低溫暗物質搜尋計畫和大质量弱相互作用粒子

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低溫暗物質搜尋計畫和大质量弱相互作用粒子之间的区别

低溫暗物質搜尋計畫 vs. 大质量弱相互作用粒子

低溫暗物質搜尋計畫（Cryogenic Dark Matter Search，簡稱：CDMS） 是暗物質直接探測的一系列實驗。 觀察對象是作為大質量弱相互作用粒子一類的暗物質。 第一組實驗 CDMSI 設置於史丹佛大學校園底下的隧道運作。第二期實驗CDMSII於2006年10月至2008年9月在位於明尼蘇達州素丹地礦國家公園（Soudan Underground Mine State Park）的地底深處完成運行。後繼實驗SuperCDMS Soudan於2012年3月至2014年7月在同一實驗室運行。下一階段實驗SuperCDMS SNOLAB將移至位於加拿大安大略省薩德伯里的薩德伯里微中子觀測站實驗室進行。. 大质量弱相互作用粒子（Weakly interacting massive particles，简称WIMP），是一种仍然停留在理论阶段的粒子，是暗物质最有希望的候选者。理论预言这种粒子应该有以下两个特点：.

超中性子

超中性子（Neutralino），又譯中性微子，是一種由超對稱所預測的假想粒子。超中性子是費米子，且電荷為零，共有四種，最輕的超中性子一般是穩定的。它們的典型標記為\tilde^0_1（最輕的）、\tilde^0_2、\tilde^0_3及\tilde^0_4（最重的），但當超規範子的標記為 \tilde_i^\pm時，就會改用 \tilde_1^0, \ldots, \tilde_4^0。這四個態是超B子、中性超W子（即中性的電弱超規範子）與中性超希格斯粒子的混合態。由於超中性子為馬約拉納費米子，所以它們與其對應的反粒子完全相同。因為這些粒子只會與向量玻色子產生弱相互作用，所以強子對撞機不能大量生產超中性子。它們主要出現在重粒子的衰變瀑布（即擁有多個步驟的衰變過程）中，一般由含色的超對稱粒子所產生，例如超夸克及超膠子。 在R宇稱守恆的模型中，最輕的超中性子是穩定的，而且所有超對稱粒子瀑布衰變最後都只會剩下這種粒子，最後它們就會在未被偵測的情況下離開了偵測器，因此它們的存在只能由偵測器的不平衡動量中得知。 較重的超中性子一般會衰變成一個中性的Z玻色子，及一個較輕的超中性子；或衰變成一個帶電荷的W玻色子及一個輕的超範子： 各種超中性子的質譜分裂會決定甚麼衰變模式是可行的。.

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暗物质

在宇宙学中，暗物质（Dark matter），是指無法通過电磁波的觀測進行研究，也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知，而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。 现代天文学經由引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等方法和理论来探测暗物质。而根据ΛCDM模型，由普朗克卫星探测的数据得到：整个宇宙的构成中，常規物質（即重子物質）占4.9%，而暗物质則占26.8%，还有68.3%是暗能量（质能等价）。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性（inconsistency），对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种（或几种）粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质（和暗能量）的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。 2015年11月，NASA噴射推進實驗室的科學家蓋瑞‧普里茲奧（Gary Prézeau）以ΛCDM模型模擬銀河系內暗物質流過地球與木星等行星的情形，發現這會使該暗物質流的密度明顯上升（地球：10^7倍、木星：10^8倍），並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。.

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