余釗煥，陳璟錕，姚道新，王 青，張宏浩

(1.中山大學(xué)物理科學(xué)與工程技術(shù)學(xué)院，廣東 廣州 510275；2.中國科學(xué)院高能物理研究所，北京 100049；3.清華大學(xué)物理系，北京 100084)

近十幾年來，各種天文學(xué)和宇宙學(xué)的精確觀測結(jié)果已經(jīng)無可異議地證明，除了可見(發(fā)出電磁波)物質(zhì)外，宇宙中還包含著許多隱藏著的組分[1-3]。其中不發(fā)光的、僅表現(xiàn)出萬有引力效應(yīng)的物質(zhì)，被稱為暗物質(zhì)。當(dāng)前某些觀測結(jié)果表明，暗物質(zhì)廣泛存在矮星系、星系、星系團(tuán)、宇宙大尺度結(jié)構(gòu)中，而且其當(dāng)前豐度約為普通可見物質(zhì)豐度的5倍[2-3]。

各種天文學(xué)觀測初步揭示出的暗物質(zhì)特性有：①暗物質(zhì)是穩(wěn)定的，即使會衰變，其衰變時間也應(yīng)該超過或者相當(dāng)于宇宙年齡尺度的時間，否則我們能很容易地接收到暗物質(zhì)衰變信號；②由于暗物質(zhì)具有引力效應(yīng)，又從未在光學(xué)、射電望遠(yuǎn)鏡中被發(fā)現(xiàn)到，我們推測暗物質(zhì)應(yīng)該是電中性的，即不能與光子有直接的耦合；③暗物質(zhì)主要是非重子物質(zhì)；④暗物質(zhì)主要是冷的，即暗物質(zhì)退耦時的宇宙溫度應(yīng)該遠(yuǎn)小于其質(zhì)量(自然單位制下)。

目前理論研究中最有可能的一類暗物質(zhì)粒子候選者統(tǒng)稱為WIMP(Weakly Interacting Massive Particle，弱相互作用大質(zhì)量粒子)。理論研究傾向于WIMP的原因是，如果有一種粒子，它的質(zhì)量約在幾個GeV到TeV之間，相互作用強(qiáng)度在弱作用尺度上，則可以很好地同時解釋觀測到的暗物質(zhì)遺跡密度和宇宙大尺度結(jié)構(gòu)形成等問題。這是一種理論上的巧合，通常被稱為“WIMP奇跡”。另一方面，在粒子物理標(biāo)準(zhǔn)模型中在弱作用能標(biāo)上出現(xiàn)的各種疑難(規(guī)范等級、精細(xì)調(diào)節(jié)等問題)，一般可以經(jīng)由一些超出標(biāo)準(zhǔn)模型的新物理模型來解釋，而這些新物理模型通常會自然地包含一些可能構(gòu)成暗物質(zhì)的WIMP。

據(jù)此，當(dāng)前暗物質(zhì)研究的主要精力集中在對WIMP的研究上，而當(dāng)前的實驗技術(shù)水平也已經(jīng)發(fā)展到了能夠探測WIMP的程度。驗證WIMP存在可能性的各種實驗主要可分為三類：①間接探測實驗，尋找WIMP自湮滅或衰變的產(chǎn)物粒子信號；②直接探測實驗，探測WIMP與原子核相互作用產(chǎn)生的光學(xué)、聲學(xué)、電子學(xué)信號；③對撞機(jī)探測實驗，在對撞機(jī)上尋找WIMP的產(chǎn)生事例。這三種探測方式具有很好的互補(bǔ)性，在唯象學(xué)研究中聯(lián)合應(yīng)用不同探測實驗的結(jié)果可對暗物質(zhì)參數(shù)空間給出更嚴(yán)格的限制[4-5]。本文主要綜述當(dāng)前的暗物質(zhì)直接探測的實驗研究，對于間接探測和對撞機(jī)探測實驗將另文介紹。

1 暗物質(zhì)直接探測實驗基本原理

按照天文學(xué)和宇宙學(xué)的觀測結(jié)果推斷，銀河系有一個暗物質(zhì)構(gòu)成的暈，這個暈的凈角動量可能接近于零。銀河系內(nèi)部處處存在著暗物質(zhì)。因此，地球以及其它發(fā)光天體和物質(zhì)如同大海中的魚一樣“浸泡”在由暗物質(zhì)構(gòu)成的“海洋”中，而且，地球附近的暗物質(zhì)能量密度不小，達(dá)到約0.4 GeV cm-3。假定WIMP與核子所含夸克或膠子之間具有弱作用尺度上的相互作用，WIMP就可以與原子核發(fā)生碰撞作用。因而，在地球上放置一些探測物質(zhì)，則WIMP與這些物質(zhì)的碰撞可能會產(chǎn)生能夠測量到的信號。直接探測實驗的核心思路就是探測WIMP與原子核發(fā)生彈性碰撞或非彈性碰撞時所產(chǎn)生的核反沖信號[6-7]。一般說來，非彈性碰撞造成的反沖核能量要比彈性碰撞造成的小一些，因而會更難以探測到，故實驗上大多先以彈性碰撞為假設(shè)處理實驗數(shù)據(jù)。

單個WIMP與單個核子發(fā)生彈性碰撞的概率(散射截面)主要取決于被碰撞原子核的質(zhì)量和自旋。對于與自旋無關(guān)的相互作用，原子核中的各個核子對散射截面的貢獻(xiàn)是可以累加的，從而隨著原子核質(zhì)量數(shù)的增大，散射截面也會跟著增大，因此絕大多數(shù)直接探測實驗均采用大質(zhì)量數(shù)原子核作為探測物質(zhì)，但這也可能導(dǎo)致對自旋相關(guān)相互作用的探測或排除能力遠(yuǎn)低于自旋無關(guān)的。對于自旋相關(guān)的相互作用，散射截面除與原子核質(zhì)量數(shù)相關(guān)之外，還取決于原子核內(nèi)質(zhì)子和中子各自在原子核總自旋上貢獻(xiàn)的平均凈含量。由于原子核內(nèi)各個質(zhì)子(或中子)的自旋大多相互抵消，對總自旋的凈貢獻(xiàn)一般不大。而且對于實驗上采用的不同原子核，質(zhì)子和中子的自旋貢獻(xiàn)也經(jīng)常相差甚大，故各實驗組一般會分開發(fā)布WIMP-質(zhì)子和WIMP-中子的散射截面測量結(jié)果。由于WIMP與原子核的相互作用很弱，實驗時可能的真實事例率相當(dāng)?shù)?，背景事例非常多。為了增加事例?shù)，必須制造更多的探測物質(zhì)，并尋求能夠提高信噪比的探測技術(shù)，這是所有直接探測實驗的目標(biāo)。

直接探測的最大障礙來源于各種背景事例，主要包括來自太空的γ射線、μ子，以及來自材料污染和同位素的α衰變、β衰變和中子流。即使經(jīng)過屏障的抵擋和材料的提純之后，這些背景事例仍然遠(yuǎn)遠(yuǎn)多于WIMP微弱的信號事例。當(dāng)然，屏障并不會減少WIMP的事例數(shù)，因為對于如此小的弱作用散射截面，屏障對WIMP來說幾乎是透明的。而且，地球周圍的WIMP在空間中的分布被認(rèn)為是均勻的。為此，直接探測實驗均安置在地下深處，同時還建造厚重的復(fù)合防御壁壘，從而達(dá)到屏蔽多數(shù)背景事例的目的。但是，實驗材料本身產(chǎn)生的背景事例是不可能屏蔽的，這就對材料的純度要提出很高的要求。

WIMP與探測物質(zhì)的相對速度也會影響到碰撞事例率。因為地球繞太陽的公轉(zhuǎn)，銀河系中的WIMP與地球的相對速度會出現(xiàn)了一個年度性的變化，從而導(dǎo)致測量信號的年度調(diào)制現(xiàn)象。有的直接探測實驗就是基于這一調(diào)制現(xiàn)象設(shè)計的，如DAMA。由于背景噪聲事例總是隨機(jī)出現(xiàn)的(對此有些人有不同意見，見后面的討論)，不可能有年度調(diào)制現(xiàn)象，因此基于調(diào)制現(xiàn)象的實驗不需要進(jìn)行排除本底的分析，這類實驗的關(guān)鍵在于將類似于周期為一年的正弦函數(shù)分布的事例數(shù)的時間變化測量出來。這種調(diào)制現(xiàn)象完全獨立于WIMP的模型，但同時也存在一些爭議。

另一方面，當(dāng)WIMP與探測材料發(fā)生碰撞時，被碰撞的既有可能是電子，也有可能是原子核。因為原子核的質(zhì)量遠(yuǎn)大于電子，所以WIMP被認(rèn)為只會與核子發(fā)生碰撞。但在實際的實驗過程中，電子造成的事例數(shù)一般遠(yuǎn)大于原子核造成的。因此，在實驗上還必須設(shè)計出利用反沖效應(yīng)有效地區(qū)分電子事例和原子核事例的技術(shù)手段。

2 直接探測實驗簡述

當(dāng)前暗物質(zhì)直接探測實驗繁多，所探測的核反沖信號一般通過聲子、光和電荷這三類信號為載體收集起來。以聲子為收集信號的有PICASSO、COUPP和SIMPLE等；以光為收集信號的有DAMA、KIMS、XMASS和DEAP/CLEAN等；以電荷為收集信號的有CoGeNT、TEXONO和CDEX等。此外，還有通過同時收集兩種信號以期更好地辨認(rèn)暗物質(zhì)信號的實驗，例如，CDMS和EDELWEISS收集聲子和電荷兩種信號，CRESST收集聲子和光兩種信號，ZEPLIN、XENON、LUX、ArDM、WARP和PANDAX等收集電荷和光兩種信號。在這些實驗中，CDEX和PANDAX是正在進(jìn)行的我國自主實驗。下面簡要介紹幾類主要實驗。

2.1 年度調(diào)制信號實驗

年度調(diào)制信號實驗的典型代表是DAMA/LIBRA[8]，該實驗位于意大利的Gran Sasso國家實驗室，LIBRA是DAMA的后續(xù)發(fā)展實驗，由25個9.7 kg的NaI晶體組成探測陣列(其中9個來源于DAMA)。在探測器外部還包裹著由銅、鉛、鎘、聚乙烯、石蠟以及混凝土組成的防輻射層。所有材料在使用前均經(jīng)過去除發(fā)射性元素的處理。經(jīng)過7年的數(shù)據(jù)收集(其中LIBRA收集了4年)發(fā)現(xiàn)在2～6 keV能量間隔內(nèi)的事例數(shù)存在近似年度性的調(diào)制，實驗者認(rèn)為這就是暗物質(zhì)存在的證據(jù)。他們的理由為：放射性元素的衰減不具有年度調(diào)制性；而對于 > 6 keV的事件以及二次碰撞的事件(一般認(rèn)為WIMP在短時間內(nèi)不可能發(fā)生兩次碰撞)，都不具有調(diào)制性；蒙特卡羅模擬顯示，背景輻射透過防御層后無法引發(fā)這種量級的事件數(shù)；實驗溫度的波動也不會引起調(diào)制；擬合周期接近1年并且總是在每年6月達(dá)到峰值。

對此，也有人提出質(zhì)疑。首先是作者沒有對2～6 keV的事件加以區(qū)分，過早地認(rèn)為這種調(diào)制由WIMP引起的理由并不充分。其次，其他具有足夠探測能力的實驗在相同的能量范圍內(nèi)都無法找到WIMP存在的證據(jù)。最后，如果用其他實驗的數(shù)據(jù)處理方式對DAMA的數(shù)據(jù)進(jìn)行處理，會得出與DAMA實驗組的處理方式相矛盾的結(jié)果。也有人稱看到這個調(diào)制與μ子的調(diào)制及中子的調(diào)制有關(guān)聯(lián)。目前，這種爭論還在持續(xù)，尚無明確定論。

2.2 低溫實驗

在幾K溫度下，一些物理現(xiàn)象可用于設(shè)計實驗信息傳感器：事例對應(yīng)的反沖能可以通過收集到的熱量或聲子數(shù)來推算；加載電場使電荷載體發(fā)生漂移并被捕獲；對巨大的聲子信號采用電離測量；一些具有臨界溫度的物理效應(yīng)提供了精確的聲子測量法。利用這些現(xiàn)象進(jìn)行的暗物質(zhì)直接探測實驗必須先將溫度探測材料的溫度降到1 K的量級，屬于低溫實驗。

低溫實驗的典型代表是CDMS[9]，它利用硅和鍺作為暗物質(zhì)探測器。位于蘇丹地下實驗室的CDMS II實驗，由19個鍺和11個硅固態(tài)探測器組成。探測器為碟狀，直徑7.6 cm，厚1 cm，工作溫度約40 mK，平均安裝在5個“塔”中。實驗裝置放置在多層復(fù)合壁壘中。

電子或原子核反沖導(dǎo)致的電離輻射會在半導(dǎo)體晶體中產(chǎn)生電子-空穴對和一系列高頻率的無熱聲子。通過對晶體加載電場，讓電子和空穴漂移到相反的同軸電極上，被電荷放大器捕獲并測量。高頻聲子到達(dá)探測器表面后被超導(dǎo)薄膜電路所接收。在相同的反沖能下，電子與原子核具有完全不同的電離能力，但在探測器表面附近反沖的粒子的電離能力會被抑制而造成誤判。通過分析聲子信號的上升沿時間，可以判斷事例的位置并排除表面事例。在實驗前，通過人為加入電子源和中子源定標(biāo)出電子與原子核事例的分布區(qū)域，再以WIMP假設(shè)估計出最低反沖能。只有通過時間參數(shù)切割并位于原子核事例區(qū)域的信號才會被認(rèn)為是疑似WIMP信號。

CDMS II的改進(jìn)實驗SuperCDMS制造出全新的直徑7.62 cm、厚2.54 cm的晶體，質(zhì)量約為CDMS-II的2.54倍。2008年底，蘇丹地下實驗室建成2個各含6個探測單元的超級“塔”， 在不久的將來將會發(fā)布新的實驗結(jié)果。

與CDMS類似的低溫實驗還有EDELWEISS-II，CRESST，ULTIMA，原理是類似的，但采用的探測物質(zhì)不同，因此實驗技術(shù)上有一定的差別。

2.3 稀有氣體實驗

利用氖(CLEAN)，氬(ArDM，WARP，DEAP)和氙(XENON100，ZEPLIN-III，LUX，XMASS，PANDAX)等稀有氣體液化后性質(zhì)，可以架設(shè)一系列優(yōu)秀的直接探測實驗?？梢酝ㄟ^對貴液體(noble liquid，液態(tài)稀有氣體)連續(xù)不斷的循環(huán)和提純有效地抑制內(nèi)部背景事例，而且容易建立大質(zhì)量的探測器，擴(kuò)建時只需將探測器容積和數(shù)據(jù)讀取系統(tǒng)放大。

反沖粒子與探測物質(zhì)的相互作用會導(dǎo)致探測物質(zhì)在發(fā)生離子化的同時進(jìn)入激發(fā)態(tài)。這種激發(fā)態(tài)有可能是單態(tài)，也可能是三重態(tài)，它們具有不同的衰變時間[10]。電子和原子核的反沖所產(chǎn)生的單重態(tài)與三重態(tài)數(shù)目比值上的差異足以區(qū)分事例種類。衰變所釋放的光子被儀器上下平行的光電倍增管陣列所吸收。

在液體上方充滿氣態(tài)的同類元素。因離子化產(chǎn)生的電子被漂移電場萃取出液體，到達(dá)上方氣體時發(fā)生場致發(fā)光現(xiàn)象。這個光信號大小正比于電子數(shù)。與CDMS的數(shù)據(jù)切割類似，利用衰變和場致發(fā)光的兩種光信號以及電子倍增管陣列得到的XY坐標(biāo)，去除表面事例和電子事例[11-12]。

2.4 我國的直接探測實驗

我國當(dāng)前正在進(jìn)行的兩個直接探測實驗是CDEX和PANDAX，均位于四川省的中國錦屏地下實驗室(CPJL)。從屏障宇宙線的角度來說，CJPL擁有當(dāng)前世界上最深的巖石負(fù)載量，為降低直接探測實驗本底提供了極其有利的條件。

CDEX實驗由清華大學(xué)主導(dǎo)開展，采用超低能量閾高純鍺探測器進(jìn)行探測[13]。屏蔽系統(tǒng)的最外層用1 m厚的聚乙烯對背景快中子進(jìn)行慢化和吸收，然后用一個20 cm厚的鉛層降低環(huán)境γ射線背景，再下一層是15 cm的鋼鐵支撐結(jié)構(gòu)，再里面是一層20 cm厚的摻硼聚乙烯以吸收熱中子，最里的一層是用來吸收殘留γ射線的10 cm厚無氧高導(dǎo)電銅。銅層里面的長方體內(nèi)部空間，寬長高為2 m×2.5 m×2 m，用于安放超低能量閾高純鍺探測器，這個空間足以安放一個噸級質(zhì)量的高純鍺探測器陣列。為了消除氡氣背景，內(nèi)部空間用持續(xù)更新的高純度氮氣進(jìn)行屏蔽保護(hù)。

當(dāng)前CDEX的目標(biāo)是用一個具有超低能量閾(<400 eV)的噸級點接觸鍺陣列探測器進(jìn)行暗物質(zhì)直接探測。目前，已經(jīng)用20 g高純鍺完成了首次運行，得到了超過60 d的數(shù)據(jù)。一個1 kg的點接觸鍺探測器正在測試運行，并同時開展10 kg的探測器的研究。按照目前的計劃，用1 t的探測物質(zhì)運行1年后，有望在暗物質(zhì)低質(zhì)量區(qū)域(約1至10 GeV)獲得比其它實驗高得多的實驗精度(對WIMP-核子自旋無關(guān)散射截面的探測精度≤10-42cm2)。

PANDAX實驗由上海交通大學(xué)主導(dǎo)開展，采用雙相氙時間投影室進(jìn)行探測，屬于2.3節(jié)所述稀有氣體實驗。實驗準(zhǔn)備設(shè)計為三個階段：第一個階段用120 kg的靶物質(zhì)運行，需要300 kg的氙，使用143+37個光電倍增管；第二個階段用500 kg的靶物質(zhì)運行，需要1.3 t的氙，同樣使用143+37個光電倍增管；第三個階段用1.5 t的靶物質(zhì)運行，需要3 t的氙，并增加光電倍增管的數(shù)目。第一階段與第二階段采用相同的內(nèi)外容器，可以從第一階段直接升級到第二階段。第三階段采用與前兩個階段不同的內(nèi)外容器，但外部屏障層不變。

目前，PANDAX的內(nèi)外容器均已制作出原型，并與制冷和凈化系統(tǒng)裝配運行，正在進(jìn)行各種測試。實驗預(yù)期在2012年第一季度投入試運行，并在2012年下半年發(fā)布首批結(jié)果。對于WIMP-核子自旋無關(guān)散射截面，PANDAX第一階段的精度預(yù)期將比2011年的XENON100結(jié)果提高約1個量級，而第二階段的預(yù)期精度還將再提高約1個量級。

3 當(dāng)前直接探測實驗結(jié)果

當(dāng)前，有許多暗物質(zhì)直接探測實驗已經(jīng)發(fā)布了它們的直接探測結(jié)果[14-28]，比較新、限制比較強(qiáng)的實驗結(jié)果分別展示在圖1、圖2和圖3中。各圖中DAMA/LIBRA的3σ和5σ疑似信號區(qū)域來自于文獻(xiàn)[22]的分析結(jié)果，其使用數(shù)據(jù)來自文獻(xiàn)[21]，標(biāo)有(chan.)的區(qū)域是考慮了隧道效應(yīng)的，未標(biāo)明的則沒有考慮隧道效應(yīng)。值得注意的是，對DAMA/LIBRA數(shù)據(jù)的不同分析方法給出的分析結(jié)果可能會不盡相同。

圖1 當(dāng)前暗物質(zhì)直接探測實驗給出的WIMP-核子自旋無關(guān)散射截面的排除線和疑似信號區(qū)域

圖1展示了當(dāng)前暗物質(zhì)直接探測實驗給出的WIMP-核子自旋無關(guān)散射截面的排除線和疑似信號區(qū)域[14-22]。從圖中可以看出，到2011年，已有DAMA/LIBRA、CoGeNT和CRESST-II三個實驗組給出有WIMP疑似信號區(qū)域的結(jié)果，但它們各自給出的區(qū)域幾乎沒有交迭之處。而且，其它幾個零信號的實驗把它們的疑似信號區(qū)域都排除了，最強(qiáng)的排除線來自XENON實驗組。這些疑似信號在目前的暗物質(zhì)探測研究中爭議頗大，對暗物質(zhì)粒子是否已經(jīng)找到還不能有一個定論。另外，CDMS-II還曾在2010年聲稱找到了兩個WIMP信號的疑似事例[14]，但這兩種事例所處位置與非信號事例很接近，不能完全確證?？梢哉f，現(xiàn)在各個直接探測實驗的給出的結(jié)果有些相互矛盾。

圖2 當(dāng)前暗物質(zhì)直接探測實驗給出的WIMP-質(zhì)子自旋相關(guān)散射截面的排除線和疑似信號區(qū)域

圖3 當(dāng)前暗物質(zhì)直接探測實驗給出的WIMP-中子自旋相關(guān)散射截面的排除線和疑似信號區(qū)域

對于聲稱發(fā)現(xiàn)WIMP疑似信號的實驗，目前有如下一些質(zhì)疑。DAMA/LIBRA測量到的信號是年度調(diào)制信號，而受地球公轉(zhuǎn)影響呈現(xiàn)出年度調(diào)制現(xiàn)象的因素很多(例如，一年四季實驗所處地區(qū)的溫度就會呈現(xiàn)出年度變化)，這些年度調(diào)制因素也很可能會造成實驗背景信號的年度調(diào)制現(xiàn)象，從而造成假信號。CoGeNT的信號是在低能區(qū)(電離能在0.3到2.5 keV電子等價能量處)發(fā)現(xiàn)的。實驗組在考慮了所有他們能想到的系統(tǒng)背景事例，還需要加入一個額外的峰狀結(jié)構(gòu)才能擬合實驗數(shù)據(jù)，如果將此峰狀結(jié)構(gòu)視為WIMP所造成的，則可得出疑似信號。但這種情況也可能是某個未知的系統(tǒng)因素所造成的，畢竟低能區(qū)更容易受到干擾。CRESST實驗的方法與CDMS相當(dāng)類似，但CRESST-II卻在CDMS-II的已排除區(qū)域中找到疑似信號，這種信號也容易令人懷疑是否有某些系統(tǒng)因素沒有顧及到。

圖2和圖3展示了當(dāng)前暗物質(zhì)直接探測實驗給出的WIMP-核子自旋相關(guān)散射截面的排除線和疑似信號區(qū)域，圖2是WIMP與純質(zhì)子發(fā)生散射時的結(jié)果，最強(qiáng)的排除線來自SIMPLE實驗組[21-26]。圖3是WIMP與純中子發(fā)生散射時的結(jié)果，最強(qiáng)的排除線由XENON和ZEPLIN給出[17,21-23,27-28]。與圖1對比，可以明顯看出，當(dāng)前實驗對WIMP-核子自旋相關(guān)相互作用的排除能力是遠(yuǎn)不如自旋無關(guān)相互作用的，差了好幾個量級。這主要是因為如前所述，對自旋無關(guān)相互作用的探測能力可以通過使用質(zhì)量數(shù)較大的原子核來提高，而自旋相關(guān)相互作用無此優(yōu)勢，實際實驗過程對后者的探測能力就差了很多。

4 總 結(jié)

當(dāng)前，關(guān)于暗物質(zhì)的研究已經(jīng)成為物理學(xué)和天文學(xué)前沿研究的熱點問題，引起實驗界和理論界的廣泛關(guān)注。在世界范圍內(nèi)，暗物質(zhì)直接探測實驗很多，實驗探測能力也逐漸達(dá)到探測WIMP的水平，而且探測能力還在隨著一年年的發(fā)展逐步提高。各個實驗組采取的探測手段，有的類似，有的截然不同，可以說，相互之間具有很好的互補(bǔ)性。畢竟，暗物質(zhì)直接探測實驗是一種高背景低信號的實驗，系統(tǒng)和統(tǒng)計上的不確定性都很大。如果各個手段不同的實驗組能夠給出相對一致的WIMP探測結(jié)果，才能比較確切地證實或證偽WIMP的存在性。

現(xiàn)在有的直接探測實驗已經(jīng)聲稱發(fā)現(xiàn)了WIMP的疑似信號，但有的實驗卻將這些疑似信號區(qū)域完全排除了。這是一個明顯的矛盾，需要在下一步的實驗中進(jìn)行確證。理論研究者一般選取其中一些實驗結(jié)果進(jìn)行唯象學(xué)研究，例如文獻(xiàn)[4-5]用到的是XENON合作組的結(jié)果。

近幾年來直接探測實驗的發(fā)展非常迅速，我國的實驗者也已經(jīng)投入到研究的潮流之中，相信在不久的將來能夠?qū)IMP假設(shè)作出決定性的判定。然而，WIMP假設(shè)畢竟只是解決暗物質(zhì)疑難的一種途徑，即使WIMP假設(shè)不成立，也需要有其他途徑來解釋暗物質(zhì)現(xiàn)象。從這方面來說，暗物質(zhì)研究可能還將在物理學(xué)前沿上繼續(xù)發(fā)展很多年。

參考文獻(xiàn)：

[1]TEGMARK M,EISENSTEIN D J,STRAUSS M A,et al.SDSS collaboration.Cosmological constraints from the SDSS luminous red galaxies [J].Physical Review D,2006,74: 123507 [arXiv:astro-ph/0608632].

[2]KOMATSU E,DUNKLEY J,NOLTA M R,et al.WMAP collaboration.Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation [J].The Astrophysical Journal Supplement Series,2009,180: 330-376 [arXiv:0803.0547 [astro-ph]].

[3]KOMATSU E,SMITH K M,DUNKLEY J,et al.WMAP collaboration.Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation [J].The Astrophysical Journal Supplement Series,2011,192: 18 [arXiv:1001.4538 [astro-ph.CO]].

[4]ZHENG Jia-ming,YU Zhao-huan,SHAO Jun-wen,et al.Constraining the interaction strength between dark matter and visible matter: I.fermionic dark matter [J].Nuclear Physics B,2012,854: 350-374 [arXiv:1012.2022 [hep-ph]].

[5]YU Zhao-huan,ZHENG Jia-ming,BI Xiao-jun,et al,Constraining the interaction strength between dark matter and visible matter: II.scalar,vector and spin-3/2 dark matter [J].Nuclear Physics B,2012,860: 115-151 [arXiv:1112.6052 [hep-ph]].

[6]JUNGMAN G.KAMIONKOWSKI M,GRIEST K.Supersymmetric dark matter [J].Physics Reports,1996,267: 195-373 [arXiv:hep-ph/9506380].

[7]BERTONE G,HOOPER D,SILK J.Particle dark matter: Evidence,candidates and constraints [J].Physics Reports,2005,405: 279-390 [arXiv:hep-ph/0404175].

[8]BERNABEI R,BELLI P,BUSSOLOTTI A,et al.The DAMA/LIBRA apparatus [J].Nuclear Instrument and Methods in Physics Research A,2008,592: 297-315.

[9]AKERIB D S,ALVARO-DEAN J,ARMEL-FUNKHOUSER M S,et al.CDMS collaboration.First results from the cryogenic dark matter search in the Soudan Underground Lab [J].Physical Review Letters,2004,93: 211301 [astro-ph/0405033].

[10]HITACHI A,TAKAHASHI T,FUNAYAMA N,et al.Effect of ionization density on the time dependence of luminescence from liquid argon and xenon [J].Physical Review B,1983,27,5279-5285.

[11]MCKINSEY D N.The XENON Dark Matter Search [C].AIP Conference Proceedings,2006,870: 202-204.

[12]ANGLE J,APRILE E,ARNEODO F,et al.XENON collaboration.First results from the XENON10 dark matter experiment at the gran sasso national laboratory[J].Physical Review Letters,2008,100: 021303 [arXiv:0706.0039 [astro-ph]].

[13]LI Lei,YUE,Qian,TANG Chang-jian,et al.CDEX/TEXONO collaboration.A Monte Carlo study for the shielding of γ backgrounds induced by radionuclides for CDEX [J].Chinese Physics C,2011,35: 282-287.

[14]AHMED Z,AKERIB D S,ARRENBERG S,et al.CDMS-II collaboration.Dark matter search results from the CDMS II experiment[J].Science,2010,327: 1619-1621 [arXiv:0912.3592 [astro-ph.CO]].

[15]ARMENGAUD E,AUGIER C,BENOIT A,et al.EDELWEISS collaboration.Final results of the EDELWEISS-II WIMP search using a 4-kg array of cryogenic germanium detectors with interleaved electrodes [J].Physics Letters B,2011,702: 329-335 [arXiv:1103.4070 [astro-ph.CO]].

[16]APRILE E,ARISAKA K,ARNEODO F,et al.XENON100 collaboration.Dark matter results from 100 live days of XENON100 data [J].Physical Review Letters,2011,107: 131302 [arXiv:1104.2549 [astro-ph.CO]].

[17]AKIMOV D Y,ARAUJO H M,BARNES E J,et al.ZEPLIN-III collaboration.WIMP-nucleon cross-section results from the second science run of ZEPLIN-III [J].Physics Letters B,2012,709: 14-20 [arXiv:1110.4769 [astro-ph.CO]].

[18]ANGLE J,APRILE E,ARNEODO F,et al.XENON10 collaboration.A search for light dark matter in XENON10 data [J].Physical Review Letters,2011,107: 051301 [arXiv:1104.3088 [astro-ph.CO]].

[19]AALSETH C E,BARBEAU P S,COLARESI J,et al.CoGeNT collaboration.Search for an annual modulation in a P-type point contact germanium dark matter detector[J].Physical Review Letters,2011,107: 141301 [arXiv:1106.0650 [astro-ph.CO]].

[20]ANGLOHER G,BAUER M,BAVYKINA I,et al.CRESST-II collaboration.Results from 730 kg days of the CRESST-II dark matter search [J/OL].arXiv:1109.0702 [astro-ph.CO].2011-09-04 [2012-04-18].http://arxiv.org/abs/arXiv:1109.0702.

[21]BERNABEI R,BELLI P,CAPPELLA F,et al.DAMA collaboration.First results from DAMA/LIBRA and the combined results with DAMA/NaI [J].The European Physical Journal C,2008,56: 333-355 [arXiv:0804.2741 [astro-ph]].

[22]SAVAGE C,GELMINI G,GONDOLO P,et al.Compatibility of DAMA/LIBRA dark matter detection with other searches [J].Journal of Cosmology and Astroparticle Physics,2009,0904: 010 [arXiv:0808.3607 [astro-ph]].

[23]ANGLE J,APRILE E,ARNEODO F,et al.XENON10 collaboration.Limits on spin-dependent WIMP-nucleon cross-sections from the XENON10 experiment [J].Physical Review Letters,2008,101: 091301 [arXiv:0805.2939 [astro-ph]].

[24]ARCHAMBAULT S,AUBIN F,AUGER M,et al.PICASSO collaboration.Dark matter spin-dependent limits for WIMP interactions on F-19 by PICASSO [J].Physics Letters B,2009,682: 185-192 [arXiv:0907.0307 [hep-ex]].

[25]BEHNKE E,BEHNKE J,BRICE S J,et al.COUPP collaboration.Improved limits on spin-dependent WIMP-proton interactions from a two liter CF3I bubble chamber [J].Physical Review Letters,2011,106: 021303 [arXiv:1008.3518 [astro-ph.CO]].

[26]GIRARD T A,MORLAT T A,FELIZARDO M,et al.SIMPLE collaboration.New limits on WIMP interactions from the SIMPLE dark matter search [C].Proceedings of Science (IDM2010),2011,055 [arXiv:1101.1885 [astro-ph.CO]].

[27]AKERIB D S,ARMEL-FUNKHOUSER M S,ATTISHA M J,et al.CDMS collaboration.Limits on spin-dependent wimp-nucleon interactions from the cryogenic dark matter search [J].Physical Review D,2006,73: 011102 [astro-ph/0509269].

[28]AHMED Z,AKERIB D S,ARRENBERG S,et al.CDMS collaboration.Search for weakly interacting massive particles with the first five-tower data from the cryogenic dark matter search at the soudan underground laboratory [J].Physical Review Letters,2009,102: 011301 [arXiv:0802.3530 [astro-ph]].