暗物质的空间探测.ppt

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1、,暗物质的空间探测,2,目录,暗物质,探测方法,暗物质空间探测,总结,暗物质,暗物质探测在中国,3,暗物质,什么是暗物质？,不放射也不吸收光或任何电磁波 不可见 只通过引力作用与其他物质相互反应,暗物质是否存在,1933年，Fritz Zwicky，首次发现，virtual定理，初步证实存在 天文学发展：两种间接方法，动力学方法和引力透镜方法 2006年，钱德拉望远镜，星系碰撞，直接证据,数据来源：NASA/WAMP,2008,4,WIMPs,WIMPs 大质量相互弱作用粒子 Weakly Interacting Massive Particles 一种超对称中轻微子 supersymmetr

2、ic neutralino 最有可能的冷暗物质 热暗物质,1 粒子只通过弱核力和引力产生相互作用， 或者粒子的相互作用截面小于弱核力作用截面； 2 与普通粒子相比质量较大。,轴子（axion），MACHOs,5,目录,暗物质,探测方法,暗物质空间探测,总结,探测方法,暗物质探测在中国,6,直接探测方法,直接探测前提,如果我们的宇宙中暗物质由WIMPs组成，那么每秒会有数量巨大的WIMPs穿过地球。,WIMPs源,宇宙 实验室：加速器，如LHC 忽略与普通物质作用 根据碰撞损失的能量和动量来推断它是否产生,7,直接探测方法,直接探测原理,WIMPs/中微子：与靶物质的原子核发生散射 质子/电子/

3、射线：与靶物质的电子发生散射,8,直接探测实验,地下深处：屏蔽宇宙射线的噪声，如中微子等,按靶物质分为两类,1.环境温度10mK 硅或锗晶体 探测晶体振动和电阻变化 CDMS，CRESST，EDELWEISS，EURECA，,2.环境温度160K 两相Xe或Ar TPC 探测闪烁光和电子离子对 XENON，ArDM，,非主流： DRIFT：CS2 DAMA/LIBRA：NaI（Ti） PICASSO：过热液滴气泡室 ,直接探测方法,9,间接探测原理,1.WIMPs在太阳晕轮（solar halo)中与质子和粒子相互作用，失去能量被太阳捕获 2.积累到一定程度，相互湮灭，多种产物产生：射线、粒子

4、与反粒子对、中微子等,间接探测方法,10,间接探测方法,间接探测实验,1.空间：探测宇宙线，主要是射线、粒子与反粒子对等 寻找湮灭产物的能谱线和分布特征，寻找湮灭痕迹 PAMELA, ATIC, Fermi, AMS, ,2.地表或地下：探测中微子 Super-Kamiokande, SNO+, ,11,目录,暗物质,探测方法,暗物质空间探测,总结,暗物质空间探测,暗物质探测在中国,12,PAMELA,主要任务： 精确测量反粒子（正电子，反质子）能谱，以搜寻暗物质粒子湮灭证据 搜寻反原子核（特别是反氦核） 精确测量反粒子能谱，研究轻核及它们的同位素，检验宇宙射线增殖模型,Wizard 合作组（

5、俄罗斯，意大利，德国，瑞典）,设计指标（暗物质探测） 正电子：50270MeV 反质子：8090MeV,13,PAMELA,磁谱仪,中子探测器,反符合系统,飞行时间系统,量能器,底部闪烁体S4,14,PAMELA,磁谱仪 构成 永磁体：铷铁硼烧结的磁性材料, 581mm, 内部均匀磁场0.4T 硅径迹探测器（tracker）：双面硅微条探测器，两面微条正交，68mm,15,PAMELA,磁谱仪 功能 测量Z 电荷符号，动量大小、方向，磁刚度（rigidity）（R=cp/Ze） = 鉴别粒子 技术指标 最高计数率可以达到105/s，死时间是1.1ms 位置分辨率(3.0 0.1) m 最大可测

6、磁刚度为1TV,16,PAMELA,飞行时间探测系统（TOF）,构成 三个高速塑料闪射体平板 每个平板有两层，相互正交,S1：86 bar2 ，27mm S2：22 bar2 ，25mm S3：33 bar2 ，27mm,共24根闪烁体，48个PMT,17,PAMELA,飞行时间探测系统（TOF）,功能 测量Z速度 区分物理反照活动（albedo activity）来自量能器的背散射 测量闪烁体内电离损失=粒子电荷大小 允许附加研究：连锁反应，粗略的径迹测量，,技术指标 时间分辨率：250ps=可区分动量在1GeV/c以上的反质子和电子，正电子与质子,18,PAMELA,取样成像电磁量能器,构

7、成 44个单面硅微条探测器平面(灵敏层），厚380m 33个单元/面，32个读出微条/单元，相邻面微条正交 22层钨簇射介质，厚0.26cm,19,PAMELA,取样成像电磁量能器,功能 探测二维位置，测量能量损失=区分电磁簇射和强子簇射 =区分正电子与质子,反质子与电子 区分度90%以上,电磁簇射,强子簇射,20,PAMELA,簇射尾部接收闪烁体,构成 1片正方形闪烁体，厚1cm 6个PMT 功能 记录量能器泄露电子数=改进量能器对电子和强子的分辨能力 为中子探测器提供高能触发,21,构成 218个3He正比计数器 包围：聚丙烯塑料包裹薄镉层 =防止热中子从侧面或底部进入 功能 作为量能器区

8、分电子和强子的补充 = 强子簇射产生的中子是电磁簇射的1020倍 与量能器一起，可提供初级电子能量，几个TeV,PAMELA,中子探测器,22,PAMELA,反符合系统,构成 主：CAT + 4个CAS 次：4个CARD（未启用） 塑料散射体 + PMTs,CAS/CARD,CAT,23,PAMELA,反符合系统,功能 离线分析，鉴别good trigger和false trigger（75%）,fauls trigger,good trigger,24,PAMELA,整体技术指标,探测孔径张角：1916 总重：470Kg 功率：360W 尺寸：L91cmW89cmH123cm 磁谱仪位置精度

9、：4m（有偏转）和15m（无偏转） 最大可测动量：1TV/c 死时间：1.1ms 飞行时间分辨率（原子核） ：好于100ps 符合时间分辨率：10ns 能量分辨率（高能电子） ：好于10% 动量分辨率（10GeV质子）：好于10% 电磁簇射和强子簇射的区分能力：好于2x105 PAMELA置于一个常压容器中,25,PAMELA,26,PAMELA,27,ATIC,Advanced Thin Ionization Calorimeter,28,AMS-02,Alpha Magnetic Spectrometer,29,暗物质的空间探测,PAMELA: 正电子，反质子 2006年6月15日上天 A

10、TIC：正电子与电子（无法区分） 20002008年4次南极上空飞行 Fermi： 高能光子（射线），正电子，等 2008年6月11日上天 AMS: 正电子 预计2010年6月上天 ,理论上，只有暗物质湮灭会产生小型高能正电子爆 宇宙中其他过程也会产生正电子，但是全能量范围 因此，只要探测到正电子在高能范围的异常现象，将是可能的湮灭证据,30,空间探测结果目前进展,PAMELA的正电子探测结果与之前的实验符合地很好 在1.5100GeV处出现正电子异常,实线 理论上计算的来自 天体源的正电子,PAMELA和之前的实验 都有明显偏离实线的倾向,O.Adriani, etc. An anomalo

11、us positron abundance in cosmic rays with energies 1.5100 GeV J. Nature, 2009, 458: 607 609.,31,空间探测结果目前进展,ATIC的探测结果与之前的实验符合地很好 在300800GeV出现正电子异常 有待PAMELA证实，但被Fermi实验结果削弱 = 没探测到异常,J.Chang, etc. An excess of cosmic ray electrons at energies of 300800 GeVJ. Nature, 2008, 456: 362 365.,32,暗物质探测在中国,目录,暗

12、物质,探测方法,暗物质空间探测,总结,暗物质探测在中国,33,暗物质探测在中国,空间暗物质探测器 发射卫星 紫金山天文台、高能所、兰州近物所、科大 四川锦屏山地下实验室 2500m 清华大学 液氙探测器 200kg 上海交大 南极施密特望远镜阵（AST3）位于南极冰穹A,34,暗物质探测在中国,目录,暗物质,探测方法,暗物质空间探测,总结,总结,35,总结,暗物质 不参与电磁相互作用：无法被观测 不参与强核力作用：不与普通物质发生作用：难以被探测,WIMPs 弱核力和引力 大质量,探测技术 直接探测：与靶物质的散射作用 间接探测：湮灭产物的能谱 WIMPs源：宇宙 or 实验室,36,总结,探

13、测进展 没有确切证实WIMPs存在的证据 发现了一些可能证据 天体（如脉冲星）的影响无法排除 需要所有探测器数据一致 困难 仪器精度不同、能量分辨率不同 受到质疑 是否可行？如空间正电子探测，正负电子对的量是否可以形成异常峰？ 是否有更有效的探测技术？ 展望 实验探索 理论完善,37,1 CONTENT OF THE UNIVERSE DB: http:/map.gsfc.nasa.gov/media/080998/index.html, 2008. 2 Dark matter - Wikipedia, the free encyclopedia DB: http:/en.wikipedia.

14、org/wiki/Dark_matter, 2009. 3 A ZIP Detector DB: http:/cdms.berkeley.edu/public_pics/One_ZIP.html 4 CDMS Story DB: http:/cdms.berkeley.edu/experiment.html#detectors 5 CDMS Posters DB: http:/www.soudan.umn.edu/cdms/cdms_posters.html 6 XENON Dark Matter Project - XENON100 ExperimentDB: http:/xenon.ast

15、ro.columbia.edu/xenon100.html 7 E. Aprile, T. Doke. Liquid Xenon Detectors for Particle Physics and Astrophysics DB: http:/xenon.astro.columbia.edu/publications/RMP_022409_rev29.pdf, 2009. 8 Elena Aprile, The XENON100 Dark Matter Experiment at LNGS: Status and Sensitivity R: Presented at TAUP, Rome,

16、 July 2, 2009. 9 Weakly interacting massive particles - Wikipedia, the free encyclopedia DB: http:/en.wikipedia.org/wiki/Weakly_interacting_massive_particles, 2009. 10 P. Picozza, etc. PAMELA A payload for antimatter matter exploration and light-nuclei astrophysics J. Astroparticle Physics, 2007, 27

17、: 296 315. Pamela instruments DB: http:/pamela.roma2.infn.it/index.php?option=com_content&task=view&id=28&Itemid=256. O.Adriani, etc. An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5100 GeV J. Nature, 2009, 458: 607 609. J.Chang, etc. An excess of cosmic ray electrons at energies of 300800 GeVJ. Nature, 2008, 456: 362 365. 14 中国加速追寻暗物质N: http:/ 科技日报, 2009.11.10. 15 美物理学家研制成功暗物质粒子探测器N：http:/ 科技日报, 2008.12.23.,参考文献,Thank You!,