Particules massives en interaction faible
La détection directe fait référence à l’observation des effets d’une collision WIMP-noyau lorsque la matière noire traverse un détecteur dans un laboratoire terrestre.Alors que la plupart des modèles de MAUVIETTES indiquent qu’un nombre suffisant de mauviettes doivent être capturées dans de grands corps célestes pour que les expériences de détection indirecte réussissent, il reste possible que ces modèles soient incorrects ou n’expliquent qu’une partie du phénomène de la matière noire. Ainsi, même avec les multiples expériences dédiées à fournir des preuves indirectes de l’existence de matière noire froide, des mesures de détection directe sont également nécessaires pour solidifier la théorie des mauviettes.
Bien que la plupart des mauviettes rencontrant le Soleil ou la Terre devraient passer sans aucun effet, on espère qu’un grand nombre de mauviettes de matière noire traversant un détecteur suffisamment grand interagiront assez souvent pour être vues — au moins quelques événements par an. La stratégie générale des tentatives actuelles de détection des mauviettes consiste à trouver des systèmes très sensibles pouvant être étendus à de grands volumes. Cela fait suite aux leçons tirées de l’histoire de la découverte et (maintenant) de la détection de routine du neutrino.
Techniques expérimentalesmodifier
Détecteurs à cristaux cryogéniques – Une technique utilisée par le détecteur de Recherche de Matière Noire cryogénique (CDMS) de la mine du Soudan repose sur de multiples cristaux de germanium et de silicium très froids. Les cristaux (chacun de la taille d’une rondelle de hockey) sont refroidis à environ 50 mK. Une couche de métal (aluminium et tungstène) sur les surfaces est utilisée pour détecter une MAUVIETTE traversant le cristal. Cette conception espère détecter les vibrations dans la matrice cristalline générées par un atome « frappé » par une MAUVIETTE. Les capteurs de bord de transition en tungstène (TES) sont maintenus à la température critique de sorte qu’ils sont à l’état supraconducteur. De grandes vibrations cristallines généreront de la chaleur dans le métal et sont détectables en raison d’un changement de résistance. CRESST, CoGeNT et EDELWEISS exécutent des configurations similaires.
Scintillateurs à gaz noble – Une autre façon de détecter les atomes « renversés » par une MAUVIETTE consiste à utiliser un matériau scintillant, de sorte que des impulsions lumineuses sont générées par l’atome en mouvement et détectées, souvent avec des PMT. Des expériences telles que DEAP à SNOLAB et DarkSide à l’instrument LNGS une masse cible très importante d’argon liquide pour les recherches de WIMP sensibles. ZEPLIN et XENON ont utilisé du xénon pour exclure les WIMPs à une sensibilité plus élevée, avec les limites les plus strictes à ce jour fournies par le détecteur XENON1T, utilisant 3,5 tonnes de xénon liquide. Des détecteurs de xénon liquide de plusieurs tonnes encore plus grands ont été approuvés pour la construction des collaborations XENON, LUX-ZEPLIN et PandaX.
Scintillateurs à cristaux – Au lieu d’un gaz noble liquide, une approche en principe plus simple consiste à utiliser un cristal scintillant tel que NaI (Tl). Cette approche est adoptée par DAMA/LIBRA, une expérience qui a observé une modulation annulaire du signal compatible avec la détection de WIMP (voir § Limites récentes). Plusieurs expériences tentent de reproduire ces résultats, y compris ANAIS et DM-Ice, qui utilise des cristaux de NaI avec le détecteur IceCube au Pôle Sud. KIMS aborde le même problème en utilisant CsI (Tl) comme scintillateur. La collaboration COSINUS-100 (une fusion de groupes KIMS et DM-Ice) a publié ses résultats sur la réplication du signal DAMA / BALANCE en décembre 2018 dans la revue Nature; leur conclusion était que « ce résultat exclut les interactions WIMP-nucléon comme cause de la modulation annuelle observée par la collaboration DAMA ».
Chambres à bulles – L’expérience PICASSO (Project In Canada to Search for Supersymmetric Objects) est une expérience de recherche directe de matière noire située à SNOLAB au Canada. Il utilise des détecteurs de bulles avec du fréon comme masse active. PICASSO est principalement sensible aux interactions dépendantes du spin des mauviettes avec les atomes de fluor dans le fréon. COUPP, une expérience similaire utilisant le trifluoroiodométhane (CF3I), a publié des limites pour une masse supérieure à 20 GeV en 2011. Les deux expériences ont fusionné dans la collaboration PICO en 2012.
Un détecteur de bulles est un dispositif sensible au rayonnement qui utilise de petites gouttelettes de liquide surchauffé qui sont en suspension dans une matrice de gel. Il utilise le principe d’une chambre à bulles mais, comme seules les petites gouttelettes peuvent subir une transition de phase à la fois, le détecteur peut rester actif pendant des périodes beaucoup plus longues. Lorsque suffisamment d’énergie est déposée dans une gouttelette par rayonnement ionisant, la gouttelette surchauffée devient une bulle de gaz. Le développement de la bulle s’accompagne d’une onde de choc acoustique captée par des capteurs piézo-électriques. Le principal avantage de la technique du détecteur de bulles est que le détecteur est presque insensible au rayonnement de fond. La sensibilité du détecteur peut être ajustée en changeant la température, typiquement opérée entre 15 °C et 55 °C. Il existe une autre expérience similaire utilisant cette technique en Europe appelée SIMPLE.
PICASSO rapporte des résultats (novembre 2009) pour les interactions WIMP dépendantes du spin sur 19F, pour des masses de 24 Gev, de nouvelles limites strictes ont été obtenues sur la section transversale dépendante du spin de 13,9 pb (90% CL). Les limites obtenues limitent les interprétations récentes de l’effet de modulation annuelle DAMA / BALANCE en termes d’interactions dépendantes du spin.
PICO est une extension du concept prévue en 2015.
D’autres types de chambres de projection temporelle (TPC) remplies de gaz à basse pression sont à l’étude pour la détection de WIMP. La collaboration d’Identification de Recul directionnel à Partir de Pistes (DÉRIVE) tente d’utiliser la directivité prédite du signal WIMP. La DÉRIVE utilise une cible de disulfure de carbone, qui permet à WIMP de reculer de plusieurs millimètres, laissant une trace de particules chargées. Cette piste chargée dérive vers un plan de lecture MWPC qui permet de la reconstruire en trois dimensions et de déterminer la direction d’origine. DMTPC est une expérience similaire avec le gaz CF4.
Limites récentesmodifier
Il n’y a actuellement aucune détection confirmée de matière noire à partir d’expériences de détection directe, les limites d’exclusion les plus fortes provenant des expériences LUX et SuperCDMS, comme le montre la figure 2.Avec 370 kilogrammes de xénon, le LUX est plus sensible que le XÉNON ou les CDMS. Les premiers résultats d’octobre 2013 indiquent qu’aucun signal n’a été observé, semblant réfuter les résultats obtenus à partir d’instruments moins sensibles. et cela a été confirmé après la fin de l’exécution finale des données en mai 2016.
Historiquement, il y a eu quatre ensembles anormaux de données provenant de différentes expériences de détection directe, dont deux ont maintenant été expliqués avec des arrière-plans (CoGeNT et CRESST-II), et deux qui restent inexpliqués (DAMA / BALANCE et CDMS-Si). En février 2010, des chercheurs du CDMS ont annoncé avoir observé deux événements qui pourraient avoir été causés par des collisions WIMP-noyau.
CoGeNT, un détecteur plus petit utilisant une seule rondelle de germanium, conçu pour détecter les mauviettes avec des masses plus petites, a rapporté des centaines d’événements de détection en 56 jours. Ils ont observé une modulation annuelle du taux d’événements qui pourrait indiquer une matière noire claire. Cependant, une origine de matière noire pour les événements probants a été réfutée par des analyses plus récentes, au profit d’une explication en termes de fond d’événements de surface.
La modulation annuelle est l’une des signatures prédites d’un signal WIMP, et sur cette base la collaboration DAMA a revendiqué une détection positive. D’autres groupes, cependant, n’ont pas confirmé ce résultat. Les données CDMS rendues publiques en mai 2004 excluent toute la région du signal DAMA compte tenu de certaines hypothèses standard sur les propriétés des mauviettes et du halo de matière noire, et cela a été suivi par de nombreuses autres expériences (voir Figure 2, à droite).
La collaboration COSINUS-100 (une fusion de groupes KIMS et DM-Ice) a publié ses résultats sur la réplication du signal DAMA / BALANCE en décembre 2018 dans la revue Nature; leur conclusion était que « ce résultat exclut les interactions WIMP-nucléon comme cause de la modulation annuelle observée par la collaboration DAMA ».
L’avenir de la détection directedit
La décennie 2020 devrait voir l’émergence de plusieurs expériences de détection directe de masse de plusieurs tonnes, qui sonderont des sections transversales du noyau WIMP inférieures à la sensibilité actuelle de pointe. Des exemples de telles expériences de nouvelle génération sont LUX-ZEPLIN (LZ) et XENONnT, qui sont des expériences de xénon liquide de plusieurs tonnes, suivies de DARWIN, une autre expérience de détection directe de xénon liquide proposée de 50 à 100 tonnes.
De telles expériences de plusieurs tonnes seront également confrontées à un nouveau contexte sous la forme de neutrinos, ce qui limitera leur capacité à sonder l’espace des paramètres WIMP au-delà d’un certain point, connu sous le nom de plancher de neutrinos. Cependant, bien que son nom puisse impliquer une limite dure, le plancher de neutrinos représente la région de l’espace des paramètres au-delà de laquelle la sensibilité expérimentale ne peut s’améliorer au mieux que comme la racine carrée de l’exposition (le produit de la masse du détecteur et du temps de fonctionnement). Pour les masses de WIMP inférieures à 10 GeV, la source dominante de fond de neutrinos provient du Soleil, tandis que pour les masses plus élevées, le fond contient des contributions des neutrinos atmosphériques et du fond diffus de neutrinos de supernova.