К. Грамматикати

Детекторы темной материи

Темная материя

    Темная материя (или скрытая масса) - общее название совокупности астрономических объектов, не испускающих электромагнитного или нейтринного излучения достаточной для наблюдений интенсивности, но наблюдаемых косвенно по гравитационным эффектам, оказываемым на видимые объекты.
    Проблема темной материи (т.е. доказательство ее существования) состоит из двух проблем:

• астрофизической, то есть противоречия наблюдаемой массы гравитационно-связанных объектов и их систем с их наблюдаемыми параметрами, определяемыми гравитационными эффектами;
• космологической - противоречия наблюдаемых космологических параметров полученной по астрофизическим данным средней плотности Вселенной.

     Одним из примеров астрофизической проблемы является несоответствие расчетных скоростей вращения галактик с реальными. Зависимость скорости вращения галактики от расстояния до центра определяется распределением массы в ней:

т. е. за пределами объема M(r), в котором сосредоточена основная масса, скорость вращения убывает обратно пропорционально корню из r. Однако для многих спиральных галактик скорость остается почти постоянной на весьма значительном удалении от центра (20-25 килопарсек), что противоречит быстрому убыванию плотности наблюдаемой материи от центра галактик к их периферии.
     Таким образом, для объяснения наблюдаемых значений необходимо допустить существование ненаблюдаемой (несветящейся) материи, простирающейся на расстояния, в десятки раз превышающие видимые границы галактик и имеющей массу на порядок выше совокупной массы наблюдаемой светящейся материи галактики (гало галактик).

 Небарионная темная материя

    По современным представлениям, только около 4,4% массы Вселенной составляет обычная барионная материя. Приблизительно 23 % приходится на небарионную темную материю, не участвующую в сильном и электромагнитном взаимодействии.
     По скоростям частиц темная материя делится на горячую и холодную. Горячая темная материя состоит из частиц, движущихся с околосветовыми скоростями, по-видимому, из нейтрино.
     Холодная темная материя должна состоять из массивных медленно движущихся ('холодных') частиц или сгустков вещества. Экспериментально такие частицы пока не обнаружены.
    В качестве основных кандидатов на роль холодной темной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы - 'вимпы' (от англ. Weakly Interactive Massive Particles), такие как легчайшие суперсимметричные частицы (нейтралино), которые в большинстве теорий суперсимметрии являются стабильными.

 Эксперименты по детектированию 'вимпов'

• DAMA/LIBRA experiment (ранее - 1996-2002г DAMA/NaI experiment) - один из первых экспериментов по поиску темной материи. Расположен в Laboratori Nazionali del Gran Sasso в Италии. (Официальный сайт)
•  CDMS (Cryogenic Dark Matter Search ) - серия экспериментов по регистрации 'вимпов'. Первый эксперимент CDMSI проводился в Стэнфордском Университете, а нынешний CDMSII - в Soudan Mine в Миннесоте. (Официальный сайт)
•  XENON Dark Matter Search Experiment - эксперименты в Gran Sasso под руководством Columbia University. Первый - XENON 10 - 'вимпы' не зарегистрировал. Сейчас идет XENON 100, в котором участвуют Columbia (США), Gran Sasso National Laboratory (Италия), Rice (США), Coimbra (Португалия), University of Zurich (Швейцария), and UCLA (США). (Официальный сайт)
• The PICASSO (Project in Canada to Search for Supersymmetric Objects) - экспериментов по поиску темной материи, базирующийся в SNOLAB (Канада). (Официальный сайт)
• XMASS experiment - еще один эксперимент с ксеноновым детекторов, расположенный в Kamioka Observatory (Япония) (Официальный сайт)

Рис. 1. Модуль детектора PICASSO

The Picasso Experiment

    Чувствительным материалом детектора PICASSO являются миллионы маленьких капелек перегретой жидкости - в данном случае жидкого C ₄F₁₀. Жидкость называется перегретой, если она нагревается до температуры выше точки кипения. Такая жидкость очень нестабильна и любое возмущение приведет к превращению ее в пар.
     C ₄F₁₀ в The PICASSO experiment формирует 50-100 микронный капельки в полимерной или вязкой среде. Если 'Вимп', например нейтралино, попадает в атом фтора в капельке, то активируется процесс фазового перехода жидкость-пар (т.к. жидкость перегретая):

Рис. 2. Взаимодействие WIMPов с жидким C 4F10

Эти мини-взрывы сопровождаются звуковыми импульсами, которые улавливаются пьезоэлектрическими сенсорами:

Рис. 2. Регистрация WIMPов пьезоэлектрическим сенсором

Один из модулей последнего поколения, установленных на PICASSO имеет объем 4,5л и содержит 80г С₄F₁₀. Сигналы регистрируются 9 пьезоэлектрическими сенсорами, после чего события локализуются триангуляцией, аналогичной GPS.  Сейчас PICASSO состоит из 32 таких модулей с общей активной массой в 2.6 кг.

  XMASS Dark Matter Search Experiment

Рис. 4. Детектор XMASS

    Эксперимент XMASS может детектировать темную материю непосредственно с помощью детектора на жидком ксеноне.
    Преимущества такого детектора:

• Большой световой выход
• Большое атомное число
• Жидкая и газообразная фаза необходимой чистоты доступны.

   Вспышки в сцинтилляторе возникают, когда 'вимп' упруго рассеивается на ядре Хе. Выделившийся свет регистрируется многими ФЭУ, окружающими жидкий ксенон.
    На рис. 4 показан общий вид детектора, который состоит из  резервуара, заполненного водой (10 м в высоту и 10 м в диаметре), на стенках которого установлены 20-дюймовые ФЭУ. Вода служит активной защитой от нейтронов, воозникающих в мюонных реакциях, и пассивной защитой от гамма-квантов и нейтронов от окружающей породы.

Рис. 5. Детектор в центре

    В центре расположен детектор на жидком ксеноне окруженный 642 ФЭУ.которые были специально спроектированы для XMASS фирмой Hamamatsu.  В связи с тем, что сигналы темной материи очень редки и слабы, очень важно уменьшить фон и снизить порог регистрации частиц. Специально для XMASS были разработаны низкопороговые ФЭУ, способные эффективно регистрировать свет от ксенонового сцинтиллятора. Количество радиоактивных компонентов (U или Th) в них уменьшено в 100 раз по сравнению с обычными ФЭУ.

Рис. 6. ФЭУ для XMASS

Кроме того, из-за большого атомного числа ксенона (Z=54) гамма-излучение сильно затухает на небольшом расстоянии вблизи поверхности Хе-детектора, что помогает уменьшить гамма-фон.

Рис. 7. Зависимость  чувствительностей детекторов от массы 'вимпов'.

    В мире существует несколько экспериментов по поиску темной материи. На рисунке показаны зависимости чувствительностей детекторов от массы 'вимпов'.
   Синяя и зеленая линии показывают зависимости для существующих экспериментов, а желтые точки - наиболее вероятные области значений.
    Ожидается, что XMASS достигнет в 100 раз большей чувствительности, в результате чего темная материя будет детектирована напрямую.

Источники:

• Официальный сайт XMASS experiment http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/xmass/index-e.html
• Официальный сайт The PICASSO experiment http://www.picassoexperiment.ca/index.php
• http://en .wikipedia.org/ , в частности: http://en.wikipedia .org/wiki/Weakly _Interacting_Massive_Particle
• K. Kobayashi. Status of XMASS experiment