Svakt samvirkende massive partikler
Direkte deteksjon refererer til observasjon av effektene AV EN WIMP-kjernekollisjon når den mørke materien passerer gjennom en detektor i Et Jordlaboratorium.Mens DE FLESTE WIMP-modeller indikerer at et stort nok antall WIMPs må fanges i store himmellegemer for indirekte deteksjonseksperimenter for å lykkes, er det fortsatt mulig at disse modellene enten er feil eller bare forklarer en del av mørk materie fenomenet. Således, selv med flere eksperimenter dedikert til å gi indirekte bevis for eksistensen av kaldt mørkt materiale, er direkte deteksjonsmålinger også nødvendige for å størkne Teorien om WIMPs.
selv om de Fleste WIMPs møter Solen eller Jorden forventes å passere uten noen effekt, er det håpet at et stort antall mørk materie WIMPs krysser en tilstrekkelig stor detektor vil samhandle ofte nok til å bli sett—minst noen hendelser per år. Den generelle strategien for dagens forsøk på å oppdage WIMPs er å finne svært følsomme systemer som kan skaleres opp til store mengder. Dette følger erfaringene fra oppdagelsens historie og (nå) rutinemessig deteksjon av neutrino.
Kryogene krystalldetektorer – en teknikk som Brukes av CDMS-detektoren (Cryogenic Dark Matter Search) ved Soudan-Gruven, er avhengig av flere svært kalde germanium-og silisiumkrystaller. Krystallene (hver omtrent på størrelse med en hockeypuck) avkjøles til ca 50 mK. Et lag av metall (aluminium og wolfram) på overflatene brukes til å oppdage EN WIMP som passerer gjennom krystallet. Dette designet håper å oppdage vibrasjoner i krystallmatrisen generert av et atom som blir «sparket» av EN WIMP. Wolfram transition edge sensors (tes) holdes ved kritisk temperatur, slik at de er i superledende tilstand. Store krystallvibrasjoner vil generere varme i metallet og kan påvises på grunn av endring i motstand. CRESST, COGENT og EDELWEISS kjører lignende oppsett.
Edelgassscintillatorer – En annen måte å oppdage atomer «banket om» av EN WIMP er å bruke scintillating materiale, slik at lyspulser genereres av det bevegelige atom og oppdages, ofte med PMTs. Eksperimenter SOM DEAP PÅ SNOLAB og DarkSide PÅ lngs instrument en meget stor målmasse av flytende argon for sensitive WIMP søk. ZEPLIN og XENON brukte xenon til å utelukke WIMPs ved høyere følsomhet, med DE strengeste grensene til dags dato gitt AV XENON1T-detektoren, og brukte 3,5 tonn flytende xenon. Enda større multi-ton flytende xenon detektorer er godkjent for bygging FRA XENON, LUX-ZEPLIN og PandaX samarbeid.
Krystallscintillatorer – I stedet for en flytende edelgass, er en i prinsippet enklere tilnærming bruken av en scintillerende krystall som NaI(Tl). DENNE tilnærmingen er tatt AV DAMA / LIBRA, et eksperiment som observerte en ringformet modulering av signalet i samsvar med WIMP-deteksjon (se § Siste Grenser). Flere eksperimenter forsøker å gjenskape disse resultatene, inkludert ANAIS og DM-Ice, som kodeployerer NaI-krystaller med IceCube-detektoren På Sørpolen. KIMS nærmer seg det samme problemet ved Å bruke CsI (Tl) som en scintillator. COSINUS-100-samarbeidet (en sammenslåing AV KIMS og DM-Ice-grupper) publiserte sine resultater om replikering AV DAMA / LIBRA-signalet i desember 2018 i tidsskriftet Nature; deres konklusjon var at «dette resultatet utelukker WIMP-nukleon-interaksjoner som årsaken til den årlige moduleringen observert av DAMA-samarbeidet».
Bubble chambers – the PICASSO (Prosjekt I Canada For Å Søke Etter Supersymmetriske Objekter) eksperiment er en direkte mørk materie søk eksperiment som ligger PÅ SNOLAB I Canada. Den bruker boble detektorer Med Freon som aktiv masse. PICASSO er overveiende følsom for spin-avhengige interaksjoner Av WIMPs med fluoratomer i Freon. KUPP, et lignende eksperiment med trifluoroiodometan(CF3I), publiserte grenser for masse over 20 GeV i 2011. De to eksperimentene ble slått sammen til pico collaboration i 2012.
en bobledetektor er en strålingsfølsom enhet som bruker små dråper overopphetet væske som er suspendert i en gelmatrise. Den bruker prinsippet om et boblekammer, men siden bare de små dråpene kan gjennomgå en faseovergang om gangen, kan detektoren holde seg aktiv i mye lengre perioder. Når nok energi avsettes i en dråpe ved ioniserende stråling, blir den overopphetede dråpen en gassboble. Bobleutviklingen er ledsaget av en akustisk sjokkbølge som hentes av piezo-elektriske sensorer. Den største fordelen med bobledetektorteknikken er at detektoren er nesten ufølsom for bakgrunnsstråling. Detektorfølsomheten kan justeres ved å endre temperaturen, vanligvis operert mellom 15 °C og 55 °C. DET er et annet lignende eksperiment som bruker DENNE teknikken i Europa, KALT SIMPLE.
PICASSO rapporterer resultater (November 2009) for spin-avhengige WIMP interaksjoner PÅ 19F, for masser av 24 Gev nye strenge grenser er oppnådd på spin-avhengige tverrsnitt av 13.9 pb (90% CL). De oppnådde grensene begrenser nyere tolkninger av DAMA/LIBRA årlige moduleringseffekt når det gjelder spinnavhengige interaksjoner.
PICO er en utvidelse av konseptet planlagt i 2015.
Andre typer detektor – tidsprojeksjonskamre (TPCs) fylt med lavtrykksgasser blir studert for WIMP-deteksjon. Directional Recoil Identification From Tracks (DRIFT) – samarbeidet forsøker å utnytte DEN forventede retningen TIL WIMP-signalet. DRIFT bruker et karbondisulfidmål, som gjør AT WIMP-rekyler kan reise flere millimeter, og etterlater et spor av ladede partikler. Dette ladede sporet drives til ET MWPC-avlesningsplan som gjør at det kan rekonstrueres i tre dimensjoner og bestemme opprinnelsesretningen. DMTPC er et lignende eksperiment MED CF4 gass.
nylige begrensningerrediger
det er for tiden ingen bekreftede påvisninger av mørk materie fra direkte deteksjonseksperimenter, med de sterkeste ekskluderingsgrensene som kommer fra lux-og SuperCDMS-eksperimentene, som vist i figur 2.Med 370 kilo xenon LUX er mer følsom ENN XENON eller CDMS. De første resultatene fra oktober 2013 rapporterer at ingen signaler ble sett, noe som ser ut til å motbevise resultater oppnådd fra mindre følsomme instrumenter. og dette ble bekreftet etter at den endelige datakjøringen ble avsluttet I Mai 2016.
Historisk har det vært fire uregelmessige sett med data fra forskjellige direkte deteksjonseksperimenter, hvorav to har nå blitt forklart med bakgrunn (CoGeNT og CRESST-II), og to som forblir uforklarlige (DAMA/LIBRA og CDMS-Si). I februar 2010 annonserte FORSKERE VED CDMS at de hadde observert to hendelser som kan ha vært forårsaket AV WIMP-kjernekollisjoner.
CoGeNT, en mindre detektor som bruker en enkelt germanium puck, designet for å fornemme WIMPs med mindre masser, rapporterte hundrevis av deteksjonshendelser på 56 dager. De observerte en årlig modulasjon i tilfelle rate som kan indikere lys mørk materie. Men en mørk materie opprinnelse For Overbevisende hendelser har blitt tilbakevist av nyere analyser, i favør av en forklaring i form av en bakgrunn fra overflaten hendelser.
Årlig modulering er en av de forutsagte signaturene til ET WIMP-signal, og PÅ dette grunnlaget HAR DAMA-samarbeidet hevdet en positiv deteksjon. Andre grupper har imidlertid ikke bekreftet dette resultatet. CDMS-dataene som ble offentliggjort I Mai 2004, utelukker hele DAMA-signalregionen gitt visse standardforutsetninger om Egenskapene Til WIMPs og dark matter halo, og dette har blitt fulgt av mange andre eksperimenter (Se Figur 2, til høyre).
COSINUS-100-samarbeidet (en sammenslåing av KIMS og DM-Ice-grupper) publiserte sine resultater om replikering AV DAMA / LIBRA-signalet i desember 2018 i tidsskriftet Nature; deres konklusjon var at «dette resultatet utelukker WIMP-nukleon-interaksjoner som årsaken til den årlige moduleringen observert av DAMA-samarbeidet».
fremtiden for direkte detectionEdit
2020-tiåret bør se fremveksten av flere multi-tonn masse direkte deteksjon eksperimenter, som vil undersøke WIMP-kjernen tverrsnitt størrelsesordener mindre enn dagens state-of-the-art følsomhet. Eksempler på slike neste generasjons eksperimenter ER LUX-ZEPLIN (Lz) Og XENONnT, som er multi-tonn flytende xenon eksperimenter, etterfulgt av DARWIN, et annet foreslått flytende xenon direkte deteksjon eksperiment på 50-100 tonn.
slike multi-tonn eksperimenter vil også møte en ny bakgrunn i form av nøytriner, noe som vil begrense deres evne til å undersøke WIMP-parameterrommet utover et bestemt punkt, kjent som neutrino-gulvet. Selv om navnet kan innebære en hard grense, representerer nøytrinogulvet området for parameterrommet utover hvilken eksperimentell følsomhet bare kan forbedres i beste fall som kvadratroten av eksponering (produktet av detektormasse og kjøretid). FOR WIMP-masser under 10 GeV er den dominerende kilden til nøytrinobakgrunn fra Solen, mens for høyere masser inneholder bakgrunnen bidrag fra atmosfæriske nøytriner og den diffuse supernova-nøytrinobakgrunnen.