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Direct detection of dark matter

Direct detection of dark matter is the science of attempting to directly measure dark matter collisions in Earth-based experiments. Modern astrophysical measurements, such as fr...

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Direct detection of dark matter is the science of attempting to directly measure dark matter collisions in Earth-based experiments. Modern astrophysical measurements, such as from the cosmic microwave background, strongly indicate that 85% of the matter content of the universe is unaccounted for.[1] Although the existence of dark matter is widely believed, what form it takes or its precise properties has never been determined. There are three main avenues of research to detect dark matter: attempts to make dark matter in accelerators, indirect detection of dark matter annihilation, and direct detection of dark matter in terrestrial labs. The founding principle of direct dark matter detection is that since dark matter is known to exist in the local universe, as the Earth, Solar System, and the Milky Way Galaxy carve out a path through the universe they must intercept dark matter, regardless of what form it takes.

Mass range

The theoretical bounds for the supposed mass of dark matter are immense, from 10−21 eV for ultra-light dark matter[2] to about that of a Solar Mass for Massive compact halo object.[3] The lower limit of dark matter is constrained by the knowledge that dark matter exists in dwarf galaxies.[4] From this knowledge a lower constraint is put on the mass of dark matter, as any less massive dark matter would have a de Broglie wavelength too massive to fit inside observed dwarf galaxies.[5] On the other end of the spectrum the upper limit of dark matter mass is constrained experimentally; gravitational microlensing using the Kepler telescope attempted to detect MACHOs (MAssive Compact Halo Objects). Null results of this experiment exclude any dark matter candidate more massive than about a solar mass.[6] As a result of this extremely vast parameter space, there exist a wide variety of proposed types of dark matter, in addition to a broad assortment of proposed experiments and methods to detect them. The spectrum of proposed dark matter matter mass is split into three broad, loosely defined categories as follows:

  1. En el rango de zeptoelectronvoltios ( zeV) a 1  eV, las teorías predicen una materia oscura bosónica o de tipo campo. El principal candidato a materia oscura en este rango son los axiones , o partículas similares a los axiones .
  2. Desde aproximadamente 1  eV hasta la masa de Planck , se proyecta que la materia oscura sea fermiónica o similar a una partícula. Entre los candidatos favoritos en este rango se incluyen las WIMP , los restos térmicos y los neutrinos estériles .
  3. Finalmente, en el rango de masas comprendido entre la masa de Planck y masas del orden de la masa solar, la materia oscura sería una partícula compuesta. La teoría principal para la materia oscura compuesta son los agujeros negros primordiales .

Materia oscura bosónica/de campo

Se proyecta que cualquier candidato a materia oscura con una masa menor a aproximadamente 1  eV y mayor a 1  zeV sean bosones , o un campo, en contraposición a una partícula más tradicional. Cualquier masa menor no podría caber en su longitud de onda de De Broglie dentro de las galaxias enanas. [ 5 ]

Axiones

Los axiones son partículas subatómicas teóricas, aún no descubiertas, propuestas originalmente en 1977 para resolver inconsistencias en el Modelo Estándar , es decir, el problema CP fuerte . Una consecuencia de esta solución es la generación de un campo de axiones, lo que a su vez indicaría una abundancia cosmológica de axiones que depende de la masa del axión. [ 7 ] Si la masa del axión es mayor que 5  μeV/c² , entonces los axiones podrían explicar todos los fenómenos de materia oscura. [ 8 ]

El espacio de parámetros excluido por los resultados de la investigación ADMX de 2021. [ 9 ]

Uno de los pocos experimentos que detectan axiones como materia oscura es el Experimento de Materia Oscura de Axiones (ADMX) . Ubicado en la Universidad de Washington , ADMX utiliza una cavidad de microondas resonante en un campo magnético intenso para convertir la materia oscura en fotones de microondas mediante el efecto Primakoff . [ 10 ] Las cavidades de microondas son dispositivos eléctricos simples que se construyen para resonar a frecuencias extremadamente precisas para crear microondas estacionarias dentro de la cavidad. ADMX utiliza esta tecnología para sintonizar su cavidad de microondas a la resonancia de los axiones ubicados en el halo de la Vía Láctea . El propósito de esto es aumentar la interacción de los axiones con el campo magnético de alta intensidad de ocho teslas presente para facilitar mejor el efecto Primakoff . El efecto Primakoff es un mecanismo aún no probado para la producción de mesones a partir de interacciones de alta energía de fotones con un núcleo. [ 11 ] Los axiones cumplen con los requisitos para esta interacción, lo que significa que la materia oscura, tristemente indetectable, podría convertirse teóricamente en fotones comunes. [ 12 ] Si bien ADMX aún no ha detectado materia oscura, sus capacidades son prometedoras. El experimento es capaz de explorar secciones del espacio de parámetros que antes eran difíciles de alcanzar. La principal desventaja del experimento ADMX es que la cavidad de microondas requiere un ajuste muy preciso, lo que significa que solo se explora una porción minúscula del espacio de parámetros a la vez.

Partículas delgadas de interacción débil (WISPs)

Las partículas delgadas de interacción débil (WISP, por sus siglas en inglés) constituyen una categoría más amplia de partículas con masas y secciones transversales de interacción extremadamente pequeñas, entre las que se incluyen los axiones. Los neutrinos activos son las únicas WISP cuya existencia se ha confirmado, aunque se han descartado definitivamente como candidatas a materia oscura. En el lenguaje común, WISP se utiliza generalmente para referirse a cualquier partícula de materia oscura ultraligera que no sea un axión. Las principales teorías sugieren que dichas partículas interactuarían con el modelo estándar principalmente mediante el acoplamiento a fotones y sobrevivirían hasta la era moderna tras su creación en el universo primitivo. [ 13 ]

materia oscura fermiónica/de partículas

Se postula que las masas de materia oscura comprendidas entre 1  eV y la masa de Planck son partículas fermiónicas.

Partículas masivas de interacción débil

Las partículas masivas de interacción débil (WIMP) son una amplia categoría de partículas teóricas que no interactúan en absoluto o lo hacen muy débilmente con todas las fuerzas excepto la gravedad. [ 14 ] Las WIMP son miembros de una categoría más amplia de partículas llamadas reliquias térmicas , partículas que se crearon térmicamente en el universo temprano, a diferencia de ser creadas no térmicamente más tarde durante una transición de fase . [ 15 ] Como ocurre con todos los candidatos a materia oscura, la probabilidad de interacción es extraordinariamente baja, lo que lleva al desarrollo de una variedad de técnicas.

Técnicas experimentales

La detección directa de materia oscura se basa en la premisa de que, dado que se sabe que la materia oscura existe de alguna forma, la Tierra debe interceptar parte de ella en su recorrido por el universo. Los experimentos de detección directa buscan crear sistemas altamente sensibles capaces de detectar estos eventos raros y débiles.

Detectores de cristal criogénico

Los detectores de cristal criogénicos utilizan discos de germanio y silicio enfriados a unos 50 milikelvin. Estos discos están recubiertos de tungsteno o aluminio. En teoría, una partícula WIMP interactuante excitaría la red cristalina, enviando vibraciones a la superficie, que se mantiene precisamente en su umbral de superconductividad . Debido a esto, la resistividad del material de recubrimiento depende en gran medida del calor, lo suficiente como para que la energía depositada por la vibración sea detectable. [ 16 ]

Uno de estos detectores es el CRESST (Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers), ubicado en el Laboratorio Nacional de Gran Sasso en Assergi, Italia. Operando en múltiples generaciones desde el año 2000, CRESST ha evolucionado y mejorado continuamente su rango de sensibilidad, aunque aún no ha detectado definitivamente materia oscura. Como logro secundario notable, CRESST fue el primer experimento en detectar la desintegración alfa del tungsteno-180 . [ 17 ] La ​​generación más reciente de CRESST ha mejorado sus capacidades para detectar materia oscura WIMP tan ligera como 160  MeV/ c² . [ 18 ]

Centelleadores de gases nobles

Los centelleadores de gases nobles utilizan la propiedad de ciertos materiales de centellear, que es cuando un material absorbe energía de una partícula y emite la misma cantidad de energía en forma de luz. [ 19 ] De particular interés para la detección de materia oscura es el uso de gases nobles, más específicamente el xenón líquido.

Límite superior para la sección eficaz independiente del espín WIMP-nucleón según los datos de XENON1T (publicados en noviembre de 2017).

La serie de experimentos XENON , también ubicada en el Laboratorio Nacional de Gran Sasso, es pionera en el uso de centelleadores de xenón líquido. Común a todas las generaciones del experimento, el detector consta de un tanque de xenón líquido con una capa gaseosa en la parte superior. En la parte superior e inferior del detector hay una capa de tubos fotomultiplicadores (PMT). Cuando una partícula de materia oscura colisiona con el xenón líquido, libera rápidamente un fotón que es detectado por los PMT. Para contrastar este dato, se aplica un campo eléctrico lo suficientemente grande como para evitar la recombinación completa de los electrones liberados por la interacción. Estos se desplazan hacia la parte superior del detector y también son detectados, creando dos detecciones separadas para cada evento. La medición del retardo temporal entre estas detecciones permite una reconstrucción tridimensional completa de la interacción. [ 20 ] El detector también puede discriminar entre retrocesos electrónicos y retrocesos nucleares, ya que ambos tipos de eventos producirían diferentes proporciones de la energía del fotón y la energía del electrón liberado.

Masa y secciones transversales proyectadas de WIMP de XENONnT en comparación con XENON1T. [ 21 ]

La versión más reciente del experimento XENON es XENON1T, que utilizó 3,2 toneladas de xenón líquido. Este experimento produjo un límite récord para la sección transversal de materia oscura WIMP.4,1 × 10 −47  cm 2 a una masa de 30  GeV/c 2 . [ 22 ] La iteración más reciente de la sucesión XENON es XENONnT, que actualmente está funcionando con 8 toneladas de xenón líquido. Se proyecta que este experimento pueda sondear las secciones transversales WIMP-nucleón de1,4 × 10 −48  cm 2 para una masa de WIMP de 50  GeV/c 2. [ 23 ] En esta sección transversal ultrabaja, se predice que la interferencia del flujo de neutrinos de fondo será problemática.

Centelleadores de cristal

Los experimentos con centelleadores de cristal representan un punto intermedio entre los detectores de cristal criogénico y los centelleadores de gas noble, utilizando los cristales de los primeros y las propiedades de centelleo de los segundos. Un ejemplo de este tipo de experimento es DAMA/LIBRA, ubicado en el Laboratorio Nacional de Gran Sasso, en Italia. A diferencia de otros experimentos sobre materia oscura, DAMA/LIBRA busca medir la variación anual del flujo de materia oscura. Este concepto surge del conocimiento de que, a medida que la rotación de la Tierra se sincroniza o desincroniza con el movimiento del Sol a través de la Vía Láctea, el movimiento relativo de un detector terrestre con respecto al halo de materia oscura cambia, lo que resulta en un flujo diferente de materia oscura. DAMA/LIBRA afirma haber detectado dicha modulación, aunque la comunidad científica en su conjunto aún no ha aceptado estos resultados como válidos. [ 24 ] Quienes no creen en este resultado argumentan que no se debe a una variación del flujo de WIMP, sino a cambios estacionales incontrolados. Para poner a prueba esto, se están construyendo otros experimentos similares, concretamente el experimento SABRE (Sodium-iodure with Active Background Rejection), en Gran Sasso y otro en Australia. El objetivo de distribuir los experimentos por ambos hemisferios es que, si la modulación en las distintas ubicaciones está sincronizada, esto indicaría un cambio en el flujo de materia oscura; mientras que si las variaciones medidas presentan un desfase de seis meses, esto indicaría variaciones estacionales no contabilizadas.

cámaras de burbujas

Las cámaras de burbujas , inventadas originalmente en 1952, están en gran medida en desuso, pero aún se utilizan en la detección de materia oscura WIMP. Estas cámaras se llenan con un líquido sobrecalentado cerca de su transición de fase. Cuando una partícula interactúa con el líquido sobrecalentado, la energía que le transfiere es suficiente para desencadenar una transición de fase, lo que provoca que las partículas cargadas dejen un rastro de burbujas de ionización, que son detectadas. Un ejemplo de experimento que utiliza una cámara de burbujas es PICO , en SNOLAB , Canadá. PICO se creó en 2013 como una combinación de dos experimentos similares anteriores: PICASSO y COUPP . PICO emplea una forma más avanzada de cámara de burbujas, utilizando gotas individuales de un gas sobrecalentado, concretamente Freón, suspendidas en una matriz de gel. [ 25 ] La ventaja de esta configuración es que las gotas individuales ralentizan la transición de fase, lo que permite periodos más largos de actividad del detector. PICO cuenta actualmente con detectores de 2 y 60 litros, y se está planificando una nueva versión con una masa de entre 250 y 500 litros. Si bien PICO, al igual que todas las cámaras de burbujas, presenta un ruido de fondo extraordinariamente bajo, sigue detectando eventos de fondo anómalos que no concuerdan con las características supuestas de la materia oscura. Además, PICO fue capaz de descartar las interacciones con yodo no deseado como causa de la modulación de materia oscura que, según se afirma, se produjo en el experimento DAMA/LIBRA. [ 26 ]

Neutrinos estériles

Un neutrino estéril es un tipo teórico de neutrino que interactúa únicamente a través de la gravedad. [ 27 ] La fuerza débil solo interactúa con partículas de quiralidad izquierda , o neutrinos levógiros. Se propone que los neutrinos estériles sean dextrógiros, lo que significa que solo interactuarían con la gravedad. Los neutrinos estériles son candidatos viables para la materia oscura porque solo interactúan a través de la gravedad, como se predice para la materia oscura. Desafortunadamente, la mayoría de las teorías actuales predicen materia oscura fría , es decir, candidatos a materia oscura que no son relativistas. Debido a su masa y energía, los neutrinos estériles probablemente serían relativistas y, por lo tanto, se considerarían materia oscura caliente . Los neutrinos estériles aún podrían ser un constituyente de la materia oscura, pero es muy improbable que sean el único componente. [ 28 ]

materia oscura compuesta

Se postula que la materia oscura con masas comprendidas entre la masa de Planck y la masa solar está formada por objetos compuestos macroscópicos. Las masas mucho mayores que la masa solar se descartan desde el punto de vista observacional debido a la falta de eventos de microlente gravitacional detectados con el telescopio Kepler . [ 6 ]

agujero negro primordial

Los agujeros negros primordiales son agujeros negros que se formaron muy temprano en el universo, y sin el colapso de una estrella. [ 29 ] La teoría sobre los agujeros negros primordiales es que, en el universo extremadamente primitivo, en menos de un segundo, fluctuaciones aleatorias causarían un colapso gravitacional local en agujeros negros. [ 30 ] Dado que los agujeros negros primordiales no se formaron a partir del colapso estelar, pueden tener masas muy inferiores a la de una masa solar, que van desde 10 microgramos hasta muchas masas solares. [ 31 ] Sin embargo, solo los agujeros negros primordiales con masas superiores a 10 11  kg seguirían existiendo hoy en día, ya que cualquier otro menos masivo se habría evaporado por completo mediante la radiación de Hawking en la era moderna. [ 32 ]

Los agujeros negros primordiales son candidatos plausibles para la materia oscura; sin embargo, los argumentos basados ​​en su abundancia observada ponen en duda su capacidad para ser el único constituyente de la materia oscura. [ 33 ] Por el contrario, otros grupos de investigación afirman que las ondas gravitacionales detectadas por LIGO/VIRGO son consistentes con que los agujeros negros primordiales constituyan el 100% de la materia oscura, dado que una cantidad relativamente grande de ellos se encontrara agrupada dentro de los halos de las galaxias enanas. [ 34 ] Una inconsistencia adicional con esta afirmación es que la masa del agujero negro primordial propuesta podría superponerse con el rango de masas excluidas por el microlente de Kepler. [ 35 ]

La nave espacial GAIA , lanzada por la Agencia Espacial Europea, tiene la misión de crear el mapa más grande y detallado del espacio y de todos los objetos que contiene jamás creado, incluyendo posibles candidatos a materia oscura compuesta. Si bien no busca específicamente materia oscura, es posible que los científicos especializados en ella puedan encontrarla entre los mil millones de objetos que catalogará durante su vida útil. [ 36 ]

Referencias

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