Las partículas masivas de interacción débil ( WIMP ) son partículas hipotéticas que son uno de los candidatos propuestos para la materia oscura . No existe una definición clara de un WIMP, pero en general, un WIMP es una nueva partícula elemental que interactúa a través de la gravedad y cualquier otra fuerza (o fuerzas), que potencialmente no forma parte del modelo estándar en sí, que es tan débil o más débil que el modelo estándar. fuerza nuclear débil , pero también no desapareciendo en su fuerza. Se espera que muchos candidatos WIMP hayan sido producidos térmicamente en el Universo temprano, de manera similar a las partículas del Modelo Estándar [1] según Big Bang.cosmología, y normalmente constituirá materia oscura fría . Obtener la abundancia correcta de materia oscura hoy a través de la producción térmica requiere una sección transversal de autoaniquilación de, que es aproximadamente lo que se espera para una nueva partícula en el rango de masa de 100 GeV que interactúa a través de la fuerza electrodébil . Debido a que las extensiones supersimétricas del modelo estándar de física de partículas predicen fácilmente una nueva partícula con estas propiedades, esta aparente coincidencia se conoce como el " milagro WIMP ", y un socio supersimétrico estable ha sido durante mucho tiempo un candidato principal de WIMP. [2] Sin embargo, los resultados nulos recientes de experimentos de detección directa junto con la falla en producir evidencia de supersimetría en el experimento del Gran Colisionador de Hadrones (LHC) [3] [4] ha arrojado dudas sobre la hipótesis más simple de WIMP. [5] Los esfuerzos experimentales para detectar WIMP incluyen la búsqueda de productos de la aniquilación de WIMP, incluidos rayos gamma , neutrinos y rayos cósmicos en galaxias cercanas y cúmulos de galaxias; experimentos de detección directa diseñados para medir la colisión de WIMP con núcleos en el laboratorio, así como intentos de producir WIMP directamente en colisionadores, como el LHC.
Marco teórico y propiedades
Las partículas similares a WIMP se predicen mediante la supersimetría que conserva la paridad R , un tipo popular de extensión del modelo estándar de física de partículas, aunque no se ha observado ninguna de la gran cantidad de partículas nuevas en supersimetría. [6] Las partículas similares a WIMP también son predichas por la dimensión extra universal y las pequeñas teorías de Higgs .
Modelo | paridad | candidato |
---|---|---|
SUSY | Paridad R | partícula supersimétrica más ligera (LSP) |
UED | Paridad KK | partícula de Kaluza-Klein más ligera (LKP) |
pequeño Higgs | Paridad T | partícula T-impar más ligera (LTP) |
Las principales características teóricas de un WIMP son:
- Interacciones solo a través de la fuerza nuclear débil y la gravedad , o posiblemente otras interacciones con secciones transversales no superiores a la escala débil; [7]
- Gran masa en comparación con las partículas estándar (las WIMP con masas sub- GeV pueden considerarse materia oscura clara ).
Debido a su falta de interacción electromagnética con la materia normal, los WIMP serían invisibles a través de observaciones electromagnéticas normales. Debido a su gran masa, serían de movimiento relativamente lento y, por lo tanto, "fríos". [8] Sus velocidades relativamente bajas serían insuficientes para superar la atracción gravitacional mutua y, como resultado, los WIMPs tenderían a agruparse. [9] Los WIMP se consideran uno de los principales candidatos para la materia oscura fría , siendo los otros objetos halo compactos masivos (MACHO) y axiones . (Estos nombres fueron elegidos deliberadamente para contrastarlos, y los MACHO se nombraron después de los WIMP. [10] ) Además, en contraste con los MACHO, no hay partículas estables conocidas dentro del Modelo Estándar de física de partículas que tengan todas las propiedades de los WIMP. Las partículas que tienen poca interacción con la materia normal, como los neutrinos , son todas muy ligeras y, por lo tanto, se moverían rápidamente o "calientes".
Como materia oscura
Una década después de que se estableciera el problema de la materia oscura en la década de 1970, se sugirieron los WIMP como una posible solución al problema. [11] Aunque la existencia de WIMP en la naturaleza es todavía hipotética, resolvería una serie de problemas astrofísicos y cosmológicos relacionados con la materia oscura. Hoy en día existe un consenso entre los astrónomos de que la mayor parte de la masa del Universo es realmente oscura. Las simulaciones de un universo lleno de materia oscura fría producen distribuciones de galaxias que son aproximadamente similares a lo que se observa. [12] [13] Por el contrario, la materia oscura caliente mancharía la estructura a gran escala de las galaxias y, por lo tanto, no se considera un modelo cosmológico viable.
Los WIMP se ajustan al modelo de una partícula reliquia de materia oscura del Universo temprano, cuando todas las partículas se encontraban en un estado de equilibrio térmico . Para temperaturas suficientemente altas, como las que existían en el Universo temprano, la partícula de materia oscura y su antipartícula se habrían estado formando y aniquilando en partículas más ligeras. A medida que el Universo se expandió y se enfrió, la energía térmica promedio de estas partículas más ligeras disminuyó y finalmente se volvió insuficiente para formar un par de partículas de materia oscura-antipartícula. Sin embargo, la aniquilación de los pares de partículas de materia oscura-antipartícula habría continuado y la densidad numérica de partículas de materia oscura habría comenzado a disminuir exponencialmente. [7] Eventualmente, sin embargo, la densidad numérica sería tan baja que la interacción entre partículas de materia oscura y antipartículas cesaría, y la cantidad de partículas de materia oscura permanecería (aproximadamente) constante a medida que el Universo continuara expandiéndose. [9] Las partículas con una sección transversal de interacción más grande continuarían aniquilándose durante un período de tiempo más largo y, por lo tanto, tendrían una densidad numérica menor cuando cesara la interacción de aniquilación. Con base en la abundancia estimada actual de materia oscura en el Universo, si la partícula de materia oscura es una partícula reliquia, la sección transversal de interacción que gobierna la aniquilación partícula-antipartícula no puede ser mayor que la sección transversal de la interacción débil. [7] Si este modelo es correcto, la partícula de materia oscura tendría las propiedades del WIMP.
Detección indirecta
Debido a que los WIMP solo pueden interactuar a través de fuerzas gravitacionales y débiles, son extremadamente difíciles de detectar. Sin embargo, hay muchos experimentos en marcha para intentar detectar WIMP tanto directa como indirectamente. La detección indirecta se refiere a la observación de productos de aniquilación o desintegración de WIMP lejos de la Tierra. Los esfuerzos de detección indirecta generalmente se enfocan en lugares donde se cree que la materia oscura WIMP se acumula más: en los centros de galaxias y cúmulos de galaxias, así como en las galaxias satélites más pequeñas de la Vía Láctea. Estos son particularmente útiles ya que tienden a contener muy poca materia bariónica, lo que reduce el fondo esperado de los procesos astrofísicos estándar. Las búsquedas indirectas típicas buscan un exceso de rayos gamma , que se predicen como productos de aniquilación en el estado final o se producen cuando las partículas cargadas interactúan con la radiación ambiental a través de la dispersión inversa de Compton . El espectro y la intensidad de una señal de rayos gamma dependen de los productos de aniquilación y deben calcularse modelo por modelo. Los experimentos que han puesto límites a la aniquilación de WIMP, a través de la no observación de una señal de aniquilación, incluyen el telescopio de rayos gamma Fermi -LAT [14] y el observatorio terrestre de rayos gamma VERITAS. [15] Aunque la aniquilación de WIMP en partículas del Modelo Estándar también predice la producción de neutrinos de alta energía, su tasa de interacción es demasiado baja para detectar de manera confiable una señal de materia oscura en la actualidad. Las observaciones futuras del observatorio IceCube en la Antártida pueden diferenciar los neutrinos producidos por WIMP de los neutrinos astrofísicos estándar; sin embargo, en 2014, solo se habían observado 37 neutrinos cosmológicos, [16] haciendo imposible tal distinción.
Otro tipo de señal WIMP indirecta podría provenir del sol. Los WIMP de Halo pueden, a medida que atraviesan el Sol, interactuar con protones solares, núcleos de helio y elementos más pesados. Si un WIMP pierde suficiente energía en tal interacción para caer por debajo de la velocidad de escape local , no tendría suficiente energía para escapar de la atracción gravitacional del Sol y permanecería ligado gravitacionalmente. [9] A medida que más y más WIMP se termalizan dentro del Sol, comienzan a aniquilarse entre sí, formando una variedad de partículas, incluidos neutrinos de alta energía . [17] Estos neutrinos pueden luego viajar a la Tierra para ser detectados en uno de los muchos telescopios de neutrinos, como el detector Super-Kamiokande en Japón. El número de eventos de neutrinos detectados por día en estos detectores depende de las propiedades del WIMP, así como de la masa del bosón de Higgs . Se están realizando experimentos similares para detectar neutrinos de aniquilaciones de WIMP dentro de la Tierra [18] y desde el centro galáctico. [19] [20]
Detección directa
La detección directa se refiere a la observación de los efectos de una colisión WIMP-núcleo cuando la materia oscura pasa a través de un detector en un laboratorio de la Tierra. Si bien la mayoría de los modelos WIMP indican que se debe capturar una cantidad suficiente de WIMP en grandes cuerpos celestes para que los experimentos de detección indirecta tengan éxito, es posible que estos modelos sean incorrectos o solo expliquen parte del fenómeno de la materia oscura. Por lo tanto, incluso con los múltiples experimentos dedicados a proporcionar evidencia indirecta de la existencia de materia oscura fría, las mediciones de detección directa también son necesarias para solidificar la teoría de los WIMP.
Aunque se espera que la mayoría de los WIMP que se encuentran con el Sol o la Tierra pasen sin ningún efecto, se espera que un gran número de WIMP de materia oscura que cruzan un detector suficientemente grande interactúen con la frecuencia suficiente para ser vistos, al menos algunos eventos por año. La estrategia general de los intentos actuales para detectar WIMP es encontrar sistemas muy sensibles que se puedan escalar a grandes volúmenes. Esto sigue las lecciones aprendidas de la historia del descubrimiento y (ahora) la detección de rutina del neutrino.
Técnicas experimentales
Detectores de cristales criogénicos : una técnica utilizada por el detector Cryogenic Dark Matter Search (CDMS) en la mina Soudan se basa en múltiples cristales de germanio y silicio muy fríos. Los cristales (cada uno del tamaño de un disco de hockey) se enfrían a aproximadamente 50 mK . Se utiliza una capa de metal (aluminio y tungsteno) en las superficies para detectar un WIMP que atraviesa el cristal. Este diseño espera detectar vibraciones en la matriz de cristal generada por un átomo que es "pateado" por un WIMP. Los sensores de borde de transición de tungsteno (TES) se mantienen a la temperatura crítica para que estén en estado superconductor . Las grandes vibraciones de cristal generarán calor en el metal y son detectables debido a un cambio en la resistencia . CRESST , CoGeNT y EDELWEISS ejecutan configuraciones similares.
Centelleadores de gas noble - Otra forma de detectar átomos "golpeados" por un WIMP es usar material centelleante , de modo que los pulsos de luz sean generados por el átomo en movimiento y detectados, a menudo con PMT. Experimentos como DEAP en SNOLAB y DarkSide en el LNGS instrumentan una gran masa objetivo de argón líquido para búsquedas sensibles de WIMP. ZEPLIN y XENON utilizaron xenón para excluir los WIMP a mayor sensibilidad, con los límites más estrictos hasta la fecha proporcionados por el detector XENON1T, que utiliza 3,5 toneladas de xenón líquido. [21] Las colaboraciones de XENON , LUX-ZEPLIN y PandaX han aprobado detectores de xenón líquido de varias toneladas aún más grandes .
Centelleadores de cristal : en lugar de un gas noble líquido, un enfoque en principio más simple es el uso de un cristal centelleante como el NaI (Tl). Este enfoque es tomado por DAMA / LIBRA , un experimento que observó una modulación anular de la señal consistente con la detección de WIMP (ver § Límites recientes ). Varios experimentos están intentando replicar esos resultados, incluidos ANAIS y DM-Ice , que está distribuyendo cristales de NaI con el detector IceCube en el Polo Sur. KIMS se está acercando al mismo problema utilizando CsI (Tl) como centelleador. La colaboración COSINE-100 (una fusión de los grupos KIMS y DM-Ice) publicó sus resultados sobre la replicación de la señal DAMA / LIBRA en diciembre de 2018 en la revista Nature; su conclusión fue que "este resultado descarta las interacciones WIMP-nucleón como la causa de la modulación anual observada por la colaboración DAMA". [22]
Cámaras de burbujas : el experimento PICASSO (Proyecto en Canadá para buscar objetos supersimétricos) es un experimento de búsqueda directa de materia oscura que se encuentra en SNOLAB en Canadá. Utiliza detectores de burbujas con freón como masa activa. PICASSO es predominantemente sensible a las interacciones dependientes de espín de los WIMP con los átomos de flúor en el freón. COUPP, un experimento similar que utiliza trifluoroyodometano (CF 3 I), publicó límites para la masa por encima de 20 GeV en 2011. [23] Los dos experimentos se fusionaron en la colaboración PICO en 2012.
Un detector de burbujas es un dispositivo sensible a la radiación que utiliza pequeñas gotas de líquido sobrecalentado que se suspenden en una matriz de gel. [24] Utiliza el principio de una cámara de burbujas pero, dado que solo las pequeñas gotas pueden experimentar una transición de fase a la vez, el detector puede permanecer activo durante períodos mucho más largos. [se necesita aclaración ] Cuando se deposita suficiente energía en una gota por radiación ionizante, la gota sobrecalentada se convierte en una burbuja de gas. El desarrollo de la burbuja va acompañado de una onda de choque acústica que es captada por sensores piezoeléctricos. La principal ventaja de la técnica del detector de burbujas es que el detector es casi insensible a la radiación de fondo. La sensibilidad del detector se puede ajustar cambiando la temperatura, normalmente operada entre 15 ° C y 55 ° C. Hay otro experimento similar que utiliza esta técnica en Europa llamado SIMPLE .
PICASSO informa resultados (noviembre de 2009) para interacciones WIMP dependientes de espín en 19 F, para masas de 24 Gev se han obtenido nuevos límites estrictos en la sección transversal dependiente de espín de 13,9 pb (90% CL). Los límites obtenidos restringen las interpretaciones recientes del efecto de modulación anual DAMA / LIBRA en términos de interacciones dependientes de espín. [25]
PICO es una ampliación del concepto previsto en 2015. [26]
Otros tipos de detectores : se están estudiando cámaras de proyección de tiempo (TPC) llenas de gases de baja presión para la detección de WIMP. La colaboración Directional Recoil Identification From Tracks (DRIFT) está intentando utilizar la direccionalidad predicha de la señal WIMP. DRIFT utiliza un objetivo de disulfuro de carbono , que permite que los retrocesos WIMP viajen varios milímetros, dejando un rastro de partículas cargadas. Esta pista cargada se deriva a un plano de lectura MWPC que permite reconstruirla en tres dimensiones y determinar la dirección del origen. DMTPC es un experimento similar con gas CF 4 .
Límites recientes
Actualmente no hay detecciones confirmadas de materia oscura a partir de experimentos de detección directa, y los límites de exclusión más fuertes provienen de los experimentos LUX y SuperCDMS , como se muestra en la figura 2. Con 370 kilogramos de xenón, LUX es más sensible que XENON o CDMS. [27] Los primeros resultados de octubre de 2013 informan que no se observaron señales, lo que parece refutar los resultados obtenidos con instrumentos menos sensibles. [28] y esto se confirmó después de que finalizara la ejecución de datos finales en mayo de 2016. [29]
Históricamente, ha habido cuatro conjuntos de datos anómalos de diferentes experimentos de detección directa, dos de los cuales ahora se han explicado con antecedentes ( CoGeNT y CRESST-II) y dos que permanecen sin explicación ( DAMA / LIBRA y CDMS-Si ). [30] [31] En febrero de 2010, los investigadores de CDMS anunciaron que habían observado dos eventos que pueden haber sido causados por colisiones entre núcleos WIMP. [32] [33] [34]
CoGeNT , un detector más pequeño que utiliza un solo disco de germanio, diseñado para detectar WIMP con masas más pequeñas, informó cientos de eventos de detección en 56 días. [35] [36] Observaron una modulación anual en la tasa de eventos que podría indicar materia oscura clara. [37] Sin embargo, un origen de materia oscura para los eventos CoGeNT ha sido refutado por análisis más recientes, a favor de una explicación en términos de un trasfondo de eventos superficiales. [38]
La modulación anual es una de las firmas predichas de una señal WIMP, [39] [40] y sobre esta base la colaboración DAMA ha reclamado una detección positiva. Otros grupos, sin embargo, no han confirmado este resultado. Los datos de CDMS hechos públicos en mayo de 2004 excluyen toda la región de la señal DAMA dadas ciertas suposiciones estándar sobre las propiedades de los WIMP y el halo de materia oscura, y esto ha sido seguido por muchos otros experimentos (ver Fig 2, derecha).
La colaboración COSINE-100 (una fusión de los grupos KIMS y DM-Ice) publicó sus resultados sobre la replicación de la señal DAMA / LIBRA en diciembre de 2018 en la revista Nature; su conclusión fue que "este resultado descarta las interacciones WIMP-nucleón como la causa de la modulación anual observada por la colaboración DAMA". [41]
El futuro de la detección directa
La década de 2020 debería ver el surgimiento de varios experimentos de detección directa de masa de varias toneladas, que sondearán secciones transversales de núcleos WIMP órdenes de magnitud más pequeñas que la sensibilidad actual del estado de la técnica. Ejemplos de estos experimentos de próxima generación son LUX-ZEPLIN (LZ) y XENONnT, que son experimentos de xenón líquido de varias toneladas, seguidos de DARWIN, otro experimento propuesto de detección directa de xenón líquido de 50 a 100 toneladas. [42] [43]
Estos experimentos de varias toneladas también se enfrentarán a un nuevo trasfondo en forma de neutrinos, lo que limitará su capacidad para sondear el espacio de parámetros de WIMP más allá de cierto punto, conocido como piso de neutrinos. Sin embargo, aunque su nombre puede implicar un límite estricto, el piso de neutrinos representa la región del espacio de parámetros más allá de la cual la sensibilidad experimental solo puede mejorar en el mejor de los casos como la raíz cuadrada de la exposición (el producto de la masa del detector y el tiempo de ejecución). [44] [45] Para masas WIMP por debajo de 10 GeV, la fuente dominante de fondo de neutrinos es el Sol , mientras que para masas más altas, el fondo contiene contribuciones de neutrinos atmosféricos y el fondo difuso de neutrinos de supernova .
Ver también
- Bosón de Higgs - Partícula elemental relacionada con el campo de Higgs que da masa a las partículas.
- Objeto de halo compacto masivo (MACHO): una forma hipotética de materia oscura en halos galácticos
- Micro agujero negro - Agujeros negros hipotéticos de tamaño muy pequeño
- Asociaciones robustas de objetos bariónicos masivos (RAMBO)
- Partícula delgada de interacción débil (WISP)
- Candidatos teóricos
- Partícula supersimétrica más ligera (LSP)
- Neutralino : estado propio de masa neutral formado a partir de supercompañeros de bosones de Higgs y gauge
- Fermión de Majorana - Fermión que es su propia antipartícula
- Remanente de agujero negro del tamaño de la masa de Planck - Agujeros negros hipotéticos de tamaño muy pequeño
- Neutrino estéril
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Otras lecturas
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enlaces externos
- Artículo de revisión del Particle Data Group sobre la búsqueda WIMP (S. Eidelman et al. (Particle Data Group), Phys. Lett. B 592, 1 (2004) Apéndice: OMITIDO DE LA TABLA DE RESUMEN)
- Timothy J. Sumner , Búsquedas experimentales de materia oscura en reseñas vivientes de Relativity, Vol 5, 2002
- Retratos de la oscuridad, New Scientist, 31 de agosto de 2013. Solo vista previa.
- Hooper, Dan (13 de abril de 2018). El WIMP está muerto. ¡Viva el WIMP! (video; coloquio). Departamento de Física de la Universidad de Brown.
- ^ Garrett, Katherine (2010). "Materia oscura: una cartilla" . Hindawi . 2011 (968283). doi : 10.1155 / 2011/968283 .