Темная материя, именуемая также скрытой массой, представляет собой совокупность астрономических объектов, не излучающих электромагнитное или нейтринное излучение в количествах, достаточных для полного прямого наблюдения. Однако ее реальное присутствие выявляется исключительно косвенным образом посредством гравитационных воздействий на наблюдаемые объекты. Существующая существенная проблема темной материи, подтверждающая ее реальность, включает несколько составляющих: 1) Астрофизическая: расхождение между наблюдаемой массой гравитационно связанных объектов и систем с их параметрами, определяемыми посредством гравитационных эффектов. 2) Космологическая: несоответствие наблюдаемых космологических параметров средней плотности Вселенной, полученной на основе астрофизических данных. В качестве примера астрофизической проблемы можно привести расхождение между расчетными и фактическими скоростями вращения галактик.

Зависимость скорости вращения  галактики от расстояния  до центра определяется распределением массы в ней:

т. е. за пределами объёма M(r), в котором сосредоточена основная масса, скорость вращения убывает обратно пропорционально корню из r. Однако для многих спиральных галактик скорость  остаётся почти постоянной на весьма значительном удалении от центра (20—25 килопарсек), что противоречит быстрому убыванию плотности наблюдаемой материи от центра галактик к их периферии.

Таким образом, для объяснения наблюдаемых значений  необходимо допустить существование ненаблюдаемой (несветящейся) материи, простирающейся на расстояния, в десятки раз превышающие видимые границы галактик и имеющей массу на порядок выше совокупной массы наблюдаемой светящейся материи галактики (гало галактик).

 Небарионная тёмная материя

По современным представлениям, только около 4,4% массы Вселенной составляет обычная барионная материя. Приблизительно 23 % приходится на небарионную тёмную материю, не участвующую в сильном и электромагнитном взаимодействии.

По скоростям частиц темная материя делится на горячую и холодную. Горячая тёмная материя состоит из частиц, движущихся с околосветовыми скоростями, по-видимому, из нейтрино.

Холодная тёмная материя должна состоять из массивных медленно движущихся («холодных») частиц или сгустков вещества. Экспериментально такие частицы пока не обнаружены.

В качестве основных кандидатов на роль холодной тёмной материи выступают слабо взаимодействующие массивные частицы – «вимпы» (от англ. Weakly Interactive Massive Particles), такие как легчайшие суперсимметричные частицы (нейтралино), которые в большинстве теорий суперсимметрии являются стабильными.

 Эксперименты по детектированию «вимпов»

• DAMA/LIBRA experiment (ранее – 1996-2002г DAMA/NaI experiment) – один из первых экспериментов по поиску темной материи. Расположен в Laboratori Nazionali del Gran Sasso в Италии. (Официальный сайт)
•  CDMS (Cryogenic Dark Matter Search ) – серия экспериментов по регистрации «вимпов». Первый эксперимент CDMSI проводился в Стэнфордском Университете, а нынешний CDMSII – в Soudan Mine в Миннесоте. (Официальный сайт)
•  XENON Dark Matter Search Experiment – эксперименты в Gran Sasso под руководством Columbia University. Первый – XENON 10 – «вимпы» не зарегистрировал. Сейчас идет XENON 100, в котором участвуют Columbia (США), Gran Sasso National Laboratory (Италия), Rice (США), Coimbra (Португалия), University of Zurich (Швейцария), and UCLA (США). (Официальный сайт)
• The PICASSO (Project in Canada to Search for Supersymmetric Objects) – экспериментов по поиску темной материи, базирующийся в SNOLAB (Канада). (Официальный сайт)
• XMASS experiment – еще один эксперимент с ксеноновым детекторов, расположенный в Kamioka Observatory (Япония) (Официальный сайт)

Рис. 1. Модуль детектора PICASSO

Чувствительным материалом детектора PICASSO являются миллионы маленьких капелек перегретой жидкости – в данном случае жидкого C ₄F₁₀. Жидкость называется перегретой, если она нагревается до температуры выше точки кипения. Такая жидкость очень нестабильна и любое возмущение приведет к превращению ее в пар.

C ₄F₁₀ в The PICASSO experiment формирует 50-100 микронный капельки в полимерной или вязкой среде. Если «Вимп», например нейтралино, попадает в атом фтора в капельке, то активируется процесс фазового перехода жидкость-пар (т.к. жидкость перегретая):

Рис. 2. Взаимодействие WIMPов с жидким C ₄F₁₀

Эти мини-взрывы сопровождаются звуковыми импульсами, которые улавливаются пьезоэлектрическими сенсорами:

Рис. 3. Регистрация WIMPов пьезоэлектрическим сенсором

Один из модулей последнего поколения, установленных на PICASSO имеет объем 4,5л и содержит 80г С₄F₁₀. Сигналы регистрируются 9 пьезоэлектрическими сенсорами, после чего события локализуются триангуляцией, аналогичной GPS.  Сейчас PICASSO состоит из 32 таких модулей с общей активной массой в 2.6 кг.

  XMASS Dark Matter Search Experiment

Рис. 4. Детектор XMASS

Эксперимент XMASS может детектировать темную материю непосредственно с помощью детектора на жидком ксеноне.
Преимущества такого детектора:

• Большой световой выход
• Большое атомное число
• Жидкая и газообразная фаза необходимой чистоты доступны.

Вспышки в сцинтилляторе возникают, когда «вимп» упруго рассеивается на ядре Хе. Выделившийся свет регистрируется многими ФЭУ, окружающими жидкий ксенон.

На рис. 4 показан общий вид детектора, который состоит из  резервуара, заполненного водой (10 м в высоту и 10 м в диаметре), на стенках которого установлены 20-дюймовые ФЭУ. Вода служит активной защитой от нейтронов, воозникающих в мюонных реакциях, и пассивной защитой от гамма-квантов и нейтронов от окружающей породы.

Рис. 5. Детектор в центреВ центре расположен детектор на жидком ксеноне окруженный 642 ФЭУ.которые были специально спроектированы для XMASS фирмой Hamamatsu.  В связи с тем, что  сигналы темной материи очень редки и слабы, очень важно уменьшить фон и снизить порог регистрации частиц. Специально для XMASS были разработаны низкопороговые ФЭУ, способные эффективно регистрировать свет от ксенонового сцинтиллятора. Количество радиоактивных компонентов (U или Th) в них уменьшено в 100 раз по сравнению с обычными ФЭУ.

Рис. 6. ФЭУ для XMASSКроме того, из-за большого атомного числа ксенона (Z=54) гамма-излучение сильно затухает на небольшом расстоянии вблизи поверхности Хе-детектора, что помогает уменьшить гамма-фон.

Рис. 7. Зависимость  чувствительностей детекторов от массы «вимпов».

В мире существует несколько экспериментов по поиску темной материи. На рисунке показаны зависимости чувствительностей детекторов от массы «вимпов».
Синяя и зеленая линии показывают зависимости для существующих экспериментов, а желтые точки – наиболее вероятные области значений.

Ожидается, что XMASS достигнет в 100 раз большей чувствительности, в результате чего темная материя будет детектирована напрямую.

В США предложена новая схема детектора темной материи на основе сверхчистых алмазов

Физики из США и Израиля предложили схему детектора темной материи, в основе которого лежат сверхчистые алмазы. Такой детектор одновременно может отслеживать сразу три типа темных частиц, по-разному взаимодействующих с обычной материей и имеющих разные массы. Более того, из расчетов ученых следует, что чувствительность предложенного детектора превышает чувствительность существующих аналогов во всех трех диапазонах. Статья опубликована в Physical Review D, кратко о ней сообщает Physics, препринт работы выложен на сайте arXiv.org.

Темная материя — одна из самых загадочных субстанций, с которыми работают современные ученые. С одной стороны, астрономы видят множество свидетельств в пользу существования невидимой материи, которая притягивает обычную материю, но не способна излучать фотоны.

К числу таких свидетельств относятся кривые вращения галактик, линзированные изображения далеких объектов, специфический спектр колебаний реликтового излучения, видимые нарушения теоремы вириала и другие явления, которые сложно объяснить в рамках теорий без темной материи. Более подробно про «свидетелей темной материи» можно прочитать в материалах «Невидимый цемент Вселенной» и «Темная материя».

С другой стороны, ученые до сих пор не знают, из чего состоит темная материя — несмотря на десятки лет поисков и десятки миллионов потраченных долларов, детекторы так и не смогли поймать ни одной гипотетической темной частицы. Точность некоторых детекторов так высока, что они уже вплотную приблизились к нейтринному фону, ниже которого почувствовать гипотетические частицы в принципе невозможно.

Вероятно, причины этих неудач заключаются в том, что практически все эксперименты по поиску темной материи сосредоточены на вимпах — тяжелых темных частицах, которые появляются в теории наиболее естественным образом. Более легкие частицы от таких детекторов ускользают. Поэтому физики не отчаиваются и постепенно перестраивают эксперименты на другие, менее ожидаемые диапазоны масс.

Ученым сложно поверить в то, что материя, пусть и темная, может быть сделана не из частиц.Поддерживая эту тенденцию, группа ученых под руководством Бласа Кабрера (Blas Cabrera) также разработала прототип детектора, улавливающего частицы темной материи с массой менее одной тысячной массы протона.

В основе предложенной схемы лежат алмазные кристаллы, выращенные путем химического осаждения из газовой фазы (chemical vapor deposition, CVD). По сравнению с другими детектирующими материалами, такие алмазы обладают рядом преимуществ. Во-первых, атомы углерода, из которых построена кристаллическая решетка алмаза, имеют небольшую массу (почти в десять раз меньше массы атомов ксенона), поэтому сильнее отклоняются при столкновениях с легкими частицами темной материи. Во-вторых, в алмазе легко распространяются фотоны и фононы. В-третьих, алмаз выдерживает очень сильные электрические поля (до 20 мегавольт на сантиметр). В-четвертых, CVD-алмазы практически не содержат примесей и дефектов. В-пятых, под алмазный детектор можно легко адаптировать техники, разработанные для установок на основе кремния или германия, поскольку все эти полупроводники обладают похожей структурой и свойствами.

Кроме того, алмазный детектор одновременно ищет частицы темной материи сразу тремя разными способами, отвечающими разным диапазонам масс.

Каждый из этих способов ученые рассмотрели по отдельности. Во-первых, как и большинство других детекторов, алмазный детектор может отслеживать частицы темной материи по столкновениям с ядрами кристаллической решетки. Когда такое столкновение происходит, ядро немного отклоняется от равновесного положения, и решетка начинает колебаться. Кванты таких колебаний переносятся квазичастицами-фононами, которые можно почувствовать с помощью сенсоров электротепловых переходов с ловушкой квазичастиц (quasiparticle trap—assisted electrothermal-feedback transition edge sensor, QET).

Грубо говоря, такие сенсоры состоят из ловушки, которая преобразуют энергию фононов в тепло, и чувствительного датчика тепла. По оценкам ученых, такие процессы наиболее чувствительны к частицам с массами порядка десяти—ста мегаэлектронвольт (масса протона составляет около 940 мегаэлектронвольт). В этой области детектор может заметить частицы, для которых сечение рассеяния на нуклоне не превышает 10⁻⁴³ квадратных сантиметров. Это на несколько порядков превышает чувствительность существующих экспериментов.

Ограничение на чувствительность гипотетических экспериментов, отслеживающих фононы в алмазе (зеленый), гелии (синий), кремнии (красный) и ксеноне (сине-зеленый). Для сравнения приведены существующие ограничения (серый) и нейтринный фон (оранжевый). Noah Kurinsky et al. / Physical Review D

Во-вторых, когда частица темной материи пролетает сквозь алмаз, она может родить в нем электрон-позитронную пару.

Если детектор находится в сильном электрическом поле, электрон и позитрон разбегутся в противоположные стороны и попадут в детекторы, расположенные вокруг алмаза. Благодаря высокой чистоте CVD-алмазов средняя длина пробега заряженных частиц даже при комнатной температуре достигает десяти сантиметров, что позволяет увеличить рабочую область детектора. Численно смоделировав такие процессы с помощью программы QEDARK, физики оценили чувствительность детектора.

Оказалось, что рождение зарядов также позволяет отслеживать частицы с массами порядка десяти—ста мегаэлектронвольт. Тем не менее, ученые подчеркивают, что электрон-позитронные пары и фононы рождают разные типы темных частиц, которые обычно ищут на разных экспериментальных установках.

Ограничение на чувствительность гипотетических экспериментов, отслеживающих электрон-позитронные пары в алмазе (зеленый) в сравнении с другими экспериментами (цветные линии) и существующими ограничениями (серый). Noah Kurinsky et al. / Physical Review D

В-третьих, частица темной материи может перевести атом углерода в возбужденное состояние и заставить его излучать фотон. Подобно фононам или заряженным частицам, фотон бежит сквозь алмаз и попадает в фотодетектор.

Поскольку вероятность такого процесса сильно зависит от сорта темных частиц, при анализе этого сценария ученые рассмотрели два наиболее популярных типа легкой темной материи: темные фотоны и аксионоподобные частицы. По оценкам теоретиков, масса обоих типов частиц лежит в диапазоне от 0,001 до 1000 электронвольт (или даже более широком диапазоне). Из расчетов группы Кабрера следует, что алмазный детектор способен просканировать этот диапазон и в несколько раз улучшить существующие оценки на константы связи темных частиц.

Ограничение на чувствительность гипотетических экспериментов по поиску темных фотонов, отслеживающих фотоны в алмазе (черный) в сравнении с другими экспериментами (цветные линии) и существующими ограничениями (цветные области). Noah Kurinsky et al. / Physical Review D

Ограничение на чувствительность гипотетических экспериментов по поиску аксионоподобных частиц, отслеживающих фотоны в алмазе (черный) в сравнении с другими экспериментами (цветные линии) и существующими ограничениями (цветные области). Noah Kurinsky et al. / Physical Review D

Авторы статьи утверждают, что в настоящий момент они уже работают над реальным прототипом детектора — массивами QET-сенсоров, лежащих в основе первого метода детектирования. Единственная проблема, которая может помешать сравниться с другими крупными экспериментами по поиску темной материи (XENON, CDMS, PandaXи так далее) — это высокая стоимость чистых кристаллов, выращенных методом химического осаждения из газовой фазы. Тем не менее, ученые отмечают, что стоимость изготовления таких кристаллов с каждым годом уменьшается.

В частности, уже сейчас килограмм CVD-алмазов можно купить по цене, сравнимой со стоимостью ксенона для эксперимента LUX-Zeplin. Кроме того, прежде чем строить настоящий детектор, ученым нужно придумать, как избавиться от фоновых процессов, которые перебивают сигнал от темной материи и «замыливают» наблюдаемую картину. В этой статье ученые этот вопрос детально не рассматривали.Несмотря на неудачи детекторов темной материи, физики продолжают сканировать новые диапазоны масс.

Для этого ученые разрабатывают новые методы поиска гипотетических частиц. Например, в ноябре 2017 сотрудники университета Брауна предложили отслеживать «легкие» частицы темной материи по квантовому испарению жидкого гелия, пронизанного электрическим полем. В марте этого года физики из США и Израиля придумали схему детектора с использованием сверхпроводящих проводов, которые нагреваются при столкновении с вимпами.

Эту идею ученые позаимствовали из физики нейтрино. А на апрельской встрече американского физического сообщества исследователи из Университета штата Нью-Йорк в Олбани представили проект «снежковой камеры» — аналога пузырьковой и «туманной» камеры, «натренированного» на поиск легких частиц темной материи. По оценкам ученых, чувствительность такой установки по меньшей мере в сто раз превосходит существующие аналоги.Автор: Дмитрий Трунин

Источники:

• Официальный сайт XMASS experiment http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/xmass/index-e.html
• Официальный сайт The PICASSO experiment http://www.picassoexperiment.ca/index.php
• http://en .wikipedia.org/ , в частности: http://en.wikipedia .org/wiki/Weakly _Interacting_Massive_Particle
• K. Kobayashi. Status of XMASS experiment

Источники: https://nplus1.ru/, http://nuclphys.sinp.msu.ru/