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年调制幅度的能量分布 正弦(Sm) 余弦(Zm)年调制幅度的能量分布 相位随能量的变化 运行稳定性 系统误差以及边界反应的研究 I128的影响 有人提出I128俘获环境中子，从而产生低能X-rays/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/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 RD towards a possible 1 ton ULB NaI(Tl) set-up experiment DAMA proposed in 1996 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。 2.自旋相关：“浅矿区”的魅力 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。 谢谢 * 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 hereT=2?/?=1 yr and t0= 152.5 day pdf转word /soft/appid/16287.html 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 -- -0.0001 ± 0.0008 0.0002 ± 0.0005 -0.0001 ± 0.0008 6-14 150.5 ± 7.0 0.0111 ± 0.0013 -0.0004 ± 0.0014 0.0111 ± 0.0013 2-6 t* (day) Ym (cpd/kg/keV) Zm (cpd/kg/keV) Sm (cpd/kg/keV) E (keV) 2? errors DE = 1 keV bins Ym , Sm 各个参量变化很小，对年调制没有贡献 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 BAC