Понизительная подстанция

 

Министерство образования Республики Беларусь

Учреждение образования

"Брестский государственный университет им.А.С. Пушкина"

Физический факультет

Кафедра общей физики












Поиски частий темной материи












Брест 2012 г.

Содержание


Введение

1. Свидетельства существования темной материи

2. Кандидаты на роль частиц темной материи

2.1 Нейтрино

2.2 Слабовзаимодействующие массивные частицы (вимпы)

2.3 Сверхслабовзаимодействующие массивные частицы

2.4 Экзотические барионные кандидаты на роль частиц темной материи

2.5 Магнитные монополи

2.6 Зеркальные частицы

3. Поиск частиц темной материи в экспериментах

4. Прямая регистрация вимпов

4.1 Детекторы, регистрирующие заряд

4.2 Сцинтилляционные детекторы, регистрирующие свет

4.3 Криогенные детекторы, регистрирующие тепло

4.4 Детекторы на основе перегретых жидкостей и сверхпроводящих гранул, регистрирующие тепло

4.5 Комбинированные детекторы, регистрирующие световой и тепловой сигналы

4.6 Комбинированные детекторы, регистрирующие ионизационный и тепловой сигналы

4.7 Комбинированные детекторы, регистрирующие световой и ионизационный сигналы

5. Регистрация сильновзаимодействующей темной материи

6. Новые перспективные методы регистрации частиц темной материи

Заключение

Список литературы


Введение


Обнаружение существования темной материи (ТМ) (т.е. материи, не излучающей свет и не наблюдаемой телескопами) имеет фундаментальное значение для космологии, астрофизики и физики элементарных частиц Недавние астрофизические и космологические измерения показали, что обычная материя составляет менее 5 % энергетического содержания Вселенной, тогда как природа оставшихся 95 % остается неизвестной. Сложившаяся ситуация представляет собой очередной пример из истории развития науки, когда исследователи оказываются перед фактом, заключающимся в том, что известный мир, о котором мы, казалось бы, знаем все или почти все, в действительности составляет лишь малую часть пока еще непознанной Вселенной. Сейчас в различных странах мира проводится множество экспериментов по поиску частиц ТМ (рис.1) [1]. Однако пока ни в одном из них эти частицы не удалось зарегистрировать. Поиск частиц ТМ и детальное изучение их свойств требует объединения усилий специалистов, работающих в областях как ускорительной, так и неускорительной физики и астрофизики, а также использования различных дополняющих друг друга методов исследования.

Прямая регистрация частиц ТМ, приходящих из гало Галактики, дала бы наиболее определенное доказательство того, что эти частицы ответственны за скрытую массу во Вселенной. Изучение новых частиц в ускорительных экспериментах позволило бы наиболее всесторонне изучить свойства этих частиц. Наконец, непрямое детектирование астрофизических сигналов от возможной аннигиляции частиц ТМ могло бы дать также важные сведения, например, о распределении ТМ. Вместе с тем очевидно, что во многих случаях сигналы от непрямых измерений трудно отделить от сигналов, обусловленных астрофизическими источниками. В целом, для детального изучения частиц ТМ требуется разработка и изготовление сложных детекторов, применение материалов, свободных от радиоактивных примесей, и создание подземных лабораторий, обеспечивающих защиту от фона, вызванного космическими лучами.


Рис.1. Географическое расположение установок по поиску TM

частица темная материя нейтрино

1. Свидетельства существования темной материи


Впервые предположение о существовании ТМ было высказано в 1933 г. астрономом Ф. Цвики на основе результатов исследований галактических кластеров. Цвики, высказал предположение, что для удержания галактик в составе кластера силами гравитации необходимо большое количество невидимой материи. С этих пор на основе широкого круга самосогласованных астрофизических и космологических данных было получено множество разнообразных и неоспоримых свидетельств существования ТМ на различных масштабах Вселенной.

Наиболее убедительное и прямое свидетельство существования ТМ на галактической шкале получено из наблюдения ротационных кривых галактик - графиков круговых скоростей звезд и газа как функций их расстояния от галактического центра. Звезды и газ вращаются вокруг центра галактики. Так, например, наша Солнечная система вращается вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км с-1. Согласно закону Кеплера полная масса M (r) внутри области радиусом r и скорость вращения v (r) на расстоянии r от центра Галактики связаны соотношением [1]:


,


где:


,


p (r) - распределение плотности вещества.


Рис.1.


Если мы выходим из области оптически наблюдаемого галактического диска, то скорость вращения отдельных удаленных звезд должна уменьшаться с возрастанием r как v (r) ~ r-1/2. Однако наблюдения не подтверждают такой зависимости. Вместо этого наблюдаются "плоские" ротационные кривые, v (r) const, подобные показанной на рис.1 [2].

Во внешней области галактик, где уже нет звезд, имеется холодный нейтральный водород, скорость вращения которого также может быть измерена. Такое измерение осуществимо для галактик, которые наблюдаются "сбоку", т.е. вдоль их плоскости. При этом с помощью радиотелескопов проводятся наблюдения эмиссии на длине волны 21 см, соответствующей сверхтонкому расщеплению, которое обусловлено взаимодействием спинов протона и электрона. Вращение галактики приводит к доплеровскому сдвигу линии 21 см, величина которого позволяет оценить скорость вращения газа во внешней области галактики. Как и в случае звезд, оказывается, что скорости вращения газа остаются постоянными далеко за пределами видимой галактики.

Измерения, проведенные с несколькими сотнями спиральных галактик, показывают, что все эти галактики "погружены" в массивное гало ТМ. Реальные размеры гало до последнего времени определить не удавалось. В последние годы анализ результатов опытов показал, что диаметр темного гало галактик может превосходить видимый диаметр более чем на порядок.

Многочисленные астрономические наблюдения последних лет достаточно определенно указывают на то, что преобладающей составляющей современной Вселенной является экзотическая темная энергия (ТЭ) с практически однородным распределением плотности и отрицательным давлением.


2. Кандидаты на роль частиц темной материи


Таким образом, в современной космологии возникла довольно парадоксальная ситуация: количество ТМ известно с высокой точностью, тогда как ее природа остается полностью неизвестной. Определение природы ТМ является одной из наиболее важных проблем современной космологии. Присутствие ТМ во Вселенной наблюдается исключительно по ее гравитационному влиянию на поведение астрофизических систем, находящихся на различных космологических масштабах - от масштабов галактик до космологического горизонта. Хотя для объяснения аномального гравитационного поведения астрофизических объектов предложены альтернативные модели модифицированной гравитации, наиболее естественным объяснением этого парадокса является присутствие во Вселенной пока ненаблюдаемых массивных частиц. В разделах 2.1-2.6 мы рассмотрим наиболее популярных кандидатов на роль частиц ТМ.


2.1 Нейтрино


После того, как в экспериментах с солнечными атмосферными и ускорительными нейтрино были обнаружены осцилляции, свидетельствующие о наличии ненулевых масс нейтрино, стало бесспорным, что нейтрино должны вносить вклад в ТМ.

Нейтрино - это единственная частица ТМ, которая регистрируется в эксперименте.

Космологический фон реликтовых нейтрино предсказывается космологией Большого взрыва. Нейтрино выходят из термодинамического равновесия, являясь релятивистскими, и поэтому составляют "горячую" ТМ. После реликтовых фотонов такие нейтрино, будучи стабильными, могут представлять собой наиболее распространенные частицы во Вселенной.

В экспериментах по исследованию формы энергетического спектра электронов в процессе ?-распада трития получены наилучшие на сегодня экспериментальные ограничения на массу электронного нейтрино, которые на уровне достоверности 95 % составляют mv < 2,05 эВ (эксперимент в г. Троицк) и mv < 2,3 эВ (эксперимент в г. Майнц) [1].

Из экспериментально установленного предела нейтринной массы следует ограничение на полную реликтовую плотность нейтрино из которого очевидно, что нейтрино не может быть преобладающей компонентой ТМ.

Несмотря на свой малый вклад в плотность ТМ, нейтрино играет важную роль в космологии, поскольку, имея большую длину взаимодействия, ограничивает развитие малых структур, образовавшихся во Вселенной.

Стерильные нейтрино.

Стерильные нейтрино были предложены в качестве кандидатов на роль частиц ТМ более 15 лет назад [1]. Стерильные нейтрино не участвуют в слабых взаимодействиях, но, обладая массой, могут смешиваться с обычными нейтрино. В качестве возможного указания на существование одного или нескольких невзаимодействующих (нерегистрируемых) стерильных нейтрино, в которые в результате осцилляций могут превратиться в обычных нейтрино. В экспериментах на е+е - коллайдере LEP (Large Electron-Positron collider) было показано, что существуют только три поколения легких нейтрино.

Первое поколение включает в себя: электрон, электронное нейтрино, d-кварк и u-кварк.

Второе поколение включает в себя: мюон, мюонное нейтрино, s-кварк и c-кварк.

Третье поколение включает в себя: тау-лептон, тау-нейтрино, b-кварк и t-кварк [4].

Если в природе существует более трех массивных нейтрино, то это должно рассматриваться как проявление физики за пределами Стандартной модели (СМ).

Стерильные нейтрино должны распадаться на обычные нейтрино СМ c излучением фотонов, энергия которых соответствует примерно половине массы распадающегося нейтрино. Время жизни стерильных нейтрино может быть больше возраста Вселенной, и поэтому стерильные состояния являются практически стабильными.

Экспериментально было получено [1] ограничение на массу стерильного нейтрино:


.


2.2 Слабовзаимодействующие массивные частицы (вимпы)


Одной из наиболее популярных категорий кандидатов на роль частиц ТМ являются вимпы (название "вимпы" образовано от англ. аббревиатуры WIMPs - Weakly Interacting Massive Particles), которые по предположению были рождены в первые мгновения после Большого взрыва. Термином "вимп" принято называть класс частиц, характеризуемых, прежде всего, такими значениями массы и сечения аннигиляции, которые позволяют им выйти из равновесия в ранней Вселенной с плотностью, характерной для ТМ. Вимпы особенно привлекательны как кандидаты в ТМ ввиду ряда очевидных достоинств. Во-первых, появление вимпов в теоретической физике частиц мотивировано проблемой нарушения электрослабой симметрии. Во-вторых, согласно стандартным космологическим предположениям, их тепловая реликтовая распространенность естественным образом совпадает с той, которая требуется для ТМ. Наконец, требование достаточно эффективной аннигиляции вимпов (для обеспечения соответствующей реликтовой плотности) означает, что взаимодействие вимпов с материей является достаточно сильным для того, чтобы они могли быть обнаружены в прямых экспериментах.


2.3 Сверхслабовзаимодействующие массивные частицы


Сверхслабовзаимодействующие массивные частицы (супервимпы (SuperWIMPs), или свимпы) - новый класс небарионной холодной ТМ

Как и вимпы, свимпы могут быть введены на теоретической основе, включающей в себя суперсимметрию и модели квантовой гравитации с дополнительными размерностями.

Основное отличие свимпов от вимпов заключается в том, что свимпы взаимодействуют с обычной материей сверхслабо, так что не могут быть зарегистрированы ни в каких прямых экспериментах, которые предлагались до сих пор. Единственное наблюдаемое следствие существования свимпов могло бы быть связано с распадами обычных вимпов в свимпы, которые сопровождаются испусканием фотонов и возникновением каскадов. Сигналом о существовании свимпов могло бы стать наличие пика в спектре диффузных -квантов с энергиями ~ 10 кэВ - 10 МэВ [1].

В качестве претендентов на роль свимпов рассматриваются гравитино в суперсимметричных теориях и KK-гравитоны в теориях с дополнительными размерностями, а также аксионы и аксино. Пожалуй, наиболее популярным свимпом является аксион, который много лет назад был введен в физику частиц для решения проблемы СР-инвариантности. Сверхслабое взаимодействие аксионов с материей должно свидетельствовать о том, что аксионы не находились в тепловом равновесии в ранней Вселенной.


2.4 Экзотические барионные кандидаты на роль частиц темной материи


Массивные компактные объекты гало галактики (MACHOs).

К числу наиболее естественных гипотез о природе ТМ можно отнести предположение о существовании некоторого класса астрономических объектов, которые вследствие своих малых размеров и светимости не видны. Такие гипотетические объекты, получившие общее название MACHOs (Massive Compact Halo Objects), могут, в частности, включать в себя черные дыры, рожденные в эпоху Большого взрыва.

Недавние измерения, основанные на использовании эффекта гравитационного микролинзирования, позволили оценить величину суммарного вклада MACHOs в ТМ. По результатам мониторинга была определена суммарная масса MACHOs в гало галактик, которая, как оказалось, составляет менее 15 % от массы гало [1].


2.5 Магнитные монополи


Гипотезу о существовании монополей выдвинул Дирак для объяснения квантования электрического заряда еще в 1931 г. Дирак предположил существование частицы с магнитным зарядом g, который связан с электрическим зарядом е условием квантования , где n = 1,2,… Однако это соотношение не определяет массу магнитного заряда - монополя. Оценка, основанная на предположении о равенстве радиусов классического монополя и электрона, приводит к величине ГэВ [1]. Исходя из этих соображений на протяжении многих лет легкие монополи безуспешно пытались искать в ускорительных экспериментах.

2.6 Зеркальные частицы


Идея "зеркальных частиц" и "зеркального мира" зародилась около 50 лет тому назад и сегодня активно обсуждается в связи с проблемой ТМ. Модель зеркальной материи возникла в результате попыток компенсировать зеркальную асимметрию слабых взаимодействий обычных частиц, несмотря на характер слабого взаимодействия. Для введения зеркальных частиц существует и другая мотивация, связанная с теорией струн. Все обычные частицы, за исключением гравитона, получают зеркальных партнеров. Зеркальные частицы имеют те же массы, что и соответствующие обычные частицы, и взаимодействуют между собой, как обычные частицы, за исключением того, что зеркальное слабое взаимодействие является правым, а не левым. Оба сектора взаимодействуют между собой гравитационно. Кроме того, существуют другие каналы взаимодействия. Возможные негравитационные взаимодействия включают в себя смешивание зеркальных фотонов с обычными фотонами, смешивание массовых состояний зеркальных и обычных нейтрино СМ.

Зеркальные протоны и электроны должны быть стабильными по тем же причинам, что и обычные протоны и электроны. Зеркальная реликтовая материя в виде газовых облаков, звезд, планет, галактик и т.д. может существовать и в современной Вселенной, проявляя себя как ТМ, взаимодействующая с обычной материей посредством стандартной гравитации. Присутствие зеркальной материи во Вселенной (по аналогии с обычной холодной ТМ), возможно, способствовало формированию ее крупномасштабной структуры.

Важное отличие зеркальных барионов от других кандидатов в ТМ состоит в том, что зеркальная материя взаимодействует сама с собой (самодействие). Это свойство использовано для решения проблемы распределения плотности ТМ.

Кроме зеркальных аналогов обычных частиц СМ, возможно, существуют и зеркальные сверхтяжелые Х-частицы ТМ, которые будут распадаться на зеркальные фотоны, лептоны и барионы. Только зеркальные нейтрино, переходящие в результате осцилляций в обычные нейтринные состояния, могут стать наблюдаемыми. Все остальные продукты распадов зеркальных Х-частиц так и останутся в зеркальном мире и будут ненаблюдаемыми в обычном мире. Таким образом, зеркальные Х-частицы могут являться скрытым источником нейтрино, поток которых может быть очень большим и может быть обнаружен вступающими в строй нейтринными телескопами.

3. Поиск частиц темной материи в экспериментах


Имеется несколько путей поиска частиц темной материи. Один из них связан с экспериментами ускорителях высокой энергии - коллайдерах. Если частицы темной материи действительно тяжелее протона в 100-1000 раз, то они будут рождаться в столкновениях обычных частиц, разогнанных на коллайдерах до высоких энергий. Ближайшие перспективы здесь связаны с Большим адронным коллайдером (LHC). Нужно сказать, что согласно популярным сегодня гипотезам, частицы темной материи - это лишь один представитель нового семейства элементарных частиц, так что наряду с открытием частиц темной материи можно надеяться на обнаружение на ускорителях целого класса новых частиц и новых взаимодействий. Космология подсказывает, что известными сегодня "кирпичиками" мир элементарных частиц далеко не исчерпывается!

Другой путь состоит в регистрации частиц темной материи, которые летают вокруг нас. Их отнюдь не мало: при массе, равной 1000 масс протона, этих частиц здесь и сейчас должно быть 1000 штук в кубическом метре. Проблема в том, что они крайне слабо взаимодействуют с обычными частицами, вещество для них прозрачно. Тем не менее, частицы темной материи изредка сталкиваются с атомными ядрами, и эти столкновения можно надеяться зарегистрировать. Поиск в этом направлении ведется с помощью целого ряда высокочувствительных детекторов, помещенных глубоко под землей, где резко снижен фон от космических лучей.

Eще один путь связан с регистрацией продуктов аннигиляции частиц темной материи между собой. Эти частицы должны скапливаться в центре Земли и в центре Солнца, т.к. вещество для них практически прозрачно, и они способны проваливаться внутрь Земли или Солнца. Там они аннигилируют друг с другом, и при этом образуются другие частицы, в том числе нейтрино. Эти нейтрино свободно проходят сквозь толщу Земли или Солнца, и могут быть зарегистрированы специальными установками - нейтринными телескопами. Один из таких нейтринных телескопов расположен в глубине озера Байкал (НТ-200, рис.8) [3], другой (AMANDA) - глубоко во льду на Южном полюсе.


Рис 8. Нейтринный телескоп расположен в глубине озера Байкал




Как показано на рис.9 [3], нейтрино, приходящее, например, из центра Солнца, может с малой вероятностью испытать взаимодействие в воде, в результате чего образуется заряженная частица (мюон), свет от которой и регистрируется. Поскольку взаимодействие нейтрино с веществом очень слабое, вероятность такого события мала, и требуются детекторы очень большого объема. Сейчас на Южном полюсе началось сооружение детектора объемом 1 кубический километр.

Имеются и другие подходы к поиску частиц темной материи, например, поиск продуктов их аннигиляции в центральной области нашей Галактики. Какой из всех этих путей первым приведет к успеху, покажет время, но в любом случае открытие этих новых частиц и изучение их свойств станет важнейшим научным достижением. Эти частицы расскажут нам о свойствах Вселенной через 10-9 с (одна миллиардная секунды) после Большого Взрыва, когда температура Вселенной составляла 1015 градусов, и частицы темной материи интенсивно взаимодействовали с космической плазмой.


4. Прямая регистрация вимпов


Идея прямого детектирования вимпов основана на предположении о том, что Галактика заполнена вимпами, поэтому при движении Земли многие из них проходят через Землю. Для оценки характеристик сигнала при прямой регистрации вимпов ключевыми параметрами являются: плотность распределения вимпов в Галактике, распределение их по скоростям в Солнечной системе, сечение рассеяния вимпов на нуклонах.

В экспериментах по прямой регистрация вимпов необходимо тем или иным методом измерить энергию, выделившуюся в процессе рассеяния вимпов на ядерной мишени. Для регистрации ядра отдачи и измерения его энергии могут быть использованы ионизационные, сцинтилляционные и тепловые детекторы или их комбинации. Важно подчеркнуть, что в отличие от тепловых детекторов, в которых почти 100 % энергии ядра отдачи АЕ преобразуется в тепловой сигнал, ионизационные детекторы имеют коэффициент преобразования энергии отдачи в энергию, затрачиваемую на рождение электронно-дырочных пар, не более 30 %, а в сцинтилляционных детекторах в свет преобразуется не более 10 % энергии. В этом случае детектор, регистрирующий ядра отдачи, должен работать с порогом, не превышающим нескольких КэВ.


4.1 Детекторы, регистрирующие заряд


Полупроводниковые детекторы.

В первых экспериментах по наблюдению вимпов использовались германиевые детекторы, которые имеют низкий энергетический порог и высокое разрешение. Изначально эти детекторы были оптимизированы для изучения двойного ?-распада, но впоследствии стали использоваться и для наблюдения частиц ТМ. В последнее время для регистрации вимпов стали применяться времяпроекционные камеры.

IGEX (International Germanium Experiment) [1] - эксперимент на глубине 2450 метров водного эквивалента (м.) в подземной лаборатории Канфранк, расположенной в испанских Пиренеях. Детектор, окруженный свинцовой защитой, содержал 2 кг чистого изотопа германия 76Ge. Счет событий в эксперименте составил 0,1 кэВ-1 кг-1 сут-1, что находится на уровне расчетного фона.

HDMS (Heidelberg Dark Matter Search) [1] - эксперимент в подземной лаборатории Гран-Сассо в Италии, на глубине 3400 м. в. э., в котором использовалось два кристалла 73Ge (один помещался в другой) с общим весом около 2,3 кг. Все события, которые регистрировались в обоих детекторах, имели фоновое происхождение, не связанное со взаимодействием вимпа. В этом эксперименте порог регистрации составлял 4-7,5 кэВ при энергетическом разрешении 2-4 кэВ. Измерения проводились в интервале энергий ядер отдачи 10-50 кэВ, и счет событий не превосходил уровня фона - 0,43 кэВ-1 кг-1 сут-1 [1].

Времяпроекционные камеры

Drift-II - эксперимент с использованием времяпроекционной камеры, проводимый в подземной шахте Боулби (Северный Йоркшир, Великобритания) на глубине 1100 м [1]. Камера, объемом 1 м3, заполненная дисульфатом углерода (CS2), работает с отрицательными ионными носителями заряда. Принцип работы камеры основан на том, что при взаимодействии частицы, проходящей через газовую CS2-мишень, с веществом мишени образуются электрон-ионные пары, которые затем разделяются в сильном электрическом поле. Газ CS2 - электроотрицательный, и образовавшиеся отрицательные ионы дрейфуют к одной из плоскостей многопроволочной пропорциональной камеры, работающей в лавинном режиме. В такой камере могут регистрироваться ядра отдачи от взаимодействия вимпов в газовом объеме. В настоящее время проводится калибровка прибора с использованием радиоактивных источников.

MIMAC (MIcro-tpc MAtrix of Chambers) - эксперимент с времяпроекционной камерой с высоким временным разрешением, в которой в качестве мишени для регистрации небарионной ТМ используется Не3. В камере регистрируется ионизационный сигнал и проекция электронного трека. Движение ядра отдачи, возникшего при рассеянии вимпа на Не3, приводит к образованию электронов ионизации, которые могут регистрироваться при пороговой энергии, не превышающей 6 кэВ [1].


4.2 Сцинтилляционные детекторы, регистрирующие свет


Большие массы детектора можно получить с использованием сцинтиллятора типа NaI или жидкого ксенона в очень чистом контейнере.

DAMA (Dark Matter) - эксперимент в подземной лаборатории Гран-Сассо, в котором использовалось около 100 кг высокочистого NaI (Tl) - сцинтиллятора (девять независимых детекторов весом по 9,7 кг каждый). Энергетический порог в эксперименте составлял E?2 кэВ, энергия ядер отдачи достигала E?22 кэВ [1]. Энергетическое разрешение сцинтилляторов исследовалось с использованием нескольких радиоактивных источников (55Fe, 109Cd, 241Am). В эксперименте регистрировался эффект влияния движения Земли вокруг Солнца на взаимодействие частиц ТМ в ядерной мишени. Если рассматривать ТМ, сконцентрированную в Галактическом гало, то Земля будет пересекать больший поток частиц ТМ в июне, когда вектор скорости частиц ТМ совпадает с направлением движения Солнечной системы относительно Галактики. Наименьшее число событий взаимодействия в детекторах должно наблюдаться в декабре, когда две скорости взаимно противоположны.

Набор данных в эксперименте DAMA происходил в течение семи годовых циклов. Сеансы измерений начинались до момента времени, в который счет должен быть минимальным (2 декабря), и заканчивались после ожидаемого максимума (2 июня). Полная экспозиция детекторов составила 107731 кг сут. Результат счета событий в энергетическом интервале 2 - 6 кэВ показал наличие модуляций на уровне достоверности 6,3 с (рис.10), что коллаборация DAMA интерпретировала как свидетельство существования в гало вимпов с массой mWIMP ? 52 ГэВ. Однако этот результат до сих пор не подтвержден ни в одном из экспериментов по поиску ТМ.


Рис.10. Годовая модуляция счета событий в энергетическом интервале 2-6 кэВ, измеренная в эксперименте DAMA.


Наблюдения частиц TM в эксперименте использовалось шесть кристаллов сцинтиллятора NaI с общим весом 46 кг. Световые сигналы регистрировались ФЭУ (фотоэлектронные умножители), присоединенными к кристаллу с обоих концов. Для защиты от природной радиоактивности горных пород детектор окружался оболочкой из меди и свинца. Энергетический порог детектора составлял ? 2 кэВ, анализ данных проводился в области энергий 2 - 30 кэВ. Экспозиция детектора составила 10,6 кг год. Значимых отклонений от фонового счета событий в детекторе NaIAD обнаружено не было [1].

ANAIS (Annual modulation with NaI's) - эксперимент в подземной лаборатории Канфранк. В эксперименте использовалось 14 кристаллов сцинтиллятора NaI, каждый весом 10,7 кг. Гексагональная конструкция, собранная из этих сцинтилляторов, была окружена оболочкой из свинца толщиной 10 см, слоями кадмия толщиной 2 мм и 40-сантиметровыми слоями полиэтилена. Кроме того, вся установка погружалась в бак с водой с добавками бора. Энергетический порог регистрации в эксперименте составлял ? 4 кэВ, анализировались события с энергиями вплоть до 100 кэВ. При полной экспозиции детектора 2070 кг сут. счет событий составлял 1,2 кэВ-1 кг-1 сут-1. Никакого аномального превышения числа событий над уровнем фона во всем исследуемом энергетическом интервале обнаружено не было [1].

Kamioka-CaF2 (Eu) - эксперимент в Японии, в шахте Камиоканде на глубине 2700 м. Детектор содержал сцинтилляционный кристалл CaF2 (Eu) весом 310 г, окруженный радиационной защитой, состоящей из медной, свинцовой и полиэтиленовой оболочек с толщиной соответственно 15, 15 и 20 см. Кристаллы CaF2 (Eu) имеют световыход, составляющий около 50 % от световыхода NaI (Tl), и поэтому энергетический порог детекторов, созданных на основе кристаллов CaF2 (Eu), несколько выше, чем у детекторов на кристаллах NaI (Tl). Световой сигнал от кристалла регистрируется ФЭУ и поступает на вход цифрового осциллографа. В установке Kamioka-CaF2 (Eu) счет событий с энергиями ?10 кэВ составил 10 кэВ-1 кг-1 сут-1, что соответствует фоновой загрузке детектора.

KIMS (Korea Invisible Mass Search) - эксперимент в Корее, в подземной шахте Янгянг на глубине 700 м. В эксперименте используются четыре сцинтилляционных кристалла CsI (Tl) с общей массой 34,8 кг. Сцинтилляционный свет регистрируется ФЭУ c двух торцевых поверхностей кристалла и записывается с помощью сверхбыстрых аналого-цифровых преобразователей. Полная экспозиция детектора составила 3409 кг сут. После выделения зарегистрированных фоновых событий число полезных событий, которые могли бы быть ассоциированы с наблюдением ядра отдачи, согласуется с нулевым результатом обнаружения вимпов.

ZEPLIN (ZonEd Proportional scintillation in LIquid Noble gases) - эксперимент в подземной шахте Боулби. В первой фазе эксперимента - ZEPLIN-I - в качестве сцинтиллятора использовалось 3,1 кг жидкого ксенона. Этот опыт оказался неудачным, так как шум электроники оказался слишком велик, а энергетическое разрешение было слишком мало для того, чтобы уверенно выделять полезные сигналы. Развитием этого эксперимента стало создание установок ZEPLIN-II и ZEPLIN-III, в которых использовался ксенон в жидкой и в газовой фазах и в качестве сигналов регистрировался заряд и сцинтилляционный свет.


4.3 Криогенные детекторы, регистрирующие тепло


В последнее десятилетие для регистрации вимпов наиболее активно используются криогенные детекторы. Это связано с тем, что при очень низких температурах теплоемкость приближенно следует закону Дебая (~ Т3) и можно проводить калориметрические измерения даже при очень малых выделенных энергиях. При измерении энергии отдачи уже достигнут энергетический порог 1 кэВ. Снижение теплоемкости при Т?0 позволяет в технически достижимых температурных областях получать регистрируемые в макроскопическом рабочем теле температурные отклики ~ 1 мкК на энерговыделение величиной в несколько электронвольт. Кроме того, энергетическая цена элементарного фононного возбуждения в криогенных детекторах значительно ниже (менее 1 мэВ), чем в классических детекторах на основе полупроводников или сцинтилляторов. Поэтому криогенные детекторы дают возможность достичь беспрецедентно высоких чувствительности и энергетического разрешения.

ROSEBUD (Rare Objects SEarch with Bolometers UndergrounD) - эксперимент в подземной лаборатории Канфранк, оборудование которого включало в себя три сапфировых болометра с Ge-термосопротивлениями. Полная масса кристаллов сапфира составляла около 100 г. Кристаллы в тонкой оболочке из свинца и меди высокой чистоты были погружены в жидкий гелий при температуре 20 мК. Внешняя защита детектора состояла из свинцовых блоков и кадмиевой фольги. Установка помещалась на специальную виброизолирующую платформу в клетке Фарадея. Порог регистрации составлял ~ 2 кэВ. Число фоновых событий в области энергий 2-100 кэВ достигало ~ 5 событий на 1 кэВ кг сут, что на порядок выше, чем в кремниевом детекторе. Отклонений в энергетическом спектре фоновых событий не обнаружено.

Продолжение эксперимента ROSEBUD было связано с исследованием возможности использования для регистрации вимпов болометров на кристаллах CaWO4 и BGO. Сравнение спектров, полученных с помощью болометров различного типа, позволяет определить зависимость счета событий от атомной массы кристалла. Однако кристалл BGO оказался практически непригодным для регистрации ядер отдачи при упругом рассеянии вимпов, так как его порог регистрации слишком высок ~ 6 кэВ.

CRESST-I (Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers) - эксперимент, проводившийся в подземной лаборатории Гран-Сассо, в котором использовался сапфировый болометр с массой кристалла 262 г. В эксперименте при пороге E ?500 эВ достигалось разрешение ? 133 эВ при энергии 1,5 кэВ [1].


4.4 Детекторы на основе перегретых жидкостей и сверхпроводящих гранул, регистрирующие тепло


Один из подходов к созданию детекторов для регистрации вимпов связан с использованием перегретых жидкостей. Такие детекторы работают по принципу пузырьковой камеры, в которой малое энерговыделение в ее объеме нарушает метастабильное состояние жидкости, приводя к образованию пузырьков, регистрируемых оптическими приборами или акустическими сенсорами. Для возникновения фазового перехода необходимо минимальное энерговыделение, поэтому детекторы, использующие перегретые жидкости, являются пороговыми приборами. Рабочие температура и давление подбираются таким образом, чтобы только ядра отдачи могли вызывать образование пузырьков. Электроны отдачи, возникающие при взаимодействиях ?-квантов, имеют меньшее энерговыделение и не приводят к образованию пузырьков.

COUPP (Chicagoland Observatory for Underground Particle Physics) - детектор, представляющий собой аналог пузырьковой камеры, заполненной жидким CF3I весом 2 кг. В 2005 г. камера была размещена в туннеле нейтринного канала NuMI Тэватрона на глубине 300 м. Образование пузырьков регистрировалось оптическими камерами и акустическими датчиками. Использование двух сигналов обеспечивало пространственную реконструкцию образовавшегося пузырька с точностью 1 мм. Эта информация обеспечивала выделение событий ядер отдачи на фоне событий, обусловленных множественным рассеянием нейтронов. Однако на первом этапе эксперимента COUPP не было предусмотрено методов минимизации фона ядер отдачи ?-частиц, возникающих при радиоактивном распаде радона, в малом количестве присутствующего в окружающей среде. Полная экспозиция детектора составила 250 кг сут. Полезных событий выделено не было.

Сейчас проектируется новая камера, в которой вес CF3I достигнет 80 кг и в которой предусмотрено выделение радонового фона. Камеру предполагается установить в подземной лаборатории (Соудан, США), где работает детектор CDMS-II [1].

PICASSO (Project In CAnada to Search for Super - symmetric Objects) - эксперимент с детектором, в котором используются перегретые капли C4Fi0, внедренные в гель, основу которого составляет полимеризованная эмульсия. Эксперимент проводился в самой глубокой (~ 6000 м.) подземной лаборатории в мире - SNO (Садбери, Канада). Гель является активной мишенью для взаимодействия вимпов, а перегретые капли диаметром 10-100 мкм работают по принципу минипузырьковой камеры. Фазовый переход к нормальному состоянию сопровождается взрывом капли и регистрируется с помощью пьезоэлектрических датчиков, размещенных на внешней поверхности стенок детектора. Фазовый переход связан с изменением температуры и давления в геле, окружающем каплю, а также со спецификой энергетических потерь частицы, пересекающей чувствительный объем детектора. Это позволяет выделить ядра отдачи 19F на фоне частиц с малой плотностью ионизации. Энергетический порог регистрации ядер может варьироваться при изменении температуры и давления в детекторе. Температурная зависимость энергетического порога определялась при калибровочных измерениях с нейтронными, ? - и ?-источниками и сравнивалась с результатами расчета по методу Монте-Карло. Три детектора объемом 1,5 л каждый начали работать в 2004 г. Эти детекторы представляют собой цилиндрические контейнеры из полипропилена со стальной крышкой, заполненные полимеризованной эмульсией с каплями C4F10. Изменение температуры в диапазоне 20-47° C позволяло обнаруживать ядра отдачи с энергией 6-500 кэВ. При экспозиции, составившей 1,98 кг сут, измеренный энергетический спектр полностью согласовывался с температурной зависимостью, характерной для ?-частиц, которая сильно отличается от температурной зависимости в случае ядер отдачи, индуцированных вимпами. Ограничение на вимп-нуклонное сечение составило 1,3 пб при массе вимпа 29 ГэВ [1].

В настоящее время число детекторов, используемых в PICASSO, постепенно увеличивается. Установка из 32 детекторов позволит довести активную массу прибора до 3 кг. При экспозиции 280 кг сут ожидается достичь чувствительности к вимп-нуклонному сечению на уровне 5 х 10-38 см2.

SIMPLE (Superheated Instrument for Massive ParticLE searches) - эксперимент в подземной лаборатории LSBB (Laboratoire Souterrain Bas Bruit) во Франции (глубина 1500 м.), в котором используется детектор на основе перегретых капель фреона C2ClF5. Принцип работы установки SIMPLE полностью аналогичен принципу работы PICASSO. Четыре детектора объемом по 5 л каждый имели гелиевую основу, в которую были введены капли C2ClF5 с полной активной массой около 43 г. Детекторы помещались в бак с очищенной от примесей водой объемом 700 л, который окружался тройным слоем звуковой и тепловой изоляции. Для регистрации акустических волн, сопровождающих фазовый переход, внутри водного объема размещались пьезоэлектрические микрофоны, а снаружи устанавливался звуковой монитор. В случае регистрации кандидата в событие на любом из детекторов в память компьютера записывалась температура, давление и форма сигнала в виде фурье-образа.

Полная экспозиция установки SIMPLE составила 0,42 кг сут. Счет сигналов в детекторе полностью согласуется с вкладом фона. Несмотря на меньшую, чем в PICASSO экспозицию, ограничения на вимп-нуклонное сечение в эксперименте SIMPLE эквивалентны ограничениям PICASSO. Этот результат продемонстрировал важность использования в эксперименте пассивной защиты от фона и материалов с высокой радиационной чистотой.


4.5 Комбинированные детекторы, регистрирующие световой и тепловой сигналы


CRESST-II - первый эксперимент по наблюдению вимпов, в котором использовались детекторы, позволяющие как наблюдать световой сигнал, так и регистрировать фононы. Для этого эксперимента были разработаны криогенные детекторы на основе кристаллов CaWO4 (рис.11) [1].

Для защиты от фона, создаваемого природной радиоактивностью, детектор окружен оболочкой из меди и свинца. В детекторе ядра отдачи с энергиями ~ 10 кэВ с высокой эффективностью отделяются от радиоактивного ? - и ?-фона. Четыре канала SQUID-системы позволяют работать независимо как в фононной моде, так и сцинтилляционном режиме.

Один модуль детектора состоит из сцинтилляционного кристалла CaWO4 весом ~ 300 г, работающего как криогенный калориметр (фононный канал). Вблизи сцинтилляционного кристалла установлен криогенный детектор, оптимизированный для регистрации света от сцинтилляций (световой канал). Фононный канал предназначен для измерения энергии, переданной ядром отдачи в кристалле CaWO4 в упругом рассеянии вимпа с ядром. Tак как сигнал ядра отдачи отличается по световыходу от сцинтилляционного света, излучаемого электроном или ?-квантом с той же самой энергией, то происходит эффективное выделение фона электронов и ?-квантов, что дает возможность проводить независимые измерения фононного и светового сигналов.

В детекторном модуле используется цилиндрический кристалл CaWO4 диаметром 40 мм. Детектор света помещается сверху на плоскую поверхность кристалла, и вся конструкция окружается светоотражающей многослойной полимерной фольгой. Установка работает при температуре около 10 мК. Вольфрамовый термометр находится в промежуточном состоянии между сверхпроводящим и нормальным состояниями. В этом режиме малое возрастание температуры термометра приводит к относительно большому увеличению его сопротивления, которое измеряется посредством двух параллельных обмоток. Один конец обмотки закреплен на сверхпроводящей пленке, а другой через сопротивление соединен с интерферометром SQUID, что обеспечивает высокую чувствительность измерений изменения тока. Возрастание сопротивления термометра и увеличение тока приводит к возрастанию выходного напряжения на SQUID.

В первых измерениях, проведенных в 2004 г. на двух модулях детекторов, счет регистируемых сигналов составил 0,87 ± 0,22 кг-1 сут-1. Это полностью соответствует расчетному сигналу от фона электронов и ?-квантов. Следующий шаг в развитии детектора CRESST связан с установкой дополнительных 33 модулей с усовершенствованной 66-канальной SQUID-системой считывания, применением защиты от нейтронов и вето-системы для мюонов.


Рис.11. Схема и фотография детектора CRESST-II. W-термометр


4.6 Комбинированные детекторы, регистрирующие ионизационный и тепловой сигналы


CDMS (Cryogenic Dark Matter Search) явился первым экспериментом, в котором для регистрации вимпов проводились независимые измерения ионизационного и теплового сигналов с помощью криогенного германиевого детектора. До 2002 г. эксперимент проводился в Стэнфордской лаборатории, где детектор имел довольно слабую защиту от мюонов и нейтронов и выделение фона было основано только на нормировке на результаты Монте-Карло-моделирования. Несмотря на это, в течение нескольких лет ограничение CDMS на существование ТМ оставалось самым сильным.

В 2003 г. модернизированный детектор CDMS-II был помещен в подземную шахту Соудан в Миннесоте (США), расположенную на глубине 2090 м. Использовались четыре германиевых кристалла весом 250 г и два кремниевых детектора весом 100 г, которые охлаждались до температуры меньшей 50 мК (рис.12) [1]. Для подавления ?-фона и нейтронного фона детекторы окружались защитой, состоящей из слоев меди (0,5 см), свинца (22,5 см) и полиэтилена (50 см). Заряженные частицы (в основном мюоны), проходящие через детектор, выделяются вето-системой, основанной на сцинтилляционных счетчиках [1].

В CDMS-II события с ядрами отдачи отделяются от событий электронного рассеяния по двум независимым каналам. Во-первых, регистрируется ионизация в кристалле высокочистого германия, находящемся между электродами, к которым приложено напряжение в несколько вольт. При данной энергии электроны отдачи имеют большую ионизирующую способность, чем ядра. Во-вторых, с помощью тепловых сенсоров регистрируется тепловыделение при низкой температуре. Фононный сигнал от ядра отдачи является более длительным и приходит позднее, чем сигнал от электрона отдачи. Основным источником фона, который может создать нужное отношение тепло/ионизация, рассчитываемое в предположении рассеяния вимпа на ядре германия, являются ядра отдачи, индуцированные нейтронами.


Рис.12. (а) Схема детектора CDMS-II. (б) Структурный модуль детектора SuperCDMS с мишенью, содержащей кристаллы Ge с полной массой 640 г.


Порог регистрации ядра отдачи в детекторе составлял 2 кэВ. Анализ событий с энергиями в интервале 10 - 100 кэВ, регистрируемых в течение экспозиции CDMS-II равной 19,4 кг сут, позволил на 90% -ном уровне достоверности исключить существование вимпов с массами менее 60 ГэВ при вимп-ядерных сечениях больших 4 х 10-43 см2. На сегодня это ограничение является одним из лучших.

В качестве развития эксперимента было предложено создать новый детектор SuperCDMS и разместить его в лаборатории SNO в Канаде, которая находится в одной из самых глубоких (~ 6000 м.) подземных шахт в мире. Предполагается использовать детекторы, конструкция которых аналогична CDMS-II, и последовательно наращивать их число. На первом этапе будут использованы детекторы с общей массой германия около 27 кг, на втором - 145 кг, и на последнем - 1100 кг. Установка SuperCDMS позволит исследовать вимп-ядерные сечения со значениями вплоть до 10-44 - 10-46 см2 [1].


4.7 Комбинированные детекторы, регистрирующие световой и ионизационный сигналы


ZEPLIN-II - второй этап эксперимента ZEPLIN, на котором впервые использовался детектор на основе ксенона в жидком и газообразном состояниях. Проходящая через объем жидкой мишени частица ионизирует среду, в результате чего свободные электроны в приложенном электрическом поле движутся по направлению к газовой фазе и, попадая в нее, ионизируют атомы газа. В результате электролюминесценции снимается возбуждение атомов и излучается свет. Принцип использования таких детекторов основан на том, что различные частицы, проходя через чувствительный объем детектора, дают разные вклады в сигналы, которые регистрируются в виде сцинтилляционного света и ионизационных потерь (рис.13) [1]. Различие между двумя этими сигналами позволяет разделять взаимодействия с электронами и ядрами отдачи. Вимпы должны упруго рассеиваться на ядрах Xe, таким образом, сигнатура взаимодействий ядер отдачи будет значительно отличаться от сигнатуры взаимодействий ? - квантов и электронов отдачи.

ZEPLIN-II содержит 31 кг жидкого ксенона, заключенного в медный резервуар диаметром 50 см, высотой 13 см, объем которого просматривается семью ФЭУ.

Газовый промежуток высотой 2 см находится над поверхностью жидкого ксенона. Система электродов обеспечивает напряженность электрического поля 1,8 кВ см-1 в жидкой фазе и 2 кВ см-1 в пограничной области жидкость-газ. Низкий порог в этом детекторе достигается благодаря регистрации сцинтилляционного света фотоумножителями, находящимися в жидкой фазе. Для измерения ионизационных потерь в жидком ксеноне требуется обеспечить большое время жизни ионов по сравнению с временем жизни свободных электронов. Это достигается посредством использования ксенона сверхвысокой очистки. В первой экспозиции детектора, составившей 225 кг сут, измеренное число событий не превысило расчетного фонового значения.


Рис.13. Принцип регистрации сигналов в двухфазном ксеноновом детекторе.


Частица, попадая в детектор, взаимодействует в жидком ксеноне, в результате чего возникает первичный сцинтилляционный сигнал. Вторичные электроны дрейфуют по направлению к газовому слою, в котором дают вторичный электролюминесцентный сигнал. Оба сигнала регистрируются системой ФЭУ, расположенной в верхней части детектора.

ZEPLIN-III - последний этап создания модернизированного ксенонового детектора с двухфазной эмиссией. В ZEPLIN-III используется матрица из 31 ФЭУ, экранированных медной фольгой. Mатрица просматривает слой жидкого ксенона толщиной 40 мм, над которым находится слой газа толщиной 5 мм. Mежду медным электродом, который ограничивает газовую фазу, и сеткой, ограничивающей активную область жидкой фазы, прикладывается напряжение до 40 кэВ. При этом достигается хорошая реконструкция события во всех трех направлениях: в горизонтальной плоскости пространственное разрешение составляет ~ 10 мм, в вертикальном направлении ~ 50 мкм. Mедный резервуар с ксеноновой мишенью и ФЭУ погружен в криостат с жидким азотом. Сейчас проводятся калибровка прибора и подготовительные работы для проведения наблюдений вимпов.

5. Регистрация сильновзаимодействующей темной материи


ИНКА (Ионизацонно-Нейтронный КАлориметр) (Рис.14) [1] - многоцелевая астрофизическая орбитальная обсерватория, которая создается сотрудниками Физического института им.П.Н. Лебедева РАН (ФИАН) совместно с Институтом ядерных исследований РАН (ИЯИ) и Научно-исследовательским институтом ядерной физики (НИИЯФ) Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова. Эта обсерватория нацелена на проведение фундаментальных исследований в области астрофизики первичного космического излучения (ПКИ) и физики элементарных частиц в интервале высоких энергий (E =1012-1016 эВ). Основными задачами ИНКА является изучение энергетических спектров космических частиц и определение массового состава ядерных компонент ПКИ (начиная от энергий E ? 1012 эВ до E ? 1016 эВ), определение поведения спектра первичных электронов при E ? 1012 эВ и измерение спектра диффузных ?-квантов в области энергий 30 ГэВ ? E ? 30 ТэВ, а также дискретных источников у-квантов при энергиях 1010 эВ ? E ? 1012 эВ [1]. В проекте ИНКА планируется применить для измерения энергии каскадов регистрацию как ионизационного, так и нейтронного сигналов, что позволит, с одной стороны, значительно повысить точность измерения энергии каскадов и выделить электроны и ?-кванты из протонного фона, а с другой стороны, даст возможность идентифицировать каскады от экзотических частиц с нестандартным развитием. Большая апертура ИНКА (~ 17,6 м2 ср) и использование новых технологий регистрации частиц делают этот прибор единственным детектором, способным изучать ТМ, существующую как в форме массивных экзотических частиц с аномально низким отношением заряда к массе, так и в виде вимпов, посредством наблюдений, например, сигналов от аннигиляции массивных нейтралино.


Рис.14. Схема ИНКА: 1 - свинец, 2 - полиэтилен, 3 - пластические сцинтилляторы, 4 - счетчики СНМ-17, 5 - счетчики "Гелий-3", 6 - платы электроники, 7 - фотоприемники (ФЭУ, фототриоды), 8 - зарядовые детекторы, А и Б - слои внешней части прибора.

6. Новые перспективные методы регистрации частиц темной материи


Акустическая регистрация массивных заряженных частиц темной материи в экспериментах на спутниках

Для детектирования заряженных массивных частиц ТМ предложено использовать методы радиационной акустики, а сами детекторы располагать на аэростатах или спутниках. Идея эксперимента основывается на впервые предложенном в ФИАНе методе регистрации заряженных частиц с помощью акустического импульса, который генерируется термоупругим механизмом, инициируемым в материале детектора проходящими через него заряженными частицами. Использование современной технологии производства акустических датчиков дает основания надеяться, что акустический метод позволит создать сравнительно легкий и недорогой детектор ТМ.

В состав детектора для поиска сильновзаимодействующей ТМ всегда входят слои поглотителя, в которых частицы теряют часть энергии Е. В эксперименте ИНКА и др., в которых используются плоскости пластического сцинтиллятора на основе полистирола. Расчет величины Е в зависимости от массового числа А частицы, движущейся со скоростью v/c=10-3, показывает, что в пластине сцинтиллятора толщиной 1 см потери энергии для частиц с А>104 составляют более 5 МэВ. Такое энерговыделение легко зарегистрировать, но в эксперименте по поиску ТМ возникает необходимость отличать подобные сигналы от фона, который создают тяжелые ядра космических лучей. Оценки показывают, что максимальная величина потери энергии ядром урана в рассматриваемой пластине составляет Е ? 40 ГэВ. Это означает, что, используя пластину полистирола толщиной 1 см, можно отличить сигналы, вызванные ядрами, от сигналов, инициированных Х-частицами, при условии, что массовые числа последних А ? 1,5 х 10s.

На рисунке 15 [1] показаны результаты расчетов акустического давления как функции верхней границы vmax чувствительности датчика.


Рис.18. Акустическое давление Р, создаваемое частицами ТМ при их прохождении через пластину полистирола толщиной 1 см на расстоянии 20 см от точки входа в зависимости от верхней границы чувствительности датчика vmax. Расчет сделан для энерговыделения 100 ГэВ, что соответствует массе Х-частицы mх = 5 х 10s ГэВ. Прямой показан уровень теплового шума.


Видно, что в рассматриваемой области частот сигнал от Х-частицы превышает ожидаемый уровень теплового шума. Величина акустического сигнала в этом случае превышает 50 и 100 Па для vmax = 106 и 107 Гц соответственно. Сигналы такого уровня могут быть зарегистрированы современными акустическими датчиками. В частности, для этого можно использовать пьезоприемники с активными элементами из пьезополимерной пленки на основе поливинилиденфторида, широко применяемые в датчиках динамических деформаций.

Оценки показывают, что такие пьезоприемники размером 1 х 1 см2, толщиной ~ 10 мкм и чувствительностью ~ 10 мкВ Па-1 позволят регистрировать акустический сигнал от Х-частиц в пределах рассмотренного диапазона масс А ? 3 х 107. Такие датчики, если их установить на солнечных батареях спутников или внешних стенках космической станции (например, Международной космической станции), могли бы обеспечить очень большую эффективную площадь регистрации.

Для регистрации частиц ТМ с большими массами целесообразно использовать несколько слоев акустических радиаторов, поскольку в отличие от космической пыли тяжелые частицы ТМ могут легко проходить через значительную толщу материала. Например, Х-частицы с А > 109 могут пройти через четыре пластины полистирола толщиной 1 см. Это можно использовать для того, чтобы детектировать их сигнал в нескольких пластинах и получить дополнительную уникальную сигнатуру таких частиц.

Заключение


На протяжении последних десяти лет практически во всех подземных лабораториях мира проводятся эксперименты по прямому поиску вимпов. В этих низкофоновых лабораториях работают и создаются установки, в которых различными методами регистрируется малое энерговыделение от процесса рассеяния вимпов на ядрах детектора-мишени

Сегодня некоторые из этих экспериментов достигли уровня чувствительности, необходимого для проверки предсказаний наиболее реалистичных суперсимметричных моделей в физике элементарных частиц. Технологический прогресс в создании криогенной техники, мало-шумящей электроники и использование комбинированных методов подавления фоновых событий определили направление в создании детекторов ближайшего будущего. Сегодня уже не стоит вопрос о том, как регистрировать вимпы. В новых детекторах будут использованы различные мишени, вес которых достигает 100-1000 кг, и методы обнаружения ядер отдачи, основанные на регистрации той или иной комбинации светового, ионизационного, теплового и акустического сигналов. В случае регистрации в этих детекторах полезного сигнала можно будет не только установить массу вимпа, но в некоторых случаях также определить природу слабовзаимодействующей частицы и сценарий ее образования среди многочисленных возможных вариантов, предлагаемых теоретическими моделями.

Список литературы


1."Поиски частиц темной материи" В.А. Рябов, В.А. Царев, A. M. Цховребов, 2008 г.

2.http://ru. wikipedia.org/wiki/Тёмная_материя <http://ru.wikipedia.org/wiki/Тёмная_материя>.

.<http://elementy.ru/lib/25560/25564>.

.http://ru. wikipedia.org/wiki/Поколение_ (физика_элементарных_частиц).


Министерство образования Республики Беларусь Учреждение образования "Брестский государственный университет им.А.С. Пушкина" Физический факуль

Больше работ по теме:

КОНТАКТНЫЙ EMAIL: [email protected]

Скачать реферат © 2017 | Пользовательское соглашение

Скачать      Реферат

ПРОФЕССИОНАЛЬНАЯ ПОМОЩЬ СТУДЕНТАМ