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年调制幅度的能量分布 here. T=2 / =1 yr and t 0= 152. 5 day DE = 0. 5 ke. V bins (2 -6) ke. V: 清晰的年调制 (6– 20) ke. V: 拟合结果Sm=0, 2 /dof=27. 5/28
正弦(Sm) 余弦(Zm)年调制幅度的能量分 布 相位t*与 2 nd June的轻 微的不同, 可以用非热 暗物质 的贡 献(比如 Sag. DEG stream)来解释 E (ke. V) Sm (cpd/kg/ke. V) Zm (cpd/kg/ke. V) Ym (cpd/kg/ke. V) t* 2 -6 0. 0111 ± 0. 0013 -0. 0004 ± 0. 0014 0. 0111 ± 0. 0013 150. 5 ± 7. 0 6 -14 -0. 0001 ± 0. 0008 0. 0002 ± 0. 0005 -0. 0001 ± 0. 0008 -- (day)
相位随能量的变化 Ym , Sm 2 errors DE = 1 ke. V bins
运行稳定性 各个参量变化很小,对年调制没有贡献
系统误差以及边界反应的研究 Source Main comment RADON Sealed Cu box in HP Nitrogen atmosphere, <2. 5 10 -6 cpd/kg/ke. V 3 -level of sealing, etc. Installation is air conditioned+ detectors in Cu housings directly in contact <10 -4 cpd/kg/ke. V with multi-ton shield huge heat capacity + T continuously recorded Effective full noise rejection near threshold <10 -4 cpd/kg/ke. V Routine + instrinsic calibrations <1 -2 10 -4 cpd/kg/ke. V Regularly measured by dedicated calibrations <10 -4 cpd/kg/ke. V No modulation above 6 ke. V; no modulation in the (2 -6) ke. V <10 -4 cpd/kg/ke. V multiple-hits events; this limit includes all possible sources of background Muon flux variation measured at LNGS <3 10 -5 cpd/kg/ke. V TEMPERATURE NOISE ENERGY SCALE EFFICIENCIES BACKGROUND SIDE REACTIONS 而且,都不满足年调制的六大特征 Cautious upper limit (90%C. L. ) 不可能对年调制结果造 成影响
I 128的影响 • 有人提出I 128俘获环境 中子,从而产生低能Xrays/Auger electrons, 可 能对调制产生影响? • 经过计算,I 128的影响( 红线)与调制信号(黑线) 相比很小
边界反应:宇宙线μ子的影响 • MACRO, LVD, Borexino看到了地下宇宙线μ子流强的幅 度约为 2%年调制变化,而且LVD相位是July 15 th(185 ± 15 days)(显著性>5σ), 这是与地球大气温度变化相符 合的。比较而言,DAMA相位是May 26 th(146± 7 days), 是与地球速度矢量变化相符合的。两者相差 5. 6σ。 DAMA: May 26 th, (146 ± 7)days • 估算得到μ子造成的年调制上限 为<3 10 -5 cpd/kg/ke. V <<年调制量 • single-hit: 年调制只在低能段测 到, 而没有在>6 ke. V测到 • multiple-hits: 没有测到年调制 LVD: July 15 th, (185 ± 15)days
DAMA/Na. I+LIBRA :年调制,模型无关 single-hit: 2 -6 ke. V multiple-hits: 8. 8σ,满 足 没有年调制信 全部六大暗 号 物质 年调 制特征 single-hit: >6 ke. V没有年调 制信号 系统误差以及边界反 应不可能对年调制结 果造成影响 各稳定性参量变 化很小,对年调 制没有贡献
年调制信号的物理解释:与多种理论 模型相一致,比如 WIMP: SI 15 Ge. V N. F. W. 100 -120 Ge. V Evans power law WIMP: SI & SD θ = 2. 435 15 Ge. V N. F. W. 100 Ge. V Evans power law LDM, bosonic DM m. L=0
年调制信号的物理解释:与多种 理论模型相一致,比如i. DM DAMA/Na. I+DAMA/LIBRA Slices from the 3 -dimensional allowed volume • In the Inelastic DM (i. DM) scenario, WIMPs scatter into an excited state, split from the ground state by an energy comparable to the available kinetic energy of a Galactic WIMP. - + N + + N W has two mass states + , - with mass splitting Kinematical constraint for i. DM interaction on Iodine nuclei
DAMA/LIBRA 下一步 作 • 新的硬件更新: 2010底完成,现在正在 调试、试运行,主要是更换新的具有更高 量子效率的PMT,以此降低阈能,提高 灵敏度,从而对各种暗物质物理模型给出 更强的限定 • 研究二级效应 • R&D towards a possible 1 ton ULB Na. I(Tl) set-up experiment DAMA proposed in 1996
A low-threshold analysis of CDMS shallow-site data ar. Xiv: 1010. 4290 v 1 [astro-ph. CO] 20 Oct 2010 预计硬件更新后 的结果
启示和展望 从DAMA以及其他实验的启示和理论预期来 看,今后暗物质直接探测预计会沿着四 大方向发展:
• 1. 更低阈能、更低本底:两者不可 偏废 CDMSII, COGENT, CRESST 在低阈能的结果与 DAMA结果相符,而且都倾向于LDM • 比如:高能所陈勇等提出CCD+低温晶体以降低阈能 • 同时应该努力降低本底,否则对候选事例的判断仍 是两难。 不同Mw下的积分事例率 SI SD
2. 自旋相关:“浅矿区”的魅力 自旋无关 自旋相关 理论预计 作用截面 目前实验上限 1 106 目前实验规模 百公斤-吨 公斤 Ca. F 2(Eu)/Ba. F 2复合晶体:既侧重自旋相关的观测(F自 旋因子最大), 又兼顾自旋无关的观测(Ba最重)。
3. 不同于WIMP的暗物质:关键是新 方法 比如axion: • PVLAS: 激光照射磁场的真空,发现激光极化偏 转,1– 1. 5 me. V 。 • ADMX: axion dark matter experiment,1. 9 μe. V to 3. 53 μe. V • CAST,望远镜观测 solar axion, 第一阶段< 0. 02 e. V, CAST-II 将在 e. V 质量范围 寻找solar axion 。 • x-ray 卫星(Yohkoh、RHESSI、Hinode) 观测太阳x -ray。
4. 方向性 + 日调制:下一代 当前暗物质直接探测的根本问题:无法区分本 底事例和暗物质作用事例,即使追求“event by event”,也只能靠统计的方法给出概率估计。 →根本的出路在于开发 可测 核反冲方向、径 迹、射程的探测 器,通过观测 日调制,把 WIMP的核反冲与本底中子的核反冲区分开。 才能获 取WIMP的确切证 据。
方向性 + 日调 制 ( cygnus 2009 Whitepaper) • 所有的本底都没有日调制特征。 • 日调制幅度可高达 90%(比较年调制<7%)。 • 只需要O(10) 事例就可以区分 日调制的暗物质信 号和各向同性的本底。 法国MIMAC: 气体 μTPC, He 3, CF 4
谢谢
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