Слабо взаимодействующие массивные частицы - Weakly interacting massive particles

Слабо взаимодействующие массивные частицы ( WIMP ) - это гипотетические частицы, которые являются одними из предложенных кандидатов на роль темной материи . Не существует четкого определения WIMP, но в целом WIMP - это новая элементарная частица, которая взаимодействует через гравитацию и любую другую силу (или силы), потенциально не являющуюся частью самой Стандартной модели , которая так же слаба или слабее, чем слабое ядерное взаимодействие , но и не исчезающее по своей силе. Ожидается, что многие кандидаты вимпов возникли термически в ранней Вселенной, подобно частицам Стандартной модели в соответствии с космологией Большого взрыва , и обычно будут представлять собой холодную темную материю . Получение правильного обилия темной материи сегодня через тепловое производство требует само- аннигиляции поперечного сечения из , что примерно то , что , как ожидается , для новой частицы в 100 Г диапазоне массы , который взаимодействует через электрослабую силу . Поскольку суперсимметричные расширения Стандартной модели физики элементарных частиц легко предсказывают новую частицу с этими свойствами, это кажущееся совпадение известно как « чудо WIMP », а стабильный суперсимметричный партнер долгое время был главным кандидатом в WIMP. Однако недавние нулевые результаты экспериментов по прямому обнаружению вместе с неспособностью предоставить доказательства суперсимметрии в эксперименте на Большом адронном коллайдере (LHC) поставили под сомнение простейшую гипотезу WIMP. Экспериментальные усилия по обнаружению вимпов включают поиск продуктов аннигиляции вимпов, включая гамма-лучи , нейтрино и космические лучи в близлежащих галактиках и скоплениях галактик; эксперименты по прямому обнаружению, предназначенные для измерения столкновения вимпов с ядрами в лаборатории, а также попытки прямого создания вимпов на коллайдерах, таких как LHC.

Теоретическая основа и свойства

WIMP-подобные частицы предсказываются суперсимметрией , сохраняющей R-четность , популярным типом расширения Стандартной модели физики элементарных частиц, хотя ни одно из большого числа новых частиц в суперсимметрии не наблюдалось. WIMP-подобные частицы также предсказываются универсальным дополнительным измерением и маленькими теориями Хиггса .

Модель паритет кандидат
SUSY R-четность легчайшая суперсимметричная частица (LSP)
UED KK-паритет легчайшая частица Калуцы-Клейна (ЛКП)
маленький Хиггс Т-паритет легчайшая Т-нечетная частица (LTP)

Основные теоретические характеристики WIMP:

Из-за отсутствия электромагнитного взаимодействия с нормальной материей вимпы были бы невидимы при обычных электромагнитных наблюдениях. Из-за своей большой массы они будут относительно медленными и, следовательно, «холодными». Их относительно низкие скорости были бы недостаточны для преодоления взаимного гравитационного притяжения, и в результате вимпы имели бы тенденцию слипаться. Вимпы считаются одними из основных кандидатов на роль холодной темной материи , другие - массивные компактные гало-объекты (МАЧО) 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 нормальной материей, такие как нейтрино , все очень легкие и, следовательно, будут быстро перемещаться или «горячими».

Как темная материя

Спустя десятилетие после того, как проблема темной материи была установлена ​​в 1970-х годах, WIMP были предложены в качестве потенциального решения проблемы. Хотя существование вимпов в природе все еще остается гипотетическим, это 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 будет размывать крупномасштабную структуру галактик и, таким образом, не считается жизнеспособной космологической моделью.

Вимпы соответствуют модели реликтовой частицы темной материи из ранней Вселенной, когда все частицы находились в состоянии теплового равновесия . При достаточно высоких температурах, таких как те, что 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 продолжалась бы, и плотность частиц темной материи начала экспоненциально уменьшаться. В конце концов, однако, числовая плотность станет настолько низкой, что взаимодействие между частицами темной материи и античастицами прекратится, а количество частиц темной материи останется (примерно) постоянным, поскольку Вселенная продолжит расширяться. Частицы с большим поперечным сечением взаимодействия будут продолжать аннигилировать в течение более длительного периода времени и, следовательно, будут иметь меньшую числовую плотность, 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 обладать свойствами WIMP.

Косвенное обнаружение

Поскольку WIMP могут взаимодействовать только посредством гравитационных и слабых сил, их чрезвычайно трудно обнаружить. Тем не менее, сейчас проводится множество экспериментов, направленных на то, чтобы 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, поскольку 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 рассчитываться для каждой модели. Эксперименты, которые ограничили аннигиляцию вимпов посредством ненаблюдения аннигиляционного сигнала, включают гамма-телескоп Fermi- LAT и наземную гамма-обсерваторию VERITAS. Хотя аннигиляция вимпов 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 косвенного сигнала WIMP может исходить от Солнца. Гало WIMP 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 скорости убегания , 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 нейтрино высоких энергий . Эти нейтрино могут затем отправиться на Землю, чтобы их можно было обнаружить в одном из множества нейтринных телескопов, таких как детектор Супер-Камиоканде в Японии. Количество нейтринных событий, регистрируемых в день на этих детекторах, зависит от свойств WIMP, а также от массы бозона Хиггса . Аналогичные эксперименты проводятся по обнаружению нейтрино от аннигиляции вимпов на Земле и из центра галактики.

Прямое обнаружение

Прямое обнаружение относится к наблюдению эффектов столкновения вимпов с ядром, когда темная материя проходит через детектор в лаборатории на Земле. 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 несмотря на многочисленные эксперименты, посвященные предоставлению косвенных доказательств существования холодной темной материи, измерения прямого обнаружения также необходимы для подтверждения теории вимпов.

Хотя ожидается, что большинство вимпов, сталкивающихся с Солнцем или Землей, пройдут через 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 событий 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.

Экспериментальные методы

Криогенные кристаллические детекторы - метод, используемый детектором криогенного поиска темной материи (CDMS) на руднике Судан, основан на использовании нескольких 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. Датчики края перехода вольфрама (TES) поддерживаются при критической температуре, поэтому они находятся в сверхпроводящем состоянии. Сильные колебания кристалла вызывают выделение тепла в металле, и их можно обнаружить по изменению сопротивления . CRESST , CoGeNT и EDELWEISS используют аналогичные настройки.

Сцинтилляторы благородных газов. Другой способ обнаружения атомов, "сбитых" WIMP, - это использование сцинтилляционного материала, так что световые импульсы генерируются движущимся атомом и обнаруживаются, часто с помощью ФЭУ. Такие эксперименты, как DEAP в SNOLAB и DarkSide на LNGS, показывают 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 пределами, обеспечиваемыми детектором XENON1T, использующим 3,5 тонны жидкого ксенона. Еще более крупные многотонные детекторы жидкого ксенона были одобрены для строительства совместными усилиями 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 ). Эти результаты пытаются воспроизвести в нескольких экспериментах, в том числе в ANAIS и DM-Ice , в которых кристаллы NaI используются совместно с детектором IceCube на Южном полюсе. KIMS решает ту же проблему, используя CsI (Tl) в качестве сцинтиллятора. КОСИНУС-100 сотрудничества (слияние KiMs и DM-Ice группы) опубликовали свои результаты на тиражирование сигнал DAMA / LIBRA в декабре 2018 года в журнале Nature; их вывод заключался в том, что «этот результат исключает взаимодействие WIMP с нуклонами как причину ежегодной модуляции, наблюдаемой коллаборацией DAMA».

Пузырьковые камеры - эксперимент PICASSO (Проект в Канаде по поиску суперсимметричных объектов) представляет собой эксперимент по прямому поиску темной материи, который проводится в компании SNOLAB в Канаде. В нем используются 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 рамках сотрудничества PICO в 2012 году.

Детектор пузырьков - это чувствительное к излучению устройство, в котором используются маленькие капли перегретой жидкости, взвешенные в гелевой матрице. В нем используется принцип пузырьковой камеры, но, поскольку только маленькие капли могут претерпевать фазовый переход за один раз, детектор может оставаться активным в течение гораздо более длительных периодов времени. Когда ионизирующее излучение выделяет в капле достаточное количество энергии, перегретая капля становится газовым пузырем. Развитие пузыря сопровождается акустической ударной волной, которую улавливают пьезоэлектрические датчики. Основное преимущество метода пузырькового детектора заключается в том, 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, который называется SIMPLE .

PICASSO сообщает о результатах (ноябрь 2009 г.) для спин-зависимых взаимодействий вимпов на 19 F, для масс 24 Гэв были получены новые строгие ограничения на спин-зависимое сечение 13,9 пб (90% CL). Полученные пределы ограничивают недавние интерпретации эффекта годовой модуляции DAMA / LIBRA в терминах спин-зависимых взаимодействий.

PICO - это расширение концепции, запланированной на 2015 год.

Другие типы детекторов - Временные проекционные камеры (TPC), заполненные газами низкого давления, изучаются для обнаружения WIMP. Сотрудничество с направленной идентификацией 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. Этот заряженный трек дрейфует на плоскость считывания MWPC, что позволяет реконструировать его в трех измерениях и определить исходное направление. DMTPC представляет собой аналогичный эксперимент с газом CF 4 .

Коллаборации DAMIC (DArk Matter In CCDs) и SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) используют научные устройства с зарядовой связью (CCD) для обнаружения светлой темной материи. ПЗС-матрицы действуют как цель детектора и считывающая аппаратура. Взаимодействие WIMP с основной частью ПЗС может вызвать создание электронно-дырочных пар, которые затем собираются и считываются ПЗС. Чтобы уменьшить шум и добиться обнаружения одиночных электронов, в экспериментах используется тип ПЗС, известный как ПЗС Скипера, который позволяет усреднять повторяющиеся измерения одного и того же накопленного заряда.

Недавние ограничения

Рис. 2: График, показывающий пространство параметров массы частицы темной материи и сечение взаимодействия с нуклонами. Пределы LUX и SuperCDMS не включают пространство параметров над помеченными 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 предпочтительное пространство параметров, если эти аномалии вызваны темной материей.

В настоящее время нет подтвержденных обнаружений темной материи в экспериментах по прямому обнаружению, с самыми строгими ограничениями исключения, вытекающими 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, по всей видимости, опровергают результаты, полученные с помощью менее чувствительных инструментов. и это было подтверждено после завершения сбора окончательных данных в мае 2016 года.

Исторически сложилось так, что в различных экспериментах по прямому обнаружению было четыре аномальных набора данных, два из которых теперь были объяснены с помощью фона ( CoGeNT и CRESST-II), а два 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 вимпов с меньшей массой, сообщил о сотнях событий 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 WIMP-сигнала, 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, учитывая определенные стандартные предположения о свойствах WIMP и гало темной материи, и за этим последовало множество других экспериментов (см. Рис. 2, справа).

КОСИНУС-100 сотрудничества (слияние KiMs и DM-Ice группы) опубликовали свои результаты на тиражирование сигнал DAMA / LIBRA в декабре 2018 года в журнале Nature; их вывод заключался в том, что «этот результат исключает взаимодействие WIMP с нуклонами как причину ежегодной модуляции, наблюдаемой коллаборацией DAMA».

Будущее прямого обнаружения

В 2020-м десятилетии должно появиться несколько экспериментов по прямому обнаружению с массой нескольких тонн, которые позволят 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 объемом 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 экспозиции (произведение массы детектора и времени работы). Для масс WIMP ниже 10 ГэВ основным источником нейтринного фона является Солнце , в то время как для более высоких масс фон содержит вклады от атмосферных нейтрино и диффузного нейтринного фона сверхновой .

Смотрите также

использованная литература

дальнейшее чтение

внешние ссылки