年调制幅度的能量分布 here T 2 1 yr and t

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