Войти
Слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMPs ) являются гипотетическими частицами, которые являются одними из предложенных кандидатов на темную материю. Не существует четкого определения WIMP, но в целом WIMP - это новая элементарная частица, которая взаимодействует посредством гравитации и любой другой силы (или сил), потенциально не являющейся частью Сама Стандартная модель, которая так же слаба, как слабое ядерное взаимодействие или слабее, чем слабое ядерное взаимодействие, но также не исчезает по своей силе. Ожидается, что многие кандидаты вимпов образовались термически в ранней Вселенной, подобно частицам Стандартной модели в соответствии с космологией Большого Взрыва, и обычно составляют холодную тьму. дело. Чтобы получить правильное содержание темной материи сегодня, требуется сечение само аннигиляции 
WIMP-подобные частицы предсказываются с помощью R- -сохраняющая четность суперсимметрия, популярный тип расширения к Стандартной модели физики элементарных частиц, хотя ни одно из большого количества новых частиц в суперсимметрии не наблюдалось. WIMP-подобные частицы также предсказываются теориями универсального дополнительного измерения и маленького Хиггса.
| Модель | четность | кандидат |
|---|---|---|
| SUSY | R-четность | легчайшая суперсимметричная частица (LSP) |
| UED | KK-четность | легчайшая частица Калуцы-Клейна (LKP) |
| маленькая частица Хиггса | T-четность | легчайшая T-нечетная частица (LTP) |
Основные теоретические характеристики WIMP:
из-за отсутствия электромагнитного взаимодействия с нормальной материей, WIMPs были бы невидимы через нормальное электромагнитные наблюдения. Из-за их большой массы они будут относительно медленно перемещаться и, следовательно, «холодными». Их относительно низкие скорости будут недостаточны для преодоления взаимного гравитационного притяжения, и в результате вимпы будут стремиться слипаться вместе р. Вимпы считаются одними из главных кандидатов на звание холодной темной материи, другие - массивные компактные гало-объекты (MACHO) и аксионы. (Эти имена были выбраны специально для контраста, а MACHO были названы позже WIMP.) Кроме того, в отличие от MACHO, в Стандартной модели физики элементарных частиц нет известных стабильных частиц, обладающих всеми свойствами WIMP.. Частицы, которые мало взаимодействуют с нормальным веществом, такие как нейтрино, все очень легкие и, следовательно, будут быстро перемещаться или «горячими».
Спустя десятилетие после того, как проблема темной материи была установлена в 1970-х годах, вимпы были предложены в качестве потенциального решения проблемы. Хотя существование вимпов в природе все еще остается гипотетическим, оно решило бы ряд астрофизических и космологических проблем, связанных с темной материей. Сегодня среди астрономов существует консенсус в отношении того, что большая часть массы Вселенной действительно темная. Моделирование вселенной, полной холодной темной материи, дает распределение галактик, примерно подобное наблюдаемому. Напротив, горячая темная материя размывает крупномасштабную структуру галактик и поэтому не считается жизнеспособной космологической моделью.
WIMP соответствуют модели реликтовой частицы темной материи из ранней Вселенной, когда все частицы находились в состоянии теплового равновесия. При достаточно высоких температурах, таких как те, которые существовали в ранней Вселенной, частица темной материи и ее античастица должны были формироваться из более легких частиц и аннигилировать в них. По мере того, как Вселенная расширялась и охлаждалась, средняя тепловая энергия этих более легких частиц уменьшалась и в конечном итоге стала недостаточной для образования пары частица-античастица темной материи. Однако аннигиляция пар частиц темной материи и античастиц продолжилась бы, и численная плотность частиц темной материи начала бы экспоненциально уменьшаться. В конце концов, однако, численная плотность станет настолько низкой, что взаимодействие между частицами темной материи и античастицами прекратится, а количество частиц темной материи останется (примерно) постоянным по мере того, как Вселенная продолжит расширяться. Частицы с большим поперечным сечением взаимодействия будут продолжать аннигилировать в течение более длительного периода времени и, таким образом, будут иметь меньшую плотность числа, когда аннигиляционное взаимодействие прекратится. Основываясь на текущих оценках распространенности темной материи во Вселенной, если частица темной материи является такой реликтовой частицей, сечение взаимодействия, определяющее аннигиляцию частица-античастица, может быть не больше, чем сечение слабого взаимодействия. Если эта модель верна, частица темной материи будет иметь свойства WIMP.
Поскольку WIMP могут взаимодействовать только посредством гравитационных и слабых сил, их чрезвычайно трудно обнаружить. Тем не менее, сейчас проводится множество экспериментов с целью попытаться обнаружить WIMP как прямо, так и косвенно. Косвенное обнаружение относится к наблюдению продуктов аннигиляции или распада вимпов вдали от Земли. Усилия по косвенному обнаружению обычно сосредоточены в местах, где, как считается, темная материя вимпов накапливается больше всего: в центрах галактик и скоплений галактик, а также в меньших галактиках-спутниках Млечного Пути. Они особенно полезны, так как обычно содержат очень мало барионной материи, что снижает ожидаемый фон от стандартных астрофизических процессов. Типичный косвенный поиск направлен на поиск избыточных гамма-лучей, которые предсказываются как конечные продукты аннигиляции или образуются, когда заряженные частицы взаимодействуют с окружающим излучением посредством обратного комптоновского рассеяния. Спектр и интенсивность гамма-сигнала зависят от продуктов аннигиляции и должны вычисляться для каждой модели. Эксперименты, которые ограничили аннигиляцию вимпов посредством ненаблюдения аннигиляционного сигнала, включают гамма-телескоп Fermi -LAT и наземную гамма-обсерваторию VERITAS. Хотя аннигиляция WIMP в частицы Стандартной модели также предсказывает образование нейтрино высоких энергий, скорость их взаимодействия слишком мала, чтобы надежно обнаружить сигнал темной материи в настоящее время. Будущие наблюдения с обсерватории IceCube в Антарктиде могут помочь отличить нейтрино, произведенные WIMP, от стандартных астрофизических нейтрино; однако к 2014 году было обнаружено только 37 космологических нейтрино, что сделало такое различие невозможным.
Другой тип непрямого сигнала WIMP может исходить от Солнца. Гало-вимпы могут, проходя через Солнце, взаимодействовать с солнечными протонами, ядрами гелия, а также с более тяжелыми элементами. Если WIMP теряет достаточно энергии при таком взаимодействии, чтобы упасть ниже локальной убегающей скорости, у него не будет достаточно энергии, чтобы избежать гравитационного притяжения Солнца, и он останется гравитационно связанным. По мере того, как все больше и больше вимпов термализуются внутри Солнца, они начинают аннигилировать друг с другом, образуя множество частиц, включая высокоэнергетические нейтрино. Эти нейтрино могут затем отправиться на Землю, чтобы их можно было обнаружить в одном из множества нейтринных телескопов, таких как детектор Super-Kamiokande в Японии. Количество нейтринных событий, регистрируемых в день на этих детекторах, зависит от свойств WIMP, а также от массы бозона Хиггса. Аналогичные эксперименты проводятся для обнаружения нейтрино от аннигиляции вимпов внутри Земли и изнутри галактического центра.
Прямое обнаружение относится к наблюдению эффектов столкновения вимпов с ядрами как темная материя проходит через детектор в лаборатории Земли. Хотя большинство моделей WIMP указывают на то, что достаточно большое количество WIMP должно быть захвачено в больших небесных телах для успеха экспериментов по косвенному обнаружению, остается возможность, что эти модели либо неверны, либо объясняют только часть явления темной материи. Таким образом, даже с многочисленными экспериментами, посвященными предоставлению косвенных доказательств существования холодной темной материи, измерения прямого обнаружения также необходимы для подтверждения теории WIMP.
Хотя ожидается, что большинство вимпов, сталкивающихся с Солнцем или Землей, пройдут сквозь них без какого-либо эффекта, есть надежда, что большое количество вимпов из темной материи, пересекающих достаточно большой детектор, будут взаимодействовать достаточно часто, чтобы их можно было увидеть - по крайней мере, несколько мероприятий в год. Общая стратегия текущих попыток обнаружения WIMP - найти очень чувствительные системы, которые можно масштабировать до больших объемов. Это следует за уроками, извлеченными из истории открытия и (к настоящему времени) обычного обнаружения нейтрино.
Рис. 1. Пространство параметров CDMS исключено с 2004 года. Результат DAMA находится в зеленой зоне и не разрешен. Криогенные кристаллические детекторы - метод, используемый Cryogenic Dark Детектор Matter Search (CDMS) на Soudan Mine основан на использовании множества очень холодных кристаллов германия и кремния. Кристаллы (каждый размером с хоккейную шайбу) охлаждают примерно до 50 мК. Слой металла (алюминия и вольфрама) на поверхностях используется для обнаружения WIMP, проходящего через кристалл. Эта конструкция надеется обнаружить вибрации в кристаллической матрице, генерируемые атомом, который "пинает" WIMP. Вольфрамовые краевые датчики (TES) поддерживаются при критической температуре, поэтому они находятся в сверхпроводящем состоянии. Сильные колебания кристалла вызывают нагрев металла и обнаруживаются из-за изменения сопротивления. CRESST, CoGeNT и EDELWEISS запускают аналогичные настройки.
Сцинтилляторы благородных газов - Другой способ обнаружения атомов, «сбитых с ног» WIMP, состоит в использовании сцинтилляционного материала, так что световые импульсы генерируются движущимся атомом и обнаруживаются, часто с помощью ФЭУ.. Такие эксперименты, как DEAP на SNOLAB и DarkSide на LNGS, измеряют очень большую целевую массу жидкого аргона для чувствительного поиска WIMP. ZEPLIN и XENON использовали ксенон для исключения WIMP при более высокой чувствительности с самыми строгими на сегодняшний день ограничениями, обеспечиваемыми детектором XENON1T, использующим 3,5 тонны жидкого ксенона. Еще более крупные многотонные детекторы жидкого ксенона были одобрены для строительства в результате сотрудничества XENON, LUX-ZEPLIN и PandaX.
Кристаллические сцинтилляторы - Вместо жидкого благородного газа в принципе более простым подходом является использование сцинтилляционного кристалла, такого как NaI (Tl). Этот подход используется DAMA / LIBRA, экспериментом, в котором наблюдалась кольцевая модуляция сигнала, соответствующая обнаружению WIMP (см. § Недавние ограничения). В нескольких экспериментах пытаются воспроизвести эти результаты, в том числе ANAIS и, который представляет собой совместное использование кристаллов NaI с детектором IceCube на Южном полюсе. KIMS решает ту же проблему, используя CsI (T1) в качестве сцинтиллятора. Коллаборация COSINE-100 (объединение групп KIMS и DM-Ice) опубликовала свои результаты по репликации сигнала DAMA / LIBRA в декабре 2018 года в журнале Nature; их вывод заключался в том, что «этот результат исключает взаимодействие WIMP-нуклон как причину ежегодной модуляции, наблюдаемой коллаборацией DAMA».
Пузырьковые камеры - PICASSO (Project In Canada to Search для суперсимметричных объектов) - это эксперимент по прямому поиску темной материи, который находится в SNOLAB в Канаде. Он использует пузырьковые детекторы с фреоном в качестве активной массы. PICASSO преимущественно чувствителен к спин-зависимым взаимодействиям WIMP с атомами фтора во фреоне. COUPP, аналогичный эксперимент с использованием трифториодметана (CF 3 I), опубликовал пределы для массы выше 20 ГэВ в 2011 году. Эти два эксперимента объединились в сотрудничестве PICO в 2012 году.
Детектор пузырьков - это радиационно-чувствительное устройство, в котором используются мелкие капли перегретой жидкости, взвешенные в гелевой матрице. В нем используется принцип пузырьковой камеры, но, поскольку только маленькие капли могут подвергаться фазовому переходу за раз, детектор может оставаться активным в течение гораздо более длительных периодов. Когда ионизирующее излучение выделяет в каплю достаточное количество энергии, перегретая капля становится газовым пузырем. Развитие пузыря сопровождается акустической ударной волной, которая улавливается пьезоэлектрическими датчиками. Основным преимуществом метода пузырькового детектора является то, что он практически нечувствителен к фоновому излучению. Чувствительность детектора можно регулировать, изменяя температуру, обычно от 15 ° C до 55 ° C. В Европе проводится еще один подобный эксперимент с использованием этой техники под названием SIMPLE.
PICASSO сообщает о результатах (ноябрь 2009 г.) для спин-зависимых взаимодействий WIMP на F, для масс 24 Гэв были получены новые строгие ограничения на спин-зависимые сечение 13,9 pb (90% CL). Полученные пределы ограничивают недавние интерпретации эффекта годовой модуляции DAMA / LIBRA с точки зрения спин-зависимых взаимодействий.
PICO - это расширение концепции, запланированной на 2015 год.
Другие типы детекторов - Временные проекционные камеры (TPC), заполненные газами низкого давления, изучаются на предмет обнаружения WIMP. Сотрудничество "Направленная идентификация отдачи по трекам " (DRIFT) пытается использовать предсказанную направленность сигнала WIMP. DRIFT использует мишень из сероуглерода, которая позволяет отдаче WIMP перемещаться на несколько миллиметров, оставляя след заряженных частиц. Эта заряженная дорожка смещается в плоскость считывания MWPC, что позволяет реконструировать ее в трех измерениях и определить исходное направление. DMTPC представляет собой аналогичный эксперимент с газом CF 4.
Рис. 2: График, показывающий пространство параметров массы частицы темной материи и сечение взаимодействия с нуклонами. Пределы LUX и SuperCDMS не включают пространство параметров над маркированными кривыми. Области CoGeNT и CRESST-II указывают на области, которые ранее считались соответствующими сигналам темной материи, но которые позже были объяснены мирскими источниками. Данные DAMA и CDMS-Si остаются необъясненными, и эти области указывают на предпочтительное пространство параметров, если эти аномалии связаны с темной материей. В настоящее время нет подтвержденных обнаружений темной материи с помощью экспериментов по прямому обнаружению, с наиболее строгими ограничениями исключения. из экспериментов LUX и SuperCDMS, как показано на рисунке 2. С 370 килограммами ксенона LUX более чувствителен, чем XENON или CDMS. Первые результаты за октябрь 2013 г. сообщают об отсутствии сигналов, которые опровергают результаты, полученные с помощью менее чувствительных инструментов. и это было подтверждено после того, как окончательный сбор данных закончился в мае 2016 года.
Исторически было четыре аномальных набора данных из различных экспериментов по прямому обнаружению, два из которых теперь были объяснены с помощью фона (CoGeNT и CRESST-II) и два, которые остаются необъясненными (DAMA / LIBRA и CDMS-Si ). В феврале 2010 года исследователи из CDMS объявили, что они наблюдали два события, которые могли быть вызваны столкновениями ядер WIMP.
CoGeNT, меньший детектор, использующий одну германиевую шайбу, предназначенный для обнаружения WIMP с меньшей массой, сообщил о сотнях случаев обнаружения за 56 дней. Они наблюдали ежегодную модуляцию частоты событий, которая могла указывать на светлую темную материю. Однако происхождение событий CoGeNT из темной материи было опровергнуто более поздними анализами в пользу объяснения с точки зрения фона от поверхностных событий.
Годовая модуляция - одна из предсказанных сигнатур сигнала WIMP, и на этом основании сотрудничество DAMA заявило о положительном обнаружении. Однако другие группы не подтвердили этот результат. Данные CDMS, обнародованные в мае 2004 года, исключают всю область сигнала DAMA с учетом определенных стандартных предположений о свойствах WIMP и гало темной материи, и за этим последовало множество других экспериментов (см. Рис. 2, справа).
Коллаборация COSINE-100 (объединение групп KIMS и DM-Ice) опубликовала свои результаты репликации сигнала DAMA / LIBRA в декабре 2018 года в журнале Nature; они пришли к выводу, что «этот результат исключает взаимодействие вимпов с нуклонами как причину ежегодной модуляции, наблюдаемой коллаборацией DAMA».
В 2020-м десятилетие должно увидеть появление нескольких экспериментов по прямому обнаружению многотонных масс, которые будут исследовать сечения ядер вимпов на порядки меньше, чем чувствительность современного уровня техники. Примерами таких экспериментов следующего поколения являются LUX-ZEPLIN (LZ) и XENONnT, которые представляют собой эксперименты с использованием многотонного жидкого ксенона, за которыми следует DARWIN, еще один предложенный эксперимент по прямому обнаружению жидкого ксенона в объеме 50-100 тонн.
Такие многотонные эксперименты также столкнутся с новым фоном в виде нейтрино, что ограничит их способность исследовать пространство параметров WIMP за пределами определенной точки, известной как нейтринное дно. Однако, хотя его название может подразумевать жесткий предел, нейтринный предел представляет собой область пространства параметров, за пределами которой экспериментальная чувствительность может улучшиться в лучшем случае как квадратный корень воздействия (произведение массы детектора и времени работы). Для масс WIMP ниже 10 ГэВ доминирующим источником нейтринного фона является Солнце, в то время как для более высоких масс фон содержит вклады от атмосферных нейтрино и диффузного нейтринного фона сверхновой.
