Қара материя құрамында болуы мүмкін гипотетикалық WIMP бөлшектері туралы мақала. Олардың қасиеттері, анықтау әдістері және ғылыми зерттеулер талқыланады.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Қара материяны құрауы мүмкін гипотетикалық бөлшектер
Hypothetical particles that may constitute dark matter
Әлсіз өзара әрекеттесетін массивті бөлшектер (WIMP) – қара материяның ұсынылған кандидаттарының бірі болып табылатын гипотетикалық бөлшектер. WIMP-тің формалды анықтамасы жоқ, бірақ жалпы алғанда, ол гравитация және кез келген басқа күш(тер) арқылы өзара әрекеттесетін, Стандартты модельге кірмейтін, әлсіз ядролық күштен әлсіз немесе оған тең, бірақ нөлдік емес күшпен өзара әрекеттесетін элементарлық бөлшектерді білдіреді. Көптеген WIMP кандидаттары, Үлкен жарылыс космологиясы бойынша Стандартты модель бөлшектері сияқты, ерте ғаламда термиялық түрде пайда болған болуы мүмкін, және әдетте суық қара материяны құрайды. Бүгінгі күні термиялық өндіріс арқылы қара материяның дұрыс мөлшерін алу үшін, өз-өзін жою қимасы қажет, бұл 100 ГэВ массалық диапазондағы жаңа бөлшек үшін күтілетін мәнге жуық, ол электрослак күші арқылы өзара әрекеттеседі. WIMP-терді анықтауға бағытталған эксперименталдық жұмыстарға WIMP-тердің жойылу өнімдерін іздеу кіреді, оның ішінде жақын орналасқан галактикалар мен галактикалар шоғырындағы гамма-сәулелер, нейтринолар және ғарыштық сәулелерді анықтау; WIMP-тердің ядролармен соқтығысуын өлшеуге арналған тікелей анықтау эксперименттері, сондай-ақ CERN-дегі Ұлы адрондық коллайдер (LHC) сияқты коллайдерлерде WIMP-терді тікелей өндіруге жасалған әрекеттер. Стандартты модель бөлшектері физикасының суперсимметриялық кеңейтімдері осы қасиеттерге ие жаңа бөлшектерді оңай болжайтындықтан, бұл айқын сәйкестік "WIMP кереметі" деп аталады, ал тұрақты суперсимметриялық серік ұзақ уақыт бойы WIMP-тің басты кандидаты болып келді. Алайда, тікелей анықтау эксперименттерінен алынған соңғы теріс нәтижелер, сондай-ақ Ұлы адрондық коллайдер (LHC) экспериментінде суперсимметрияның дәлелі табылмауы, ең қарапайым WIMP гипотезасына күмән тудырды.
Weakly interacting massive particles (WIMPs) are hypothetical particles that are one of the proposed candidates for dark matter. There exists no formal definition of a WIMP, but broadly, it is an elementary particle which interacts via gravity and any other force (or forces), potentially not part of the Standard Model, which is as weak as or weaker than the weak nuclear force, but also non vanishing in strength. Many WIMP candidates are expected to have been produced thermally in the early Universe, similarly to the particles of the Standard Model according to Big Bang cosmology, and usually will constitute cold dark matter. Obtaining the correct abundance of dark matter today via thermal production requires a self annihilation cross section of , which is roughly what is expected for a new particle in the 100 GeV mass range that interacts via the electroweak force. Experimental efforts to detect WIMPs include the search for products of WIMP annihilation, including gamma rays, neutrinos and cosmic rays in nearby galaxies and galaxy clusters; direct detection experiments designed to measure the collision of WIMPs with nuclei in the laboratory, as well as attempts to directly produce WIMPs in colliders, such as the Large Hadron Collider at CERN. Because supersymmetric extensions of the Standard Model of particle physics readily predict a new particle with these properties, this apparent coincidence is known as the "WIMP miracle", and a stable supersymmetric partner has long been a prime WIMP candidate. However, recent null results from direct detection experiments along with the failure to produce evidence of supersymmetry in the Large Hadron Collider (LHC) experiment has cast doubt on the simplest WIMP hypothesis.
Қара материя ретінде
1970 жылдары қара материя мәселесі белгілі болғаннан кейін он жыл өткен соң, WIMP бұл мәселенің мүмкін шешімі ретінде ұсынылды. WIMP-тің табиғатта бар екені әлі де гипотеза болып табылады, бірақ ол қара материямен байланысты бірқатар астрофизикалық және космологиялық проблемаларды шешуге көмектеседі. Бүгінде астрономдардың көпшілігі ғаламдағы массаның басым бөлігі қара материя екеніне келіседі. Суық қара материяға толы ғаламды модельдеу нәтижесінде галактикалардың таралуы байқалатын нәрсеге ұқсас болады. Керісінше, ыстық қара материя галактикалардың ірі масштабты құрылымын бұрмалап, оны сенімді космологиялық модель етпейді. WIMP-тер ерте ғаламдағы барлық бөлшектердің термиялық тепе-теңдікте болған кездегі қара материяның қалдық бөлшектерінің моделіне сәйкес келеді. Ерте ғаламдағыдай жоғары температурада қара материя бөлшегі мен оның антибөлшегі жеңіл бөлшектерден пайда болып, оларға айналып жойылуы мүмкін. Ғалам кеңейіп, суыған сайын, бұл жеңіл бөлшектердің орташа жылу энергиясы төмендеп, қара материя бөлшегі мен антибөлшегін құруға жеткіліксіз болды. Дегенмен, қара материя бөлшектері мен антибөлшектерінің жойылуы жалғасып, қара материя бөлшектерінің саны экспоненциалды түрде азайды. және VERITAS жер үстіндегі гамма сәулелерін бақылайтын обсерваториясы. WIMP-тің Стандартты модель бөлшектеріне жойылуы жоғары энергиялы нейтринолардың пайда болуын болжайды, бірақ олардың өзара әрекеттесу деңгейі қазіргі уақытта қара материя сигналын анықтау үшін тым төмен деп есептеледі. Антарктидадағы IceCube обсерваториясының болашақ бақылаулары WIMP-тен туған нейтриноларды стандартты астрофизикалық нейтринолардан ажыратуға мүмкіндік береді; алайда, 2014 жылға дейін бар болғаны 37 космологиялық нейтрино байқалды, бұл мұндай айырмашылықты табуды мүмкінсіз етеді. WIMP сигналының тағы бір түрі Күннен келуі мүмкін. Гало WIMP-тері Күн арқылы өтетін кезде күн протондарымен, гелий ядроларымен және ауыр элементтермен өзара әрекеттеседі. Егер WIMP мұндай өзара әрекеттесуде жергілікті құтылу жылдамдығынан төмен энергия жоғалтса, онда теория бойынша Күннің гравитациялық тартылысынан құтылуға жеткілікті энергиясы болмайды және гравитациялық байланыста қалады. Бұл нейтринолар содан кейін Жерге жетеді және Жапониядағы Super Kamiokande детекторы сияқты көптеген нейтрино телескоптарының бірінде анықталады. Осы детекторларда күніне анықталатын нейтрино оқиғаларының саны WIMP-тің қасиеттеріне, сондай-ақ Хиггс бозонының массасына байланысты. Жерде және галактикалық орталықта WIMP-тің жойылуынан нейтриноларды анықтауға бағытталған ұқсас тәжірибелер жүргізілуде.
A decade after the dark matter problem was established in the 1970s, WIMPs were suggested as a potential solution to the issue. Although the existence of WIMPs in nature is still hypothetical, it would resolve a number of astrophysical and cosmological problems related to dark matter. There is consensus today among astronomers that most of the mass in the Universe is indeed dark. Simulations of a universe full of cold dark matter produce galaxy distributions that are roughly similar to what is observed. By contrast, hot dark matter would smear out the large scale structure of galaxies and thus is not considered a viable cosmological model. WIMPs fit the model of a relic dark matter particle from the early Universe, when all particles were in a state of thermal equilibrium. For sufficiently high temperatures, such as those existing in the early Universe, the dark matter particle and its antiparticle would have been both forming from and annihilating into lighter particles. As the Universe expanded and cooled, the average thermal energy of these lighter particles decreased and eventually became insufficient to form a dark matter particle antiparticle pair. The annihilation of the dark matter particle antiparticle pairs, however, would have continued, and the number density of dark matter particles would have begun to decrease exponentially. and the VERITAS ground based gamma ray observatory. Although the annihilation of WIMPs into Standard Model particles also predicts the production of high energy neutrinos, their interaction rate is thought to be too low to reliably detect a dark matter signal at present. Future observations from the IceCube observatory in Antarctica may be able to differentiate WIMP produced neutrinos from standard astrophysical neutrinos; however, by 2014, only 37 cosmological neutrinos had been observed, making such a distinction impossible. Another type of indirect WIMP signal could come from the Sun. Halo WIMPs may, as they pass through the Sun, interact with solar protons, helium nuclei as well as heavier elements. If a WIMP loses enough energy in such an interaction to fall below the local escape velocity, it would theoretically not have enough energy to escape the gravitational pull of the Sun and would remain gravitationally bound. These neutrinos may then travel to the Earth to be detected in one of the many neutrino telescopes, such as the Super Kamiokande detector in Japan. The number of neutrino events detected per day at these detectors depends on the properties of the WIMP, as well as on the mass of the Higgs boson. Similar experiments are underway to attempt to detect neutrinos from WIMP annihilations within the Earth and from within the galactic center.
Тікелей анықтау
Тікелей анықтау – қараңғы материя Жердегі лабораториядағы детектор арқылы өте қалғанда WIMP ядросының соқтығысуының әсерін байқауды білдіреді. Көптеген WIMP модельдері үлкен аспан денелерінде жеткілікті мөлшерде WIMP-тердің болуын талап етеді, әйтпесе жанама анықтау эксперименттері сәтті болмайды. Алайда, бұл модельдердің қате болуы немесе қараңғы материя құбылысының тек бір бөлігін ғана түсіндіруі мүмкін. Сондықтан, суық қара материяның бар екенін дәлелдеуге бағытталған көптеген эксперименттерге қарамастан, WIMP теориясын нығайту үшін тікелей анықтау өлшемдері де қажет. Күн мен Жерге ұшырасатын көптеген WIMP-тердің әсер етпей өтіп кетуі күтілуде, бірақ жеткілікті үлкен детектор арқылы өтетін қараңғы материя WIMP-терінің көп саны жылына кем дегенде бірнеше рет байқалатын етіп, жиі өзара әрекеттесуіне үміт артылады. Қазіргі WIMP-терді анықтау стратегиясы – үлкен көлемге дейін кеңейтілуге болатын өте сезімтал жүйелерді табу болып табылады. Бұл нейтриноның ашылуы және (қазіргі кезде күнделікті) анықталуы тарихынан алынған тәжірибеге негізделген.
Direct detection refers to the observation of the effects of a WIMP nucleus collision as the dark matter passes through a detector in an Earth laboratory. While most WIMP models indicate that a large enough number of WIMPs must be captured in large celestial bodies for indirect detection experiments to succeed, it remains possible that these models are either incorrect or only explain part of the dark matter phenomenon. Thus, even with the multiple experiments dedicated to providing indirect evidence for the existence of cold dark matter, direct detection measurements are also necessary to solidify the theory of WIMPs. Although most WIMPs encountering the Sun or the Earth are expected to pass through without any effect, it is hoped that a large number of dark matter WIMPs crossing a sufficiently large detector will interact often enough to be seen—at least a few events per year. The general strategy of current attempts to detect WIMPs is to find very sensitive systems that can be scaled to large volumes. This follows the lessons learned from the history of the discovery, and (by now routine) detection, of the neutrino.
Эксперименттік әдістер
Криогендік кристалдық детекторлар – Судан кенішіндегі Криогендік Қараңғы Материяны Іздеу (CDMS) детекторында қолданылатын техника бірнеше өте суық германий және кремний кристалдарына негізделген. Кристалдар (әрқайсысы шамамен хоккей шайбасының мөлшерінде) 50 мК дейін суытылады. Кристалдан өтетін WIMP-ті анықтау үшін оның бетіндегі металл қабаты (алюминий және вольфрам) қолданылады. Бұл конструкция кристалл матрицасындағы атомның WIMP-пен "соққыға ұшуынан" пайда болған тербелістерді анықтауға бағытталған. Вольфрамның ауысу жиегі сенсорлары (TES) сын температурада ұсталады, сондықтан олар суперөткізгіш күйде болады. Үлкен кристалл тербелістері металда жылу тудырады және кедергінің өзгеруіне байланысты анықталады. CRESST, CoGeNT және EDELWEISS ұқсас орналасқан құрылғыларды қолданады. Асыл газ сцинтилляторлары – Атомдарды WIMP-пен "соқтығыстырудың" тағы бір жолы – сцинтилляциялық материалды пайдалану, сонда қозғалатын атомнан жарық импульстері пайда болады және көбінесе ФЭО (PMT) арқылы анықталады. SNOLAB-тағы DEAP және LNGS-тегі DarkSide сияқты эксперименттер WIMP-тің сезімтал іздеулері үшін сұйық аргонның өте үлкен нысаналық массасын қолданады. ZEPLIN және XENON жоғары сезімталдықтағы WIMP-терді жою үшін ксенон қолданды, XENON1T детекторының осы уақытқа дейінгі ең қатаң шектерімен, 3,5 тонна сұйық ксенон пайдаланды. XENON, LUX ZEPLIN және PandaX ынтымақтастықтарынан тіпті үлкен көп тонналық сұйық ксенон детекторларын салуға рұқсат берілді. Кристалл сцинтилляторлары – Сұйық асыл газдың орнына, принципиалды түрде қарапайым тәсіл – NaI(Tl) сияқты сцинтилляциялық кристаллды пайдалану. Бұл тәсіл DAMA/LIBRA экспериментімен қолданылады, онда WIMP анықтауға сәйкес келетін сигналдың сақиналық модуляциясы байқалды (қараңыз). Бірнеше эксперимент осы нәтижелерді қайталауға тырысады, соның ішінде ANAIS және DM Ice, ол NaI кристалдарын Оңтүстік полюстегі IceCube детекторымен бірге қолданады. KIMS сол мәселені CsI(Tl) сцинтилляторы ретінде қолданады. Көпіршік камералары – PICASSO (Project In Canada to Search for Supersymmetric Objects) эксперименті – Канададағы SNOLAB-та орналасқан қара материяны тікелей іздеу эксперименті. Ол белсенді масса ретінде фреонды пайдаланатын көпіршік детекторларын қолданады. PICASSO негізінен фреондағы фтор атомдарымен WIMP-тің спинге тәуелді өзара әрекеттесуіне сезімтал. COUPP, трифтор-иодометанды (CF3I) қолдана отырып жасалған ұқсас эксперимент, 2011 жылы 20 ГэВ-тан жоғары массаның шектерін жариялады. Екі эксперимент 2012 жылы PICO ынтымақтастығына біріктірілді. Көпіршік детекторы – бұл гель матрицасындағы қыздырылған сұйықтықтың кішкентай тамшыларын пайдаланатын сәулеленуге сезімтал құрылғы. Ол көпіршік камерасының принципін қолданады, бірақ бір мезгілде тек кішкентай тамшылар ғана фазалық ауысудан өтеді, сондықтан детектор әлдеқайда ұзақ уақыт бойы белсенді бола алады. Иондаушы сәулелену арқылы тамшыда жеткілікті энергия жиналғанда, қызған тамшы газды көпіршікке айналады. Бұл көпіршіктің дамуы пьезоэлектрлік сенсорлар қабылдайтын акустикалық соққы толқынымен бірге жүреді. Көпіршік детектор техникасының негізгі артықшылығы – детектордың фондық сәулеленуге дерлік сезімсіздігі. Детектордың сезімталдығын температураны өзгерту арқылы реттеуге болады, әдетте 15 °C мен 55 °C аралығында жұмыс істейді. Еуропада SIMPLE деп аталатын осы техниканы қолданатын тағы бір ұқсас эксперимент бар. PICASSO 19F-те спинге тәуелді WIMP өзара әрекеттесулері бойынша нәтижелерді жариялады (қараша 2009 ж.), 24 ГэВ массалары үшін 13,9 пб (90% CL) спинге тәуелді қима бойынша жаңа қатаң шектер алынды. Алынған шектер DAMA/LIBRA жылдық модуляциялық әсерінің спинге тәуелді өзара әрекеттесулері тұрғысынан соңғы түсіндірмелерін шектейді. PICO – бұл 2015 жылы жоспарланған тұжырымдаманың кеңейтілуі. Басқа детектор түрлері – WIMP-ті анықтау үшін төмен қысымды газдармен толтырылған уақыт проекциялық камералар (TPC) зерттелуде. Тректерден бағыттамалық кері қайтуды анықтау (DRIFT) ынтымақтастығы WIMP сигналының болжалған бағыттылығын пайдалануға тырысады. DRIFT көміртек дисульфидті нысананы қолданады, ол WIMP кері қайтуын бірнеше миллиметрге дейін жеткізуге мүмкіндік береді, зарядталған бөлшектердің ізін қалдырады. Бұл зарядталған жол MWPC-нің оқу жазықтығына ауысады, ол оны үш өлшемде қайта құруға және шығу бағытын анықтауға мүмкіндік береді. DMTPC CF4 газымен ұқсас эксперимент. DAMIC (CCD-дегі қараңғы материя) және SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) ынтымақтастықтары жарық қараңғы материяны анықтау үшін ғылыми зарядты құрылғыларды (CCD) қолданады. CCD-лер детектордың нысанасы және оқу аспаптары ретінде әрекет етеді. WIMP-тің КДҚ-ның негізгі бөлігінде электрон-тесік жұптарының пайда болуына әкелуі мүмкін, содан кейін олар CCD-лермен жиналып, оқылды. Шуды азайту және жеке электрондарды анықтау үшін эксперименттер Skipper CCD деп аталатын CCD түрін пайдаланады, ол бірдей жиналған зарядтың бірнеше рет өлшенуінің орташа есебін жүргізуге мүмкіндік береді.
Cryogenic crystal detectors – A technique used by the Cryogenic Dark Matter Search (CDMS) detector at the Soudan Mine relies on multiple very cold germanium and silicon crystals. The crystals (each about the size of a hockey puck) are cooled to about 50 mK. A layer of metal (aluminium and tungsten) at the surfaces is used to detect a WIMP passing through the crystal. This design hopes to detect vibrations in the crystal matrix generated by an atom being "kicked" by a WIMP. The tungsten transition edge sensors (TES) are held at the critical temperature so they are in the superconducting state. Large crystal vibrations will generate heat in the metal and are detectable because of a change in resistance. CRESST, CoGeNT, and EDELWEISS run similar setups. Noble gas scintillators – Another way of detecting atoms "knocked about" by a WIMP is to use scintillating material, so that light pulses are generated by the moving atom and detected, often with PMTs. Experiments such as DEAP at SNOLAB and DarkSide at the LNGS instrument a very large target mass of liquid argon for sensitive WIMP searches. ZEPLIN, and XENON used xenon to exclude WIMPs at higher sensitivity, with the most stringent limits to date provided by the XENON1T detector, utilizing 3.5 tons of liquid xenon. Even larger multi ton liquid xenon detectors have been approved for construction from the XENON, LUX ZEPLIN and PandaX collaborations. Crystal scintillators – Instead of a liquid noble gas, an in principle simpler approach is the use of a scintillating crystal such as NaI(Tl). This approach is taken by DAMA/LIBRA, an experiment that observed an annular modulation of the signal consistent with WIMP detection (see ). Several experiments are attempting to replicate those results, including ANAIS and DM Ice, which is codeploying NaI crystals with the IceCube detector at the South Pole. KIMS is approaching the same problem using CsI(Tl) as a scintillator. Bubble chambers – The PICASSO (Project In Canada to Search for Supersymmetric Objects) experiment is a direct dark matter search experiment that is located at SNOLAB in Canada. It uses bubble detectors with Freon as the active mass. PICASSO is predominantly sensitive to spin dependent interactions of WIMPs with the fluorine atoms in the Freon. COUPP, a similar experiment using trifluoroiodomethane(CF3I), published limits for mass above 20 GeV in 2011. The two experiments merged into PICO collaboration in 2012. A bubble detector is a radiation sensitive device that uses small droplets of superheated liquid that are suspended in a gel matrix. It uses the principle of a bubble chamber but, since only the small droplets can undergo a phase transition at a time, the detector can stay active for much longer periods. When enough energy is deposited in a droplet by ionizing radiation, the superheated droplet becomes a gas bubble. The bubble development is accompanied by an acoustic shock wave that is picked up by piezo electric sensors. The main advantage of the bubble detector technique is that the detector is almost insensitive to background radiation. The detector sensitivity can be adjusted by changing the temperature, typically operated between 15 °C and 55 °C. There is another similar experiment using this technique in Europe called SIMPLE. PICASSO reports results (November 2009) for spin dependent WIMP interactions on 19F, for masses of 24 Gev new stringent limits have been obtained on the spin dependent cross section of 13.9 pb (90% CL). The obtained limits restrict recent interpretations of the DAMA/LIBRA annual modulation effect in terms of spin dependent interactions. PICO is an expansion of the concept planned in 2015. Other types of detectors – Time projection chambers (TPCs) filled with low pressure gases are being studied for WIMP detection. The Directional Recoil Identification From Tracks (DRIFT) collaboration is attempting to utilize the predicted directionality of the WIMP signal. DRIFT uses a carbon disulfide target, that allows WIMP recoils to travel several millimetres, leaving a track of charged particles. This charged track is drifted to an MWPC readout plane that allows it to be reconstructed in three dimensions and determine the origin direction. DMTPC is a similar experiment with CF4 gas. The DAMIC (DArk Matter In CCDs) and SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) collaborations employ the use of scientific Charge Coupled Devices (CCDs) to detect light Dark Matter. The CCDs act as both the detector target and the readout instrumentation. WIMP interactions with the bulk of the CCD can induce the creation of electron hole pairs, which are then collected and readout by the CCDs. In order to decrease the noise and achieve detection of single electrons, the experiments make use of a type of CCD known as the Skipper CCD, which allows for averaging over repeated measurements of the same collected charge.
Соңғы шектері
Қазіргі уақытта тікелей анықтау эксперименттерінен қара материяның анықталғаны туралы расталмаған мәліметтер бар, ең күшті шектеулер LUX және SuperCDMS эксперименттерінен алынған, бұл 2-суретте көрсетілген. 370 килограмм ксенонмен жабдықталған LUX, XENON немесе CDMS-тен артық сезімтал. 2013 жылдың қазан айындағы алғашқы нәтижелерде ешқандай сигнал байқалмады, бұл нәтижелер аз сезімтал құралдардан алынған деректерге қайшы келді. Бұл 2016 жылдың мамырында аяқталған соңғы деректерді талдау арқылы расталды. Тарихи тұрғыдан алғанда, әртүрлі тікелей анықтау эксперименттерінен төрт аномальды деректер жиынтығы алынған, олардың екеуі түсіндірілді (CoGeNT және CRESST II), ал екеуі түсіндірілмей қалды (DAMA/LIBRA және CDMS Si). 2010 жылдың ақпан айында CDMS зерттеушілері WIMP ядросының соқтығысуынан туындаған екі оқиғаны байқағанын хабарлады. CoGeNT, бір германий дискісін пайдаланатын және кіші массалы WIMP-терді анықтауға арналған кішкентай детектор, 56 күн ішінде жүздеген оқиғаны тіркеді. Олар жылдық модуляцияны байқады, бұл жеңіл қара материяның болуын көрсетеді. Алайда, CoGeNT оқиғаларының қара материямен байланысы кейінгі талдаулармен жоққа шығарылды, себебі олардың себебі жер бетіндегі оқиғалардың фоны болуы мүмкін. Жылдық модуляция – WIMP сигналының күтілетін белгілерінің бірі, және осы негізде DAMA ынтымақтастығы оң нәтижеге қол жеткізгенін мәлімдеді. Дегенмен, басқа топтар бұл нәтижені растамады. 2004 жылдың мамырында жарияланған CDMS деректері, WIMP-тің қасиеттері және қара материя галосы туралы стандартты болжамдарды ескере отырып, DAMA сигналының барлық аймағын жоққа шығарды, және көптеген басқа эксперименттер де осы нәтижеге келді (2-суретті қараңыз). COSINE 100 ынтымақтастығы (KIMS және DM Ice топтарының бірігуі) 2018 жылдың желтоқсан айында Nature журналында DAMA/LIBRA сигналын қайталау бойынша нәтижелерін жариялады; олардың қорытындысы «бұл нәтиже DAMA ынтымақтастығы байқаған жылдық модуляцияның себебі ретінде WIMP-нуклон өзара әрекеттесуін жоққа шығарады» деді. 2021 жылы COSINE 100 және ANAIS 112-нің жаңа нәтижелері DAMA/LIBRA сигналын қайталай алмады, ал 2022 жылдың тамызында COSINE 100 DAMA/LIBRA қолданған талдау әдісін пайдаланды және ұқсас жылдық модуляцияны тапты, бұл сигналдың статистикалық қате болуы мүмкін екенін көрсетеді.
There are currently no confirmed detections of dark matter from direct detection experiments, with the strongest exclusion limits coming from the LUX and SuperCDMS experiments, as shown in figure 2. With 370 kilograms of xenon LUX is more sensitive than XENON or CDMS. First results from October 2013 report that no signals were seen, appearing to refute results obtained from less sensitive instruments. and this was confirmed after the final data run ended in May 2016. Historically there have been four anomalous sets of data from different direct detection experiments, two of which have now been explained with backgrounds (CoGeNT and CRESST II), and two which remain unexplained (DAMA/LIBRA and CDMS Si). In February 2010, researchers at CDMS announced that they had observed two events that may have been caused by WIMP nucleus collisions. CoGeNT, a smaller detector using a single germanium puck, designed to sense WIMPs with smaller masses, reported hundreds of detection events in 56 days. They observed an annual modulation in the event rate that could indicate light dark matter. However a dark matter origin for the CoGeNT events has been refuted by more recent analyses, in favour of an explanation in terms of a background from surface events. Annual modulation is one of the predicted signatures of a WIMP signal, and on this basis the DAMA collaboration has claimed a positive detection. Other groups, however, have not confirmed this result. The CDMS data made public in May 2004 exclude the entire DAMA signal region given certain standard assumptions about the properties of the WIMPs and the dark matter halo, and this has been followed by many other experiments (see Figure 2). The COSINE 100 collaboration (a merging of KIMS and DM Ice groups) published their results on replicating the DAMA/LIBRA signal in December 2018 in journal Nature; their conclusion was that "this result rules out WIMP–nucleon interactions as the cause of the annual modulation observed by the DAMA collaboration". In 2021 new results from COSINE 100 and ANAIS 112 both failed to replicate the DAMA/LIBRA signal and in August 2022 COSINE 100 applied an analysis method similar to one used by DAMA/LIBRA and found a similar annual modulation suggesting the signal could be just a statistical artifact supporting a hypothesis first put forward in 2020.
Тікелей анықтаудың болашағы
2020 жылдары бірнеше көп тонналық массалы тікелей анықтау эксперименттері пайда болады деп күтілуде, олар WIMP ядросының қималарын қазіргі деңгейдегі сезімталдықтан әлдеқайда кішірек мәндерге дейін зерттеуге мүмкіндік береді. Мұндай келесі буын эксперименттерінің мысалдары – LUX ZEPLIN (LZ) және XENONnT, олар көп тонналық сұйық ксенон эксперименттері, одан кейін 50-100 тонналық сұйық ксенонмен тікелей анықтау жүргізетін DARWIN эксперименті. Мұндай көп тонналық эксперименттер нейтринолар түріндегі жаңа фонмен де бетпе-бет келеді, бұл олардың WIMP параметрлері кеңістігін белгілі бір шектен тыс зерттеу мүмкіндігін шектейді, бұл шек нейтрино едені деп аталады. Алайда, атауы қатаң шекке сілтеме берсе де, нейтрино едені – эксперименттік сезімталдықтың ең жақсы жағдайда экспозицияның квадрат түбірімен (детектор массасы мен жұмыс істеу уақытының көбейтіндісі) жақсаруы мүмкін болатын параметрлер кеңістігінің аймағын көрсетеді. WIMP массасы 10 ГэВ-тен төмен болғанда, нейтрино фонының басты көзі Күннен келеді, ал массасы жоғарырақ болғанда, фонға атмосфералық нейтринолар мен тараған (диффузиялық) супернова нейтрино фоны да үлес қосады. 2021 жылдың желтоқсанында PandaX экспериментінің нәтижелері деректерінде сигналды көрсетпеді, ең төменгі жойылған қима 90% сенімділік деңгейінде 40 ГэВ құрады. 2023 жылдың шілдесінде XENONnT және LZ эксперименттері WIMP-терді іздеудің алғашқы нәтижелерін жариялады, біріншісі 90% сенімділік деңгейінде 28 ГэВ-тан жоғары қималарды жойды, ал екіншісі 90% сенімділік деңгейінде 36 ГэВ-тан жоғары қималарды жойды.
The 2020s should see the emergence of several multi tonne mass direct detection experiments, which will probe WIMP nucleus cross sections orders of magnitude smaller than the current state of the art sensitivity. Examples of such next generation experiments are LUX ZEPLIN (LZ) and XENONnT, which are multi tonne liquid xenon experiments, followed by DARWIN, another proposed liquid xenon direct detection experiment of 50–100 tonnes. Such multi tonne experiments will also face a new background in the form of neutrinos, which will limit their ability to probe the WIMP parameter space beyond a certain point, known as the neutrino floor. However, although its name may imply a hard limit, the neutrino floor represents the region of parameter space beyond which experimental sensitivity can only improve at best as the square root of exposure (the product of detector mass and running time). For WIMP masses below 10 GeV the dominant source of neutrino background is from the Sun, while for higher masses the background contains contributions from atmospheric neutrinos and the diffuse supernova neutrino background. In December 2021, results from PandaX have found no signal in their data, with a lowest excluded cross section of at 40 GeV with 90% confidence level. In July 2023 the XENONnT and LZ experiment published the first results of their searches for WIMPs, the first excluding cross sections above at 28 GeV with 90% confidence level and the second excluding cross sections above at 36 GeV with 90% confidence level.