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Search for dark matter with the CRESST experiment [Elektronische Ressource] / Rafael Florian Lang

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Technische Universit¨at Munc¨ henMax-Planck-Institut fur¨ PhysikSearch for Dark Matterwith theCRESST ExperimentDissertation an der Fakult¨at fur¨ Physikder Technischen Universit¨at Munc¨ henvorgelegt vonRafael Florian LangTechnische Universit¨at Munc¨ henMax-Planck-Institut fur¨ Physik(Werner-Heisenberg-Institut)Search for Dark Matter withthe CRESST ExperimentRafael Florian LangVollst¨andiger Abdruck der von der Fakult¨at fur¨ Physik der TechnischenUniversit¨at Munc¨ hen zur Erlangung des akademischen Grades einesDoktors der Naturwissenschaftengenehmigten Dissertation.Vorsitzender: Univ.-Prof. Dr. Alejandro IbarraPruf¨ er der Dissertation:1. Univ.-Prof. Dr. Lothar Oberauer2. Hon.-Prof. Allen C. Caldwell, Ph.DDie Dissertation wurde am 28. Oktober 2008 bei der Technischen Univer-sit¨at Munc¨ hen eingereicht und durch die Fakult¨at fu¨r Physik am 4. Dezem-ber 2008 angenommen.AbstractIn recent years cosmology became a quantitative science, predicting largequantities of Dark Matter (chapter 1). Astrophysical measurements alsopoint toward such a dark component of our universe, being distributed onall scales from galaxy clusters to our own Milky Way (chapter 2). However,Dark Matter could so far not be observed directly (chapter 3).TheCRESSTExperimentaimsatthedetectionofDarkMatterparticleson a laboratory scale. To this end, scintillating crystals are equipped withsuperconducting thermometers and cooled to a few millkelvin only.

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Published 01 January 2008
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Technische Universit¨at Munc¨ hen
Max-Planck-Institut fur¨ Physik
Search for Dark Matter
with the
CRESST Experiment
Dissertation an der Fakult¨at fur¨ Physik
der Technischen Universit¨at Munc¨ hen
vorgelegt von
Rafael Florian LangTechnische Universit¨at Munc¨ hen
Max-Planck-Institut fur¨ Physik
(Werner-Heisenberg-Institut)
Search for Dark Matter with
the CRESST Experiment
Rafael Florian Lang
Vollst¨andiger Abdruck der von der Fakult¨at fur¨ Physik der Technischen
Universit¨at Munc¨ hen zur Erlangung des akademischen Grades eines
Doktors der Naturwissenschaften
genehmigten Dissertation.
Vorsitzender: Univ.-Prof. Dr. Alejandro Ibarra
Pruf¨ er der Dissertation:
1. Univ.-Prof. Dr. Lothar Oberauer
2. Hon.-Prof. Allen C. Caldwell, Ph.D
Die Dissertation wurde am 28. Oktober 2008 bei der Technischen Univer-
sit¨at Munc¨ hen eingereicht und durch die Fakult¨at fu¨r Physik am 4. Dezem-
ber 2008 angenommen.Abstract
In recent years cosmology became a quantitative science, predicting large
quantities of Dark Matter (chapter 1). Astrophysical measurements also
point toward such a dark component of our universe, being distributed on
all scales from galaxy clusters to our own Milky Way (chapter 2). However,
Dark Matter could so far not be observed directly (chapter 3).
TheCRESSTExperimentaimsatthedetectionofDarkMatterparticles
on a laboratory scale. To this end, scintillating crystals are equipped with
superconducting thermometers and cooled to a few millkelvin only. Hence
particles can be detected calorimetrically. Using the information given by
the scintillation allows to distinguish different kinds of particles, which in
turn allows to suppress common radioactive backgrounds (chapter 4).
This work deals with the analysis of data attained. As a start, the
employed methods are explained (chapter 5). Detailed investigations of the
recorded spectra below a few 100keV allow the identification of a variety of
background sources (chapter 6).
The energy dependence of the scintillation light yield is of much rele-
vance for the discrimination power of the experiment. For the first time a
scintillatornon-proportionalitywasshowntoexistinCRESSTdetectors, as
well as a differing behavior for electron and gamma events (chapter 7).
The possibility to use the light detectors themselves as an absorber in a
Dark Matter search is briefly examined (chapter 8). The analysis of data to
searchforDarkMatterisexhaustivelyreported. Employingnewparameters
allows to isolate classes of relevant backgrounds (chapter 9).
The calculation of a limit on the Dark Matter scattering cross section is
explained. An algorithm is developed that allows to make use of the data
in an optimal way. Moreover, a new method to combine data from differ-
ing detectors is presented. Finally, a limit on the coherent WIMP-nucleus
scattering cross section from data taken during 2007 is given (chapter 10).
5¨Uberblick
Die Kosmologie konnte sich in den letzten Jahren verstarkt¨ zu einer quanti-
tativenWissenschaftentwickelnundsagteinegroßeMengedersogenannten
Dunklen Materie voraus (Kapitel 1). Auch astrophysikalische Messungen
deutenaufgroßeMengeneinersolchendunklenKomponenteunseresUniver-
sums hin, auf Skalen von Galaxienhaufen bis zu unserer Milchstraße (Kapi-
tel 2). Allerdings entzieht sich die Dunkle Materie bislang jeder direkten
Beobachtung (Kapitel 3).
Mitdem CRESSTExperimentwirdversucht, TeilchenderDunklenMa-
terie im Labormaßstab nachzuweisen. Dazu werden szintillierende Kristalle
mit supraleitenden Thermometern versehen und auf wenige tausendstel
Kelvin abgeku¨hlt. Im Falle einer Wechselwirkung k¨onnen so Teilchen
kalorimetrisch nachgewiesen werden. Der Nachweis des Szintillationslichtes
erlaubt Ru¨ckschluss¨ e u¨ber die Teilchenart, was eine wesentliche Unter-
druc¨ kung allgemeiner radioaktiver Untergru¨nde erm¨oglicht (Kapitel 4).
Diese Arbeit besch¨aftigt sich mit der Auswertung der im Experiment
gewonnenen Daten. Die eingesetzte Methodik wird zun¨achst erlautert¨
(Kapitel 5). Ausfu¨hrliche Untersuchungen der gewonnenen Spektren im
Energiebereich unterhalb weniger 100keV erlauben die Identifizierung einer
Vielzahl verschiedener Quellen (Kapitel 6).
DieEnergieabhangigk¨ eitderLichtausbeuteistfu¨rdasDiskriminierungs-
potential von großer Bedeutung. In diesem Zusammenhang kann erstmals
eine nichtproportionale Energieabh¨angigkeit der Lichtausbeute ebenso wie
unterschiedliche Reaktionen auf Elektronen- und Gammaereignisse in den
CRESST Detektoren nachgewiesen werden (Kapitel 7).
Die M¨oglichkeit, die eingesetzten Lichtdetektoren selbst als Absorber
fu¨r die Dunkle Materie einzusetzen, wird kurz behandelt (Kapitel 8). Die
Verwertung der Daten zur Suche nach Dunkler Materie wird ausfuh¨ rlich
dargestellt. Dabei konn¨ en unter Einsatz neuer Parameter Klassen von rele-
vanten Untergru¨nden isoliert werden (Kapitel 9).
Die Berechnung einer oberen Schranke auf den Wirkungsquerschnitt der
Dunklen Materie wird ausfuh¨ rlich dargelegt. Insbesondere wird ein Algo-
rithmus entwickelt, mit welchem die gewonnenen Daten im Hinblick auf
Ihre Aussagekraft optimal verwertet werden k¨onnen. Desweiteren wird eine
Methode zur Kombination der Daten verschiedener Detektoren vorgestellt.
Schließlichwirdmitden2007gewonnenenDateneineobereSchrankefu¨rden
koh¨arenten WIMP-Nukleon Wirkungsquerschnitt angegeben (Kapitel 10).
6Contents
¨Abstract / Uberblick 5
I Dark Matter 13
1 Non-Baryonic Matter 15
1.1 The Friedman Universe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.1.1 An Introductory Comment . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.1.2 The Friedman-Lemaˆıtre-Robertson-Walker Metric . . 16
1.1.3 General Relativity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.1.4 Various Densities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
1.2 Nucleosynthesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
1.3 The Cosmic Microwave Background . . . . . . . . . . . . . . 19
1.4 Additional Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2 What and Where to Search 25
2.1 A Historical Perspective . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.2 Weakly Interacting Massive Particles . . . . . . . . . . . . . . 26
2.3 Galaxy Clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.4 The Local Group . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.5 Spiral Galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.6 The Milky Way . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.7 The Solar System . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
II Detection Experiments 37
3 Hunting Dark Matter 39
3.1 Collider Experiments . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3.2 Annihilation Searches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3.2.1 meV Photons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
3.2.2 511 keV Gammas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.2.3 Galactic GeV Gamma Rays . . . . . . . . . . . . . . . 42
3.2.4 Extragalactic GeV Gamma Rays . . . . . . . . . . . . 43
3.2.5 TeV Gamma Rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.2.6 Positrons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
78 Contents
3.2.7 Antiprotons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.2.8 Antideuterons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.2.9 Neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3.3 Direct Scattering . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.3.1 Astro- and Geophysical Constraints . . . . . . . . . . 47
3.3.2 Low Energies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.3.3 Low Rates . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.3.4 Interaction Modes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.3.5 Expected Recoil Spectrum . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.3.6 Signal Identification . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
3.4 Scattering Experiments . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.4.1 Ionization Detectors: Si/Ge . . . . . . . . . . . . . . . 58
3.4.2 Common Scintillators: NaI/CsI . . . . . . . . . . . . . 58
3.4.3 Cryogenic Ionization Detectors . . . . . . . . . . . . . 59
3.4.4 Liquid Noble Elements . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.4.5 Bubble Chambers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.4.6 Gaseous Detectors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
4 CRESST 63
4.1 Shielding . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
4.1.1 Muons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
4.1.2 Radon . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
4.1.3 Gammas and Electrons . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
4.1.4 Neutrons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
4.2 Layout of the Experiment . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
4.2.1 The Cryostat . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
4.2.2 Setup . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
4.2.3 Experimental Volume . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.3 CRESST Detectors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
4.3.1 Cryogenic Calorimeters . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
4.3.2 CRESST-I . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4.3.3 Scintillating Crystals . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.3.4 Light Detector . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
4.3.5 Detector Modules. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
4.3.6 Reflective Foil. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
4.3.7 Model of Pulse Formation . . . . . . . . . . . . . . . . 80
4.4 Data Taking . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
4.4.1 SQUID Based Readout . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
4.4.2 Data Acquisition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
4.4.3 Heater Pulses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
III Data Analysis 89
5 Detector Operation and Data Analysis 91
5.1 Detector Operation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
5.1.1 Transition Curve Measurement . . . . . . . . . . . . . 91Contents 9
5.1.2 Operating Point . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
5.1.3 Stability Control . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
5.2 Pulse Parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
5.2.1 Main Parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
5.2.2 Life Time . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
5.3 Pulse Height Evaluation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
5.3.1 Creating a Standard Event . . . . . . . . . . . . . . . 96
5.3.2 How Many Events to Include . . . . . . . . . . . . . . 97
5.3.3 The Truncated Fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
5.3.4 The Correlated Truncated Fit . . . . . . . . . . . . . . 99
5.4 Calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
5.4.1 Cobalt Calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
5.4.2 Calibration With Heater Pulses . . . . . . . . . . . . . 100
5.4.3 Time Variations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
5.4.4 Light Detectors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
5.4.5 Amplitude Cut . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
6 Spectral Features 105
6.1 Co-57 Calibration. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
6.1.1 The Plain Spectrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
6.1.2 Escape Peaks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
6.1.3 Coincident Events . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
6.2 Background Spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
6.2.1 Pb-210 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112
6.2.2 Ac-227 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
6.2.3 Pb-212 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116
6.2.4 Activated Tungsten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117
6.2.5 Ca-41 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120
6.2.6 Ca-45 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
6.2.7 Copper Fluorescence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
6.2.8 11.5 keV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
6.2.9 Lu-176 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
7 Quenching 127
7.1 Quenching . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
7.1.1 Quenching of Various Nuclei . . . . . . . . . . . . . . 127
7.1.2 Linearity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
7.2 Position Dependence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
7.3 Scintillator Non-Proportionality . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
7.3.1 The Model of Rooney and Valentine . . . . . . . . . . 133
7.3.2 Observed Non-Proportionality . . . . . . . . . . . . . 133
7.4 Gamma and Electron Quenching . . . . . . . . . . . . . . . . 135
7.4.1 Pb-210 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136
7.4.2 Ta-179 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138
7.4.3 W-181 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139
7.4.4 More Physics in Run 30 . . . . . . . . . . . . . . . . . 13910 Contents
8 Light Detector as Target 143
8.1 Low Energy Interactions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143
8.2 BE13 in Run 28. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144
8.2.1 Data Reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144
8.2.2 Energy Estimation and Resolution . . . . . . . . . . . 145
8.2.3 Observed Spectrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148
8.3 Calculating a Limit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150
8.3.1 Isothermal Milky Way Halo . . . . . . . . . . . . . . . 150
8.3.2 WIMPs in the Solar System . . . . . . . . . . . . . . . 152
9 Dark Matter Analysis 155
9.1 Blind Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 155
9.2 Cuts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
9.2.1 Pathological Pulses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
9.2.2 Stability Cut . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
9.2.3 Amplitude Cut . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161
9.2.4 Light Detector Cut . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161
9.2.5 Right-Minus-Left-Baseline Cut . . . . . . . . . . . . . 161
9.2.6 Quality of Fit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 164
9.2.7 Effect of the Cuts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 164
9.3 Unblinding . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170
9.3.1 Bowler Hats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171
9.4 Other Data Sets . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174
9.5 Discussion of Low Light Yield Events. . . . . . . . . . . . . . 175
9.5.1 External Neutrons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175
9.5.2 Other Modules . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177
9.5.3 Muon Induced Events . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177
9.5.4 Alpha Decays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 178
9.5.5 Cracks in the Crystals . . . . . . . . . . . . . . . . . . 178
9.5.6 Thermal Relaxations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 178
9.5.7 WIMPs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 179
9.6 Phonon Detector Resolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 179
9.7 Light Detector Resolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182
9.7.1 Excess Light Events . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183
9.7.2 Determination of the Resolution . . . . . . . . . . . . 185
9.7.3 Validating the Method with Simulation . . . . . . . . 189
9.8 Po-210 Surface Events . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192
9.8.1 Po-210 in Run 27 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 192
9.8.2 Po-210 in Run 30 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193
10 Calculating Limits 197
10.1 Nuclear Recoil Band . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 197
10.2 Energy Dependent Acceptance . . . . . . . . . . . . . . . . . 199
10.2.1 The Objective Function . . . . . . . . . . . . . . . . . 199
10.2.2 Varying the Acceptance Region . . . . . . . . . . . . . 201
10.2.3 New Frontiers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 202