暗黒物質の直接検出

暗黒物質の直接検出は、地球ベースの実験で暗黒物質の衝突を直接測定しようとする科学です。宇宙マイクロ波背景放射などの現代の天体物理学的測定は、宇宙の物質量の85％が未解明であることを強く示唆しています。^[1]暗黒物質の存在は広く信じられていますが、その形態や正確な特性は決定されていません。暗黒物質を検出するための研究には、加速器で暗黒物質を作成する試み、暗黒物質の消滅の間接検出、地上の研究室での暗黒物質の直接検出の3つの主要な方法があります。暗黒物質の直接検出の基本原理は、暗黒物質が局所宇宙に存在することがわかっているため、地球、太陽系、天の川銀河が宇宙に進路を切り開くときに、暗黒物質がどのような形態をとろうともそれを捕捉しなければならないというものです。

暗黒物質の直接検出には、いくつかの実際的な課題がある。暗黒物質の想定される質量の理論的な限界は膨大で、約90桁に及ぶ。10 ⁻²¹  eVから太陽質量程度までの範囲に及ぶ。^[2]暗黒物質の下限値は、矮小銀河にも存在するという知識によって制約されている。^[3]この知識から、暗黒物質の質量には下限値が設定されている。これは、より質量の小さい暗黒物質は、観測されている矮小銀河の内部に収まらないほどド・ブロイ波長を持つことになるからである。 ^[4]一方、暗黒物質の質量の上限値は実験的に制約されている。ケプラー望遠鏡を使用した重力マイクロレンズ法は、 MACHO (MAssive Compact Halo Objects) を検出するために行われている。この実験の結果がゼロであったため、太陽質量程度を超える質量の暗黒物質候補は除外されている。^[5]この極めて広大なパラメータ空間の結果、提案されている暗黒物質の種類は多種多様であり、さらに、それらを検出するための実験や方法も多種多様に存在する。提案されている暗黒物質の質量の範囲は、次のように 3 つの大まかに定義されたカテゴリに分けられる。

ゼプト電子ボルト(zeV) から 1 eVの範囲では、理論はボソンまたは場のような暗黒物質を予測しています。この範囲で暗黒物質の主な候補は、アクシオン、またはアクシオンのような粒子です。約 1 eV からプランク質量まで、暗黒物質はフェルミオンまたは粒子のようなものであると考えられます。この範囲で有力視されているのは、 WIMPS、熱残留物、およびステライル ニュートリノです。最後に、プランク質量から太陽質量程度の質量の範囲では、暗黒物質は複合粒子になります。複合暗黒物質の有力な理論は、原始ブラックホールです。

質量が約1eV未満で1zeVを超える暗黒物質候補は、従来の粒子ではなくボソンまたは場であると予測されています。これより質量が小さいと、そのド・ブロイ波長は矮小銀河に適合しません。^[4]

アクシオンは、1977年に標準モデルの矛盾、すなわち強いCP問題を解決するために最初に提案された、理論上の未発見の素粒子です。この解決策の結果としてアクシオン場が生成され、それはアクシオンの質量に依存する宇宙論的アクシオンの豊富さを示します。^{[6]アクシオンの質量が5 μeV/c 2}より重い場合、アクシオンはすべての暗黒物質現象を説明できます。^[7]

アクシオンを暗黒物質として検出する数少ない実験の 1 つが、アクシオン暗黒物質実験 (ADMX)です。ワシントン大学にあるADMX は、強力な磁場内で共鳴マイクロ波空洞を使用し、プリマコフ効果によって暗黒物質をマイクロ波光子に変換します。^[9]マイクロ波空洞は、非常に正確な周波数で共鳴して空洞内に定在マイクロ波を作成するように構築された単純な電気装置です。ADMX はこの技術を使用して、マイクロ波空洞を天の川ハローにあるアクシオンの共鳴に調整します。この目的は、存在する強力な 8 テスラの磁場とアクシオンの相互作用を高め、プリマコフ効果をより促進することです。プリマコフ効果は、光子と原子核の高エネルギー相互作用から中間子を生成するための、まだ証明されていないメカニズムです。^[10]アクシオンはこの相互作用の資格があるため、検出不可能なことで悪名高い暗黒物質を理論的にはありふれた光子に変換できる可能性があります。^[11] ADMXはまだ暗黒物質を検出していないが、その能力は有望である。この実験は、これまでは到達が困難だったパラメータ空間の部分を調査することができる。ADMX実験の主な欠点は、マイクロ波キャビティに非常に細かい調整が必要であり、一度に調査できるパラメータ空間の量はごくわずかである。

弱く相互作用するスリム粒子 (WISP)は、質量と相互作用断面積が極めて小さい粒子のより広いカテゴリであり、アクシオンもその 1 つです。活性ニュートリノは存在が確認されている唯一の WISP ですが、暗黒物質の候補としては明確に除外されています。一般的な用法では、WISP は一般に、アクシオン以外の超軽量暗黒物質粒子を指すために使用されます。主要な理論では、このような粒子は主に光子との結合を通じて標準モデルと相互作用し、初期宇宙で創造された後、現代まで生き残ると示唆されています。^[12]

1 eV からプランク質量までの暗黒物質の質量は、フェルミオン粒子であると仮定されています。

弱い相互作用をする巨大粒子（WIMP）は、重力以外のすべての力と全く相互作用しないか、非常に弱く相互作用する理論上の粒子の広いカテゴリです。^{[13] WIMPは、}熱的遺物と呼ばれるより広いカテゴリの粒子のメンバーであり、初期宇宙で熱的に生成された粒子であり、後の相転移中に非熱的に生成された粒子ではありません。^[14]すべての暗黒物質候補と同様に、相互作用確率は非常に低いため、さまざまな手法が開発されています。

暗黒物質の直接検出は、暗黒物質が何らかの形で存在することがわかっているため、地球が宇宙に進路を切り開く際にその一部に遭遇するはずだという前提に基づいています。直接検出実験では、これらのまれで弱いイベントを検出できる高感度システムの作成が試みられています。

極低温結晶検出器は、約 50 ミリケルビンに冷却されたゲルマニウムとシリコンのディスクを使用します。これらのディスクは、タングステンまたはアルミニウムでコーティングされています。相互作用する WIMP は、理論的には結晶格子を励起し、表面に振動を送り、その表面は超伝導しきい値に正確に保持されます。このため、コーティング材料の抵抗率は熱に大きく依存し、振動によって蓄積されたエネルギーが検出できるほどです。^[15]

そのような検出器の1つが、イタリアのアセルジにあるグラン・サッソ国立研究所にある超伝導温度計による極低温稀事象探索（CRESST）です。2000年以来、複数の世代で運用されているCRESSTは、暗黒物質を決定的に検出したわけではありませんが、継続的に進化し、感度範囲を改善してきました。注目すべき副次的な成果として、CRESSTはタングステン180のアルファ崩壊を検出した最初の実験でした。^{[16]最新世代のCRESSTは、160 MeV/c 2}の軽いWIMP暗黒物質を検出できるように機能を強化しました。^[17]

希ガスシンチレーターは、特定の物質がシンチレーションを起こす性質を利用しています。シンチレーションとは、物質が粒子からエネルギーを吸収し、同じ量のエネルギーを光として放出することです。^[18]暗黒物質の検出において特に興味深いのは、希ガス、より具体的には液体キセノンの使用です。

グラン・サッソ国立研究所にあるXENONシリーズの実験は、液体キセノンシンチレーターの最前線の使用者です。実験の全世代に共通する検出器は、上部にガス層がある液体キセノンのタンクで構成されています。検出器の上部と下部には、光電子増倍管(PMT) の層があります。暗黒物質粒子が液体キセノンに衝突すると、光子が急速に放出され、PMT によって検出されます。このデータポイントを相互参照するために、相互作用によって弾き飛ばされた電子が完全に再結合するのを防ぐのに十分な大きさの電界が適用されます。これらの電子は検出器の上部に漂い、これも検出されるため、各イベントに対して 2 つの別々の検出が作成されます。これらの間の時間遅延を測定することで、相互作用の完全な 3D 再構築が可能になります。^[19]検出器は、電子反跳と核反跳を区別することもできます。両方のタイプのイベントは、光子エネルギーと放出された電子エネルギーの比率が異なるためです。

XENON実験の最も最近完成したバージョンは、3.2トンの液体キセノンを使用したXENON1Tです。この実験では、WIMP暗黒物質の断面積の当時の記録的な限界が達成されました。4.1 × 10 ⁻⁴⁷  cm ^{2 、}質量30 GeV/c ²。^{[21] XENONシリーズの最新版はXENONnTで、現在8トンの液体キセノンで稼働している。この実験では、WIMP核子}断面積を調べることができると予測されている。50 GeV/c ² WIMP質量の場合、 1.4 × 10 ⁻⁴⁸  cm ^{2である。 [22]}この超低断面積では、背景ニュートリノフラックスからの干渉が問題になると予測される。

結晶シンチレータ実験は、極低温結晶検出器と希ガスシンチレータの中間に位置するもので、前者の結晶と後者のシンチレーション特性を使用する。この技術を使用する実験の 1 つが、イタリアのグラン・サッソ国立研究所で行われている DAMA/LIBRA 実験である。暗黒物質実験ではユニークなことに、DAMA/LIBRA は暗黒物質のフラックスの年間変動を測定しようとする。この概念は、地球の自転が天の川を通る太陽の動きと同期したり同期しなかったりすることで、地上の検出器と暗黒物質ハローの相対的な動きが変化し、暗黒物質のフラックスが変化するという知識から生まれた。DAMA/LIBRA はそのような変調が見られると主張しているが、科学界全体ではまだこれらの結果を有効と認めていない。^[23]この結果を信じない人々は、これは WIMP フラックスの変動によるものではなく、制御されていない季節変化によるものだと主張している。これをテストするために、他の同様の実験、すなわちアクティブバックグラウンド除去機能付きヨウ化ナトリウム (SABRE) がグランサッソに、そしてオーストラリアに別の施設が建設されています。実験を両半球に分散させる目的は、場所の変調が同期していれば暗黒物質の流れが変化していることを明確に示す一方で、測定された変動が 6 か月同期していない場合は、季節変動が考慮されていないことを示すためです。

バブルチェンバーは、1952年に発明され、大部分が段階的に廃止されていますが、WIMP暗黒物質の検出にはまだいくらか使用されています。バブルチェンバーは、相転移に近い温度に保たれた過熱液体で満たされています。粒子が過熱液体と相互作用すると、その液体が与えるエネルギーは相転移を引き起こすのに十分であり、荷電粒子はイオン化された泡の痕跡を残し、それが検出されます。バブルチェンバーを使用するそのような実験の1つが、カナダのSNOLABでのPICOです。PICOは、 PICASSOとCOUPPという2つの以前の同様の実験を組み合わせて2013年に設立されました。PICOは、ゲルマトリックスに浮遊している過熱ガス、つまりフレオンの個々の液滴を使用する、より高度な形式のバブルチェンバーを採用しています。^[24]このセットアップの利点は、個々の液滴が相転移を遅くするため、検出器の活動をより長くできることです。 PICOは現在2リットルと60リットルの検出器を所有しており、250～500リットルの質量を持つ新バージョンも計画されている。他のバブルチャンバーと同様にPICOはバックグラウンドノイズが非常に低いが、それでも想定される暗黒物質の特性と矛盾する異常なバックグラウンドイベントを検出している。さらにPICOは、前述のDAMA/LIBRA実験で主張された暗黒物質変調の原因として、不要なヨウ素との相互作用を排除することができた。^[25]

ステライルニュートリノは、重力のみを介して相互作用する理論上のニュートリノの種類です。^[26]弱い力は、左キラリティーを持つ粒子、つまり左利きのニュートリノとのみ相互作用します。ステライルニュートリノは右利きであると提案されており、重力とのみ相互作用します。ステライルニュートリノは、暗黒物質で予測されているように、重力を介してのみ相互作用するため、暗黒物質の候補として有力です。残念ながら、現在のほとんどの理論では、非相対論的な暗黒物質候補を意味する冷たい暗黒物質が予測されています。ステライルニュートリノは質量とエネルギーから見て相対論的である可能性が高く、したがって熱い暗黒物質としてカウントされます。ステライルニュートリノが暗黒物質の構成要素である可能性はありますが、唯一の構成要素である可能性は非常に低いです。^[27]

プランク質量と太陽質量のオーダーの間の暗黒物質質量は、マクロな複合物体であると仮定されている。太陽質量をはるかに超える質量は、ケプラー望遠鏡を用いた重力マイクロレンズ現象の欠如により観測的に除外されている。^[5]

原始ブラックホールは、宇宙の非常に初期に、恒星の崩壊なしに形成されたブラックホールです。^[28]原始ブラックホールの理論は、非常に初期の宇宙では、1秒以内にランダムな変動により局所的な重力崩壊が起こり、ブラックホールになるというものです。^[29]原始ブラックホールは恒星の崩壊によって形成されたわけではないため、その質量は太陽質量をはるかに下回り、10マイクログラムから太陽質量の何倍にも及びます。^{[30]ただし、質量が10 11} kgを超える原始ブラックホールのみが今日まで存在しており、それより小さい質量のブラックホールは現代までにホーキング放射 によって完全に蒸発しているでしょう。 ^[31]

原始ブラックホールはダークマターの候補として有力であるが、観測された存在量に基づく議論では、それがダークマターの唯一の構成要素であるかどうかは疑問視されている。^[32]逆に、他の研究グループは、LIGO/VIRGOで検出された重力波は、原始ブラックホールが比較的大量に矮小銀河のハロー内に集まっていたとすれば、ダークマターの100%が原始ブラックホールであることと一致すると主張している。^[33]この主張とのさらなる矛盾は、主張されている原始ブラックホールの質量が、ケプラーのマイクロレンズ効果から除外された質量範囲と重なる可能性があることである。^[34]

欧州宇宙機関が打ち上げたガイア宇宙船は、複合暗黒物質候補を含む、これまでに作成された宇宙とその中のすべての物体の最大かつ最も詳細な地図を作成することを任務としています。暗黒物質を具体的に探査しているわけではありませんが、暗黒物質科学者は、その寿命中にカタログ化される10億の物体の中に暗黒物質を見つけることができる可能性があります。^[35]