暗物質探測和無中微子雙貝塔試驗

云啟霞蔚

<p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><b> 前  言</b></p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">暗物質和中微子普遍存在于宇宙中，對宇宙和星系的形成與演化起了主導作用，但目前我們對暗物質的本質和中微子的基本性質還所知甚少。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">暗物質最初是由天文學家為了解釋天體的運動而提出來的。現代的宇宙學觀測，特別是引力透鏡效應、宇宙微波背景輻射的各向異性和大尺度結構等，更進一步明確了暗物質的存在。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">當前的標準宇宙學模型表明，暗物質通過引力相互作用直接影響了星系的形成以及星系在宇宙中的分布。然而，對于暗物質的其他性質，特別是粒子屬性我們還一無所知。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">粒子物理學家傾向于認為，暗物質是由某種未知的新粒子組成的；除引力作用外，它與普通物質可能還存在其他非常微弱的相互作用。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">在所有標準模型粒子中，中微子在宇宙中的數量僅次于光子，每秒鐘約有1015 個中微子穿過我們的身體。中微子質量極輕，至少比電子輕一百萬倍。由于僅參與弱相互作用，中微子與普通物質幾乎不發生反應，卻幾乎見證了從宇宙起源到天體形成的各個過程。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">理論學家認為，中微子很可能是自身的反粒子。然而，只有觀測到一種極其稀有的無中微子雙貝塔衰變，方可確認該理論，進而有望解開為何現在的宇宙中幾乎全部是正物質、不存在反物質的謎團。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">     鑒于暗物質碰撞信號和無中微子雙貝塔衰變均屬極其稀有事件，實驗研究過程中均要求極致的本底控制，同時需要大體量的探測器以及復雜的信號探測與數據獲取系統。因此，科研領域常提及的大科學裝置成為探索這些事件的重要工具。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">本文將簡要概述國際上關于暗物質和無中微子雙貝塔衰變的實驗研究現狀，并闡述我國科學家在該領域的研究積累和未來前沿規劃。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><b>一、暗物質</b></p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">近百年的天文學觀測表明，宇宙中存在大量看不見的物質——“暗物質”，其對宇宙和星系的形成與演化起了主導作用。基于宇宙中微波背景輻射各向異性觀測和標準宇宙學模型，宇宙中暗物質約占全部物質總質量的 85%。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">然而，迄今為止人們尚未在實驗中明確探測到暗物質，我們對其本質還知之甚少。一種觀點曾認為，產生于早期宇宙的原初黑洞，由于幾乎不發光，很可能是暗物質的一部分。而粒子物理學家則更傾向于宇宙中有尚未被發現的新粒子或新相互作用。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">大量的新物理理論研究預言了一類質量在弱電破缺能區（～100 GeV）附近的暗物質粒子，即“弱相互作用重粒子”或 WIMP（Weakly Interacting Massive Particle）。它的質量非常大，與普通物質之間只存在“類似于”標準模型中的弱相互作用和萬有引力。這種新粒子恰好在早期宇宙適當的時刻熱解耦，產生今天宇宙中觀測到的暗物質密度，同時解決了粒子理論基本問題，這種“巧合”也被稱為是“ WIMP奇跡”，使得 WIMP 成為最受物理學家青睞的暗物質候選者之一。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">除了傳統的WIMP暗物質候選粒子外，如果放松對暗物質質量和相互作用強度的“理論偏好”，質量為核子質量甚至更輕的暗物質也有可能性。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block">此外，另外一大類有很強理論動機的暗物質理論就是所謂的軸子或類軸子，由 Pecci，Quinn，Wilczek 以及 Weinberg 在1977 年為解決強相互作用中為何 CP 守恒的問題而提出。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><b>（一）新世紀暗物質“疑云”</b></p><p class="ql-block"><b><span class="ql-cursor">?</span></b></p><p class="ql-block"> 進入新世紀以來，暗物質探測領域不時地為人們帶來驚喜。這些驚喜源自空間和地下的實驗，基于不同的探測機理、在不同的信號通道上均傳出超出預期的信號。部分疑似暗物質信號后續實驗已予以排除，然而另一些依然懸而未決，亟待進一步檢驗。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"> 2010 年前后，國際上數個地下實驗觀測到超出本底預期的信號，并被解釋為 20 GeV 左右的暗物質信號。這些實驗包括基于晶體探測器的 DAMA-LIBRA 實驗（NaI晶體）和 CRESST-II 實驗（CaWO4 晶體）、基于半導體探測技術的CDMS-Si 實驗（極低溫 Si 半導體）和 CoGENT 實驗（Ge 半導體）。這一系列結果曾在國際范圍內引起廣泛關注，但后續實驗很快排除了這些疑似事例。2020 年，XENON1T 實驗發布了疑似超出本底預期的電子反沖事例的數據結果，并且該超出可以由太陽軸子解釋。然而，近期 XENON1T 的升級實驗XENONnT 已排除這種太陽軸子解釋的可能性。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"> 在過去十余年間，除地下實驗外，空間實驗亦探測到了許多令人鼓舞的超出信號。然而，由于對天體物理本底的精確測量不足，這些超出的含義仍懸而未決。2011 年，FERMI-LAT 伽馬射線望遠鏡觀測到銀河系中心的伽馬射線在 GeV 波段有超出，該超出可以用～10 GeV 暗物質的湮滅信號予以良好解釋，但也可能源于附近天體源，如脈沖星。2013 年，由華裔科學家丁肇中先生領導的 AMS-02 實驗發布了精確的正電子比例觀測結果，確認了 PAMELA 衛星于 2009 年觀測到的正電子流強在幾十 GeV 以上的明顯超出。這些額外的正電子可能源于 TeV 量級暗物質的湮滅，但也可能是其它未知的天體源，如脈沖星或超新星爆發等加速的正電子。雖然墨西哥高海拔水切倫科夫天文臺（HAWC）對 Geminga 和 PSR B0656+14 的觀測顯示，脈沖星周圍的電子擴散系數遠小于預期，很難產生主導 AMS-02 等實驗觀測到的正電子超出，但是對該超出的暗物質解釋也依然是眾說紛紜。特別值得一提的是，我國 2015 年發射的暗物質探測衛星“悟空”精確測量了宇宙線電子（不區分正負電子）能譜，并在～TeV 處觀測到“拐折”以及在～1.4 TeV 的疑似超出。對這些超出的解釋強烈依賴于物理模型，目前來看仍有可能是暗物質的信號。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"> 在光子和電子（包括正電子）能譜上的反常超出之外，AMS-02 實驗還觀測到了反物質的超出。2016 年，AMS-02 首次發布了宇生反質子的測量結果。物理學家發現，在低能區（動能為幾個 GeV）超出宇宙線的本底，可以用 20~80 GeV 的暗物質信號來解釋。 引人注目的是，如果將AMS-02 的低能反質子譜與 FERMI-LAT 觀測到的銀河系中心伽馬射線譜進行聯合分析，這些超出強烈地指向了～80 GeV 的暗物質信號。雖然后來 FERMI-LAT 對白矮星系的觀測未能發現與銀心同樣的超出，但多項研究表明，對白矮星系的觀測結果僅能排除暗物質通過某些特定的通道（  ）衰變的可能性。因此，～80 GeV 的暗物質產生銀心 GeV 伽馬超出和低能反質子超出依然在理論上站得住腳。更令人振奮的是，2018年 AMS-02 實驗公布了其關于宇生反氦的觀測結果，共發現了 8 個反氦事例（包括 6個反氦-3 和 2個反氦-4）。雖然關于這些反氦事例的起源仍在進一步仔細論證中，但對于暗物質“獵手們”來講無疑是極其鼓舞人心。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><b>（二）國際暗物質探測大科學裝置前沿</b></p><p class="ql-block">     暗物質探測實驗假設暗物質粒子同已知物質之間有一些除了引力之外的相互作用，從而可以通過直接、間接和實驗室產生三種方式開展探測，原理見圖 1。目前暗物質探測實驗在全世界范圍內如火如荼地開展，國際競爭激烈。圍繞國際上已投入運行的項目，本節將著重介紹與我國暗物質實驗布局相關的國際暗物質探測大裝置，主要集中在地下實驗和空間實驗兩方面。</p><p class="ql-block"><br></p> <h3>圖 1，暗物質多種實驗探測方式的原理示意圖</h3></br><h3>1985 年，Edward Witten 等提出將 WIMP 暗物質和原子核的碰撞信號作為“黃金探針”。此后，國際上大量的實驗涌現，在國際各大深地實驗室中，以多種探測手段搜尋 WIMP。經過近 30 年的發展，“兩相型”液氙時間投影室（簡稱“液氙TPC ”，Time Projection Chamber）以其突出的探測性能、強大的本底甄別本領和優越的升級能力脫穎而出，成為當今世界上對暗物質，尤其是重質量暗物質探測最為靈敏的技術手段。在最新一輪的國際競爭中，液氙暗物質實驗在全球范圍內呈現“三足鼎立”態勢，包括我國的 PandaX-4T（有效質量約 4 噸）、歐洲的XENONnT（有效質量約 6 噸）和美國的 LZ （有效質量約 7 噸）。位于我國四川錦屏地下實驗室的 PandaX-4T 實驗率先完成建設，并于 2021 年發布 0.63 ?噸·年的試運行結果，取得了暗物質與核子的自旋無關散射截面最強的限制。一年后，XENONnT 和 LZ 幾乎同時發布了其首個暗物質研究結果，其中 LZ 實驗對暗物質的限制略勝一籌。然而，理論預言的暗物質與核子相互作用仍有大約 2～3 個數量級的參數空間待搜尋。根據美國 P5 規劃，作為第二代（G2）液氙探測器，XENONnT 和 LZ 將分別繼續運行至約 2028 年；隨后，雙方將尋求歐洲與美國實驗的合并升級，并已形成一個非正式合作框架（XLZD）。</h3></br><h3>與液氙 TPC 探測機理相同，還有一類實驗利用液氬作為媒介探測暗物質。相比較氙，氬的原材料成本更低，并且其閃爍光中的快、慢兩種光可以用于“脈沖形狀鑒別”（Pulse Shape Discrimination）；但是，自然氬中含有的宇生同位素氬-39 具有放射性，也給該類型實驗帶來了挑戰。國際上幾個著名的液氬實驗，包括 DEAP-3600、DarkSide-50、MiniCLEAN 和 ARDM 于 2017 年組成了全球液氬暗物質合作組（the Global Argon Dark Matter Collaboration），正在建設DarkSide-20k（20 噸液氬），預期 2026 年投入運行。</h3></br><h3>輕質量暗物質（質量低于核子質量）在過去十余年里也廣受關注。這類暗物質探測的核心挑戰在于如何突破傳統暗物質探測中的動力學限制。目前，國際上主要有三種實驗方法：1）依靠探測器更低的閾值，提升對輕暗物質碰撞的靈敏度。例如，美國采用極低溫量能器技術的 SuperCDMS 實驗，跳頻 CCD 技術的 SENSI 和 DAMIC 實驗，以及我國的 CDEX 點電極高純鍺實驗。這類實驗將探測器閾值降至 100 eV，從而對～GeV 的低質量暗物質探測更靈敏。近年來，利用各種量子傳感器極低激發能特性的想法也開始流行；2）采用原子中的電子作為散射靶，并且利用原子束縛態的效應提升對輕暗物質的靈敏度；3）引入新的理論機制，例如對于每一種假設的相互作用，自然界均存在將暗物質加速的機制，從而繞開探測器閾值的限制。綜合這些方法，暗物質直接探測實驗可將探測靈敏區域擴展至低于 keV 質量區的“溫暗物質”區間。</h3></br><h3>在空間實驗方面，基于我國空間站的“高能宇宙輻射探測設施”（HERD）和“悟空”的下一代空間暗物質探測實驗——甚大面積伽馬射線空間望遠鏡（VLAST）對空間伽馬射線的觀測能力均將超過 FERMI-LAT，有望對銀心的伽馬超出進行檢驗。得益于美國宇航局（NASA）2022 年對國際空間站軌道的維護，AMS-02 實驗預計將運行至 2032 年。同時，由 NASA 資助的高空氣球實驗（GAPS）將計劃于 2024 年底在南極麥克默多科考站（McMurdo）升空。通過測量奇異核衰變產生的次級粒子來甄別反粒子，GAPS 對動能小于 250 MeV/核子的反核（反質子、反氘甚至反氦）具有較高靈敏度。GAPS 實驗與 AMS-02 在能區上形成互補，通過不同的探測手段，有望對 AMS-02 觀測到的低能質子超出和反氦事例進行有效檢驗，并在低能反氘這一全新的信號通道有所突破。</h3></br><h3>除 WIMP 暗物質外，國際上也有很多實驗瞄準軸子暗物質。當前軸子探測實驗主要基于強磁場下軸子與光子之間微弱的耦合作用。微波諧振腔（Haloscope）技術被應用于 ADMX 實驗，其探測能區主要聚焦在 QCD 軸子附近（50 ueV）。此外，非共振腔方案采用電磁感應效應、自旋進動效應、電介質效應等，在數十 ueV 之外的軸子質量區間展開寬頻搜尋。在更大的質量范圍內（<1 eV），CERN 太陽望遠鏡（Helioscope）實驗 CAST 以及其升級實驗IAXO 旨在尋找太陽軸子，而德國 DESY 的 ALPS-II 實驗則利用激光穿墻技術（Light-Shining Through A Wall），在強磁場下使用強激光產生軸子，然后在“墻”的另一端探測由軸子逆過程產生的光子。此外，國際上還有對人造光源或已知天體的各波段的高精度光譜、極化譜觀測，以及自旋相關的第五種力的精確測量等研究。我國科學家通過天體物理數據對軸子有不少唯像學的研究，最近也開始通過超導共振腔對軸子開展實驗尋找。同時，PandaX 和 CDEX 這些實驗也可以利用極低本底探測器中的電子反沖信號開展對太陽軸子與電子耦合的搜尋。</h3></br><strong>二</strong><strong data-brushtype="text">中微子和無中微子</strong><strong data-brushtype="text">雙貝塔衰變</strong><h3>中微子是一種不帶電荷的粒子，在標準模型中被認為是零質量。為了解釋貝塔衰變電子能譜的連續性，中微子在 1930 年由 Pauli 首次提出。1956 年，Cowan 和 Reines 實驗首次探測到反應堆放出的反電子中微子（1995 年諾貝爾獎）。隨后不久，繆子中微子于 1962 年被 Lederman、Schwartz 和 Steinberger 領導的團隊在布魯克海文國家實驗室用加速器打靶實驗發現（1988年諾貝爾獎）。2000 年，費米實驗室的 DONUT 實驗找到了最后一種已知的中微子，陶子中微子。這三種中微子就是我們常說的中微子的“味道”（Flavor）。太陽、核反應堆、大氣層和超新星均是中微子的“生產基地”。其中，超新星爆發放出的中微子在 1987 年首次被探測到，與太陽中微子的發現共享了 2002 年諾貝爾獎。此外，宇宙大爆炸也產生了大量的中微子，它們攜帶了大爆炸后一秒時的信息，但目前還沒有被實驗直接捕捉到。</h3></br><h3>中微子有一個奇特的性質：在空間運動時味道會發生改變，即中微子振蕩。比如說，繆子中微子在飛行過程中，有一定幾率會變成陶子中微子。這種性質最早是超級神岡實驗和 SNO 實驗分別在 1998 年測大氣中微子、2002 年測太陽中微子的時候發現的。這一系列發現直接證明了中微子具有非零質量，為此獲得了 2015 年諾貝爾獎。中微子振蕩和中微子質量的關系可以通過“反證法”來理解：零質量的粒子一定是以光速傳播的，在這個極限運動的坐標系中，粒子的時間是停滯的，因此不可能出現不同味道中微子的轉化！中微子質量是第一個超出粒子物理標準模型的確鑿證據。我國的大科學裝置也是中微子振蕩研究的重要力量：2012 年大亞灣實驗通過反應堆中微子首次觀察到了第三種中微子振蕩模式，而三種中微子的質量順序則是正在建設的江門中微子實驗（JUNO）的最核心科學目標。</h3></br><h3>組成物質的基本粒子都有對應的反粒子，比如電子和正電子，它們電荷相反，但其它性質都一樣。中微子不帶電，是唯一可能是其自身反粒子的基本粒子，這個觀點是 1937 年意大利物理學家馬約拉納（Majorana）提出的，現今這類粒子被統稱為馬約拉納費米子。馬約拉納中微子由于能為中微子的微小質量提供完美解釋，可能還和宇宙演化中的反物質消失之謎緊密相關，所以備受理論物理學家的青睞，但目前還沒有被實驗證實。</h3></br><h3>尋找馬約拉納中微子的黃金通道就是所謂的無中微子雙貝塔衰變。貝塔衰變是原子核少數幾種可能的衰變形式之一。在這個過程中，一個中子會變成一個質子，放出一個電子和一個反中微子，電子和反中微子都會帶走一部分衰變能量。有一些原子核，單個貝塔衰變在能量上被禁止，但允許兩個貝塔衰變同時發生，即“雙中微子”雙貝塔衰變，它在放出兩個電子的同時，放出兩個反中微子。該過程極其稀有，1935 年被提出，直到 1987 年才首次被實驗證實。更加奇妙的無中微子雙貝塔衰變于 1939 年由 Furry 提出，簡單來說，就是其中的一個反中微子“變身”成了中微子，碰上了另一個反中微子后“正反相消”了，從而兩個末態的電子就攜帶了衰變放出的所有能量（見圖 2）。這個實驗信號就是一個單能峰，但至今還未被找到。同中微子振蕩非常類似，這種現象可以看作是“正反中微子振蕩”，也要求中微子具有非零的質量。反過來，對無中微子雙貝塔衰變半衰期的實驗限制，也可以用來限制中微子的質量特性，參數空間通常可以表現在所謂馬約拉納中微子質量和最輕中微子質量的兩維空間（見圖 7）。</h3></br> <h3>圖?2，無中微子雙貝塔衰變示意圖（源自https://physics.aps.org/articles/v11/30）</h3></br><h3>為了探尋無中微子雙貝塔衰變，首先需具備大量可進行雙貝塔衰變的同位素，并進行長期的測量。常用的同位素包括鈣-48、鍺-76、硒-82、鉬-100、碲-130、氙-136 等。除了少數自然豐度較高的同位素外，其余大部分需要進行富集。在過去幾十年中，國際上已有多個實驗利用不同同位素搜尋無中微子雙貝塔衰變。對衰變末態的電子探測，實驗手段豐富多樣，可根據探測器信號主要分為光、熱和電荷三類：1）熱信號探測實驗，如 CUORE，通過探測晶格的振動（聲子）來測量粒子能量；2）光信號探測實驗，如 KamLAND-Zen、SNO+、CANDLES 等，通過光探測器捕捉帶電粒子穿過液體或晶體閃爍體時放出的閃爍光，以測量粒子能量；3）電荷探測實驗主要基于高純鍺探測器，如 LEGEND，探測器為千克量級的二極管，帶電粒子在其中產生電子－空穴對，可通過電極讀出。有些實驗具備多重信號探測能力，如 CUPID 和 AMoRE，既探測熱信號，也探測光信號；基于液氙時間投影室的實驗，如 EXO-200 和 nEXO，既探測電荷也探測光。根據雙貝塔衰變同位素和探測器的關系，實驗可以分為三類：1）把探測器放在同位素源附近；2）探測器本身由雙貝塔衰變同位素富集而成，僅測粒子能量；3）在第二類的基礎上增加粒子徑跡探測能力，用于鑒別粒子種類。</h3></br><h3>搜尋無中微子雙貝塔衰變要求極低的放射性本底。本底來源主要包括宇宙線及其帶來的放射性同位素、材料中的長壽命放射性同位素如鈾和釷等、人造的同位素（主要由反應堆泄漏和地表核試驗帶來，如鈷-60, 銫-137, 銀-110m），以及各種來源的中微子。為避免宇宙線干擾，和暗物質搜尋一樣，實驗通常在地下實驗室進行。</h3></br><h3>當前國際上對無中微子雙貝塔衰變的搜尋主要由基于鍺-76（GERDA）、碲-130（CUORE）和氙-136（EXO和KamLAND-ZEN）的實驗主導。其中KamLAND-ZEN 利用氙-136 對馬約拉納中微子有效質量的上限達到 36-156 meV/c2?的國際最好水平。目前各國都在規劃下一代更大體量的噸級富集同位素實驗，包括 nEXO（美國為主）、KamLAND2-ZEN（日本）、LEGEND（歐美合作）、CUPID（歐美合作）等，將靈敏度瞄準在 15 meV/c2，預期全面覆蓋中微子反質量序對應的參數空間，如圖 7 所示。美國核科學顧問委員會（NSAC）在《2023 年核科學長期規劃》中將建設噸級馬約拉納中微子實驗（LEGEND，nEXO，CUPID）列為最重要優先級別。</h3></br><strong>三</strong><strong data-brushtype="text">我國在該領域的研究積累和未來規劃</strong><h3>暗物質和中微子的馬約拉納屬性均是理解宇宙組成、形成與演化的最根本的問題，重要性在國際科學界早有共識，也是美國和歐洲的粒子物理、核物理和天體物理領域規劃中最高優先級的科學研究之一。在過去的十多年中，依托位于四川大涼山地區的中國錦屏地下實驗室國際埋深最深的實驗條件，我國主導的 PandaX（Particle and Astrophysical Xenon Experiments）實驗和 CDEX（China Dark Matter Experiment ）實驗已開展了十余年暗物質實驗，產出多次國際領先的成果，并且在無中微子雙貝塔衰變方面也都取得重要進展。目前，國家“十三五”重大科技基礎設施之一——中國錦屏實驗室二期已經投入運行，成為不僅是世界埋深最深，且規模最大的深地實驗室（見圖 5）。錦屏實驗室二期具有 8 個獨立的實驗大廳，總容積約 33 萬立方米，埋深約 2400 米巖石，并可以方便地通過隧道進出，為我國未來研究的發展提供了得天獨厚的平臺條件。</h3></br> <h3>圖 3，世界各大深地實驗室宇宙射線率、埋深和總體量，源自?Annu. Rev. Nucl. Part. Sci., Vol. 67: 231 (2017)</h3></br><h3>PandaX 項目組成立于 2009 年，采用液氙 TPC 技術開展暗物質研究。其主要探測機理是基于暗物質與氙碰撞產生核反沖信號，而普通物質與氙反應則產生電子反沖信號，具體如圖 4 所示：暗物質與氙原子碰撞并產生反沖信號，在探測器中以氙原子閃爍光和電離兩種形式釋放出能量。由于核反沖和電子反沖信號在閃爍光和電離信號上分配的能量比例不同，因此通過電離信號和閃爍光信號的比例可以有效區分暗物質和本底。液氙 TPC 技術提供暗物質與氙相互作用的“四維”信息（三維坐標和能量），具有強大的自屏蔽能力和升級能力，為 PandaX 開展豐富的暗物質和中微子研究提供了強有力的實驗手段。</h3></br> <h3>圖 4，兩相型液氙 TPC 工作原理</h3></br><h3>（源自?Nature 618, June 1 2023）</h3></br><h3>項目組已完成的 PandaX-I（120公斤）和 PandaX-II（580公斤）實驗已取得顯著成果，目前正在開展 PandaX-4T（3.7噸）實驗，代表性研究成果主要包括：1）PandaX-I 首個物理結果一舉排除了國際上暗物質直接探測實驗中出現的疑似信號；2）PandaX-II 和 PandaX-4T 取得對重質量 WIMP 與核子自旋無關散射的最強限制，三次刷新世界紀錄，強烈排除了暗物質通過標準模型Z玻色子與普通物質相互作用的可能性；3）對暗物質可能具有的電磁性質給出了最強限制，成果在 Nature 上發表。此外，合作組利用探測器中約 9% 的核同位素氙-136，發表了首個利用自然氙探測器尋找無中微子雙貝塔衰變的實驗結果和對雙中微子雙貝塔衰變的精確測量。</h3></br> <h3>圖 5，位于中國錦屏地下實驗室的 PandaX-4T 實驗</h3></br><h3>同 PandaX 實驗類似，CDEX 也是通過測量暗物質與探測器靶標的原子核碰撞后產生的核反沖信號來直接探測暗物質，但側重于低質量區域。CDEX 實驗采用高純鍺技術路線。高純鍺是一種半導體材料，純度非常高，因此探測器自身放射性水平很低；同時，作為一種半導體探測器，其平均電離能小，具有能量閾值低、分辨率高的優點，因此對低質量的暗物質具有更好的靈敏度。CDEX 實驗主要依靠反符合甄別技術、體事例/表面事例甄別方法來區分暗物質和本底事例。合作組于 2010 年起，經歷了 CDEX-1（一公斤高純鍺）、CDEX-10（十公斤高純鍺）階段，對低質量暗物質（1~10 GeV）的探測達到國際先進水平，在國際頂級期刊發表了數個重要結果，包括其一公斤級探測器排除了國際實驗 CoGeNT 和 DAM-LIBRA 的暗物質信號，升級后的探測器十公斤級探測器對 4~5 GeV 暗物質取得國際領先限制。此外，CDEX-1 也基于自然鍺中約 7.8% 的鍺-76 開展了對無中微子雙貝塔衰變的搜尋。</h3></br><h3>此外，在無中微子雙貝塔衰變上，我國科學家還提出了其他多種實驗方案，包括 JUNO 實驗升級（氙-136 或碲-130）、CUPID-China（鉬-100）、NvDEx（硒-82），各具特色。其中 JUNO 升級方案計劃在 2030 年左右反應堆中微子測量結束后，將氙-136 或碲-130 溶在液態閃爍體中，通過光信號測量其雙貝塔衰變的能量，方法類似于日本正在運行的 KamLAND-Zen（氙-136）和加拿大的 SNO+（碲-130），但在探測器體量和能量分辨率上有顯著優勢。CUPID-China 計劃采用 CUPID 類似低溫晶體，并研發新型聲子、光子讀出方案；NvDEx 則采用氣體時間投影室配合新型的電荷讀出裝置，同時測量能量和粒子徑跡。</h3></br><h3>應當看到，暗物質和無中微子貝塔衰變的實驗搜尋都追求極致的本底控制，且探測手段也頗為相似。主要區別在于兩者信號的能區不同，暗物質的反沖能是 keV 量級，而無中微子貝塔衰變能量是在 MeV 量級。另外，馬約拉納中微子實驗需要富集大量同位素。另一方面，依托我國錦屏極深地下實驗室的優勢，PandaX 和 CDEX 的未來實驗則旨在打造“一機兩用”的探測器，即一個探測器可同時對暗物質和馬約拉納中微子進行探測。在 PandaX-4T 實驗運行的同時，PandaX 合作組已開始規劃下一代數十噸級液氙 TPC，即 PandaX-xT 實驗，旨在提升暗物質直接探測靈敏度，同時利用自然氙中約 9% 豐度的氙-136 對無中微子雙貝塔衰變做出精確測量。CDEX 合作組當前正建設 CDEX-300v（300 公斤級富集鍺-76 探測器）并以噸級探測器（CDEX-1T）為終極目標，同時對鍺-76無中微子雙貝塔衰變和輕暗物質進行搜尋。</h3></br><h3>我國在暗物質探測和無中微子雙貝塔衰變測量領域已取得重要進展。上述基于大科學裝置的“中國計劃”將為我國暗物質探測和中微子物理研究突破提供激動人心的契機，有望在未來 15 年左右實現以下科學目標：</h3></br><strong>1</strong><h3>? ? ?將暗物質探測的靈敏度較當前實驗提升兩個數量級，對 WIMP 模型做出決定性判斷，如圖 6 所示。</h3></br><h3> <h3>圖 6，未來 PandaX-xT 在 200 噸·年的曝光量下和 CDEX-1T 在 1 噸·年的曝光量下對 WIMP-核子反應截面的預期靈敏度。國際當前有代表性的一些實驗的排除上限見圖例，兩個圈的區域為超對稱理論預言的 WIMP 暗物質可能的參數空間。粉色區域代表中微子地板</h3></br><strong>2</strong><h3>? ? ? 搜尋無中微子雙貝塔衰變，對馬約拉納中微子有效質量給出最強的限制，全面覆蓋中微子質量反序對應的參數空間，如圖 7 所示。</h3></br><h3> <p class="ql-block">圖 7，未來國際無中微子雙貝塔衰變實驗在馬約拉納中微子質量和最輕中微子質量兩維空間的預期的靈敏度，淺綠和灰色區域分別對應中微子質量反序和正序的可能的參數空間。右邊三個線段分別代表目前國際上的 GERDA（鍺-76）、CUORE（碲-130）和 KamLAND-Zen（氙-136）實驗給出的馬約納中微子質量上限，線段長度來源于核物理方面的不確定性。下一代我國 PandaX-xT、CDEX-1T 和 JUNO 升級的預期靈敏度由淺紫色區域示意</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><b>3</b></p><p class="ql-block">     探測太陽中微子、大氣中微子等天體中微子及其他稀有信號：極致的暗物質探測器將可以探測到來自太陽和大氣中微子與原子核碰撞的信號（所謂的“中微子地板”，見圖 6），從而開展各種前沿的中微子物理和新物理研究。</p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><br></p><p class="ql-block"><b> 結   語</b></p><p class="ql-block"><b><span class="ql-cursor">?</span></b></p><p class="ql-block">對于暗物質的探測以及中微子馬約拉納屬性的判斷，將為人類進一步從根本上理解宇宙的起源和演化以及物質深層次結構打開新的大門。應該看到，國際上對這些問題已經開展了近百年的探索，也一直期望實驗上的突破，我國如果希望在這方面取得突破，必須踏踏實實地長期積累。經過過去十余年的發展，我國在中微子和暗物質實驗領域取得了長足的發展，已經有數個具有獨特優勢的實驗，實現了能夠與國際同行同臺競技的水平，錦屏深地實驗室更是為我國創造了絕佳的研究平臺。我國科學家應當基于自身的優勢，長期堅持，抓住科學突破的可能契機，為我國搶占未來科技競爭制高點。</p><p class="ql-block"><br></p>

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暗物質探測和無中微子雙貝塔試驗

云啟霞蔚