CDMS Cryogenic Dark Matter Search

Link: http://cdms.berkeley.edu/

Quién: Brown University, Santa Clara University, Case Western Reserve University, Stanford University, Fermi National Accelerator Laboratory,             University of California, Berkeley, Lawrence Berkeley National Laboratory, University of California, Santa Barbara, National Institute of             Standards and Technology, University of Colorado at Denver, Princeton University, University of Minnesota.

Dónde: Soudan Underground Laboratory

                http://www.hep.umn.edu/soudan/brochure.html

Cómo: El CDMSII (hubo un experimento anterior - CDMSI) utiliza detectores de germanio y silicio criogénico para la detección de WIMPs. Los experimentos del CDMS pretenden medir la energía de retroceso impartida a los núcleos de los detectores usando un equipo de detección de phonon junto con cristales de germanio y silicio criogénicos.

Cuándo: Primeros resultados - 2004-05

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ZEPLIN

Link: http://www.physics.ucla.edu/wimps/

Quién: UCLA

Dónde: UCLA y Rutherford Appleton laboratory (R.U.)

Cómo: Los experimentos ZEPLIN (ZEPLIN I terminó en 2000, ZEPLIN II y ZEPLIN III siguen funcionando a dia de hoy. Por último, ZEPLIN IV que se encuentra aún en proyecto). El principio del detector está basado en el gran poder de discriminación de fondo usando destellos y electroluminescencia en un detector de xenon líquido a gran escala.

Cuándo: ZEPLIN I- 2000

              ZEPLIN II y ZEPLIN III - Funciona en la actualidad.

              ZEPLIN IV -   En proyecto

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CRESST Cryogenic Rare Event Search using Superconducting Thermometers

Links: http://www.cresst.de/

Quién: Max Planck Institute of Physics, Technical University of Munich, University of Oxford, Gran Sasso National Laboratory, University of

            Tubingen.

Dónde: Gran Sasso Underground Laboratory

                 http://www.lngs.infn.it/

Cómo: CRESST busca Materia Oscura usando detectores que se operan a temperaturas extremadamente bajas. A estas temperaturas, las interacciones de los WIMP son capaces de calentar los detectores lo suficiente como para ser detectadas.

Cuándo: La fase uno del proyecto (CRESST I) ha finalizado. Ahora mismo se encuentra en desarrollo una segunda fase en la que se han llevado a cabo una serie de mejoras y ampliaciones.

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DAMA/LIBRA

Link: http://people.roma2.infn.it/~dama/web/home.html

Quién: Universita' di Roma

           INFN - Laboratori Nazionali del Gran Sasso

           IHEP, Chinese Academy

           ENEA

           Institute for Nuclear Research (Kiev)

Dónde: Gran Sasso.

                 http://www.lngs.infn.it/

Cómo: DAMA fundamente la búsqueda de partículas de materia oscura en la detección de la energía de retroceso tras una dispersion elastica producida por la interacción WIMP - nucleo. Algunos de los proyectos concretos que se han desarollado basándose en esta idea son: DAMA/NaI, DAMA/LXe, DAMA/R&D, DAMA/Ge y DAMA/LIBRA. Para información más detallada sobre los mismos se recomienda visitar la página web.

Cuándo: El proyecto DAMA/NaI finalizó en 2002, el resto siguen en funcionamiento actualmente.

UKDMC - UK Dark Matter Collaboration.

Link: http://hepwww.rl.ac.uk//UKDMC/ukdmc.html

Quién: Particle Physics and Astronomy Research Council (PPARC)

Dónde: Boulby Mine, de la Cleveland Potash Ltd.

Cómo: Los detectores funcionaban a 1100m bajo tierra en halita (NaCl).

Cuándo: El proyecto estuvo en marcha desde 1987 hasta 2007. Actualmente los miembros del equipo se han trasladado a los proyectos ZEPLIN-III y DRIFT-II.

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XENON

Link: http://xenon.astro.columbia.edu/

Quién: Columbia University, Brown University, Rice University, Case Western

            Reserve University, University of Florida, Yale University, Lawrence Livermore National Laboratory, Gran Sasso National

            Laboratory, Italy, University of Coimbra,  Portugal.

Dónde: Gran Sasso

                http://www.lngs.infn.it/

Cómo: XENON es un experimento de detección directa de materia oscura de nueva generación. Usará xenón líquido como un detector de WIMPs de sensibilidad media. Actualmente la masa objetivo de xenón líquido fiduciario ha sido aumentada hasta un valor de 100 kg con una reducción de la tasa de fondo de 100 veces, comparado con el experimento XENON10 (la primera fase del proyecto). Esta nueva fase ha sido llamada XENON100. Para información más detallada sobre el proceso de detección recomendamos visitar la página del proyecto.

Cuándo: El proyecto se encuentra en pleno funcionamiento y está obteniendo resultados realmente buenos.

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Edelweiss.

Link: http://edelweiss.in2p3.fr/

Quien:    Laboratoire Souterrain de Modane,

Institut de Physique Nucléaire de Lyon,

Institut d'Astrophysique de Paris,

Institut fur Experimentelle Kenphysik, Universitat Karlsruhe,

Forschungszentrum Karlsruhe, Institut fur Kernphysik,

Centre de Spectrométrie Nucléaire et de Spectrométrie de Masse,

CEA Saclay-DAPNIA/, SEDI, SIG et SPP,

CRTBT Centre de recherches sur les trés basses températures CNRS-Grenoble,

Laboratoire de Photonique et de Nanostructures, CNRS.

Dónde: Laboratoire Souterrain de Modane (LSM)

                       http://www-lsm.in2p3.fr/

Cómo:  EDELWEISS I estuvo en funcionamiento desde 1994 hasta 2004 con distintos tipos de detectores a una temperatura base de 18 mK. EDELWEISS II comenzó a finales de 2005 y usa un criostato de 100 l  a 20 mK, la primera etapa usará detectores de germanio de 21x320 g, con termómetros NTD y detectores de película  fina de NbSi de 7x400 g.

Cuándo: Se comenzaron a tomar datos en Enero de 2006.

Link: http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp/research/mu-PIC/NEWAGE/newage_e.htm

Quién: Universidad de Kyoto

Dónde: Monte Kamioka

Cómo: NEWAGE es un experimento de búsqueda de materia oscura que utiliza un aparato tridimensional con gas en su interior (Micro TPC). Los WIMPs son detectados directamente por dispersión elástica con el núcleo del objetivo.

Cuándo: Comenzó a funcionar en 2006 y sigue en la actualidad.

Link: http://www.lhep.unibe.ch/orpheus/welcome.html

Quién: Laboratory for High Energy Physics, University of Bern,Switzerland

            Paul Scherrer Institute, Switzerland

            Institute for Material Science and Material Techniques, Technical University of Clausthal, Germany

Dónde: University of Bern Underground Laboratory.

Cómo: ORPHEUS está formado por esferas de superconductor tipo-I del orden de los micrones incrustadas en un material dieléctrico de relleno. Una interacción entre partículas detro de un gránulo puede provocar una transición de fase de un gránulo desde la fase metaestable normal a la fase normal estable (un flip), lo cual puede ser medido con un magnetómetro a través de la desaparición del efecto Meissner Ochsnefeld.

Cuándo: Tomó datos durante dos meses en 2002 y, posteriormente, durante tres semanas en 2003.

ArDM – Argon Dark Matter

Link: http://neutrino.ethz.ch/ArDM/ardm.html

Quien: CIEMAT - ETHZ - Granada - Krakow - LNF - Warszawa - Zurich

Dónde: Gran Sasso

                http://www.lngs.infn.it/

Cómo: Utiliza detectores TCP de Argón. Los detectores de gases nobles liquidos como Xe o Ar tienen una gran proporción de eventos, dada su gran densidad y número atómico, además, el Xe y el Ar tienen un alto rendimiento de destellos e ionización por sus bajos potenciales de ionización. Sin embargo, la propiedad más importante del Ar o el Xe como detectores de WIMP es la gran discriminación de fondo.

Cuándo: Desde 2004

Link: http://www.lngs.infn.it/lngs_infn/contents/lngs_en/research/experiments_scientific_info/library_publications/preprint_reports/report03/hdms.pdf

Quien: H. V. Klapdor-Kleingrothaus *, A. Dietz, C. Darr, I.V. Krivosheina, D. Mazza, H. Strecker, C. Tomei Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg, Germany.           

Cómo: HDMS fue un experimento de germanio que trataba de probar la hipótesis de que el halo oscuro de nuestra galaxia está formado por WIMPs. HDMS utilizó dos detectores HPGe de ionización. La disposición de los mismos redujo los efectos de fondo, en parte porque el germanio es uno de los materiales conocidos más radio-puros. HDMS llegó a contar 0.07 eventos por kilo,  dia y keV, en la región entre 2 y 30 keV.

Cuándo: HDMS comenzó a tomar datos en 2000-2001, los tomó durante 2 años, sobre todo explorando la región energética de evidencia de DAMA.

Link: http://crio.mib.infn.it/wigmi/pages/cuore.php

Quien: INFN

Dónde: Gran Sasso

                http://www.lngs.infn.it/

Cómo: CUORE es una propuesta consistente en una serie de 988 TeO2 bolómetros fuertemente empaquetados, siendo cada uno de ellos un cubo de 5 cm3 de lado con una masa de 750 g. La serie consiste en 19 torres verticales, colocadas es una estructura cilíndrica. El diseño del detector está optimizado para búsquedas de radiciones de fondo muy bajas: decaimiento doble beta de 130Te (con abundancia del 33.8%), materia oscura fria, axiones solares y decaimientos nucleares raros.

Cuándo:Una sola torre de CUORE (que se llamó) fue construida en 2002 y finalizó su funcionamiento en Junio de 2008. CUORE-0, la primera torre de la serie de CUORE, será montada en el refrigerador Cuoricino durante 2009.

WARP

Link: http://warp.lngs.infn.it/

Quién: INFN e Universitá  degli Studi di Pavia

            INFN e Universitá  degli Studi di Napoli

            INFN Labotatori Nazionali del Gran Sasso d'Italia, Assergi (AQ)

            Princeton University Department of Physics

            IFJ PAN, Krakow

Dónde: Gran Sasso.

                    http://www.lngs.infn.it/

Cómo: El programa WARP pretende buscar materia oscura fría (WIMPs). Estas partículas pueden producirse en el rango de 10-100keV mediante retroceso nuclear con interacción débil.

Cuándo: Comenzó en 2004 y todavía continúa, con un cambio a 100 L de capacidad.

Link: http://picassoweb.lps.umontreal.ca/

Quién: Université de Montréal.

            University of Pisa.

            Queens University.

Dónde: Laboratorio subterráneo SNOLAB en Sudbury, Ontario, Canada.

Cómo: El experimento PICASSO utiliza burbujas de un líquido super-calentado, con el fin de detectar las explosiones de las mismas causadas por su interacción con WIMP's. De ese modo puede obtener toda la información sobre los posibles candidatos a Materia Oscura.

Cuándo: Funciona desde 2007.

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MIMAC-He3

Link: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701230

Quién: LPSC Grenoble.

Dónde: LPSC Grenoble

                http://lpsc.in2p3.fr/

Cómo: Matriz de TPC con He3 (más información en el paper de la web).

Cuándo: Comenzó en 2002.

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GENIUS

Link: http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6TVD-4072W5D-76&_user=10&_coverDate=01%2F31%2F1999&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_origin=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_searchStrId=1501310938&_rerunOrigin=google&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=76ddc7c81c6d65b4a050bb7aae659a35&searchtype=a

Quien: Max-Planck-Institut für Kernphysik           

            Braunschweig und Technische Universitát Braunschweig

            University of L'Aquila, Italy

            University of Maryland, USA

            University of Valencia, Spain

            Institute of Radiophysical Research, Nishnij Novgorod, Russia

Donde: Gran Sasso

                http://www.lngs.infn.it/

Cómo: GENIUS propone usar una gran cantidad de detectores de germanio enriquecido al desnudo con apantallamiento líquido de un material radioactivo de muy bajo nivel.

Cuándo: Parece haberse desarrollado alrededor de 2001, aunque no hay actualizaciones.

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ANAIS

Link: http://www.unizar.es/lfnae/ipaginas/ip0400.html#manais

Quién: University of Zaragoza (UZ)

Dónde: Canfranc underground laboratory. Laboratory 3 at 2450 m.w.e.

Cómo: ANAIS es un experimento que utiliza la técnica del destello con una gran masa (107 kg NaI). Su fin es investigar los efectos de modulación estacional de los WIMPs.

Cuándo: Comenzó en 2000.

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CASPAR

Link: Papers sobre el proyecto

Quién: ¿?

Dónde: ¿?

Cómo: Detector de centelleo empleando amplia discriminación basada en la forma de pulso.

Cuándo: ¿?

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COUPP

Link: http://www-coupp.fnal.gov/

Quién: Fermilab, CERN

Dónde: Laboratorio subterráneo MINOS cerca de Fermilab

Cómo: COUPP - The Chicagoland Observatory for Underground Particle Physics, es un experimento (E961) para demostrar el rendimiento de una cámara de burbujas que contenga 30 litros, 60 kg de líquido pesado a temperatura ambiente, cómo un detector de Materia Oscura.

Cuándo: Empezó en 2006 y presentó algunos resultados en 2008.

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DEAP/CLEAN Family of Detectors

Link: http://deapclean.org/

Quién:

University of Alberta

B. Beltran, P. Gorel, A. Hallin, S. Liu, C. Ng, K.S. Olsen, J. Soukup

Boston University

D. Gastler, E. Kearns

Carleton University

M. Bowcock, K. Graham, P. Gravelle, C. Oullet

Harvard

J. Doyle

Los Alamos National Laboratory

K. Bingham, R. Bourque, V.M. Gehman, J. Griego, R. Hennings- Yeomans, A. Hime, F. Lopez, J. Oertel, K. Rielage, L. Rodriguez, S. Seibert, D. Steele

Massachusetts Institute of Technology

L. Feng, J.A. Formaggio, S. Jaditz, J. Kelsey, J. Monroe, K. Palladino

National Institute of Standards and Technology - Boulder

Kevin Coakley

University of New Mexico

M. Bodmer, F. Giuliani, M. Gold, D. Loomba, J. Matthews, P. Palni

University of North Carolina

M. Akashi-Ronquest, R. Henning

University of Pennsylvania

T. Caldwell, J.R. Klein, A. Mastbaum, G.D. Orebi Gann

Queens University

M. Boulay, B. Cai, M. Chen, S. Florian, R. Gagnon, V. Golovko, P. Harvey, M. Kuzniak, J. Lidgard, A. McDonald, T. Noble, P. Pasuthip, C. Pollman, W. Rau, P. Skensved, T. Sonley, M. Ward

SNOLAB

M. Batygov, F.A. Duncan, I. Lawson, O. Li, P. Liimatainen, K. McFarlane, T. O'Malley, E. Vazquez-Jauregi

University of South Dakota

V. Guiseppe, D.-M. Mei, G. Perumpilly, C. Zhang

Syracuse University

M.S. Kos, R.W. Schnee, B. Wang

TRIUMF

P.-A. Amaudruz, A. Muir, F. Retiere

Yale University

W.H. Lippincott, D.N. McKinsey, J.A. Nikkel, Y. Shin

Búsqueda Indirecta

Antares.

Link: http://antares.in2p3.fr/

Quién: CSIC - Universitat de Valéncia

            Institut français de recherche pour l'exploitation de la mer -Ifremer

            Laboratoire d'astrophysique de Marseille (LAM)

            Centre de Physique des Particules de Marseille (CPPM)

            Groupe de Recherches en Physique des Hautes Energies (GRPHE)

            Dapnia/DSM, CEA/Saclay

            Groupe de Recherches en Physique des Hautes Energies (GRPHE)

            Instituto de Fí­sica Corpuscular

            INFN

            Friedrich-Alexander Universitaet Erlangen-Nuernberg, Physikalisches Institut

Dónde:Mar Mediterráneo

Cómo: A bajas energías, la materia oscura no bariónica (WIMPs) pueden detectarse a través de los neutrinos producidos cuando los WIMPs capturados gravitacionalmente se aniquilan en el núcleo de la Tierra y el Sol, y las oscilaciones de neutrinos pueden ser medidas estudiando las distorsiones en el espectro de energías de los neutrinos atmosféricos ascendentes.

Cuándo: En marzo de 2006 se comenzaron a tomar los primeros datos. La última actualización corresponde a Junio de 2009.

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  Alpha Magnetic Spectrometer AMS

Link: http://ams.cern.ch/AMS/ams_homepage.html

Quién: Universidad de Bologna

              Universidad de Génova

              CIEMAT

              Grupo de Astropartículas de Montpelier.

              Universidad de Milán

              ITEP Moscú

              INFN Roma

              Turku University

              IN2P3 Grenoble

Dónde: ISS (International Spatial Station).

Cómo: En general, AMS trata de estudiar las fuentes de los rayos cósmicos. Estas fuentes incluyen desde cuerpos ordinarios como estrellas y supernova, hasta, quizás, otros más exóticos cómo estrellas de quarks, aniquilaciones de materia oscura o galaxias hechas completamente de antimateria. Cada una de estas fuentes emite un tipo particular de rayos cósmicos. Para analizarlos el AMS se situa en el exterior de la ISS, analizando el espacio. Partículas muy energéticas pasan por AMS, interaccionando con los diferentes detectores a su paso. Con cada detector se obtiene algo de información sobre la partícula. Combinando toda esta información, se puede identificar las partículas y, con algo de suerte, determinar su origen.

Cuándo: La primera parte del proyecto, AMS-01, ha finalizado. En lo que respecta a la segunda fase, AMS-02, las últimas pruebas y puestas a punto se están llevando a cabo en el CERN (Ginebra) y el envio al Kennedy Space Center en Florida está previsto para la primavera de 2010. El lanzamiento está planeado para el 29 de Julio de 2010.

Link: http://www.amanda.uci.edu/index.html

Quién:Dept. of Physics, Stockholm University, S-11385, Stockholm, Sweden

Dept. of Physics, UC Berkeley, Berkeley, CA, 94720 USA

Dept. of Physics, UC Irvine, Irvine, CA, 92697 USA

Dept. of Physics, University of Wuppertal, Wuppertal, Germany

Lawrence Berkeley Laboratory, Berkeley, CA, 94720 USA

Inst. of Physics,  University of Mainz, Staudinger Weg 7, D-55099, Mainz, Germany

South Pole Station, Antarctica

Dept. of Physics, University of Kansas, Lawrence, KS, USA

Vrije Universiteit Brussel, Dienst ELEM, B-1050, Brussels, Belgium

Univ. of Mons-Hainaut, Mons, Belgium

Dept. of Physics, University of Wisconsin, River Falls, WI, 54022  USA

Blackett Laboratory, Imperial College, London SW7 2BW, UK

Dónde: Polo Sur.

Cómo: El principio de detección se basa en la eventual colisión de un neutrino con un núcleo de oxígeno, que lo convertiría en un muón.

Ver detalles en:

http://www.amanda.uci.edu/public_info.html#Work

Cuándo: El experimento finalizó en 2005 para integrarse en su sucesor, el IceCube. Fue dado de baja, finalmente, en julio y agosto de 2009.

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Link: http://baikalweb.jinr.ru/

Quién: INR Moscow

           Irkutsk State University

           Moscow State University

           DESY Zeuthen

Dónde: Lago Baikal

Cómo: Detector bajo el agua. Ver Web

Cuándo: La última información es de 2003.

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Link: http://lheawww.gsfc.nasa.gov/docs/gamcosray/hecr/BESS/BESS.html

Quién: NASA/Goddard, KEK, University of Tokyo, Kobe University and the Institute for Space and Aeronautical Science (ISAS/JAXA).

Dónde: Palestine, TX

Cómo: BESS (the Balloon-borne Experiment with a Superconducting Spectrometer) es un proyecto conjunto de ciéntificos japoneses y de los EE.UU. para buscar antimateriaen la radiación cósmica, así como medir la energía y la intensidad de los componentes menos exóticos de la radiación cósmica.

Cuándo: El proyecto se desarrolló en 2004.

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CAPRICE

Link: http://ida1.physik.uni-siegen.de/caprice.html

Quién: