Детекторы для регистрации частиц корпускулярной темной материи на основе благородных (инертных) газов

    Проблема темной материи является одной из основных проблем современной физики.
    Астрономические наблюдения последних десятилетий определенно свидетельствуют в пользу того, что, помимо наблюдаемой, во Вселенной имеется подавляющее количество материи, которая не проявляет себя иначе, как через гравитационное взаимодействие, и является, таким образом, «скрытой», «ненаблюдаемой» или «темной» материей. Это одна из самых интригующих проблем фундаментального естествознания конца XX столетия, и от результата ее решения в значительной степени будет зависеть научная картина мира в предстоящем столетии.
    Для удобства дальнейшего изложения материала необходимо (краткое) введение в данную проблему и заранее оговорить некоторые теоретические предположения.
    Тёмная материя – форма материи, которая не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Это свойство данной формы материи делает невозможным её прямое наблюдение. Однако возможно обнаружить присутствие тёмной материи по создаваемым ею гравитационным эффектам. Из четырёх фундаментальных типов взаимодействий тёмная материя должна участвовать только в гравитационном, однако, в зависимости от рассматриваемой теории, а, следовательно, и в зависимости от класса предполагаемых частиц тёмной материи, можно ожидать, что гравитационное взаимодействие будет для этих частиц не единственным.
    Наиболее убедительными экспериментальными фактами существования темной материи, полученными из астрономических наблюдений, являются: результаты измерения скоростей слоёв гало, для звезд в спиральных галактиках (т.н. диаграммы ротационных кривых), и обнаружение гравитационного линзирования далеких галактик скоплениями галактик, расположенными перед ними.
    Поскольку отсутствует чёткое понимание частиц тёмной материи и их свойств, ввиду многообразия интерпретаций, то во всех исследовательских работах, как правило, заранее оговаривается рассматриваемый класс частиц служащий кандидатом на роль тёмной материи. Самые распространённые (предполагаемые) классы частиц: аксионы (масса ~10⁻⁶ – 10⁻² эВ), легчайшие суперсимметричные частицы - нейтралино (~10 – 1000 ГэВ), частицы Калуцы-Клейна
(~10 – 1000 ГэВ), WIMPZILLA (~10¹¹ ГэВ и более тяжёлые), массивные тёмные объекты (~10⁵⁴ ГэВ) [1, 2].

2.1. Некоторые теоретические предположения.
Основные понятия, гипотезы и специфика детектирования.

    Наиболее активно рассматриваемой в настоящее время гипотезой является представление большей части небарионной тёмной материи в виде массивных частиц с предсказываемой массой порядка нескольких десятков ГэВ, очень слабо взаимодействующих с обычной материей т.н. частицы WIMP (Weakly Interacting Massive Particles, дословно: слабовзаимодействующие массивные частицы) [3].
    Частицы WIMP особенно привлекательны как кандидаты в тёмную материю ввиду ряда очевидных достоинств. Во-первых, появление WIMPов теоретической физике частиц мотивировано проблемой нарушения электрослабой симметрии. Во-вторых, согласно стандартным космологическим предположениям, их тепловая реликтовая распространенность естественным образом совпадает с той, которая требуется для тёмной материи. Вследствие нарушения электрослабой симметрии следует достаточно эффективная аннигиляция WIMP частиц (для обеспечения соответствующей стандартной космологической модели реликтовой плотности) это означает, что их взаимодействие с материей может быть достаточным для того, чтобы они могли быть обнаружены в прямых экспериментах [4].
    Как следует из аббревиатуры, ожидается, что гравитационное взаимодействие WIMPс барионной материей не единственное, и WIMPдолжны участвовать в другом, очень слабом взаимодействии с ней, а значит, есть шанс зарегистрировать их, а точнее, их упругое рассеяние на ядрах вещества «обычными» детекторами частиц [3].
    Главная трудность, однако, состоит в том, что сечение взаимодействия WIMPочень мало (приведенное к протону, оно составляет менее ~10⁻⁵–10⁻⁶ пб). Это означает, что эксперимент по поиску WIMP должен проводиться в условиях, когда естественный для Земли радиоактивный фон, вызванный распадами радиоактивных нуклидов, содержащихся в земной коре, и космическими лучами, должен быть подавлен более чем в 10³раз. Такие условия обеспечиваются в специально оборудованных низкофоновых подземных лабораториях (например, Gran Sasso в Италии, Баксанской лаборатории в России, Boulby Mine в Великобритании, Canfranc во Франции, Homestake в США, Kamioka в Японии и др.) [3].     Другой серьезной трудностью является то, что сигнал от WIMP в детекторе характеризуется малым энерговыделением [3]. Форма спектра может быть получена из кинематики упругого столкновения WIMP с ядром детектора, с учетом модификации максвелловского распределения по скоростям вследствие движения Земли в межзвездном пространстве. Предполагается, что распределение WIMP по скоростям движения имеет максвелловский вид с наиболее вероятным значением скорости v₀ = 220 км/c и максимальным значением скорости V_esc= 650 км/с [3]:
– распределение Максвелла по скоростям (для WIMP-частиц),
где v₀ = √2/3v_r.m.s.– параметр максвелловского распределения; v_r.m.s.– среднеквадратичная скорость;
v_Ear= 232 км/с – скорость Земли в галактической системе координат.
    Более детальный учет движения Земли вокруг Солнца будет приводить к незначительному сезонному изменению формы энергетического спектра [3]. В момент, когда результирующая скорость Земли в галактической системе отсчета максимальна (2 июня), столкновения WIMPс ядрами детектора будут характеризоваться большим энерговыделением, следовательно, число возможных событий должно возрасти, и поэтому энергетический спектр dN/dE_detдолжен становиться более плоским. Такое сезонное изменение формы спектра должно приводить к ~ 5–7%‑ной вариации интегральной скорости счета детектора. Практически, данный эффект является единственным признаком (сигнатурой) WIMP, и именно благодаря этому представляется возможным отделить сигналы WIMPчастиц от других уже известных слабовзаимодействующих с веществом частиц. Однако его наблюдение также представляет значительную трудность вследствие малости ожидаемой величины скорости счета детекторов (Y), Y < 1 событие/кг/сут.
    Характерной особенностью кинематики движения Земли в галактике является годичное вращение Земли вокруг Солнца, которое приводит к результирующей скорости относительно галактической системы координат [4]:

v = 220·(1.05 + 0.07·cos[2π(t − t_m)]) [км/с].

Здесь время исчисляется в годах (т.е. величине Δt = 1 соответствует реальное изменение времени величиной один год.), а t_m– соответствует началу июня (2 июня: 152-й день из ~ 365). В результате этого движения проявляется примерно 7%-ная вариация потока WIMP и, следовательно, скорости счета прямой регистрации в течение года. WIMP, движущиеся с типичными усреднёнными скоростями <v_WIMP> =270 км/с, взаимодействуют с ядрами мишени в процессах упругого и неупругого рассеяния. В случае упругого рассеяния спектр отдач является экспоненциальным. При неупругом рассеянии WIMP взаимодействуют с орбитальными электронами мишени, либо возбуждая их, либо ионизуя мишень. WIMPтакже может возбудить ядро в неупругом процессе, так что возникает отдача ядра с последующей эмиссией фотона (примерно через 1 нс). Tакие сигнатуры следует отличать от сигнатур фоновых событий. Средняя кинетическая энергия отдачи ядра при столкновении WIMP с ядром массой m_A может быть аппроксимирована как [4]:

где A – число нуклонов в ядре с которым сталкивается WIMP; M_WIMP– масса WIMP-частицы; m_A – масса того ядра с которым столкнулся WIMP.

2.2. Специфика детектирования тёмной материи.

Основные кандидаты на роль темной материи – WIMP-частицы.
WIMP взаимодействуют с обычной барионной материей в результате гравитационного и слабого взаимодействия.
Главным признаком взаимодействия WIMP с ядром детектирующего вещества, служит ядро отдачи, которое производит характерный сигнал, воспринимаемый детектором.
WIMP имеют сигнатуру (годовое изменение скорости счета детектора), следовательно, можно отделить фоновые события от сигналов, создаваемых WIMP частицами.

3. Методика детектирования WIMP-частиц

    В экспериментах по прямой регистрации WIMP необходимо измерить энергию, выделившуюся в процессе их рассеяния на ядерной мишени. Для регистрации ядра отдачи и измерения его энергии могут быть использованы ионизационные, сцинтилляционные и тепловые детекторы или их комбинации [4]. Важно подчеркнуть, что в отличие от тепловых детекторов, в которых почти 100 % энергии ядра отдачи ΔЕ преобразуется в тепловой сигнал, ионизационные детекторы имеют коэффициент преобразования энергии отдачи (квенчинг-фактор, обозначается Qf) в энергию, затрачиваемую на рождение электронно-дырочных пар, не более 30 %, а в сцинтилляционных детекторах в свет преобразуется не более 10 % энергии. В этом случае детектор, регистрирующий ядра отдачи, должен иметь порог, не превышающий нескольких кэВ.
    В детекторах на жидких благородных газах, в которых регистрируется сцинтилляционный или ионизационный сигнал, необходимо учитывать тот факт, что в эти «каналы» передается не вся энергия, оставленная частицей в веществе. Например, в случае ионизации атомов в жидком ксеноне, затрачивается значительная часть этой энергии. Это связано с тем, что образующийся в результате взаимодействия движущийся ион отдачи (или атом) является сильноионизирующей частицей. В связи с этим в таких детекторах эффект проявления WIMP следует искать в килоэлектронвольтной области, поэтому актуальным является снижение порога детектирования до минимально возможной величины. Очевидным преимуществом, в этой связи, обладают низкотемпературные болометры (в таких детекторах измеряется полная энергия, выделившаяся во взаимодействии). С другой стороны, эффект зависимости как величины сигнала, так и некоторых других характеристик (например, времени высвечивания для сцинтилляторов) от плотности ионизации может быть использован для выделения событий, вызванных WIMP, от событий радиоактивного фона, вызванных γ-квантами и электронами, подобно тому, как это делается при традиционном nγ‑разделении. Убрать таким способом нейтронный фон нельзя, поскольку нейтроны в результате рассеяния в детекторе производят такие же движущиеся ионы или атомы, часть из которых имеет кинетическую отдачу в исследуемом диапазоне энергий [3].
    Существенным обстоятельством является то, что выходы для ионизации и сцинтилляций значительно выше, если первичное взаимодействие происходит с электроном, т.е. образуется электрон отдачи вместо ядра отдачи. Это имеет место для всех фоновых событий, инициированных рассеянием фотонов на электронах. Обычно такие события составляют главную компоненту фона. Как показывает практика проведения экспериментов, подавление фоновых электронов, остающихся даже при применении наиболее изощренных систем подавления фона (использование подземных лабораторий для защиты от космических лучей, обеспечение защиты, применение сверхчистых материалов), является одной из наиболее трудных и в то же время наиболее важных задач, решение которой, по сути, определяет пределы чувствительности экспериментов по прямым поискам WIMP. Регистрируя одновременно два сигнала (например, фонон + ионизация, или фонон + сцинтилляция, или ионизация + сцинтилляция), как это делается в «гибридных» детекторах (см. табл. 1), можно существенно подавить электронную компоненту фона. Что касается фона нейтронов, то его подавление может быть осуществлено по сигнатуре многократного рассеяния, которое отсутствует в случае WIMP [4].
    Условия проведения экспериментов в низкофоновых подземных лаборатория дают возможность существенно снизить фон от космических лучей и «внешних» (естественных) радиоактивных источников – некоторую эволюцию в решении данной проблемы могут сыграть еще более глубокие подземные лаборатории (чтобы поток мюонов был менее 10² м⁻²год⁻¹) и толстые слои защиты из свинца и водородосодержащего вещества.

Таблица 1. Эксперименты по прямой регистрации темной материи.
Детекторы и основные каналы регистрации сигналов от WIMP [4].

Тепло	Заряд	Свет	Тепло и заряд	Тепло и свет	Заряд и свет
ROSEBUD	IGEX	DAMA	CDMS	ROSEBUD	ZEPLIN-II
CRESST-I	HDMS	NaIAD	EDELWEISS	CRESST-II	ZEPLIN-III
PICASSO	Drift	ANAIS		COUPP	Xenon 10
SIMPLE		Kamioka			WARP
Orpheus		KIMS			ArDM
		PICOLON
		ZEPLIN-I

    Таким образом, трудность постановки прямых экспериментов по поиску WIMP состоит в следующем: а) сечение в WIMP-нуклонного рассеяния мало (< 10⁻⁶ пб), и, следовательно, необходима большая чувствительная масса детектора; б) малые энергии ядер отдачи (~ 10 ÷ 100 кэВ) измеряются с низкой эффективностью, следовательно, порог детектора не должен превышать нескольких кэВ; в) фоны космических лучей и естественной радиоактивности велики, поэтому детектор необходимо размещать в глубоких подземных лабораториях, тщательно его экранировать и использовать в его конструкции радиационно-чистые материалы.
    Результаты экспериментов представляют, как правило, в виде так называемых исключенных областей значений сечения взаимодействия и массы WIMP. Иными словами, если бы значения сечения и массы лежали в этих областях (над соответствующими кривыми), скорость счета детектора была бы больше, чем измеренный фон в соответствующем энергетическом диапазоне. Рассматривают спин-зависимое и спин-независимое взаимодействия. В первом случае сечение пропорционально
J(J+ 1), где J– спин ядра, во втором – A², где A – массовое число.
    Чтобы иметь возможность сравнивать результаты, полученные с применением детекторов с различными детектирующими средами, используется так называемое приведенное к протону сечение σ_p [3]:

где i – отображает элементарный состав детектора (i-е ядро) т.е. ядро с данным числом нуклонов;
m_red(i,W) – приведенная масса i-го элемента мишени; σ_i– сечение взаимодействия WIMP с i-м элементом; C = A² для случая спин-независимого взаимодействия и C = J(J+1) для случая спин-зависимого взаимодействия.

4.1. Детекторы на основе жидких благородных газов.
Общие принципы работы

    В настоящее время в мире действуют около 15 детекторов на основе жидких благородных газов [5]. Детекторы отличаются друг от друга геометрической формой, размерами, конструктивными особенностями и типом мишени (детектирующим веществом). В основном, детектирующее вещество – это жидкие инертные газы: жидкий неон (LNe), жидкий аргон (LAr) и жидкий ксенон (LXe). В эксперименте MIMACв качестве мишени используется изотоп гелия ³He, тоже инертный газ, но в другом агрегатном состоянии (см. табл. 2). Мишени представляют собой особое детектирующее вещество – сцинтиллятор.
    Газовые сцинтилляторы применяются главным образом для регистрации сильно ионизующих короткопробежных частиц (осколков деления тяжелых ядер). В качестве газовых сцинтилляторов используются в основном чистые благородные газы (гелий, аргон, криптон, ксенон) и их смеси. Время высвечивания сцинтилляторов ~10⁻⁸ c и зависит от давления газа. Длины волн излучаемого света лежат в области «жесткого» (дальнего) ультрафиолета. Поэтому световые вспышки, возникающие в газе при прохождении заряженной частицы, не могут быть непосредственно зарегистрированы при помощи обычных ФЭУ (имеется ввиду ФЭУ серийного производства). Так, например, окно для фотокатода ФЭУ изготавливают из фторида магния (MgF₂), который пропускает диапазон длин волн 112 ÷ 830 нм.
    Основными характеристиками сцинтилляторов являются конверсионная эффективность, спектр излучения и время высвечивания [6].

Таблица 2. Эксперименты по поиску темной материи и тип мишени,
используемой в соответствующем детекторе [3, 5].

Эксперимент	Вещество мишени	Подземная лаборатория
DAMA/LXe	LXe	Gran-Sasso (Италия)
WARP	LAr	Gran-Sasso (Италия)
XENON 10	LXe	Gran-Sasso (Италия)
XENON 100	LXe	Gran-Sasso (Италия)
ZEPLIN I	LXe	Boulby (Великобритания)
ZEPLIN II	LXe	Boulby (Великобритания)
ZEPLIN III	LXe	Boulby (Великобритания)
ArDM	LAr	Canfranc (Франция)
LUX	LXe	Homestake (США)
LZS/LZD	LXe	Homestake (США)
MAX	LXe/LAr	DUSEL Homestake (США)
CLEAN	LNe	SNOLAB (Канада)
DEAP	LAr	SNOLAB (Канада)
XMASS	LXe	Kamioka (Япония)
MIMAC	³He (газ)	LSM (Франция)

     Конверсионная эффективность – это отношение энергии световой вспышки, к энергии, оставленной заряженной частицей в сцинтилляторе. Конверсионная эффективность характеризует эффективность преобразования сцинтиллятором энергии заряженной частицы в световую. Количество света, испускаемое сцинтиллятором, характеризуется световым выходом.
    Световой выход – это отношение энергии среднего числа фотонов люминесценции к энергии, потерянной ионизующей частицей в сцинтилляторе.
    Временем высвечивания сцинтиллятора называется величина, характеризующая длительность свечения, – это время, в течение которого интенсивность свечения одной возбужденной структурной единицы вещества сцинтиллятора падает в e ≈ 2,718 раз.

Рис.1. Семейство детекторов темной материи на основе жидких благородных газов.
(D.Akimov. Techniques and results for the direct detection of dark matter (review) Nucl. Instrum. Meth. A628 (2011) 50-58).

    По основным сцинтилляционным характеристикам, таким как время высвечивания и спектр излучения, благородные газы похожи друг на друга, но отличаются по конверсионной способности! По данному параметру преимущество имеет ксенон n(Xe) =14%, для сравнения аргон n(Ar) = 3%; криптон n(Kr) = 8,7%. Учитывая всю сложность проводимых экспериментов и «уникальность» (малую долю) регистрируемых детекторами событий – естественным выглядит желание экспериментаторов «уловить» сигнал; это и делает выбор ксенона предпочтительным в качестве вещества мишени детекторов.
    Выбор жидкого ксенона (LXe) в качестве рабочей среды детектора темной материи, несмотря на большие трудности работы с ним, обусловлен рядом его свойств [3]: практически полным отсутствием радиоактивных примесей из U/Th рядов и собственных долгоживущих радиоактивных изотопов; большим световыходом (в области жесткого ультрафиолета); большим атомным номером ядра, что обеспечивает большое сечение спин‑независимого взаимодействия, а также большим зарядом ядра, в результате чего в пристеночном слое эффективно поглощается внешнее мягкое g‑излучение; возможностью обеспечения высокой эффективности разделения электронов и γ‑квантов от ядер отдачи путем одновременного измерения сцинтилляции и ионизации; возможностью использования в одном и том же детекторе натурального ксенона и ксенона, обогащенного изотопами ¹²⁹Xe и/или ¹³¹Xe, имеющими значения спина 1/2 и 3/2 соответственно, и выделения разностным методом спин‑зависимого взаимодействия.
    Процесс излучения сцинтилляционного света в жидком ксеноне происходит по двум каналам:

1) В результате возбуждения атомов Xe с последующим образованием возбужденных молекул:

Xe* + Xe → Xe₂*,
Xe₂* → 2Xe + hν.

2) В результате ионизации и последующей рекомбинации:

Xe⁺ + Xe → Xe₂⁺,
Xe₂⁺ + е⁻ → Xe** + Xe,
Xe** → Xe* + тепло, безызлучательный переход
Xe* + Xe → Xe₂*,
Xe₂* → 2Xe + hν.

Спектр излучения фотонов hν имеет максимум ~ 175 нм.
Возбужденная молекула Xe* образуется в триплетном и синглетном состояниях с временами жизни 27 и 3 нс соответственно. Соотношение вероятностей образования возбужденной молекулы в том или ином состоянии зависит от плотности ионизации. Так, для частиц с большой плотностью ионизации превалирует синглетное состояние, к тому же процесс рекомбинации с электронами идет быстрее, поэтому сцинтилляционный сигнал для них оказывается более коротким.

4.2. Эксперимент ZEPLIN-I
(UKDMC – The U.K. Dark Matter Collaboration)

ZEPLIN (ZonEd Proportional scintillation in LIquid Noble gases) — эксперимент в подземной шахте Боулби(Великобритания). В первой фазе эксперимента − ZEPLIN-I в качестве сцинтиллятора использовалось 3,1 кг жидкого ксенона [4] (6,3 кг по данным в [3]). Этот опыт оказался неудачным, так как шум электроники оказался слишком велик, а энергетическое разрешение было слишком мало для того, чтобы уверенно выделять полезные сигналы. Развитием этого эксперимента стало создание установок ZEPLIN-II и ZEPLIN-III, в которых использовался ксенон в жидкой и в газовой фазах и в качестве сигналов регистрировался заряд и сцинтилляционный свет.
Детектор ZEPLIN-I на основе жидкого ксенона создавался в Лаборатории Резерфорда-Апплетона [3]. Детектор представляет собой сосуд объемом 2119 см³, заполняемый жидким ксеноном, масса которого составляет 6,3 кг. Жидкий ксенон просматривается тремя низкофоновыми фотоумножителями.

Рис.2. Детектор ZEPLINI. 1 − нагреватель, 2 − вход/выход охлаждающего газа, 3 − газовый ввод Xe, 4 − фильтр-труба, 5 − светозащитный колпак фотоумножителя, 6 − фотоумножитель, 7 − уплотнение,
8 − окно "Спектросил B" 9.5 мм, 9 − верхняя часть камеры, 10 − нижняя часть камеры,
11 − регулируемые опоры с низкой теплопроводностью, 12 − тепловая суперизоляция, 13 − вакуумная теплоизоляция, 14 − радиоактивный источник для спектрометрической калибровки.
(Д.Ю. Акимов. Экспериментальные методы детектирования корпускулярной темной материи (обзор). Приборы и техника эксперимента, №5, с. 6-50, 2001).

Фотоумножители расположены с одной стороны чувствительного объема, причем так, что каждый "не видит" два других. Для этого служат цилиндрические полости (заполненные LXe) с окнами для контакта с фотоумножителями. Такая геометрия позволяет значительно снизить фон от радиоактивности самих фотоумножителей, если вырабатывать триггер на событие по их одновременному тройному срабатыванию. Находящийся в цилиндрических полостях LXeслужит также для пассивной защиты от мягких γ-квантов. Предполагается установка детектора в защиту (антикомптон) из жидкого сцинтиллятора и из меди и свинца.

4.3. Эксперимент ZEPLIN-II

    ZEPLIN-II − второй этап эксперимента ZEPLIN, на котором впервые использовался детектор на основе ксенона в жидком и газообразном состояниях. ZEPLIN-II содержит 31 кг жидкого ксенона, заключенного в медный резервуар диаметром 50 см, высотой 13 см, объем которого просматривается семью ФЭУ [4].
    Газовый промежуток высотой 2 см находится над поверхностью жидкого ксенона. Система электродов обеспечивает напряженность электрического поля 1,8 кВ/смв жидкой фазе и 2 кВ/см в пограничной области жидкость-газ. Частица, проходящая через объем жидкой мишени, ионизирует среду, в результате чего свободные электроны в приложенном электрическом поле движутся по направлению к газовой фазе и, попадая в нее, ионизируют атомы газа. В результате электролюминесценции снимается возбуждение атомов и излучается свет. Принцип использования таких детекторов основан на том, что различные частицы, проходя через чувствительный объем детектора, дают разные вклады в сигналы, которые регистрируются в виде сцинтилляционного света и ионизационных потерь (рис. 3).
    Различие между двумя этими сигналами позволяет разделять взаимодействия с электронами и ядрами отдачи. WIMP-частицы должны упруго рассеиваться на ядрах Xe, таким образом, сигнатура взаимодействий ядер отдачи будет значительно отличаться от сигнатуры взаимодействий g‑квантов и электронов отдачи.
    Низкий порог в этом детекторе достигается благодаря регистрации сцинтилляционного света фотоумножителями, находящимися в жидкой фазе. Для измерения ионизационных потерь в жидком ксеноне необходимо обеспечить большое время жизни ионов по сравнению с временем жизни свободных электронов. Это достигается посредством использования ксенона сверхвысокой очистки. В первой экспозиции детектора, составившей 225 кг×сут, измеренное число событий не превысило расчетного фонового значения. Ограничение на WIMP-нуклонное сечение составило 6,6·10⁻⁷ пб.

4.4. Эксперимент ZEPLIN-III

ZEPLIN-III -− последний этап создания модернизированного ксенонового детектора с двухфазной эмиссией [4]. В ZEPLIN-III используется матрица из 31 ФЭУ, экранированная медной фольгой. Матрица просматривает слой жидкого ксенона толщиной 40 мм, над которым находится слой газа толщиной 5 мм. Между медным электродом, который ограничивает газовую фазу, и сеткой, ограничивающей активную область жидкой фазы, прикладывается напряжение до 40 кВ. При этом достигается хорошая реконструкция события во всех трех направлениях: в горизонтальной плоскости пространственное разрешение составляет ~ 10 мм, в вертикальном направлении ~ 50 мкм. Медный резервуар с ксеноновой мишенью и ФЭУ погружен в криостат с жидким азотом.

Рис. 3. ZEPLIN-II. Принцип регистрации сигналов в двухфазном ксеноновом детекторе. Частица, попадая в детектор, взаимодействует в жидком ксеноне, в результате чего возникает первичный сцинтилляционный сигнал. Вторичные электроны дрейфуют по направлению к газовому слою, в котором дают вторичный электролюминесцентный сигнал. Оба сигнала регистрируются системой ФЭУ, расположенной в верхней части детектора.
(В.А.Рябов и др. Поиск частиц темной материи. Успехи физических наук (обзоры актуальных проблем), том 178, №11, 2008).

Рис.4. Схема детектора ZEPLIN-IIIв разрезе (вид с боку).
(V.N.Solovov, et al. Position Reconstruction in a Dual Phase Xenon Scintillation Detector. IEEE Trans.Nucl.Sci. 59 (2012) 3286-3293).

4.5. Эксперимент Xenon10

Xenon10 − ксеноновая время-проекционная камера в лаборатории Гран-Сассо (Италия). В детекторе независимо измеряется сцинтилляционный свет в жидкой фазе и ионизация, пропорциональная сцинтилляционному свету, в газовой фазе. По величине отношения этих двух сигналов могут быть выделены события с ядрами отдачи с энергиями, меньшими 4,5 кэВ. Время проекционная камера заключена в тефлоновый цилиндр диаметром 20 см и высотой 15 см, который используется как отражатель света и электрический изолятор. Масса ксеноновой мишени составляет 15 кг. Четыре стальных сетчатых электрода (два в жидкой и два в газовой фазах) при подаче на них напряжения создают электрическое поле, необходимое для дрейфа электронов ионизации в жидкости. Напряженность поля в жидкой фазе составляет 0,73 кВ/см. Затем электроны выталкиваются с поверхности жидкости и ускоряются в газонаполненном промежутке. Нижняя плоскость из 41 компактного ФЭУ регистрирует в жидкой фазе прямой сцинтилляционный свет, верхняя из 48 ФЭУ − пропорциональный световой отклик в газовой фазе. Снаружи активного объема находится прослойка, содержащая 10 кг жидкого ксенона, в которой специальное криогенное оборудование поддерживает температуру около −93^о C. Внешнюю защиту детектора образуют оболочки из полиэтилена и свинца толщиной 20 см каждая [4].

Рис.5. Основные принципы работы двухфазной жидко-газовой ксеноновой времяпроекционной камеры (Xenon10 и Xenon100). Зарисовка осциллограмм от двух разных типов событий (справа); также как и в детекторе ZEPLIN-III.
(E.Aprile,K.Arisaka,F.Arneodoet al. The XENON100 Dark Matter Experiment.Astropart. Phys. 35 (2012), 573-590).

Детектор был собран в начале 2006 г. В результате первой 58-дневной экспозиции зарегистрировано около 1800 событий, 10 из которых можно интерпретировать как сигнал ядра отдачи от WIMP. На основании этого факта был установлен верхний предел для WIMP-нуклонного сечения ~ 8,8·10⁻⁴⁴см² для WIMP с массой 100 ГэВ и ~ 4,5·10⁻⁴⁴ см² для WIMP с массой 30 ГэВ [4]. В развитие эксперимента по поиску WIMP в лаборатории Гран-Сассо введён в строй детектор Xenon100 [7]. Принцип работы ксеноновой времяпроекционной камеры Xenon100 аналогичен использованному в Xenon 10, но масса заключенного в ней жидкого ксенона на порядок больше –
62 кг. Кроме того, создана дополнительная внешняя защита также из жидкого ксенона. Общая масса ксенона составляет 99 кг. Рабочая камера – цилиндр высотой 30,5 см и радиусом 15,3 см. Внутренняя мишень заключена в специальный PTFE тефлоновый слой (способный отражать сцинтилляционный свет), и, просматривается 98 низкофоновыми ФЭУ сверху (над газовой фазой ксенона) и 80 ФЭУ снизу. Также 64 ФЭУ просматривают внешний слой жидкого ксенона толщиной ~ 4 см, который окружает весь рабочий объём. В детекторе Xenon100 предполагается достичь чувствительности к определению WIMP-нуклонного сечения на уровне ≤ 9·10⁻⁴⁵ см² [24].

4.6. Эксперимент WARP

WARP (Wimp ARgon Programme) − жидкоаргоновая дрейфовая камера, которая начала работать в лаборатории Гран-Сассо в 2006 г. Идеологию создания жидкоаргоновых время-проекционных камер с электронным считыванием информации на протяжении многих лет развивала коллаборация ICARUS (Imaging Cosmic and Rare Underground Signals). В жидкоаргоновой камере с высокой точностью определяются импульсы как релятивистских, так и нерелятивистских частиц и обеспечивается калориметрия с высоким энергетическим разрешением.
Как и в камере с жидким ксеноном, в жидкоаргоновой камере для поиска WIMP необходимо определять отношение сигналов "свет/заряд", измерять быструю и медленную компоненты сцинтилляционного света, восстанавливать топологию события и вклады процессов множественного рассеяния. Коллаборация WARPиспользовала двухфазную аргоновую дрейфовую камеру объемом 2,3 л. В газовой фазе, находящейся поверх жидкого аргона, расположен массив из 7 ФЭУ. Поверхность жидкого аргона покрыта слоем специальной добавки, смещающей спектр ультрафиолетовых фотонов, излучаемых при сцинтилляциях в жидком аргоне, к области спектра, к которой чувствительны фотокатоды ФЭУ. Полная длина дрейфа в камере 7,5 см, напряженность поля 1 кВ/см. Экспозиция детектора составила 96,5 кг×сут. Ограничение на WIMP-нуклонное сечение, полученное на основе отсутствия зарегистрированных ядер отдачи с энергиями более 55 кэВ, составило ≤ 1,2·10⁻⁴² см² для WIMP с массами около 100 ГэВ [4].

Рис.6. WARP140. 100-литровый объем мишени просматривается 37 ФЭУ (показаны только два). Мишень окружена активным сцинтилляционным щитом из сверхчистого жидкого аргона; нержавеющий стальной криостат, заполненный жидким аргоном, охлаждает вложенный сосуд; вся эта конструкция облицована слоем полиэтилена для защиты от нейтронов.
(Vitaly Chapel, Henrique Araujo. Liquid noble gas detectors for low energy particle physics. JINST 8 R0400129 Apr 2013).

4.7. Эксперимент ArDM

ArDM (Argon Dark Matter) – жидкоаргоновая времяпроекционная камера, создаваемая в CERN, будет содержать 1 т жидкого аргона. Maксимaльнaя длина дрейфа электронов ионизации составляет 120 см. Сцинтилляционный свет собирается 14-ю ФЭУ, которые расположены в жидкой фазе аргона, ниже катодной сетки. В газовой фазе электроны попадают в двухкаскадный большой электронный умножитель, в котором определяются x- и y-координаты. Координата zопределяется по времени дрейфа электрона. После тестовых измерений в CERNв 2007 г. были определены эффективности отделения ядер отдачи от фона электронов отдачи. Следующий этап – перенос камеры в подземную лабораторию Канфранк. Планируется исследовать интервал сечений WIMP-нуклонных взаимодействий от 1·10⁻⁴² см² до 1·10⁻⁴⁴ см² в зависимости от экспозиции и достижимого уровня подавления фона [4].

Рис.7. Принцип работы детектора ArDM.
(V. Boccone, P.K.Lightfoot, K.Mavrokoridis et al. Development of wavelength shifter coated reflectors for the ArDM argon dark matter detector. JINST 4 (2009) P060011 Apr 2009).

4.8. Эксперимент MIMAC

MIMAC (MIcro-tpc MAtrix of Chambers) – эксперимент с времяпроекционной камерой с высоким временным разрешением, в которой в качестве мишени для регистрации небарионной TM используется ³He. В камере регистрируется ионизационный сигнал и проекция электронного трека. Движение ядра отдачи, возникшего при рассеянии WIMP на ³He, приводит к образованию электронов ионизации, которые могут регистрироваться при пороговой энергии, не превышающей 6 кэВ [3].

Рис.8. Вид камеры MIMAC. Камера заполнена газообразным ³He. Электроны ионизации, вызванные ядрами отдачи, дрейфуют по направлению к анодной пластине. Матричный анод позволяет восстановить двумерную проекцию трека ядра отдачи.
(E.Moulin, D.Santos. MIMAC-He3, a project for a micro-tpc matrix of chambers of helium 3 for axial direct detection of non-baryonic dark matter. arXiv:astro-ph/0505458v1 21 May 2005).

5.1. Основные результаты экспериментов ZEPLIN

Коллаборация ZEPLIN продолжает эксперименты по поиску частиц тёмной материи и по сей день. Научная группа расширила существующую границу WIMP-нуклонных сечений и поперечных сечений упругого рассеяния с момента сеанса запуска детектора ZEPLIN-III в подземной лаборатории Boulby. Необработанные результаты, полученные с экспозиции 1344 кг∙день, были дополнены 319 днями работы от июня 2010 до мая 2011 года. В итоге данных наблюдений были зарегистрированы всего лишь восемь событий, которые произвели сигнал ядер отдачи в диапазоне энергий от 7 до 29 кэВ, которые совместимы с ожидаемым фоном. Эти результаты позволили исключить из рассмотрения величину поперечного сечения, превышающую 4.8·10⁻⁸ пб при массе WIMP около 50 ГэВ, с 90% доверительным интервалом. Нынешние спин-независимые сечения WIMP, приведённые к нейтрону, имеют предел 8.0·10⁻³ пб. Программа исследований коллаборации ZEPLINрасширяет выводы, сделанные на основе данных, полученных в подземной лаборатории Boulby.
Результаты областей исключения на 2012г. для спин-зависимого (SD) и спин-независимого (SI) взаимодействий [8].

Рис.9. Исключенная область для спин-зависимого взаимодействия WIMPс ядром мишени в экспериментах ZEPLIN.
(D.Yu.Akimov, H.M.Araujo, E.J.Barnes et al. WIMP-nucleon cross-section results from the second science run of ZEPLIN III. Phys.Lett. B709 (2012) 14-20).

Рис.10. Исключенная область для спин-независимого взаимодействия WIMPс ядром мишени в экспериментах ZEPLIN.
(D.Yu.Akimov et al. WIMP-nucleon cross-section results from the second science run of ZEPLIN III. Phys.Lett. B709 (2012) 14-20).

5.2. Основные результаты эксперимента LUX (Large Underground Xenon)

Коллаборация LUX проводит эксперимент на детекторе, установленном в Стэнфордской подземной исследовательской лаборатории (США), который представляет собой двухфазную время-проекционную камеру [9]. Научная группа сообщает о первых поисковых тестах WIMP-частиц, которые проводились с апреля по август 2013 года. Представленный анализ данных соответствует 85,3 дням непрерывного эксперимента с доверительным объёмом ксенона массой 118 кг. Наиболее правдоподобный технический анализ данных показал, что они соответствуют только фоновым событиям.
Допуская 90%-й уровень достоверности, были установлены пределы на спин-независимое WIMP-нуклонное сечение упругого рассеяния с минимальным верхним пределом 7,6·10⁻⁴⁶ см² для массы WIMP 33 ГэВ. Вдобавок, данные эксперимента LUX не соответствуют сигналам WIMPс низкими массами, которые были разъяснены недавно во многих экспериментах по прямому детектированию [9].

Рис.11. Исключенная область для спин-независимого взаимодействия WIMPс ядром мишени в эксперименте LUX(синяя линия, самая нижняя из данных серий).
(D. S. Akerib et. al. First Results from the LUX Dark Matter Experiment at the Sanford Underground Research Facility. Phys. Rev. Lett. 112, 091303 (2014). DOI: 10.1103/PhysRevLett.112.091303).

5.3. Основные результаты экспериментов XENON10 и XENON100

Коллаборацией Xenon100 представлены результаты ограничений на спин-зависимое поперечное сечение WIMP-нуклонного взаимодействия. Анализ представленный как результат 224,6 дней эксперимента × 34 кг вещества, выдержанного в течение 2011 и 2012 годов не выявил никакого превышенного сигнала благодаря спин-зависимому взаимодействию WIMP с ядрами ¹²⁹Xe и ¹³¹Xe. Введён наиболее строгий верхний предел сечение WIMP (приведённое к нейтрону) для масс более
6 ГэВ, с минимумом поперечного сечения 3.5·10⁻⁴⁰ см² для WIMP массой 45 ГэВ, для 90% доверительного интервала [10].

Рис.12. Исключенная область для спин-зависимого взаимодействия WIMPс протоном в эксперименте XENON100 (синяя линия, с промежутками ожидаемой чувствительности 1σ − зеленая полоса и 2σ −желтая полоса).
(E. Aprile et. al. Limits on Spin-Dependent WIMP-Nucleon Cross Sections from 225 Live Days of XENON100 Data. Phys. Rev. Lett. 111, 021301 (2013). DOI: 10.1103/PhysRevLett.111.021301).

Рис.13. Исключенная область для спин-зависимого взаимодействия WIMPс нейтроном в эксперименте XENON100 (тёмно-синяя линия, самая нижняя с промежутками ожидаемой чувствительности 1σ − зеленая полоса и 2σ − желтая полоса).
(E. Aprile et. al. Limits on Spin-Dependent WIMP-Nucleon Cross Sections from 225 Live Days of XENON100 Data. Phys. Rev. Lett. 111, 021301 (2013). DOI: 10.1103/PhysRevLett.111.021301).

Рис.14. Исключенная область для спин-независимого рассеяния WIMPна нуклоне в эксперименте XENON100 (синяя линия, с промежутками ожидаемой чувствительности 1σ − зеленая полоса и 2σ − желтая полоса).
(E. Aprile et. al. Dark Matter Results from 225 Live Days of XENON100 Data. Phys. Rev. Lett. 109, 181301 (2012).

Также получены некоторые результаты для предполагаемых частиц-аксионов (см. рис. 16) [11]. Кроме того, к 2017 году планируется ввести в строй ещё больший по размеру детектор XENON1T[12].

Рис.15. Исключенная область WIMP-нуклонных спин-независимых сечений для уже действующих и проектируемых детекторов XENON100 и XENON1T[17].
(E. Aprile. The XENON1T Dark Matter Search Experiment arXiv:1206.6288v1 [astro-ph.IM] 27 Jun 2012).

Рис.16. Пределы на константу взаимодействия g_Aeдля солнечных аксионов, полученные детектором XENON100 (синяя линия, с промежутками ожидаемой чувствительности 1σ-зеленая полоса и 2σ-желтая полоса).
(E. Aprile, et. al. First axion results from the XENON100 experiment. Physical Review D 90, 062009 (2014).

5.4. Основные результаты эксперимента WARP

Новый метод поиска тёмной материи в качестве WIMP-частиц был развит на ряду, с прямым детектированием низкоэнергетических ядер отдачи на массивных мишенях (в окончательных рамках до нескольких тонн) сверхчистого жидкого аргона при температуре 87 K. Высокая селективность ядер отдачи аргона достигалась благодаря одновременному измерению коротковолновых сцинтилляционных люминесценций и сигналов от электронов, оставшихся после колонной рекомбинации, которые выделяются из жидкой фазы (проходя границу жидкость-газ) под воздействием электрического поля. Первые физические результаты этого метода были приведены, основываясь на данных небольшой тестовой камеры, заполненной 2,3 л жидкого природного аргона с накопленной достоверной экспозицией 100 кг×день. Поддерживая достоверность этого метода для очищенного изотопа ⁴⁰Ar, в настоящее время значительно больший агрегат данного детектора (с увеличенной чувствительностью) находится в стадии строительства [13]. Ограничение на WIMP-нуклонное сечение составило ≤1,2·10⁻⁴² см² для WIMP с массами около 100 ГэВ.

Рис.17. Исключенная область для спин-независимого сечения WIMPна нуклоне в эксперименте WARP-2.3 нормированная на порог 55кэВ и при выдержанной экспозиции 96.5 кг×день.
(P. Benetti, et. al. First results from a dark matter search with liquid argon at 87 K in the Gran Sasso underground laboratory. Astroparticle Physics 28 (2008) 495–507).

6. Некоторые выводы и дальнейшее развитие детекторов

    На протяжении последних лет практически во всех подземных лабораториях мира проводятся эксперименты по прямому поиску WIMP. В этих низкофоновых лабораториях работают и создаются установки, в которых различными методами регистрируется малое энерговыделение от процесса рассеяния WIMP на ядрах детектора-мишени.
    Сегодня некоторые из этих экспериментов достигли уровня чувствительности, необходимого для проверки предсказаний наиболее реалистичных суперсимметричных моделей в физике элементарных частиц. Технологический прогресс в создании криогенной техники, малошумящей электроники использование комбинированных методов подавления фоновых событий определили направление в создании детекторов ближайшего будущего. Сегодня уже не стоит вопрос о том, как регистрировать WIMP. В новых детекторах будут использованы различные вещества в качестве рабочего тела, вес которого будет достигать 100 ÷ 1000 кг, и будут использованы разные методы обнаружения ядер отдачи, основанные на регистрации различной комбинации светового, ионизационного, теплового и акустического сигналов. В случае регистрации в этих детекторах полезного сигнала можно будет не только установить массу WIMP, но в некоторых случаях также определить природу слабовзаимодействующей частицы и сценарий ее образования среди многочисленных возможных вариантов, предлагаемых теоретическими моделями.
    Основные пути развития детекторов темной материи: увеличение объема детектирующего вещества (ускоряет набор статистики); оптимизация режима работы детекторов (увеличение скорости счета + набор статистики); использование радиационно-чистых материалов для внутренних конструктивных элементов (уменьшение величины паразитных сигналов).
    Касательно методики эксперимента, улучшить нынешнее положение дел могут только новые методы регистрации WIMP. Хотелось бы найти такой способ регистрации событий, чтобы можно было однозначно сказать, что «данный сигнал оставил именно WIMP».
    Однако, кроме ионов, протонов, нейтронов, g-квантов, электронов и мюонов есть еще и нейтрино, которые с легкостью проходят толщу нашей планеты. Как быть с ними? (Ведь есть вероятность того, что они тоже могут взаимодействовать с веществом детектора, причём упруго с образованием ядра отдачи).
    Конечно, корме условий эксперимента, методики регистрации частиц и технической оснащенности детекторов остается еще немало трудностей и нерешенных вопросов.
    Связана ли темная материя с суперсимметрией? (Предполагается, что связана, но так ли это?). Возможно, что суперсимметричные частицы – это лишь частное решение для чего-то более общего и неизведанного чем является тёмная материя.
    Как интерпретировать частицы темной материи? (Как их представлять? Какими свойствами они обладают? Как они взаимодействуют с веществом?). Взаимодействуют ли на самом деле частицы тёмной материи с ядром атома через слабое взаимодействие или нет.
    Какой детальный механизм взаимодействия WIMPс ядром мишени? (Каковы механизмы образования возбуждения и ионизации в конденсированных благородных газах для заряженных частиц? Каковы те же механизмы для нейтральных частиц, производящих атомы отдачи?). Точные ответы на серии подобных вопросов позволят сформировать правильную интерпретацию сигналов частиц тёмной материи, полученных от детекторов, а далее можно усовершенствовать саму методику обработки данных, выделяя лишь те события, которые действительно соответствуют WIMPчастицам.

Литература

Г.В. Клапдор-Кляйнгротхаус, К. Цюбер. Астрофизика элементарных частиц.. М: УФН (2000).
Houri Ziaeepour, arXiv:astro-ph/0005299v2
Д.Ю. Акимов. Экспериментальные методы детектирования корпускулярной темной материи (обзор). Приборы и техника эксперимента, №5, с. 6-50, 2001.
В.А.Рябов, В.А.Царев, А.М.Цховребов. Поиск частиц темной материи. Успехи физических наук (обзоры актуальных проблем), том 178, №11, 2008.
Д.Ю.Акимов. Обзор экспериментов по поиску WIMP. INRseminar2011.
Ильина Н.П., Кузнецова Г.П., Силаев А.А., Сомиков А.В. Сцинтилляционный метод (Характеристики сцинтилляционного детектора и его использование в качестве гамма-спектрометра). Специальный практикум по современным методам физических исследований. Часть 1. http://old.sinp.msu.ru/structinc/lib/books/pages/page54.html
E. Aprilea, K. Arisakaf, F. Arneodoc et. al. The XENON100 dark matter experiment. Astroparticle Physics. Volume 35, Issue 9, April 2012, Pages 573–590. DOI: 10.1016/j.astropartphys.2012.01.003
D.Yu.Akimov, H.M.Araujo, E.J.Barnes et al. WIMP-nucleon cross-section results from the second science run of ZEPLIN III. Phys.Lett. B709 (2012) 14-20.
D. S. Akerib, H. M. Araujo, X. Bai, et. al. First Results from the LUX Dark Matter Experiment at the Sanford Underground Research Facility. Phys. Rev. Lett. 112, 091303 (2014). DOI: 10.1103/PhysRevLett.112.091303
E. Aprile, M. Alfonsi, K. Arisaka et. al. Limits on Spin-Dependent WIMP-Nucleon Cross Sections from 225 Live Days of XENON100 Data. Phys. Rev. Lett. 111, 021301 (2013). DOI: 10.1103/PhysRevLett.111.021301
E. Aprile, F. Agostini, M. Alfonsi, et. al. First axion results from the XENON100 experiment. Physical Review D 90, 062009 (2014). DOI: 1103/PhysRevD.90.062009
www.xenon1t.org
P. Benetti, R. Acciarri, F. Adamo, et. al. First results from a dark matter search with liquid argon at 87 K in the Gran Sasso underground laboratory. Astroparticle Physics 28 (2008) 495–507. (Available online at www.sciencedirect.com) www.elsevier.com/locate/astropart