Partícula masiva de interacción débil

No existe una definición formal de un WIMP, pero en términos generales, un WIMP es una nueva partícula elemental que interactúa a través de la gravedad y cualquier otra fuerza (o fuerzas), potencialmente no parte del Modelo Estándar en sí mismo, que es tan débil como o más débil que la fuerza nuclear débil, pero también no evoluciona 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 según la cosmología Big Bang, y por lo general constituirán materia oscura fría. Obtener la abundancia correcta de materia oscura hoy a través de la producción térmica requiere una sección transversal de autoaniquilación .. σ σ v.. ≃ ≃ 3× × 10− − 26cm3s− − 1{displaystyle langle sigma vrangle simeq 3times 10^{-26}mathrm {cm} ^{3};mathrm {s} ^{-1}, 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 electroweak.

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 LHC.

Debido a que las extensiones supersimétricas del modelo estándar de la física de partículas predicen fácilmente una nueva partícula con estas propiedades, esta aparente coincidencia se conoce como el "milagro WIMP", y un El socio supersimétrico ha sido durante mucho tiempo un candidato principal de WIMP. Sin embargo, los recientes resultados nulos de los experimentos de detección directa junto con la falla en producir evidencia de supersimetría en el experimento del Gran Colisionador de Hadrones (LHC) ha puesto en duda la hipótesis WIMP más simple.

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 la física de partículas, aunque no se ha observado ninguna de la gran cantidad de partículas nuevas en la supersimetría. Las partículas similares a WIMP también son predichas por la dimensión extra universal y las pequeñas teorías de Higgs.

Las principales características teóricas de un WIMP son:

• Las interacciones sólo mediante la fuerza y gravedad nucleares débiles, o posiblemente otras interacciones con secciones transversales no superiores a la escala débil;
• La masa grande en comparación con las partículas estándar (WIMPs con las masas sub-GeV puede ser considerada como materia oscura ligera).

Debido a su falta de interacción electromagnética con la materia normal, los WIMP serían invisibles a través de las observaciones electromagnéticas normales. Debido a su gran masa, se moverían con relativa lentitud y, por lo tanto, serían "fríos". Sus velocidades relativamente bajas serían insuficientes para superar la atracción gravitatoria mutua y, como resultado, los WIMP tenderían a agruparse. Los WIMP se consideran uno de los principales candidatos para la materia oscura fría, los otros son los objetos de halo compactos masivos (MACHO) y los axiones. Estos nombres se eligieron deliberadamente por contraste, y los MACHO se nombraron más tarde que los WIMP. A diferencia de los MACHO, no se conocen partículas estables 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 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 las WIMP como una posible solución al problema. Aunque la existencia de WIMP en la naturaleza todavía es hipotética, resolvería una serie de problemas astrofísicos y cosmológicos relacionados con la materia oscura. Actualmente, 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 más o menos similares a las observadas. 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 primitivo, cuando todas las partículas se encontraban 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 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 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. Eventualmente, sin embargo, la densidad numérica se volvería tan baja que la interacción de 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. 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 más pequeña cuando cesa 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 interacción que rige la aniquilación partícula-antipartícula no puede ser mayor que la sección transversal de la interacción débil. Si este modelo es correcto, la partícula de materia oscura tendría las propiedades de la WIMP.

Detección indirecta

Debido a que los WIMP solo pueden interactuar a través de fuerzas gravitatorias y débiles, son extremadamente difíciles de detectar. Sin embargo, hay muchos experimentos en curso para intentar detectar WIMP tanto directa como indirectamente. La detección indirecta se refiere a la observación de productos de aniquilación o descomposición 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 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 aniquilación en el estado final 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. 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 y el observatorio de rayos gamma en tierra VERITAS. 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, para 2014, solo se habían observado 37 neutrinos cosmológicos, lo que hace imposible tal distinción.

Otro tipo de señal WIMP indirecta podría provenir del Sol. Los WIMP de Halo pueden, al atravesar 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 gravitatoria del Sol y permanecería atado gravitacionalmente. A medida que más y más WIMP se termalizan dentro del Sol, comienzan a aniquilarse entre sí, formando una variedad de partículas, incluidos los neutrinos de alta energía. 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 y desde el centro galáctico.

Detección directa

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 terrestre. Si bien la mayoría de los modelos WIMP indican que se debe capturar una cantidad suficientemente grande 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 una gran cantidad de WIMP de materia oscura que crucen un detector lo suficientemente grande interactúen con la frecuencia suficiente para ser vistos, al menos algunos 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. Parámetro del CDMS excluido en 2004. El resultado de DAMA se encuentra en zona verde y está desactivado.

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 germanio y silicio 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 "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.

Cintilladores de gases nobles: otra forma de detectar átomos "derribados" 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 LNGS instrumentan una masa objetivo muy grande de argón líquido para búsquedas WIMP sensibles. ZEPLIN y XENON usaron xenón para excluir los WIMP a una sensibilidad más alta, con los límites más estrictos proporcionados hasta la fecha por el detector XENON1T, que utiliza 3,5 toneladas de xenón líquido. Se ha aprobado la construcción de detectores de xenón líquido de varias toneladas incluso más grandes a partir de las colaboraciones XENON, LUX-ZEPLIN y PandaX.

Cristalizadores de centelleo: 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 lo toma 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 implementando cristales de NaI con el detector IceCube en el Polo Sur. KIMS aborda 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 (CF₃I), publicó límites para masas superiores a 20 GeV en 2011. Los dos experimentos se fusionaron en 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. Utiliza el principio de una cámara de burbujas pero, dado que solo las pequeñas gotas pueden sufrir una transición de fase a la vez, el detector puede permanecer activo durante períodos mucho más largos. 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, que normalmente funciona entre 15 °C y 55 °C. Hay otro experimento similar que usa esta técnica en Europa llamado SIMPLE.

PICASSO informa resultados (noviembre de 2009) para interacciones WIMP dependientes del espín en ¹⁹F, 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.

PICO es una expansión del concepto previsto en 2015.

Otros tipos de detectores: las cámaras de proyección de tiempo (TPC) llenas de gases a baja presión se están estudiando para la detección de WIMP. La colaboración de identificación de retroceso direccional a partir de pistas (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 de origen. DMTPC es un experimento similar con gas CF₄.

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 la luz de la materia oscura. Los CCD actúan como el objetivo del detector y la instrumentación de lectura. Las interacciones de WIMP con la mayor parte del CCD pueden inducir la creación de pares de huecos de electrones, que luego son recopilados y leídos por los CCD. 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.

Límites recientes

Fig. 2: Parcela que muestra el espacio de parámetro de la masa de partículas oscuras y sección de interacción con núcleos. Los límites LUX y SuperCDMS excluyen el espacio del parámetro sobre las curvas etiquetadas. Las regiones de CoGeNT y CRESST-II indican regiones que anteriormente se pensaban corresponden a señales de materia oscura, pero que posteriormente se explicaron con fuentes mundanas. Los datos DAMA y CDMS-Si siguen sin explicarse, y estas regiones indican el espacio del parámetro 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, con los límites de exclusión más fuertes provenientes 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. Los primeros resultados de octubre de 2013 informan que no se observaron señales, lo que parece refutar los resultados obtenidos con instrumentos menos sensibles. y esto se confirmó después de que finalizó la última ejecución de datos en mayo de 2016.

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 siguen sin explicación (DAMA/LIBRA y CDMS-Si). En febrero de 2010, los investigadores de CDMS anunciaron que habían observado dos eventos que pueden haber sido causados por colisiones de WIMP-núcleo.

CoGeNT, un detector más pequeño que usa un solo disco de germanio, diseñado para detectar WIMP con masas más pequeñas, informó cientos de eventos de detección en 56 días. Observaron una modulación anual en la tasa de eventos que podría indicar materia oscura clara. 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 antecedentes de eventos superficiales.

La modulación anual es una de las firmas previstas de una señal WIMP y, sobre esta base, la colaboración DAMA ha reclamado una detección positiva. Otros grupos, sin embargo, no han confirmado este resultado. Los datos del CDMS que se hicieron 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". En 2021, los nuevos resultados de COSINE-100 y ANAIS-112 no lograron replicar la señal DAMA/LIBRA y en agosto de 2022 COSINE-100 aplicó un método de análisis similar al utilizado por DAMA/LIBRA y encontró una modulación anual similar que sugiere que la señal podría ser solo un artefacto estadístico que respalda una hipótesis presentada por primera vez en 2020.

El futuro de la detección directa

Límites superiores para las secciones transversales elásticas del núcleo WIMP de experimentos seleccionados según informó PandaX en 2021 (±1σ banda de sensibilidad en verde).

La década de 2020 debería ver el surgimiento de varios experimentos de detección directa de masa de varias toneladas, que probarán las secciones transversales del núcleo WIMP en órdenes de magnitud más pequeños que la sensibilidad de vanguardia actual. Ejemplos de tales 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.

Dichos experimentos de varias toneladas también se enfrentarán a un nuevo contexto en forma de neutrinos, que limitará su capacidad para sondear el espacio de parámetros WIMP más allá de cierto punto, conocido como el 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 del 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). 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 de neutrinos de supernova difusa.

En diciembre de 2021, los resultados de PandaX no han encontrado señal en sus datos, con una sección transversal más baja excluida 3.8× × 10− − 11{displaystyle 3.8times 10^{-11}pb a 40 GeV con 90% de confianza. En julio de 2022 el experimento LZ publicó su primer límite excluyendo secciones transversales arriba 5.9× × 10− − 12{displaystyle 5.9times 10^{-12}pb a 30 GeV con 90% de confianza.