Слайд 1Низкофоновые детекторы
в актуальных задачах
физики частиц
8-9
Слайд 2Тема 6
Темная материя (ТМ)
Как мы дошли до такой жизни?
ТМ или
альтернативные теории гравитации?
Теория MOND
Кандидаты в ТМ
Детектор DAMA в лаборатории Гран-Сассо
– наблюдение годовых вариаций сигнала от WIMP?
Криогенный детектор Cresst-II
Особенности учета сцинтилляционного дефекта при идентификации типа частицы
Источники фона и их разделение
Двухфазные детекторы
XENON100
Слайд 4Как мы дошли до такой жизни?
Экспериментальные указания на возможное существование
темной материи приходят из самых разных областей:
Проблема Цвикки
Проблема вращения галактик
Гравитационное
линзирование
Избыток гамма-излучения из центра галактики
Bullet Cluster в созвездии Киля
и др.?
Слайд 5История проблемы
Объяснение движения планет было впервые дано Ньютоном в 1687
г. при помощи законов движения и закона всемирного тяготения
Предположения о
существовании некоего ненаблюдаемого объекта или материи высказывались во всех случаях, когда астрономические наблюдения космических тел приводили к видимому нарушению законов тяготения
Например, наблюдавшиеся аномалии орбиты Урана (открыт в 1781 г.) заставили предположить существование неизвестной планеты, которая оказывала на нее гравитационное воздействие
Этой планетой оказался открытый в 1846 г. Нептун
Гравитационное влияние Нептуна на орбиту Урана – меньше 1%
Слайд 6Проблема Цвикки
Исторически самая ранняя по теме:
F. Zwicky, On the Masses
of Nebulae and of Clusters of Nebulae, Astrophys. J., 86,
217 (1937)
Наблюдения относительных скоростей галактик в скоплении Волос Вероники показали, что наблюдаемая масса скопления в 20 раз меньше массы, рассчитанной исходя из собственных скоростей галактик в этом скоплении
Наблюдаемой массы недостаточно, чтобы удерживать галактики от «разлетания».
Гипотеза Цвикки: существует пронизывающая галактики ненаблюдаемая материя.
Слайд 7Исследования Веры Рубин
Изучала поведение вещества на периферии галактик с высокими
скоростями вращения.
В. Рубин, К. Форд (1973 г.): "Полной аналогии с
планетарными системами в спиральной галактике Туманность Андромеды не существует. В соответствии с законами Кеплера, в планетарных системах и линейные и угловые скорости планет монотонно убывают по мере удаления от звезды, а в галактиках скорости вращательного движения звезд и звездной материи возрастают по мере удаления от центра, достигая стабильного максимума".
Таким образом, это несоответствие может говорить о существовании пронизывающей галактики ненаблюдаемой «темной» материи (гипотеза Цвикки).
Слайд 8Ротационная кривая галактики
Звезды
Газ
ТМ?
(по теор. вириала)
Слайд 9Проблема гравитационного линзирования
Гравитационное линзирование галактиками объектов, расположенных за ними на
линии наблюдения – один из косвенных методов оценки массы галактик
Проявляется
в искажении изображения фоновых объектов или появления их мнимых изображений
Природа явления в искривлении направления движения светового луча вблизи гравитационных масс (предсказано в ОТО)
Расчет гравитационного поля, необходимого для проявления таких эффектов, позволяет оценить массу линзирующей галактики
Расчетные значения масс значительно превосходят наблюдаемые.
Слайд 10Крест Эйнштейна
Крест Эйнштейна – гравитационно
линзированное изображение квазара,
расположенного по оси зрения
за
галактикой ZW 2237+030 в направлении созвездия Пегаса: квазар расположен
в 8 млрд., а линзирующая галактика в 400 млн. световых лет от Земли.
Слайд 11Избыток гамма-излучения из центра нашей галактики
Первые указания на существование избытка
диффузных γ-квантов с энергиями ~10 ГэВ по отношению к ожидаемому
значению γ-фона были обнаружены спутником EGRET (запущен в 1992 г.). Впоследствии, сверхжесткое гамма-излучение из центра галактики наблюдалось многими спутниками, в т.ч. обсерваториями Fermi и Planck
Крупные наземные гамма-телескопы (HESS, VERITAS и др.) также регистрируют избыток γ-квантов ТэВ-ных энергий в направлении на галактический центр
Эти гамма-кванты могут быть результатом аннигиляции вимпов.
Слайд 12Bullet cluster
Сталкивающиеся галактические кластеры в созвездии Киля.
В результате столкновения происходит
разделение ТМ и межзвездного газа
К такому выводу удалось придти, исходя
из профиля гравитационного линзирования в этом кластере
На рисунке:
Голубой – предполагаемая ТМ
Розовый – видимая материя
Красный – горячий межзвездный газ, светящий в рентгене
Слайд 14Критика существования ТМ
Аномалии наблюдаются только в звездных системах, в которых
достигаются чрезвычайно малые ускорения a0
нет
Формализм ТМ основан на предположении применимости законов движения и гравитации Ньютона-Эйнштейна в изучаемых удаленных гравитационных объектах
Однако, в условиях очень малых ускорений силы тяжести, закон всемирного тяготения мог бы иметь другую форму (при значениях ускорения силы тяжести
Таким образом, альтернативой объяснению наблюдаемых аномалий при помощи ТМ, в принципе, могут быть альтернативные теории гравитации
Одна из перспективных теорий – модифицированная ньютоновская динамика (MOND – MOdified Newton Dynamics)
Оригинальная MOND разработана М. Милгромом в 1983 г. именно как альтернатива ТМ
В этой теории зависимость ускорения от массы является нелинейной при малых ускорениях силы тяжести
Слайд 15Теория MOND
В теории MOND постулируется следующая связь между «действительным» и
Ньютоновским гравитационным ускорением:
При этом для функции μ принимается: μ =
1 при a>>a0 и μ = a/a0 при a<
«Ньютоновский» режим
В пределе a<Вид функции µ неизвестен. Обычно берут:
Такой вид функции µ хорошо описывает большинство наблюдающихся кривых
вращения галактик.
Слайд 17Существующие трудности с MOND
Фундаментальные
Будучи полученной на базе классической Ньютоновской теории
гравитации, MOND не совместима с ОТО
Экспериментальные
Не объясняет гравитационного линзирования
Не все
галактики одинаково хорошо описываются MOND
Например, спиральная галактика NGS 2841 в созвездии Большой Медведицы:
Fixed D in fit
Free D in fit
by Hubble
telescope:
Слайд 18Latest results with MOND
S.McGaugh, M.Milgrom, Andromeda dwarfs in light of
MOND, ApJ 775 139 (published 16.09.2013)
Анализ 17 карликовых галактик-спутников Туманности
Андромеды:
Произведен расчет в рамках MOND распределения скоростей в этих галактиках и их сравнение с имеющимися экспериментальными данными
Для 16 галактик предсказания MOND оказались в согласии с данными
Для 17-й разнятся сами результаты измерений.
Слайд 19Классификация ТМ
По составу:
Барионная
MACHO
Небарионная
Нейтрино
Суперсимметричные партнеры калибровочных бозонов: гравитино, фотино, зино, вино
и т.д.
По скорости:
Горячая – движущаяся с околосветовыми скоростями
Нейтрино Стандартной модели
Холодная
– существенно нерелятивистская
WIMPs и SuperWIMPs
Суперсимметричные партнеры калибровочных бозонов
и т.д.
Слайд 20Нейтрино СМ
После того как были обнаружены нейтринные осцилляции, стало понятно,
что нейтрино должны вносить вклад в ТМ, поскольку имеют массы
Тем
не менее, ввиду малости их масс, вклад обычных нейтрино в ТМ, очевидно, незначителен
Слайд 21Стерильные нейтрино
Не участвуют в слабых взаимодействиях, но, поскольку обладают массой,
могут смешиваться с обычными нейтрино
Углы смешивания должны быть очень малы
Масса
должна быть ~10 кэВ
Это следует из космологии, поскольку, распространяясь в ранней вселенной, они должны были бы сглаживать все флуктуации на масштабах, меньших их длины пробега, чтобы удовлетворить ограничениям, следующим из наблюдения крупномасштабной структуры Вселенной
Должны радиационно распадаться на обычные нейтрино
Получено ограничение на массу стерильных нейтрино: ≥14 кэВ
Слайд 22Тяжелые и сверхтяжелые нейтрино
Могут быть стерильными, но не обязательно
Могут существовать
в виде суперпозиции с легкими нейтрино
Смешивание с легкими нейтрино должно
быть малым
Должны распадаться, причем их распады проявлялись бы в слабых распадах мезонов в виде дополнительных пиков в спектре заряженных лептонов: π→μν, π→eν, K→μν.
На основании анализа спектра позитронов в распаде π+→e+νe была исключена область масс для тяжелых нейтрино: 50 ÷ 130 МэВ
В ряде моделей предполагается: 45 ГэВ ≤ m(νH) ≤ 1 ТэВ
Слайд 23WIMPs
Weakly-Interacting Massive Particle - слабо-взаимодействующие массивные частицы
Являются одним из предлагавшихся
решений проблемы солнечных нейтрино:
Если на Солнце происходит накапливание вимпов, то
в конечном итоге они могут изменить перенос в нем энергии таким образом, что расчетные скорости счета нейтринных событий в детекторах уменьшатся
Могли родиться в первые мгновения после Большого взрыва
Должны обладать такой массой и сечением аннигиляции, чтобы они смогли выйти из равновесия в ранней Вселенной с плотностью, соответствующей плотности ТМ сейчас
Текущее ограничение на массу по данным WMAP: mWIMP ≤ 120 ТэВ
Слайд 24MACHOs
MAssive Compact Halo Object – массивные компактные объекты гало галактик,
которые не видны по причине своих малых размеров и светимости
Черные
дыры, нейтронные звезды, коричневые карлики и др. с массой вплоть до ста солнечных
В рамках двух проектов – MACHO и EROS (Expérience de Recherche d’Objets Sombres) – было проведено сканирование более 50 млрд звезд в БМО и ММО:
Регистрировалось изменение блеска звезд, вызываемое эффектом микролинзирования
Суммарная масса MACHO в гало этих галактик составила менее 15% от массы гало
Слайд 25Магнитные монополи
Предложены Дираком в 1931 г. для объяснения квантования электрического
заряда
Естественным образом появляются в ТВО и должны иметь массу ~107
÷ 1017 ГэВ
Модель т’Хоофта – Полякова: т.н. GUT-монополи
Массивные магнитные монополи должны были образоваться в большом количестве во время фазовых переходов в ранней Вселенной
К настоящему времени их плотность должна быть примерно такой же, что и плотность барионов
Слайд 26Как зарегистрировать ТМ?
Прямое детектирование
По рассеянию на ядрах
Непрямое детектирование
По продуктам аннигиляции
Получение
на ускорителях (LHC)?
Слайд 27Экспериментальные технологии
From V. Sanglard, 2005
Слайд 28Статус экспериментов
Event-by-event
Statistical
None
Слайд 29Как будем регистрировать?
Рассеяние на ядрах:
При упругом рассеянии спектр ядер отдачи
– экспоненциальный со средней энергией отдачи 50 кэВ
При неупругом возможно
взаимодействие с орбитальными электронами или возбуждение ядра
При спин-независимом взаимодействии σ ~ A2
Таким образом, предпочтительными оказываются мишени с более тяжелыми ядрами
Энергия отдачи ядра:
A – число нуклонов в ядре
Слайд 30Сезонные вариации (~7%) потока WIMPs
vsun = 220 км/с
vorb. = 30
км/с
Т = 1 год
t0 = 2 июня
когда v+(t) максимальна
Таким образом,
скорость счета детектором вимпов на каждом шаге энергетической шкалы изменится вследствие движения Земли вокруг Солнца, движущегося вокруг центра галактики:
фон
Слайд 31Детектор DAMA (DArk MAtter)
1-я очередь: Dama/NaI
1996-2002 гг.
Лаборатория Гран-Сассо (3500 м.в.э.)
Девять
сверхчистых кристаллов NaI(Tl) массой 9.7 кг, 10.2 х 10.2 х
25.4 см3
Потенциальная чувствительность как к легким (в реакциях с натрием), так и тяжелым (с иодом) вимпам
Каждый кристалл просматривается двумя 3-дюймовыми ФЭУ (EMI), работающими в режиме совпадения
Защита кристаллов: 10см (Cu) + 15см (Pb) + 1.5мм Cd-фольги + (10-40) см полиэтилен/парафин + 1м бетона
Порог: 2 кэВ
Световыход: 5-7 ф.э./кэВ
Слайд 32Детектор DAMA (DArk MAtter)
2-я очередь: Dama/Libra (Large sodium Iodide Bulk
for RAre processes)
2004-2010 гг.
25 сверхчистых 9.7 кг кристаллов NaI/Tl
Более чистые
кристаллы, новая электроника, более высокая эффективность сбора данных и т.д.
Слайд 33detectors during installation; in the central and right up detectors
the new shaped Cu shield surrounding light guides (acting also
as optical windows) and PMTs was not yet applied
view at end of detectors’ installation in the Cu box
closing the Cu box
housing the detectors
installing DAMA/LIBRA detectors
filling the inner Cu box with further shield
assembling a DAMA/ LIBRA detector
As a result of a second generation R&D for more radiopure NaI(Tl)
by exploiting new chemical/physical radiopurification techniques
(all operations involving crystals and PMTs - including photos - in HP Nitrogen atmosphere)
The new DAMA/LIBRA set-up ~250 kg NaI(Tl)
(Large sodium Iodide Bulk for RAre processes)
Слайд 34Детектор DAMA (DArk MAtter)
Структура установки в виде матрицы независимых детекторов
позволяет существенно снизить счет фоновых событий, если потребовать регистрацию сигнала
только в одном из кристаллов
Сам факт «многократного» события (в совпадении в двух и более детекторах) указывает на то, что оно является фоновым, т.к. многократное рассеяние вимпов невероятно
Слайд 35arXiv:0804.2741 to appear on EPJC
Model Independent Annual Modulation Result
experimental single-hit
residuals rate vs time and energy
DAMA/NaI (7 years) +
DAMA/LIBRA (4 years) Total exposure: 300555 kgday = 0.82 tonyr
2-5 keV
2-6 keV
A=(0.0215±0.0026) cpd/kg/keV
2/dof = 51.9/66 8.3 C.L.
2-4 keV
The data favor the presence of a modulated behavior with proper features at 8.2s C.L.
A=(0.0176±0.0020) cpd/kg/keV
2/dof = 39.6/66 8.8 C.L.
A=(0.0129±0.0016) cpd/kg/keV
2/dof = 54.3/66 8.2 C.L.
Absence of modulation? No
2/dof=117.7/67 P(A=0) = 1.310-4
Absence of modulation? No
2/dof=116.1/67 P(A=0) = 1.910-4
Absence of modulation? No
2/dof=116.4/67 P(A=0) = 1.810-4
Acos[w(t-t0)] ; continuous lines: t0 = 152.5 d, T = 1.00 y
Слайд 36Калибровка энергетической шкалы
Internal 40K: 3.2 keV due to X-rays/Auger electrons
(tagged by 1461 keV g in an adiacent detector).
Internal 125I:
67.3 keV peak (EC from K shell + 35.5 keV g) and composite peak at 40.4 keV (EC from L,M,.. shells + 35.5 keV g).
External 241Am source: 59.5 keV g peak and 30.4 keV composite peak.
External 133Ba source: 81.0 keV g peak.
Internal 129I: 39.6 keV structure (39.6 keV g + b spectrum).
Слайд 37Калибровка энергетической шкалы
Линейность шкалы:
Энергетическое разрешение:
1.3 кэВ
3.2 кэВ
Слайд 38Источники фона
Внешние
Космогенные нейтроны (могут давать периодически меняющийся вклад вследствие сезонных
вариаций потока космических мюонов)
ФЭУ и кварцевые световоды (концентраторы), через которые
реализован оптический контакт ФЭУ с кристаллами
В области до ~30 кэВ фон будет определяться комптоновскими электронами от рассеяния высокоэнергетических γ-квантов
Медь, окружающая кристаллы
60Co (β-, T1/2=5.3 лет, Emax=2.8 МэВ)
Внутренние
Мишень для ТМ, т.е. сами кристаллы
Члены р/а семейств U, Th, а также 40K
22Na (β+, T1/2=2.6 лет, Emax=2.8 МэВ)
129I (β-, T1/2=1.6·107 лет, Emax=194 кэВ)
Вклад всех возможных источников фона в скорость счета DAMA моделируется в GEANT4, при этом в расчет берутся только одиночные (в одном кристалле) события.
Слайд 3940K
40K (T1/2=1.27·109 лет)
Изотопная распространенность 0.012%
Присутствует везде, в т.ч. в кристаллах
NaI
При распаде 40K через К-захват (вероятность 11%) может быть зарегистрировано
двойное событие: γ-квант 1.46 МэВ в одном кристалле и оже-электроны или рентгеновские γ-кванты с Е = 3.2 кэВ (энергия связи К-оболочки 40K) в другом
Эти Оже-электроны 3.2 кэВ используются для калибровки энергетической шкалы
Но они же являются и специфическим для DAMA фоном
Слайд 40DaMa. Заключение
Действительно, наблюдается сезонное изменение скорости счета в области 2÷6
кэВ по гармоническому закону с параметрами, отвечающими модели распределения частиц
ТМ в галактическом гало
Утверждается, что скорость счета является осциллирующей только в этой области энергий
Действительно, непросто «придумать» какой-либо источник фона, который давал бы осциллирующую картину скорости счета исключительно в этой области энергий
Обнародованной коллаборацией информации недостаточно для проведения критического анализа со стороны
Например, не опубликован энергетический спектр в области 0.1 ÷ 2 МэВ
Слайд 41Криодетекторы
При близких к абсолютному нулю температурах мишени изменение температуры в
результате какой-либо реакции (в т.ч. взаимодействия вимпа) является столь заметным,
что может быть относительно легко измерено
Например, для увеличения температуры на 0.1 К оловянной пластинки (d=10 мкм), находящейся при температуре 1 К, достаточно энергии 1 кэВ; а той же пластинки, находящейся при Т=0.3 К, – всего 14 эВ.
Таким образом, в детектировании малых энерговыделений мишенями, находящимися при криогенных температурах, заложен огромный потенциал.
Очевидно, что такие детекторы должны быть сверхнизкофоновыми.
Слайд 42Cresst-II
Мишенью является сцинтилляционный
кристалл-диэлектрик CaWO4.
Изменение температуры ΔT, вызванное
выделением энергии ΔE
:
Теплоемкость
При низких T теплоемкость пропорциональна
кубу температуры (закон Дебая) и определяется
акустическими
колебаниями решетки:
Температура Дебая
Таким образом, любое энерговыделение в мишени
приведет к образованию высокочастотных фононов.
Слайд 43Cresst-II
CRESST – Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers
Лаборатория Гран-Сассо,
~3500 м.в.э.
Мишенью является матрица из цилиндрических (d=h=40 мм) сцинтилляционных кристаллов
CaWO4 массой ~300 г каждый
Около 98% энергии отдачи ядра преобразуется в фононы, остаток преобразуется в свет
Детектор функционирует при температуре 10 мК
Пассивная защита:
14 см сверхчистой меди
20 см свинца с низким (35 Бк/кг) содержанием 210Pb (β-, T1/2=22.3 лет, Emax=63.5 кэВ)
Алюминиевый контейнер, постоянно продуваевый азотом (radon box - защита от радона)
50 см полиэтилен (замедлитель нейтронов)
Активное мюонное вето (пластиковый сцинтиллятор)
Cu
Pb
п/э
Слайд 44Cresst-II: два в одном
В Cresst-I был реализован только фононный детектор
(в качестве мишени использовались несцинтиллирующие кристаллы сапфира)
Как следствие, e/γ-фон было
невозможно отличить от ядерной компоненты
В Cresst-II этот недостаток устранен:
Детектор фононов (phonon detector)
Детектор фотонов (light detector)
Слайд 45Как измерить столь малое изменение температуры?
Transition Edge Sensor (TES) –
сверхпроводящий болометр:
По сути, терморезистор
Напыленная на кристалл тонкая (
пленка площадью несколько мм2.
Ее температура поддерживается в переходной области между нормальным проводящим и сверхпроводящим состояниями
В этой области незначительное изменение температуры приводит к существенному изменению сопротивления
Это изменение сопротивления измеряется сквидами (SQUID – сверхпроводящий квантовый интерферометр)
Сверх-П
Норм-П
Слайд 46Как измерить столь малое количество света?
КНС-полупроводник (кремний на сапфире)
Сапфировая подложка
толщиной 0.46 мм, диаметром 40 мм
Слой кремния толщиной 1 мкм
– поглотитель фотонов
Каждый светодетектор на основе КНС-полупроводника находится в контакте со сверхпроводящим болометром – таким же, как и в фононном детекторе
Изменение сопротивления измеряется аналогично.
Слайд 47CRESST-II: 33 detector modules 66 readout channels
Детекторы
Light detector
Phonon detector
Слайд 48Вклады O, Ca и W в ожидаемое число взаимодействий
На рисунке
– ожидаемое число взаимодействий вимпов в области энергий отдачи [12;40]
кэВ в зависимости от массы в предположении их когерентного рассеяния на ядрах (σ~A2)
В зависимости от массы вимпа вклад в скорость счета различных ядерных компонент кристалла CaWO4 перераспределяется.
Чем тяжелее ядро-мишень – тем меньше энергия отдачи.
Слайд 49Идентификация типа частицы
Энергия фононов, кэВ
Энергия фотонов, кэВ
Quenching-эффект: плотность ионизации
тяжелыми частицами
столь высока, что происходит активная рекомбинация образовавшихся ионов. Как следствие,
световыход более тяжелых частиц (вимпы, нейтроны, альфа-частицы, ядра отдачи) всегда меньше, чем легких (электроны, гамма-кванты).
Слайд 50at 300 K
at 7 mK
Квенчинг-факторы для разных ядер
Возможность определить
ядро отдачи:
W, Ca или O?
Большой квенчинг-фактор
для W, т.е. мало света при
энергиях
отдач <40 кэВ.
Слайд 51Замедление космогенных нейтронов
Монте-Карло (GEANT4)
В области энергий >12 кэВ вклад от
рассеяния нейтронов на W является ничтожно малым.
Для вимпов при когерентном
рассеянии (σ~A2) преимущественно ожидается как раз рассеяние на W (A=184).
Таким образом, энергетическое окно для поиска вимпов было ограничено снизу на уровне 12 кэВ
Слайд 52Источники фона
Рассматриваются отдельно следующие классы фоновых событий:
β/γ-фон
Отсекаются алгоритмом идентификации типа
частицы
α-фон
Могут имитировать отдачу ядер O, Ca, W от взаимодействия вимпа
Делается
экстраполяция из более высокой области энергий в область вимпов
Ядра отдачи 206Pb от распада 210Po на поверхности кристалла:
210Po → 206Pb (103 кэВ) + α (5.3 МэВ)
Экстраполяция из более высокой области энергий в область вимпов
Нейтроны и наведенная нейтронами активность
Спонтанное деление U, Th в конструкционных материалах
(α,n)-реакции на легких ядрах
Космогенные нейтроны, рожденные мюонами в меди, свинце
Защита детектора от мюонов не по всем направлениям одинакова
Тщательное МК-моделирование всех источников фона
Слайд 53Результаты
Results from 730 kg days of the CRESST-II Dark Matter search,
Eur. Phys. J. C, 72, 1971 (2012)
Статистика: 730 кг ·
день (сбор данных в 2011 г.)
Найдено 67 событий в ожидаемой (оранжевая на рисунке) области энергий отдачи ядер от взаимодействия вимпов
Из анализа данных методом максимального правдоподобия получено, что эти 67 событий не могут быть объяснены только известными и рассмотренными источниками фона на уровне достоверности более 4σ
Слайд 54Ограничения на параметры вимпов: сечение vs. масса
Слайд 55Детекторы ТМ на основе жидкого ксенона
Чем хорош LXe:
Большая масса ядра
(A=131) – хорошо для спин-независимого взаимодействия вимпов, т.к. в этом
случае σ~A2.
Большая плотность (3 г/см3) – можно сделать довольно компактный детектор с гибкой геометрией в целом
Сравнительно несложная криогеника (-100 С)
Высокая скорость дрейфа электронов (2 мм/мкс)
Отличные возможности для идентификации типа частицы
Доступность Xe в больших количествах
Сравнительно хорошо поддается очистке
Наибольшая трудность с 85Kr
Слайд 56Принцип работы двухфазного детектора
Регистрируются два задержанных во времени сигнала:
S1 -
сцинтилляционный в жидкой фазе (мишень)
Ионизация атомов мишени с их возбуждением
и последующим излучательным (для благородных газов в области вакуумного УФ) переходом в основное состояние
S2 (задержанный) - электролюминесцентый в газовой фазе, как результат собирания носителей заряда, образовавшихся на первом этапе
Носители заряда вытягиваются приложенным внешним полем в газовую фазу, где они ускоряются еще более сильным полем, вызывая электролюминесценцию
Слайд 58XENON100
Лаборатория Гран-Сассо
Два вложенных друг в друга объема (мишень и вето),
разделенных слоем фторопласта и заполненных LXe при температуре -91С:
Мишень: 62
кг
Вето: 99 кг
ФЭУ (1” Hamamatsu R8520-AL):
Мишень: 98 top, 80 bottom
Вето: 64
Внушительная пассивная защита: Pb, п/э, Cu, H2O и область, продуваемая N2.
Определение типа события по отношению собранного количества света в сигналах: (S2/S1)WIMP << (S2/S1)e,γ
Время-проекционная камера
3D пространственное восстановление событий
Слайд 60Источники фона
Рассматриваются отдельно следующие классы фоновых событий:
β/γ-фон
85Kr (T1/2=10.8 лет, Emax
= 687 кэВ): 85Kr/Kr 2·10-11 в воздухе, т.е. ~1Бк/м3.
Для экспериментов необходимо <30 ppt (криптона в естественной смеси изотопов) в 1 тонне LXe.
136Xe 2 decay (T1/2=8·1021 лет, Q = 2.48 МэВ), зарегистрирован в 2011 г (EXO): expected rate in XENON is 1 x 10-6 cts/kg/d/keV before any rejection
Нейтроны и наведенная нейтронами активность
Спонтанное деление U, Th в конструкционных материалах
(α,n)-реакции на легких ядрах
Космогенные нейтроны, рожденные мюонами в меди, свинце
Тщательное МК-моделирование всех источников фона
Слайд 61 and induced background
85Kr (1/2=10.7y): 85Kr/Kr 2 x
10-11 in air giving ~1Bq/m3
Standard Xe gas contains ~ 10ppm
of Kr10 Hz from 85Kr decays in 1 liter of LXe.
Allowing <1 85Kr decay/day i n XENON energy band <1 ppb level of Kr in Xe
136Xe 2 decay (1/2=8 x 1021y): with Q= 2.48 MeV expected rate in
XENON is 1 x 10-6 cts/kg/d/keV before any rejection
Neutron induced background
Muon induced neutrons: spallation of 136Xe and 134Xe take 10 mb and Homestake 4.4 kmwe estimate 6 x 10-5 cts/kg/d before any rejection
reduce by muon veto with 99% efficiency
(,n) neutrons from rock: 1000/n/m2/d from (,n) reactions from U/Th of rock
appropriate shield reduces this background to 1 x 10-6 cts/kg/d/keV
Neutrons from U/Th of detector materials: within shield, neutrons from U/Th of
detector components and vessel give 5 x 10-5 cts/kg/d/keV
lower it by x10 with materials selection
Источники фона
Слайд 62XENON100: результаты
Dark Matter Results from 100 Live Days of XENON100
Data, Phys. Rev. Lett. 107, 131302 (2011)
Энергетическое окно для вимпов:
4 ÷ 30 ф/э (8.4 ÷ 44.6 кэВNR)
Зарегистрировано 3 события в чувствительной массе 48 кг
При этом, ожидаемое число фоновых событий: 1.8 ± 0.6
Сигнала от вимпов не зарегистрировано.
Слайд 63Результаты. Ограничение на «сечение vs. масса»
Слайд 64Заключение по теме
Эра интенсивных экспериментальных поисков ТМ началась чуть более
10 лет назад
Сегодня для детектирования рассеяния частиц ТМ на ядрах
уже используются различные экспериментальные методики, которые по сути удалось развить именно благодаря возникшему вокруг темной материи ажиотажу
Большой потенциал заложен в двухфазных (эмиссионных) детекторах.
Слайд 65Будущее экспериментальных поисков частиц ТМ
Как и в случае сцинтилляционных и
водных черенковских детекторов, используемых для задач в области нейтрино от
Солнца, гео-нейтрино, распада нуклонов и др., в настоящее время будущее экспериментального поиска частиц ТМ видится в наращивании массы мишени.
Идентификация частиц ТМ, образовавшихся (?) в протон-протонных столкновениях на LHC
Нетривиальная задача интерпретации ввиду большой множественности конечных состояний в ускорительных экспериментах в целом
Детекторы на орбите Земли?
Слайд 66Нейтрино СМ
После того как были обнаружены нейтринные осцилляции, стало понятно,
что нейтрино должны вносить вклад в ТМ, поскольку имеют массы
Тем
не менее, ввиду малости их масс, вклад обычных нейтрино в ТМ, очевидно, незначителен
Максимально возможный вклад реликтовых нейтрино всех i типов в материю Вселенной:
Слайд 67WIMPs
Weakly-Interacting Massive Particle - слабо-взаимодействующие массивные частицы
Являются одним из предлагавшихся
решений проблемы солнечных нейтрино:
Если на Солнце происходит накапливание вимпов, то
в конечном итоге они могут изменить перенос в нем энергии таким образом, что расчетные скорости счета нейтринных событий в детекторах уменьшатся
Могли родиться в первые мгновения после Большого взрыва
Должны обладать такой массой и сечением аннигиляции, чтобы они смогли выйти из равновесия в ранней Вселенной с плотностью, соответствующей плотности ТМ сейчас
Текущее ограничение на массу по данным WMAP: mWIMP ≤ 120 ТэВ
Оценка современной плотности вимпов:
Слайд 68Energy distribution of the modulation amplitudes, Sm, for the total
exposure
DE = 0.5 keV bins
DAMA/NaI (7 years) + DAMA/LIBRA (4
years)
total exposure: 300555 kgday = 0.82 tonyr
A clear modulation is present in the (2-6) keV energy interval, while Sm values compatible with zero are present just above
In fact, the Sm values in the (6–20) keV energy interval have random fluctuations around zero with 2 equal to 24.4 for 28 degrees of freedom
hereT=2/=1 yr and t0= 152.5 day
Слайд 69XENON100
Пространственная реконструкция
На основе нейронной сетки
Нейтронный источник AmBe
Для изучения отдачи ядер
Еженедельные
калибровки γ-источником:
Источник 137Cs
LY(122 кэВ) = (2.20 ± 0.09) ф.э/кэВ при
величине приложенного поля в LXe 530 В/см
