Как поймать частицы Темной Материи

Локальная плотность Темного гало нашей Галактики в окрестности Земли оценивается как 0.3 ГэВ/см³ ~ 5·10–25 г/см³, исходя из его общей массы ~ 10¹² M_¤ и простанственного распределения плотности частиц r _galo ~1/r². Полагая, что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например нейтралино с массой m _c= 100 ГэВ, получаем r _c ~3000 частиц/м³. В стандартной сферической модели гало WIMPs имеют максвелловское распределение скоростей со средним значением v ~270 км/сек. Таким образом, поток частиц WIMP может иметь довольно большую величину ~10⁵ частиц/см²·с при m _c = 100 ГэВ.

В последнее десятилетие начали активно развиваться различные сверхчувствительные методы детектирования WIMPs, которые обычно разделяют на прямые и непрямые методы регистрации. Начнем с последних.

В непрямых экспериментах ищутся вторичные частицы, рожденные в результате парной аннигиляции WIMPs. Один вариант — поиск нейтрино с энергиями порядка Гэв и выше, которые должны прилетать от Солнца и/или центральной части Земли. Другой путь — поиск монохроматических фотонов, позитронов или антипротонов, рождаемых при парной аннигиляции WIMPs в галактическом гало. Еще один интересный метод — поиск WIMPs, прилетающих со стороны центра Галактики. Если в центре нашей Галактики находится очень массивная черная дыра (~10⁶ M_¤), она должна гравитационно притягивать WIMPs и увеличивать их концентрацию вокруг себя. В результате вероятность их аннигиляции в окрестности черной дыры увеличивается и соответственно возрастает поток нейтрино, фотонов и других продуктов аннигиляции WIMPs, идущий из центра Млечного Пути. Измерения в рамках непрямых экспериментов проводятся на больших подземных или подводных установках (Баксанская нейтринная обсерватория Института ядерных исследований РАН, Байкальская глубоководная установка ИЯИ РАН, подземные установки международной лаборатории Гран-Сассо в Италии), которые в первую очередь и предназначены для регистрации нейтрино (и других частиц) очень высоких энергий.

Методы прямого детектирования основаны на поиске упругого (или неупругого) рассеяния WIMPs на ядрах детектора-мишени. Ядра отдачи передают приобретенную в результате такого взаимодействия энергию через ионизацию и тепловые (фононные) процессы. Современные методы регистрации энергии ядер отдачи основаны на использовании традиционных сцинтилляционных, полупроводниковых и газовых детекторов, а также новых болометрических (низкотемпературных) детекторов и детекторов на основе сверхпроводящих микрогранул и перегретых капель [10].

Энергетические потери нейтралино с массами от 10 ГэВ до 1ТэВ в таких детекторах будут не более 100 кэВ, а скорость счета на 1 кг детектора – пропорциональна потоку нейтралино, падающему на детектор, и сечению их упругого рассеяния на ядрах.

Теоретические оценки дают очень малые значения для величины сечения, поэтому ожидается очень низкая скорость счета — от 10^–1 до 10^–5 отсчетов/кг в день. Это значительно усложняет задачу экспериментального поиска частиц и требует применения детекторов с большой массой, низким порогом регистрации и очень низким собственным фоном.

При постановке эксперимента также необходимо знать функцию отклика детектора на взаимодействие с частицами Темной Материи, или энергетический спектр ядер отдачи. Примеры ожидаемых спектров при регистрации WIMPs с различными массами приведены на рис. 4 [11], где также показан экспериментальный фоновый спектр полупроводникового германиевого детектора. Фоновый спектр детектора при низких энергиях, как правило, обусловлен шумами электронной аппаратуры, радиоактивным излучением изотопов, содержащихся в детекторе и окружающих материалах, а также проникающими даже на большую глубину космическими лучами. Видно, что ожидаемые спектры ядер отдачи и фоновый спектр имеют примерно одинаковую экспоненциально спадающую форму, что сильно затрудняет задачу выделения полезного сигнала.

Рис. 4. Теоретические спектры ядер отдачи при регистрации WIMPs с различными массами при помощи полупроводникового германиевого детектора и экспериментальный фоновый спектр детектора.

Для уверенной регистрации необходимо использовать дополнительные признаки событий, связанные именно с частицами Темной Материи, например зависимость дифференциальной скорости счета от времени из-за эффекта годовых модуляций.
Этот эффект — следствие сложения скоростей налетающих на Землю частиц со скоростью Земли: комбинация движения Солнца (вокруг центра Галактики) через галактическое Темное гало и вращения Земли вокруг Солнца будет разной для различных времен года. Максимум скорости счета ожидается 2 июня, когда Земля движется против потока частиц, а минимум — ровно через полгода, когда Земля «убегает» от них, рис. 5.

Рис. 5. Схема движения Солнца и Земли относительно потока частиц галактического гало, иллюстрирующая эффект годовой модуляции.

Предсказываемая величина сезонного изменения всего»5%, так что обнаружить эффект нелегко, тем более он в значительной степени может быть затенен сезонными вариациями собственного фона детектора за счет различных внешних факторов. Тем не менее недавно коллаборация DAMA [12] декларировала обнаружение годовых модуляций WIMPs, которые интерпретируются как результат упругого рассеяния нейтралино с массой около 60 ГэВ и сечением порядка 7·10^–42 см² (рис. 6 и 8).

Рис. 6. Результаты эксперимента DAMA по поиску годовых модуляций WIMPs. Скорость счета NaI детекторов в интервале низких энергий в различные времена года приведена в зависимости от текущего времени начиная с 1 января первого года измерений. Вертикальными пунктирными линиями отмечены полугодовые периоды, соответствующие ожидаемым минимумам и максимумам сезонной вариации скорости счета WIMPs.

Эксперимент проводится с использованием сцинтилляционных NaI детекторов общим весом около 100 кг в подземной лаборатории Гран-Сассо. Это первый и пока единственный положительный результат поиска частиц Темной Материи. Недавно опубликованные результаты другой коллаборации CDMS — эксперимент в настоящее время проводится в Стэнфорде (США) [13] с использованием низкотемпературных германиевых и кремниевых детекторов — не подтверждают положительного эффекта. Поэтому для окончательного вывода о регистрации WIMPs с такими характеристиками требуются дополнительные эксперименты. Кроме эксперимента CDMS сейчас ближе всех по чувствительности к результату DAMA подошли эксперимент IGEX-DM, проводимый одновременно в подземных лабораториях Баксан (Россия) и Канфранк (Испания), и эксперимент «Гейдельберг—Москва» в лаборатории Гран-Сассо. В обоих случаях используются полупроводниковые детекторы из сверхчистого германия общей массой порядка 10 кг.

Новые эксперименты в Баксанской обсерватории

В подземной низкофоновой лаборатории Баксанской нейтринной обсерватории ИЯИ РАН проводится долговременный эксперимент в рамках Международного германиевого эксперимента по Темной Материи IGEX-DM (Россия—США—Испания) [14]. Здесь WIMPs пытаются регистрировать как по их упругому, так и по их неупругому рассеянию с возбуждением ядер детектора-мишени, при котором дополнительным «признаком отличия» будет одновременная или задержанная регистрация g-квантов, снимающих возбуждение. Данные, полученные в этом эксперименте для упругого рассеяния частиц, наиболее близко подошли к положительному результату DAMA. Поиск неупругого взаимодействия WIMPs с возбуждением низколежащих уровней ядра 73Ge ведется только на этой установке.

Стены лаборатории изготовлены из низкорадиоактивного бетона (50 см), ультраосновной (т.е. очень древней, с минимальным содержанием радиоактивных изотопов) породы дунит (50 см) и стали (8 мм). За счет таких стен поток гамма-квантов от окружающих скальных пород снижен примерно в 200 раз, а поток космических лучей ослабляется в 2000 раз за счет толстого слоя скальных пород (660 м водного эквивалента) над лабораторией. Однако, как указывалось выше, для поиска частиц Темной Материи необходимо иметь собственный фон установки порядка 0.1 отсчета в день на 1 кг детектора-мишени при пороге регистрации порядка 1 кэВ. Поэтому детектирующая система из Ge детекторов дополнительно окружена «пассивной» (пассивно подавляющей поток радиоактивного излучения) и «активной» (дающей электронный сигнал о прохождении энергичных частиц) защитами (рис. 7). Пассивная защита, общим весом около 7 т, собрана из низкорадиоактивных материалов (свинца, меди, борированного полиэтилена). Активная защита представляет собой массивные сцинтилляционные детекторы, которые с большой эффективностью регистрируют высокоэнергичные мюоны космических лучей, проникающие даже на такую глубину.

Рис. 7. Комбинированная (пассивная и активная) защита вокруг германиевых детекторов в баксанском эксперименте IGEX-DM.

Эти меры позволили снизить фон детектирующей установки примерно в 106 раз по сравнению с незащищенными детекторами в наземной лаборатории. В ходе эксперимента достигнут порог регистрации 2 кэВ при сверхнизкой скорости счета 0.09 соб./ (кг·кэВ·сутки) в области низких энергий.
За полный календарный период, с мая 1995 по май 1999 г., были набраны и проанализированы данные с двух детекторов, изготовленных из обогащенного ⁷⁶Ge и природного Ge. Получены новые области исключения (т.е. значения параметров, лежащие выше приведенных кривых, экспериментально исключаются из числа возможных) для масс и сечений упругого рассеяния WIMPs, которые почти вплотную подошли к требующим подтверждения результатам коллаборации DAMA (рис. 8).

Рис. 8. Области исключения для масс и сечений WIMPs при различных вариантах анализа данных баксанского эксперимента IGEX-DM. В целях сравнения также показана область параметров для положительного результата, полученного в эксперименте DAMA.

В частности, дираковские нейтрино с массами от 13 ГэВ до 4.5 ТэВ исключены из кандидатов на роль таких частиц. Анализ данных по исследованию годовых и суточных модуляций потока позволил установить экспериментальные ограничения на амплитуды модуляций на уровне 7% и 4% соответственно.

Как было отмечено ранее, экспоненциально спадающий спектр ядер отдачи при упругом рассеянии WIMPs трудно отличить от спектра шумов детектора, если не вводятся дополнительные «знаки отличия». В Баксанской нейтринной обсерватории был разработан и применен новый метод поиска неупругого взаимодействия WIMPs, использующий уникальную особенность спектра ядра ⁷³Ge — наличие долгоживущих низколежащих возбужденных уровней (13.3 и 66.7 кэВ). Отбор полезных событий по предложенной схеме регистрации дает рекордно низкий фоновый счет 0.0013 соб./кг (⁷³Ge)·сутки и, следовательно, значительно повышает чувствительность установки, что позволяет на два порядка величины улучшить экспериментальные ограничения на массы и сечения спин-зависимого рассеяния WIMPs. По результатам эксперимента с экспозицией всего 0.13 кг(⁷³Ge)·год исключены WIMPs с массами от 20 ГэВ до 2 ТэВ при сечениях неупругого взаимодействия порядка 10^–34.

Поиски невидимого всегда представляли собой необычайно трудную, но интереснейшую задачу. Экспериментальное открытие Темной Материи позволит не только раскрыть очередную тайну Природы, но также обеспечит нас новыми знаниями в области физики частиц за пределами Стандартной Модели электрослабого взаимодействия. У нынешнего поколения ученых есть обоснованные надежды на то, что, если основная часть Темной Материи состоит из WIMP-нейтралино, их удастся надежно зарегистрировать уже в конце данного десятилетия.

Из планируемых экспериментов, которые в недалеком будущем могут перекрыть области значений для масс и сечений, предсказываемые в теоретических моделях для разного сорта частиц Темной Материи, можно отметить GENIUS (новый проект на основе коллаборации «Гейдельберг—Москва») с планируемой массой германиевых детекторов до 1 т, CDMS-II (США, подземная лаборатория Соудан) и EDELWEISS-III (Франция, подземная лаборатория Модан) c низкотемпературными германиевыми детекторами с массами порядка 1 кг при двойной регистрации ионизационного и теплового (фононного) сигналов.

Если же темное пространство Вселенной населяют еще более неуловимые частицы (аксино, гравитино и т.п.), то справиться с этой задачей предстоит новому поколению физиков в более далеком будущем.

 

Литература

1. Казаков Д.И. Ждем открытий в физике элементарных частиц! // Природа. 1999. №9. С.14—25.

2. Peebles P.J.E. Principles of Physical Cosmology. Princeton, 1993.

3. Wail D.M.et al. // Nature. 1993. V.366. P.429.

4. Primack J.R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.3.

5. Uson J.M. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.31.

6. Milsztajn A., Lassere T. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.55.

7. Rozskovski L. // Phys. Rep. 1996. V.267. P.19521.

8. Копылов А.В. Проблема солнечных нейтрино: от прошлого к будущему // Природа.1998. №5. С.31—40; №6. С.27—36.

9. Perlmutterl S. et al. // Nature. 1998. V.391. P.51.

10. Morales A. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.477.

11. HEIDELBERG — MOSCOW COLLABORATION // Phys. Rev. D. 1997. V.55. P.54.

12. Bernabei R. et al. // Phys. Lett. 1999. V.B450. P.448.

13. Gaitskell R. // Nucl. Phys. 2000. V.B87. P.77.

14. Aalseth C.E. et al. // Phys. of Atomic Nucl. 2000. V.63. P.1268.

⇐ Предыдущая12

Поделиться:

Воспользуйтесь поиском по сайту: