stringtranslate.com

Partícula masiva que interactúa débilmente

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]

Marco teórico y propiedades.

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".

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 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.

Detección indirecta

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]

Detección directa

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.

Fig 1. Espacio de parámetros CDMS excluido a partir de 2004. El resultado de DAMA se encuentra en el área verde y no está permitido.

Técnicas experimentales

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]

Límites recientes

Figura 2: Gráfico que muestra el espacio de parámetros de la masa de partículas de materia oscura y la sección transversal de interacción con los nucleones. Los límites de LUX y SuperCDMS excluyen el espacio de parámetros encima de las curvas etiquetadas. Las regiones CoGeNT y CRESST-II indican regiones que anteriormente se pensaba que correspondían a señales de materia oscura, pero que luego se explicaron con fuentes mundanas. Los datos de DAMA y CDMS-Si siguen sin explicación, y estas regiones indican el espacio de parámetros preferido si estas anomalías se deben a la materia oscura.

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]

El futuro de la detección directa

Límites superiores para las secciones transversales elásticas de nucleones WIMP de experimentos seleccionados según lo informado por el experimento LZ en julio de 2023.

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]

Ver también

Candidatos teóricos

Referencias

  1. ^ Garrett, Katherine (2010). "Materia oscura: una introducción". Avances en Astronomía . 2011 (968283): 1–22. arXiv : 1006.2483 . Código Bib : 2011AdAst2011E...8G. doi : 10.1155/2011/968283 .
  2. ^ Jungman, Gerard; Kamionkowski, Marc; Griest, Kim (1996). "Materia oscura supersimétrica". Informes de Física . 267 (5–6): 195–373. arXiv : hep-ph/9506380 . Código Bib : 1996PhR...267..195J. doi :10.1016/0370-1573(95)00058-5. S2CID  119067698.
  3. ^ "El descubrimiento del LHC mutila de nuevo la supersimetría". Noticias de descubrimiento .
  4. ^ Craig, Nathaniel (2013). "El estado de la supersimetría después de la ejecución I del LHC". arXiv : 1309.0528 [hep-ph].
  5. ^ Zorro, Patrick J.; Jung, Gabriel; Sorensen, Peter; Weiner, Neal (2014). "Materia oscura a la luz de LUX". Revisión física D. 89 (10): 103526. arXiv : 1401.0216 . Código Bib : 2014PhRvD..89j3526F. doi : 10.1103/PhysRevD.89.103526.
  6. ^ Klapdor-Kleingrothaus, HV (1998). "Doble desintegración beta y búsqueda de materia oscura: ventana a la nueva física ahora y en el futuro (GENIUS)". En Klapdor-Kleingrothaus, V.; Paes, H. (eds.). Más allá del desierto . vol. 1997. PIO. pag. 485. arXiv : hep-ex/9802007 . Código Bib : 1998hep.ex....2007K.
  7. ^ abc Kamionkowski, Marc (1997). "WIMP y Axion Dark Matter". Física y Cosmología de Altas Energías . 14 : 394. arXiv : hep-ph/9710467 . Código Bib : 1998hepc.conf..394K.
  8. ^ Zacek, Viktor (2007). "Materia oscura". Interacciones fundamentales : 170–206. arXiv : 0707.0472 . doi :10.1142/9789812776105_0007. ISBN 978-981-277-609-9. S2CID  16734425.
  9. ^ a b C Griest, Kim (1993). "La búsqueda de la materia oscura: WIMP y MACHO". Anales de la Academia de Ciencias de Nueva York . 688 : 390–407. arXiv : hep-ph/9303253 . Código Bib : 1993NYASA.688..390G. doi :10.1111/j.1749-6632.1993.tb43912.x. PMID  26469437. S2CID  8955141.
  10. ^ Griest, Kim (1991). "Microlente galáctica como método de detección de objetos halo compactos masivos". La revista astrofísica . 366 : 412–421. Código Bib : 1991ApJ...366..412G. doi :10.1086/169575.
  11. ^ de Swart, JG; Bertone, G.; van Dongen, J. (2017). "Cómo llegó a importar la materia oscura". Astronomía de la Naturaleza . 1 (59): 0059. arXiv : 1703.00013 . Código Bib : 2017NatAs...1E..59D. doi :10.1038/s41550-017-0059. S2CID  119092226.
  12. ^ Conroy, Charlie; Wechsler, Risa H.; Kravtsov, Andrey V. (2006). "Modelado de agrupaciones de galaxias dependientes de la luminosidad a través del tiempo cósmico". La revista astrofísica . 647 (1): 201–214. arXiv : astro-ph/0512234 . Código Bib : 2006ApJ...647..201C. doi :10.1086/503602. S2CID  13189513.
  13. ^ El Proyecto de Simulación del Milenio, Introducción: La Simulación del Milenio La Carrera del Milenio utilizó más de 10 mil millones de partículas para rastrear la evolución de la distribución de la materia en una región cúbica del Universo de más de 2 mil millones de años luz de lado.
  14. ^ Ackermann, M.; et al. (La colaboración Fermi-LAT) (2014). "Limitaciones de la materia oscura a partir de observaciones de 25 galaxias satélite de la Vía Láctea con el Telescopio de Gran Área Fermi". Revisión física D. 89 (4): 042001. arXiv : 1310.0828 . Código bibliográfico : 2014PhRvD..89d2001A. doi : 10.1103/PhysRevD.89.042001. S2CID  46664722.
  15. ^ Grube, Jeffrey; Colaboración VERITAS (2012). "Límites de VERITAS sobre la aniquilación de la materia oscura de las galaxias enanas". Actas de la conferencia AIP . 1505 : 689–692. arXiv : 1210.4961 . Código Bib : 2012AIPC.1505..689G. doi : 10.1063/1.4772353. S2CID  118510709.
  16. ^ Aartsen, MG; et al. (Colaboración IceCube) (2014). "Observación de neutrinos astrofísicos de alta energía en tres años de datos de IceCube". Cartas de revisión física . 113 (10): 101101. arXiv : 1405.5303 . Código bibliográfico : 2014PhRvL.113j1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.113.101101. PMID  25238345. S2CID  220469354.
  17. ^ Ferrer, F.; Krauss, LM; Profumo, S. (2006). "Detección indirecta de materia oscura neutralina ligera en el modelo estándar supersimétrico casi mínimo". Revisión física D. 74 (11): 115007. arXiv : hep-ph/0609257 . Código bibliográfico : 2006PhRvD..74k5007F. doi : 10.1103/PhysRevD.74.115007. S2CID  119351935.
  18. ^ Freese, Katherine (1986). "¿Pueden los neutrinos escalares o los neutrinos masivos de Dirac ser la masa que falta?". Letras de Física B. 167 (3): 295–300. Código bibliográfico : 1986PhLB..167..295F. doi :10.1016/0370-2693(86)90349-7.
  19. ^ Merritt, D .; Bertone, G. (2005). "Dinámica de la materia oscura y detección indirecta". Letras de Física Moderna A. 20 (14): 1021-1036. arXiv : astro-ph/0504422 . Código Bib : 2005MPLA...20.1021B. doi :10.1142/S0217732305017391. S2CID  119405319.
  20. ^ Fornengo, Nicolao (2008). "Estado y perspectivas de las búsquedas directas e indirectas de materia oscura". Avances en la investigación espacial . 41 (12): 2010-2018. arXiv : astro-ph/0612786 . Código Bib : 2008AdSpR..41.2010F. doi :10.1016/j.asr.2007.02.067. S2CID  202740.
  21. ^ Abril, E; et al. (2017). "Primeros resultados de la búsqueda de materia oscura del experimento XENON1T". Cartas de revisión física . 119 (18): 181301. arXiv : 1705.06655 . Código bibliográfico : 2017PhRvL.119r1301A. doi : 10.1103/PhysRevLett.119.181301. PMID  29219593. S2CID  45532100.
  22. ^ Behnke, E.; Behnke, J.; Brice, SJ; Broemmelsiek, D.; Collar, JI; Cooper, PS; Crisler, M.; Dahl, CE; Fustin, D.; Salón, J.; Hinnefeld, JH; Hu, M.; Levine, I.; Ramberg, E.; Pastor, T.; Sonnenschein, A.; Szydagis, M. (10 de enero de 2011). "Límites mejorados en las interacciones WIMP-protón dependientes del giro de una cámara de burbujas de dos litros". Cartas de revisión física . 106 (2): 021303. arXiv : 1008.3518 . Código bibliográfico : 2011PhRvL.106b1303B. doi : 10.1103/PhysRevLett.106.021303. PMID  21405218. S2CID  20188890.
  23. ^ "Industrias de tecnología de burbujas". Archivado desde el original el 20 de marzo de 2008 . Consultado el 16 de marzo de 2010 .
  24. ^ Colaboración PICASSO (2009). "Límites dependientes del giro de la materia oscura para interacciones WIMP en 19 F por PICASSO". Letras de Física B. 682 (2): 185-192. arXiv : 0907.0307 . Código Bib : 2009PhLB..682..185A. doi :10.1016/j.physletb.2009.11.019. S2CID  15163629.
  25. ^ Cooley, J. (28 de octubre de 2014). "Descripción general de experimentos de materia oscura de detección directa de nobles no líquidos". Física del Universo Oscuro . 4 : 92–97. arXiv : 1410.4960 . Código Bib : 2014PDU.....4...92C. doi :10.1016/j.dark.2014.10.005. S2CID  118724305.
  26. ^ Colaboración DAMIC; Aguilar-Arévalo, A.; Amidei, D.; Baxter, D.; Cancelo, G.; Cervantes Vergara, Licenciado en Letras; Chavarría, AE; Darragh-Ford, E.; de Mello Neto, JRT; D'Olivo, JC; Estrada, J. (31 de octubre de 2019). "Restricciones de las partículas claras de materia oscura que interactúan con electrones de DAMIC en SNOLAB". Cartas de revisión física . 123 (18): 181802. arXiv : 1907.12628 . Código Bib : 2019PhRvL.123r1802A. doi : 10.1103/PhysRevLett.123.181802. PMID  31763884. S2CID  198985735.
  27. ^ Abramoff, Orr; Barak, Lirón; Bloch, Itay M.; Chaplinsky, Lucas; Crisler, Michael; Dawa; Drlica-Wagner, Alex; Essig, Rouven; Estrada, Juan; Etzión, Erez; Fernández, Guillermo (24-04-2019). "SENSEI: restricciones de detección directa de materia oscura sub-GeV desde un recorrido subterráneo poco profundo utilizando un prototipo Skipper-CCD". Cartas de revisión física . 122 (16): 161801. arXiv : 1901.10478 . Código bibliográfico : 2019PhRvL.122p1801A. doi :10.1103/PhysRevLett.122.161801. ISSN  0031-9007. PMID  31075006. S2CID  119219165.
  28. ^ "Nuevo experimento torpedos con partículas ligeras de materia oscura". 30 de octubre de 2013 . Consultado el 6 de mayo de 2014 .
  29. ^ "Primeros resultados de LUX, el detector de materia oscura más sensible del mundo". Centro de noticias del laboratorio de Berkeley. 30 de octubre de 2013 . Consultado el 6 de mayo de 2014 .
  30. ^ La búsqueda de materia oscura resulta vacía. julio 2016
  31. ^ Cartlidge, Edwin (2015). "El experimento de materia oscura más grande jamás realizado está preparado para probar la teoría popular". Naturaleza . doi :10.1038/naturaleza.2015.18772. S2CID  182831370 . Consultado el 15 de enero de 2017 .
  32. ^ Davis, Jonathan H. (2015). "El pasado y el futuro de la detección directa de materia oscura clara". Revista Internacional de Física Moderna A. 30 (15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Código Bib : 2015IJMPA..3030038D. doi :10.1142/S0217751X15300380. S2CID  119269304.
  33. ^ "¿La clave del universo encontrada en Iron Range?". Tribuna Estelar . Consultado el 18 de diciembre de 2009 .
  34. ^ Colaboración CDMS. "Resultados de la exposición final del experimento CDMS II" (PDF) . Archivado desde el original (PDF) el 29 de diciembre de 2009 . Consultado el 21 de diciembre de 2009 .. Véase también un resumen no técnico: Colaboración CDMS. «Últimos resultados en la búsqueda de Materia Oscura» (PDF) . Archivado desde el original (PDF) el 18 de junio de 2010.
  35. ^ La colaboración CDMS II (2010). "Resultados de la búsqueda de materia oscura del experimento CDMS II". Ciencia . 327 (5973): 1619-1621. arXiv : 0912.3592 . Código bibliográfico : 2010 Ciencia... 327.1619C. doi : 10.1126/ciencia.1186112. PMID  20150446. S2CID  2517711.
  36. ^ Mano, Eric (26 de febrero de 2010). "Un resultado CoGeNT en la búsqueda de materia oscura". Naturaleza . Noticias de la naturaleza. doi : 10.1038/news.2010.97.
  37. ^ CE Aalseth; et al. (Colaboración CoGeNT) (2011). "Resultados de una búsqueda de materia oscura de masa ligera con un detector de germanio de contacto puntual tipo P". Cartas de revisión física . 106 (13): 131301. arXiv : 1002.4703 . Código bibliográfico : 2011PhRvL.106m1301A. doi : 10.1103/PhysRevLett.106.131301. PMID  21517370. S2CID  24822628.
  38. ^ Dacey, James (junio de 2011). "Los hallazgos de CoGeNT respaldan la teoría del halo de materia oscura". mundo de la física . Consultado el 5 de mayo de 2015 .
  39. ^ Davis, Jonathan H.; McCabe, Christopher; Boehm, Celine (2014). "Cuantificación de la evidencia de materia oscura en datos de CoGeNT". Revista de Cosmología y Física de Astropartículas . 1408 (8): 014. arXiv : 1405.0495 . Código Bib : 2014JCAP...08..014D. doi :10.1088/1475-7516/2014/08/014. S2CID  54532870.
  40. ^ Drukier, Andrzej K.; Freese, Katherine; Spergel, David N. (15 de junio de 1986). "Detección de candidatos fríos a materia oscura". Revisión física D. 33 (12): 3495–3508. Código bibliográfico : 1986PhRvD..33.3495D. doi : 10.1103/PhysRevD.33.3495. PMID  9956575.
  41. ^ Freese, K.; Frieman, J.; Gould, A. (1988). "Modulación de señal en la detección de materia oscura fría". Revisión física D. 37 (12): 3388–3405. Código bibliográfico : 1988PhRvD..37.3388F. doi : 10.1103/PhysRevD.37.3388. OSTI  1448427. PMID  9958634. S2CID  2610174.
  42. ^ Colaboración COSINE-100 (2018). "Un experimento para buscar interacciones entre la materia oscura utilizando detectores de yoduro de sodio". Naturaleza . 564 (7734): 83–86. arXiv : 1906.01791 . Código Bib :2018Natur.564...83C. doi :10.1038/s41586-018-0739-1. PMID  30518890. S2CID  54459495.{{cite journal}}: Mantenimiento CS1: nombres numéricos: lista de autores ( enlace )
  43. ^ Amaré, J.; Cebrián, S.; Cintas, D.; Coarasa, I.; García, E.; Martínez, M.; Oliván, MA; Ortigoza, Y.; de Solórzano, A. Ortiz; Puimedón, J.; Salinas, A. (27-05-2021). "La modulación anual resulta de una exposición de tres años a ANAIS-112". Revisión física D. 103 (10): 102005. arXiv : 2103.01175 . Código Bib : 2021PhRvD.103j2005A. doi : 10.1103/PhysRevD.103.102005. ISSN  2470-0010. S2CID  232092298.
  44. ^ Adhikari, Govinda; de Souza, Estella B.; Carlín, Nelson; Choi, Jae Jin; Choi, Seonho; Djamal, Mitra; Ezeribe, Anthony C.; França, Luis E.; Ja, Chang Hyon; Hahn, en Sik; Jeon, Eunju (12 de noviembre de 2021). "Las fuertes limitaciones de COSINE-100 sobre los resultados de la materia oscura DAMA utilizando el mismo objetivo de yoduro de sodio". Avances científicos . 7 (46): eabk2699. arXiv : 2104.03537 . Código Bib : 2021SciA....7.2699A. doi :10.1126/sciadv.abk2699. ISSN  2375-2548. PMC 8580298 . PMID  34757778. 
  45. ^ "¿Se vislumbra el final de la famosa afirmación sobre la materia oscura?". www.science.org . Consultado el 29 de diciembre de 2021 .
  46. ^ Adhikari, G.; Carlín, N.; Choi, JJ; Choi, S.; Ezeribe, AC; Franca, LE; Ja, C.; Hahn, ES; Hollick, SJ; Jeon, EJ; Jo, JH; Joo, HW; Kang, WG; Kauer, M.; Kim, BH (2023). "Una firma de modulación anual inducida en datos COSINE-100 mediante el método de análisis de DAMA/LIBRA". Informes científicos . 13 (1): 4676. arXiv : 2208.05158 . Código Bib : 2023NatSR..13.4676A. doi :10.1038/s41598-023-31688-4. PMC 10033922 . PMID  36949218. 
  47. ^ Castelvecchi, Davide (16 de agosto de 2022). "La notoria señal de materia oscura podría deberse a un error de análisis". Naturaleza . doi :10.1038/d41586-022-02222-9. PMID  35974221. S2CID  251624302.
  48. ^ Buttazzo, D.; et al. (2020). "Modulaciones anuales a partir de variaciones seculares: ¿relajar DAMA?". Revista de Física de Altas Energías . 2020 (4): 137. arXiv : 2002.00459 . Código Bib : 2020JHEP...04..137B. doi :10.1007/JHEP04(2020)137. S2CID  211010848.
  49. ^ Malling, CC; et al. (2011). "Después de LUX: el programa LZ". arXiv : 1110.0103 [astro-ph.IM].
  50. ^ Baudis, Laura (2012). "DARWIN: búsqueda WIMP de materia oscura con líquidos nobles". J. Física. Conf. Ser . 375 (1): 012028. arXiv : 1201.2402 . Código Bib : 2012JPhCS.375a2028B. doi :10.1088/1742-6596/375/1/012028. S2CID  30885844.
  51. ^ Billar, J.; Strigari, L.; Figueroa-Feliciano, E. (2014). "Implicación de los fondos de neutrinos en el alcance de los experimentos de detección directa de materia oscura de próxima generación". Revisión física D. 89 (2): 023524. arXiv : 1307.5458 . Código bibliográfico : 2014PhRvD..89b3524B. doi : 10.1103/PhysRevD.89.023524. S2CID  16208132.
  52. ^ Davis, Jonathan H. (2015). "Materia oscura frente a neutrinos: el efecto de las incertidumbres astrofísicas y la información temporal en el suelo de neutrinos". Revista de Cosmología y Física de Astropartículas . 1503 (3): 012. arXiv : 1412.1475 . Código Bib : 2015JCAP...03..012D. doi :10.1088/1475-7516/2015/03/012. S2CID  118596203.
  53. ^ Meng, Yue; Wang, Zhou; Tao, Yi; Abdukerim, Abdusalam; Bo, Zihao; Chen, Wei; Chen, Xun; Chen, Yunhua; Cheng, Chen; Cheng, Yunshan; Cui, Xiangyi (23 de diciembre de 2021). "Resultados de la búsqueda de materia oscura de la ejecución de puesta en servicio de PandaX-4T". Cartas de revisión física . 127 (26): 261802. arXiv : 2107.13438 . Código Bib : 2021PhRvL.127z1802M. doi : 10.1103/PhysRevLett.127.261802. ISSN  0031-9007. PMID  35029500. S2CID  236469421.
  54. ^ Stephens, Marric (23 de diciembre de 2021). "Ajustar la red sobre dos tipos de materia oscura". Física . 14 . Código Bib : 2021PhyOJ..14.s164S. doi : 10.1103/Física.14.s164 . S2CID  247277808.
  55. ^ Día, Charles (28 de julio de 2023). "La búsqueda de WIMP continúa". Física . 16 : s106. Código Bib : 2023PhyOJ..16.s106D. doi : 10.1103/Física.16.s106 . S2CID  260751963.
  56. ^ Colaboración XENÓN; Aprile, E.; Abe, K.; Agostini, F.; Ahmed Maouloud, S.; Althueser, L.; Andrieu, B.; Angelino, E.; Angevaare, JR; Antochi, VC; Antón Martín, D.; Arneodo, F.; Baudís, L.; Baxter, Alabama; Bazyk, M. (28 de julio de 2023). "Primera búsqueda de materia oscura con retrocesos nucleares del experimento XENONnT". Cartas de revisión física . 131 (4): 041003. arXiv : 2303.14729 . Código bibliográfico : 2023PhRvL.131d1003A. doi : 10.1103/PhysRevLett.131.041003. PMID  37566859. S2CID  257767449.
  57. ^ Colaboración LUX-ZEPLIN; Aalbers, J.; Akerib, DS; Akerlof, CW; Al Musalhi, Alaska; Aliso, F.; Alqahtani, A.; Alsum, SK; Amarasinghe, CS; Ames, A.; Anderson, TJ; Angelides, N.; Araújo, HM; Armstrong, JE; Arthurs, M. (28 de julio de 2023). "Primeros resultados de búsqueda de materia oscura del experimento LUX-ZEPLIN (LZ)". Cartas de revisión física . 131 (4): 041002. arXiv : 2207.03764 . Código bibliográfico : 2023PhRvL.131d1002A. doi : 10.1103/PhysRevLett.131.041002. PMID  37566836. S2CID  250343331.

Otras lecturas

enlaces externos