Методы детектирования темной материи

Прямые методы детектирования темной материи

Принцип прямого детектирования

Прямые методы детектирования темной материи направлены на регистрацию слабых взаимодействий между частицами темной материи, пролетающими сквозь детектор, и ядрами атомов вещества, из которого он изготовлен. Основной механизм — упругое рассеяние частицы темной материи (чаще всего рассматриваемого кандидата — WIMP, от англ. Weakly Interacting Massive Particle) на ядре. Это рассеяние приводит к отдаче энергии ядру, что может быть зарегистрировано в виде сигнала ионизации, сцинтилляции или тепла (фононов).

Ожидаемая частота событий крайне мала — менее одного события в килограмме детекторного вещества в год. Поэтому основное внимание уделяется максимальному подавлению фона, глубокой экранировке, чистоте материалов и сложной статистической обработке данных.

Типы прямых детекторов

Существует несколько технологических подходов, каждый из которых направлен на регистрацию различных откликов, сопровождающих взаимодействие частиц темной материи с веществом:

  • Ионизационные детекторы (например, CDMS, EDELWEISS): измеряют количество ионизационного заряда, возникающего в результате отдачи ядра.
  • Сцинтилляционные детекторы (например, DAMA/LIBRA): регистрируют вспышки света, вызванные возбуждением атомов детекторного вещества.
  • Криогенные (болометрические) детекторы (например, CRESST): измеряют незначительные повышения температуры вещества после взаимодействия.
  • Двойные детекторы: используют комбинацию двух или более типов сигналов — например, одновременно сцинтилляцию и ионизацию (XENONnT, LUX-ZEPLIN).

Особое распространение получили детекторы на основе жидкого ксенона, обладающего высокой плотностью, атомной массой и отличными характеристиками самочистки.

Эксперименты с жидким ксеноном

Жидкий ксенон используется в детекторах следующего поколения (например, XENON1T, XENONnT, LUX, PandaX, LZ), так как обладает рядом преимуществ:

  • высокий выход сцинтилляции и ионизации;
  • возможность различения ядерных и электронных отдач;
  • самочистка от радиоактивных примесей;
  • масштабируемость на большие массы.

Такие детекторы работают как двухфазные камеры: в жидком ксеноне происходит взаимодействие и формируется первичный свет (S1), ионизационные электроны затем дрейфуют в газовую фазу, где индуцируют вторичный свет (S2). Сравнение S1 и S2 позволяет эффективно подавлять фон от электронных отдач и выделять ядерные события.

Сезонные модуляции

Некоторые эксперименты, в частности DAMA/LIBRA, ориентированы на поиск сезонной модуляции сигнала темной материи. Эта идея основывается на том, что в июне скорость Земли по отношению к гало темной материи максимальна, а в декабре — минимальна. В результате плотность потока WIMP должна испытывать годовую модуляцию.

DAMA/LIBRA уже более двух десятилетий наблюдает устойчивый модулированный сигнал с периодом в один год и фазой, соответствующей предсказаниям модели гало. Однако интерпретация сигнала как проявления темной материи остаётся спорной, так как другие эксперименты не подтверждают этих данных.

Подавление фона и глубокие подземные лаборатории

Для регистрации крайне редких событий необходимо экстремальное подавление фоновых сигналов:

  • Космические лучи эффективно экранируются при размещении экспериментов в подземных лабораториях: Gran Sasso (Италия), SNOLAB (Канада), SURF (США), Jinping (Китай).
  • Радиоактивность окружающей среды подавляется за счёт многослойной пассивной экранировки (водой, свинцом, медью) и строгого отбора материалов с ультранизкой активностью.
  • Внутренний фон снижается с помощью селекции событий, различения типов отдач и реконструкции топологии событий.

Пороговая энергия и чувствительность

Минимальная энергия отдачи, которую может зарегистрировать детектор, — критически важный параметр. Порог чувствительности ограничивает массу частиц темной материи, которые можно эффективно регистрировать. Современные технологии позволяют опускать этот порог до единиц кэВ и ниже, что делает возможным детектирование легких кандидатов — вплоть до масс около 1 ГэВ/c² и даже ниже.

Для расширения чувствительности в область малых масс применяются специальные методы:

  • использование сверхлёгких ядер (гелий, литий);
  • технологии сверхпроводящих сенсоров (SPICE/HeLIUM, SuperCDMS SNOLAB);
  • полупроводниковые болометры с наноструктурированной чувствительной поверхностью.

Косвенные методы детектирования темной материи

Принцип косвенного поиска

Косвенные методы направлены на выявление продуктов аннигиляции или распада частиц темной материи в различных астрономических объектах. Среди потенциальных сигнатур:

  • гамма-излучение фиксированной энергии;
  • поток позитронов, антипозитронов, антинейтронов;
  • нейтрино, рождающиеся при аннигиляции в ядрах Солнца или Земли.

Такие сигналы можно регистрировать с помощью:

  • гамма-телескопов (Fermi-LAT, H.E.S.S., CTA);
  • антиматерийных детекторов (AMS-02, PAMELA, DAMPE);
  • нейтринных обсерваторий (IceCube, Super-Kamiokande, ANTARES).

Примеры наблюдений и их интерпретация

  • Избыток гамма-излучения в центре Галактики, зарегистрированный Fermi-LAT, интерпретируется как возможная аннигиляция WIMP с массой ~30–50 ГэВ, но также может объясняться пульсарами.
  • Избыток позитронов, наблюдаемый AMS-02, может свидетельствовать о распаде частиц темной материи, но альтернатива — астрофизические источники, такие как пульсары.
  • IceCube ищет нейтрино от аккреции темной материи в Солнце. Отсутствие сигнала накладывает жёсткие ограничения на WIMP с сильным сечением на спин-зависимое рассеяние.

Поиски аксионов и ALP

Кроме WIMP, важной категорией кандидатов на темную материю являются аксионы и аксионоподобные частицы (ALP). Это лёгкие бозоны, взаимодействующие с фотонами, в частности в сильных магнитных полях. Методы поиска:

  • эксперименты типа «свет через стену» (ALPS, OSQAR);
  • гелиоскопы (CAST, IAXO) — регистрируют солнечные аксионы;
  • гало-детекторы (ADMX, HAYSTAC) — ищут аксионы гало Галактики через их превращение в микроволны в резонаторе.

ADMX уже достиг чувствительности, достаточной для исследования «классического окна» аксионной темной материи с массами порядка 1–10 µэВ.

Будущие направления и предельная чувствительность

С каждым новым поколением прямых детекторов существенно снижается фон, увеличивается масса и понижается порог чувствительности. Однако существует фундаментальный предел, связанный с фоном от нейтрино, взаимодействующих с веществом через когерентное рассеяние. Этот «нейтринный пол» (~0.1 события/тонну/год) задаёт естественный предел детектирования WIMP без новых методик различения сигналов.

Для его преодоления предлагаются:

  • трековые детекторы с направленным обнаружением;
  • использование временной и пространственной корреляции сигналов;
  • комбинация с астрофизическими наблюдениями.

Ожидается, что детекторы типа DARWIN, ARGO и будущие криогенные установки расширят диапазон исследований темной материи до масс менее 1 ГэВ и сечений порядка 10⁻⁴⁸ см², охватывая значительную часть параметрического пространства кандидатов на роль темной материи.

Оглавление