
dE R
mW
NT: numero di nuclei bersaglio
ds
r W mN
vmin (E R ) dER (v, ER )vf(v)dv  NT 2mW m2W p  (ER )  I(ER) f(v): distribuzione delle velocità delle

vmax
min
an
ap
v max

2
4 J 1

2
2
(ER )   A s SI FSI (E R ) 
s SD Sp cos  Sn sin  FSD2 (ER )


3 J
I(E R )  v
tg 
(E R )
f (v)
dv
v
v min 
mN ER
2mW2 N
minima velocità in grado
di produrre un rinculo di
energia ER
particelle di MO nel sistema di
riferimento della Terra
(dipende da ve)
ve=vsun+vorbcoswt
vmax: velocità massima delle particelle di
MO nel sistema di riferimento della
Terra
L’interazione particella di MO con interazione
preferenzialmente inelastica - nucleo: W + N  W* + N
1 2
2d
mv  d  v  vthr 
2
m
• D. Smith e N. Weiner (PRD64(2001)043502)
• Due stati di masa c+ , c- separati da un’energia d
Es. mW =100 GeV
mN
m
70
41
130
57
• Le condizioni cinematiche per la diffusione anelastica di c- sul
nucleo con massa mN diventano più stringenti al decrescere di mN
Distribuzione energetica differenziale per interazione SI:
2
vthr
ds GF2 mW2 N
2
2
2


Zg p  ( A  Z ) g n  FSI (q )  1  2
*
2
d
p
v
Sm/S0 maggiore
rispetto al caso della
diffusione elastica
gp,n accoppiamento efficace particella di MO-nucleone
d* angolo solido differenziale nel riferimento del c.m.
q2 = quadrato del 3-momento trasferito
Energia di rinculo del nucleo:
2mW2 Nv 2
ER 

mN
1
2
2
vthr
vthr

1

 cos  *
2
2
2v
v
2
2GF2 mN
ds
2

Zg

(
A

Z
)
g
FSI2 ( ER )
p
n
2
dER
pv


Distribuzione energetica differenziale:
r
dR
 NT W
dER
mW
vmax

vmin
ds
(v, ER )vf (v)dv
dER
vmin ( ER ) 
mN E R
2mW2 N
 m d
 1  W N 
 mN E R 
Esempio di differenti
Fattori di Forma per lo
127I disponibili in
letteratura
e
Ae
 ( qrn )2 / 5
Indipendente dallo
Spin
2 ( qrn )2
da Helm
 (1  A)e
1 ( qrn )2
Helm
distribuzione
sferica di
carica
• 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
e
 ( qrn )2 / 5
Dipendente dallo Spin
da Ressell et al.
2 ( qrn )2
Ae1 (qrn )  (1  A)e
2
“thin shell”
distribuzione
Smith et al.,
Astrop.Phys.6(1996) 87
Il Fattore di Spin
Fattore 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
tg 
an
ap
(0≤<p
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)
Fattore di Quenching
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
rapporto tra la risposta a rinculi nucleari e a elettroni di
uguale energia cinetica
Es. di differenti determinazioni di q per il Ge
Astrop. Phys.3(1995)361
• 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)
assumed 1 (see also
NIMA507(2003)643)
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) 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 )
• Grandezze necessarie:
 densità locale di MO r0 = rDM (R0 = 8.5 kpc)
 velocità locale
v0 = vrot (R0 = 8.5kpc)
 dist. delle velocità f (v )
• Intervalli permessi per r0 (GeV/cm3) calcolati
per v0=170,220,270 km/s, per ogni modello di
alone e tenendo in considerazione le condizioni
astrofisiche:
v0  (220  50)km  s 1
1 1010 M   M vis  6 1010 M 
0.8  v0  vrot (r  100kpc)  1.2  v0
Non ancora completamente esaustivi
Scenari dipendenti da modelli qui investigati
(molti altri in fase di investigazione)
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 c
• Incluse alcune delle incertezze
• Leggi di scale assunte: sSI proporzionale a m2A2; sSD proporzionale a
m22 J(J+1)
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 4s
dall’ipotesi nulla (assenza di modulazione) in ognuno dei molti (ma ancora un numero limitato dei
possibili) modelli qui considerati.
Le regioni permesse riportate tengono conto dell’ andamento temporale ed energetico
dei dati sperimentali
Per ogni modello la funzione di verosimiglianza richiede:
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.
Qualche esempio sugli studi corollari sulla
natura della possibile particella candidata:
(Riv. N.Cim. vol.26 n.1. (2003) 1-73, IJMPD13(2004)2127)
Caso generale:
Candidato con accoppiamento SI & 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 (xsSI, xsSD, θ, mW) per alcuni valori di θ
e di mW.
non esaustiva
+ altri scenari?
Candidato con accoppiamento SI dominante
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”
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
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
Gran parte dei volumi/regioni permesse
gia’ in questi modelli sono inesplorabili con
bersagli quali ad es. Ge, Si, Xe, CaWO
Candidato
con accoppiamento SD dominante
4
esempio di una sezione
p/4
(0≤<p
del
volume permesso nello
spazio (mW, xsSD,);.
interazione anelastica:
W + N  W* + N
esempio di sezioni del volume
tridimensionale permesso (mW , xsp , d)
Sm/S0 maggiore
e.g. Ge sfavorito]
Regioni sopra 200
GeV permesse per
bassa v0, per ogni
set di parametri e
nei modelli Evans’
logaritmico C2 corotante.
Esempio dell’effetto indotto da una componente SD nella
regione ottenuta per accoppiamento SI dominante.
• Esempio nel modello di alone: Evans’ logaritmico assisimmetrico C2
con v0 = 170 km/s, r0 max, set di parametri A
• Accoppiamento SD introdotto con  = 0
a) sSD = 0 pb;
c) sSD = 0.04 pb;
e) sSD = 0.06 pb;
b) sSD = 0.02 pb;
d) sSD = 0.05 pb;
f) sSD = 0.08 pb;
Un piccolo contributo SD  sposta
drasticamente le regioni nel piano
(mW, xsSI) verso valori inferiori di sezioni
d’urto SI (xsSI < 10-6 pb)
Effetto simile si ha per
qualunque altro modello
• 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/M20.5 (<);
(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:
... DAMA/NaI “escluso” da CDMS-II (o altri)?
OVVIAMENTE NO
Loro 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)
DAMA/NaI vs others
DAMA/NaI CDMS-II
Edelweiss-I Zeplin-I
Cresst-II
• Signature
annual modulation
none
none
none
none
• Targets
23Na, 127I
natGe
natGe
natXe
CaWO4
• Technique
widely known
poorly experienced
(known just by Edelweiss)
poorly experienced
(known just by CDMS)
liq/gas optical interface
(light collected from top)
poorly experienced
(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
(RivNCim 26 n1(2003)1-73) (astro-ph/0405033)
30.5 kg  day
(NDM03)
280 kg  day
(Moriond03)
20.5 kg x day
(astro-ph/0408006)
• Expt. depth
1400 m
1700 m
1100 m
1400 m
• Neutron shield
~1m of concrete + 10/40 cm 50 cm polyethylene
polyethylene/paraffin +
1.5 mm Cd
30 cm paraffin
---
none
• Energy threshold
2 keVee
(5.5 – 7.5 p.e./keV)
10 keVee
20 keVee
2 keVee (but: s/E=100%
12 keVee
and 1 p.e./keVee!!!; IDM02)
(2.5 p.e./keVee; Moriond03)
• Quenching factor
measured
assumed 1
assumed 1 (see also
NIMA507(2003)643)
measured
assumed 1
• Measured evt rate
in low energy range
~1 cpd/kg/keV
?? (claimed  > than CDMS-I ~ 104 events total
where ~60 cpd/kg/keV,
5
10 events)
~100 cpd/kg/keV (IDM02)
(??) 6 cpd/kg/keV
above 35 keVee
• Claimed evts after
rejection procedures
• Evts satisfying
the signature
in DAMA/NaI
• Expected number
of evts from
DAMA/NaI effect
modulation amplitude
integrated over the given
exposure some 103 evts
780 m
0 o 1
2 (claimed taken
in a noisy period!)
~20-50 cpd/kg/keV after
filtering (?) and ?? after PSD
(Moriond03, IDM02)
16
insensitive
insensitive
insensitive
insensitive
from few down to zero
depending on the model
frameworks
(and on quenching factor)
from few down to zero
depending on the model
framework
(and on quenching factor)
depends on the model
framework, also zero
from few down to zero
depending on the model
framework
(and on quenching factor)
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 all’annichilazione di particelle di MO nella Galassia
Dati di HEAT analizzati in
PRD65(2002)057701
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
candidata
Nei prossimi anni nuovi dati da DAMA/LIBRA e dalla ricerca indiretta: Agile, Glast, Ams2, Pamela, ...
Neutrino pesante di 4a famiglia
Scenario di Materia Oscura multi-componente consistente un
una componente sottodominante di neutrini pesanti ed una
componente dominante sterile
rloc,n
n
xloc 

;
rloc CDM
hep-ph/0411093
ξ loc
regione di DAMA/NaI
nei modelli considerati
n  CDM
per CDM  0.3
ξ locξ
best-fit del parametro di densità ζ dedotto dai
risultati di esperimenti di rivelazione indiretta
Includendo anche il
possibile effetto di
neutrino clumpiness
loc
regione di DAMA/NaI
nei modelli considerati
regione di DAMA/NaI
nei modelli considerati
Il nuovo apparato LIBRA di ~250 kg NaI(Tl)
(Large sodium Iodide Bulk for RAre processes)
dell’esperimento DAMA
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)
PMT +
Attacco chimico con
partitori
soluzione di HCl
super- e ultra-pura
dei panetti di Cu,
poi asciugati e
sigillati in N2 HP
stoccaggio dei nuovi
cristalli
Miglioramenti
dell’istallazione
e dell’ambiente
Gruppo dedicato al
lavaggio dei panetti al
lavoro in camera pulita
(tutte le operazioni eseguite con i cristalli e i PMT – comprese le foto - in atmosfera di N2 HP)
rivelatori durante l’installazione;
nel rivelatore centrale la nuova
schermatura di rame sagomata
DAMA/LIBRA è in presa dati da Marzo
che 2003
circonda la guida di luce (che
Installando I rivelatori di LIBRA
agisce come una finestra ottica) ed
assemblaggio di un rivelatore diIn attesa di una esposizione più grande
i PMT non è ancora applicata
di quella di DAMA/NaI
DAMA/ LIBRA
riempimento della scatola di Cu
con schermo ulteriore
chiusura della scatola di Cu
che contiene i rivelatori
veduta al termine
dell’installazione dei rivelatori
nella scatola di Cu
Un esempio della sensibilità di DAMA/LIBRA
Investigazione Model Independent
Investigazione Model Dependent
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.
Assunzioni:
• 1s 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.
• Regioni permesse calcolate simulando la risposta dei
~250kg NaI(Tl) ad un candidato con mW=60GeV, sSI=10-6
pb, sSD=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.
DAMA/LIBRA è in misura:
Il primo impulso di scintillazione
di alta energia di DAMA/LIBRA
A (V)
Tipica distribuzione delle
fluttuazioni della baseline
Tempo di decadimento
di impulsi di 241Am
s = 5 ns
s = 1.07 mV
t (ns)
Tipica distribuzione
del tempo di partenza
dell’impulso
(mV)
Calib. factor ( f )
Esempio di risoluzione
energetica
Stabilità del fattore di calibrazione
dopo più di 1 anno di presa dati di
DAMA/LIBRA
yield
s/E = 6.3%
yield
241Am
Rapporto ()
delle posizioni dei picch
(f -< f >)/< f >
( -<  >)/<  >
... Altre incertezze o modelli diversi?
Contributo allo scattering WIMP-nucleo proveniente dall’interazione con il pione virtuale :
“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
sAm2A2(1+eA)2
eA = 0
legge di scala “usuale”
eA  -1
possibile per alcuni nuclei...
+ possibili altre particelle, diversi F.F., ecc...
...lavoro per il futuro...
… altri scenari astrofisici?
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
Possibile presenze di caustiche
 flussi di particelle di Materia
Oscura
Flusso
Sole
K.Freese et al. astro-ph/0309279
Fu-Sin Ling et al. astro-ph/0405231
Scenari interessanti per DAMA
Effetto su |Sm/So|
rispetto al modello di alone
“usualmente” adottato?
Effetto sulla fase della
marcatura della
modulazione annuale?
Altri flussi di Materia Oscura da galassie satellite
alla Via Lattea possono passare vicno al Sole?
Simulazione per la Canis
Major: astro-ph/0311010
Posizione del Sole:
(-8,0,0) kpc
Può essere ipotizzato che le galassie a spirale come la Via Lattea si siano
formate catturando galassie satelliti vicine come Sgr, Canis Major, ecc…
.....molto probabile....
DAMA/LIBRA può studiare la struttura dell’alone oscuro
Fase del segnale di Modulazione Annuale
no streams φ = 152.5 d
2 giugno
C2 - Evans’log assisim.
V0=220km/s, Rc= 5kpc,
ρ0 max + 4% Sgr
A5 - NFW sferico isotropico
V0=220km/s, ρ0 max + 4% Sgr
DAMA/NaI:
t0 = (140 ± 22) d
sensibilità NaI @ 300000 kg·d
(ipotesi stesso valore medio misurato)
Altri tipi di streams ipotizzabili, vedi letteratura
+ effetti al secondo ordine (“solar wakes”)?
Conclusioni
 La presa dati con l’apparato di ~100kg di NaI(Tl) su 7
cicli annuali completata con successo (~ 1.1 x 105 kg·d)
evidenza indipendente da modelli a 6.3 s C.L. che
accredita la presenza di una componente particellare di
Materia Oscura nell’alone galattico
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
non esaustivo - altre possibilità allo studio
+ differenti leggi di scala?
+ differenti scenari?
+ differenti distribuzioni di particelle? contributi non termalizzati?
esistenza di flussi?
... e ancora
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
...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