Słabo oddziałujące masywne cząstki
bezpośrednia Detekcja odnosi się do obserwacji skutków zderzenia WIMP-nucleus, gdy ciemna materia przechodzi przez detektor w ziemskim laboratorium.Podczas gdy większość modeli WIMP wskazuje, że wystarczająco duża liczba Wimp musi być przechwycona w dużych ciałach niebieskich, aby pośrednie eksperymenty detekcyjne się powiodły, pozostaje możliwe, że modele te są albo błędne, albo wyjaśniają tylko część zjawiska ciemnej materii. Tak więc, nawet przy wielu eksperymentach poświęconych dostarczaniu pośrednich dowodów na istnienie zimnej ciemnej materii, bezpośrednie pomiary detekcyjne są również niezbędne do utrwalenia teorii Wimp.
chociaż większość mięczaków napotykających słońce lub ziemię prawdopodobnie przejdzie przez nie bez żadnego efektu, oczekuje się, że duża liczba mięczaków ciemnej materii przecinających wystarczająco duży detektor będzie oddziaływać wystarczająco często, aby można było je zobaczyć—co najmniej kilka zdarzeń rocznie. Ogólną strategią obecnych prób wykrywania Wimp jest znalezienie bardzo wrażliwych systemów, które mogą być skalowane do dużych ilości. Wynika to z doświadczeń wyciągniętych z historii odkrycia i (do tej pory) rutynowej detekcji neutrina.
techniki Eksperymentalneedytuj
kriogeniczne detektory kryształów – technika stosowana przez kriogeniczny detektor ciemnej materii (cryogenic Dark Matter Search, CDMS) w kopalni Soudan, polegająca na wielokrotnych bardzo zimnych kryształach germanu i krzemu. Kryształy (każdy o wielkości krążka hokejowego) są chłodzone do około 50 mK. Warstwa metalu (aluminium i wolframu) na powierzchniach służy do wykrywania WIMP przechodzącej przez kryształ. Ten projekt ma na celu wykrycie wibracji w matrycy krystalicznej generowanej przez atom „kopnięty” przez mięczaka. Tungsten przejścia czujniki krawędziowe (TES) odbywają się w krytycznej temperaturze, więc są one w stanie nadprzewodzącym. Duże drgania kryształu generują ciepło w metalu i są wykrywalne z powodu zmiany oporu. Cresst, CoGeNT i EDELWEISS prowadzą podobne konfiguracje.
scyntylatory gazu szlachetnego – innym sposobem wykrywania atomów „powalonych” przez WIMP jest użycie materiału scyntylacyjnego, tak aby impulsy świetlne były generowane przez poruszający się atom i wykrywane, często z PMT. Eksperymenty takie jak DEAP w SNOLAB i DarkSide w instrumencie LNGS bardzo duża docelowa masa ciekłego argonu do wrażliwych poszukiwań mięczaków. ZEPLIN i ksenon zastosowali ksenon, aby wykluczyć Wimp o wyższej czułości, z najbardziej rygorystycznymi do tej pory limitami zapewnionymi przez detektor XENON1T, wykorzystujący 3,5 tony ciekłego ksenonu. Jeszcze większe wielotonowe detektory ciekłego ksenonu zostały zatwierdzone do budowy dzięki współpracy ksenonów, LUX-ZEPLIN i PandaX.
Scyntylatory Kryształowe – zamiast ciekłego gazu szlachetnego, zasadniczo prostszym podejściem jest użycie scyntylującego kryształu, takiego jak NaI(TL). To podejście jest podejmowane przez DAMA / LIBRA, eksperyment, który zaobserwował pierścieniową modulację sygnału zgodną z wykrywaniem WIMP (patrz § Ostatnie limity). Kilka eksperymentów próbuje odtworzyć te wyniki, w tym ANAIS i DM-Ice, który koduje kryształy NaI detektorem IceCube na Biegunie Południowym. KIMS zbliża się do tego samego problemu używając CsI(TL) jako scyntylatora. Współpraca cosinus-100 (połączenie grup KIMS i DM-Ice) opublikowała wyniki replikacji sygnału DAMA/LIBRA w grudniu 2018 w czasopiśmie Nature; ich wniosek był taki, że „wynik ten wyklucza interakcje WIMP–nucleon jako przyczynę rocznej modulacji obserwowanej przez współpracę DAMA”.
Bubble chambers – eksperyment PICASSO (projekt w Kanadzie poszukiwania obiektów Supersymetrycznych) jest bezpośrednim eksperymentem poszukiwania ciemnej materii, który znajduje się w Snolab w Kanadzie. Wykorzystuje detektory bąbelkowe z freonem jako masą czynną. PICASSO jest wrażliwy głównie na zależne od spinu oddziaływania Wipsów z atomami fluoru w Freonie. COUPP, podobny eksperyment z użyciem trifluoroiodometanu (CF3I), opublikował limity dla masy powyżej 20 GeV w 2011 roku. Oba eksperymenty połączyły się we współpracę PICO w 2012 roku.
detektor pęcherzyków jest urządzeniem wrażliwym na promieniowanie, które wykorzystuje małe krople przegrzanej cieczy, które są zawieszone w matrycy żelowej. Wykorzystuje zasadę Komory bąbelkowej, ale ponieważ tylko małe kropelki mogą przejść fazę na raz, detektor może pozostać aktywny przez znacznie dłuższy czas. Gdy wystarczająca ilość energii jest zdeponowana w kropli przez promieniowanie jonizujące, przegrzana kropla staje się pęcherzykiem gazu. Rozwojowi bańki towarzyszy akustyczna fala uderzeniowa, która jest odbierana przez czujniki piezoelektryczne. Główną zaletą techniki detektora bąbelkowego jest to, że detektor jest prawie niewrażliwy na promieniowanie tła. Czułość detektora może być regulowana poprzez zmianę temperatury, zwykle w zakresie od 15 °C do 55 °C. w Europie istnieje inny podobny eksperyment wykorzystujący tę technikę o nazwie SIMPLE.
PICASSO podaje wyniki (listopad 2009) Dla zależnych od spinu oddziaływań WIMP na 19F, dla mas 24 Gev uzyskano nowe, rygorystyczne limity na zależnym od spinu przekroju 13,9 pb (90% CL). Uzyskane limity ograniczają Ostatnie interpretacje rocznego efektu modulacji DAMA / LIBRA pod względem oddziaływań zależnych od spinu.
PICO to rozbudowa koncepcji planowana w 2015 roku.
badane są inne typy komór projekcyjnych z detektorem czasowym (TPC) wypełnionych gazami niskociśnieniowymi pod kątem wykrywania WIMP. Kierunkowa Identyfikacja odrzutu z torów (dryfu) próbuje wykorzystać przewidywaną kierunkowość sygnału WIMP. DRIFT wykorzystuje tarczę z dwusiarczkiem węgla, która pozwala WIMP recoils przemieszczać się o kilka milimetrów, pozostawiając ślad naładowanych cząstek. Ta naładowana ścieżka jest dryfowana do płaszczyzny odczytu MWPC, która umożliwia jej odtworzenie w trzech wymiarach i określenie kierunku początkowego. DMTPC jest podobnym eksperymentem z gazem CF4.
Ostatnie limityedytuj
obecnie nie ma potwierdzonych detekcji ciemnej materii z eksperymentów bezpośredniego wykrywania, z najsilniejszymi limitami wykluczenia pochodzącymi z eksperymentów LUX i Superkdms, jak pokazano na rysunku 2.Z 370 kilogramów ksenon LUX jest bardziej wrażliwy niż ksenon lub CDMS. Pierwsze wyniki z października 2013 r. wskazują, że nie zaobserwowano żadnych sygnałów, co wydaje się obalać wyniki uzyskane z mniej wrażliwych instrumentów. zostało to potwierdzone po zakończeniu ostatniego biegu danych w maju 2016 roku.
historycznie istniały cztery anomalne zestawy danych z różnych eksperymentów z bezpośrednim wykrywaniem, z których dwa zostały teraz wyjaśnione za pomocą tła (CoGeNT i CRESST-II) i dwa, które pozostają niewyjaśnione (DAMA/LIBRA i CDMS-Si). W lutym 2010 roku naukowcy z CDMS ogłosili, że zaobserwowali dwa zdarzenia, które mogły być spowodowane zderzeniami WIMP-nucleus.
Cogent, mniejszy detektor wykorzystujący pojedynczy krążek germanowy, przeznaczony do wykrywania mięczaków o mniejszych masach, zgłosił setki przypadków detekcji w ciągu 56 dni. Obserwowali oni coroczną modulację częstotliwości zdarzeń, która mogła wskazywać na Jasną ciemną materię. Jednak pochodzenie ciemnej materii dla zdarzeń CoGeNT zostało obalone przez nowsze analizy, na rzecz wyjaśnienia w kategoriach tła z wydarzeń powierzchniowych.
Modulacja roczna jest jedną z przewidywanych sygnatur sygnału WIMP, i na tej podstawie współpraca DAMA twierdziła o wykryciu pozytywnym. Inne grupy nie potwierdziły jednak tego wyniku. Dane CDMS podane do publicznej wiadomości w maju 2004 wykluczają cały region sygnału DAMA, biorąc pod uwagę pewne standardowe założenia dotyczące właściwości Wimp i halo ciemnej materii, a następnie przeprowadzono wiele innych eksperymentów (patrz Rys. 2, po prawej).
współpraca cosinus-100 (połączenie grup KIMS i DM-Ice) opublikowała wyniki replikacji sygnału DAMA/LIBRA w grudniu 2018 w czasopiśmie Nature; ich wniosek był taki, że „wynik ten wyklucza interakcje WIMP–nucleon jako przyczynę rocznej modulacji obserwowanej przez współpracę DAMA”.
przyszłość bezpośredniej detekcjiedit
w dekadzie 2020 roku powinno pojawić się kilka wielotonowych masowych eksperymentów z bezpośrednim wykrywaniem, które będą badać przekrojy WIMP-nucleus o rząd wielkości mniejsze niż obecna czułość state-of-the-art. Przykładem takich eksperymentów nowej generacji są LUX-ZEPLIN (LZ) i XENONnT, które są wielotonowymi eksperymentami ciekłego ksenonu, a następnie DARWIN, inny proponowany eksperyment bezpośredniego wykrywania ciekłego ksenonu o masie 50-100 ton.
takie wielotonowe eksperymenty również staną w obliczu nowego tła w postaci neutrin, które ograniczą ich zdolność do badania przestrzeni parametrów WIMP poza pewnym punktem, znanym jako podłoga neutrin. Chociaż nazwa neutrin może sugerować twardą granicę, podłoga neutrin reprezentuje obszar przestrzeni parametrów, poza który czułość eksperymentalna może się poprawić tylko jako pierwiastek kwadratowy ekspozycji (iloczyn masy detektora i czasu pracy). Dla WIMP o masach poniżej 10 GeV dominującym źródłem tła neutrin jest Słońce, natomiast dla wyższych mas tła zawierają udział neutrin atmosferycznych i rozproszonego tła neutrin supernowych.