Разделим методы детектирования темной материи на две части: методы, использующие космологические наблюдения, и эксперименты по поиску частиц-кандидатов темной материи на ускорителях. Начнем с обсуждения попыток обнаружить частицы-кандидаты в космологических наблюдениях. 

Если нейтралино или, в более широком контексте, WIMPs представляют собой темную материю, они не только будут образовывать фоновую плотность Вселенной, но также будут кластеризоваться вместе  с обычными звездами в галактических гало. В частности, они будут представлены в нашей собственной галактике, Млечном пути. Это порождает надежду детектирования реликтовых WIMPs непосредственно на Земле. Методы прямого детектирования основаны на поиске упругого (или неупругого) рассеяния WIMPs на ядрах детектора-мишени. Ядра отдачи передают приобретенную в результате столкновения энергию через ионизацию или тепловые (фононные) процессы. Энергетические потери нейтралино с массами $10\,GeV < m < 100\,GeV$в таких детекторах не более $100\,keV$. Современные методы регистрации энергии ядер отдачи такого масштаба основаны на использовании традиционных сцинтилляционных, полупроводниковых и газовых детекторов, а также новых низкотемпературных детекторов и детекторов на основе сверхпроводящих микрогранул и перегретых капель. 

Так как детектирование будет происходить на Земле, нам необходимо знать некоторые характеристики нашей галактики, для того чтобы быть уверенным в реальности такого эксперимента. Заметим, что изучение возможности детектирования темной материи началось с 1982 года [48].
Локальная плотность темного гало нашей галактики в окрестности Земли оценивается как

Оценки получены, исходя из общей массы гало $ \sim {10^{12}}{M_ \odot }$ и пространственного распределения плотности гало ${\rho _{galo}} \sim 1/{r^2}$. Полагая, что преобладающую часть гало составляют WIMPs, например, нейтралино с массами $m \sim 100\,GeV$, получим для плотности числа частиц ${n_0} = 3 \times {10^{ - 3}}c{m^{ - 3}}$. Если WIMPs имеют максвелловское распределение по скоростям со средним значением $v \sim 270$$km\,{s^{ - 1}}$ (эта скорость близка к скорости Солнца, так как движение происходит в общей гравитационной яме), то поток частиц ${J_0} = {n_0}{v_0} \approx {10^5}c{m^{ - 2}}{s^{ - 1}}$ имеет довольно большую величину $\sim 10^{5}cm^{-2}$. Хотя это число и кажется большим, то обстоятельство, что WIMPs слабо взаимодействуют с материей, делает их детектирование сложной проблемой.

В самом деле, скорость счета на единицу массы детектора пропорциональна потоку нейтралино, падающему на детектор, и сечению упругого рассеяния на ядрах. Если новые слабо взаимодействующие части действительно существуют в природе, их поперечное сечение должно быть $\sigma  \simeq {\alpha ^2}/m_{weak}^2$, где $\alpha  \simeq {\rm O}\left( {{{10}^{ - 2}}} \right)$ - константа слабого взаимодействия, а${m_{weak}} \simeq {\rm O}(100GeV)$ масса порядка массы $W$калибровочного бозона. Поэтому получим $\sigma  \approx {10^{ - 9}}\,Ge{V^{ - 2}} \approx 1pb$.
Заметим, что экспериментаторы предпочитают иметь дело с WIMP-нуклонным сечением, а не WIMP-ядерным. Это сечение порядка $ \approx {10^{ - 8}}pb$. Очень грубая оценка скорости срабатывания детектора $R \sim {J_0}\sigma /{M_N} \approx 10events\,k{g^{ - 1}}y{r^{ - 1}}$ (для материала с ядрами, содержащими около 100 нуклонов, т.е. ${M_N} \sim 100\,GeV = 177 \times {10^{ - 27}}kg$). Это означает, что каждый день несколько WIMPs (точное число зависит от веса материала детектора) будут ударять по атомным ядрам, из которых состоит детектор. Конечно, проведенные выше вычисления следует рассматривать только как оценку. В точных вычислениях следует учесть взаимодействие WIMPs с кварками и глюонами, трансляцию их во взаимодействие с нуклонами и, наконец, и, наконец, во взаимодействие с ядрами.
Очевидно, что при таком малом количестве событий интересующий нас сигнал трудно отделить от фона, и все эксперименты должны проводиться глубоко под землей. Для тяжелых $\left( { \sim 100 - 1000\,GeV} \right)$и медленно двигающихся частиц$\left( { \sim 100km\,{s^{ - 1}}} \right)$, гипотетически образующих темную материю, кинетическая энергия очень мала, около $100\,keV$. Она попадает в диапазон энергий $keV - MeV$космических лучей, бомбардирующих поверхность Земли. В частности, нейтроны, порождаемые столкновением космических мюонов с ядрами, воспроизводят ядра отдачи подобные тем, что ожидаются в экспериментах по обнаружению WIMPs, но при существенно больших скоростях отсчета $ \sim {10^3}events\,k{g^{ - 1}}\,da{y^{ - 1}}$. 

Хотя детекторы, расположенные глубоко под землей, уменьшают фон на порядки величины, по сравнению с его значением на уровне моря, это еще не решает все проблемы. Детекторы должны быть защищены от естественной радиоактивности окружения (например, скал) и самого материала детектора. Она сопровождается потоками нейтронов, рентгеновского и гамма излучения, приводя к росту электронов отдачи. Последние могут быть проблемой для детекторов, работающих на ионизации или сцинтилляциях света. Это связано с тем, что ядра отдачи с энергиями в несколько $keV$ существенно менее эффективны, с точки зрения ионизации или испускания света, чем электроны той же энергии. Различные защиты используются для того, чтобы уменьшить этот фон. В частности используются в качестве шторок материалы с низкой радиоактивностью, такие как высокочистая медь или подвергшийся старению свинец. Конечно, и для детекторов используются высоко-чистые материалы.
Перейдем теперь к результатам, полученным в результате экспериментов по прямому детектированию частиц-кандидатов, составляющих темную материю. Основной массив полученных результатов носит отрицательный характер. Лучшие комбинации данных по прямому детектированию позволили исключить поперечные сечения WIMPs-нуклоны на уровне больше ${10^{ - 5}}pb$ для масс WIMP $ \sim 100{\kern 1pt} \,GeV$.Хотя это и очень интересное ограничение, но оно все еще выше ожидаемого значения $ \sim {10^{ - 8}}pb$. 

Теперь обратимся к заявлению коллаборации DAMA (DArk MAtter) [49] о первой прямой WIMP регистрации. В основе большинства экспериментов по детектированию темной материи лежит в той или иной форме следующая простая идея: если полезный (WIMP) сигнал очень слаб, то для относительной надежности детектирования   следует учесть специфические особенности этого сигнала, позволяющие выделить его на фоне высокого уровня «шума». Одна из возможных реализаций этой идеи была предложена еще в 1986 году [50]. Именно эта идея и была положена в основу экспериментов коллаборации DAMA. Остановимся на этих экспериментах подробнее. 

По своей идеологии эти эксперименты очень напоминают классические опыты по обнаружению эфира (эфирного ветра).  Так как Солнце вращается вокруг центра галактики, любой объект, входящий в Солнечную систему, испытывает «WIMP-ветер». Так как Земля вращается вокруг Солнца, скорость ветра на Земле изменяется со временем года. Зависимость скорости счета от относительной скорости детектор-гало приводит к годовым модуляциям последней. Обнаружение именно этих модуляций и было основной целью экспериментов, выполненных коллаборацией DAMA.
Как показано схематически на рис.8, Солнце двигается по галактике со скоростью ${\nu _0} \approx 230\,km{\kern 1pt} {s^{ - 1}}$, а Земля двигается вокруг Солнца со скоростью $ \approx 30\,km\,{s^{ - 1}}$. При этом земная орбита наклонена к плоскости галактики под углом 60°. Оказывается, что в июне скорость вращения Земли прибавляется к скорости Солнца, с которой оно пересекает гало, (максимальная скорость достигается около 2 июня), в то время как в декабре две скорости имеют противоположные направления. Если это учесть, то полная скорость Земли будет задаваться выражением

где $t_0 = 2 June \pm 1.3 day$. Эти флуктуации приводят к наличию двух экстремумов в скорости: минимума и максимума. Вариации очень малы, порядка $ \approx 7\% $. Экспериментально их можно обнаружить только, если работать с большим количеством событий и с детекторами большой массы.

В экспериментах коллаборации DAMA (Gran Sasso National Laboratory, максимальная толщина скалы составляла 1400 метров) использовались девять кристаллов NaI, каждый весом 9.7 kg. Детекторы - сцинтилляторы измеряли ионизацию, вызванную ядрами отдачи, с помощью эмиссионных фотонов. Замечательно, что они обнаружили, что их детекторы срабатывали чаще в июне, чем в декабре. Данные, собранные по четырехлетним наблюдениям DAMA/NAI-1,2,3,4 (наблюдения продолжались вплоть до второй половины августа 1999 года) достаточно явно говорили о годовой модуляции скорости отсчетов. Более того, более поздние данные, доложенные в 2003 году, подтвердили этот результат. В частности DAMA/NAI-5 данные были собраны с августа 1999 года по вторую половину июля 2000 года. После этого были проведены DAMA/NAI-6 (2000-2001) и DAMA/NAI-7 (2001-2002). 

Анализ этих семи годовых циклов дает прямое доказательство модуляции ежегодных последовательностей скорости отсчетов, как это показано на рис.9.
Несмотря на всю заманчивость доказательной базы DAMA, они являются противоречивыми, главным образом, благодаря отрицательному результату, полученному в других недавних экспериментах.Первый из них эксперимент – Cryogenic Dark Matter Search (CDMS), выполненный в США [51]. Эксперимент выполнялся в Стенфордском университете на глубине 10 метров под землей. Установка была способна отделять WIMP сигнал от сигнала фоновых частиц. Для отделения была использована двухдетекторная техника, с помощью которой измерялась как ионизация, так и рост температуры, вызываемый ядрами отдачи. Последний эффект можно было наблюдать, так как ядра отдачи останавливаются на расстояниях порядка ${10^{ - 7}} - {10^{ - 6}}(cm),\,\left( { \sim {{10}^{ - 14}}s} \right)$, порождая сферическую фононную волну, распространяющуюся со скоростью $5 \times {10^5}cm\,{s^{ - 1}}$ и, следовательно, конвертирующуюся в тепловое распределение. Эти две техники позволяли отделить электроны отдачи, возникающие из-за взаимодействия с фоновыми частицами от ядер отдачи, индуцированными WIMPs. Отношение энергий тепло/ионизация было $ \sim 2 - 3$для первого случая и более 10 для второго. 

Однако, хотя нейтроны ослаблялись 25 см слоем полиэтилена, расположенным между внешним свинцовым щитом и криостатом, некоторая неизвестная их доля все еще выживала. Два набора данных были использованы в этом анализе: один содержал 333 дня в стограммовом Si детекторе между апрелем и июнем 19998 года, а другой – 96 дней в 165-граммовых Ge детекторах между ноябрем и декабрем 1998 и сентябрем  1999 года. Хотя четыре ядра отдачи наблюдались в наборе Si данных, анализ показал, что они обязаны незапрещенному нейтронному фону. С другой стороны, в германиевом детекторе были зафиксированы 13 событий, связанных с ядрами отдачи от 10 до 100 keV со скоростью, ожидаемой для WIMP сигнала. Однако CDMS группа пришла к заключению, что они также обязаны нейтронам.
В дальнейших экспериментах малая часть пространства параметров, исключенная с помощью CDMS, была исключена IGEX экспериментами [52]. В этих экспериментах были проанализированы 40-дневные результаты наблюдений. Эксперименты выполнялись в железнодорожном туннеле в испанских Пиренеях (Canfrance Tunnel Astroparticle Laboratory). Германиевый ионизационный детектор весом 2 kg был расположен в скале на глубине 860 м. Эта же область была исключена в экспериментах коллаборации Heidelberg Dark Matter Search (HDMS) [53], выполненных в Grand Sasso, где были проанализированы данные с февраля 2001 по сентябрь 2001 г.

Еще более информативными явились недавние результаты EDELWEISS [54] и ZEPLIN [55] коллабораций. Они позволили исключить даже более широкую область пространства параметров, чем CDMS эксперименты. EDELWEISS эксперименты были выполнены в подземной лаборатории в туннеле в франко-итальянских Альпах в 1780 м скале. Как и в CDMS экспериментах использовались тепловые и ионизационные криогенные германиевые детекторы. На первом этапе использовался 320 г детектор, 70 мм в диаметре и 20 мм высотой. Но он оказался не достаточно эффективен, чтобы превзойти DAMA данные. В дальнейшем было использовано три детектора с теми же характеристиками, но работающие одновременно. В экспериментах были использованы данные с февраля по май 2002 года.

С другой стороны, в рамках ZEPLIN проекта в солевой шахте Йоркшира (Великобритания, 1100 м под землей) использовались жидкие ксеноновые детекторы массой около 4 кг, потенциально превосходящие NaI детекторы. Эти детекторы проработали около года. Сейчас делается попытка существенно улучшить их характеристики.
Благодаря обнаруженным противоречиям между DAMA и другими экспериментами, мы не можем быть уверенными, что уже обладаем первым прямым доказательством существования темной материи. К счастью, полная DAMA область параметров будет протестирована с помощью более эффективных детекторов в ближайшем будущем. Это, например, упомянутый выше IGEX эксперимент, но с улучшенными характеристиками. Кроме того, планируется новый экспериментальный проект: GErmanium Detectors in One cryostat (GEDEON) [56]. Он будет использовать IGEX технологию. Детектор будет состоять из набора $\sim 1\; kg$ германиевых кристаллов полной массы около 28 кг, расположенных внутри одного криостата. Возможности этого детектора позволят надежно обнаружить годовые модуляции скорости отсчетов при условии, что WIMP-нуклон поперечное сечение $\sigma \geq 3 \times {10^{ - 8}}pb$

В ближайшие годы новая генерация детекторов позволит протестировать WIMP-нуклонное сечение на на недоступном ранее уровне. Например, только в Gran Sasso National Laboratory планируется выполнить 5 новых экспериментов по обнаружению WIMPs. Кроме двух уже обсужденных DAMA и HDMS имеется три других экспериментальных проекта: CRESST, CUORE and GENIUS. Например, Cryogenic Rare Events Search using Superconducting Thermometers (CRESST) [57] эксперимент измеряет одновременно фононы и излучение, что позволяет отличить ядра отдачи от электронов отдачи, связанных с фоновой радиоактивностью. В противоположность другим экспериментам CRESST детекторы позволяют использовать различные материалы мишени, например, такие как сапфир или вольфрам. Это позволяет улучшить чувствительность WIMP регистрации. В этом эксперименте уже использовались сапфиры, но в следующем проекте CRESST2 предполагается использовать общую массу около 10 кг, состоящую из 33 кристаллов вольфрама по 300 г.
Наиболее чувствительным детектором будет GErmanium in liquid NItrogen Underground Setup (GENIUS) [58], который сможет тестировать WIMP-нуклон поперечные сечения на уровне $\sigma  \approx {10^{ - 9}}pb$. Это важно потому, что такая чувствительность покрывает значительную часть пространства параметров суперсимметричных моделей с нейтралино в качестве темной материи. GENIUS проект базируется на идее работы с массивом из 100 кг кристаллов германия, помещенных непосредственно в жидкий азот. Последний, может одновременно использоваться и как охлаждающая среда и как щит от внешних воздействий (диаметр резервуара будет около 12 м). Как было показано, используя Монте-Карло моделирование, при таком подходе нежелательный фон уменьшается на четыре порядка. В этих экспериментах планируется  детектировать и направление движения участвующих в столкновении ядер.

Значительное увеличение эффективности детекторов в будущем связывается с использованием детекторов с ненулевым спином ядер [59]. Считается, что для достаточно тяжелых ядер независящее от спина взаимодействие частиц темной материи с ядрами дает доминирующий вклад в ожидаемую скорость детектирования темной материи. Причина этого состоит в значительном (пропорциональном квадрату массы) усилении  независящего от спина взаимодействия WIMP-ядро. Тем не менее, имеется несколько веских причин считать, что  именно использование детекторов с ненулевым спином ядер поможет решить проблему детектирования темной материи. В частности, специфическая зависимость форм-фактора ядра от переданного импульса в случае взаимодействия, зависящего от спина, позволит выделить полезный сигнал. В любом случае, одновременное изучение как зависящего, так и независящего от спина взаимодействия частиц ТМ с ядрами значительно усиливает шанс обнаружить частицы темной материи.

В отличие от обсужденных выше прямых экспериментов по обнаружению WIMPs, непрямые методы их обнаружения связаны с поисками вторичных частиц - продуктов парной аннигиляции WIMPs - анти- WIMPs. Из продуктов такой аннигиляции наибольший интерес представляют нейтрино, позитроны, антипротоны и высокоэнергетические фотоны, потому что они редко порождаются в обычных астрофизических процессах. Поток продуктов аннигиляции пропорционален ${\left( {{\rho _{WIMP}}/{m_{WIMP}}} \right)^2}$, поэтому области, представляющие потенциальный интерес должны иметь относительно высокую WIMP концентрацию. Этим условием определяются три основных направления непрямого детектирования темной материи: (1) поиск нейтрино с энергиями порядка GeV и выше, которые должны прилететь от Солнца и/или центральной части Земли; (2) поиск монохроматических фотонов, позитронов или антипротонов, рождаемых при парной аннигиляции WIMPs в галактическом гало; (3) вариация второго направления – поиск WIMPs, прилетающих со стороны центра Галактики.
Дело в том, что, если в центре нашей Галактики находится массивная черная дыра $\left( { \sim {{10}^6}{M_ \odot }} \right)$, (сейчас эта гипотеза находит много подтверждений), 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. Предсказываемые величины потоков зависят от используемых для WIMP моделей физики частиц, астрофизических величин, таких как профиль гало и характеристики модели диффузии для галактических космических лучей.
В последние несколько лет были сделан ряд заявлений о возможном детектировании WIMP компонента темной материи непрямыми методами. Кратко остановимся на них. 

Коллаборация HEAT [60], используя две совершенно различные методики, обнаружила аномалию в потоке позитронов в космических лучах: позитронов с энергиями порядка 7 GeV оказалось существенно больше, чем это ожидалось согласно имеющимся моделям распространения космических лучей в нашей галактике. В этих моделях позитроны возникают как вторичные частицы, обязанные взаимодействию первичных частиц в космических лучах с межзвездной средой. Аннигиляция  WIMP’s может, в принципе, привести к объяснению излишка позитронов высоких энергий. Однако насколько надежен будет этот результат? Следует, признать, что пока у нас нет однозначных доказательств, что избыток высоко энергетических позитронов обязан именно этому процессу. Позитронный спектр, предсказываемый аннигиляцией WIMP's, не обладает никакими характерными особенностями за исключением монотонного уменьшения потока при увеличении энергии и его обрезания, при энергиях, близких  массе WIMP's. В силу отсутствия информации о массе WIMP (мы знаем только, что она порядка масштаба Ферми), трудно сделать надежное заключение о происхождении позитронного избытка. Поэтому результат HEAT коллаборации следует рассматривать как предварительный. 

В отличие от позитронного спектра, спектр гамма-лучей, возникающих в процессе прямой аннигиляции WIMP’s в фотоны, обладает характерной особенностью, так называемой $\gamma $-линией.  Эта линия соответствует энергии фотона, равной массе WIMP’s, и, следовательно, ожидается порядка 100 GeV. Нам не известны астрофизические процессы, которые генерируют фотоны с такими энергиями. Поэтому $\gamma $-линия представляется идеальной сигнатурой WIMP's. Несмотря на многочисленные попытки детектирования, $\gamma $-линия все еще не обнаружена. Для этого необходимо выполнение двух условий: достаточный поток фотонов и высокое разрешение по энергии. Рис.10 демонстрирует, что бортовой телескоп GLAST, предназначенный для регистрации фотонов, который будет запущен в 2006 году, будет обладать такими возможностями.

Следует отметить, что имеется и другой источник фотонов, связанный с WIMP's аннигиляцией, который может быть использован (и уже использовался) для детектирования частиц темной материи. Такие фотоны рождаются в распадах вторичных продуктов аннигиляции и имеют непрерывный спектр энергий. Например, такой спектр может быть получен при распаде пионов, рождающихся при WIMP аннигиляции в кварки, W и Z бозоны. Спектр такого типа похож на рассмотренный выше позитронный спектр: он не обладает специфическими особенностями, кроме обрезания при энергиях, соответствующих массе WIMP’s. Увеличение массы WIMP's выводит масштаб энергии, при котором происходит обрезание, за пределы наблюдаемых энергий. 

В начале 2004 года коллаборация CANGAROO объявила о регистрации высокоэнергетических фотонов, которые были интерпретированы как результат WIMP аннигиляции с энергиями $ \sim 1\,TeV$ [61]. Эти данные, однако, могут быть объяснены и с помощью моделирования аккреции потоков вокруг черных дыр в галактическом центре . В середине 2004 года коллаборация HESS [62] представила спектр, отличный от спектра  CANGAROO и соответствующий энергиям $ \sim 20\,TeV$. Но и этот спектр может быть интерпретирован в рамках аккреции. Если масса порядка $20\,TeV$кажется слишком большой, то заметим, что даже простейшая модель суперсимметрии, mSUGRA, допускает существование нейтралино с массой порядка $10\,TeV$.
Таким образом, аннигиляция WIMP’s может привести либо к непрерывному спектру в потоке гамма-лучей (в случае адронизации и распада ${\pi ^0}$),  либо к монохроматическому потоку (от прямой аннигиляции в $\gamma \gamma $или$Z(W)\gamma $). В последнем случае энергия гамма-линии дает прямую информацию о массе WIMP. В непрерывном случае анализ более сложен и неоднозначен. В обоих случаях ожидаемые потоки сильно зависят от плотностного профиля гало. 

В заключение этого раздела зададимся вопросом, как нам обрести уверенность, что мы, в самом деле, детектируем темную материю? Мы уже видели, что надежные сигналы, позволяющие с уверенностью говорить об открытии WIMP's, должны обладать особенностями, делающими их узнаваемыми в том смысле, что они обязаны WIMP's и только WIMP's. Такими сигналами могут быть  фотоны, связанные с WIMP's аннигиляцией, спектр которых  должен демонстрировать $\gamma $-линию при энергиях, соответствующих WIMP массам;  высокоэнергетические $( \ge GeV)$ нейтрино от Солнца или Земли не могут быть воспроизведены ничем, кроме WIMP's; эксперименты по годовой модуляций регистрации ядер отдачи. Все эти исследования должны лечь в основу поиска темной материи.
История, однако, показывает (вспомним, например, ситуацию с DAMA экспериментами),  что одной, хотя и хорошо смотрящейся в теоретической модели особенности, может не хватить для обретения уверенности, что мы детектируем именно WIMP's. Это связано с тем, что теория WIMP's и их распределение все еще очень неопределенны и допускают много возможностей. Поэтому необходимы подтверждения от различных детекторов и различных типов сигналов, которые могут быть описаны в рамках одной и той же модели. Различные типы сигналов необходимы в любом случае, чтобы определить все важные свойства WIMP's, такие как массы, поперечные сечения, плотности и т.д. Наконец, для реального подтверждения, видимо, необходимо научиться воспроизводитьWIMP'sв лаборатории на ускорителях высоких энергий.

Эта статья любезно предоставлена нам нашим научным руководителем Болотиным Ю.Л.

Читать продолжение

Нет комментариев.

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.