探测暗物质设想

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小结
设计具有先进性: 用相对轻的重量获得大的接收度。
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机遇
• 比GLAST, AMS02, CALET 具有大得多的能
力测到暗物质
• HEGARD 将是30GeV—300TeV能段最大的
望远镜,可能有意想不到的收获
• 对国力和发射能力有信心
探测暗物质的设想
陈国明 中科院高能所 2019年2月1日
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暗物质有多个候选者,这里只想验证: 最小超对称粒子, neutralino, χ 是否就是暗物质
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χ的相互作用
• 散射: χq → χq • 湮灭线：
→: Eγ = mχ →Z: Eγ = mχ（1-mz2/4 mχ2）
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其它物理目标
• 长寿命中性强子 • 利用 爆 探测量子引力效应,研究暗能量 • 弥散能谱 • 电子能谱 • 点源 • 宇宙线成份
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长寿命中性强子
• 中性强子: 中子, 邻近源 • 如果测到大量中性强子,则突破标准模型
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与AMS02对比(湮灭线部分)
HEGARD
尺寸(m)
1.58*1.58*0.63
几何因子 (m2 sr) 10
AMS02 0.12
能量 重量
30GeV—300TeV 1GeV—2TeV
5000kg 25 r.l.
7000kg 16 r.l.
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通过反质子、正电子 的能谱探测暗物质 GF: 0.5 m2sr 能区: 1GeV—2TeV
通过湮灭线来探测暗 物质 GF: 0.12 m2sr 能区: 1GeV—2TeV 能量分辨: 3%
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太空实验:CALET
通过湮灭线 来探测暗物 质
GF: 0.5m2sr
能区: 20MeV-20TeV
• 连续谱：
→f fbar, WW, ZZ, ZH,…
反质子、正电子和γ（来自π 0）在与 mχ 相关的某个区域出现抬高
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通过湮灭线探测暗物质
由于加速机制和气体 尘埃的分布不很清楚， 连续谱如果出现整体 抬高会有很多解释， 而湮灭线则是决定性 的，因此建议通过湮 灭线来探测暗物质。
广延大气簇射阵列: 不能测湮灭线
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太空实验:GLAST
既能作blind search,又 能测量湮灭 线(能量分辨
12%)
但仅限于 300GeV 以 下
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GF: 0.9m2sr
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太空实验:AMS02
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几何因子
• 实际上6个面都能接收光子，但考虑到卫
星等服务设施的遮挡，只计算上下两面。
• 1.31.320.910.08 m2sr • 其中0.9为光子的效率。
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尺寸(m) 几何因子 (m2 sr) 能量
重量
与GLAST对比
r rs
2
(r)＝
(
Moore
s
rrs)1.51
r rs
1.5
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子结构成团过程
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毕效军提供
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探测湮灭线的要求
• 能量分辨高 • 视野宽 • 面积大 • 粒子识别能力强
有效几何因子=视野x面积x效率
• 制作飞行件，发射上天
2019
估计χ 的质量 及γ 流 量,优化设计. 如果技 术确实可靠则进入第 三步。
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可探测的粒子
• 光子 • 电子和反电子
电磁中性 电磁带电
• 长寿命中性强子 • 各种原子核
强子中性 强子带电
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的质量和湮灭截面
• 质量的不确定性
30GeV﹤mχ﹤340TeV，30GeV以下已被 实验排除。
• 的湮灭截面的理论计算取决于参数的选
取。
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χ的分布
(r)＝
(
NFW
s
rrs)1
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挑战
• 探测器: 能量饱和 • 卫星: 用电量, 数据率 • 火箭: 大重量, 高轨道
也是对技术进步的推动
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风险
• SUSY 错误,χ 不存在 • 湮灭截面太小 • 其它实验先发现,作为第二发现者，意义不
大
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模拟结果
100GeV
100GeV 50万
2x10-6
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带电粒子与中性粒子的区分
光子效率：〉95%
电子:
10-4
带电粒子：外层闪烁体 着火
中性粒子：外层闪烁体 不着火
簇射反冲： 被塑料橡胶 吸收
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我国羊八井的ARGO可以说是其代表，对于暗物质 探测，其优点是:
• 面积大; • 视野宽; • 可采用巡天模式, blind search
缺点是: /p的区分较差，约为10-1， /e 不分， 能量分辨差(100%)，能量的刻度困难.
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地面探测小结
切仑柯夫望远镜: 不能作blind search
（1TeV的质子入射，簇射以后 产生约1000个次级中子）
塑料橡胶： 用来慢化次级中子 外层含硼闪烁体： 探测慢中子
n+10B→7Li+α +γ α 和γ 在含硼闪烁体中产生输出
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模拟结果
在B-loaded scintilllator中如果时间比量能器晚10ns 以上， 则被认为是次级中子信号
HEGARD 1.58*1.58*0.63
GLAST 1.8*1.8*1
10
0.9
30GeV—300TeV
20MeV—300GeV
5000kg 25 r.l.
3000kg 8.4 r.l.
按照GLAST的设计,要测量30GeV--300TeV 的γ, 达到10m2 sr的能力, 则需 90吨
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利用 爆 探测量子引力效应
John Ellis
真空性质 暗能量
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设想二 在羊八井ARGO阵列安插次级中子探测器
• 使得γ/p 分辨从10-1提高到10-3—10-4
• 通过γ连续能谱的抬高的测量推测暗物质的
存在
• 寻找γ点源,确定是否存在子结构,为切仑柯夫
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探测器的概念设计
1.65m*1.65m*0.65m 25 r.l. 5m2sr 5000kg
HEGARD (High Energy Gamma ray Detector)
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量能器构造
25层 13000道
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分步决策, 降低风险
• 蒙特卡罗模拟, 改进设计
制作小模型，技术储备. 2019--2019
如果LHC发现超对称粒子， 但GLAST，AMS02，MAGIC， VERITAS和其他实验都没有发 现，则进入第二步。
• R&D, 样品制作, 可行性研究
2019--2019
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太空实验小结
既能作blind search(大视野,巡天) 又能测量湮灭线(能量分辨高)
关键在于 几何因子
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国内实验基础分析
• 地面: 切仑柯夫望远镜, 没有基础;
广延大气簇射阵列,羊八井
• 太空: 高能所参加AMS合作,设计制作
AMS02 量能器的经验(16r.l. 束流测试结果）：
80TeV: 17r.l.
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方向测量
三维读出， 重建簇射 方向 测量精度：优于0.5o
AMS02 量能器 束流测试结果
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强子簇射：产生大量次级中子
电磁量能器; 紫台参加ATIC, CALET合作
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设想一 在太空观测湮灭线
能量分辨:5% 能区:30GeV—300TeV 几何因子: 10m2sr
比GLAST大10倍 比CALET大20倍 比AMS02大100倍
重量: 在发射能力以内
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望远镜指明方向
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总结
在暗物质探测上面临重大机遇， 必须有所行动
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HEGARD
名称: High Energy Gamma Ray Detector 简称: HEGARD 尺寸: 158cm158cm63cm 重量：6吨 轨道高度: 大于4500 公里, 竖立,两面都能接
收
在轨时间: 3年
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能量测量
厚度：25 r.l. 三维读出 横向纵向泄漏修正 范围: 30GeV—300TeV 能量分辨：优于5%
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地面探测:切仑柯夫望远镜
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能区 :10GeV—10TeV
能量分辨: 大约15%
γ/p分辨: 10-2—10-3 γ/e分辨: 不能
视野 : 约为3o ,只能定点
探测面积 : 大
探测时间: 晴好无月的夜晚
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地面探测:广延大气簇射阵列
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尺寸(m) 几何因子 (m2 sr) 能量
重量
与CALET对比
HEGARD 1.58*1.58*0.63 10
CALET 0.5
30GeV—300TeV
20MeV—10TeV
5000kg 25 r.l.
2500kg 36 r.l.
按照CALET的设计,达到10m2 sr的能力, 则需 50吨