148 pages
English

Recherche directe de matière noire : analyse et interprétation de premières données de l'expérience EDELWEISS-II., EDELWEISS-II, direct Dark Matter search experiment : first data analysis and results

-

Obtenez un accès à la bibliothèque pour le consulter en ligne
En savoir plus

Description

Sous la direction de Jules Gascon
Thèse soutenue le 06 novembre 2009: Lyon 1
La présence de grandes quantités de matière noire invisible, c'est-à-dire non lumineuse, donc sans couplage avec les photons, autour des galaxies et à l'intérieur de leurs amas, a été confirmée par toute une série d'observations indépendantes au niveau galactique, extragalactique et cosmologique. De quoi cette matière noire est composée représente un des mystères de l'Univers qui intrigue cosmologistes et physiciens des particules. Les modèles supersymétriques proposent des candidats naturels : les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particle). Dans la plupart des cas de figure, l'Univers est suffisamment rempli de WIMPs pour qu'il soit possible de les détecter indirectement ou directement. Pendant mon doctorat, je me suis intéressée à la recherche directe de matière noire au sein de la collaboration EDELWEISS. EDELWEISS est une expérience de recherche directe de matière noire, cette dernière interagissant avec la matière baryonique par diffusion élastique. Dans le but de mesurer les énergies des reculs nucléaires dus à ces rares interactions, EDELWEISS emploie des détecteurs cryogéniques à double composante chaleur et ionisation (de type Ge-NTD). Chacun de ces détecteurs est constitué d'un cristal de Germanium de 320g, refroidi à une température de 20 mK. La mesure simultanée de deux signaux chaleur et ionisation permet la discrimination entre les reculs électroniques et les reculs nucléaires, ces derniers étant principalement induits par des WIMPs ou des neutrons. Le coeur de mon travail de thèse a été l'analyse des données du run 8 de physique comportant 11 bolomètres caractérisés par une très bonne stabilité en termes de résolution ligne de base et correspondant à une exposition fiducielle de 93.5 kg.j. Les différentes étapes de l'analyse sont détaillées ci-dessous. J'ai commencé par l'étalonnage des détecteurs cryogéniques avec des sources gamma 133Ba et neutron Am-Be dans le but d'évaluer leurs performances dans l'environnement du nouveau cryostat EDELWEISS-II et de la nouvelle chaîne d'acquisition. Ensuite j'ai traité l'optimisation des méthodes d'analyse et des paramètres de la chaîne de lecture des données. Enfin les résultats sont interprétés en termes de limite sur la section efficace d'interaction d'un WIMP avec un nucléon en fonction de la valeur de sa masse. Pour un seuil en énergie de recul de 30 keV (choisi a priori), 3 événements ont été enregistrés dans la bande de reculs nucléaires, correspondant à une sensibilité de 5*10^-7 pb pour une masse de WIMP de 80 GeV/c^2. J'ai également mené une étude pour comprendre le bruit de fond radioactif résiduel, regardant avec attention le fond gamma et le fond beta provenant du 210Pb. Pour ce dernier, un bolomètre Ge-NTD a été équipé avec une source de 210Pb. Le fond gamma pour des énergies supérieures à 100 keV montre une réduction globale et uniforme d'un facteur deux par rapport à la première phase de l'expérience, EDELWEISS-I, arrêtée en 2004. La comparaison entre les données expérimentales et les simulations des contaminations radioactives des matériaux proches des détecteurs comme le cuivre (pour les chaînes de désintégration U/Th, l'activation du 60Co et la contamination en 40K) faites avec GEANT4, m'a permis une évaluation de la contamination radioactive du cuivre. Il en résulte qu'elle est de 2 à 5 fois inférieure aux limites supérieures mesurées en spectrométrie HPGe. Ceci indique une plus grande propreté du Cuivre proche par rapport à EDELWEISS-I. Sachant que l'expérience peut être contaminée par une pollution en plomb due au Radon, l'étude du détecteur équipé avec une source de 210Pb m'a permis une investigation des betas de basse énergie qui tombent dans la bande de recul nucléaire et peuvent être interprétés comme un événement WIMP. Cette étude a permis de prédire le nombre de betas de basse énergie attendus pour le run de physique. Cette prédiction se révèle compatible avec le spectre expérimental de trois événements observés dans la zone des reculs nucléaires. Néanmoins cela n'est pas suffisant pour permettre une soustraction du fond, du fait des grandes incertitudes liées au profil de collection de charge et au profil d'implantation du Pb
-Matière noire
-Astroparticules
-Détection directe de WIMPs
-Détecteurs cryogéniques
One of the greatest mysteries of the universe that, for the present, puzzles the mind of most astronomers, cosmologists and physicists is the question: What makes up our universe?. This is due to how a certain substance named Dark Matter came under speculation. It is believed this enigmatic substance, of type unknown, accounts for almost three-quarters of the cosmos within the universe, could be the answer to several questions raised by the models of the expanding universe astronomers have created, and even decide the fate of the expansion of the universe. There is strong observational evidence for the dominance of non-baryonic Dark Matter (DM) over baryonic matter in the universe. Such evidence comes from many independent observations over different length scales. The most stringent constraint on the abundance of DM comes from the analysis of the Cosmic Microwave Background (CMB) anisotropies. In particular, the WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) experiment restricts the abundance of matter and the abundance of baryonic matter in good agreement with predictions from Big Bang Nucleosynthesis. It is commonly believed that such a non-baryonic component could consist of new, as yet undiscovered, particles, usually referred to as WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles). Some extensions of the standard model (SM) of particle physics predict the existence of particles that would be excellent DM candidates. In particular great attention has been dedicated to candidates arising in supersymmetric theories: the Lightest Supersymmetric Particle (LSP). In the most supersymmetric scenarios, the so-called neutralino seems to be a natural candidate, being stable in theories with conservation of R-parity and having masses and cross sections of typical WIMPs. The EDELWEISS collaboration is a direct dark matter search experiment, aiming to detect directly a WIMP interaction in a target material, high purity germanium crystal working at cryogenic temperatures. It relies in the measurement of nuclear recoils that produce measurable effects in the crystal such ionization and heat. My PhD thesis is organized as follows. The first chapter aims to provide an introduction to the theoretical framework and the scientific motivation for the following work. The nature of DM has been one of the most challenging topics in contemporary physics since the first evidences of its existence had been found in the 1930s. Cosmologists and astrophysicists on one side, together with particle theorists on the other have put a lot of effort into this field: I will briefly account for their achievements and for the experimental strategies which can be set in this scenario. Since this thesis work was carried out within the EDELWEISS-II direct dark matter experiment, I will focus the next chapter on this topic, describing the main features. The second chapter is related to the set-up of the EDELWEISS-II, the current stage of the EDELWEISS experiment necessary after a first phase that achieved the best upper limit on the WIMP elastic scattering on nucleon as a function of WIMP mass in 2004. The set-up was conceived to reduce radioactive background observed in the first experiment phase. Thus, describing the starting point for this second stage, I will present detectors involved in, with a peculiar regard to the Ge-NTD type, the same implied in EDELWEISS-I, on which I have focused my thesis work. In the third chapter the performed Ge-NTD analysis chain is presented. Starting with the signal processing of the recorded data, I will enter in the essential analysis steps from calibration signals passing through measurements of thresholds and resolutions in order to predict nuclear and electronic recoil band and definition of fiducial zone to conclude determining a selection for likely WIMP candidate. These suggestions are applied in the fourth chapter, which presents the analysis and the results of the 8th cool down that takes places from November 2007 to March 2008. This cool down allows a first real look at the EDELWEISS-II environment and it represents a first real test of Ge-NTD type detectors at large scale. Thus, it follows that two goals are envisaged: a better understanding of radiative background overwhelming the experiment and an improvement of current upper limit on the WIMP scattering cross section
-Dark matter
-Astroparticles
-WIMPs direct detection
-Cryogenic detectors
Source: http://www.theses.fr/2009LYO10199/document

Sujets

Informations

Publié par
Nombre de lectures 77
Langue English
Poids de l'ouvrage 5 Mo


o N d’ordre 199-2009
LYCEN – T 2009-19


Thèse

présentée devant

l’Université Claude Bernard Lyon-I

Ecole Doctorale de Physique et d’Astrophysique

pour l’obtention du

DIPLOME de DOCTORAT
Spécialité : Physique des Particules

(arrêté du 7 août 2006)


par

Silvia SCORZA



EDELWEISS-II, direct Dark Matter search experiment :
first data analysis and results


Soutenue le 6 novembre 2009
devant la Commission d’Examen


Jury : M. B. Ille Président du jury
M. J. Gascon Directeur de thèse
M. G. Gerbier
M. A. Giuliani Rapporteur
M. J. Jochum Rapporteur




et
alw
and

un
k
em
n
e
o
on
w
Giul
l
la
e
grateful
d
au
ge
thank
men
ears.
t
pauses,
s
grupp
M
merci
a
soirées,
n
éternelles
y
discussions
p
though
e
the
op
r
le
soutien.
ha
I
v
me
e
do
foll
ès
o
hoses
w
all'i
e
lab
d
e
d

i
moral
re
les

à
tly
v
and
v


m
third
y
the
w
p
or

k
hniques
and
er
m
que,
y
lik
v
friends
en
elsewhere
-
and
t
the
ures
ord
durin
non-do
g
en
these
repas
y

ears
le
in
zia
Ly

on
i
.
a
I
Marco,
o
sempre
w
Myriam,
e
ête
m
me
uc
de
h
bières,
to

them
a
,
dans
but
des
rst
et
of
v
all
in
I
b
w
am
ould
the
lik
or
e
tolerati
to
tioned
thank
y
m

y

sup
grand
ervisor
services
Jules
lab
Gascon
en
for
'
b
t
eing
our
alw
w
a
to
ys
m
presen

t
NL
and
b
patien
ys
t
and
enough
enjo
to
three
answ
out
er
remercie
m
ts
y
ts
questions,
su
will
ts
i
viviaux
ng
midi
to
ûters,
help

me
renden
with
agréable
suggestions
lare
and
en

r
t
l
whenev
di
e
ni
r
o
I
F
needed
a
it.
Giacom
I
ano
am
te.
also
ecial
v
amie
ery
toujours
grateful
rigol
to
a
him
ter
for
mes

wn.
unicati
Martini,
ng
m
to
tes,
me
alerie
the
a
greatest
Un
en
m'a
th
pauses
usiasm
v
for
de

passionan
h.
b
I
ts
am
t
glad
A
to
teresting
thank
in
the
oth
E
I
DEL
also
WEI
to
S
whole
S
o

for
ora
tfully
t
ng
i
aforemen
o
discussions
n
m
esp
singing
ecially
er-
the
from
astropar-
ad

t
group
Un
in
merci
Ly
x
on

for
du
the
oratoi
w
e,
arm
particuli
w
l

équip
for
informa
alw
i
a
p
ys
leur
giving
I
me
ould
v
e
aluable
greatly
suggestions
all
ab
y
out
and
m
at
y
P
w
and
ork
for
and
eing

a
and

for
fun
their
helping
help
to
and
y

past
I
y
w
T
ould
d'ab
lik
je
e
les
to

thank
et
the

mem
qui
b
t
ers
transformer
of
momen
the
tr


t
les
t
de
ee,
,
Bernard
go
Ille,

Gil
toutes
l

es
qui
Gerbier
t
and
quotidien
Jules
e
Gascon
partico-
and
ringra
in
m
particular
to
a
r
sp
i
ecial
bi
thank
e
to
o
the
ital
referees,
a
Andrea
del
Giul
oratori
i
(Silvi
a
,
ni
ederica,
and
i
Josef
,
Jo
Mauro,

o
h
Silv
um,
)
for
presen
ha
Un
ving
sp
read
à
and
une
ev
très
aluated
hère
m
pr
y
à
w
er
ork
qui
and
su
pro
remon
vided
le
me
dans
with
phases
fruitful
do
and
Les
v
le
aluable
les

la
ts.
usique,
I

will
la
remain
hev
grateful
et
to
ritir
m
t
y
.
o
merci
cemate
qui
Marc-An

toine
mes
for

putting
a
up
ec
with
sujets
me

in
ersation

ts
and
les
tragic
âill

en
and
qui
for
on
am
a
using
ec.
me
witha
buon
l
dimen
e

di
gli
fratelli
ex
orto

i
di
e
studio
en
di
in
Geno
p
v
p
a,
ene
Ilaria

,
miei
T
sosten
ommaso,
he
Lorenza,
tensione,

Come
Andrea
a
e
s
Leo,
e
ottimi
il
amici

disp
il
ersi
te
p
dis-
er
er
il
hierate
mondo
ed
;
p
V
ermi
ale-
app
ria
ortato
e
momen
Marta
o
divise
a
tra
frequen
P
famig
ado
i
v
:
a
primi
e
i
Geno
Simo
v
Ste
a
er
ma
loro
sempre
umore
presen
tagioso,
ti
er
e
supp
la


sebb
F
a

tanza
hini-P
p
onzano
le


he
ed
hanno

saputo
i
rall
genitori
egra
er
r
v
e
sempre
le
uto,
ormai
oggiato
rare
sopp
serate

gen-
nei
o
ti
v
maggi
esi.
r
Inne
ultim
ringrazio
m
di
te

ti.
la
mia42
6
.
o
.
n
.
t
.
en
T
t
eri
s
.
I
.
n
.
t
.
r
.
o
.
d
.
u
.

.
ion
WESS
1
.
1
.
D
.
ar
.
k
25
Matt
.
er
.
C
.
ha
.
llen
.
ge
.
5
The
1.1


.
framew
.
ork
p
.
.
.
.
.
46
.
.
.
47
.
.
.
measuremen
.
Heat
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
h
.
.
.
.
.
2
.
.
.
.
.

.
.
5
plot
1.1.1
.
Standard
.
Cosmology
SS
.
2.1
.
.
.
.
.
.
.
inside
.
.
.
.
.
WEISS
.
.
.
45
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
5
.
1.1.
.
2
.
History
.
of
.
the
.
univ
C
erse
.
in
.
a
.
n
.
utshell
Neutrinos
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.

.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
8
.
1.2
1.4.2.1
Motiv
hniques
ations
.
and
.

.
for
1.4.2.2
Dark
ectrum
Matter
.
.
.
.
1.4.2.3
.
.
.
.
.
.
.
.
.
38
.
L
.
x
.
t
.
ecte
1
.
0
.
1.2.1
.
The
.

.

.
scale
In
.
.
.
.
.
.
.
.
.
2.1.2
.
t:
.
.
.
.
.
.
.
.
.
The
.
I
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.

.
.
.
.
.
.
10
.
1.2.2
.
Galaxy
.

.
scale
Ge-NTD
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
2.3.1.1
.
.
.
.
.
.
.
52
.
t
.
.
.
.
.
.
.
54
.
.
.
.
.
.
.
.
12
.
1.2.
.
3
.
Cosmologi
.

.
scale
1.4.1.3
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
2
.
1.4.2
.

.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
13
.
1.3
.
The
.
WIMP
.
Hyp
.
othesis
7
.

.
ec
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
28
.

.
sp
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
34
.

.
.
.
.
.
.
1
.
9
.
1.3.1
.
P
.

.
Candidate
.
.
2
.
EDE
.
WEI
.
E
.
p
.
men
.
41
.
Exp
.
d
.
kground
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
21
.
1.
2.1.1
4

DM


.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
42
.
Starting
.
oin
.
EDEL
.
-I
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
2.2
.
EDEL
.
-I
.
setup
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
24
.
1.4.1
.

.

.
h
.
.
2.3
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
2.3.1
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
24
.
1.4.1.1
.
Gamm
.
a
.
Ra
.
ys
.
.
.
.
.
.
51
.
Ionization
.
t
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
2.3.1.2
.
measuremen
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
25
.
1.4.1.2
.
An
.
timatter
i
.
.
.
.
C
.
O
.
N
t
T
.
ENT
kgrounds
S
.
2.4
.
Electronics
.
and
.
data
.
acquisition
.
.
.
.
102
.
.
.
the
.
9
.
.
.
.
.
s
.
.
.
.
.
.
.
ra
.
.
.
ys
.
w
.
.
.
.
55

3
.
Data
4.3.2.2
Anal
4.3.2.3
y
.
sis
.
5
.
7
.
3.1

Signal
.
Pro
.

81
.

.
in
.
.
.
.
.

.
.
.
.
.
91
.
.
.
.
.
.
.
High
.
.
.
.
.
ys
.
.
.
and
.
.
.
.
.
of
.
ogr
.
.
.
.
.
.
.
kground
58
.
3.2
eta
Energy

Calibrati
.
o
.
n
113
.
.
.
.
.
.
.
.
.
4.2.1
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
Limi
.
the
.
spin-indep
.
n
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
86
.
in
.
.
.
.
58
.
3.3
.
Resolution
.
of
Gamm
heat
.
and
.
ionizati
.
o
.
n
.

.
hannels
91
.
gamma
.
.
.
.
.
.
.
4.3.1.2
.
gamma
.
.
.
.
.
.
.
4.3.2
.
eta
64
.
3.4
.
Electron
.
and
.
n
Resp
uclear
WEIS

a
zones
P
standard
.
deviations
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
alpha
64
.
3.5
.
Thresholds
.
.
of
.
age
.
uclear
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
110
.
117
.
.
.
y
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
81
.
Data
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
68
.
3.6
.

.
v
4.2.2
olume
t
.
on
.

.
for
.
enden
.
WIMP-
.
ucleon
.

.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
4.3
.
kground
.
terpretation
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
69
.
3.7
.
Analysis
.
strategy
.
and
4.3.1
qualit
a
y
ys

.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
4.3.1.1
.
energy
.
ra
.
.
.
.
70
.
3.8
.
WIMP
.

.

92
.
Lo
.
energy
.
ra
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
99
.
Alpha
.
b
.

.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
72
.
4
4.3.2.1
Ph
onse
ysics
EDEL
Run
S
:
to
8
aph
ii
bli
12
o

.
ol
.
do
.
wn
.
75
.
4.1
.

.
p
.

.
and
.

.
.
103
.
Measured
.

.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
108
.
Prediction
.
b
.
leak
.
in
.
n
.
re-
75
band
4.2
.
WIMP
.

.
h
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
Conclusions
.
A
.
Bi
.
.
.
th
210e
visibl
The
t
enden
ro
should

at
One
is
of
v
the
ere
greatest
n
m
the
ysteries
b
of
wn
the
er
univ
t
erse
e
that,
erse.
for
planets
the
regarded
presen
n
t,

puzzles
e
the

mind
existence
of
y
most
the
astronomers,
of


sts
t
and
the
ph
the
ysicists

is
our
the
anomal
question:
the
What
system,
mak
i
es
of
up
as
our
of
univ
of
erse
l
?
out
.
large
This
from
is

due
b
to
amoun
ho
,
w
from
a
n

y
substance

named
Matter
Dark
in
Matter
from

o
under
most
sp
of
eculation.
Cosmic
It
(CMB)
is

b
e)
eliev
ery
ed
deep
this
of
enigmati
e

es
substance,
ed
of
n
t
the
yp
question
e
h
unkno
b
wn,
a

vitati
ts
ws
for

almo
the
st
ob
three-quarters
dern
of
matter
the
ery

r
within
one
the
planets:
univ
e
erse,
ysical

length
b

e
one,
the

answ
explained
er
assuming
to
a
sev
of
eral
dar
questions
or
raised
a
b
w
y
vitati
the
ws
mo
relativi
dels
.
of
observ
the
the
expanding
onic
univ
o
erse
onic
astronomers
univ
ha

v
y
e
observ

er
and
scales.
ev
t
en
the


the
of
fate
w
of

the
In
expansion
(Wilki
of
a
the
y
univ
erimen
erse.
In
A
eectiv
great
in
deal
ening
of
understanding
e
univ
ort
Whenev
has
r
b
i
een
w
made
observ
since
in
1687,
motio
when
of
Newton
in
in
Solar
tro
the

arose:
the

notion
anomal
of
es
gra
e
vit
as
y
refutation
discussing
gra
it
o
in
la
terms
or
of
an
forces
o
b
of
et
existence
w
unseen
een

b
mo
o
problem
dies
dark
(i.e.
is
visible
v
bary
simi
onic
a
ob
at

old
stating
ab
in
unseen
the
w
in
observ
tro
in

astroph
of
system
his
all

scales,
P

h
to
il

o
some
sophi
that
a
only
e
e
Na
either
t
y
u
the
r
of
alis
large
Mathe
t
mati
in

e,
a
k

matter,
that
b
I
assuming
ha
deviation
v
the
e
ell-kno
no
gra
regard
o
in
la
this
and
place
general
to
t
a
theory
medium,
There
if
strong
an
ational
y
for

dominance
h
non-bary
there
Dark
is,
(DM)
that
v
freely
bary
p
matter
erv
the
ades
erse.
the
h
in


man
b
indep
et
t
w
ations
een
v
the
dieren
parts
length
of
The
b
stringen
o

dies.
on
Since
abundance
then,
DM
the
from
deviations
analysis
of
the
observ

ed
a
motio
e
ns
kground
from
anisotropies.
exp
particular,
ecte
WMAP
d
nson
tra
w

v
ha
Anisotrop
v
Prob
e
exp
pro
t
v
1
ed
viden
der
the
INT
to
R
hes.
O
n
D
w
UCTI
enough
ON
e
the
target
abundance
tipro-
of
matter,
matter
designed
to
one
lie
the
in
,
the
e
range
t
2

for
and
h
ys
n
asso
o
kno
ati
Galaxy
motiv

tic
dark
scien

the
discussed
and
dark
ork
halo
framew
eal

trast,
the
eakly
to
t

nature
tro
man
in
i
an

vide
the
pro
dark
to
gamma
aims
p
hapter
Large
and
of
the
our
abundance
distributio
of
the
bary
ng
onic
dark
matter

to
the
b
with
e
to
in
particles
the
erimen
range
b

tify
rst
or
h
making
The
ely
ws.
o
o
ysics
foll
these
as
erimen
organized
i
is
but
thesis
its
This
W
heat.
of
and

n
pro
o
exp
ionizati
S
h
a

t,

in
the
purit
in
a
eects
hrotron
measurable



pro
r
that
external

and
[1
and

ties
in
with
go
hilati
o
due
d
o
agreemen
of
t
of
with
ecially
predictions
regions
from
Other
Big

Bang
hes

and
thesis
and
uclear
erimen
n
observ
of
scattering
t
ter
measuremen
uclei.
the
lik
in
that
relies
dark
h
an
It
the
eratures.

temp
not
ogenic
sucien

ely
at
nature
orking
The
[2


matter
It
our
is
highly

pro
y
t
b
to
eliev
underlying
ed
p
that
b

In
h
der
a
ma
non-bary
a
onic
ed,


onen
not
t
to



or
of
should
new,
m
as
matter
y
b
et
the
undisco
o
v
b
ered,
dieren
particles,
tal
usually
EDEL
referred
ora
to
n
as
dark
WIMPs
exp
(W
ng
eakly
a
In
in

,
Massiv
germanium
e
r
P
ys

sync
Some
from
extensions
matter
of
in
the

standard
halo,
mo
-
del
a
(SM)
from
of
galaxies,
particle
ositrons
ph
an
ysics
tons
predict
more.
the
w
existence
are
of

particles
predictions
that
anni-
w
o
ould
uxes,
b
to
e
p

or
t
wledge
DM
the

n
In
dark
particular
esp
great
in
atten
innermost
tion
of
has
.
b
promisi
een
strategies


to


for
dates
matter
arising
asso
in
particles
sup

ersy
exp

ts
theories:
to
the
e
Ligh

test
of
Sup
mat-

particles
P
n
ar-
I

ould
(LSP).
e
In
emphasize
the
the
most
of
sup
matter

in
scenarios,
y
the
of
so-called
exp
neutr
tal
alino
hannels
seems
will
to
alone
b
e
e
t
a

natural
iden

the
b
of
eing
matter.
stable

in

theories
of
with
dark

particles
ation
up
of
galaxy's
R-parit
is
y
unlik
and
to
ha
vide
ving
informa
masses
i
and
ns

rev

the
of
ph
t
(su-
ypical
ersymmetry
WIMPs.

One
ehind
w
particles.
a

y

of
exp
probing
ts
the
y
nature
tify
of
long-l
dark
v
matter
w
particles
in
is
particle,
to
will
lo
b
ok
able
for
test
their

annihil
stabili
a
y
t
abundance.
i
e
o
solv
ns
the
signal
ystery
[3
dark

particle
A
only
wide
y
literature
bining
exists
informa
discussing
i
the
n
prosp
vided
ects
y
of
y
observing
t
annihil
erimen
a

t
The
i
WEIS
o

n
t
radiati
o
o
is
n

from
matter
the
h

erimen

aimi

to
tre,

high
WIMP
energy

neutri-
a
nos
material
from
high
the
y
Sun,

gamma
-

2 +0.0037Ω = 0.1358M −0.0036
2 +0.00058Ω = 0.02267b −0.00059
0.018 <
2Ω < 0.023bimpl
from
through
foll
a
o

wi
These
ng
t
w
the
ork.

The
will
nature
band
of
and
DM
allo
has
large
b
t
een
to
one
on
of
third
the
signal
most
analysis

order
hallengi
determining
ng
hapter


in
Marc

the
temp
test
orary
that
ph

ysics

since
a
the
yp
rst
EDEL

ha
of
w
its
p
existence
ted.
had
the
b
the
een
o
found
thresholds
in
uclear
the
ducial
1930s.
lik
Cosmologi
in
sts
presen
and
the
astroph
that
ysicists
b
on

one
real
side,
-I
together
ts
with
yp
particle
it
theorists
goals
on
of
the
erwhelming
other
v
ha
lim
v
3
e
eculiar
put
Ge-NTD
a
the
lot
ed
of
S
eort
h
in
e
to
y
this
In
eld:
hapter
I
Ge-NTD
will
is
briey
with


t
data,
for
ter
their
sen
ac
from
hiev
signals
emen
ts
ts
resolutions
and
predict
for
electronic
the
denition
exp
to
erimen

tal
WIMP
strategies
are
whic
fourth
h
whic

the
b
results
e

set
do
in
es
this
v
scenario.
2007
Since
2008.
this
do
thesis
a
w
ok
ork
WEIS
w
en
as
it

rst
out
Ge-NTD
within

the
Th
EDEL
o
WEIS
w
S
en
-I
etter
I
v

o
dark
exp
matter
an
exp
t
erimen
upp
t,
t
I

will
with
fo
p

regard
the
the
next
t

e,
hapter
same
on
i
this
in

WEIS
describing
-I,
the
whic
main
I
features.
v
The
fo

m

thesis
hapter
ork.
is
the
related

to
the
the
erformed
set-up
analysis
of
hain
the
presen
EDEL
Starting
WEIS
the
S
pro
-I
of
I,

the
I

en
t
in
stage
es-
of
tial
the
steps
EDEL

WEIS
n
S
passing
exp
measuremen
erimen
of
t
and

in
ary
to
after
n
a
and
rst

phase
and
that
of
ac
zone
hiev

ed
a
the
for
b
ely
est

upp
suggestions
er
applied
lim
the
i

t
,
on
h
the
ts
WIMP
analysis

the
scattering
of
on
8
n
scattering
u-
ol

wn
as
tak
a
places
function
No
of
em
WIMP
er
mass
to
in
h
2004
This
[4
ol

wn
The
ws
set-up
rst
w
lo
as
at

EDEL
ed
S
to
I

vironmen

and
v
represen
e
a

real
kground
of
observ
t
ed
e
in
at
the
scale.
rst
us,
exp
foll
erimen
ws
t
t
phase.
o
Th
are
us,
visaged:
describing
b
the
understanding
starting
radiati
p
e
oin
kground
t
v
for
the
this
erimen

and
stage,
impro
I
emen
will
of
presen
t
t
er

i
in
on
v
WIMP
olv
ed
in,
thON
ODUCTI
4
INTR