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Partícula masiva que interactúa débilmente

Las partículas masivas que interactúan débilmente ( WIMP ) son partículas hipotéticas que son uno de los candidatos propuestos para la materia oscura .

No existe una definición formal de una WIMP, pero en términos generales, es una partícula elemental que interactúa a través de la gravedad y cualquier otra fuerza (o fuerzas) que sea tan débil o más débil que la fuerza nuclear débil , pero que también no se desvanezca en fuerza. Se espera que muchos candidatos a 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 generalmente constituirán materia oscura fría . Obtener la abundancia correcta de materia oscura hoy a través de la producción térmica requiere una sección eficaz 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 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 directamente WIMP 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 un compañero supersimétrico estable ha sido durante mucho tiempo un candidato principal para WIMP. [2] Sin embargo, a principios de la década de 2010, los resultados de los 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 que conserva la 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 similares a WIMP también se predicen mediante las teorías de dimensión extra universal y del pequeño Higgs .

Las principales características teóricas de un WIMP son:

Debido a su falta de interacción electromagnética con la materia normal, las WIMP serían invisibles a través de las observaciones electromagnéticas normales. Debido a su gran masa, se moverían relativamente lento y, por lo tanto, serían "frías". [8] Sus velocidades relativamente bajas serían insuficientes para superar la atracción gravitatoria mutua y, como resultado, las WIMP tenderían a agruparse. [9] Las WIMP se consideran uno de los principales candidatos para la materia oscura fría , siendo los otros los objetos masivos compactos del halo (MACHO) y los axiones . Estos nombres se eligieron deliberadamente para contrastar, y los MACHO se nombraron más tarde que los WIMP. [10] A diferencia de las WIMP, no se conocen partículas estables dentro del Modelo Estándar de física de partículas que tengan las propiedades de las MACHO. Las partículas que tienen poca interacción con la materia normal, como los neutrinos , son muy ligeras y, por lo 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 sugirió que las WIMP eran una posible solución al problema. [11] Aunque la existencia de WIMP en la naturaleza todavía es 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, de hecho, 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 desdibujaría la estructura a gran escala de las galaxias y, por lo tanto, no se considera un modelo cosmológico viable.

Las WIMP se ajustan al modelo de una partícula de materia oscura remanente del Universo primitivo, cuando todas las partículas estaban en un estado de equilibrio térmico . Para temperaturas suficientemente altas, como las existentes en el Universo primitivo, la partícula de materia oscura y su antipartícula se habrían estado formando y aniquilando a partir de 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 partícula-antipartícula de materia oscura. Sin embargo, la aniquilación de los pares partícula-antipartícula de materia oscura habría continuado, y la densidad numérica de partículas de materia oscura habría comenzado a disminuir exponencialmente. [7] Sin embargo, eventualmente la densidad numérica se volvería tan baja que la interacción partícula-antipartícula 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. Basándonos en la actual abundancia estimada de materia oscura en el Universo, si la partícula de materia oscura es una partícula reliquia, la sección transversal de interacción que rige la aniquilación partícula-antipartícula no puede ser mayor que la sección transversal para la interacción débil. [7] Si este modelo es correcto, la partícula de materia oscura tendría las propiedades de la WIMP.

Detección indirecta

Debido a que las WIMP solo pueden interactuar a través de fuerzas gravitacionales y débiles, serían 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 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 rayos gamma en exceso , que se predicen como productos de estado final de aniquilación, o se producen cuando las partículas cargadas interactúan con la radiación ambiental a través de 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. Entre los experimentos que han limitado la aniquilación de WIMP, mediante la no observación de una señal de aniquilación, se incluyen el telescopio de rayos gamma Fermi -LAT [14] y el observatorio de rayos gamma terrestre 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. Es posible que futuras observaciones desde el observatorio IceCube en la Antártida puedan diferenciar los neutrinos producidos por WIMP de los neutrinos astrofísicos estándar; sin embargo, para 2014, solo se habían observado 37 neutrinos cosmológicos [16] , lo que hace imposible tal distinción.

Otro tipo de señal indirecta de WIMP podría provenir del Sol. Los WIMP de halo pueden, al pasar a través del Sol, interactuar con protones solares, núcleos de helio y elementos más pesados. Si un WIMP pierde suficiente energía en dicha interacción para caer por debajo de la velocidad de escape local , teóricamente no tendría suficiente energía para escapar de la atracción gravitatoria 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 de las aniquilaciones de WIMP dentro de la Tierra [18] y desde el interior del centro galáctico. [19] [20]

Detección directa

La detección directa se refiere a la observación de los efectos de una colisión entre un núcleo y una WIMP 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 suficientemente grande de WIMP en cuerpos celestes grandes para que los experimentos de detección indirecta tengan éxito, sigue siendo posible que estos modelos sean incorrectos o que 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 las 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 una gran cantidad de WIMP de materia oscura que atraviesen un detector lo suficientemente grande interactúen con la frecuencia suficiente para ser vistos (al menos unos pocos 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 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 cristal criogénico : 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 de un disco de hockey) se enfrían a unos 50 mK . Se utiliza una capa de metal (aluminio y tungsteno) en las superficies para detectar un WIMP que pasa a través del cristal. Este diseño espera detectar vibraciones en la matriz cristalina generadas por un átomo que es "patadeado" por un WIMP. Los sensores de borde de transición de tungsteno (TES) se mantienen a la temperatura crítica para que estén en el estado superconductor . Las vibraciones grandes del cristal generarán calor en el metal y son detectables debido a un cambio en la resistencia . CRESST , CoGeNT y EDELWEISS utilizan configuraciones similares.

Centelleadores de gases nobles – 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 instrumento LNGS utilizan una masa objetivo muy grande de argón líquido para búsquedas sensibles de WIMP. ZEPLIN y XENON utilizaron xenón para excluir 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] Se han aprobado detectores de xenón líquido de varias toneladas incluso más grandes para la construcción de las colaboraciones XENON , LUX-ZEPLIN y PandaX .

Centelleadores de cristal – En lugar de un gas noble líquido, un enfoque en principio más simple es el uso de un cristal centelleante como NaI(Tl). Este enfoque es el 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, incluyendo ANAIS , COSINUS y DM-Ice, que está implementando cristales de NaI en conjunto 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 en el freón. COUPP, un experimento similar que utiliza trifluoroyodometano (CF 3 I), publicó límites para masas superiores 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 se suspenden en una matriz de gel. [23] Utiliza el principio de una cámara de burbujas pero, dado que solo las gotas pequeñas pueden experimentar una transición de fase a la vez, el detector puede permanecer activo durante períodos mucho más largos. [ aclaración necesaria ] Cuando se deposita suficiente energía en una gota mediante 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, que normalmente funciona entre 15 °C y 55 °C. Existe otro experimento similar que utiliza esta técnica en Europa llamado SIMPLE.

PICASSO informa de los resultados (noviembre de 2009) de las interacciones WIMP dependientes del espín en 19 F; para masas de 24 Gev, se han obtenido nuevos límites estrictos para la sección eficaz dependiente del espín de 13,9 pb (90% CL). Los límites obtenidos restringen las interpretaciones recientes del efecto de modulación anual de DAMA/LIBRA en términos de interacciones dependientes del espín. [24]

PICO es una ampliación del concepto planificada en 2015. [25]

Otros tipos de detectores : se están estudiando cámaras de proyección de tiempo (TPC) llenas de gases a 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 de WIMP viajen varios milímetros, dejando un rastro de partículas cargadas. Este rastro cargado se deriva a un plano de lectura MWPC que permite reconstruirlo en tres dimensiones y determinar la dirección de origen. DMTPC es un experimento similar con gas CF 4 .

Las colaboraciones DAMIC (DArk Matter In CCDs) y SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) emplean el uso de dispositivos acoplados de carga (CCD) científicos para detectar materia oscura ligera. Los CCD actúan como objetivo del detector y como instrumentación de lectura. Las interacciones de WIMP con la mayor parte del CCD pueden inducir la creación de pares electrón-hueco, que luego son recopilados y leídos por los CCD. Para reducir 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 recopilada. [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 nucleones. Los límites LUX y SuperCDMS excluyen el espacio de parámetros por encima de las curvas marcadas. Las regiones CoGeNT y CRESST-II indican regiones que anteriormente se creía que correspondían a señales de materia oscura, pero que luego se explicaron con fuentes mundanas. Los datos 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 vieron señales, lo que parece refutar los resultados obtenidos con instrumentos menos sensibles. [29] y esto se confirmó después de que la ejecución de datos final finalizara 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 fondos ( CoGeNT y CRESST-II), y dos que permanecen sin explicación ( DAMA/LIBRA y CDMS-Si ). [31] [32] En febrero de 2010, los investigadores de CDMS anunciaron que habían observado dos eventos que pueden haber sido causados ​​por colisiones de núcleos WIMP. [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 ligera. [38] 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 fondo de eventos de superficie. [39]

La modulación anual es una de las características predichas de una señal WIMP [40] [41] y, sobre esta base, la colaboración DAMA ha afirmado haber detectado la señal de forma positiva. Sin embargo, otros grupos no han confirmado este resultado. Los datos CDMS hechos públicos en mayo de 2004 excluyen toda la región de la señal DAMA, dadas ciertas suposiciones estándar sobre las propiedades de las WIMP y el halo de materia oscura, y esto ha sido seguido por muchos otros experimentos (véase la 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 causa de la modulación anual observada por la colaboración DAMA". [42] En 2021, 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 del nucleón WIMP de experimentos seleccionados según lo informado por el experimento LZ en julio de 2023.

En la década de 2020 se prevé la aparición de varios experimentos de detección directa de masas de varias toneladas, que analizarán secciones eficaces de núcleos WIMP órdenes de magnitud menores que la sensibilidad de última generación actual. Ejemplos de estos experimentos de próxima generación son LUX-ZEPLIN (LZ) y XENONnT, que son experimentos de xenón líquido de varias toneladas, seguidos por DARWIN, otro experimento de detección directa de xenón líquido propuesto de 50 a 100 toneladas. [49] [50]

Estos experimentos de varias toneladas también se enfrentarán a un nuevo fondo en forma de neutrinos, que limitará su capacidad para sondear el espacio de parámetros WIMP más allá de un cierto punto, conocido como el piso de neutrinos. Sin embargo, aunque su nombre puede implicar un límite duro, 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 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 superiores, 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 ninguna señal en sus datos, con una sección transversal excluida más baja de3,8 × 10 −47  cm 2 a 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] los primeros que excluyen las secciones transversales anteriores.2,58 × 10 −47  cm 2 a 28 GeV con un nivel de confianza del 90 % [56] y el segundo excluyendo las secciones transversales anteriores9,2 × 10 −48  cm 2 a 36 GeV con un nivel de confianza del 90%. [57]

Véase también

Candidatos teóricos

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