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1 Astroparticle and Neutrino Physics Group Dipartimento di Fisica Teorica dell Università di Torino Istituto Nazionale Fisica Nucleare, Sezione di Torino Nicolao Fornengo Carlo Giunti Fiorenza Donato Stefano Scopel Alessandro Bottino 1. Particelle in cosmologia e astrofisica, materia ed energia oscura, Universo primordiale 2. Fisica ed astrofisica del neutrino

2 Densità di massa/energia nell Universo Osservazioni astronomiche indicano che ρ tot ρ crit h g cm 3 ( h 0.7) Ω Ω m Λ Ω ρ ρ ρm ρ ρ crit Λ ρ crit tot crit = Ω m + Ω Λ 1

3 Da cosa è costituita Ω m? materia visibile (materia che emette radiazione elettromagnetica) materia barionica (dalla nucleosintesi primordiale degli elementi leggeri) fondo di neutrini (da teoria del Big Bang, misure di oscillazioni dei ν, formazione di strutture Ω vis Ω b 0.05 cosmologiche) Ω La maggior parte della materia oscura è costituita da particelle non ancora identificate ν Una frazione di materia barionica è oscura

4 Particelle fossili particelle calde: relativistiche al tempo del disaccoppiamento dal plasma primordiale particelle fredde: non-relativistiche al tempo del disaccoppiamento dal plasma primordiale Formazione di strutture per avere le attuali strutture cosmologiche (galassie, ammassi di galassie) la maggior parte di Ω m deve essere costituita da materia oscura fredda (CDM) Ω Ω ν m 0.13, Ω CDM h 0.13

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7 Per essere considerata come candidato di materia oscura una particella deve: essere stabile (almeno sui tempi dell ordine dell età dell Universo) avere solo interazioni deboli (oltre a quelle gravitazionali) essersi disaccoppiata dal plasma primordiale in regime non relativistico (per dare luogo a corrette strutture cosmologiche)

8 Termine generico: Weakly Interacting Massive Particle NON esistono particelle di questo tipo nel Modello Standard delle particelle, ma solo in sue estensioni: neutrini pesanti, teorie supersimmetriche, assioni, teorie di stringa Uno dei candidati più interessanti è il neutralino () = particella di spin 1/2, neutra, auto-coniugata

9 Temi di ricerca del nostro gruppo nell ambito della materia oscura: distribuzioni di WIMP nell alone galattico fenomenologia dei modelli supersimmetrici e dei candidati susy di materia oscura proprietà cosmologiche del neutralino calcolo di segnali diretti e indiretti dovuti a neutralini propagazione e diffusione di particelle (raggi cosmici)

10 Misure dirette di WIMP misura di rinculo nucleare effetto di modulazione annuale possibile processo elementare nucleone q { h q } nucleone σ (nuclear) scalar 1 m 4 h in supersimmetria vi sono tre particelle di Higgs neutre { h, H pari per CP A dispari per CP

11 Misure indirette di WIMP γ,e + p, d esempio: f f = A (Higgs) f f σ ann 1 m 4 A

12 Modello MSSM usualmente, nell ipotesi di Grande Unificazione (GUT) per le masse dei gaugini m chargino GeV m m chargino 2 50 GeV nel nostro modello (no GUT) viene ottenuto il limite inferiore 6 GeV m dal limite cosmologico

13 Abbondanza fossile del neutralino Ω h < σ ann 39 v cm > int 2 < σ annv > int media termica del prodotto di σ ann velocità relativa, integrata dal tempo di disaccoppiamento al tempo attuale Vincolo cosmologico Ω h 2 < σ ( Ω ann v CDM > int h 2 ) max cm 2

14 Limite inferiore cosmologico su m Ω h 2 limite superiore per Ω CDM h 2 approssimazione analitica per (Ω h 2 ) minimo m 6 GeV m (GeV)

15 Limite inferiore cosmologico su m Ω h 2 limite superiore per Ω CDM h 2 approssimazione analitica scatter plot (esplorazione numerica dello spazio dei parametri) per (Ω h 2 ) minimo m 6 GeV m (GeV)

16 Numero di eventi attesi per rivelazione diretta: R ρ σ nucleo = ρ ξ σ tot nucleo dove: calcolata ξ ρ ρ tot = min1, ( Ω Ω CDM h h 2 2 ) min dai dati osservativi In caso di interazione coerente: σ nucleo A 2 σ (nucleon) scalar

17 Sezione d urto neutralino-nucleone nucleone Ω h 2 < Ω h

18 Sezione d urto neutralino-nucleone nucleone Modulazione DAMA Ω h 2 < Ω h

19 Sezione d urto neutralino-nucleone nucleone Limiti superiori da ricerche dirette Edelweiss CDMS Ω h 2 < Ω h

20 Light Neutralinos and WIMP Direct Searches, A. Bottino, F. Donato, N. Fornengo, S. Scopel, in pubblicazione su Phys. Rev. D (hep-ph/ ) Lower Bound on the Neutralino Mass from new data on CMB and Implications for Relic Neutralinos, A. Bottino, F. Donato, N. Fornengo, S. Scopel, Phys. Rev. D68 (2003) (hep-ph/ ) Light Relic Neutralinos, A. Bottino, N. Fornengo, S. Scopel, Phys.Rev.D67 (2003) (hep-ph/ )

21 Alcuni esempi di segnali indiretti

22 Flusso di antiprotoni Donato, Fornengo, Maurin, Salati and Taillet, astro-ph/ to appear in Phys. Rev. D valori di m flusso di antiprotoni da annichilazione di neutralini flusso di antiprotoni secondari (fondo)

23 Flusso di γ da annichilazione di neutralini: centro galattico

24 Flusso di γ da annichilazione di neutralini: centro galattico

25 Flusso di γ da annichilazione di neutralini: alte latitudini

26 Il nostro gruppo sta attualmente completando uno studio sistematico dei diversi segnali indiretti (gamma, antiprotoni, antideutoni, muoni dal basso, ) relativi a neutralini leggeri

27 DAMA: 7 anni di modulazione annuale ( kg giorno) Residui Spettro di potenza dei residui nell intervallo energetico (2-6) kev

28 A SIMPLE VIEW OF THE GALAXY #$ # % &'(! "α! δ β'