年调制幅度的能量分布
R(t )  S0  Sm cost  t0 
hereT=2/=1 yr and t0= 152.5 day
DE = 0.5 keV bins
(2-6) keV: 清晰的年调制
(6–20) keV: 拟合结果Sm=0, 2 /dof=27.5/28
正弦(Sm) 余弦(Zm)年调制幅度的能量分
布
R(t )  S  S cost  t  Z sint  t   S  Y cost  t 
*
0
m
0
m
0
0
m
相位t*与 2nd June的轻微的不同，
可以用非热暗物质的贡献（比如
SagDEG stream)来解释
E
(keV)
Sm (cpd/kg/keV)
Zm (cpd/kg/keV)
Ym (cpd/kg/keV)
2-6
0.0111 ± 0.0013
-0.0004 ± 0.0014
0.0111 ± 0.0013
150.5 ±
7.0
6-14
-0.0001 ± 0.0008
0.0002 ± 0.0005
-0.0001 ±
0.0008
--
t*
(day)
相位随能量的变化
Ym , Sm
2 errors
DE = 1 keV bins
运行稳定性
DAMA/LIBRA-1
DAMA/LIBRA-2
DAMA/LIBRA-3
DAMA/LIBRA-4
DAMA/LIBRA-5
DAMA/LIBRA-6
Temperature
-(0.0001  0.0061) °C
(0.0026  0.0086) °C
(0.001  0.015) °C
(0.0004  0.0047) °C
(0.0001  0.0036) °C
(0.0007  0.0059) °C
Flux N2
(0.13  0.22) l/h
(0.10  0.25) l/h
-(0.07  0.18) l/h
-(0.05  0.24) l/h
-(0.01  0.21) l/h
-(0.01  0.15) l/h
Pressure
(0.015  0.030) mbar
-(0.013  0.025) mbar
(0.022  0.027) mbar
(0.0018  0.0074) mbar
-(0.08  0.12) 10-2 mbar
(0.07  0.13) 10-2 mbar
Radon
-(0.029  0.029) Bq/m3
-(0.030  0.027) Bq/m3
(0.015  0.029) Bq/m3
-(0.052  0.039) Bq/m3
(0.021  0.037) Bq/m3
-(0.028  0.036) Bq/m3
Hardware rate
above single
photoelectron
-(0.20  0.18)  10-2 Hz
(0.09  0.17)  10-2 Hz
-(0.03  0.20)  10-2 Hz
(0.15  0.15)  10-2 Hz
(0.03  0.14)  10-2 Hz
(0.08  0.11)  10-2 Hz
各个参量变化很小，对年调制没有贡献
系统误差以及边界反应的研究
Source
Main comment
Cautious upper
limit (90%C.L.)
RADON
Sealed Cu box in HP Nitrogen atmosphere, <2.510-6 cpd/kg/keV
3-level of sealing, etc.
TEMPERATURE
Installation is air conditioned+
detectors in Cu housings directly in contact <10-4 cpd/kg/keV
with multi-ton shield huge heat capacity
+ T continuously recorded
NOISE
Effective full noise rejection near threshold <10-4 cpd/kg/keV
ENERGY SCALE
Routine + instrinsic calibrations
<1-2 10-4 cpd/kg/keV
EFFICIENCIES
Regularly measured by dedicated calibrations <10-4 cpd/kg/keV
BACKGROUND
No modulation above 6 keV;
no modulation in the (2-6) keV
<10-4 cpd/kg/keV
multiple-hits events;
this limit includes all possible
sources of background
SIDE REACTIONS Muon flux variation measured at LNGS
<310-5 cpd/kg/keV
而且，都不满足年调制的六大特征
不可能对年调制结果造
成影响
I128的影响
• 有人提出I128俘获环境
中子，从而产生低能Xrays/Auger electrons,
可能对调制产生影响？
• 经过计算，I128的影响
(红线)与调制信号(黑线)
相比很小
边界反应：宇宙线μ子的影响
• MACRO,LVD,Borexino看到了地下宇宙线μ子流强的幅
度约为2%年调制变化，而且LVD相位是July 15th(185
±15days)(显著性>5σ),这是与地球大气温度变化相符
合的。比较而言，DAMA相位是May 26th(146±7days)，
是与地球速度矢量变化相符合的。两者相差5.6σ。
DAMA: May 26th, (146 ± 7)days
• 估算得到μ子造成的年调制上限
为<310-5 cpd/kg/keV <<年调制量
• single-hit: 年调制只在低能段测
到,而没有在>6keV测到
• multiple-hits: 没有测到年调制
LVD: July 15th, (185 ± 15)days
DAMA/NaI+LIBRA ：年调制，模型无关
single-hit:
2-6keV
multiple-hits:
8.8σ，满足
没有年调制信
全部六大暗
号
物质年调制
特征 single-hit：
>6keV没有年调
制信号
系统误差以及边界反
应不可能对年调制结
果造成影响
各稳定性参量变
化很小，对年调
制没有贡献
年调制信号的物理解释：与多种理论
模型相一致，比如
WIMP: SI
15 GeV
100-120 GeV
N.F.W.
Evans power law
WIMP: SI & SD θ = 2.435
15 GeV
N.F.W.
100 GeV
Evans power law
LDM, bosonic DM
mL=0
年调制信号的物理解释：与多种
理论模型相一致，比如iDM
DAMA/NaI+DAMA/LIBRA
Slices from the 3-dimensional allowed volume
•In the Inelastic DM (iDM) scenario, WIMPs scatter
into an excited state, split from the ground state by
an energy comparable to the available kinetic
energy of a Galactic WIMP.
 - + N  + + N
 W has two mass states + , - with  mass splitting
 Kinematical constraint for iDM
1 2
2
v    v  vthr 
2

iDM interaction on Iodine nuclei
DAMA/LIBRA 下一步工作
• 新的硬件更新：2010底完成，现在正在
调试、试运行，主要是更换新的具有更高
量子效率的PMT，以此降低阈能，提高
灵敏度，从而对各种暗物质物理模型给出
更强的限定
• 研究二级效应
• R&D towards a possible 1 ton ULB
NaI(Tl) set-up experiment DAMA
proposed in 1996
A low-threshold analysis of CDMS shallow-site data
arXiv:1010.4290v1 [astro-ph.CO] 20 Oct 2010
预计硬件更新后
的结果
启示和展望
从DAMA以及其他实验的启示和理论预期来
看，今后暗物质直接探测预计会沿着四
大方向发展：
•
1. 更低阈能、更低本底：两者不可
偏废
CDMSII, COGENT, CRESST 在低阈能的结果与
DAMA结果相符，而且都倾向于LDM
• 比如：高能所陈勇等提出CCD+低温晶体以降低阈能
• 同时应该努力降低本底，否则对候选事例的判断仍
是两难。
不同Mw下的积分事例率
SI
SD
2.自旋相关：“浅矿区”的魅力
自旋无关
自旋相关
理论预计
作用截面
目前实验上限
1
106
1
106
目前实验规模
百公斤-吨
公斤
CaF2（Eu）/BaF2复合晶体：既侧重自旋相关的观测(F自
旋因子最大),又兼顾自旋无关的观测(Ba最重)。
3. 不同于WIMP的暗物质：关键是新
方法
比如axion：
• PVLAS： 激光照射磁场的真空，发现激光极化偏
转，1–1.5 meV 。
• ADMX: axion dark matter experiment，1.9 μeV to
3.53 μeV
• CAST，望远镜观测 solar axion, 第一阶段< 0.02
eV, CAST-II 将在 eV 质量范围 寻找solar axion 。
• x-ray 卫星(Yohkoh、RHESSI、Hinode) 观测太阳
x-ray。
4. 方向性 + 日调制：下一代
当前暗物质直接探测的根本问题：无法区分本
底事例和暗物质作用事例，即使追求“event
by event”，也只能靠统计的方法给出概率估
计。
→根本的出路在于开发可测核反冲方向、径
迹、射程的探测器，通过观测日调制，把
WIMP的核反冲与本底中子的核反冲区分开。
才能获取WIMP的确切证据。
方向性 + 日调制
（ cygnus2009Whitepaper）
• 所有的本底都没有日调制特征。
• 日调制幅度可高达90%（比较年调制<7%）。
• 只需要O(10) 事例就可以区分 日调制的暗物质信
号和各向同性的本底。
法国MIMAC:气体
μTPC, He3,CF4
谢谢