Axion

Partícula elemental hipotética

Para otros usos, consulte Axion (desambiguación) .

No confundir con Axiom o Axon .

Axion

Interacciones	Gravedad , electromagnética
Estado	Hipotético
Símbolo	A 0
Teorizado	1977, Peccei y Quinn
Masa	10 −5 a 10 −3  eV / c 2 [1]
Ancho de decaimiento	10 9 a 10 12 GeV / c 2 [2] [3]
Carga eléctrica	0
Girar	0

El axión ( / æ k s i ɒ n / ) es una hipotética partícula elemental postulado por la teoría Peccei-Quinn en 1977 para resolver el problema fuerte CP en cromodinámica cuántica (QCD). Si existen axiones y tienen poca masa dentro de un rango específico, son de interés como posible componente de la materia oscura fría .

Historia

Fuerte problema de PC

Como lo muestra Gerard 't Hooft , ^[4] las interacciones fuertes del modelo estándar, QCD, poseen una estructura de vacío no trivial que en principio permite la violación de las simetrías combinadas de conjugación y paridad de cargas , conocidas colectivamente como CP. Junto con los efectos generados por interacciones débiles , el término de infracción de CP fuerte periódico efectivo, Θ , aparece como una entrada del Modelo Estándar ; su valor no está predicho por la teoría, pero debe medirse. Sin embargo, las grandes interacciones que violan el CP que se originan a partir de QCD inducirían un gran momento dipolar eléctrico (EDM) para el neutrón.. Las restricciones experimentales en el EDM actualmente no observado implican que la violación de CP de QCD debe ser extremadamente pequeña y, por lo tanto, Θ debe ser en sí misma extremadamente pequeña. Dado que Θ podría tener cualquier valor entre 0 y 2 π , esto presenta un problema de " naturalidad " para el modelo estándar. ¿Por qué este parámetro debería encontrarse tan cerca de cero? (O, ¿por qué la QCD debería conservar la PC?) Esta pregunta constituye lo que se conoce como el problema fuerte de la PC . ^[a]

Predicción

En 1977, Roberto Peccei y Helen Quinn postularon una solución más elegante al fuerte problema de PC, el mecanismo Peccei-Quinn . La idea es promover efectivamente Θ a un campo. Esto se logra agregando una nueva simetría global (llamada simetría Peccei-Quinn ) que se rompe espontáneamente. Esto da como resultado una nueva partícula, como lo muestran de forma independiente Frank Wilczek ^[5] y Steven Weinberg , ^[6] que cumple el papel de Θ, relajando naturalmente el parámetro de violación de CP a cero. Wilczek llamó a esta nueva partícula hipotética el "axión" en honor a una marca de detergente para ropa porque "solucionó" un problema, ^{[7] [8]} mientras que Weinberg lo llamó "Higglet". Más tarde, Weinberg acordó adoptar el nombre de Wilczek para la partícula. ^[8] Debido a que tiene una masa distinta de cero, el axión es un bosón pseudo-Nambu-Goldstone . ^[9]

Materia oscura axion

Los efectos de QCD producen un potencial periódico efectivo en el que se mueve el campo de axiones. Las oscilaciones del campo de axiones alrededor del mínimo del potencial efectivo, el llamado mecanismo de desalineación, generan una población cosmológica de axiones fríos con una abundancia que depende de la masa del axión. ^{[10] [11] [12]} Con una masa por encima de ^10-11 veces la masa del electrón , los axiones podrían explicar la materia oscura , por lo que serían tanto un candidato de materia oscura como una solución al problema de CP fuerte, ver Ref. ^[13]

Hay dos escenarios distintos en los que el campo de axiones comienza su evolución, dependiendo de las dos condiciones siguientes: (a) La simetría PQ se rompe espontáneamente durante la inflación. Esta condición se realiza siempre que la escala de energía del axión es mayor que la tasa de Hubble al final de la inflación (b) La simetría PQ nunca se restaura después de que ocurre su ruptura espontánea. Esta condición se realiza siempre que la escala de energía del axión sea mayor que la temperatura máxima alcanzada en el Universo post-inflacionario. A grandes rasgos, se produce uno de estos dos posibles escenarios:

Escenario preinflacionario

Si se satisfacen tanto (a) como (b), la inflación cósmica selecciona un parche del Universo dentro del cual la ruptura espontánea de la simetría PQ conduce a un valor homogéneo del valor inicial del campo axiónico. En este escenario "preinflacionario", los defectos topológicos se inflan y no contribuyen a la densidad de energía del axión. Sin embargo, otros límites que provienen de los modos de isocurvatura restringen severamente este escenario, que requiere una escala de inflación de energía relativamente baja para ser viable. ^{[14] [15] [16]}

Escenario posinflacionario

Si se viola al menos una de las condiciones (a) o (b), el campo de axiones toma valores diferentes dentro de parches que inicialmente están fuera de contacto causal, pero que hoy pueblan el volumen encerrado por nuestro horizonte de Hubble. En este escenario, las fluctuaciones de isocurvatura en el campo PQ aleatorizan el campo axión, sin un valor preferido en el espectro de potencia. El tratamiento adecuado en este escenario es resolver numéricamente la ecuación de movimiento del campo PQ en un universo en expansión, con el fin de capturar todas las características que vienen del mecanismo de desalineación, incluyendo la contribución de defectos topológicos como "axionic" cadenas y las paredes de dominio . Un valor de masa entre 0,05 y 1,50 meV para el axión se informó en un artículo publicado por Borsanyi et al. . (2016).^[17] El resultado se calculó simulando la formación de axiones durante el período posterior a la inflación en una supercomputadora . ^[18] Los avances recientes en la determinación de la abundancia actual de un axión KSVZ usando simulaciones numéricas conducen a valores entre 0.02 y 0.1 meV, ^{[19] [20]} aunque estos resultados han sido desafiados por los detalles sobre el espectro de potencia de los axiones emitidos por las cuerdas . ^[21]

Fenomenología del campo axiónico

Búsquedas

Los modelos Axion eligen cuidadosamente las fuerzas de acoplamiento que son demasiado débiles para haber sido detectadas en experimentos anteriores. Se pensaba que estos " axiones invisibles " resolvían el fuerte problema de la PC sin dejar de ser demasiado pequeños para haber sido observados antes. La literatura actual discute los mecanismos del “axión invisible” en dos formas, llamadas K S V Z ( Kim - Shifman - Vainshtein - Zakharov ) ^{[22] [23]} y D F S Z ( Dine - Fischler - Srednicki - Zhitnitsky ). ^{[24] [25]}

El axión muy débilmente acoplado también es muy ligero, porque los acoplamientos del axión y la masa son proporcionales. La satisfacción con los "axiones invisibles" cambió cuando se demostró que cualquier axión muy ligero se habría producido en exceso en el universo primitivo y, por lo tanto, debe excluirse. ^{[26] [11] [12]}

Ecuaciones de Maxwell con modificaciones de axiones

Pierre Sikivie publicó una modificación de las ecuaciones de Maxwell que surgen de un axión estable y ligero en 1983. ^[27] Demostró que estos axiones podían detectarse en la Tierra convirtiéndolos en fotones, utilizando un campo magnético fuerte, lo que llevó a varios experimentos: el ADMX ; Los axiones solares pueden convertirse en rayos X, como en el CERN Axion Solar Telescope (CAST) ; Otros experimentos buscan señales de axiones con luz láser. ^[28]

Hay una simetría en las ecuaciones de Maxwell donde los campos eléctricos y magnéticos pueden rotarse entre sí con los nuevos campos que aún satisfacen las ecuaciones de Maxwell. Luca Visinelli demostró que la simetría de la dualidad también se puede trasladar a la teoría axión-electromagnética. ^[29] Suponiendo la existencia de monopolos y axiones magnéticos , el conjunto completo de ecuaciones de Maxwell dice:

Nombre	Ecuaciones
Ley de Gauss	${\displaystyle \nabla \cdot (\mathbf {E} -\kappa \,\theta \,c\mathbf {B} )={\frac {\rho _{e}}{\varepsilon _{0}}}}$
Ley de Gauss para el magnetismo	${\displaystyle \nabla \cdot (c\mathbf {B} +\kappa \,\theta \,\mathbf {E} )=c\mu _{0}\rho _{m}}$
Ley de Faraday	${\displaystyle \nabla \times (-\mathbf {E} +\kappa \,\theta \,c\mathbf {B} )=\partial _{ct}(c\mathbf {B} +\kappa \,\theta \,\mathbf {E} )+\mu _{0}\,\mathbf {J} _{m}}$
Ley de Ampère-Maxwell	${\displaystyle \nabla \times (c\mathbf {B} +\kappa \,\theta \,\mathbf {E} )=\partial _{ct}(\mathbf {E} -\kappa \,\theta \,c\mathbf {B} )+c\mu _{0}\,\mathbf {J} _{e}}$
Ley de axion	${\displaystyle \left(\,\Box +m_{\rm {A}}^{2}\,\right)\,\theta =-\kappa \,\mathbf {E} \cdot \mathbf {B} }$

Si los monopolos magnéticos no existen, entonces se mantienen las mismas ecuaciones, con la densidad monopolo y la corriente monopolo reemplazadas por cero. Con o sin monopolos, la incorporación del axión en las ecuaciones de Maxwell tiene el efecto de rotar los campos eléctrico y magnético entre sí.${\displaystyle \rho _{m}}$${\displaystyle \mathbf {J} _{m}}$

${\displaystyle {\begin{bmatrix}\mathbf {E'} \\c\mathbf {B'} \\\end{bmatrix}}={\begin{bmatrix}\mathbf {E} -\kappa \,\theta \,c\mathbf {B} \\\kappa \,\theta \,\mathbf {E} +c\mathbf {B} \\\end{bmatrix}}={\frac {1}{\cos \xi }}{\begin{bmatrix}\cos \xi &\sin \xi \\-\sin \xi &\cos \xi \\\end{bmatrix}}{\begin{bmatrix}\mathbf {E} \\c\mathbf {B} \\\end{bmatrix}}}$

donde el ángulo de mezcla depende de la constante de acoplamiento y la intensidad del campo del axión${\displaystyle \xi }$${\displaystyle \kappa }$${\displaystyle \theta }$

${\displaystyle \tan \xi =-\kappa \,\theta }$

Al conectar los nuevos valores para el campo electromagnético y en las ecuaciones de Maxwell, obtenemos las ecuaciones de Maxwell modificadas por axiones anteriores. La incorporación del axión en la teoría electromagnética también proporciona una nueva ecuación diferencial, la ley del axión, que es simplemente la ecuación de Klein-Gordon (la ecuación de la teoría cuántica de campos para partículas masivas de espín cero) con un término fuente.${\displaystyle \mathbf {E'} }$${\displaystyle \mathbf {B'} }$${\displaystyle \mathbf {E} \cdot \mathbf {B} }$

Efecto análogo para los aislantes topológicos

Un término análogo al que se agregaría a las ecuaciones de Maxwell para dar cuenta de los axiones ^[30] también aparece en modelos teóricos recientes (2008) para aislantes topológicos que dan una descripción de axiones efectiva de la electrodinámica de estos materiales. ^[31]

Este término conduce a varias propiedades predichas interesantes, incluido un efecto magnetoeléctrico cuantificado . ^[32] Recientemente se han dado pruebas de este efecto en experimentos de espectroscopía THz realizados en la Universidad Johns Hopkins sobre aisladores topológicos de película delgada de régimen cuántico desarrollados en la Universidad de Rutgers . ^[33]

En 2019, un equipo del Instituto Max Planck de Física Química de Sólidos publicó su detección de aisladores de axiones dentro de un semimetal Weyl . ^[34] Un aislante de axiones es una cuasipartícula - una excitación de electrones que se comportan juntos como un axión - y su descubrimiento es consistente con la existencia del axión como una partícula elemental. ^[35]

Experimentos

A pesar de que aún no se han encontrado, los modelos de axiones se han estudiado bien durante más de 40 años, dando tiempo a los físicos para desarrollar conocimientos sobre los efectos de los axiones que podrían detectarse. Actualmente se están realizando varias búsquedas experimentales de axiones; la mayoría explota la ligera interacción esperada de los axiones con los fotones en campos magnéticos fuertes. Los axiones son también uno de los pocos candidatos plausibles restantes para partículas de materia oscura, y podrían descubrirse en algunos experimentos de materia oscura.

Conversión directa en un campo magnético

Varios experimentos buscan axiones astrofísicos mediante el efecto Primakoff , que convierte los axiones en fotones y viceversa en campos electromagnéticos.

El Experimento de Materia Oscura Axion (ADMX) de la Universidad de Washington utiliza un fuerte campo magnético para detectar la posible conversión débil de axiones en microondas . ^[36] ADMX busca en el halo de materia oscura galáctica ^[37] axiones que resuenen con una fría cavidad de microondas. ADMX ha excluido los modelos de axiones optimistas en el rango de 1,9 a 3,53 μeV. ^{[38] [39] [40]} Entre 2013 y 2018 se realizaron una serie de actualizaciones y se están obteniendo nuevos datos, incluso entre 4,9 y 6,2 µeV.

Otros experimentos de este tipo incluyen HAYSTAC, ^[41] CULTASK, ^[42] y ORGAN. ^[43] HAYSTAC completó recientemente el primer análisis de un haloscopio por encima de 20 µeV. ^[41]

Luz polarizada en un campo magnético

El experimento italiano PVLAS busca cambios de polarización de la luz que se propaga en un campo magnético. El concepto fue presentado por primera vez en 1986 por Luciano Maiani , Roberto Petronzio y Emilio Zavattini . ^[44] Una reclamación de rotación ^[45] en 2006 fue excluida por una configuración mejorada. ^[46] Una búsqueda optimizada comenzó en 2014.

Luz brillando a través de las paredes

Otra técnica es la llamada "luz que atraviesa las paredes", ^[47] donde la luz pasa a través de un campo magnético intenso para convertir los fotones en axiones, que luego atraviesan el metal y son reconstituidos como fotones por otro campo magnético en el otro lado de la barrera. . Los experimentos de BFRS y un equipo dirigido por Rizzo descartaron una causa axion. ^[48] GammeV no vio eventos, reportados en una Carta de Revisión de Física de 2008. ALPS I realizó pruebas similares, ^[49] estableciendo nuevas limitaciones en 2010; ALPS II se ejecutará en 2021. ^{[ necesita actualización ]} OSQAR no encontró señal, lo que limita el acoplamiento ^[50] y continuará.

Búsquedas de axiones astrofísicos

Los bosones similares a axiones podrían tener una firma en entornos astrofísicos. En particular, varios trabajos recientes han propuesto partículas similares a axiones como una solución a la aparente transparencia del Universo a los fotones de TeV. ^{[51] [52]} También se ha demostrado en algunos trabajos recientes que, en los grandes campos magnéticos que enhebran las atmósferas de los objetos astrofísicos compactos (por ejemplo, magnetares ), los fotones se convertirán mucho más eficientemente. Esto, a su vez, daría lugar a distintas características similares a la absorción en los espectros detectables por los telescopios actuales. ^[53]Un nuevo medio prometedor es buscar la refracción de cuasi partículas en sistemas con fuertes gradientes magnéticos. En particular, la refracción conducirá a la división del haz en las curvas de luz de radio de púlsares altamente magnetizados y permitirá sensibilidades mucho mayores que las que se pueden lograr actualmente. ^[54] El Observatorio Internacional Axion (IAXO) es un helioscopio propuesto de cuarta generación . ^[55]

Los axiones pueden convertirse resonantemente en fotones en las magnetosferas de las estrellas de neutrones. ^[56] Los fotones emergentes se encuentran en el rango de frecuencia de GHz y pueden ser captados potencialmente en detectores de radio, lo que lleva a una sonda sensible del espacio de parámetros de axiones. Esta estrategia se ha utilizado para restringir el acoplamiento axión-fotón en el rango de masa (5-11) μeV volviendo a analizar los datos existentes del Telescopio Green Bank y el Telescopio Effelsberg de 100 m. ^[57] Una nueva estrategia alternativa consiste en detectar la señal transitoria del encuentro entre una estrella de neutrones y un miniclúster de axiones en la Vía Láctea. ^[58]

Los axiones se pueden producir en el núcleo del Sol cuando los rayos X se dispersan en campos eléctricos intensos. El telescopio solar CAST está en marcha y ha establecido límites en el acoplamiento de fotones y electrones. Los axiones pueden producirse dentro de las estrellas de neutrones, mediante bremsstrahlung nucleón-nucleón . La posterior desintegración de los axiones en rayos gamma permite que se impongan restricciones sobre la masa del axión a partir de las observaciones de estrellas de neutrones en rayos gamma utilizando Fermi LAT. A partir de un análisis de cuatro estrellas de neutrones, Berenji et al. (2016) obtuvieron un límite superior del intervalo de confianza del 95% en la masa del axión de 0.079 eV. ^[59]

En 2016, un equipo teórico del Instituto de Tecnología de Massachusetts ideó una posible forma de detectar axiones utilizando un campo magnético fuerte que no necesita ser más fuerte que el producido en una máquina de escaneo de resonancia magnética . Mostraría variación, una ligera fluctuación, que está ligada a la masa del axión. El experimento ahora está siendo implementado por experimentadores en la universidad. ^[60]

Busca efectos de resonancia

Los efectos de resonancia pueden ser evidentes en las uniones de Josephson ^[61] debido a un supuesto alto flujo de axiones del halo galáctico con masa de 0,11 meV y densidad0,05 GeV⋅cm ^{−3 [62] en} comparación con la densidad de materia oscura implícita0,3 ± 0,1 GeV⋅cm ⁻³ , lo que indica que dichos axiones no tendrían suficiente masa para ser el único componente de la materia oscura. El experimento ORGAN planea realizar una prueba directa de este resultado a través del método del haloscopio. ^[43]

Búsquedas de retroceso de materia oscura

Los detectores criogénicos de materia oscura han buscado retrocesos de electrones que indiquen axiones. CDMS publicado en 2009 y EDELWEISS estableció límites de acoplamiento y masa en 2013. UORE y XMASS también establecieron límites en axiones solares en 2013. XENON100 usó una corrida de 225 días para establecer los mejores límites de acoplamiento hasta la fecha y excluir algunos parámetros. ^[63]

Posibles detecciones

En 2014 se informó que la evidencia de axiones puede haberse detectado como una variación estacional en la emisión de rayos X observada que se esperaría de la conversión en el campo magnético de la Tierra de axiones que fluyen desde el Sol. El estudio de 15 años de datos por parte de la Agencia Espacial Europea 's XMM-Newton observatorio, un grupo de investigación en la Universidad de Leicester notó una variación estacional para los que se pudo encontrar ninguna explicación convencional. Una posible explicación de la variación, descrita como "plausible" por el autor principal del artículo, es la variación estacional conocida en la visibilidad de XMM-Newton de la magnetosfera hacia el sol en la que los axiones del núcleo solar pueden producir rayos X. ^{[64] [65]}

Esta interpretación de la variación estacional es cuestionada por dos investigadores italianos, quienes identifican fallas en los argumentos del grupo de Leicester que se dice que descartan una interpretación en términos de axiones. Más importante aún, la dispersión en ángulo asumida por el grupo de Leicester como causada por gradientes de campo magnético durante la producción de fotones, necesaria para permitir que los rayos X ingresen al detector que no puede apuntar directamente al sol, disiparía el flujo tanto que la probabilidad de detección sería insignificante. ^[66]

En 2013, Christian Beck sugirió que los axiones podrían detectarse en las uniones de Josephson ; y en 2014, argumentó que una firma, consistente con una masa ≈110 μeV, de hecho se había observado en varios experimentos preexistentes. ^[67]

En 2020, el experimento XENON1T en el Laboratorio Nacional Gran Sasso en Italia informó un resultado que sugiere el descubrimiento de axiones solares. ^[68] Los resultados aún no son significativos al nivel 5-sigma requerido para la confirmación, y otras explicaciones de los datos son posibles aunque menos probables. Se planean más observaciones después de que se complete la actualización del observatorio a XENONnT .

Propiedades

Predicciones

Una teoría de axiones relevante para la cosmología había predicho que no tendrían carga eléctrica , una masa muy pequeña en el rango de 1 µeV / c² a1 eV / c ² , y secciones transversales de interacción muy baja para fuerzas fuertes y débiles . Debido a sus propiedades, los axiones interactuarían solo mínimamente con la materia ordinaria. Los axiones también cambiarían hacia y desde los fotones en los campos magnéticos.

Implicaciones cosmológicas

La inflación sugiere que, si existen, los axiones se crearían abundantemente durante el Big Bang . ^[69] Debido a un acoplamiento único al campo instanton del universo primordial (el " mecanismo de desalineación "), se crea una fricción dinámica efectiva durante la adquisición de masa, después de la inflación cósmica . Esto roba a todos esos axiones primordiales de su energía cinética.

El axión ultraligero (ULA) con m ~ 10 ⁻²² eV es un tipo de materia oscura de campo escalar que parece resolver los problemas de CDM a pequeña escala. Un solo ULA con una constante de decaimiento de escala GUT proporciona la densidad de reliquia correcta sin ajustes finos. ^[70]

Los axiones también habrían detenido la interacción con la materia normal en un momento diferente después del Big Bang que otras partículas oscuras más masivas. ^{[ ¿por qué? ]} Los efectos persistentes de esta diferencia tal vez podrían calcularse y observarse astronómicamente. ^{[ cita requerida ]}

Si los axiones tienen poca masa, evitando así otros modos de desintegración (ya que no hay partículas más ligeras en las que desintegrarse), teorías ^{[ ¿cuál? ]} predicen que el universo estaría lleno de un condensado de Bose-Einstein muy frío de axiones primordiales. Por tanto, los axiones podrían explicar de forma plausible el problema de la materia oscura de la cosmología física . ^[71] Los estudios de observación están en marcha, pero aún no son lo suficientemente sensibles para sondear las regiones de masa si son la solución al problema de la materia oscura con la región de materia oscura difusa que comienza a ser probada a través de la superradiancia . ^[72] Axiones de gran masa del tipo buscado por Jain y Singh (2007)^[73] no persistiría en el universo moderno. Además, si existen axiones, la dispersión con otras partículas en el baño termal del universo temprano produce inevitablemente una población de axiones calientes. ^[74]

Los axiones de baja masa podrían tener una estructura adicional a escala galáctica. Si caen continuamente en galaxias desde el medio intergaláctico, serían más densos en anillos " cáusticos ", al igual que la corriente de agua en una fuente que fluye continuamente es más espesa en su punto máximo. ^[75] Los efectos gravitacionales de estos anillos sobre la estructura galáctica y la rotación podrían entonces ser observables. ^{[76] [3]} Otros candidatos teóricos de materia oscura fría, como WIMP y MACHO , también podrían formar tales anillos, pero debido a que dichos candidatos son fermiónicos y, por lo tanto, experimentan fricción o dispersión entre ellos, los anillos estarían menos definidos.

João G. Rosa y Thomas W. Kephart sugirieron que las nubes de axiones formadas alrededor de agujeros negros primordiales inestables podrían iniciar una cadena de reacciones que irradian ondas electromagnéticas, permitiendo su detección. Al ajustar la masa de los axiones para explicar la materia oscura , la pareja descubrió que el valor también explicaría la luminosidad y la longitud de onda de las ráfagas de radio rápidas , siendo un posible origen de ambos fenómenos. ^[77]

Supersimetría

En teorías supersimétricas axión tiene tanto un escalar y un fermiónica supercompañero . La supercompañera fermiónica del axión se llama axino , la supercompañera escalar se llama saxion o dilaton . Todos están agrupados en un supercampo quiral .

Se ha predicho que el axino es la partícula supersimétrica más ligera en un modelo de este tipo. ^[78] En parte debido a esta propiedad, se considera un candidato para la materia oscura . ^[79]

Ver también

• Lista de partículas hipotéticas
• Partícula delgada que interactúa débilmente

Notas al pie

1. Existeuna solución simple al problema de CP fuerte : si al menos uno de los quarks del modelo estándar no tiene masa, la violación de CP se vuelve inobservable. Sin embargo, la evidencia empírica sugiere fuertemente que ninguno de los quarks carece de masa. En consecuencia, los teóricos de partículas buscaron otras soluciones al problema de la PC inexplicablemente conservada.

Referencias

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