La búsqueda criogénica de materia oscura ( CDMS ) es una serie de experimentos diseñados para detectar directamente partículas de materia oscura en forma de partículas masivas de interacción débil (o WIMP) . Utilizando una serie de detectores de semiconductores a temperaturas de mikelvin , CDMS en ocasiones ha establecido los límites más sensibles a las interacciones de la materia oscura WIMP con materiales terrestres (a partir de 2018, los límites de CDMS no son los más sensibles). El primer experimento, CDMS I , se realizó en un túnel bajo el campus de la Universidad de Stanford . Le siguió el experimento CDMS II en la mina Soudan . El experimento más reciente, SuperCDMS (o SuperCDMS Soudan ), se ubicó a gran profundidad en la mina Soudan en el norte de Minnesota y recopiló datos desde 2011 hasta 2015. La serie de experimentos continúa con SuperCDMS SNOLAB , un experimento ubicado en las instalaciones de SNOLAB cerca de Sudbury . Ontario , en Canadá , que comenzó su construcción en 2018 y se espera que comience a tomar datos a principios de la década de 2020.
Las observaciones de la estructura a gran escala del universo muestran que la materia se agrega en estructuras muy grandes que no han tenido tiempo de formarse bajo la fuerza de su propia autogravitación. En general, se cree que alguna forma de masa faltante es responsable del aumento de la fuerza gravitacional en estas escalas, aunque esta masa no se ha observado directamente. Esto es un problema; La materia normal en el espacio se calentará hasta emitir luz, por lo que si esta masa faltante existe, generalmente se supone que está en una forma que no se observa comúnmente en la Tierra.
Con el tiempo se han presentado varias propuestas de candidatos para la masa faltante. Los primeros candidatos incluían bariones pesados que habrían tenido que crearse en el Big Bang , pero trabajos más recientes sobre nucleosíntesis parecen haber descartado la mayoría de ellos. [1] Otro candidato son nuevos tipos de partículas conocidas como partículas masivas que interactúan débilmente o "WIMP". Como su nombre lo indica, los WIMP interactúan débilmente con la materia normal, lo que explica por qué no son fácilmente visibles. [1]
Por tanto, la detección de WIMP presenta un problema; Si los WIMP interactúan muy débilmente, detectarlos será extremadamente difícil. Detectores como CDMS y experimentos similares miden una gran cantidad de interacciones dentro de su volumen de detector para encontrar eventos WIMP extremadamente raros.
Los detectores CDMS miden la ionización y los fonones producidos por cada interacción de partículas en sus sustratos de cristal de germanio y silicio . [1] Estas dos mediciones determinan la energía depositada en el cristal en cada interacción, pero también dan información sobre qué tipo de partícula causó el evento. La relación entre la señal de ionización y la señal de fonones difiere para las interacciones de partículas con electrones atómicos ("retrocesos de electrones") y núcleos atómicos ("retrocesos nucleares"). La gran mayoría de las interacciones de partículas de fondo son retrocesos de electrones, mientras que se espera que los WIMP (y los neutrones ) produzcan retrocesos nucleares. Esto permite identificar eventos de dispersión de WIMP aunque sean raros en comparación con la gran mayoría de interacciones en segundo plano no deseadas.
Desde la supersimetría , la probabilidad de una interacción independiente del espín entre un WIMP y un núcleo estaría relacionada con el número de nucleones en el núcleo. Por lo tanto, sería más probable que un WIMP interactúe con un detector de germanio que con un detector de silicio, ya que el germanio es un elemento mucho más pesado. Los neutrones podrían interactuar con detectores de silicio y germanio con probabilidades similares. Al comparar las tasas de interacciones entre los detectores de silicio y germanio, CDMS puede determinar la probabilidad de que las interacciones sean causadas por neutrones.
Los detectores CDMS son discos de germanio o silicio, enfriados a temperaturas de mikelvin mediante un refrigerador de dilución . Las temperaturas extremadamente bajas son necesarias para limitar el ruido térmico que, de otro modo, oscurecería las señales de fonones de las interacciones de partículas. La detección de fonones se logra con sensores de borde de transición (TES) de superconducción leídos por amplificadores SQUID , mientras que las señales de ionización se leen usando un amplificador FET . Los detectores CDMS también proporcionan datos sobre la forma del pulso de fonones, lo que es crucial para rechazar eventos de fondo cercanos a la superficie.
La detección bolométrica de neutrinos con semiconductores a baja temperatura fue propuesta por primera vez por Blas Cabrera , Lawrence M. Krauss y Frank Wilczek , [2] y Mark Goodman y Edward Witten propusieron un método similar para la detección de WIMP . [3]
CDMS Recopilé datos de búsqueda WIMP en un sitio subterráneo poco profundo (llamado SUF, Stanford Underground Facility) en la Universidad de Stanford entre 1998 y 2002. CDMS II operó (con la colaboración de la Universidad de Minnesota ) en la mina Soudan de 2003 a 2009 (toma de datos de 2006 a 2008). [4] El experimento más nuevo, SuperCDMS (o SuperCDMS Soudan), con electrodos entrelazados, más masa e incluso mejor rechazo de fondo, estaba tomando datos en Soudan entre 2011 y 2015. La serie de experimentos continúa con SuperCDMS SNOLAB, actualmente (2018) en construcción en SNOLAB y que se completará a principios de la década de 2020.
La serie de experimentos también incluye el experimento CDMSlite que utilizó detectores SuperCDMS en Soudan en un modo operativo (llamado modo CDMSlite) que debía ser sensible específicamente a WIMP de baja masa. Como el experimento CDMS utiliza múltiples tecnologías de detectores diferentes, en particular, 2 tipos de detectores basados en germanio o silicio, respectivamente, los experimentos derivados de alguna configuración específica de los detectores del experimento CDMS y los diferentes conjuntos de datos así recopilados son a veces nombres de pila como CDMS Ge, CDMS Si, CDMS II Si, etc.
El 17 de diciembre de 2009, la colaboración anunció la posible detección de dos WIMP candidatos, uno el 8 de agosto de 2007 y el otro el 27 de octubre de 2007. Debido al bajo número de eventos, el equipo pudo excluir los falsos positivos del ruido de fondo. como las colisiones de neutrones . Se estima que dicho ruido produciría dos o más eventos el 25% de las veces. [5] Se instalaron absorbentes de polietileno para reducir cualquier fondo de neutrones. [6]
Un análisis de 2011 con umbrales de energía más bajos buscó evidencia de WIMP de baja masa (M <9 GeV). Sus límites descartan los indicios reclamados por un nuevo experimento de germanio llamado CoGeNT y el resultado de modulación anual de larga data DAMA/NaI , DAMA/LIBRA . [7]
Un análisis más detallado de los datos en Physical Review Letters de mayo de 2013 reveló 3 detecciones de WIMP con un fondo esperado de 0,7, con masas esperadas de WIMP, incluidos los neutralinos. Existe una probabilidad del 0,19 % de que se trate de ruido de fondo anómalo, lo que da al resultado un nivel de confianza del 99,8 % (3 sigmas). Si bien no hay pruebas concluyentes de los WIMP, esto proporciona un gran peso a las teorías. [8] Esta señal fue observada mediante el experimento CDMS II y se llama señal CDMS Si (a veces el experimento también se llama CDMS Si) porque fue observada por los detectores de silicio.
Los resultados de la búsqueda de SuperCDMS de octubre de 2012 a junio de 2013 se publicaron en junio de 2014 y encontraron 11 eventos en la región de la señal para una masa WIMP inferior a 30 GeV, y establecieron un límite superior para la sección transversal independiente del espín que desfavorece una señal reciente de baja masa CoGeNT. [9]
Está prevista una segunda generación de SuperCDMS para SNOLAB. [10] [11] Esto se amplía desde SuperCDMS Soudan en todos los sentidos:
El aumento en la masa del detector no es tan grande, porque aproximadamente el 25% de los detectores estarán hechos de silicio, [12] : 7 , que sólo pesa el 44%. [14] : 1 Llenar las 31 torres con esta proporción daría como resultado unos 222 kg
Aunque el proyecto ha sufrido repetidos retrasos (los planes anteriores esperaban que la construcción comenzara en 2014 [15] y 2016 [13] : 18–25 ), permanece activo, [14] con espacio asignado en SNOLAB y un inicio de construcción programado a principios de 2018. [10] : 9
La construcción de SuperCDMS en SNOLAB comenzó en 2018 y sus operaciones comenzaron a principios de la década de 2020. El presupuesto del proyecto en ese momento era de 34 millones de dólares. [dieciséis]
En mayo de 2021, el detector SuperCDMS SNOLAB estaba en construcción, y se estaban realizando pruebas científicas (o prototipos o estudios preliminares) con hardware de prototipos/pruebas, tanto en la ubicación de SNOLAB como en otras ubicaciones. Se esperaba que el detector completo estuviera listo para la toma de datos científicos a finales de 2023, y que las operaciones científicas duraran 4 años (con dos ejecuciones separadas), 2023-2027, con posibles extensiones y desarrollos más allá de 2027. [17]
En mayo de 2022, la instalación del detector SuperCDMS SNOLAB estaba en progreso, con un plan para comenzar la puesta en servicio en 2023. La primera ejecución científica con la carga útil completa del detector a principios de 2024 y el primer resultado a principios de 2025. [18]
En junio de 2023, la instalación de SuperCDMS SNOLAB estaba en pleno apogeo. Se esperaba que la puesta en servicio comenzara en 2024. [19]
Se prevé una tercera generación de SuperCDMS, [10] aunque todavía se encuentra en la fase inicial de planificación. GEODM ( Observatorio GErmanium de Materia Oscura ), con aproximadamente 1.500 kg de masa detectora, ha expresado interés en el emplazamiento "Cryopit" de SNOLAB. [20]
Aumentar la masa del detector sólo hace que el detector sea más sensible si las detecciones de fondo no deseadas no aumentan también, por lo que cada generación debe estar más limpia y mejor protegida que la anterior. El propósito de construir en diez etapas como esta es desarrollar las técnicas de blindaje necesarias antes de finalizar el diseño del GEODM.