Partículas massivas fracamente interagindo

detecção direta refere-se à observação dos efeitos de uma colisão do núcleo WIMP à medida que a matéria escura passa através de um detector em um laboratório da Terra.Enquanto a maioria dos modelos WIMP indicam que um grande número suficiente de WIMPs deve ser capturado em grandes corpos celestes para experimentos de detecção indireta para ter sucesso, permanece possível que esses modelos sejam incorretos ou apenas expliquem parte do fenômeno da matéria escura. Assim, mesmo com os múltiplos experimentos dedicados a fornecer evidências indiretas para a existência de matéria escura fria, medições de detecção direta também são necessárias para solidificar a teoria dos fracos.

embora se espere que a maioria dos fracos que encontram o sol ou a terra passem sem qualquer efeito, espera—se que um grande número de fracos de matéria escura atravessando um detector suficientemente grande irá interagir muitas vezes o suficiente para ser visto-pelo menos alguns eventos por ano. A estratégia geral das actuais tentativas de detectar os fracos é encontrar Sistemas muito sensíveis que possam ser dimensionados para grandes volumes. Isto segue as lições aprendidas com a história da descoberta e (até agora) detecção de rotina do neutrino.

Fig 1. Espaço de parâmetros CDMS excluído a partir de 2004. O resultado da DAMA está localizado em área verde e é proibido.

Experimental techniquesEdit

Criogênicos detectores de cristal – Uma técnica usada pelo Criogênicos Matéria Escura Pesquisa (MDL) detector no Sudão em Minas depende de vários muito frio germânio e silício cristais. Os cristais (cada um do tamanho de um disco de hóquei) são resfriados a cerca de 50 mK. Uma camada de metal (alumínio e tungsténio) nas superfícies é usada para detectar um fraco que passa através do cristal. Este projeto espera detectar vibrações na matriz de cristal geradas por um átomo sendo “chutado” por um fracote. Os sensores da aresta de transição de tungstênio (ses) são mantidos à temperatura crítica para que eles estão no estado supercondutor. Grandes vibrações de cristal irão gerar calor no metal e são detectáveis por causa de uma mudança na resistência. CRESST, CoGeNT, and EDELWEISS run similar setups.

cintiladores de gases nobres-outra maneira de detectar átomos “tocados” por um fracote é usar material cintilante, de modo que pulsos de luz são gerados pelo átomo móvel e detectados, muitas vezes com TPM. Experimentos como DEAP em SNOLAB e DarkSide no LNGS instrument uma grande massa de argônio líquido para pesquisas sensíveis de WIMP. ZEPLIN, e XENON usaram xenônio para excluir WIMPs em maior sensibilidade, com os limites mais rigorosos até a data fornecidos pelo detector XENON1T, utilizando 3,5 toneladas de xénon líquido. Ainda maiores Detectores de xénon líquido multi-tonal foram aprovados para construção a partir de colaborações de xénon, LUX-ZEPLIN e PandaX.

cintiladores de cristal-em vez de um gás nobre líquido, uma abordagem em princípio mais simples é o uso de um cristal cintilante como NaI(Tl). Esta abordagem é feita por DAMA / LIBRA, um experimento que observou uma modulação anular do sinal consistente com a detecção WIMP (ver § limites recentes). Vários experimentos estão tentando replicar esses resultados, incluindo ANAIS e DM-Ice, que é codeplaying cristais de NaI com o detector de IceCube no Polo Sul. KIMS está se aproximando do mesmo problema usando CsI (Tl) como um cintilador. O co-seno-100 colaboração (uma fusão dos KIMS e DM-Gelo grupos), e publicou os seus resultados na replicar a DAMA/LIBRA sinal em dezembro de 2018, na revista Natureza; sua conclusão foi a de que “este resultado regras COVARDE–nucleon medicamentosas como a causa do relatório anual de modulação observado por a DAMA de colaboração”.

Bubble chambers-The PICASSO (Project In Canada to Search for Supersymmetric Objects) experiment é um experimento de pesquisa direta de matéria escura localizado em SNOLAB, no Canadá. Ele usa Detectores de bolhas com Freon como a massa ativa. PICASSO é predominantemente sensível a interações spin-dependent de WIMPs com os átomos de flúor no Freon. Coup, um experimento similar usando trifluoroiodometano (CF3I), publicou limites de massa acima de 20 GeV em 2011. Os dois experimentos se fundiram com a colaboração do PICO em 2012.

um detector de bolhas é um dispositivo sensível à radiação que usa pequenas gotículas de líquido superaquecido que são suspensos em uma matriz de gel. Ele usa o princípio de uma câmara de bolha, mas, uma vez que apenas as pequenas gotículas podem passar por uma transição de fase em um momento, o detector pode permanecer ativo por períodos muito mais longos. Quando energia suficiente é depositada em uma gota por radiação ionizante, a gota superaquecida torna-se uma bolha de gás. O desenvolvimento da bolha é acompanhado por uma onda de choque acústico que é captada por sensores piezoelétricos. A principal vantagem da técnica do detector de bolhas é que o detector é quase insensível à radiação de fundo. A sensibilidade do detector pode ser ajustada alterando a temperatura, normalmente operada entre 15 °C e 55 °C. há outra experiência semelhante usando esta técnica na Europa chamada SIMPLE.

PICASSO reports results (November 2009) for spin-dependent WIMP interactions on 19F, for masses of 24 Gev new strictive limits have been obtained on the spin-dependent cross section of 13.9 pb (90% CL). The obtained limits restrict recent interpretations of the DAMA/LIBRA annual modulation effect in terms of spin dependent interactions.

PICO é uma expansão do conceito planejado em 2015.

outros tipos de câmaras de projecção do tempo de detecção (TPC) cheias de gases de baixa pressão estão a ser estudados para detecção de WIMP. A identificação de recuo direcional a partir da colaboração Tracks (DRIFT) está tentando utilizar a direcionalidade prevista do sinal WIMP. DRIFT usa um alvo de dissulfeto de carbono, que permite que WIMP recue vários milímetros, deixando uma trilha de partículas carregadas. Esta pista carregada é desviada para um plano de leitura MWPC que permite a sua reconstrução em três dimensões e determinar a direcção de origem. DMTPC é um experimento similar com gás CF4.

limitsEdit recente

Fig. 2: Gráfico mostrando o parâmetro espaço de massa de partículas de matéria escura e a seção transversal de interação com nucleons. Os limites LUX e SuperCDMS excluem o espaço de parâmetros acima das curvas marcadas. As regiões CoGeNT e CRESST-II indicam regiões que anteriormente se pensava corresponderem a sinais de matéria escura, mas que mais tarde foram explicadas com fontes mundanas. Os dados DAMA e CDMS-Si permanecem inexplicáveis, e essas regiões indicam o espaço de parâmetros preferido se essas anomalias são devidas à matéria escura.

atualmente não há deteções confirmadas de matéria escura de experimentos de detecção direta, com os limites de exclusão mais fortes vindo dos experimentos LUX e SuperCDMS, como mostrado na Figura 2.Com 370 kg de xenônio LUX é mais sensível que xenônio ou CDMS. Os primeiros resultados de outubro de 2013 relatam que nenhum sinal foi visto, parecendo refutar os resultados obtidos a partir de instrumentos menos sensíveis. e isso foi confirmado depois que os dados finais terminaram em maio de 2016.

Historicamente, houve quatro anômala conjuntos de dados de diferentes detecção direta experimentos, dois dos quais já foram explicados com planos de fundo (Convincente e CRESST-II), e dois que permanecem inexplicáveis (DAMA/LIBRA e MDL-Si). Em fevereiro de 2010, pesquisadores do CDMS anunciaram que tinham observado dois eventos que podem ter sido causados por colisões Wimp-nucleus.CoGeNT, um detector menor usando um único disco de germânio, projetado para detectar fracotes com massas menores, relatou centenas de eventos de detecção em 56 dias. Eles observaram uma modulação anual na taxa de eventos que poderia indicar matéria escura clara. No entanto, uma origem de matéria escura para os eventos Cogentes foi refutada por análises mais recentes, em favor de uma explicação em termos de um pano de fundo de eventos de superfície.

modulação anual é uma das Assinaturas previstas de um sinal WIMP, e nesta base a colaboração DAMA alegou uma detecção positiva. No entanto, outros grupos não confirmaram este resultado. Os dados do CDMS tornados públicos em maio de 2004 excluem toda a região de sinal DAMA, dado certas suposições padrão sobre as propriedades dos WIMPs e do halo de matéria escura, e isso tem sido seguido por muitos outros experimentos (ver Fig. 2, à direita).

O co-seno-100 colaboração (uma fusão dos KIMS e DM-Gelo grupos), e publicou os seus resultados na replicar a DAMA/LIBRA sinal em dezembro de 2018, na revista Natureza; sua conclusão foi a de que “este resultado regras COVARDE–nucleon medicamentosas como a causa do relatório anual de modulação observado por a DAMA de colaboração”.

The future of direct detectionEdit

the 2020-decade should see the emergence of several multi-tonne mass direct detection experiments, which will probe WIMP-nucleus cross sections orders of magnitude lesser than the current state-of-the-art sensitivity. Exemplos de tais experimentos de próxima geração são LUX-ZEPLIN (LZ) e XENONnT, que são experimentos de xénon líquido multi-toneladas, seguidos por DARWIN, outro experimento de detecção direta de xénon líquido de 50–100 toneladas.

tais experimentos de multi-toneladas também enfrentarão um novo fundo na forma de neutrinos, o que irá limitar a sua capacidade de sondar o espaço de parâmetros WIMP além de um certo ponto, conhecido como o chão de neutrino. No entanto, embora seu nome possa implicar um limite rígido, O Chão de neutrino representa a região do espaço de parâmetros além do qual a sensibilidade experimental só pode melhorar na melhor das hipóteses como a raiz quadrada da exposição (o produto da massa do detector e tempo de execução). Para massas de WIMP abaixo de 10 GeV, a fonte dominante de fundo de neutrinos é do sol, enquanto para massas mais altas o fundo contém contribuições de neutrinos atmosféricos e o fundo difuso de neutrinos de supernova.