Тёмная материя, составляющая около 27% общей массы-энергии Вселенной, по всей видимости, не взаимодействует с электромагнитным излучением, а потому не испускает и не поглощает свет. Её существование подтверждается гравитационными эффектами в галактиках и скоплениях, однако её природа остаётся неизвестной. Основным направлением прямого поиска тёмной материи является обнаружение слабого взаимодействия гипотетических частиц (например, WIMP — Weakly Interacting Massive Particles) с атомами вещества в детекторах, расположенных в условиях, исключающих фоновые события.
Детекторы прямого поиска тёмной материи регистрируют энергию, переданную ядру или электрону при упругом рассеянии гипотетической частицы тёмной материи. При этом могут возбуждаться три основных типа сигналов:
Современные установки, как правило, комбинируют два или три типа сигналов, что позволяет эффективно подавлять фоновый шум и улучшать селекцию событий.
Одним из наиболее чувствительных классов являются криогенные детекторы, работающие при температурах порядка нескольких десятков милликелвинов. Они используют диэлектрические кристаллы (например, Ge или Si), в которых происходит упругое рассеяние тёмной материи на ядре. Образующаяся энергия возбуждает фононы, регистрируемые болометрами на основе перехода металл–изолятор (TES) или терморезисторов.
Комбинируя тепловой и ионизационный сигналы, удаётся достичь высокой дискриминации между ядерными и электронными событиями. Типичные представители: EDELWEISS, CDMS, CRESST.
Наибольшее распространение в последние годы получили двухфазные (dual-phase) детекторы на жидком ксеноне или аргона, в которых регистрируются одновременно:
Соотношение между сигналами S2/S1 позволяет эффективно отделять ядерные отдачи от электронных, вызванных фоновыми гамма-квантами или бета-распадами. Пространственная реконструкция событий по массиву фотодетекторов (обычно PMT или SiPM) обеспечивает трёхмерную локализацию и подавление краевых эффектов.
Наиболее крупные представители: XENONnT, LUX-ZEPLIN (LZ), PandaX — с массами жидкого ксенона в тоннах и предельно низкими уровнями радиофона.
Проекты на жидком аргоне, такие как DarkSide, используют однофазную конфигурацию: сцинтилляционные фотоны регистрируются напрямую без отделения электронов. Аргон имеет характерную временную структуру света (разделение на fast/slow компоненты), позволяющую дополнительно подавлять фон. Основным преимуществом жидкого аргона является его относительно низкая стоимость и возможность масштабирования.
Проблема заключается в присутствии радиоактивного изотопа $^{39}$Ar, который необходимо устранять методом изотопного отбора или добычи из подземных источников.
Газовые детекторы, основанные на принципе время-пролетной камеры (TPC), обеспечивают возможность точной трековой реконструкции взаимодействия. Их основное преимущество — пространственное разделение сигнала и точное измерение ионизации, что позволяет искать тёмную материю с малой массой (ниже 1 ГэВ).
Примеры: NEWS-G, использующий сферическую газовую камеру с низким порогом, и CYGNUS, ориентированный на измерение направления отдачи ядра, что потенциально позволяет отличить сигналы от фоновых по анизотропии.
С развитием нанофизики стали возможны новые подходы, основанные на квантовых системах. Среди перспективных направлений:
Некоторые из этих технологий способны работать с порогами энергии в районе эВ и ниже, открывая доступ к детектированию лёгких частиц тёмной материи, взаимодействующих, например, с электронами.
Критически важной задачей для любого детектора тёмной материи является подавление фоновых событий, обусловленных космическими лучами, естественной радиоактивностью и примесями в материалах. Это достигается посредством:
Современные эксперименты адаптируются под различные гипотезы:
На протяжении последних двух десятилетий чувствительность детекторов возросла на несколько порядков. Пока не зафиксировано достоверного сигнала от тёмной материи, однако постоянно снижается верхний предел на сечение взаимодействия, особенно в диапазоне масс от 1 до 1000 ГэВ. Современные установки уже чувствительны к сечениям порядка $10^{-48}$ см², что близко к пределам, обусловленным нейтринным фоном — нейтринной границей (neutrino floor).
Прорыв возможен либо в виде первого обнаруженного события с характерной спектральной/временной/анизотропной подписью, либо через совокупность данных разных экспериментов, подтверждающих сигналы.
Разрабатываются установки следующего поколения, способные расширить чувствительность ещё на порядок:
Все они требуют сочетания высоких технологий, междисциплинарного подхода и международного сотрудничества, чтобы приблизиться к решению одной из главных загадок современной физики.