[nggallery id=5]
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 Ωb = 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 (σSI) 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 σSI ~ (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 σSI_min = 8×10-46 cm2. Nieco słabsze ograniczenia na σSI 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 σSI 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./keVee [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)