극저온 암흑 물질 검색

Cryogenic Dark Matter Search

CDMS(Cryogenic Dark Matter Search)는 약하게 상호작용하는 매시브 입자(WIMP)의 형태로 입자 암흑 물질을 직접 감지하도록 설계된 일련의 실험입니다.CDMS는 밀리켈빈 온도에서 반도체 검출기 어레이를 사용하여 때때로 WIMP 암흑 물질과 지상 물질의 상호작용에 가장 민감한 한계를 설정했다(2018년 현재 CDMS 한계는 가장 민감하지 않다).첫 번째 실험인 CDMS I은 스탠포드 대학 캠퍼스 아래 터널에서 실행되었다.그 후 소단 광산에서 CDMS II 실험이 이어졌다.가장 최근의 실험인 SuperCDMS(또는 SuperCDMS Soudan)는 미네소타 북부의 Soudan 광산의 깊은 지하에 위치해 2011년부터 2015년까지 데이터를 수집했다.2018년 착공한 캐나다 온타리오주 서드베리 인근 SNOLAB 시설에 위치한 SuperCDMS SNOLAB로 일련의 실험을 계속하고 있으며 2020년대 초에 데이터 수집을 시작할 것으로 예상된다.

배경

우주의 대규모 구조를 관찰한 결과 물질은 자기 중력의 힘에 의해 형성될 시간이 없었던 매우 큰 구조로 집적되어 있다는 것을 알 수 있다.이 질량이 직접 관측되지는 않았지만, 일반적으로 어떤 형태로든 사라진 질량이 이러한 척도에서 중력을 증가시키는 원인이 된다고 믿고 있습니다.이것은 문제입니다; 우주의 정상적인 물질은 빛을 발산할 때까지 가열되기 때문에, 만약 사라진 질량이 존재한다면, 일반적으로 지구에서는 흔히 관찰되지 않는 형태로 추정됩니다.

실종 미사에 대해 제안된 많은 후보들이 시간이 지남에 따라 제시되었다.초기 후보들은 빅뱅에서 생성되어야 했던 무거운 바리온을 포함했지만, 핵 합성에 대한 보다 최근의 연구는 이러한 것들의 대부분을 [1]배제시킨 것으로 보인다.또 다른 후보로는 약하게 상호작용하는 거대 입자, 즉 "윔프"로 알려진 새로운 유형의 입자들이 있다.이름에서 알 수 있듯이 WIMP는 정상 물질과 약하게 상호작용하기 때문에 쉽게 [1]보이지 않습니다.

따라서 WIMP를 검출하는 것은 문제가 됩니다.WIMP가 매우 약하게 상호 작용하고 있는 경우에는 검출이 매우 어렵습니다.CDMS 및 유사한 실험과 같은 검출기는 극히 드문 WIMP 이벤트를 찾기 위해 검출기 체적 내에서 엄청난 수의 상호작용을 측정한다.

검출 테크놀로지

다음 항목도 참조하십시오.극저온 입자 검출기

CDMS 검출기는 게르마늄과 실리콘 결정 [1]기판의 모든 입자 상호작용에 의해 생성되는 이온화와 포논을 측정합니다.이 두 가지 측정은 각 상호작용에서 결정체에 축적된 에너지를 결정하지만 어떤 종류의 입자가 사건을 일으켰는지에 대한 정보도 제공합니다.이온화 신호 대 포논 신호의 비율은 원자 전자("전자 반동") 및 원자핵("핵 반동")과의 입자 상호작용에 따라 다릅니다.배경 입자 상호작용의 대부분은 전자 반동이며 WIMP(및 중성자)는 핵 반동을 일으킬 것으로 예상된다.이를 통해 WIMP 산란 이벤트를 대부분의 불필요한 백그라운드 상호작용에 비해 드물지만 식별할 수 있습니다.

초대칭에서 WIMP와 핵 사이의 스핀 비의존적 상호작용 확률은 핵의 핵자 수와 관련이 있을 것이다.따라서 WIMP는 게르마늄이 훨씬 무거운 원소이기 때문에 실리콘 검출기보다 게르마늄 검출기와 상호작용할 가능성이 높다.중성자는 유사한 확률로 실리콘 및 게르마늄 검출기와 상호작용할 수 있다.CDMS는 실리콘과 게르마늄 검출기 사이의 상호작용 속도를 비교함으로써 중성자에 의해 일어나는 상호작용의 확률을 결정할 수 있다.

CDMS 검출기는 게르마늄 또는 실리콘 원반으로 희석 냉장고에 의해 밀리켈빈 온도로 냉각됩니다.극히 낮은 온도는 열 노이즈를 제한하기 위해 필요합니다. 그렇지 않으면 입자 상호 작용의 포논 신호가 흐려집니다.포논 검출은 SQUID 증폭기로 읽어내는 초전도 전이 에지 센서(TES)로 이루어지며, 이온화 신호는 FET 증폭기로 읽어낸다.CDMS 검출기는 또한 포논 펄스 형상에 관한 데이터를 제공하는데, 이는 지표면 부근의 백그라운드 이벤트를 거부하는 데 매우 중요하다.

역사

저온에서 반도체를 이용한 중성미자의 볼로메트릭 검출은 Blas Cabrera, Lawrence M. Krauss,[2] Frank Wilczek에 의해 처음 제안되었고, 마크 굿맨과 에드워드 [3]위튼에 의해 WIMP 검출에 대한 유사한 방법이 제안되었다.

CDMS I은 1998-2002년 스탠포드 대학의 얕은 지하 사이트(SUF라고 함)에서 WIMP 검색 데이터를 수집했다. CDMS II는 2003년부터 2009년까지 (미네소타 대학의 협업을 통해) Soudan 광산에서 운영되었다(2006-2008년 [4]데이터 취득).인터리브 전극, 더 큰 질량, 더 나은 백그라운드 제거 기능을 갖춘 최신 실험인 SuperCDMS(또는 SuperCDMS Soudan)는 Soudan 2011-2015에서 데이터를 가져왔습니다.SuperCDMS SNOLAB는 현재(2018년) SNOLAB에서 건설 중이며 2020년대 초에 완료될 예정이다.

일련의 실험에는 특히 저질량 윔프에 민감하도록 의도된 작동 모드(CDMSlite 모드라고 함)에서 Soudan에서 SuperCDMS 검출기를 사용한 CDMSlite 실험도 포함된다. CDMS 실험에는 특히 독일 Sili에 기반한 2가지 유형의 검출기 기술이 사용 중이기 때문이다.각각 CDMS 실험 검출기의 특정 구성과 수집된 다른 데이터 세트에서 파생된 실험은 CDMS Ge, CDMS Si, CDMS II Si 등 여러 가지 이름으로 지정되기도 한다.

결과.

2009년 12월 17일, 콜라보레이션에서는 2007년 8월 8일, 2007년 10월 27일 등 2개의 WIMP 후보가 검출될 가능성이 있다고 발표했습니다.이벤트 수가 낮기 때문에 팀은 중성자 충돌과 같은 배경 소음에서 거짓 양성을 제외할 수 있었다.그러한 소음은 25%의 시간 [5]동안 2개 이상의 사건을 발생시킬 것으로 추정된다.중성자 [6]배경을 줄이기 위해 폴리에틸렌 흡수제를 장착했다.

에너지 임계값이 낮은 2011년 분석에서는 저질량 윔프(M < 9 GeV)에 대한 증거를 찾았다.이러한 한계로 인해 CoGeNT라는 새로운 게르마늄 실험과 오랜 기간 지속되어 온 DAMA/NaI, DAMA/LIBRA 연간 변조 결과가 [7]시사하는 바가 배제된다.

2013년 5월 Physical Review Letters의 데이터를 추가로 분석한 결과, 예상 배경은 0.7이며 중성미자를 포함한 WIMP에서 예상되는 질량을 가진 3개의 WIMP 검출이 확인되었다.이것이 비정상적인 백그라운드 노이즈일 가능성은 0.19%이며, 그 결과 신뢰수준은 99.8%(3 시그마)입니다.WIMP에 대한 결정적인 증거는 아니지만 이는 이론에 [8]강한 비중을 부여한다.이 신호는 CDMS II 실험에서 관찰되었으며, 실리콘 검출기에 의해 관찰되었기 때문에 CDMS Si 신호(CDMS Si라고도 함)라고 불립니다.

2012년 10월부터 2013년 6월까지의 SuperCDMS 검색 결과는 2014년 6월에 발표되었으며, 30GeV 미만의 WIMP 질량에 대한 신호 영역에서 11개의 이벤트를 발견했으며, 스핀 독립 단면에 대한 상한을 설정해 최근 CoGe에 불리하게 만들었다.NT 저질량 [9]신호

SuperCDMS SNOLAB

SNOLAB에는 [10][11]Super CDMS의 2세대가 계획되어 있습니다.이것은 Super CDMS Soudan에서 모든 방법으로 확장됩니다.

  • 개별 디텍터 디스크는 100mm/3입니다.9µ 직경 × 33.3 mm/176.2 mm/3 인치 직경 × 25.4 mm/1 인치 두께의 디스크의 225 % 두께, 3 인치 두께.[10][11]
  • 6개의 디스크 각각 [12]: 7 31개의 "타워"를 수용할 수 있는 공간이 더 있지만, 운영은 4개의 타워에서만 시작할 것입니다.
  • 검출기는 SNOLAB에 더 깊은 위치 및 구조 [13]: 18 시 방사능에 더 많은 주의를 기울임으로써 더 잘 보호된다.

검출기의 약 25%가 [12]: 7 실리콘으로 만들어지고 무게는 44%[14]: 1 에 불과하기 때문에 검출기 질량의 증가는 그다지 크지 않다.이 비율로 31개의 타워를 모두 채우면 약 222kg이 됩니다.

프로젝트 지연이 반복되고 있지만(이전 계획은 2014년과[13]: 18–25 2016년 착공[15] 예정), [14]SNOLAB에 공간이 할당되어 2018년 [10]: 9 초에 착공할 예정으로 남아 있습니다.

SNOLAB의 SuperCDMS 구축은 2020년대 초 운영을 시작으로 2018년부터 시작되었습니다.당시 프로젝트 예산은 3400만 [16]달러였습니다.

2021년 5월 SuperCDMS SNOLAB 검출기는 SNOLAB 위치 및 기타 위치에서 프로로타입/테스트 하드웨어를 사용하여 초기 과학(또는 프로토타이핑 또는 예비 연구)이 진행 중이었다.전체 검출기는 2023년 말에 과학 데이터를 수집하고, 2023-2027년에 4년간 (2회 별도 실행으로) 과학 작업을 수행할 준비가 될 것으로 예상되었으며, 2027년 [17]이후로 확장 및 개발이 가능했다.

GEODM 제안

Super CDMS의 제3세대는 [10]아직 초기 계획 단계에 있습니다.검출기 질량이 약 1500kg인 GEODM(Germanium Observatory for Dark Matter)은 SNOLAB "Cryopit"[18] 위치에 관심을 표명했다.

검출기 질량을 증가시키면 원치 않는 백그라운드 검출이 증가하지 않는 경우에만 검출기가 더 민감해진다. 따라서 각 세대는 이전 세대보다 더 깨끗하고 잘 보호되어야 한다.이와 같이 10배 단계로 건설하는 목적은 GEODM 설계를 완성하기 전에 필요한 차폐 기술을 개발하는 것이다.

레퍼런스

  1. ^ a b c 2002-06-01 Wayback Machine, CDMSII 개요, 캘리포니아 대학교 버클리에서의 WIMP Dark Matter 아카이브
  2. ^ B. Cabrera; L.M. Krauss; F. Wilczek (July 1985), "Bolometric detection of neutrinos", Phys. Rev. Lett., 55 (1): 25–28, Bibcode:1985PhRvL..55...25C, doi:10.1103/PhysRevLett.55.25, PMID 10031671
  3. ^ M.W. Goodman; E. Witten (15 June 1985), "Detectability of certain dark matter candidates", Phys. Rev. D, 31 (12): 3059–3063, doi:10.1103/PhysRevD.31.3059, PMID 9955633
  4. ^ Ananthaswamy, Anil (2010-03-02). The Edge of Physics: A Journey to Earth's Extremes to Unlock the Secrets of the Universe. HMH. ISBN 978-0-547-48846-2.
  5. ^ "Dark Matter 검색의 최신 결과, 2009년 12월 17일 목요일" 2010년 6월 18일 Wayback Machine에서 아카이브
  6. ^ "CDMS cryostat without detectors". Archived from the original on 2000-08-18. Retrieved 2011-09-23.
  7. ^ CDMS Collaboration (21 Apr 2011). "Results from a Low-Energy Analysis of the CDMS II Germanium Data". Physical Review Letters. 106 (13): 131302. arXiv:1011.2482. Bibcode:2011PhRvL.106m1302A. doi:10.1103/PhysRevLett.106.131302. PMID 21517371. S2CID 9879642.
  8. ^ CDMS Collaboration (4 May 2013). "Dark Matter Search Results Using the Silicon Detectors of CDMS II". Physical Review Letters. 111 (25): 251301. arXiv:1304.4279. Bibcode:2013PhRvL.111y1301A. doi:10.1103/PhysRevLett.111.251301. PMID 24483735. S2CID 3073653.
  9. ^ Agnese, R.; Anderson, A. J.; Asai, M.; Balakishiyeva, D.; Basu Thakur, R.; Bauer, D. A.; Beaty, J.; Billard, J.; Borgland, A.; Bowles, M. A.; Brandt, D.; Brink, P. L.; Bunker, R.; Cabrera, B.; Caldwell, D. O.; Cerdeno, D. G.; Chagani, H.; Chen, Y.; Cherry, M.; Cooley, J.; Cornell, B.; Crewdson, C. H.; Cushman, P.; Daal, M.; Devaney, D.; Di Stefano, P. C. F.; Silva, E. Do Couto E.; Doughty, T.; Esteban, L.; et al. (June 20, 2014). "Search for Low-Mass WIMPs with SuperCDMS". Phys. Rev. Lett. 112 (24): 241302. arXiv:1402.7137. Bibcode:2014PhRvL.112x1302A. doi:10.1103/PhysRevLett.112.241302. hdl:1721.1/88645. PMID 24996080. S2CID 119066853.
  10. ^ a b c d Cushman, Priscilla (2012-07-22), "The Cryogenic Dark Matter Search: Status and Future Plans" (PDF), IDM Conference
  11. ^ a b Saab, Tarek (2012-08-01), "The SuperCDMS Dark Matter Search" (PDF), SLAC Summer Institute 2012, SLAC National Accelerator Laboratory, retrieved 2012-11-28 (프레젠테이션)
  12. ^ a b Rau, Wolfgang (25 July 2017). SuperCDMS SNOLAB—Status and Plans. XV International Conference on Topics in Astroparticle and Underground Physics (TAUP 2017). Sudbury, Canada.
  13. ^ a b Brink, Paul (25 June 2015). SuperCDMS results and plans for SNOLAB. 11th Patras Workshop on Axions, WIMPs and WISPs. Zaragoza, Spain.
  14. ^ a b Agnese, R.; et al. (SuperCDMS Collaboration) (2017-04-07). "Projected sensitivity of the SuperCDMS SNOLAB experiment" (PDF). Physical Review D. 95 (8): 082002. arXiv:1610.00006. Bibcode:2017PhRvD..95h2002A. doi:10.1103/PhysRevD.95.082002. S2CID 32272925.
  15. ^ "Second generation dark matter experiment coming to SNOLAB" (Press release). SNOLAB. 2014-07-18. Retrieved 2014-09-18.
  16. ^ "Construction Begins on SuperCDMS Dark Matter Experiment".
  17. ^ https://indico.cern.ch/event/987061/contributions/4284117/attachments/2242134/3801781/210510SuperCDMS_SNOLAB_FPW_v1_web.pdf[베어 URL PDF]
  18. ^ Golwala, Sunil (2011-08-15). GEODM Interest in the SNOLAB Cryopit (PDF).

외부 링크