P. Agnes et al. (DarkSide Collaboration) M. Wójcik, G. Zuzel & K. Pelczar

Download

http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevD.93.081101

Abstract

Liquid argon is a bright scintillator with potent particle identification properties, making it an attractive target for direct-detection dark matter searches. The DarkSide-50 dark matter search here reports the first WIMP search results obtained using a target of low-radioactivity argon. DarkSide-50 is a dark matter detector, using a two-phase liquid argon time projection chamber, located at the Laboratori Nazionali del Gran Sasso. The underground argon is shown to contain Ar39 at a level reduced by a factor (1.4±0.2)×103 relative to atmospheric argon. We report a background-free null result from (2616±43)  kg d of data, accumulated over 70.9 live days. When combined with our previous search using an atmospheric argon, the 90% C.L. upper limit on the WIMP-nucleon spin-independent cross section, based on zero events found in the WIMP search regions, is 2.0×10−44  cm2 (8.6×10−44  cm2, 8.0×10−43  cm2) for a WIMP mass of 100  GeV/c2 (1  TeV/c2, 10  TeV/c2).

Agnes P., et al. (Dark-Side Collaboration) M. Wójcik, G. Zuzel, K. Pelczar

Download

http://dx.doi.org/10.1016/j.physletb.2015.03.012

Abstract

We report the first results of DarkSide-50, a direct search for dark matter operating in the underground Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS) and searching for the rare nuclear recoils possibly induced by weakly interacting massive particles (WIMPs). The dark matter detector is a Liquid Argon Time Projection Chamber with a (46.4±0.7) kg(46.4±0.7) kg active mass, operated inside a 30 t organic liquid scintillator neutron veto, which is in turn installed at the center of a 1 kt water Cherenkov veto for the residual flux of cosmic rays. We report here the null results of a dark matter search for a View the MathML source(1422±67) kgd exposure with an atmospheric argon fill. This is the most sensitive dark matter search performed with an argon target, corresponding to a 90% CL upper limit on the WIMP-nucleon spin-independent cross section of 6.1×10−44 cm26.1×10−44 cm2 for a WIMP mass of 100 Gev/c2100 Gev/c2.

Aalseth C. et al. (Dark-Side Collaboration) M. Wójcik, G. Zuzel, K. Pelczar, A. Odrzywołek

Download

http://dx.doi.org/10.1155/2015/541362

Abstract

Although the existence of dark matter is supported by many evidences, based on astrophysical measurements, its nature is still completely unknown. One major candidate is represented by weakly interacting massive particles (WIMPs), which could in principle be detected through their collisions with ordinary nuclei in a sensitive target, producing observable low-energy (<100 keV) nuclear recoils. The DarkSide program aims at the WIPMs detection using a liquid argon time projection chamber (LAr-TPC). In this paper we quickly review the DarkSide program focusing in particular on the next generation experiment DarkSide-G2, a 3.6-ton LAr-TPC. The different detector components are described as well as the improvements needed to scale the detector from DarkSide-50 (50 kg LAr-TPC) up to DarkSide-G2. Finally, the preliminary results on background suppression and expected sensitivity are presented.

T. Alexander et al., (DarkSide Collaboration) M. Wojcik, G. Zuzel

Download

http://dx.doi.org/10.1016/j.astropartphys.2013.08.004

http://arxiv.org/abs/1204.6218

Abstract

As part of the DarkSide program of direct dark matter searches using two-phase argon TPCs, a prototype detector with an active volume containing 10 kg of liquid argon, DarkSide-10, was built and operated underground in the Gran Sasso National Laboratory in Italy. A critically important parameter for such devices is the scintillation light yield, as photon statistics limits the rejection of electron-recoil backgrounds by pulse shape discrimination. We have measured the light yield of DarkSide-10 using the readily-identifiable full-absorption peaks from gamma ray sources combined with single-photoelectron calibrations using low-occupancy laser pulses. For gamma lines of energies in the range 122–1275 keV, we get light yields averaging 8.887±0.003(stat)±0.444(sys) p.e./keV_ee. With additional purification, the light yield measured at 511 keV increased to 9.142±0.006(stat) p.e./keV_ee.

Wyniki obserwacji astronomicznych z ostatnich stu lat oraz obliczeń modelowych jednoznacznie wskazują, iż ponad 80% masy Wszechświata ma postać ciemnej materii. Tworzyć ją mogą neutralne cząstki, spoza Modelu Standardowego, oddziałujące grawitacyjnie ze zwykłą materią i prawdopodobnie niezwykle słabo w innych procesach. W długiej historii obserwacji astronomicznych wskazujących na istnienie ciemnej materii wymienić można m.in.:

• Formowanie się struktur wielkoskalowych: Galaktyki i klastry galaktyk są największymi związanymi układami. Włókna gromad i super-gromad galaktyk, Wielkie Ściany z super-klastrów i „puste” przestrzenie pomiędzy nimi są największymi strukturami obserwowanymi we Wszechświecie. Ciemna materia jest kluczem do zrozumienia ewolucji i obecnej struktury galaktyk, klastrów galaktyk i pustek pomiędzy nimi [1].
• Krzywe rotacji galaktyk: prędkość rotacji gwiazd galaktyki powinna być odwrotnie proporcjonalna do pierwiastka kwadratowego z odległości gwiazdy od jej centrum, natomiast krzywa dopasowana do wartości mierzonych przebiega praktycznie poziomo i odbiega daleko od krzywej wynikającej z rozkładu masy widzialnych gwiazd. Efekt ten zaobserwował po raz pierwszy Zwicky w latach 30-tych ubiegłego wieku [2]
• Promieniowanie mikrofalowe tła: widmo mocy anizotropii promieniowania mikrofalowego zarejestrowanego np. przez WMAP [3] można bardzo dobrze opisać przy użyciu modelu kosmologicznego uwzględniającego występowanie ciemnej materii i ciemnej energii.
• Pierwotna nukleosynteza: pomiar pierwotnych gęstości pierwiastków (przed nukleosyntezą w gwiazdach) pozwala określić całkowitą średnią gęstość materii barionowej we Wszechświecie. Wyniki pomiarów stosunku wodoru do deuteru pozwalają w oparciu o „pierwotną nukleosyntezę” wyznaczyć gęstość materii barionowej na poziomie Ω_b = 4.0% [4].

Najbardziej obiecującym “kandydatem na ciemną zimną materię” (DM) są masywne słabo-oddziałujące cząstki, wprowadzane w wielu teoriach wychodzących poza Model Standardowy i określane wspólnym mianem Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs). W większości laboratoryjnych eksperymentów poszukujących bezpośrednio cząstek DM, podobnie jak w eksperymencie DARKSIDE, z którym związany jest nasz Zakład, podejmuje się próby wykrycia oddziaływań WIMPów o masach z przedziału ~1 GeV/c² – ~1 TeV/c² z jądrami detektora na poziomie słabych oddziaływań. Zakładając maxwellowski rozkład prędkości WIMPów w halo galaktycznym, obcięcie tego rozkładu dla galaktycznej prędkości ucieczki równej 544 km/s, gęstość ciemnej materii w pobliżu Ziemi na poziomie 0.3 GeV/c²/cm³, masę WIMPów równą 100 GeV/c², niezależny od spinu przekrój czynny na oddziaływanie WIMP-nukleon (σ_SI) na poziomie 10^-45 cm² oraz argon jako tarczę, otrzymuje się liczbę oddziaływań WIMPów z tarczą rzędu 10^-4 /kg/d. Ich rejestracja nie byłaby zatem problemem gdyby nie tło pochodzące głównie od naturalnej promieniotwórczości (radioizotopy zawarte w materiałach detektora) oraz od promieniowania kosmicznego (mimo umieszczenia detektorów w laboratoriach podziemnych) utrudniające identyfikację zdarzeń wywołanych przez WIMPy.

Obecnie prowadzonych jest szereg eksperymentów poszukujących oddziaływań cząstek DM, które można podzielić na dwie grupy ze względu na rejestrowany sygnał. Są to poszukiwania pośrednie, w których rejestrowane są produkty anihilacji cząstek ciemnej materii [5] oraz bezpośrednie, gdzie detektory rejestrują oddziaływania WIMPów z jądrami tarczy [6]. Przegląd aktualnie prowadzonych oraz planowanych projektów (opartych o różne technologie) znaleźć można w pracy [7], a najbardziej aktualne wyniki w [8]. Cztery z prowadzonych aktualnie projektów rejestracji bezpośredniej wskazują na występowanie cząstek DM o stosunkowo małych masach, ok. 10 GeV/c² i σ_SI ~ (10^-41 – 10^-40) cm². Są to DAMA/LIBRA [9], CoGeNT [10-12], CRESST-II [13] oraz CDMS-II-Si [14]. W eksperymentach DAMA/LIBRA oraz CoGeNT obserwuje się (oczekiwaną) modulację sygnału, zgodną z orbitalnym ruchem Ziemi [15,16], jednak sygnał ten nie jest zgodny z wynikami uzyskanymi w projekcie CDMS-II-Si. Ponadto wyniki wszystkich wymienionych wyżej eksperymentów są sprzeczne z wynikami eksperymentu LUX [17], w którym nie zaobserwowano żadnych oddziaływań cząstek, także tych o masie 10 GeV/c², a uzyskane ograniczenie na przekrój czynny dla masy WIMPów rzędu 33 GeV/c² jest aktualnie najsilniejsze i wynosi σ_{SI_min} = 8×10^-46 cm². Nieco słabsze ograniczenia na σ_SI dla zerowego sygnału od cząstek DM uzyskano również w eksperymentach XENON100 [18], CDMS-II-Ge [19], CDMSlite [20], SIMPLE [21], PICASSO [22] i COUPP [23]. Rozwiązania opisanych rozbieżności poszukuje się na drodze pogłębionej analizy tła detektorów [24,25], dokładniejszego określenia stosunku stałych sprzężenia rozpraszania WIMPów na protonach i neutronach [26] oraz szczegółowego badania parametrów modelu galaktycznego halo [27-29].

Nasza grupa uczestniczy w poszukiwaniu bezpośrednich oddziaływań cząstek ciemnej ziemnej materii w ramach projektu DARKSIDE w podziemnym laboratorium w Gran Sasso (LNGS) [30,31]. DARKSIDE opiera się na zaawansowanej technologii wykorzystującej dwufazową komorę projekcji czasowej (Time Projection Chamber – TPC) napełnioną ultra-czystym ciekłym argonem. Konstrukcja detektora pozwala na bardzo efektywną identyfikację i dyskryminację tła (m.in. poprzez analizę kształtu impulsu – PSA), umożliwia precyzyjną rekonstrukcję pozycji zdarzenia oraz charakteryzuje się bardzo niskim biegiem własnym, co wynika ze skuteczności oczyszczania gazu. Szczególnymi cechami detektora DARKSIDE jest użycie po raz pierwszy specjalnego argonu zubożonego w izotop ³⁹Ar (UAr, redukcja ³⁹Ar o ponad trzy rzędy wielkości w stosunku do argonu atmosferycznego) [32,36], pozyskiwanego z podziemnego złoża gazu w Cortez (Kolorado, USA), wykorzystanie bardzo wydajnych i nisko-radioaktywnych fotopowielaczy nowej generacji firmy Hamamatsu oraz zastosowanie detektora neutronów z ciekłym scyntylatorem, zawierającym bor jako veta neutronowego [33] (nie było ono dotychczas stosowane w żadnym innym projekcie). Wymienione rozwiązania pozwoliły skonstruować detektor o niespotykanie niskim biegu własnym. Przewidujemy, iż trzyletni pomiar ze zubożonym ciekłym argonem o masie 150 kg w eksperymencie DARKSIDE-50 (masa objętości czynnej jest równa 46.4 kg, masa objętości, z której analizowane będą dane – tzw. fiducial volume – wynosi 36.9 kg), pozwoli na określenie górnej granicy na przekrój czynny na elastyczne rozpraszanie WIMPów na nukleonach na poziomie 1.5×10^-45 cm², dla mas cząstek rzędu 100 GeV/c². Dzięki wymienionym wyżej unikatowym własnościom i umiarkowanym rozmiarom, detektor DARKSIDE-50 jest krokiem milowym na drodze do budowy dużych eksperymentów wykorzystujących zubożony ciekły argon. Naszym zasadniczym celem jest konstrukcja (praktycznie) beztłowego detektora drugiej generacji o masie rzędu 20 ton zubożonego argonu (DARKSIDE-20k), przy użyciu którego możliwe będzie bezsporne potwierdzenie istnienia cząstek ciemnej zimnej materii, lub też przesunięcie ograniczenia na σ_SI o trzy rzędy wielkości w stosunku do obecnie osiąganych wartości. W najbliższej dekadzie DARKSIDE-20k będzie jednym z najbardziej czułych detektorów WIMPów.

Podstawowe założenia projektu DARKSIDE przetestowano przy użyciu prototypu o masie 10 kg, DARKSIDE-10, który napełniony został naturalnym argonem i pracował w LNGS w latach 2011-2012. Dla tego detektora osiągnięto m.in. rekordową wydajność świetlną rzędu 9 p.e./keV_ee [34].

Napełniony atmosferycznym argonem detektor DARKSIDE-50 pracował od października 2013 roku w pełnej konfiguracji (z vetem neutronowym i mionowym). Przeanalizowane dane ((1422 ± 67) kg×d) pokazują [35] m.in. rzeczywiste zerowe tło eksperymentu (brak rejestracji rozpadów ²²²Rn i jego pochodnych, czy ⁸⁵Kr, co nie udało się dotychczas w żadnym innym eksperymencie) oraz imponującą skuteczność identyfikacji rozpadów beta ³⁹Ar (poprzez analizę kształtu impulsów). W oparciu o uzyskane dane można przewidzieć, iż DARKSIDE-50 w przypadku zastosowania zubożonego argonu, może pracować przez dwie dekady nie rejestrując rozpadów beta ³⁹Ar (dzięki PSA). Aktualnie DARKSIDE-50 pracuje w konfiguracji ze zubożonym argonem [36] (zastąpienie naturalnego argonu argonem UAr nastąpiło w 2015). Dane zbierane będą przez 3 lata, do roku 2018. Równocześnie prowadzone są przygotowania do uruchomienia detektora DARKSIDE-20k, który powinien rozpocząć pracę pod koniec 2018 roku. W detektorze tym zastosowanych zostanie szereg przełomowych technologii, jak np. wykorzystanie wielkopowierzchniowych fotopowielaczy krzemowych (SiPM) zamiast klasycznych, masowa produkcja zubożonego argonu (projekt URANIA) oraz dodatkowe zubażanie UAr (projekt ARIA realizowany na Sardynii). Pomiary wykonane przy pomocy detektora DARKSIDE-20k pozwoliłyby na obniżenie górnej granicy na przekrój czynny na elastyczne rozpraszanie WIMPów na nukleonach do poziomu ~10^-48 cm² dla mas rzędu 100 GeV/c² (prawie trzy rzędy wielkości poniżej aktualnie osiąganych limitów). W przypadku pomyślnej realizacji obydwu projektów (uzyskanie odpowiednio niskiego tła) i braku sygnału od cząstek ciemnej zimnej materii rozważana jest budowa detektora o masie aktywnej od 20 do 50 ton (projekt ARGO).

Badania prowadzone przez nasz zespół mają fundamentalne znaczenie dla eksperymentu DARKSIDE, dotyczą bowiem bezpośrednio problemów redukcji i identyfikacji zdarzeń tła oraz kontroli czystości zubożonego argonu. W oparciu o zdobyte dotychczas doświadczenie zajmujemy się opracowaniem nowych technik analizy kształtu impulsów, pozwalających na efektywną identyfikację cząstek alfa i jąder odrzutu w LAr, budową nowatorskiego systemu detekcji radonu pozwalającego na rejestrację pojedynczych rozpadów ²²²Rn i ²²⁰Rn, prowadzeniem pionierskich badań emanacji radonu z zimnych powierzchni oraz symulacjami tła detektora DARKSIDE z uwzględnieniem zjawiska dryfu promieniotwórczych jonów w ciekłym argonie. Uzyskane wyniki będą miały duże znaczenie również dla innych eksperymentów zlokalizowanych w LNGS.

[1] Springel V. et al., Nature 435 (2005) 629

[2] Zwicky F., Helv. Phys. Acta 6 (1933) 110

[3] Bennett, C.L., et.al., 2013, ApJS., 208, 20B Hinshaw, G.F., et.al., 2013, ApJS., 208, 19H Araujo D. et al. ApJ 760 (2012) 145

[4] Schramm D.N., Turner M.S., Rev. Mod. Phys. 70 (1998) 303, Jedamzik K., Pospelov M., New J. Phys. 11 (2009) 105028

[5] Gaitskell, R. J., Ann. Rev. Nucl. Part. Sci. 54 (2004) 315

[6] Bertone, G. and Merritt, D., Mod. Phys. Lett. A20 (2005) 1021

[7] Physics of the Dark Universe, Vol. 1-4, Elsevier 2012-2014

[8] Dark Matter 2014, http://hepconf.physics.ucla.edu/dm14/index.html

[9] Bernabei R., et al., Eur. Phys. J. C 67 (2010) 39

[10] Aalseth C.E. et al., Phys.Rev.Lett. 106 (2011) 131301

[11] Aalseth C.E. et al., Phys.Rev.Lett. 107 (2011) 141301

[12] Aalseth C.E. et al., Phys. Rev. D 88 (2013) 012002

[13] Angloher G. et al., Eur. Phys. J. C 72 (2012) 1971

[14] Agnese R. et al., Phys. Rev. Lett. 111 (2013) 251301

[15] Drukier A. K. et al., Phys. Rev. D 33 (1986) 3495

[16] Freese K. et al., Rev. Mod. Phys. 85, 1561 (2013)

[17] Akerib D. S. et al. Phys.Rev.Lett. 112 (2014) 091303

[18] Aprile E. et al. Phys. Rev. Lett. 109 (2012) 181301

[19] Ahmed E. et al. Phys. Rev. Lett. 106 (2011) 131302

[20] Agnese R. et al. Phys.Rev.Lett. 112 (2014) 041302

[21] Felizardo M. et al. Phys.Rev.Lett. 108 (2012) 201302

[22] Archambault S. et al. Phys. Lett. B 711 (2012) 153

[23] Behnke E. et al. Phys. Rev. D 86 (2012) 052001

[24] Collar J., Fields N., arXiv:1204.3559, 2012

[25] Sorensen P., Phys. Rev. D86 (2012) 101301

[26] Feng J.L. et al., arXiv: 1306.2315, 2013

[27] Lisanti M. et al., Phys. Rev. D 83 (2011) 023519

[28] Frandsen M. T. et al., JCAP 1201 (2012) 024

[29] Mao Y. Y. et al., Astrophys. J. 764 (2013) 35

[30] Bossa M., JINST 9 (2014) C01034

[31] Pantic E., talk at Dark Matter 2014,http://hepconf.physics.ucla.edu/dm14/index.html

[32] Xu J. et al., arXiv:1204.6011, 2012

[33] Calaprice F. et al., NIM A 644 (2011) 18.

[34] Akimov D. et al., DARKSIDE Collab., Astrop. Phys. 49 (2013) 44

[35] Agnes P. et al., DARKSIDE Collab., Physics Letters B, 743 (2015) 456 – 466

[36] Agnes P. et al., DARKSIDE Collab, PHYS. REV. D 93, 081101(R) (2016)