ماده‌ی تاریک در سال ۲۰۱۴

0 0 0 0

توسط آزاده کیوانی , 12 ژانویه 2015

مشاهدات غیرمستقیم متنوع در مقیاس‌های کیهانی به همراه نتایج شبیه‌سازی‌های عددی پیچیده نشان می‌دهند که ماده‌ی جدیدی در عالم وجود دارد که عمدتا واکنش‌های گرانشی انجام می‌دهد. این ماده با هیچ یک از ذراتی که در مدل استاندارد فیزیک ذرات وجود دارند توضیح داده نمی‌شود و در نتیجه کشف آن منجر به شناخت جدیدی از مدل‌های فیزیک ذرات خواهد شد. نتایج اخیر ماموریت ماهواره‌ای پلانک در ارتباط با اندازه‌گیری‌های تابش زمینه‌ی کیهانی منطبق بر مدلی است که بیشتر عالم را متشکل از انرژی تاریک و ماده‌ی تاریک سرد (که به معنای غیرنسبیتی بودن است) می‌داند. براساس این نتایج ۶۸.۳٪ چگالی انرژی عالم از انرژی تاریک و ۲۶.۸٪ از ماده تاریک تشکیل شده است.

شکل ۱. برخورد ذرات ویمپ با هسته‌ی عناصر به کار رفته در یک آشکارساز.

ذرات ماده‌ی تاریک تا به امروز ناشناخته مانده‌اند. براساس مدل‌های تئوری، این ذرات احتمالا خنثی، سرد و پایدارند. کاندیداهای مختلفی برای این ذرات وجود دارد، مثلا «سبک‌ترین ذره‌ی ابرمتقارن»^(۱) در نظریه‌های ابرمتقارن که شامل نوترالینو^(۲)،‌ ذره‌ی T-odd و ذره‌ی ^(۳)LKP در مدل‌های چندبعدی می‌شود. این دسته از کاندیداهای ماده‌ی تاریک به ذرات پرجرم با واکنش‌های ضعیف یا ویمپ^(۴) معروفند. این ذرات جرمی بین یک ^(۵) GeV/c² تا چندین TeV/c² دارند.

اگر ذرات ماده‌ی تاریک علاوه بر واکنش گرانشی بتوانند از طریق نیروی ضعیف نیز واکنش انجام دهند، ممکن است بتوان اثر این ذرات را از فواصل نزدیک در حدود منظومه‌ی شمسی با آشکارسازهای زمینی مشاهده کرد. به این روش مشاهده‌ی ماده‌ی تاریک، روش مستقیم گفته می‌شود. از طرف دیگر در روش غیرمستقیم، محصولات واپاشی یا واکنش‌های ذرات ماده‌ی تاریک (مانند فوتون، نوترینو، پوزیترون و غیره) مشاهده می‌شوند که یا در آزمایش‌های ماهواره‌ای و یا در آزمایش‌های شتاب‌دهنده‌های زمینی صورت می‌گیرد. قبلا راجع به بعضی از آزمایش‌های غیرمستقیم نوشته بودیم (مثلا مقاله‌ی مربوط به رصدخانه‌ی هاک). این مقاله به بررسی آزمایش‌های مستقیم می‌پردازد.

آزمایش‌های آشکارسازی مستقیم ماده‌ی تاریک خود به دو دسته تقسیم می‌شوند. دسته‌ی اول آزمایش‌هاییند که برخوردهای مستقل از اسپین دارند و دسته‌ی دوم وابسته به اسپینند. وابسته به اسپین به این معنی است که ذرات ویمپ با اسپین‌های هسته‌ای جفت نشده‌ی ماده‌ی آشکارساز، جفت می‌شوند و در نتیجه سطح مقطع آن‌ها از معادله‌ی پیچیده‌تری تبعیت می‌کند.

پرتوهای گاما و ذرات بتا در آزمایش‌های ماده‌ی تاریک به عنوان ذرات پس‌زمینه یا خطای آزمایش به شما می‌روند و باید به دقت حذف شوند. اما مهم‌ترین ذرات زمینه‌ی این آزمایش‌ها واپس‌زدن هسته‌ای ناشی از نوترون‌ها و واکنش‌های لحظه‌ای شکافت هسته‌ای هستند که از سیگنال ذرات ماده‌ی تاریک قابل تفکیک نیستند. یکی از راه‌های تفکیک آن‌ها بررسی تعداد برخوردها و پراکندگی‌هاست. ذرات ماده‌ی تاریک که واکنش ضعیف دارند معمولا تنها یک برخورد انجام می‌دهند و به اصطلاح یک بار پراکنده می‌شوند ولی نوترون‌‌ها عموما طول آزاد متوسط کوتاه‌تری دارند و چند پراکندگی ایجاد می‌کنند. در نتیجه رخدادهای چندبرخوردی باید حذف شوند. علاوه بر این، عموما دور آشکارسازها مواد پرجرمی قرار داده می‌شوند که خطا را کم کنند. موادی با عدداتمی بالا مثل سرب یا مس و هم‌چنین مقدار زیادی آب برای کم‌کردن پس‌زمینه‌ی پرتوگاما مناسبند. پلی‌اتیلین و آب نیز برای کاهش نوترون‌ها به کار می‌روند. برای کاهش نوترون‌های ناشی از میون‌ها، آشکارسازهای ماده‌ی تاریک عموما در آزمایشگاه‌های زیرزمینی در عمق ۱-۲ کیلومتر ساخته می‌شوند. به کمک سنگ‌های بالای این آشکارسازها، شار میون‌ها تا ۵-۷ مرتبه‌ی بزرگی کم می‌شود.

شکل ۲: نتایج سطح مقطع برخوردهای ویمپ-هسته برحسب جرم ویمپ در واکنش‌های غیروابسته به اسپین ذرات. حدود به‌دست‌آمده از آزمایش‌های مختلف با هم در این نمودار مقایسه شده‌اند. آزمایش‌های XENON100 و LUX حساسیت بالاتری نسبت به باقی دارند.

شکل ۲ محدوده‌هایی را که آزمایش‌های مختلف برای سطح مقطع برخورد بر حسب جرم ذرات ماده‌ی تاریک به دست آورده‌اند خلاصه می‌کند. این شکل مربوط به آزمایش‌های مستقل از اسپین است. حساس‌ترین آزمایش‌ها در جرم‌های بالاتر از شش GeV/c^۲ ، آزمایش‌های XENON100 و LUX هستند. در جرم‌های پایین‌تر ماده‌ی تاریک، بهترین حدها را دو آزمایش SuperCDMS و CRESST-II به دست می‌دهند.

شکل ۳: نتایج سطح مقطع برخوردهای ویمپ-هسته بر حسب جرم ویمپ در واکنش‌های وابسته به اسپین ذرات. نمودار بالا مربوط به جفت شدن با اسپین پروتون و نمودار پایین مربوط به جفت شدن با اسپین نوترون است. بهترین حد به‌دست‌آمده در نمودار پایین مربوط به آزمایش XENON100 است.

یکی از تفاوت‌های اصلی این آزمایش‌ها در عنصر یا ماده‌ی به کار رفته جهت انجام واکنش بین ویمپ و هسته‌ها و ذرات آن ماده است. یک دسته از این آشکارساز‌ها از عناصری چون سدیم، ید و ژرمانیوم استفاده می‌کنند و دسته‌ی دیگر از گازهای نجیب چون زنون و آرگون.

شکل ۳ محدوده‌هایی را که آزمایش‌های وابسته به اسپین اندازه‌گیری کرده‌اند نشان می‌دهد. این آزمایش‌ها براین اساسند که ذرات ویمپ با اسپین پروتون یا نوترون جفت می‌شوند. در شکل بالا، حالت جفت‌شدن با پروتون نشان داده شده است. ماده‌ی به کار رفته برای واکنش، عنصر فلوئور است. نکته‌ی جالب توجه این نمودار اینست که این منحنی‌ها با نتایج رصدخانه‌ی IceCube که به طور غیرمستقیم به جستجوی ماده‌ی تاریک نیز می‌پردازد مقایسه شده است. نمودار پایین مربوط به جفت‌شدن ذره‌ی ویمپ با نوترون است.

هرچند در سال ۲۰۱۴ بهترین حدهایی که برای واکنش‌های ویمپ و هسته‌های مواد به کاررفته در آشکارسازها در هیچ‌یک از دو دسته‌ی مذکور بهبود نیافتند، ولی ۲۰۱۴ سال بسیار جالبی برای جستجوی ماده‌ی تاریک بوده است چرا که چندین آشکارساز جدید در جستجوی این ذرات شروع به کار کردند و یا حتی اولین نتایج علمی خود را منتشر کردند. یکی از جالب‌ترین‌ها، برطرف شدن برخی از ناهمگونی‌ها بین آزمایش‌های مختلف بوده است. برای مثال داده‌های جدید آزمایش CRESST عدم تطابقی که در جرم‌های پایین تا قبل از این مشاهده می‌شد را رفع کرد و یا در مورد آزمایش CoGeNT اهمیت آماری داده‌های غیرمنطبق تا حد زیادی کاهش یافت.

با تعداد زیادی از آزمایش‌هایی که در سال جدید مشغول به کار خواهند بود، نتایج بسیار بهتری در راستای کشف ماده‌ی تاریک انتظار می‌رود. آزمایش‌های جدیدی نیز که مقدار زیادی از مواد واکنشی دارند (در حد یک تُن) در حال ساخته شدن هستند. این آزمایش‌ها حساسیت برخوردهای هسته و ذارت ماده‌ی تاریک را تا ۱-۲ مرتبه‌ی بزرگی نسبت به آزمایش‌های در حال کار بالا می‌برند.

پروژه‌های زیادی به جستجوی ذرات ماده‌ی تاریک می‌پردازند که در این مقاله برخی از این پروژه‌ها و نتایج مهم آن‌ها بررسی شده است. برای جزییات بیشتر راجع به هریک از این آزمایشها به مقاله‌ی اصلی و منابعش رجوع کنید.