Slabě interagující masivní částice

Přímá detekce se vztahuje k pozorování účinků WIMP-jádro kolize jako temné hmoty prochází přes detektor v Pozemské laboratoři.Zatímco většina SLABOCH modely naznačují, že dostatečně velký počet Měkoty musí být zachyceny ve velkých nebeských těles pro nepřímé detekce pokusů uspět, je stále možné, že tyto modely jsou buď nesprávné, nebo jen vysvětlit část temné hmoty, jev. Takže i při několika experimentech věnovaných poskytování nepřímých důkazů o existenci studené temné hmoty jsou přímá detekční měření také nezbytná pro zpevnění teorie WIMPs.

i když většina Měkoty potýká Slunce nebo Země se očekává, že projít bez jakéhokoliv efektu, to je doufal, že velké množství temné hmoty Měkoty přejezd dostatečně velký detektor bude komunikovat dost často k vidění—alespoň pár akcí ročně. Obecnou strategií současných pokusů o detekci Wimp je najít velmi citlivé systémy, které lze rozšířit až na velké objemy. Vyplývá to z poznatků získaných z historie objevu a (nyní) rutinní detekce neutrina.

obr. 1. CDMS parametr prostor vyloučeny od roku 2004. DAMA výsledek se nachází v zelené oblasti a je zakázáno.

Experimentální techniquesEdit

Kryogenní krystalové detektory – technika používá Kryogenní Dark Matter Search (CDMS) detektor na Soudanské ten Můj se opírá o několik velmi chladné germaniové a křemíkové krystaly. Krystaly (každý o velikosti hokejového puku)se ochladí na asi 50 mK. Vrstva kovu (hliník a wolfram) na povrchu se používá k detekci WIMP procházející krystalem. Tento návrh doufá, že detekuje vibrace v krystalové matrici generované atomem, který je „kopnut“ WIMP. Senzory přechodové hrany wolframu (TES) jsou drženy na kritické teplotě, takže jsou v supravodivém stavu. Velké krystalové vibrace generují teplo v kovu a jsou detekovatelné kvůli změně odporu. Cresst, CoGeNT, a EDELWEISS spustit podobné nastavení.

Scintilátory vzácných plynů-dalším způsobem detekce atomů „sražených“ WIMP je použití scintilačního materiálu, takže světelné impulsy jsou generovány pohybujícím se atomem a detekovány, často s PMTs. Experimenty jako DEAP na SNOLAB a DarkSide na přístroji LNGS velmi velká cílová hmotnost kapalného argonu pro citlivé vyhledávání WIMP. ZEPLIN, a XENON používá xenonové vyloučit Měkoty na vyšší citlivost, s nejpřísnější limity na data poskytována XENON1T detektor, využívající 3,5 tuny kapalného xenonu. Ještě větší multi-ton xenonu detektory byly schváleny pro konstrukce z XENONOVÉ, LUX-ZEPLIN a PandaX spolupráce.

krystalové scintilátory-místo kapalného vzácného plynu je v zásadě jednodušším přístupem použití scintilačního krystalu, jako je Nai (Tl). Tento přístup využívá experiment DAMA / LIBRA, který pozoroval prstencovou modulaci signálu v souladu s detekcí WIMP (Viz § nedávné limity). Několik experimentů se pokouší tyto výsledky replikovat, včetně ANAIS a DM-Ice, který kóduje krystaly Nai pomocí detektoru IceCube na jižním pólu. KIMS se blíží ke stejnému problému pomocí CsI (Tl) jako scintilátoru. KOSINUS-100 spolupráce (sloučení KIMS a DM-Led skupin) publikoval své výsledky na replikaci DAMA/LIBRA signál v prosinci 2018 v časopise Nature; jejich závěr byl, že „tento výsledek vylučuje WIMP–nukleonové interakce jako příčina roční modulace pozorovány DAMA spolupráci“.

Bubble chambers-experiment PICASSO (projekt v Kanadě k hledání Supersymetrických objektů) je přímý experiment hledání temné hmoty, který se nachází v SNOLABU v Kanadě. Jako aktivní hmotu používá detektory bublin s freonem. PICASSO je převážně citlivý na spin-dependentní interakce Wimp s atomy fluoru ve freonu. COUPP, podobný experiment s použitím trifluoroiodomethanu (CF3I), publikoval limity pro hmotnost nad 20 GeV v roce 2011. Oba experimenty se v roce 2012 sloučily do PICO collaboration.

detektor bublin je zařízení citlivé na záření, které používá malé kapičky přehřáté kapaliny, které jsou suspendovány v gelové matrici. Používá princip bublinkové komory, ale, protože pouze malé kapičky může podstoupit fázový přechod v době, detektor může zůstat aktivní po mnohem delší dobu. Když je v kapičce ionizujícím zářením uloženo dostatečné množství energie, přehřátá kapička se stává plynovou bublinou. Vývoj bublin je doprovázen akustickou rázovou vlnou, která je zachycena piezoelektrickými senzory. Hlavní výhodou techniky detektoru bublin je to, že detektor je téměř necitlivý na záření pozadí. Citlivost detektoru lze nastavit změnou teploty, obvykle provozované mezi 15 °C a 55 °C. v Evropě existuje další podobný experiment s použitím této techniky nazvaný SIMPLE.

PICASSO zprávy, výsledky (listopad 2009) pro spin-závislý SLABOCH interakce na 19F, pro masy 24 Gev nové přísné limity byly získány na spin-závislé na průřezu 13.9 pb (90% CL). Získané limity omezují nedávné interpretace ročního modulačního efektu DAMA/LIBRA z hlediska interakcí závislých na spinu.

PICO je rozšíření koncepce plánované v roce 2015.

další typy Detektorových projekčních komor (Tpc) naplněných nízkotlakými plyny jsou studovány pro detekci WIMP. Směrová identifikace zpětného rázu ze spolupráce drah (DRIFT) se pokouší využít předpokládanou směrovost signálu WIMP. DRIFT používá sirouhlíkem cíl, který umožňuje SLABOCH odvrací cestovat několik milimetrů, takže stopy nabitých částic. Tato nabitá dráha je unášena do odečtové roviny MWPC, která umožňuje její rekonstrukci ve třech rozměrech a určení směru původu. DMTPC je podobný experiment s plynem CF4.

Poslední omezeníeditovat

obr. 2: graf ukazující prostor parametrů hmoty částic temné hmoty a průřez interakcí s nukleony. Limity LUX a SuperCDMS vylučují prostor parametrů nad označenými křivkami. Oblasti CoGeNT a CRESST-II označují oblasti, o nichž se dříve předpokládalo, že odpovídají signálům temné hmoty, ale které byly později vysvětleny světskými zdroji. Data DAMA a CDMS-Si zůstávají nevysvětlitelná a tyto oblasti označují preferovaný prostor parametrů, pokud jsou tyto anomálie způsobeny temnou hmotou.

v současné době Existuje bez potvrzen detekce temné hmoty od přímé detekce pokusů, s nejsilnější vyloučení, omezení přicházející od LUX a SuperCDMS experimenty, jak je znázorněno na obrázku 2.S 370 kilogramy xenonového Luxu je citlivější než XENON nebo CDMS. První výsledky z října 2013 uvádějí, že nebyly pozorovány žádné signály, což zřejmě vyvrací výsledky získané z méně citlivých přístrojů. a to se potvrdilo po skončení finálního běhu dat v květnu 2016.

Historicky, tam byly čtyři anomální sady dat z různých přímé detekce pokusů, z nichž dva již byly vysvětleny na pozadí (CoGeNT a CRESST-II), a dvě, které zůstávají nevysvětlené (DAMA/LIBRA a CDMS-Si). V únoru 2010 vědci z CDMS oznámili, že pozorovali dvě události, které mohly být způsobeny kolizemi WIMP-nucleus.

CoGeNT, menší detektor využívající jediný germanium puk, určený k snímání WIMPs s menšími hmotami, hlásil stovky detekčních událostí za 56 dní. Pozorovali roční modulaci rychlosti událostí, která by mohla naznačovat světlou temnou hmotu. Původ temné hmoty pro přesvědčivé události však byly vyvráceny novějšími analýzami, ve prospěch vysvětlení, pokud jde o pozadí povrchových událostí.

roční modulace je jedním z předpokládaných podpisů signálu WIMP a na tomto základě spolupráce DAMA požadovala pozitivní detekci. Jiné skupiny však tento výsledek nepotvrdily. Data CDMS zveřejněná v květnu 2004 vylučují celou oblast signálu DAMA vzhledem k určitým standardním předpokladům o vlastnostech WIMPs a halo temné hmoty, a to bylo následováno mnoha dalšími experimenty (viz obr. 2, vpravo).

KOSINUS-100 spolupráce (sloučení KIMS a DM-Led skupin) publikoval své výsledky na replikaci DAMA/LIBRA signál v prosinci 2018 v časopise Nature; jejich závěr byl, že „tento výsledek vylučuje WIMP–nukleonové interakce jako příčina roční modulace pozorovány DAMA spolupráci“.

budoucnost přímé detectionEdit

2020-deset let by měl vidět vznik několika multi-tunu hmoty přímé detekce experimenty, které bude sonda WIMP-jádro průřezu řádově menší, než současný stav-of-the-art citlivost. Příklady takových příští generace experimenty jsou LUX-ZEPLIN (LZ) a XENONnT, které jsou multi-t xenonu experimenty, následované DARWIN, další navrhované xenonu přímé detekce experimentovat 50–100 tun.

takové vícetunové experimenty budou také čelit novému pozadí ve formě neutrin, což omezí jejich schopnost zkoumat prostor parametru WIMP za určitým bodem, známým jako neutrino podlaha. Ačkoli jeho název může znamenat tvrdý limit, podlaha neutrin představuje oblast parametru, za kterou se experimentální citlivost může v nejlepším případě zlepšit jako druhá odmocnina expozice(produkt hmotnosti detektoru a doby běhu). Pro SLABOCH hmotností pod 10 GeV dominantním zdrojem neutrin pozadí je od Slunce, zatímco pro vyšší hmotnosti pozadí obsahuje příspěvky z atmosférických neutrin a difúzní supernova neutrinové pozadí.