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Partículas masivas que interactúan débilmente

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Este artículo trata sobre la clase hipotética de partículas.
"WIMPs" redirige aquí.

En astrofísica, partículas masivas que interactúan débilmente, o WIMPs son partículas hipotéticas que sirven como una posible solución al problema de la materia oscura. Son considerados uno de los principales candidatos para la "materia oscura fría".

Estas partículas interactúan a través de la fuerza nuclear débil y la gravedad, y posiblemente a través de otras interacciones no más fuertes que la fuerza débil. Debido a que no interactúan con el electromagnetismo, no pueden verse directamente, y debido a que no interactúan a través de la fuerza nuclear fuerte, no reaccionan fuertemente con los núcleos atómicos. Esta combinación de propiedades otorga a los WIMP muchas de las propiedades de los neutrinos, salvo por ser mucho más masivos y, por lo tanto, más lentos.

Argumentos teóricos

Aunque la existencia de WIMP en la naturaleza es hipotética en este momento, resolvería una serie de problemas astrofísicos y cosmológicos relacionados con la materia oscura. Las principales características teóricas de los WIMP son:

  • Solo interactúan a través de la fuerza nuclear débil y la gravedad, o al menos con secciones de interacción no superiores a la escala débil.
  • Tienen una gran masa en comparación con las partículas estándar. (Los WIMP con masas sub-GeV pueden denominarse materia oscura y clara).

Debido a su falta de interacción con la materia normal, serían oscuros e invisibles a través de observaciones electromagnéticas normales. Debido a su gran masa, serían relativamente lentos y, por lo tanto, fríos. Como resultado, tenderían a permanecer agrupados. Las simulaciones de un universo lleno de materia oscura fría producen distribuciones de galaxias que son más o menos similares a las observadas. Los WIMP se consideran uno de los principales candidatos para la "materia oscura fría", y el otro son los objetos de halo compactos astrofísicos masivos (MACHO). (Estos nombres fueron elegidos deliberadamente para contraste, con MACHO nombrados más tarde que WIMP).

Además, en contraste con los MACHO, no hay partículas conocidas dentro del Modelo Estándar de física de partículas que tengan todas las propiedades de los WIMP. Las partículas que tienen poca interacción con la materia normal, como los neutrinos, son todas muy ligeras y, por lo tanto, se moverían rápidamente o se calentarían. La materia oscura caliente mancharía la estructura a gran escala de las galaxias y, por lo tanto, no se considera un modelo cosmológico viable. Las partículas similares a WIMP se predicen por la supersimetría de conservación de la paridad R, un tipo popular de extensión del Modelo Estándar, aunque no se ha observado ninguna de las grandes partículas nuevas en supersimetría.

Detección experimental

Debido a que los WIMP pueden interactuar solo a través de fuerzas gravitacionales y débiles, son extremadamente difíciles de detectar. Sin embargo, actualmente se están realizando muchos experimentos para intentar detectar WIMP tanto directa como indirectamente. Aunque las tasas de dispersión pronosticadas para WIMP de los núcleos son significativas para las masas objetivo de detectores grandes, se ha predicho que las WIMP de halo pueden, a medida que pasan a través del Sol, interactuar con protones solares y núcleos de helio. Tal interacción causaría que un WIMP pierda energía y sea "capturado" por el Sol. A medida que se calientan más y más WIMP dentro del Sol, comienzan a aniquilarse entre sí, formando una variedad de partículas que incluyen neutrinos de alta energía.1 Estos neutrinos pueden 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. Experimentos similares están en marcha para detectar neutrinos de aniquilaciones WIMP dentro de la Tierra2 y desde dentro del centro galáctico.34

Es importante tener en cuenta que, si bien la mayoría de los modelos WIMP indican que se capturaría una cantidad suficientemente grande de WIMP en grandes cuerpos celestes para que estos experimentos tengan éxito, sigue siendo posible que estos modelos sean incorrectos o expliquen solo una parte del fenómeno de la materia oscura . Por lo tanto, incluso con los múltiples experimentos dedicados a proporcionar indirecto evidencia de la existencia de "materia oscura fría" directo Las mediciones de detección 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 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 se puedan ampliar a grandes volúmenes. Esto sigue las lecciones aprendidas de la historia del descubrimiento y (por ahora) la detección rutinaria del neutrino.

Espacio de parámetros CDMS excluido a partir de 2004. El resultado DAMA se encuentra en una zona verde y no está permitido.

Una técnica utilizada por el detector Cryogenic Dark Matter Search (CDMS) en la mina Soudan se basa en múltiples cristales muy fríos de germanio y silicio. Los cristales (cada uno del tamaño de un disco de hockey) se enfrían a aproximadamente 50 milikelvins. 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 de cristal generadas por un átomo que es "pateado" por un WIMP. Los sensores de metal de tungsteno se mantienen a la temperatura crítica para que estén en estado superconductor. Grandes vibraciones de cristal generarán calor en el metal y son detectables debido a un cambio en la resistencia.

La colaboración Directional Recoil Identification From Tracks (DRIFT) está intentando utilizar la direccionalidad predicha de la señal WIMP para demostrar la existencia de WIMP. Los detectores DRIFT usan un 1m3 volumen de gas disulfuro de carbono a baja presión como material objetivo. El uso de un gas de baja presión significa que un WIMP que colisiona con un átomo en el objetivo hará que retroceda varios milímetros, dejando una huella de partículas cargadas en el gas. Esta pista cargada se deriva a un plano de lectura MWPC que le permite ser reconstruido en tres dimensiones, que luego se pueden utilizar para determinar la dirección de donde proviene el WIMP.

Otra forma de detectar átomos "golpeados" por un WIMP es usar material centelleante, de modo que el átomo en movimiento genere pulsos de luz. El experimento DEAP planea instrumentar una masa objetivo muy grande de argón líquido para una búsqueda WIMP sensible en SNOLAB.

Otro ejemplo de esta técnica es el detector DAMA / NaI en Italia. Utiliza múltiples materiales para identificar señales falsas de otros procesos de creación de luz. Este experimento observó un cambio anual en la tasa de señales en el detector. Esta modulación anual es una de las firmas predichas de una señal WIMP,56 y sobre esta base, la colaboración de DAMA ha reclamado una detección positiva. Otros grupos, sin embargo, no han confirmado este resultado. Se esperaría que los experimentos de CDMS y EDELWEISS observaran un número significativo de dispersiones del núcleo WIMP si la señal DAMA fuera causada por WIMP. Como los otros experimentos no ven estos eventos, la interpretación del resultado DAMA como una detección WIMP puede excluirse para la mayoría de los modelos WIMP. Es posible diseñar modelos que concilien un resultado DAMA positivo con los otros resultados negativos, pero a medida que mejora la sensibilidad de otros experimentos, esto se vuelve más difícil. Los datos de CDMS, tomados en la mina Soudan y publicados en mayo de 2004, excluyen toda la región de señal DAMA, dados ciertos supuestos estándar sobre las propiedades de los WIMP y el halo de materia oscura.

Ver también

  • Materia oscura
  • Interacción fundamental
  • MACHO
  • Importar
  • Neutrino

Notas

  1. ↑ Ferrer, F., L. Krauss y S. Profumo. 2006. Detección indirecta de materia oscura neutralina clara en el NMSSM. Phys.Rev. D74: 115007. Consultado el 15 de enero de 2009.
  2. ↑ Freese, K. 1986. ¿Pueden los neutrinos escalares o los neutrinos masivos de Dirac ser la masa perdida? Phys. Lett. B167: 295. Consultado el 15 de enero de 2009.
  3. ^ Carr, J., G. Lamanna y J. Lavalle. 2006. Detección indirecta de materia oscura. Rep. Prog. Phys. 69:2475-2512.
  4. ↑ Fornengo, N. 2008. Estado y perspectivas de las búsquedas indirectas y directas de materia oscura. 36a Asamblea Científica COSPAR, Beijing, China, 16-23 de julio de 2006. Adv. Space Res. 41: 2010-2018. Consultado el 15 de enero de 2009.
  5. ^ Drukier, A., K. Freese y D. Spergel. 1986. Detección de candidatos a materia fría y oscura. Phys.Rev. D33: 3495-3508.
  6. ^ Freese, K., J. Frieman y A. Gould. 1988. Modulación de señal en la detección de materia fría oscura. Phys. Rvdo. D37: 3388. Consultado el 15 de enero de 2009.

Referencias

  • Freeman, Ken y Geoff McNamara. 2006 En busca de la materia oscura. Springer-Praxis Books in Popular Astronomy. Berlín: Springer. ISBN 978-0387276168
  • Nicolson, Iain. 2007 Lado oscuro del universo: materia oscura, energía oscura y el destino del cosmos. Baltimore, MD: Johns Hopkins University Press. ISBN 978-0801885921
  • Seymour, Percy. 2008 Materias oscuras: materia unificadora, materia oscura, energía oscura y la red universal. Franklin Lakes, NJ: Nuevos libros de páginas. ISBN 978-1601630063

Enlaces externos

Todos los enlaces recuperados el 10 de agosto de 2013.

  • Eidelman, S. y col. (Grupo de datos de partículas). 2004. WIMPs y otras búsquedas de partículas. Phys. Letón. B 592: 1.
  • Sumner, Timothy J. 2002. Búsquedas experimentales de materia oscura. Opiniones vivas en relatividad.
  • Búsqueda de materia oscura criogénica.
  • Experimento COUPP - E961.
  • CRESST - Un experimento en busca de materia oscura.
  • El proyecto DAMA.
  • DEAP-1.
  • DEFORMACIÓN.
  • Proyecto XENON Dark Matter.
  • Búsquedas ZEPLIN-III WIMP.

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