La Búsqueda Criogénica de Materia Oscura ( CDMS , por sus siglas en inglés) es una serie de experimentos diseñados para detectar directamente partículas de materia oscura en forma de Partículas Masivas de Interacción Débil (o WIMP, por sus siglas en inglés) . Mediante el uso de una serie de detectores de semiconductores a temperaturas de milikelvin , el CDMS ha establecido en ocasiones los límites más sensibles en las interacciones de la materia oscura WIMP con materiales terrestres (a fecha de 2018, los límites del CDMS no son los más sensibles). El primer experimento, el CDMS I , se llevó a cabo 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 en las profundidades de la mina Soudan en el norte de Minnesota y recopiló datos entre 2011 y 2015. La serie de experimentos continúa con SuperCDMS SNOLAB , un experimento ubicado en las instalaciones de SNOLAB cerca de Sudbury , Ontario , en Canadá , cuya construcción comenzó en 2018 y se espera que comience a recopilar datos a principios de la década de 2020.
Las observaciones de la estructura a gran escala del universo muestran que la materia se agrupa 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 gravitatoria a estas escalas, aunque esta masa no se ha observado directamente. Esto es un problema; la materia normal en el espacio se calienta hasta emitir luz, por lo que, si existe esta masa faltante, generalmente se supone que está en una forma que no se observa comúnmente en la Tierra.
A lo largo del tiempo se han propuesto varios candidatos para la masa faltante. Los primeros candidatos incluían bariones pesados que se habrían tenido que crear 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 de interacción débil o "WIMP". Como su nombre lo indica, las WIMP interactúan débilmente con la materia normal, lo que explica por qué no son fácilmente visibles. [1]
La detección de WIMP presenta un problema: si las interacciones de los WIMP son muy débiles, será extremadamente difícil detectarlas. Detectores como el CDMS y experimentos similares miden enormes cantidades de interacciones dentro del volumen del detector para encontrar los extremadamente raros eventos WIMP.
Los detectores CDMS miden la ionización y los fonones producidos por cada interacción de partículas en sus sustratos de cristal de silicio y germanio . [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 fonón difiere para las interacciones de partículas con electrones atómicos ("retrocesos electrónicos") y núcleos atómicos ("retrocesos nucleares"). La gran mayoría de las interacciones de partículas de fondo son retrocesos electrónicos, mientras que se espera que los WIMP (y los neutrones ) produzcan retrocesos nucleares. Esto permite identificar eventos de dispersión de WIMP a pesar de que son raros en comparación con la gran mayoría de interacciones de fondo no deseadas.
A partir de la supersimetría , la probabilidad de una interacción independiente del espín entre un WIMP y un núcleo estaría relacionada con la cantidad de nucleones en el núcleo. Por lo tanto, un WIMP tendría más probabilidades de interactuar 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 los detectores de silicio y germanio con una probabilidad similar. Al comparar las tasas de interacciones entre los detectores de silicio y germanio, el 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 milikelvin 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 de superconducción (TES) leídos por amplificadores SQUID , mientras que las señales de ionización se leen utilizando un amplificador FET . Los detectores CDMS también proporcionan datos sobre la forma del pulso de fonón, 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 un método similar fue propuesto para la detección de WIMP por Mark Goodman y Edward Witten [3] .
CDMS I recopiló datos de búsqueda de 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 entre 2003 y 2009 (toma de datos entre 2006 y 2008). [4] El experimento más nuevo, SuperCDMS (o SuperCDMS Soudan), con electrodos intercalados, más masa e incluso mejor rechazo de fondo, tomó 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 Sudán en un modo operativo (llamado modo CDMSlite) que se suponía que era sensible específicamente a WIMP de baja masa. Como el experimento CDMS utiliza múltiples tecnologías de detectores diferentes, en particular, dos 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 a veces reciben nombres como CDMS Ge, CDMS Si, CDMS II Si, etcétera.
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% del tiempo. [5] Se instalaron absorbedores 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 las pistas que se afirman en un nuevo experimento de germanio llamado CoGeNT y el resultado de modulación anual de larga data de DAMA/NaI y DAMA/LIBRA . [7]
Un análisis posterior de los datos publicado en Physical Review Letters en mayo de 2013 reveló 3 detecciones de WIMP con un ruido de fondo esperado de 0,7, con masas esperadas de WIMP, incluidos los neutralinos. Hay 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). Aunque no se trata de una prueba concluyente de la existencia de WIMP, esto aporta un gran peso a las teorías. [8] Esta señal fue observada por el experimento CDMS II y se denomina señal CDMS Si (a veces el experimento también se denomina CDMS Si) porque fue observada por los detectores de silicio.
Los resultados de la búsqueda SuperCDMS de octubre de 2012 a junio de 2013 se publicaron en junio de 2014, encontrando 11 eventos en la región de señal para masa WIMP menor a 30 GeV, y establecieron un límite superior para la sección transversal independiente del espín que desfavorece una señal reciente de baja masa de CoGeNT. [9]
Se ha planificado una segunda generación de SuperCDMS para SNOLAB. [10] [11] Esta es una ampliación de SuperCDMS Soudan en todos los aspectos:
El aumento de la masa del detector no es tan grande, porque aproximadamente el 25% de los detectores estarán hechos de silicio, [12] : 7 que pesa solo el 44%. [14] : 1 Llenar las 31 torres con esta proporción daría como resultado aproximadamente 222 kg.
Aunque el proyecto ha sufrido repetidos retrasos (los planes anteriores preveían que la construcción comenzara en 2014 [15] y 2016 [13] : 18–25 ), sigue activo, [14] con espacio asignado en SNOLAB y un inicio de construcción programado para principios de 2018. [10] : 9
La construcción del 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. [16]
En mayo de 2021, el detector SNOLAB SuperCDMS estaba en construcción y se estaban realizando las primeras pruebas científicas (o prototipos o estudios preliminares) con hardware de prueba y prototipos, 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 fines de 2023 y que las operaciones científicas duraran 4 años (con dos ejecuciones separadas) de 2023 a 2027, con posibles extensiones y desarrollos más allá de 2027. [17]
En mayo de 2022, la instalación del detector SNOLAB de SuperCDMS estaba en progreso, con un plan para comenzar la ejecución de 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 del SNOLAB de SuperCDMS 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 ( Germany Observatory for Dark Matter ), con una masa de detector de aproximadamente 1500 kg, ha expresado su interés en la ubicación del "Cryopit" de SNOLAB. [20]
Aumentar la masa del detector solo lo hace más sensible si no aumentan también las detecciones de fondo no deseadas, por lo que cada generación debe ser más limpia y estar mejor protegida que la anterior. El propósito de construir en diez etapas como esta es desarrollar las técnicas de protección necesarias antes de finalizar el diseño del GEODM.