Галпер Експерименты по исследован 2014

Важно также отметить, что в 2012 г. коллаборации ATLAS [36] и CMS [37] заявили об открытии новой частицы по результатам анализа каналов распада ZZ , γγ и WW . Распад на два Z -бозона

указывает на то, что обнаруженная частица является нейтральным бозоном. Имеющиеся экспериментальные данные совместимы с рождением и распадом бозона Хиггса СМ.

Обновленные результаты эксперимента ATLAS [38] по измерению массы обнаруженного бозона (4,8 фбн-1 при s = 7 ТэВ и

13 фбн-1 при s = 8 ТэВ для каналов H → ZZ (*) → 4l и H → γγ)

дают значение mH =125,2 ± 0,3(стат.) ± 0,6(сист.) ГэВ.

Обновленные результаты эксперимента CMS [39] (для интегральной светимости 17,3 фбн-1, соответствующие энергиям в с.ц.м. 7 и 8 ТэВ) дают следующее значение массы, измеренной по каналу

распада ZZ , когда оба Z -бозона распадаются на e+e− и μ+μ− пары: mH =126,2 ± 0,6(стат.) ± 0,2(сист.) ГэВ. Угловые распределе-

ния лептонных пар в данном канале чувствительны к спинчетности бозона. В предположении нулевого спина существующие данные находятся в согласии с гипотезой истинно скалярной частицы, но ставят под сомнение гипотезу псевдоскалярной частицы.

2.2. Эксперимент DAMA/LIBRA [5]

Эксперимент DAMA/LIBRA [5] проводится в Национальной ла-

боратории Гран-Сассо (Gran Sasso National Laboratory) в Италии с

2003 г. и представляет собой 250-килограммовый сцинтилляционный детектор NaI(Tl). Эксперимент DAMA/LIBRA является улучшенным вариантом проводимого ранее в лаборатории Гран-Сассо эксперимента DAMA/NaI и предназначен для изучения процессов прямого взаимодействия частиц темной материи с веществом путем измерения сигнатуры (т.е. сигнала с характерными свойствами) модельно-независимой годичной модуляции сигнала от темной материи, возможность существования которой была показана [13] в середине 80-х гг. XX века. Вследствие своего годичного обращения вокруг Солнца Земля должна проходить сквозь поток частиц темной материи большей энергии в летнее время (когда орбитальная скорость Земли складывается со скоростью движения Солнечной

21

системы относительно Галактики) и сквозь поток с меньшей энергией в зимнее время (когда обе скорости вычитаются). Сигнатура такой годичной модуляции имеет выразительную особенность, так как сигнал от частиц темной материи должен одновременно удовлетворять следующим требованиям: темп счета должен изменяться в соответствии с функцией косинуса с периодом в 1 год и с макисмумом в районе 2 июня; эта модуляция должна обнаруживать себя лишь в строго определенном низкоэнергетическом интервале энергий, где возможно обнаружение событий с частицами темной материи. Все это может предоставить для изучения независящую от модели темной материи сигнатуру, способную протестировать широкие интервалы значения сечений и плотностей гало.

Коллаборация DAMA заявляет об обнаружении подобной годичной модуляции сигнала от темной материи (на уровне достоверности 8,9 σ при совместном анализе событий экспериментов DAMA/NaI и DAMA/LIBRA). На рис. 2.1 представлен один из экспериментальных результатов эксперимента DAMA/LIBRA (для примера взят интервал энергий 2-6 кэВ), подтверждающий существование годичной модуляции. Периодичность сигнала составляет 0,999 ±0,002 лет с фазой 146 ± 7 дней. Сигнатура наблюдаемой модуляции находится в согласии с ожидаемой сигнатурой сигнала от частиц галактической темной материи при ее взаимодействии с земными детекторами.

Рис. 2.1. Экспериментальный модельно-независимый темп сцинтилляционных single-hit (см. текст) событий, измеренный в эксперименте DAMA/LIBRA в интервале 2-6 кэВ (см. [5])

22

2.3. Эксперимент CDMS-II [6]

Данные других экспериментов, однако, не совместимы с интерпретацией результатов DAMA/LIBRA как сигнала от WIMP, упруго рассеивающихся на ядрах. Для разрешения подобного противоречия был предложен вариант неупругого рассеяния частиц темной материи. Он предполагает, что WIMP ( χ ) может рассеиваться на

барионной материи только при переходе в возбужденное состояние с определенным превышением энергии по сравнению с основным

состоянием ( χN →χ*N ), в то время как упругое рассеяние запре-

щено или сильно подавлено. Существует минимальное значение скорости частиц темной материи, необходимое для производства энергии отдачи ER в подобном неупругом рассеянии:

налагаемый второй космической скоростью для галактики, и такое событие не может быть зарегистрировано. Важными последствиями такой модели для экспериментов по прямому детектированию являются характерный темп счета, который имеет пик при значениях энергии отдачи порядка десятков кэВ и значительное подавление спектра ядер отдачи при малых значениях ER . Важно отме-

тить, что интенсивность рассеяния выше для мишеней, состоящих из тяжелых ядер (например, Xe и I).

В статье Z. Ahmed et al., [6] представлен анализ данных, собран-

ных в эксперименте CDMS-II (Cryogenic Dark Matter Search, проводится в Soudan Underground Laboratory, Миннесота, США) в период с октября 2006 г. по сентябрь 2008 г., целиком посвященный поиску событий неупругого рассеяния частиц темной материи. Изучался интервал энергий отдачи 10–150 кэВ. Авторы заявляют об обна-

23

ружении 11 событий – три события в интервале 25–150 кэВ и восемь событий в интервале от 10 до 25 кэВ. По результатам измерений была рассчитана верхняя граница (на уровне достоверности 90 %) для значения спин-независимого сечения как функция массы WIMP и расщепления массы WIMP (рис. П.2).

Так как пространство параметров для неупругого рассеяния темной материи трехмерно (включает в себя сечение, массу WIMP и расщепление массы WIMP δ), в данной работе определялись запрещенные области этого пространства параметров (требуя уровень достоверности для верхнего предела сечения 90 %) для того, чтобы исключить соответствующие допустимые по данным DAMA/LIBRA значения сечений при заданных значениях массы WIMP и δ. Результаты показаны на рис. П.3. Единственное оставшееся допустимое окно значений параметров расположено в узкой области вблизи значения массы WIMP ~ 100 ГэВ и в интервале значений δ от 85 до 135 кэВ. Также остается очень малая область в районе малых масс, которая не исключена. Даже при большей экспозиции и повышенной чувствительности CDMS-II не сможет целиком исключить допустимое пространство параметров эксперимента DAMA/LIBRA потому, что (по отношению к ядру I) ядро Ge (элемент, использующийся в эксперименте CDMS-II) слишком легкое. Следует отметить, что данные коллаборации CRESST (пока еще не опубликованные) указывают на запрет всего пространства параметров неупругого рассеяния темной материи.

2.4.Эксперимент CoGeNT [7]

Встатье C.E. Aalseth et al.,[7] представлены результаты работы эксперимента CoGeNT (Contact Germanium Detector, Soudan Underground Laboratory, Миннесота, США), в котором использовался низкошумовой Ge детектор. Сообщается об обнаружении

событий в интервале энергий до 3 кэВee (keV electron equivalent). На рис. П.4 изображена зависимость предела спин-независимого

сечения ( σSI ) от массы WIMP ( mχ ).

24

2.5. Эксперимент XENON100 [8]

Эксперимент XENON100, проводимый в Национальной Лаборатории Гран Сассо (Италия), предназначен для поиска WIMP (рассеяние происходит на 62 кг жидкого ксенона). В работе E. Aprile et al., [8] представлен первый анализ данных по темной материи, собранных в период с 20 октября по 12 ноября 2009 г.

На рис. П.5 изображен верхний предел с уровнем достоверности 90 % для спин-независимого упругого сечения WIMP-нуклонного рассеяния в зависимости от массы WIMP.

Как видно из рис. П.5, при массах WIMP ниже 20 ГэВ результаты эксперимента XENON100 ставят под сомнение данные CoGeNT и DAMA, если интерпретировать их в терминах спин-независимого упругого взаимодействия легких WIMP.

2.6. Выводы: прямые методы поиска темной материи

На данный момент не существует убедительных доказательств прямого детектирования частиц темной материи, хотя многие коллаборации заявляют об обнаружении подобных событий. Коллаборация CoGeNT недавно заявила о неисчезающем избытке низкоэнергетических событий, который также можно объяснить процессом рассеяния легких WIMP, но эти результаты были подвергнуты сомнению данными XENON-100. Результаты коллаборации CDMSII дают два события, совместимых с сигналом от WIMP. Модели с легкими WIMP предоставляют общее объяснение данным по годичной модуляции в эксперименте DAMA/LIBRA и небольшому превышению событий в эксперименте CDMS. Эти кандидаты в WIMP также совместимы с данными CoGeNT. Однако все эти данные пока еще статистически неубедительны и нуждаются в дальнейшем уточнении.

25

Контрольные вопросы и задания

1.Какие существуют методы детектирования частиц темной материи?

2.Расскажите о результатах, полученных на LHC.

3.Объясните, что такое «годичная модуляция».

4.В чем разница между экспериментами CoGeNT и XENON100?

26

ГЛАВА 3. КОСВЕННЫЕ МЕТОДЫ ПОИСКА ТЕМНОЙ МАТЕРИИ

Как уже отмечалось во введении, косвенные методы поиска имеют дело не с самими частицами темной материи, а с продуктами их распада или аннигиляции друг с другом. Конечные продукты могут быть самыми разнообразными, например лептонами или гамма-квантами.

Недавний подъем интереса к проблеме темной материи связан с наблюдением аномалий несколькими экспериментами по высокоэнергичным космическим лучам. Коллаборацией PAMELA [15]

зарегистрирован рост доли позитронов в общем потоке e+e− в интервале энергий 10 – 100 ГэВ, недавние данные экспериментов Fermi/LAT [16] и HESS [17] (а также более ранние данные эксперимента ATIC [18]) указывают на то, что спектр электронов и позитронов превышает ожидаемый фон при энергиях E >100 ГэВ и имеет излом при энергии порядка 1 ТэВ. Возможность того, что эта аномалия обязана своим происхождением аннигиляции или распаду частиц темной материи, очень вероятна, хотя и обычные астрофизические источники, такие как пульсары или близкие к нам остатки сверхновых, также предоставляют правдоподобное объяснение этому эффекту.

Для того чтобы аннигиляция частиц темной материи давала не-

обходимый поток e− и e+ , сечение аннигиляции должно быть в 100–1000 раз больше, чем стандартное значение (σv ~ 3 10−26 см3с-1), основанное на наблюдаемом распределении

темной материи. В окрестностях солнечной системы ожидаемое значение увеличивающего фактора благодаря неоднородностям (ожидается, что частицы темной материи образуют т.н. клампы – уплотнения – за счет чего и увеличивается сечение их аннигиляции) в распределении темной материи не превосходит 10, и необходимы дополнительные механизмы, например, такие как увеличение за счет эффектов Сахарова или Брейта-Вигнера.

27

3.1. Косвенное наблюдение темной материи по регистрации заряженных частиц

3.1.1. Экспериментальные данные PAMELA

15 июня 2006 г. с космодрома Байконур был запущен российский спутник РЕСУРС ДК-1 с прибором PAMELA на борту. Спутник имеет квазиполярную орбиту с наклонением 70,4 и высотой 300–600 км, период обращения спутника 90 мин. Набор данных начался в июле 2006 г.

В состав телескопа-спектрометра PAMELA (рис. 3.1) входят: времяпролетная система (ToF), магнитный спектрометр (трекер), электромагнитный калориметр, антисовпадательная система (CAT & CAS), нижний сцинтиллятор (S4) и нейтронный детектор. Общий объем экспериментальной информации, передаваемой на Землю за сутки, может достигать 20 Гб.

Рис. 3.1. Схема телескопа PAMELA (см. [54]). Аппарат имеет длину ~ 1,3 м при весе 470 кг. Среднее энергопотребление составляет 355 Вт. Линии магнитного поля направлены параллельно оси y

Набор вышеуказанных приборов позволяет производить точные измерения характеристик заряженной компоненты космических

28

лучей в широком интервале энергий (от 100 МэВ до сотен ГэВ). Основной задачей эксперимента PAMELA является измерение энергетического спектра антипротонов и позитронов. Также эксперимент направлен на поиск первичных антиядер (антиHe) и на проверку моделей распространения космических лучей в Галактике путем точного измерения энергетического спректра античастиц, легких ядер и их изотопов.

На рис. П.6, П. 7 представлены данные, полученные спутником PAMELA [15] с июля 2006 по февраль 2008 г. Были зарегистрированы электроны и позитроны в интервале энергий 1,5–100 ГэВ (151672 электронов и 9430 позитронов за период времени около

500 дней).

Как видно из рис. П.6, данные PAMELA покрывают интервал энергий 1,5–100 ГэВ с гораздо большей статистикой, чем данные других подобных измерений. При малых энергиях (меньше 5 ГэВ) данные PAMELA расположены систематически ниже данных, собранных в 1990-е гг., а при высоких энергиях (выше 10 ГэВ) результаты PAMELA указывают на то, что доля позитронов значительно растет с энергией.

Рис. П.7 показывает данные PAMELA в сравнении с расчетом [19] вторичного образования позитронов при распространении ядер космических лучей в галактике без процессов доускорения.

Следует отметить, что ни одна из опубликованных к тому времени (2008 г.) теоретических моделей космических лучей не предоставляла хорошего согласия с данными PAMELA.

Также в эксперименте PAMELA был измерен поток антипротонов в космических лучах (в частности, отношение потока антипротонов к потоку протонов) в диапазоне энергий от 60 МэВ до 180 ГэВ, что существенно раздвинуло энергетический диапазон измерения по сравнению с предыдущими экспериментами. За промежуток времени в 850 дней (с июля 2006 по декабрь 2008 гг.) было зарегистрировано приблизительно 1500 антипротонов. На рис. П.8 показан энергетический спектр антипротонов, а на рис. П.9 – доля антипротонов по отношению к протонам, измеренные PAMELA, в сравнении с другими недавними измерениями и с теоретическим расчетом.

29

Как видно из рис. П.8 и П.9, данные измерений PAMELA согласуются с моделями вторичного производства антипротонов в Галактике.

3.1.2. Экспериментальные данные ATIC

ATIC [18] – аэростатный эксперимент, проводящийся в Антарктике, первый полет которого состоялся в 2002 г. Эксперимент разработан для высокоточных измерений энергетического спектра отдельных компонент космических лучей в интервале энергий от ~ 1 ГэВ до почти 1 ТэВ (сотни ГэВ). ATIC измеряет все компоненты космических лучей с высоким энергетическим разрешением и хорошо отделяет электроны от протонов. На рис. П.10 изображен

полученный в эксперименте электронный (e+ +e− ) спектр в интервале энергий от 3 ГэВ до 2,5 ТэВ (нормированный на величину

E3,0 ). Из графика видно, что измеренный спектр согласуется с моделированием в GALPROP [24] (программа, предназначенная для моделирования распространения космических лучей) до энергии 100 ГэВ и имеет резкий скачок при энергии выше 100 ГэВ. Вели-

чина суммарного потока e− и e+ возрастает вплоть до энергии порядка 600 ГэВ, где имеет максимум, и затем резко спадает до энергий порядка 800 ГэВ. Таким образом, коллаборация ATIC заявляет об обнаружении превышения фона первичных космических лучей

(e+ +e− ) в интервале энергий 300–800 ГэВ. Остальная часть спектра находится в согласии с ожидаемыми значениями в пределах ошибок. Пик в спектре, обнаруженный экспериментам ATIC, интересен тем, что в случае подтверждения его существования он может указывать на брейт-вигнеровский резонанс в сечении аннигиляции частиц темной материи с временем жизни, определяемым шириной этого пика.

3.1.3. Экспериментальные данные Fermi

Эксперимент Fermi LAT [16], разработанный как высокочувствительный гамма-телескоп, является также и детектором электронов. В период с 4 августа 2008 г. по 31 января 2009 г. в этом эксперименте регистрировались электроны с энергией выше 20 ГэВ. На

30