Las partículas masivas que interactúan débilmente ( WIMP, por sus siglas en inglés) son partículas hipotéticas que son uno de los candidatos propuestos para la materia oscura .
No existe una definición formal de WIMP, pero en términos generales, es una partícula elemental que interactúa a través de la gravedad y cualquier otra fuerza (o fuerzas), potencialmente no parte del modelo estándar , que es tan débil o más débil que la fuerza nuclear débil. , pero también una fuerza que no desaparece. Se espera que muchos candidatos WIMP se hayan producido térmicamente en el Universo temprano, de manera similar a las partículas del Modelo Estándar [1] según la cosmología del Big Bang , y normalmente constituirán materia oscura fría . Obtener la abundancia correcta de materia oscura hoy en día 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 .
Los esfuerzos experimentales para detectar WIMP incluyen la búsqueda de productos de aniquilación de WIMP, incluidos rayos gamma , neutrinos y rayos cósmicos en galaxias y cúmulos de galaxias cercanos; 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 Gran Colisionador de Hadrones del CERN .
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 una pareja supersimétrica estable ha sido durante mucho tiempo el principal candidato a WIMP. [2] Sin embargo, los recientes resultados nulos de experimentos de detección directa junto con el fracaso en producir evidencia de supersimetría en el experimento del Gran Colisionador de Hadrones (LHC) [3] [4] han puesto en duda la hipótesis WIMP más simple. [5]
Las partículas similares a WIMP se predicen mediante la supersimetría conservadora de paridad R , un tipo de extensión del modelo estándar de física de partículas, aunque no se ha observado ninguna de la gran cantidad de nuevas partículas en supersimetría. [6] Las partículas tipo WIMP también son predichas por la dimensión extra universal y las teorías del pequeño Higgs .
Las principales características teóricas de un WIMP son:
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, se moverían relativamente lentamente y, por lo tanto, serían "fríos". [8] Sus velocidades relativamente bajas serían insuficientes para superar la atracción gravitacional mutua y, como resultado, los WIMP tenderían a agruparse. [9] Los WIMP se consideran uno de los principales candidatos para la materia oscura fría , siendo los otros objetos de halo compactos masivos (MACHO) y axiones . Estos nombres fueron elegidos deliberadamente para contrastar, siendo los MACHO nombrados más tarde que los WIMP. [10] A diferencia de los MACHO, no se conocen partículas estables dentro del modelo estándar de física de partículas que tengan las propiedades de los WIMP. Las partículas que tienen poca interacción con la materia normal, como los neutrinos , son muy ligeras y, por tanto, se moverían rápidamente o serían "calientes".
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 consenso entre los astrónomos de que la mayor parte de la masa del Universo es efectivamente oscura. Las simulaciones de un universo lleno de materia oscura fría producen distribuciones de galaxias que son más o menos similares a las observadas. [12] [13] Por el contrario, la materia oscura caliente borraría 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 estaban en un estado de equilibrio térmico . Para temperaturas suficientemente altas, como las existentes en el Universo temprano, la partícula de materia oscura y su antipartícula se habrían formado y aniquilado en partículas más ligeras. A medida que el Universo se expandió y enfrió, la energía térmica promedio de estas partículas más ligeras disminuyó y finalmente se volvió insuficiente para formar un par partícula-antipartícula de materia oscura. Sin embargo, la aniquilación de los pares partícula-antipartícula de materia oscura habría continuado y la densidad numérica de las partículas de materia oscura habría comenzado a disminuir exponencialmente. [7] Sin embargo, con el tiempo, la densidad numérica se volvería tan baja que la interacción entre partículas y antipartículas de materia oscura cesaría, y el número 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 cese la interacción de aniquilación. Según la abundancia estimada actual de materia oscura en el Universo, si la partícula de materia oscura es una partícula reliquia, la sección transversal de la 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.
Debido a que los WIMP sólo pueden interactuar a través de fuerzas gravitacionales y débiles, serían extremadamente difíciles de detectar. Sin embargo, se están realizando muchos experimentos 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 normalmente se centran 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 satélite 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 estado final o se producen cuando las partículas cargadas interactúan con la radiación ambiental mediante la dispersión Compton inversa . 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, mediante 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, se cree que 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 tal distinción imposible.
Otro tipo de señal WIMP indirecta podría provenir del Sol. Los WIMP de Halo pueden, a su paso por 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 , teóricamente 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, comenzarían a aniquilarse entre sí, formando teóricamente 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 intentar detectar neutrinos provenientes de aniquilaciones WIMP dentro de la Tierra [18] y desde el centro galáctico. [19] [20]
La detección directa se refiere a la observación de los efectos de una colisión entre WIMP y un núcleo cuando la materia oscura pasa a través de un detector en un laboratorio terrestre. 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, sigue siendo 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, también son necesarias mediciones de detección directa 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 a través de ellos sin ningún efecto, se espera que un gran número de WIMP de materia oscura que crucen un detector lo suficientemente grande interactúen con suficiente frecuencia como para ser vistos (al menos unos pocos eventos por año). La estrategia general de los intentos actuales de detectar WIMP es encontrar sistemas muy sensibles que puedan ampliarse a grandes volúmenes. Esto sigue las lecciones aprendidas de la historia del descubrimiento y (ahora rutinario) detección del neutrino.
Detectores de cristales criogénicos : una técnica utilizada por el detector de búsqueda criogénica de materia oscura (CDMS) en la mina Soudan se basa en múltiples cristales de silicio y germanio muy fríos. Los cristales (cada uno del tamaño aproximado 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 cristalina generadas 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 del 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 gases nobles : otra forma de detectar átomos "golpeados" por un WIMP es utilizar material centelleante , de modo que el átomo en movimiento genere pulsos de luz y los detecte, a menudo con PMT. Experimentos como DEAP en SNOLAB y DarkSide en LNGS instrumentan una masa objetivo muy grande de argón líquido para búsquedas WIMP sensibles. ZEPLIN y XENON utilizaron xenón para excluir WIMP con mayor sensibilidad, con los límites más estrictos hasta la fecha proporcionados por el detector XENON1T, que utiliza 3,5 toneladas de xenón líquido. [21] Se han aprobado detectores de xenón líquido de varias toneladas aún más grandes para la construcción a partir de las colaboraciones XENON , LUX-ZEPLIN y PandaX .
Centelleadores de cristal : en lugar de un gas noble líquido, un enfoque en principio más sencillo es el uso de un cristal centelleante como NaI(Tl). Este enfoque es adoptado por DAMA/LIBRA , un experimento que observó una modulación anular de la señal consistente con la detección WIMP (ver § Límites recientes ). Varios experimentos están intentando replicar esos resultados, incluidos ANAIS y DM-Ice, que está implementando cristales de NaI con el detector IceCube en el Polo Sur. KIMS está abordando el mismo problema utilizando CsI(Tl) como centelleador.
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 del espín de los WIMP con los átomos de flúor del freón. COUPP, un experimento similar que utiliza trifluoroyodometano (CF 3 I), publicó límites para masa superior a 20 GeV en 2011. [22] 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 están suspendidas en una matriz de gel. [23] Utiliza el principio de una cámara de burbujas pero, dado que sólo las pequeñas gotas pueden sufrir 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 mediante radiación ionizante, la gota sobrecalentada se convierte en una burbuja de gas. El desarrollo de las burbujas 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, que normalmente funciona entre 15 °C y 55 °C. Existe otro experimento similar que utiliza esta técnica en Europa llamado SIMPLE.
PICASSO informa resultados (noviembre de 2009) para interacciones WIMP dependientes del espín en 19 F, para masas de 24 Gev se han obtenido nuevos límites estrictos en la sección transversal dependiente del 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 del espín. [24]
PICO es una ampliación del concepto prevista en 2015. [25]
Otros tipos de detectores : se están estudiando cámaras de proyección del 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 prevista de la señal WIMP. DRIFT utiliza un objetivo de disulfuro de carbono , que permite que los retrocesos de 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 .
Las colaboraciones DAMIC (DArk Matter In CCD) y SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) emplean el uso de dispositivos científicos de carga acoplada (CCD) para detectar materia oscura ligera. Los CCD actúan como objetivo del detector y como instrumentación de lectura. Las interacciones WIMP con la mayor parte del CCD pueden inducir la creación de pares electrón-hueco, que luego los CCD recopilan y leen. Para disminuir el ruido y lograr la detección de electrones individuales, los experimentos utilizan un tipo de CCD conocido como Skipper CCD, que permite promediar mediciones repetidas de la misma carga recolectada. [26] [27]
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. [28] Los primeros resultados de octubre de 2013 informan que no se observaron señales, lo que parece refutar los resultados obtenidos con instrumentos menos sensibles. [29] y esto se confirmó después de que finalizara la ejecución de datos finales en mayo de 2016. [30]
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 ). [31] [32] En febrero de 2010, investigadores de CDMS anunciaron que habían observado dos eventos que pueden haber sido causados por colisiones entre WIMP y núcleos. [33] [34] [35]
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. [36] [37] Observaron una modulación anual en la tasa de eventos que podría indicar materia oscura clara. [38] Sin embargo, análisis más recientes han refutado el origen de la materia oscura de los eventos CoGeNT, a favor de una explicación en términos de un trasfondo de eventos superficiales. [39]
La modulación anual es una de las firmas previstas de una señal WIMP, [40] [41] y, sobre esta base, la colaboración DAMA ha afirmado una detección positiva. Otros grupos, sin embargo, no han confirmado este resultado. Los datos del 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 Figura 2).
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". [42] En 2021, los nuevos resultados de COSINE-100 y ANAIS-112 no lograron replicar la señal DAMA/LIBRA [43] [44] [45] y en agosto de 2022, COSINE-100 aplicó un método de análisis similar al utilizado por DAMA. /LIBRA y encontró una modulación anual similar, lo que sugiere que la señal podría ser solo un artefacto estadístico [46] [47] que respalda una hipótesis presentada por primera vez en 2020. [48]
La década de 2020 debería ver el surgimiento de varios experimentos de detección directa de masas de varias toneladas, que sondearán secciones transversales de núcleos WIMP de órdenes de magnitud más pequeñas que la sensibilidad actual del estado del arte. Ejemplos de 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. [49] [50]
Estos experimentos de varias toneladas también se enfrentarán a un nuevo fondo en forma de neutrinos, que limitarán su capacidad para explorar el espacio de parámetros WIMP más allá de un cierto punto, conocido como suelo de neutrinos. Sin embargo, aunque su nombre pueda implicar un límite estricto, el piso de neutrinos representa la región del espacio de parámetros más allá de la cual la sensibilidad experimental sólo 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 funcionamiento). [51] [52] 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 .
En diciembre de 2021, los resultados de PandaX no encontraron señal en sus datos, con una sección transversal excluida más baja de 40 GeV con un nivel de confianza del 90%. [53] [54]
En julio de 2023, el experimento XENONnT y LZ publicaron los primeros resultados de sus búsquedas de WIMP, [55] el primero excluyendo secciones transversales superiores a 28 GeV con un nivel de confianza del 90% [56] y el segundo excluyendo secciones transversales superiores a 36 GeV con 90 % nivel de confianza. [57]
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