氙气实验挤压了WIMPy暗物质

当谈到“宇宙是什么组成的”这个问题时，标准模型根本不成立。当我们把所有正常物质——由夸克和带电轻子组成的物质——加起来时，我们发现它只占总“质量”的1/6。此外，对单个星系、星系团和星系团、宇宙微波背景以及宇宙大尺度结构的观测都描绘了同样的画面：一个六分之五的质量不是由任何标准模型粒子组成的宇宙，而是不可见的、寒冷的，除引力外没有相互作用。
我们称这种必须存在但性质未知的巨大物质为暗物质。这种暗物质在早期一定是冷的（即与光速相比移动缓慢），这告诉我们，如果它曾经与热大爆炸的“原始粒子汤”处于热平衡状态，它一定是相当巨大的粒子种类。这些类别的粒子 - 相互作用非常微弱，但具有很大的静止质量 - 统称为WIMP：弱相互作用大质量粒子。在一项非凡的实验成就中，氙气合作刚刚通过丹尼尔·温兹的公开演讲宣布，刚刚宣布了对WIMP暗物质的最严格限制，预计在不久的将来会有更好的结果。这是一项了不起的实验成就，它说明了实验物理学是如何进步的。

在宇宙中形成的暗物质结构（左）和由此产生的可见星系结构（右）在冷、暖和热的暗物质宇宙中自上而下显示。从我们的观测来看，至少有98% 的暗物质必须是冷的或暖的;排除热。在各种不同的尺度上对宇宙许多不同方面的观察都间接地指向暗物质的存在，但直接探测实验并没有发现造成它的粒子。
学分：苏黎世大学ITP
让我们想象一下WIMP的情景是正确的：确实存在一种新的稳定，寒冷的暗物质粒子，并且它是在早期宇宙中创造的。它的产生方式如下。
炽热的大爆炸发生了，宇宙充满了高能粒子（和反粒子），这些粒子通过爱因斯坦的E = mc²碰撞，相互作用，湮灭并创造了新的粒子 - 反粒子对。
随着宇宙的膨胀和冷却，质量更大、不稳定的粒子（和反粒子）衰变掉，只留下稳定的粒子，因为不再有足够的能量来制造新的不稳定粒子-反粒子对。
最终，仅弱相互作用的粒子（不一定是通过弱力，而是“弱力”甚至更弱）与原始等离子体“解耦”，这意味着它们停止散射或与其他粒子相互作用，包括它们自己物种的粒子。
而且，如果有一种重的中性粒子是稳定的，并且相互作用非常微弱（当然，由于它有质量，所以具有吸引力），那么该物种应该持续到今天。
这是制造WIMP的一个非常普遍的场景，然后WIMP会在星系，星系团和所有大尺度引力束缚结构周围形成冷暗物质晕。

WIMP情景通常出现在早期产生的大量粒子，然后随着宇宙膨胀和冷却而停止产生，但该粒子物种仅部分湮灭，留下大量可以持续到今天的遗迹，构成我们现在观察到的暗物质。
图片来源：P.S. Bhupal Dev，A. Mazumdar & S. Qutub，Front。物理学， 2014
当然，WIMPy暗物质并不是暗物质可能存在的唯一可能性，但这种情况——部分是因为它很普遍，部分是因为有太多具体的实现会导致早期宇宙中产生大量WIMPy粒子——绝对值得探索。如果存在这样一种粒子，它也应该存在于我们自己的星系中，渗透到星系晕中，并在我们绕太阳运行和太阳系穿过银河系时一直在地球上飞行。这就是我们建造探测器的动机，比如XENON、LZ、PANDA和其他探测器，直接与这些WIMPy粒子相互作用。
基本原理是：即使在当今寒冷的低能宇宙中，WIMP和重子（即质子或中子）相互碰撞的概率也应该有限，非零。它们不需要做任何花哨的事情，比如融合、合并、相互打开或产生新颖的“女儿”粒子;他们需要做的就是互相碰撞，在这个过程中交换能量和动力。如果发生这种类型的事件，只要暗物质和正常物质之间存在有限的非零横截面，原则上就有可能检测到它。

当进入的粒子撞击原子核时，它会导致自由电荷和/或光子的产生，从而在目标周围的光电倍增管中产生可见的信号。氙探测器出色地利用了这一想法，使其成为世界上最灵敏的粒子探测实验。
学分：Nicolle Rager Fuller/NSF/IceCube
但是从暗物质相互作用中检测核反冲事件并非易事。当然，你可以想象一个探测器，在那里你制造某种对这些相互作用敏感的腔室，但问题就变成了创建一个探测器，它不会给你各种各样的假阳性信号。例如，仅在标准模型中就发生了许多不同类型的事件，这些事件也会产生显示在任何检测器中的信号。
宇宙射线不断轰击地球，并进入任何探测器，在那里它们会与原子核和电子碰撞。
来自宇宙各地的中微子将在探测器内以及探测器表面/壁上相互作用，在其中产生粒子雨。
来自地球内部的自然放射性会用氦核、电子、正电子、伽马射线和自由中子影响探测器，所有这些都会在探测器内相互作用。
由宇宙射线、中微子相互作用和其他来源（如粒子雨衰变）产生的μ介子也在探测器内相互作用。
以及探测器材料本身中的任何杂质——微量的水、痕量气体等。— 也会在您的探测器内产生污染物信号。
问题不仅在于设计一种设备来检测您正在寻找的信号;这是在优化设备以尽可能减少背景（噪声），并且对于任何保留的背景，都要充分理解它，以便您可以梳理出数据中残留的任何信号。

这张照片显示了XENON探测器和目标，包裹在左侧约700吨的切伦科夫水探测器中，右侧是LNGS大厅中的辅助仪器。
近 20 年来，XENON 合作一直致力于实现这一目标。他们首先选择一个地点：在意大利阿尔卑斯山的一座山下，因为地下深处是保护自己免受大多数撞击地球的宇宙射线的绝佳场所。然后，他们取一个由液态氙（一种惰性、化学上非反应性的惰性惰性气体）制成的“目标”，并围绕它建立一个实验装置。本装置：
低温冷却至稳定的温度和压力，
浸入外部电场中，
内衬光电倍增管，可以检测电离和其他高能粒子特征，
周围环绕着额外的检测器，可帮助您“否决”不需要的背景事件，
并且可以通过在测试阶段生成“背景”事件来校准，以帮助了解检测器中不需要的事件。
尽管中子会产生假阳性核反冲事件（中子也会在不引入电荷的情况下产生核反冲），但实验学家也存在放射性衰变、中微子事件、探测器壁/边缘的“表面”事件，以及最常见的电子反冲，其中电子而不是原子核与在探测器中产生信号的“东西”相互作用。

对粒子暗物质的追求促使我们寻找可能与原子核反冲的WIMP。LZ协作（氙合作的当代竞争对手）针对高能候选者进行了更好的优化，而氙气针对低能量候选者进行了更好的优化，但两者都依赖于探测器目标区域内的后坐力。原子核或电子是否反冲是实验必须能够区分的东西。
信用：LZ 协作/SLAC
随着时间的推移，已经采取了一些巨大的措施来降低探测器内“背景事件”的速率，因此灵敏度更高，暗物质 - 正常物质相互作用横截面的限制越来越严格。一项进步是使氙气靶越来越纯净：通过消除靶标中的其他惰性气体、水和任何其他杂质，并让一个连续循环的“氙气蒸馏厂”运行以保持其纯度。目标质量稳定地保持在176.8 K，大气压力为1.89气压计。
最近，XENON合作增加了一个“中子否决”探测器，对质子捕获中子敏感，以及一个700吨的充水切伦科夫探测器，以帮助否决μ介子：这是探测器历史上最大的两项改进。此外，各种粒子发射源被带到探测器本身附近，包括
氪-85，
氡-222，
铅-212，
氩-37，
和镅-241与铍结合，
因此，中子发射、电子发射、正电子发射和氦核发射等背景信号都可以被校准和理解。

通过故意用各种放射性源“污染”XENON实验，这些放射源在探测器内引起不同的效果，XENON合作的科学家可以了解哪些类型的信号是其背景的一部分，以及各种污染源是什么样的。了解您的“噪声”对于从数据中提取信号至关重要。
学分：氙气合作，D. Wenz 谈话，2023 年
自2005年以来，当XENON的第一次迭代开始获取数据并限制暗物质和正常物质之间的相互作用横截面时，一系列巨大的改进随之而来。氙气的第一次迭代被称为XENON10，因为它大约有“10公斤目标”的液态XENON。从2005年到2007年，这个~14千克的目标质量表明，在你可能期望找到WIMPS的质量范围内（从~1 GeV，或质子质量附近，到TeV的几10s，或略高于LHC可以探测到的最大质量），横截面可能不超过~10-43平方厘米。探测器中来自背景事件的最大污染是由于电子反冲，以大约200万每吨，每年，每keV的能量沉积在探测器中。
这被升级到XENON100（2008-2016），目标为62公斤，实现了~10-45平方厘米的横截面限制并将电子反冲率降低到~1800每吨，每年，每keV的能量。
然后，升级到XENON1T（2012-2019），使用2吨氙气靶，横截面限制为4×10-47cm²，并将电子反冲率降低到每吨、每年每 keV 能量 82 。

随着时间的推移，XENON实验以多种方式发展，不仅尺寸增加，改善了WIMP和正常物质相互作用的横截面约束，而且还显着改进了实验，减少了背景信号，并创造了令人难以置信的纯净样品。
学分：氙气合作，D. Wenz 谈话，2023 年
但XENONnT（2020年至今）的最新结果具有5.9吨的氙气目标，并将电子后坐力率一路降低到每年每吨每keV仅15.8个背景事件。横截面限制已经有所改善，仅为XENON1T科学寿命结束时的一半。
使氙气实验成为可能的关键技术是所谓的时间投影室，简称TPC。当粒子与液态氙相互作用时，它会产生核反冲，导致氙原子核激发然后迅速去激发，产生特定波长的光子，该光子在围绕目标的探测器内注册。然而，由于整个探测器上施加了一个电场，同样由信号产生的电离电子尾迹将向上漂移，在那里它们将记录第二个独立测量的信号。正是通过同时观察这两个电离信号，以及存在的任何外部“否决权”，氙气科学家才能确定他们的探测器中发生了什么。
事实证明，由于背景信号引起的电子反冲事件相对于第一个信号产生“高”的第二个信号，表面（或“墙壁”）事件产生相对于第一个信号的“低”第二个信号，并且由于各种来源的偶然巧合总是产生非常低的“第一”信号。如下面的橙色轮廓所示，还有一个“WIMP感兴趣区域”，这是创建的任何WIMP信号预计会出现在探测器中的地方。橙色区域之外的任何内容都会提前查看，以帮助了解噪音和背景;橙色区域内的所有东西都保持“盲目”，直到最后。

在XENON的时间投影室中为每个事件生成的两个信号cS1和cS2彼此相邻。蓝色阴影（电子后坐力），绿色阴影（表面事件）和红色阴影（意外巧合）区域受到监控，而其余区域则保持“盲目”。那里显示的内容与完全没有WIMP信号的100%一致，但表现出前所未有的灵敏度。
学分：氙气合作，D. Wenz 谈话，2023 年
你在上面看到的是历史上任何暗物质实验中背景最低、信噪比最高的结果。总共只有16个事件落入这个盲区，到目前为止，XENONnT的数据为1.1吨年。这一小部分事件，其中大部分可能是电子后坐力或中子碰撞，并没有显示出暗物质的任何证据，但确实展示了我们已经走了多远，并暗示了氙合作将能够取得进展。
随着使用这种完全相同的设置获取更多数据，它们最终应该能够敏感地探测到~10-48cm²横截面的暗物质。这将有助于进一步压缩WIMPy暗物质的允许参数空间。XENONnT的背景已经比XENON1T小了五倍，而XENON1T之前的背景率是历史上最低的。此外，改进了对氡蒸馏、气液氙流的控制，并在周围的水箱/防护罩中添加了钆-硫酸-八水化合物(有助于标记和阻止中子)，这将有助于进一步降低电子反冲率。将有助于进一步降低电子反冲率。

这两张图显示了WIMP与氙（左）的暗物质之间的自旋独立截面约束，与PANDA-X和LZ相比，氙与PANDA-X和LZ是两个相互竞争的当代暗物质实验。凭借其目前的改进，XENON将在未来几年内超越它们。
学分：氙气合作，D. Wenz 谈话，2023 年
但是，截至2023年3月22日，XENON合作已经对暗物质和正常物质之间的横截面建立了极强的自旋独立约束（上图），以及暗物质与质子或中子之间相互作用的自旋依赖约束（下图）：在许多有趣的参数空间区域上是世界上最好的。

这两张图显示了暗物质-质子和暗物质-中子相互作用的自旋依赖截面约束。这些是截至 2023 年 3月世界上最好的。
学分：氙气合作，D. Wenz 谈话，2023 年
在像XENON这样的大型合作中工作的实验学家通常是物理学界的无名英雄，因为正是通过数百甚至数千人几十年来的集体努力，导致了这些重要但渐进的改进。即使没有超对称、额外维度、弦理论或其他新颖想法等理论动机，进行这些实验也是帮助我们理解宇宙如何运作以及构成宇宙的重要部分，也是帮助我们了解它如何不工作以及其中不能存在的东西的重要组成部分。
你很容易对你的实验失去信心，因为它会产生一个又一个的空结果，而且当你更好地了解自己的背景时，早期尝试的试探性信号就会消失。但我们必须记住:这就是进步的样子，无论何时我们进入未知领域，这都是一项高风险、高回报的努力。重要的是要正确地、谨慎地做这件事，并遵循数据，无论数据指向哪里。暗物质可能不是WIMP，如果是的话，它的相互作用截面可能远低于我们直接探测工作所敏感的任何东西。但在过去的16年里，我们已经将对弱暗物质的限制提高了1万倍以上。我们今天所付出的努力正在为明天更好地理解我们对现实的本质铺平道路，这不仅值得投资，而且是科学本身的精神:对发现新事物的探索和乐趣!