暗物质暗能量的理论研究和实验预研

项目名称：暗物质暗能量的理论研究和实验预研首席科学家：吴岳良中国科学院理论物理研究所起止年限：2010年1月-2014年8月

依托部门：中国科学院

一、研究内容

拟解决的关键科学问题和主要研究内容包括：

本项目围绕暗物质和暗能量本质开展理论研究和实验探测的可行性分析,

充分利用已有的研究基础，从以下五个方面开展深入系统的研究：

1、暗物质的理论研究及相关新物理唯象

研究各种新物理模型，包括最小超对称模型及其变种和推广模型，额外维度模型，Little Higgs模型，各种类型的Hidden Sector模型，标准模型的最小推广（多个Higgs模型）中WIMP暗物质的湮灭及衰变过程的性质。在满足暗物质剩余丰度的条件下研究其湮灭或衰变产物，如正电子，反质子，高能中微子，光子的信号特点，为空间间接探测实验提供理论依据。同时重点关注未来实验可能观测到的高能中微子及光子信号。在对现有实验结果的研究中,由于PAMELA

没有观测到反质子的超出，这表明暗物质的主要湮灭道为带电轻子而非规范粒子或夸克，这就给一些暗物质模型如最小超对称模型带来了一定的困难。对此，需要对模型的参数空间进行更详细的研究。同时，也需进一步研究构造以轻子为主要湮灭道的理论模型。另一方面，为了解释PAMELA和ATIC上观测到的正负电子超出，暗物质在地球附近的密度分布要比通常由热力学残余丰度给出的大出2-3个数量级。如何构造模型能同时满足这两方面的要求是研究的重点之一，将首先研究已知的可能解释实验现象的一些机制，如量子索末菲效应和共振态增强效应等。

寻找和发展更有效探测暗物质的方法。通过对自旋相关与自旋无关的散射截面确定暗物质的基本属性。研究DAMA实验的正结果和其它实验如CDMS和Xenon 给出的零结果是否一致及其它们的物理原因。鉴于DAMA的实验结果，探寻可能存在的统一解释目前所有直接探测实验结果的暗物质－核子相互作用机制。研究非弹性散射和测量仪器靶物质的相关性等。

综合正负电子对撞机LEP上的Z产生和衰变，希格斯粒子质量限制，额外规范粒子的研究，及低能实验如μ子反常磁矩，b→sγ，B

→μ+μ-和味道改变中

s

性流FCNC和其它电弱精确检验过程，对感兴趣的物理模型的参数空间作系统分析。给出参数空间的允许范围，提高理论的可预言性。

即将投入运行的LHC将为研究新物理模型中暗物质与新粒子的相互作用提供极好的机会。LHC上neutralino的产生及其级联衰变过程已经有大量的工作。将运用类似的方法研究其它类型的暗物质与新粒子在LHC上的产生信号。分析相应的标准模型背景，发展有效探寻暗物质的新方法。

在分析各种实验探测的基础上，基于对称性等原理和量子场论，建立超越标准模型的暗物质理论，给实验测量提供理论依据，并接受实验的检验。

2、暗物质的空间探测实验预研

本项目同时观测高能电子及伽玛射线，不仅对探测暗物质，同时对解决宇宙线起源和加速机制等科学问题也将很有用处。高能伽玛射线主要产生于高能电子的逆康普顿散射，高能伽玛射线的观测可以研究近地所有可能的高能电子源。通过高能量分辨观测高于1TeV的电子能谱结构，研究当地电子与近地源的关系，从而判断宇宙线的起源，加速机制。

对本课题来说，要解决的一个关键问题是高能电子及伽玛射线的空间观测技术。由于高能电子与大气的相互作用，地面无法观测，必须要到空间才能进行观测。空间高能电子及伽玛射线观测中一个最关键的问题是本底。如果不采用磁场，或磁场强度不够的话，高能电子与高能质子很难区分。根据目前的观测数据，高能质子流量与电子流量相差数百倍到数千倍，如何在大量的质子本底中观测到电子及伽玛射线是本课题要解决的一个主要问题。

主要研究内容包括高能电子及伽玛射线空间观测技术及卫星方案及原理样机研制。通常高能电子及伽玛射线空间观测需要很大的卫星资源（重量、功耗），显然不适合我国的卫星观测。所以观测方法的研究是一个重要内容，采用合适的观测方法可以节省仪器重量和功耗。同时积极参与国际合作，对国外的数据进行分析和解释。本项目有如下创新之处：（1）精确测量高能电子能谱（排除某些可能的模型）。精确测量从低能（约5GeV）到高能（约10TeV）的电子能谱，这样的测量将最终精确地测量电子能谱的形状，尤其是能谱从尖锐处下降的形状，这一结果对判定电子来源至关重要，因为暗物质湮灭产生的下降很陡，而天体源产

生的下降要缓慢得多。（2）测量高能伽玛射线区分ATIC电子的来源.由于银河系对于伽玛射线信号银河系是透明的，探测伽玛射线则直接反应了其来源的信息。这样，伽玛射线的测量就不像电子那样只能测量地球附近的流强，而可以测量来自任何地方的信号，这对于暗物质探测有着独特的优势。所以通过观测伽玛射线寻找并研究暗物质粒子物理特性及空间分布。（3）测量湮灭线作为明确的暗物质信号。精确测量电子和伽马射线的能谱，其能量分辨率达到 1.5%，能量范围为5GeV-10TeV。因此，除了精确测量电子的能谱外，对于伽马射线能谱的精确测量甚至更为重要。尤其是，其可能探测到暗物质湮灭的线形能谱，这将是暗物质湮灭信号存在的决定性的证据。

本项目设计和研制的高能量分辨和高探测效率探测器，一方面，对检验现有的实验结果包括ATIC上观测到的“超”极为重要，另一方面，对探测和发现在能量范围5GeV-10TeV内是否存在暗物质和可能的新现象具有非常重要的科学意义和价值。

3、暗物质地下探测的前沿技术预研

暗物质的探测是一个重要的物理课题，同时也是一个需要进行长期研究的课题。暗物质直接探测的第一个目标是探测到可能是暗物质的信号，然后需要确定这个信号就是暗物质，或者它可能是来源于某一种暗物质。这些更进一步的工作可能需要另外的探测器来完成。本课题的主要研究内容将是综合分析世界上目前已有的各类探测器和探测方法，研制出下一步高灵敏度、低本底的深埋探测器，为实现直接探测暗物质和研究暗物质的性质做准备，设计出实验方案。

针对地下探测的前沿和有特色的技术预研包括：液氩探测器及探测技术的研究；过热液滴的气泡探测技术研究；CaF2（Eu）/BaF2复合晶体探测技术研究。根据不同探测技术的特点，优化探测器的规模和经费，制作几公斤到百公斤以下的探测器模型进行不同类型的探测器研究，在经过不同模型探测器各方面性能的比较后，给出暗物质探测的下一步探测方案。

液氩是比液氙更早发展的一种探测器，只是用于暗物质的探测晚了一些时候，目前国际上液氩的探测器也处于发展很快的阶段，它在光收集效率方面和 本底的排除方面都优于液氙。缺点是39Ar的本底高。两方面综合起来，它仍然是

未来很有潜力的探测技术发展方向。我们对液氩探测器及关键探测技术的研究包括：（1）探索厚GEM和微针探测器在LAr中的工作可能；达到单电子测量，放大倍数大于106，时间分辨好于1ns。LAr探测器的研究包括：（1）测量γ,n,α在LAr中的初级光子、次级光子和电子的数目比；（2）测量γ,n,α在LAr中的初级光子、次级光子的时间分布；（3）在LAr中γ,n,α作用的能量沉积（MC计算）与测量之比估算重粒子的等效沉积能量系数。

过热液滴技术用于暗物质的探测始于上世纪90年代末，目前正处于快速发展的阶段。该探测技术的优点是对γ,e不灵敏,研制成本低。目前国际上PICASSO、SIMPLE和FERMILAB 3个暗物质科研团队利用该技术来探测暗物质，中国原子能科学研究院目前拥有这种技术的自主知识产权。本项目将综合分析世界上目前已有的过热液滴探测器，选择一种最行之有效的过热液滴，研制出高灵敏度、低本底的深地下过热液滴气泡探测器，其主要研究内容包括：（1）通过MC计算在过热液滴中γ,n,e,α作用的能量沉积与液滴半径、温度、压力的关系；得出探测器对电子和伽玛不灵敏条件；（2）利用现有的材料和仪器研制200mL探测器模型，进行γ,n,e,α在探测器中信号的前期研究，并为音频测量粒子的技术和读出系统研究提供探测器模型。（3）选择合适的材料、容器，制作升级探测器单元，几十～百升量级探测器阵列。

CaF2（Eu）/BaF2复合晶体探测器：F-19具有最大的自旋相关作用截面，Ba-138和Ba-137具有最大的自旋无关作用截面，此探测器既探测DM自旋相关的事例又探测DM自旋无关的事例，并且其将观测DM 的所有信号：核反冲信号+ 电子反冲信号+ 电磁辐射信号（e-, r, x-ray），特别是从自旋相关角度来观测DM的年调制，既寻找WIMP存在的证据，又将检验DAMA的结果。CaF2（Eu）/ BaF2在低能区的优势可互补，并将可达到低的探测阈能。CaF2（Eu）/ BaF2能达到低放射性，将来都较易扩大到大规模，并且长期运行稳定。研究内容拟采用具有低的放射性CaF2（Eu）/BaF2复合晶体。搭建几十公斤CaF2（Eu）/BaF2复合晶体测量装置和读出系统，进行探测器和数据获取系统的调试，确定相应运行参数。建立数据分析软硬件环境。逐步在地下完成探测器阵列的建造和主、被动屏蔽的建造。通过实验数据积累，获得包括：探测阈能，能量分辨率、

DM探测灵敏度，本底水平，等各项参数。为整个实验方案设计提供数据和依据。

在进行探测器预研的同时，（1）我们同时跟踪国际上最新的WIMP直接探测手段（比如CF4气体TPC），比较这些探测手段的可行性和灵敏度，研究其关键技术的难点和实现方法。（2）参考国际上各种相关实验的近期结果给出的限制，与理论学家合作，进一步探讨云南站云雾室、KOLAR、LVD实验中奇异事例的存在性。

4、暗能量的理论研究和地面探测方案预研

充分利用最新天文观测数据找出暗能量的状态参数；利用暗能量模型和修改的引力模型导出的物质微扰方面的动力学性质不同的特点，区分暗能量模型和修改的引力模型；从基本自洽引力理论出发，理解暗能量的起源及其本质，并探索新的暗能量探测的方法。

利用观测数据研究暗能量的性质。利用最新的超新星数据（如SNAP数据），宇宙微波背景辐射数据（如Planck数据），大尺度巡天数据（如LAMOST,SDSS 等数据），BAO数据，弱引力透镜数据和强引力透镜数据等天文观测数据来给出包括暗能量的状态参数在内的暗能量的性质,这里要解决的关键问题是找出一种和模型无关的方法,如利用分段参数化方法等.因为在很小红移范围内,暗能量的状态参数总可以看成是一个常数,所以分段参数化方法是最好的和模型无关的分析方法.在对暗能量的状态参数进行分段参数化时,我们需要把红移分成很多份,这样我们就必然要引入很多参数.参数一多,通常的格点化方法所需要的时间便成几何倍数增加,所以我们需要用蒙特卡洛马尔可夫链统计方法来处理观测数据。同时研究暗能量状态参数对参数化的相关性和特征性质，给出更合理和自洽的暗能量状态方程，建立暗能量唯象模型。

利用观测数据区分暗能量模型和修改的引力模型。由于修改的引力模型也可以用来拟合这些观测数据,如何区分暗能量模型和修改的引力模型也是我们需要解决的关键问题之一。由于上述这些天文观测数据是关于距离-红移方面的数据,即这些数据原则上可以给出哈勃参数随红移的变化这些运动学方面的信息,而修改的引力模型和暗能量模型可以给出相同的哈勃参数-红移关系。注意到修改的引力理论中的物质微扰所满足的动力学方程和爱因斯坦引力中的物质微扰所满

足的动力学方程不同,所以尽管它们给出相同的距离-红移方面的运动学信息,它们给出的物质微扰方面的动力学信息是不同的.我们可以结合运动学及动力学信息来区分暗能量模型和修改的引力模型.我们的研究发现物质微扰动力学方程可以用简单的增长因子来描述,即不同的暗能量模型及不同的修改引力模型给出不同的增长因子，所以在利用大尺度结构及星系团数据来拟合动力学信息时可以给出增长因子的信息，从而用来区分暗能量模型和修改的引力模型。

开展暗能量性质的研究。从基本自恰引力理论出发，理解暗能量的可能起源，构造与天文观测数据相符的暗能量模型是我们的研究重点。另一方面，宇宙加速膨胀（暗能量的存在性）的结论是基于广义相对论和宇宙学原理的基础上推出来的。在宇宙学尺度上广义相对论没有得到检验，宇宙中的非均匀性的效应对宇宙加速膨胀是否有影响，这些问题明显地要求进一步的研究。因此在修改的广义相对论（如标量-张量理论，弦理论中低能行为的高阶导数效应），膜世界图像，以及如超弦/M理论等理论出发来研究宇宙的加速膨胀问题也是我们的主要研究内容。

宇宙学新探子的理论研究。暗能量TASK FORCE（DETF）评估了目前比较成熟的和未来几年可能实施的观测宇宙暗能量的实验，指出有四类天文观测将对暗能量的研究起到重要的作用：超新星， BAO ,星系团丰度和弱引力透镜。我们将从宇宙膨胀的历史和宇宙结构形成出发研究探测宇宙暗能量的新实验方式，为开展相关实验做好理论准备，起到理论先行的作用。

对我国未来暗能量探测的可能方案进行研究，着重研究暗能量探测的基本原理和相关的科学问题，特别是对在南极Dome A 或青藏高原建造大型宽视场光学／近红外望远镜以及参与国外相关项目等暗能量探测项目进行研究，探索不同的设计方案，预测其观测能力，为我国暗能量探测项目的最终确定提供科学依据。

暗能量与普通物质相互作用很弱，因此对它的探测主要是通过其对宇宙演化中一些现象的影响来进行。目前提出的测量方案，有宇宙微波背景辐射、超新星、重子声波振荡、Alcock-Pacynski 效应、弱引力透镜、星系团计数、ISW 效应、强引力透镜、星系相对年龄等等多种不同的效应，而使用的观测手段也有光学、红外、紫外、微波、射电（21厘米）、X-射线、伽玛射线乃至引力波等，并且包括测光和光谱等不同方式。我们将对运用这些不同方法探测暗能量的基本原理

进行研究，并在此基础上提出改进的或新的观测和检验暗能量模型的方法。一些修改引力模型在大尺度上可以产生与暗能量相似的效应，从而导致宇宙的加速膨胀，仅仅从状态方程难以将其与单纯的暗能量区分开来。但是，在修改引力模型中结构的增长过程将有所不同，通过对增长因子的测量可以将其区分开来。通过综合运用引力透镜和本动速度等可以检验这一性质，这也是对引力理论的一个重要检验。

对于观测到的宇宙加速膨胀现象，除了暗能量外也存在另一种可能性，即我们的宇宙不符合大尺度上均匀、我们并不处在特殊位置上的哥白尼原理。如果我们所处的位置刚好位于一个非常大的密度较低区域的中心，那么也有可能会观测到加速膨胀现象。对于这种可能性，除了进一步观测更高红移的天体外，也可以利用重子声波振荡、ISW 效应等加以检验。

最后，暗能量探测设备在其它科学上也会有许多重要的应用，如高红移星系的形成和演化、地外行星的搜索等。这些研究所需要的望远镜性能和观测方式与暗能量探测有共同之处，也有不同之处，为了使探测设备能够发挥较多的效用，也需要在研究中加以考虑。

暗能量观测性能的预测和方案优化。暗能量探测装置的设计存在多种可能性，有许多问题在制订基本方案时必须考虑。例如，望远镜的口径，视场，巡天方式，测光波段的选取，光谱的分辨率选择等。要回答以上这些问题，必须考虑不同暗能量观测的需求。例如，弱引力透镜观测中，引力透镜产生的剪切(shear) 是通过平均星系的指向而测定的，星系本身的指向是随机的，因此为了提高精度，需要尽可能观测到较暗的星系，提高单位面积的星系数量，以降低随机噪声，同时也需要较高的角分辨率，而后者取决于角分辨率和视宁度，在这一观测中，星系的测光红移精度对暗能量的限制也有影响，总的精度还取决于观测的天区面积。类似的，对于超新星、重子声波振荡、星系团计数等，对这些基本参数也有不同的要求，因此存在对观测方案进行优化的问题。这一问题的复杂性还在于，不同观测的组合对于降低误差也有很大的影响，例如将弱引力透镜与重子声波振荡观测进行组合，可以明显降低测光红移引起的误差。又如，如果仪器同时具有测光和光谱观测能力，可以利用光谱观测的一个小样本作为测光红移观测的训练样本，从而提高测光红移的测量精度。此外，针对不同的暗能量模型，其最优观测也是不同的。因此，在优化过程中也必须注意其性能具有较广的适应性。

我们计划对不同的暗能量观测手段以及其组合进行研究，找出影响误差的主要因素和误差随参数变化的规律，为制定暗能量观测设备基本方案及其观测方法提供科学依据。

5、暗物质吨级液氙探测器的预研

如果暗物质是WIMPs 的话，应该可以通过直接探测的方法来找到。其中要克服的难点就是探测器的质量必需足够的大，和各种本底必须足够的低或可以用有效的办法来进行分辨。因此大质量探测器和本底的消除和辨别是两个重要的实验研究内容。

大质量的探测器（吨级）的建造没有原则上的困难，但也需要一定的技术创新。本课题组成员在XENON10 和ZEPLIN探测器建造中参与了全过程，因此有丰富的实际经验。大质量的探测器需要一个有高效率的液氙提纯系统和稳定的低温系统。

作为吨级液氙探测器的预研，我们计划研制一个新型的25公斤的“二相型氙”探测器，并在此基础上设计建造一个200公斤的液氙探测器。这个探测器和目前世界上最大的、在意大利运行的液氙探测器相当。本课题组上海交通大学研究人员参与了该探测器的设计、建造和运行的全过程，并起了重要的骨干作用。这个200公斤的探测器，除内部容量大小和光电管数目外，外屏蔽系统、液氙提纯系统、电子系统和信号采集、数据分析等和吨级探测器基本相同。

大质量的探测器对本底的要求更高，而本底的研究是找到暗物质的关键。本底有多种来源：有宇宙线而产生的本底，有探测器周围的物体，包括岩石，容器，和光电倍增管本身的放射性而产生的本底；也有探测材料本身的不纯而产生的本底。宇宙线的本底减少需要更深的地下实验室。PMT本身的放射性是个重要的问题, 本项目组正和日本Hamamatsu公司研制超低本底的PMT。容器的本身需要超低本底的材料来建造。此外，大质量的探测器本身就能对放射性作有效屏蔽。如何有效的降低探测器、探测器周围的物体，以及环境中的放射性本底，是探测微弱信号的实验中很重要的一环。因此对低本底探测器和测量方法的研究，实验中所使用的一切相关设备的材料放射性本底的检测，根据放射性检测来选取合适的

材料，设计更好的防辐射的屏蔽系统，都对WIMPs的测量有很大的促进作用。

二、预期目标

本项目的总体目标：

系统地研究暗物质和暗能量的性质，发挥理论先行和实验预研的作用，强调理论研究与实验探测设计相结合和多学科交叉融合的优势，为开展对暗物质的间接和直接探测提供可靠的物理依据和可行的实验设计及有效的探测方案，推进我国空间卫星的天体粒子物理实验平台、国家深部地下实验室（如：四川锦屏二级水电站深覆盖层隧洞可建成世界上最埋深地下实验室），南极Dome A地面天文望远镜观测实验基地和的建设。

五年预期目标:

1.完成针对PAMELA/ATIC/Fermi和DAMA以及其它可能的新实验结果的唯象分

析和理论模型建立。期望发展出能统一解释直接和间接实验探测结果的理论机制。完成对一类典型暗物质模型（包括多希格斯模型）的暗物质存在机制及参数空间的完整分析，给实验探测和设计提供物理基础和理论依据。结合实验观测，基于对称性等基本原理和量子场论，建立一个自洽的超越粒子物理标准模型的暗物质理论模型。

2.短期目标是通过国际合作，获得最新观测数据寻找暗物质粒子存在的证据。

长期目标是设计一个精细的高能电子和伽玛射线探测器进行空间观测，补充AMS在高能伽玛及电子探测方面的弱点，采用新的方法来观测高能电子和伽玛射线。通过观测暗物质粒子衰变或暗物质粒子相互作用后产生的电子（包括正电子）和伽玛射线来寻找暗物质粒子存在的证据。由于卫星研制需要一定的周期，在本项目期间的目标是完成该探测器的原理样机。

3.完成基于模型液氩探测器的研究、过热液滴气泡探测器的研究、CaF2（Eu）

/BaF2复合晶体探测器的研究。根据不同探测技术的特点，综合考虑，优化探测器的规模和经费，制作几公斤到百公斤以下的探测器模型进行不同类型的探测器研究，一旦能够明确下一步探测器的方案，尽快并且有效的集中人力和经费进入到目标探测器的研究中去。在经过不同模型探测器各方面性能的比较后，给出暗物质探测的下一步探测方案。

4.完成一个25公斤液氙探测器(CXO-25)的建造和地下运行，并在五年结束以

前取得首批暗物质采集数据，设计建造一个200公斤(CXO-200)的液氙探测器。进一步完成吨级LXe暗物质探测方案的设计，准备工程初步方案；

5.利用观测数据研究暗能量的性质，包括利用观测数据区分暗能量模型和修改

的引力模型，暗能量本质研究，宇宙学新探子的理论研究等，并期望在一到二个方向上取得突破性进展。

6.完成对暗能量探测的原理、方法、方案的全面探索，为确定我国暗能量探测

实验基本方案提供理论依据，对其中的关键问题特别是主要误差的估计和修正给出解决方案，发展所需的理论方法。

7.取得具有国际影响力的重要基础研究成果，包括在本领域著名国际期刊发表

系列学术论文。

8.培养一批具有粒子物理、天体宇宙学及其交叉学科研究能力的，理论与实验

相结合的优秀人才。通过项目的协作实施，在暗物质和暗能量研究领域形成一支在国际上具有重要影响的研究团队。

三、研究方案

1）学术思路：

围绕暗物质和暗能量本质问题，开展相关的理论研究和相应的实验可行性和竞争性探索。充分发挥理论和实验相结合的优势，定期和不定期的召开讨论会，互通进展和研究中遇到的新问题。

总体思路示意图如下：

2）技术途径：

1、暗物质的理论研究及相关新物理唯象：

首先将主要研究可以用来解释PAMELA/ATIC/Fermi和DAMA的结果的理论机制，在超对称和多希格斯模型中考虑暗物质衰变的可能机制。构造具有量子索末菲效应和共振态增强效应等可能的唯象模型。发展数值和模拟方法计算宇宙线中的正负电子，光子和高能中微子能谱。研究可以用来区分暗物质湮灭和脉冲星天体源的方法。建立自洽的暗物质理论模型，解释实验观测现象和结果，预言可被探测和检验的新物理唯象，提供给实验设计有用的理论依据。

2．暗物质的空间探测实验预研：

我国的暗物质粒子探测器拟主要由三部分组成，上部的径迹探测器用来测量入射粒子的方向，中部的BGO量能器用来测量入射粒子的能量，同样这两个探测器可以区分电子和质子。底部的中子探测器可以增加电子和质子的区分本领。为了在较短的时间内提高观测精度，我们计划继续与美国合作，重新设计ATIC（新项目名：AREL）, 提高能量分辨和本底水平，争取2011-2012年左右能够在南极长时间观测。

3、暗物质地下探测的前沿技术预研

综合分析世界上目前暗物质探测探测方法，研制出下一步高灵敏度、低本底的深埋探测器，为实现直接探测暗物质和研究暗物质的性质做准备，设计出实验方案。

对LAr探测器及探测技术的研究包括：吸收别人的所长，避其所短，进行有特色的独立的研究。采用快速响应的气体探测器，直接测量漂移电子（TPC方法）群，对LAr的探测器性能进行研究，与LXe的探测性能进行比较；探索将微针电极直接工作在LAr中的关键技术；。

对过热液滴的气泡探测技术研究包括：（1）选择一种合适的过热液体作探测灵敏液体；（2）通过MC计算在过热液滴中γ,n,e,α作用的能量沉积与液滴半径、温度、压力的关系，得出探测器对电子和伽玛不灵敏条件；（3）利用现有的材料

和仪器研制200mL探测器模型，进行先期条件实验研究；（4）分别测量γ,n,e,α在探测器模型中的信号，检验γ、e在探测器中的不灵敏水平，α本底水平和中子响应参数，为主动和被动屏蔽的建造提供相应依据；（5）通过音频测量粒子的技术和读出系统研究；（6）压力、温度控制系统研制；（7）利用选定的材料、容器，制作升级探测器单元，几十～百升量级探测器阵列探测器模型制作和性能测试。

关于CaF2（Eu）/BaF2复合晶体探测方案，拟采用具有低的放射性CaF2（Eu）/BaF2复合晶体。搭建几十公斤CaF2（Eu）/BaF2复合晶体测量装置和读出系统，进行探测器和数据获取系统的调试，确定相应运行参数。建立数据分析软硬件环境。逐步在地下完成探测器阵列的建造和主、被动屏蔽的建造。通过实验数据积累，获得包括：探测阈能，能量分辨率、DM探测灵敏度，本底水平，等各项参数。为整个实验方案设计提供数据和依据。

在进行探测器预研的同时，（1）我们同时跟踪国际上最新的WIMP直接探测手段（比如CF4气体TPC），比较这些探测手段的可行性和灵敏度，研究其关键技术的难点和实现方法。（2）参考国际上各种相关实验的近期结果给出的限制，与理论学家合作，进一步探讨云南站云雾室、KOLAR、LVD实验中奇异事例的存在性。

4、暗能量的理论研究和地面探测方案预研

一方面利用国际国内已有的观测数据区分暗能量模型和修改的引力模型，若确定为暗能量模型，则进一步研究暗能量是动力学的缓变标量场还是额外维度理论的效应。另一方面，从暗能量观测的基本原理出发，运用解析的和数值模拟的方法对暗能量探测装置的观测性能，包括系统误差等进行预测，对观测方案进行优化。

5、暗物质吨级液氙探测器的预研

当前国际上最好的暗物质直接探测实验结果来自CDMS和XENON10两个实验。CDMS实验利用高纯鍺为探测材料，该实验已经发展了近二十年，在实验技术上已经发展的非常成熟。该技术能够非常有效地区分由伽马射线产生的本底。然而，

该技术的发展目前遇到了很大的瓶颈，即如何更快的增加探测器的质量以提高对暗物质探测的灵敏度。与CDMS相比，利用液氙的XENON实验不仅在费用上大大的减少，而且在技术上也有独到的创新之处。XENON实验利用的“二相型氙”探测技术才发展了不到十年，其结果就已经超越了发展了近二十年的高纯鍺技术。液氙技术在国际上被普遍认为是最有前景的暗物质直接探测技术，目前有四个具有类似技术的实验在发展和竞争之中。其中包括处于领先地位的并已经建造完成，质量为170公斤的XENON100实验（上海交通大学为XENON100合作组成员），正在建造之中将把质量提高到300公斤的美国LUX实验，以及正在建造的日本XMASS实验。在几年之内，要在国际上取得领先地位，我们必须开展以吨级为目标的预研。

由于我们所在的XENON100实验质量已经达到了170公斤，同时为了与有可能在几年之内有首批结果的LUX300公斤探测器竞争，我们的探测器设计的质量以200公斤为基础，以吨级为目标。“二相型氙”探测器的原理如下图所示。

图二：“二相型氙”暗物质探测器的原理和信号介绍。

它的主体为液态的氙，由专门的制冷系统将之恒温冷却在零下100摄氏度。放射线（包括伽马射线，中子）或者暗物质粒子在液氙中与核子或核外电子产生碰撞后，氙原子会产生激发态或电离。原子的激发态返回基态的过程中会发出波

长约178nm的闪光信号，被我们称为S1信号。在液氙中外加一个强度约1 kV/cm 的电场后，由电离产生的电子将在液氙中产生漂移。当电子漂移到液氙上部的气态氙中时，一个更强的电场（约10 kV/cm）将加速这些电子在气态氙中的漂移，同时在气态氙中产生更多的氙原子激发态。这些激发态回到基态的过程中同样会发出178nm的闪光信号，称为S2信号。S2信号的强度与在液氙中漂移的电子数目成正比。S1和S2信号都是用分布在液氙周围的对178nm波长感应度很高的光电管测量。S1和S2信号的时间差可被用来计算放射线在液氙中碰撞所处的上下位置(Z)。由于电子在漂移过程中扩散很少，我们可以利用发生在气态氙中的S2信号在上部各个光电管中的信号强度分布来计算碰撞所处的XY位置。同时，

S2/S1的比例和碰撞的类型相关。由来自中子或暗物质的原子核弹性反冲产生的S2/S1大大小于来自伽马射线的电子反冲产生的S2/S1。因此，“二相型氙”不仅可以精确的测量事例在液氙中的三维位置，更可以区分不同的入射粒子。由此可以排除大量由探测器外部放射线所带来的本底，对反应截面非常小的暗物质碰撞稀有事例达到有效的搜寻。

四、年度计划