暗物质直接探测的实质是寻找暗物质粒子与原子核的碰撞。2.3 节中提到，运动的WIMP 进入探测器内部与探测器介质中原子核发生相互作用，即通常我们讲的相互碰撞（包括弹性碰撞或非弹性碰撞）。弹性碰撞中WIMP 将一部分能量传递给介质的原子核，得到能量的原子核脱离分子或原子的束缚而离开了原来的位置，通常称这个原子核为“反冲核”。
因为反冲核周围没有电子，所以反冲核是带电的“裸核”。我们无法知道暗物质粒子WIMP 的入射， 也不知道散射后WIMP 的去向，但是我们可以通过探测反冲核来知道碰撞的发生。由此可见，寻找碰撞的直接探测最后归结为对反冲核的探测。怎样才能探测到被WIMP 反冲出来的反冲核呢？
从WIMP 那里获得一定能量并且带电的反冲核在探测器介质中运动，可能会发生以下几种物理现象：
（1）热振动。运动的反冲核会把一部分机械能转递给附近的原子或分子，使这些分子或原子发生振动。附加的振动使介质的温度升高，称为热振动。振动就应该有声音，物理学上用虚拟的“声子”来描述这种振动，即振动会产生“声子”。
（2）电离。带电的反冲核会把部分能量转递给反冲核路径周围的电子，得到足够能量的电子会离开原来的原子束缚，成为自由的电子，丢掉电子的原子变成正离子，这种过程在物理学中称为“电离”。电离意味着反冲核会产生正电荷的离子和负电荷的电子，简言之，反冲核通过“电离”产生“电荷”。
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（3）荧光。带电的反冲核有可能把一部分能量转递给周围的介质（原子或分子），并将原子或分子激发。当这些原子或分子退激发时会发射出可见光波段的光，或者说是发射出可见光波段的“光子”。这意味着反冲核会产生可见光，通常叫这种光为“荧光”或“闪烁光”。
很显然，这三种现象的结果可以将无法看到的微观粒子之间的作用转换为宏观可观察到的“热振动”“电荷”或“可见光”。借助对这几种物理现象的观察获得反冲核的信息，成为我们观察暗物质粒子的重要手段。也可以说，通过这些物理现象的观察实现对WIMP 与原子核碰撞的直接探测。当然，三种可能现象的发生与探测器介质的种类有关，有的介质只有一种现象很显著，有的介质则可以同时发生两种或三种现象。
原则上讲，通过收集“电荷”“声子”“光子”中任何一种都可以达到探测反冲核的目的。为便于规避和辨别本底事例，也可以同时收集其中两种，如同时接收“电荷”和“声子”或同时收集“电荷”和“光子”等。反冲核的这三种物理现象（或物理机制）成为设计直接探测暗物质粒子实验的基础。采用不同的物理现象，也就出现了不同类型的直接探测实验 。
图3.1.1 所示为三种现象（电离、荧光和热振动）的示意图以及基于不同现象进行直接探测的实验名称。图中蓝色表示电离，蓝色箭头所指的实验是只测电离的实验，如CDEX、CoGeNT 实验。图中绿色表示闪烁光（荧光），其绿色箭头所指的实验是只测荧光的实验，如DAMA、KIMS 等。图中红色表示热振动，红色箭头所指的实验是只测热振动的实验，如COUPP、Picasso。有两种不同颜色箭头所指的实验表示同时测量两种量的实验，如 SCDMS（Super CDMS）、EDELWEISS等同时测量电荷和热振动； XENON、PandaX 等同时测量电荷和荧光；CRESST-Ⅱ、ROSEBUD 既测量荧光又测量热振动。
图 3.1.1 反冲核的三种方现框象中和列基出于了不各同实现象验的直名接称探测的实验探测器名称
为能实验观察到这些现象的稀有事例，必须剔除或识别大量本底事例。 如何在大量本底事例中辨别暗物质粒子事件成为关键课题。所以，探测实验的设计必须在考虑高效探测的同时还需要有好的辨别暗物质粒子事件的能力。前面已经讲过三种辨别暗物质粒子事件的方法：一是通过WIMP 与原子核作用的单个事件来求证暗物质的存在，这种方法必须有很好的辨别和甄别本底事例的能力, 如CDMS、XENON 等实验；二是依据WIMP 反冲核的能谱与本底能谱的差别，通过反冲核的能谱测量来辨别WIMP 事例，如CDEX 等实验；三是通过前面讲的年调制效应或日调制效应来发现WIMP 与原子核的作用事件，如DAMMA、KIMs 实验。
由此可见，直接探测暗物质粒子WIMP 分两个步骤：首先我们借助探测“电子”（电荷）、“声子”（热振动）或“光子”（可见光）来探知反冲核；然后再由反冲核的信息实现对暗物质粒子WIMP 的探测。以上物理现象都是我们熟知的物理过程，“电荷”“热”及“可见光”又都是宏观的物理量，是很容易测量的物理量。
但是，反冲核从WIMP 那里得到的能量很小，由它产生的“电荷”“可见光”“声子”的数量都极少，相应的“电压幅度”和“温度”变化也极低，如温度的升高只有热力学温标的千分之几度（mK））, 电压幅度变化在毫伏量级（mV）。给探测带来极大挑战。
另外，各种环境辐射（如γ 射线、中子等）及宇宙线与原子核外面的电子或原子核发生作用同样会产生大量“电荷”“声子”（温度）或“光子”等。图3.1.2 是WIMP 及中子与核的作用及其本底γ 射线与原子外层电子作用的示意图。
图3.1.2 γ 射线与电子作用，WIMP 及中子与核作用
不难看出，γ 射线将电子反冲出来造成的本底是电子反冲事例，中子本底和WIMP 一样是核反冲事例。一方面，本底γ 射线强度远大于WIMP，另一方面它与介质原子的作用是电磁作用，其作用强度比弱作用要高十几个量级（作用概率高十几个量级）。这意味着即使强度一样，其本底事例要比WIMP 事例要高十几个量级。如果不采取措施，在高几十个量级的本底事例中寻找WIPM 比在大海里捞针还难。所以，极大地规避和辨别这些γ 本底是极其重要的，也是侦测暗物质粒子的关键。另外，中子本底与WIMP 事件都是核反冲，无法区分。而中子与核的作用是强相互作用，作用概率极高。减少甚至完全消除中子进入探测器更是必需的。
需要在很深的地下进行
宇宙线的粒子能量很高，有很强的穿透力。而且宇宙线无处不在，无时不在，它会在探测器上及探测器周围产生次级粒子或辐射等。宇宙线将探测器介质及其周围物质转变成放射性物质（物理上称为“活化”），这些被活化的放射性物质不断地辐射出伽马射线或其他粒子（如α 粒子、β 电子等）。这些次级粒子或伽马辐射会不定时地进入探测器并严重干扰对暗物质的探测。所以，直接探测暗物质的实验一般都在较深的地下进行，这样可以避免宇宙线本底和由它产生的次级粒子或辐射本底。当然，实验室越深，宇宙线的通量越少。 图3.1.3 给出了地下不同深度的宇宙线通量和相应的实验室名称。2km 岩石（相当于6km 水深）下宇宙线通量比地表面减少近5 个量级。
图3.1.3 地下不同深度（以千米水当量为单位）的宇宙线μ 子的强度（平方厘米秒立体角为单位）
暗物质直接侦测实验对实验室的要求归纳起来有以下几点：
（1）有足够的深度和足够大的空间，一般都在500m 以上的深度，宇宙线的通量随深度的增加而迅速减少。
（2）地下实验室周围岩石的辐射水平要低，即周围的放射线本底要低。
（3）氡气是放射性气体，实验室内空气中氡的含量要低。
（4）地下能满足普通实验室所需要的水、电、气、暖、通信等方面的要求。
（5）地下实验室附近有好的交通、居住、饮食等生活条件，便于科研人员的生活和工作。
这里必须指出，虽然为了减少宇宙线而将侦测暗物质的实验安排在很深的地下，但这不会影响对暗物质粒子WIMP 的探寻，因为WIMP 比宇宙线有更强的穿透能力，不会受到任何影响地进入“地下”。
国际上研究暗物质的地下实验室有十多个，空间大小差别很大（从几百立方米到十几万立方米），岩石覆盖的厚度大不相同（从几百米深到两千多米深）。不少实验室除暗物质研究外还有中微子、双β 衰变等稀有事例的低本底基础物理实验研究、地球科学、岩土力学、生物实验等科学研究。此外，地下实验室也是很好的低放射性本底测量环境。
国际上有名的地下实验室有意大利的格兰萨索（ Gran Sasso）、英国的伯比（Boulby）、法国的摩丹（Modane）、美国的杜塞尔(Dusel) 和苏丹（Soudan）、西班牙的坎夫兰克（Canfranc）、加拿大的斯诺（SNO）、日本的神岗（Kamioka）和 韩国的襄阳（Yangyang）等。我国于2010 年新开辟了锦屏地下实验室（CJPL）。图3.1.4 给出了分布在世界各地的这些实验室名称和实验室中的暗物质实验。表3.1.1 给出了国际上主要暗物质探索研究的地下实验室所在国家和岩石覆盖厚度，可分为隧道型和竖井型两种类型。
3.1.4 暗物质地下实验室及其实验
图3.1.5 为摩丹地下实验室内部照片。实验室位于法国东部里昂，在法国和意大利接壤的阿尔卑斯山的交通隧道内。隧道的一边是法国，另一边通向意大利，全长13km。从法国一端开车15 分钟可到达隧道内的实验室。实验室埋深1700m，总容积3500m³，面积400m²，宇宙线通量为4×10^-5μ·m^-2·s^-1。经过过滤的新鲜空气经两个竖井通风管道送进地下实验室，不仅提供了新鲜空气，更重要的是降低了放射性氡气的浓度，减少了氡给实验带来的辐射本底。实验室中氡的浓度为15~20Bq/m³（每立方米体积中氡的放射性衰变15~20 次/ 秒）。
中子本底也不高，快中子的通量为4×10^-2m^-2·s^-1, 热中子的通量为1.6×10^-22m^-2·s^-1。地下实验室外有地上洞口实验室、办公室、车库、客房等。目前开展的实验有暗物质和双β 衰变研究等。该实验室是1980 年为质子衰变实验建造的，1998 年开始暗物质的实验。为适应科学研究的需求，计划扩大实验室空间至6 万m³。
图3.1.5 法国摩丹地下实验室内部照片
图3.1.6 所示为意大利的格兰萨索地下实验室布局的示意图。实验室隶属意大利国家核子物理研究所，距罗马120km。该实验室建在地下1400m 的隧道中, 是全球最大的地下基础物理实验室。除辅助厅外有三个主要实验大厅，每个主厅的尺寸为100m×20m×18m。整个实验室总面积达17300㎡，总容积达18 万m³，聚集了来自29 个国家的粒子物理实验、粒子天体物理与核天体物理领域的九百多名科学家。目前，探测暗物质和探测中微子等15 个实验正在进行，如暗物质实验DAMA、XENON100、WARP，中微子实验 BOREXINO、LVD，以及测量中微子质量的双β 衰变实验CUORE、GERDA、Cobra 等。图3.1.7 为格兰萨索地下实验室内一个实验大厅的局部照片。
图3.1.6 意大利格兰萨索地下实验室布局的示意图
图3.1.7 意大利格兰萨索地下实验室内一个实验大厅的局部照片
必须进行极其严密的辐射屏蔽
虽然很深的地下可以有效地减少或消除宇宙线及其所产生的次级本底的影响，但是地下的岩石、泥土中的放射性物质仍然和地表一样的多。我们知道，地球上的放射性元素无处不在（如铀、钍、钾等），它们的寿命很长，几乎与地球的年龄差不多，至今这些元素还在不断地放射出大量的α、β、γ 等射线，甚至释放出中子。这些中子或射线等进入探测器都有可能被误认为是WIMP，成为干扰暗物质粒子探测的大量本底事例。
地下屏蔽很好的实验室内，1kg 探测器的本底事例率是1~10/s，而暗物质的事例率只有0.01~0.1/d，本底要高好几个量级。必须对暗物质探测设备做特别的辐射屏蔽，设法把这些射线、中子等彻底阻挡在探测器外面。
一些元素放射出的带电粒子（如β（电子）、α 等带电粒子）都不是大问题，很容易被阻挡，只要薄薄一层金属或塑料就可以。但是，阻挡较高能量的γ 射线和中子就不是那么容易了。
γ 射线可被厚厚的高原子序数（高Z）材料所阻挡，阻挡γ 射线最有效的材料是重金属材料高Z 材料（如铅、钨等）。
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阻挡中子需要分两步：第一步将中子慢化，即先让中子慢下来，所用的材料是原子序数低的轻材料，如通常用的聚乙烯、石蜡、水等；第二步是将慢化了的中子“吸收”掉，能“吸收”掉中子的材料很多，如硼、镉等。 不过，虽然将中子吸收了，但又会产生出次级的γ 射线。 我们还必须再用高Z 的重材料把这部分γ 射线阻挡在外。
当然，用来阻挡辐射的材料本身不能再有伽马或中子等放射性，应该是很纯的几乎没有任何放射性本底的材料，如高纯无氧铜等。但是，高纯无氧铜十分昂贵，只能应用在最关键的地方。
由此可见，必须采用多层的不同用途的材料按照一定厚度、一定次序包围在探测器外面，构成一个从里到外的阻挡外来辐射本底的“堡垒”。我们通常称这个“堡垒”为屏蔽体系统。很显然，越是靠近探测器的屏蔽体，纯度应该越高。因为里面的屏蔽体还能阻挡一些外部屏蔽体的放射性，而靠近探测器的屏蔽体的本底辐射再没有办法去除了。这种被动地阻挡或“吸收”掉外来辐射的办法称为“被动屏蔽”。
一般屏蔽体系统的典型安排如图3.1.8 所示，从外到里分别为铅层、聚乙烯、含硼聚乙烯、高纯无氧铜，最里面是安排探测器的空间。铅除阻挡外来带电或中性粒子外，主要阻挡外来的伽马射线。聚乙烯实现对外来中子（也包括伽马射线在铅层内产生的中子）的慢化；含硼聚乙烯中的硼既能“慢化”中子又能“吸收”中子。含硼聚乙烯层在“吸收”中子的同时会有伽马射线产生，所以最里层安排了比较厚的无氧铜来阻挡所有企图进入探测器空间的射线或粒子。这种屏蔽安排又称“被动屏蔽”。
图3.1.8 屏蔽体安排, 从外到内分别为铅、聚乙烯、无氧铜
当然，不太深的地下实验室还是有不少的宇宙线，而且能量很高。再厚的屏蔽体也阻挡不了这些宇宙线。既然挡不住，就设法把它们记录下来，而后在分析数据时将其影响扣除。这种方法称为“主动屏蔽”。经常在“ 被动屏蔽”体的外面安排专门探测和记录宇宙线粒子的探测器，将宇宙线实时探测与记录下来。图3.1.9 为韩国 KIMs 暗物质实验探测器的屏蔽体和宇宙线粒子探测器的照片，图中蓝色部分就是包在屏蔽体外面专门探测宇宙线粒子的液体闪烁探测器。宇宙线在进入“被动屏蔽”体或暗物质探测器之前必将先穿过闪烁探测器，该闪烁探测器将告诉我们宇宙线进入的时间和地点。在时间上与宇宙线信号相关事例很可能就是宇宙线产生的本底事例，必须在实验中扣除。
图3.1.9 KIMs 实验屏蔽体外面的闪烁探测器的照片
氡气从岩石中出来扩散到实验室的空气中。 氡气是一种放射性气体，会不断地辐射出伽马射线等。氡气进入探测器空隙中也会形成本底信号，成为特别的辐射本底来源。所以，一方面要避免氡的聚集，另一方面要防止氡气进入屏蔽体内的探测器空隙中。为此，要不断地把外界新鲜的空气引入实验室，减少实验室内的氡气含量；同时要用高纯的氮气把探测器空隙中的氡赶走。
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