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partícula masiva de interacción débil

Las partículas masivas de interacción débil ( WIMP , por sus siglas en inglés) son partículas hipotéticas que se barajan como candidatas a materia oscura . Estas partículas tend...

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Las partículas masivas de interacción débil ( WIMP , por sus siglas en inglés) son partículas hipotéticas que se barajan como candidatas a materia oscura . Estas partículas tendrían masa e interactuarían con la gravedad , se habrían creado en abundancia durante el Big Bang y, desde entonces, su número se habría reducido debido a la autoaniquilación causada por su interacción débil.

No existe una definición formal de WIMP, pero en términos generales, es una partícula elemental que interactúa a través de la gravedad y cualquier otra fuerza (o fuerzas) que sea tan débil o más débil que la fuerza nuclear débil , pero también no nula en intensidad. Se espera que muchos candidatos a WIMP se hayan producido térmicamente en el Universo temprano, de manera similar a las partículas del Modelo Estándar [ 1 ] según la cosmología del Big Bang , y generalmente constituirán materia oscura fría . Obtener la abundancia correcta de materia oscura hoy a través de la producción térmica requiere una sección transversal de autoaniquilación de⟨σv⟩{\displaystyle \langle \sigma v\rangle }≃3 × 10 −26  cm 3 ⋅s −1 , que es aproximadamente lo que se espera para una nueva partícula en el rango de masa de 100 GeV / c 2 que interactúa a través de la fuerza electrodébil . 

Los esfuerzos experimentales para detectar WIMP incluyen la búsqueda de productos de la aniquilación de WIMP, como rayos gamma , neutrinos y rayos cósmicos en galaxias y cúmulos de galaxias cercanos; experimentos de detección directa diseñados para medir la colisión de WIMP con núcleos en el laboratorio, así como intentos de producir WIMP directamente en colisionadores, como el Gran Colisionador de Hadrones del CERN . Hasta 2026, ninguno de estos esfuerzos había tenido éxito.

Las extensiones supersimétricas del Modelo Estándar de la física de partículas predicen fácilmente nuevas partículas que podrían funcionar como WIMP. Esta aparente coincidencia se conoce como el " milagro de las WIMP ", y un compañero supersimétrico estable ha sido durante mucho tiempo un candidato principal a WIMP. [ 2 ] Entre estos candidatos a WIMP se incluyen los neutralinos y los gravitinos . Sin embargo, la falta de evidencia de supersimetría en el experimento del Gran Colisionador de Hadrones (LHC) [ 3 ] [ 4 ] ha puesto en duda estas hipótesis más simples sobre las WIMP. [ 5 ]

Partículas de materia oscura propuestas y sus masas.

Marco teórico y propiedades

Las partículas tipo WIMP son predichas por la supersimetría que conserva la paridad R , un tipo de extensión del Modelo Estándar de la física de partículas, aunque ninguna de las numerosas partículas nuevas en supersimetría ha sido observada. [ 6 ] Las partículas tipo WIMP también son predichas por las teorías de dimensión extra universal y pequeño Higgs .

Las principales características teóricas de un WIMP son:

Debido a su falta de interacción electromagnética con la materia normal, las WIMP serían invisibles a través de observaciones electromagnéticas normales. Debido a su gran masa, serían relativamente lentas y por lo tanto "frías". [ 8 ] Sus velocidades relativamente bajas serían insuficientes para superar la atracción gravitatoria mutua y, como resultado, las WIMP tenderían a agruparse. [ 9 ] Las WIMP se consideran uno de los principales candidatos para la materia oscura fría , siendo los otros los objetos compactos masivos del halo (MACHO) y los axiones . Estos nombres fueron elegidos deliberadamente para contrastar, siendo los MACHO nombrados posteriormente a las WIMP. [ 10 ] A diferencia de las WIMP, no se conocen partículas estables dentro del Modelo Estándar de la física de partículas que tengan las propiedades de los MACHO. Las partículas que tienen poca interacción con la materia normal, como los neutrinos , son muy ligeras y, por lo tanto, serían rápidas o "calientes".

Como materia oscura

Una década después de que se estableciera el problema de la materia oscura en la década de 1970, se sugirió que las WIMP serían una posible solución al problema. [ 11 ] Aunque la existencia de WIMP en la naturaleza sigue siendo hipotética, resolvería varios problemas astrofísicos y cosmológicos relacionados con la materia oscura. Hoy existe consenso entre los astrónomos de que la mayor parte de la masa del Universo es, en efecto, oscura. Las simulaciones de un universo lleno de materia oscura fría producen distribuciones de galaxias que son aproximadamente similares a lo que se observa. [ 12 ] [ 13 ] Por el contrario, la materia oscura caliente difuminaría la estructura a gran escala de las galaxias y, por lo tanto, no se considera un modelo cosmológico viable.

Las WIMP se ajustan al modelo de una partícula de materia oscura remanente del Universo temprano, cuando todas las partículas estaban en un estado de equilibrio térmico . Para temperaturas suficientemente altas, como las que existían en el Universo temprano, la partícula de materia oscura y su antipartícula se habrían formado y aniquilado en partículas más ligeras. A medida que el Universo se expandía y enfriaba, la energía térmica promedio de estas partículas más ligeras disminuía y, finalmente, se volvía insuficiente para formar un par partícula-antipartícula de materia oscura. Sin embargo, la aniquilación de los pares partícula-antipartícula de materia oscura continuaba, y la densidad numérica de partículas de materia oscura comenzaba a disminuir exponencialmente. [ 7 ] Finalmente, la densidad numérica se volvía tan baja que la interacción entre la partícula y la antipartícula de materia oscura cesaba, y el número de partículas de materia oscura permanecía (aproximadamente) constante a medida que el Universo seguía expandiéndose. [ 9 ] Las partículas con una sección transversal de interacción mayor continuaban aniquilándose durante un período de tiempo más prolongado, y por lo tanto, tenían una menor densidad numérica cuando cesaba la interacción de aniquilación. Según la abundancia estimada actual de materia oscura en el Universo, si la partícula de materia oscura es una partícula relicta, la sección transversal de interacción que rige la aniquilación partícula-antipartícula no puede ser mayor que la sección transversal de la interacción débil. [ 7 ] Si este modelo es correcto, la partícula de materia oscura tendría las propiedades de la WIMP.

Detección indirecta

Debido a que las WIMP solo pueden interactuar mediante fuerzas gravitacionales y débiles, serían extremadamente difíciles de detectar. No obstante, existen numerosos experimentos en marcha para intentar detectarlas tanto de forma directa como indirecta. La detección indirecta se refiere a la observación de productos de aniquilación o desintegración de WIMP lejos de la Tierra. Los esfuerzos de detección indirecta suelen centrarse en lugares donde se cree que se acumula la mayor cantidad de materia oscura de WIMP: en los centros de galaxias y cúmulos de galaxias, así como en las galaxias satélite más pequeñas de la Vía Láctea. Estas 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 finales de la aniquilación o se producen cuando las partículas cargadas interactúan con la radiación ambiental mediante 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 establecido 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 [ 14 ] y el observatorio de rayos gamma terrestre VERITAS. [ 15 ] Se ha propuesto que el exceso de GeV en el centro galáctico [ 16 ] [ 17 ] y un exceso similar de 21 GeV en el halo galáctico [ 18 ] son ​​causados ​​por la aniquilación de WIMP. Aunque la aniquilación de WIMP en partículas del Modelo Estándar también predice la producción de neutrinos de alta energía, se cree que su tasa de interacción es demasiado baja para detectar de manera confiable una señal de materia oscura en la actualidad. Las futuras observaciones del observatorio IceCube en la Antártida podrían ser capaces de diferenciar los neutrinos producidos por WIMP de los neutrinos astrofísicos estándar; para 2014, solo se habían observado 37 neutrinos cosmológicos, [ 19 ] lo que hace imposible tal distinción.

Otro tipo de señal indirecta de WIMP podría provenir del Sol. Los WIMP del halo pueden, al pasar por el Sol, interactuar con protones solares, núcleos de helio y elementos más pesados. Si un WIMP pierde suficiente energía en dicha interacción como para caer por debajo de la velocidad de escape local , teóricamente no tendría suficiente energía para escapar de la atracción gravitatoria del Sol y permanecería ligado gravitatoriamente. [ 9 ] A medida que más y más WIMP se termalizan dentro del Sol, comenzarían a aniquilarse entre sí, formando teóricamente una variedad de partículas, incluidos neutrinos de alta energía . [ 20 ] 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 llevando a cabo experimentos similares para intentar detectar neutrinos procedentes de aniquilaciones de WIMP dentro de la Tierra [ 21 ] y dentro del centro galáctico. [ 22 ] [ 23 ]

Detección directa

La detección directa se refiere a la observación de los efectos de una colisión entre una partícula WIMP y un núcleo cuando la materia oscura atraviesa un detector en un laboratorio terrestre. Si bien la mayoría de los modelos de WIMP indican que se debe capturar una cantidad suficientemente grande de estas partículas en cuerpos celestes de gran tamaño para que los experimentos de detección indirecta tengan éxito, es posible que estos modelos sean incorrectos o que solo expliquen parcialmente el 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 consolidar la teoría de las WIMP.

Aunque se espera que la mayoría de las WIMP que se encuentran con el Sol o la Tierra pasen sin sufrir ningún efecto, se espera que un gran número de WIMP de materia oscura que atraviesen un detector suficientemente grande interactúen con la frecuencia necesaria para ser detectadas, al menos unos pocos eventos por año. La estrategia general de los intentos actuales para detectar WIMP consiste en encontrar sistemas muy sensibles que puedan escalarse a grandes volúmenes. Esto se basa en las lecciones aprendidas de la historia del descubrimiento y la detección (ahora rutinaria) del neutrino.

Figura 1. Espacio de parámetros de CDMS excluido a partir de 2004. El resultado de DAMA se encuentra en el área verde y no está permitido.

Técnicas experimentales

Detectores de cristal criogénico : una técnica utilizada por el detector Cryogenic Dark Matter Search (CDMS) en la mina Soudan se basa en múltiples cristales de germanio y silicio muy fríos. Los cristales (cada uno del tamaño aproximado 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 una WIMP que atraviesa el cristal. Este diseño busca detectar vibraciones en la matriz del cristal generadas por un átomo al ser "impulsado" por una 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 utilizan configuraciones similares.

Centelleadores de gases nobles : otra forma de detectar átomos "desplazados" por una WIMP es usar material centelleador , de modo que los pulsos de luz generados por el átomo en movimiento sean detectados, a menudo con tubos fotomultiplicadores (PMT). Experimentos como DEAP en SNOLAB y DarkSide en LNGS instrumentan una masa objetivo muy grande de argón líquido para búsquedas sensibles de WIMP. ZEPLIN y XENON usaron xenón para excluir WIMP con mayor sensibilidad, con los límites más estrictos hasta la fecha proporcionados por el detector XENON1T, que utiliza 3,5 toneladas de xenón líquido. [ 24 ] Se han aprobado detectores de xenón líquido de varias toneladas aún más grandes para su construcción por parte de las colaboraciones XENON , LUX-ZEPLIN y PandaX .

Centelleadores de cristal : en lugar de un gas noble líquido, un enfoque en principio más sencillo es el uso de un cristal centelleador como el NaI(Tl). Este enfoque lo emplea DAMA/LIBRA , un experimento que observó una modulación anular de la señal consistente con la detección de WIMP (véase §  Límites recientes ). Varios experimentos intentan replicar estos resultados, entre ellos ANAIS , COSINUS y DM-Ice , que utiliza cristales de NaI junto 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 la Búsqueda de Objetos Supersimétricos) es un experimento de búsqueda directa de materia oscura ubicado en SNOLAB en Canadá. Utiliza detectores de burbujas con Freón como masa activa. PICASSO es predominantemente sensible a las interacciones dependientes del espín de las WIMP con los átomos de flúor en el Freón. COUPP, un experimento similar que utiliza trifluoroiodometano (CF₃I ) , publicó límites para masas superiores a 20  GeV/ c² en 2011. [ 25 ] Los dos experimentos se fusionaron en la colaboración PICO en 2012.

Un detector de burbujas es un dispositivo sensible a la radiación que utiliza pequeñas gotas de líquido sobrecalentado suspendidas en una matriz de gel. [ 26 ] Utiliza el principio de una cámara de burbujas , pero, dado que solo las pequeñas gotas pueden experimentar una transición de fase a la vez, el detector puede permanecer activo durante períodos mucho más prolongados. Cuando se deposita suficiente energía en una gota mediante 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 prácticamente insensible a la radiación de fondo. La sensibilidad del detector se puede ajustar cambiando la temperatura, que normalmente se mantiene entre 15  °C y 55  °C. Existe otro experimento similar que utiliza esta técnica en Europa, denominado SIMPLE.

PICASSO informa resultados (noviembre de 2009) sobre interacciones WIMP dependientes del espín en 19F . Para masas de 24 GeV, se han obtenido nuevos límites estrictos para la sección eficaz dependiente del espín de 13,9 pb (90% CL). Los límites obtenidos restringen las interpretaciones recientes del efecto de modulación anual de DAMA/LIBRA en términos de interacciones dependientes del espín. [ 27 ]

PICO es una ampliación del concepto planificado en 2015. [ 28 ]

Otros tipos de detectores , como las cámaras de proyección temporal (TPC) llenas de gases a baja presión, se están estudiando para la detección de WIMP. La colaboración DRIFT ( Directional Recoil Identification From Tracks ) intenta aprovechar la direccionalidad prevista de la señal de WIMP. DRIFT utiliza un blanco de disulfuro de carbono que permite que los retrocesos de WIMP se desplacen varios milímetros, dejando una estela de partículas cargadas. Esta estela cargada se desplaza hasta un plano de lectura de MWPC que permite reconstruirla en tres dimensiones y determinar su dirección de origen. DMTPC es un experimento similar con gas CF₄ .

Las colaboraciones DAMIC (Dark Matter In CCDs) y SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) emplean dispositivos de carga acoplada (CCD) científicos para detectar materia oscura ligera. Los CCD actúan como detector y como instrumento de lectura. Las interacciones de las WIMP con el volumen del CCD pueden inducir la creación de pares electrón-hueco, que luego son recolectados 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. [ 29 ] [ 30 ]

Límites recientes

Figura 2: Gráfico que muestra el espacio de parámetros de la masa de partículas de materia oscura y la sección transversal de interacción con nucleones. Los límites de LUX y SuperCDMS excluyen el espacio de parámetros por encima de las curvas etiquetadas. Las regiones de CoGeNT y CRESST-II indican regiones que anteriormente se creía que correspondían a señales de materia oscura, pero que posteriormente se explicaron con fuentes comunes. Los datos de DAMA y CDMS-Si siguen sin explicación, y estas regiones indican el espacio de parámetros 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, siendo los límites de exclusión más estrictos los 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. [ 31 ] Los primeros resultados de octubre de 2013 informan que no se observaron señales, lo que parece refutar los resultados obtenidos con instrumentos menos sensibles. [ 32 ] Esto se confirmó después de que la última tanda de datos terminara en mayo de 2016. [ 33 ]

Históricamente, ha habido cuatro conjuntos de datos anómalos de diferentes experimentos de detección directa, dos de los cuales se han explicado con ruido de fondo ( CoGeNT y CRESST-II), y dos que siguen sin explicación ( DAMA/LIBRA y CDMS-Si ). [ 34 ] [ 35 ] En febrero de 2010, investigadores de CDMS anunciaron que habían observado dos eventos que podrían haber sido causados ​​por colisiones WIMP-núcleo. [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]

CoGeNT , un detector más pequeño que utiliza un único disco de germanio, diseñado para detectar WIMP con masas más pequeñas, informó de cientos de eventos de detección en 56 días. [ 39 ] [ 40 ] Observaron una modulación anual en la tasa de eventos que podría indicar materia oscura ligera. [ 41 ] Un origen de materia oscura para los eventos de CoGeNT ha sido refutado por análisis más recientes, a favor de una explicación en términos de un fondo de eventos superficiales. [ 42 ]

La modulación anual es una de las firmas predichas de una señal WIMP, [ 43 ] [ 44 ] y sobre esta base la colaboración DAMA ha afirmado una detección positiva. Sin embargo, otros grupos no han confirmado este resultado. Los datos de CDMS, publicados en mayo de 2004, excluyen toda la región de la señal DAMA dadas ciertas suposiciones estándar sobre las propiedades de las WIMP y el halo de materia oscura, y esto ha sido seguido por muchos otros experimentos (véase la Figura 2).

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". [ 45 ] En 2021, nuevos resultados de COSINE-100 y ANAIS-112 no lograron replicar la señal DAMA/LIBRA [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] y en agosto de 2022, COSINE-100 aplicó un método de análisis similar al utilizado por DAMA/LIBRA y encontró una modulación anual similar, lo que sugiere que la señal podría ser solo un artefacto estadístico, [ 49 ] [ 50 ] apoyando una hipótesis planteada por primera vez en 2020. [ 51 ]

El futuro de la detección directa

Límites superiores para las secciones transversales elásticas WIMP-nucleón a partir de experimentos seleccionados, según lo informado por el experimento LZ en julio de 2023.

En la década de 2020 se espera la aparición de varios experimentos de detección directa de masas multitoneladas, que analizarán secciones transversales de interacción WIMP-núcleo órdenes de magnitud menores que la sensibilidad actual de vanguardia. Ejemplos de estos experimentos de próxima generación son LUX-ZEPLIN (LZ) y XENONnT, experimentos de xenón líquido multitoneladas, seguidos de DARWIN, otro experimento propuesto de detección directa de xenón líquido de 50 a 100 toneladas. [ 52 ] [ 53 ]

Estos experimentos multitonelados también se enfrentarán a un nuevo fondo en forma de neutrinos, que limitará su capacidad para explorar el espacio de parámetros de WIMP más allá de un cierto punto, conocido como el piso de neutrinos. Aunque su nombre puede implicar un límite duro, el piso de neutrinos representa la región del espacio de parámetros más allá de la cual la sensibilidad experimental solo puede mejorar como máximo como la raíz cuadrada de la exposición (el producto de la masa del detector y el tiempo de ejecución). [ 54 ] [ 55 ] Para masas de WIMP inferiores a 10  GeV/ c 2 , la fuente dominante del fondo de neutrinos proviene del Sol , mientras que para masas más altas el fondo contiene contribuciones de neutrinos atmosféricos y el fondo difuso de neutrinos de supernova .

En diciembre de 2021, los resultados de PandaX no encontraron ninguna señal en sus datos, con una sección transversal excluida más baja de3,8 × 10 −47 cm 2  a 40  GeV con un nivel de confianza del 90%. [ 56 ] [ 57 ]

En julio de 2023, el experimento XENONnT y LZ publicó los primeros resultados de sus búsquedas de WIMP, [ 58 ] los primeros excluyendo secciones transversales superiores2,58 × 10 −47  cm 2 a 28  GeV con un nivel de confianza del 90% [ 59 ] y la segunda excluyendo las secciones transversales anteriores9,2 × 10 −48  cm 2 a 36  GeV con un nivel de confianza del 90%. [ 60 ]

Véase también

Candidatos teóricos

Referencias

  1. ↑ Garrett, Katherine (2010). "Materia oscura: una introducción" . Advances in Astronomy . 2011 (968283): 1–22 . arXiv : 1006.2483 . Bibcode : 2011AdAst2011E...8G . doi : 10.1155/2011/968283 .
  2. ↑ Jungman, Gerard; Kamionkowski, Marc; Griest, Kim (1996). "Materia oscura supersimétrica". Physics Reports . 267 ( 5– 6): 195– 373. arXiv : hep-ph/9506380 . Bibcode : 1996PhR...267..195J . doi : 10.1016/0370-1573(95)00058-5 . S2CID 119067698 . 
  3. ↑ "El descubrimiento del LHC vuelve a poner en entredicho la supersimetría" . Discovery News . Archivado del original el 13 de marzo de 2016. Consultado el 5 de junio de 2014 .
  4. ↑ Craig, Nathaniel (2013). "El estado de la supersimetría después de la primera ejecución del LHC". arXiv : 1309.0528 [ hep-ph ].
  5. ↑ Fox, Patrick J.; Jung, Gabriel; Sorensen, Peter; Weiner, Neal (2014). "Materia oscura a la luz de LUX". Physical Review D . 89 (10) 103526. arXiv : 1401.0216 . Bibcode : 2014PhRvD..89j3526F . doi : 10.1103/PhysRevD.89.103526 .
  6. ↑ Klapdor-Kleingrothaus, HV (1998). "Doble desintegración beta y búsqueda de materia oscura: una ventana a la nueva física ahora y en el futuro (GENIUS)". En Klapdor-Kleingrothaus, V.; Paes, H. (eds.). Más allá del desierto . Vol. 1997. IOP. pág. 485. arXiv : hep-ex/9802007 . Bibcode : 1998hep.ex....2007K .  
  7. 1 2 3 Kamionkowski, Marc (1997). "WIMP y materia oscura de axiones". Física de altas energías y cosmología . 14 : 394. arXiv : hep-ph/9710467 . Bibcode : 1998hepc.conf..394K .
  8. ↑ Zacek, Viktor (2007). "Materia oscura". Interacciones fundamentales . págs. 170–206 . arXiv : 0707.0472 . doi : 10.1142/9789812776105_0007 . ISBN  978-981-277-609-9. S2CID 16734425 . 
  9. 1 2 3 Griest, Kim (1993). "La búsqueda de la materia oscura: WIMPs y MACHOs". Anales de la Academia de Ciencias de Nueva York . 688 : 390–407 . arXiv : hep-ph/9303253 . Bibcode : 1993NYASA.688..390G . doi : 10.1111 / j.1749-6632.1993.tb43912.x . PMID 26469437. S2CID 8955141 .  
  10. ↑ Griest, Kim (1991). "Microlente galáctica como método para detectar objetos masivos compactos en el halo". The Astrophysical Journal . 366 : 412–421 . Bibcode : 1991ApJ...366..412G . doi : 10.1086/169575 .
  11. ↑ de Swart, JG; Bertone, G.; van Dongen, J. (2017). "Cómo la materia oscura llegó a ser materia". Nature Astronomy . 1 (59): 0059. arXiv : 1703.00013 . Bibcode : 2017NatAs...1E..59D . doi : 10.1038/s41550-017-0059 . S2CID 119092226 . 
  12. ↑ Conroy, Charlie; Wechsler, Risa H.; Kravtsov, Andrey V. (2006). "Modelado del agrupamiento de galaxias dependiente de la luminosidad a través del tiempo cósmico". The Astrophysical Journal . 647 (1): 201– 214. arXiv : astro-ph/0512234 . Bibcode : 2006ApJ...647..201C . doi : 10.1086/503602 . S2CID 13189513 . 
  13. ↑ El Proyecto de Simulación del Milenio, Introducción: La Simulación del Milenio La Ejecución del Milenio utilizó más de 10 mil millones de partículas para rastrear la evolución de la distribución de la materia en una región cúbica del Universo de más de 2 mil millones de años luz por lado.
  14. ↑ Ackermann, M.; et al. (The Fermi-LAT Collaboration) (2014). "Restricciones de materia oscura a partir de observaciones de 25 galaxias satélite de la Vía Láctea con el Telescopio de Gran Área Fermi". Physical Review D . 89 (4) 042001. arXiv : 1310.0828 . Bibcode : 2014PhRvD..89d2001A . doi : 10.1103/PhysRevD.89.042001 . S2CID 46664722 .  
  15. ↑ Grube, Jeffrey; Colaboración VERITAS (2012). "Límites de VERITAS sobre la aniquilación de materia oscura en galaxias enanas". AIP Conference Proceedings . 1505 : 689–692 . arXiv : 1210.4961 . Bibcode : 2012AIPC.1505..689G . doi : 10.1063/1.4772353 . S2CID 118510709 . 
  16. ↑ "¿Hay materia oscura en el centro de la Vía Láctea?" . Noticias del MIT . 10 de diciembre de 2019 . Consultado el 4 de mayo de 2023 .
  17. ↑ Cho, Adrian (12 de noviembre de 2019). "Los físicos reavivan la búsqueda de materia oscura en el corazón de la Vía Láctea" . Science | AAAS . Consultado el 31 de marzo de 2020 .
  18. ↑ Totani, Tomonori (1 de noviembre de 2025). "Exceso de tipo halo de 20 GeV de la emisión difusa galáctica e implicaciones para la aniquilación de la materia oscura". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2025 (11): 080. arXiv : 2507.07209 . doi : 10.1088/1475-7516/2025/11/080 .
  19. ↑ Aartsen, MG; et al. (Colaboración IceCube) (2014). "Observación de neutrinos astrofísicos de alta energía en tres años de datos de IceCube". Physical Review Letters . 113 (10) 101101. arXiv : 1405.5303 . Bibcode : 2014PhRvL.113j1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.113.101101 . PMID 25238345 . S2CID 220469354 .   
  20. ↑ Ferrer, F.; Krauss, LM; Profumo, S. (2006). "Detección indirecta de materia oscura de neutralino ligero en el modelo estándar supersimétrico casi mínimo". Physical Review D . 74 (11) 115007. arXiv : hep-ph/0609257 . Bibcode : 2006PhRvD..74k5007F . doi : 10.1103/PhysRevD.74.115007 . S2CID 119351935 . 
  21. ↑ Freese, Katherine (1986). "¿Pueden los neutrinos escalares o los neutrinos de Dirac masivos ser la masa faltante?". Physics Letters B . 167 (3): 295– 300. Bibcode : 1986PhLB..167..295F . doi : 10.1016/0370-2693(86)90349-7 .
  22. ↑ Merritt, D. ; Bertone, G. (2005). "Dark Matter Dynamics and Indirect Detection". Modern Physics Letters A . 20 (14): 1021– 1036. arXiv : astro-ph/0504422 . Bibcode : 2005MPLA...20.1021B . doi : 10.1142/S0217732305017391 . S2CID 119405319 . 
  23. ↑ Fornengo, Nicolao (2008). "Estado y perspectivas de las búsquedas indirectas y directas de materia oscura". Advances in Space Research . 41 (12): 2010– 2018. arXiv : astro-ph/0612786 . Bibcode : 2008AdSpR..41.2010F . doi : 10.1016/j.asr.2007.02.067 . S2CID 202740 . 
  24. ↑ Aprile, E; et al. (2017). "Primeros resultados de búsqueda de materia oscura del experimento XENON1T". Physical Review Letters . 119 (18) 181301. arXiv : 1705.06655 . Bibcode : 2017PhRvL.119r1301A . doi : 10.1103/PhysRevLett.119.181301 . PMID 29219593 . S2CID 45532100 .   
  25. ↑ Behnke, E.; Behnke, J.; Brice, SJ; Broemmelsiek, D.; Collar, JI; Cooper, PS; Crisler, M.; Dahl, CE; Fustin, D.; Hall, J.; Hinnefeld, JH; Hu, M.; Levine, I.; Ramberg, E.; Shepherd, T.; Sonnenschein, A.; Szydagis, M. (10 de enero de 2011). "Límites mejorados en las interacciones WIMP-protón dependientes del espín a partir de una cámara de burbujas de dos litros". Physical Review Letters . 106 (2) 021303. arXiv : 1008.3518 . Bibcode : 2011PhRvL.106b1303B . doi : 10.1103/ PhysRevLett.106.021303 . PMID 21405218. S2CID 20188890 .  
  26. ↑ "Bubble Technology Industries" . Archivado del original el 20 de marzo de 2008. Consultado el 16 de marzo de 2010 .
  27. ↑ Colaboración PICASSO (2009). "Límites dependientes del espín de la materia oscura para las interacciones WIMP en 19 F por PICASSO". Physics Letters B . 682 (2): 185– 192. arXiv : 0907.0307 . Bibcode : 2009PhLB..682..185A . doi : 10.1016/j.physletb.2009.11.019 . S2CID 15163629 . 
  28. ↑ Cooley, J. (28 de octubre de 2014). "Descripción general de los experimentos de detección directa de materia oscura noble no líquida". Física del Universo Oscuro . 4 : 92–97 . arXiv : 1410.4960 . Bibcode : 2014PDU.....4...92C . doi : 10.1016/j.dark.2014.10.005 . S2CID 118724305 . 
  29. ↑ Colaboración DAMIC; Aguilar-Arévalo, A.; Amidei, D.; Baxter, D.; Cancelo, G.; Cervantes Vergara, Licenciado en Letras; Chavarría, AE; Darragh-Ford, E.; de Mello Neto, JRT; D'Olivo, JC; Estrada, J. (31 de octubre de 2019). "Restricciones de las partículas claras de materia oscura que interactúan con electrones de DAMIC en SNOLAB" . Cartas de revisión física . 123 (18) 181802. arXiv : 1907.12628 . Código Bib : 2019PhRvL.123r1802A . doi : 10.1103/PhysRevLett.123.181802 . hdl : 10261/213092 . PMID 31763884. S2CID 198985735 .​  
  30. ↑ Abramoff, Orr; Barak, Liron; Bloch, Itay M.; Chaplinsky, Luke; Crisler, Michael; Dawa; Drlica-Wagner, Alex; Essig, Rouven; Estrada, Juan; Etzion, Erez; Fernandez, Guillermo (24 de abril de 2019). "SENSEI: Restricciones de detección directa sobre materia oscura sub-GeV a partir de una ejecución subterránea superficial utilizando un prototipo Skipper-CCD". Physical Review Letters . 122 (16) 161801. arXiv : 1901.10478 . Bibcode : 2019PhRvL.122p1801A . doi : 10.1103/PhysRevLett.122.161801 . ISSN 0031-9007 . PMID 31075006 . S2CID 119219165 .   
  31. ↑ "Nuevo experimento torpedea partículas ligeras de materia oscura" . 30 de octubre de 2013. Consultado el 6 de mayo de 2014 .
  32. ↑ "Primeros resultados de LUX, el detector de materia oscura más sensible del mundo" . Centro de noticias del Laboratorio Berkeley. 30 de octubre de 2013. Consultado el 6 de mayo de 2014 .
  33. ↑ La búsqueda de materia oscura no ha dado resultados. Julio de 2016
  34. ↑ Cartlidge, Edwin (2015). "El mayor experimento de materia oscura jamás realizado se prepara para poner a prueba la teoría popular" . Nature . doi : 10.1038/nature.2015.18772 . S2CID 182831370. Consultado el 15 de enero de 2017 . 
  35. ↑ Davis, Jonathan H. (2015). "El pasado y el futuro de la detección directa de materia oscura ligera". International Journal of Modern Physics A . 30 (15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Bibcode : 2015IJMPA..3030038D . doi : 10.1142/S0217751X15300380 . S2CID 119269304 . 
  36. ↑ Von Sternberg, Bob; Spencer, Jim. "¿La clave del universo encontrada en Iron Range?" . Star Tribune . Archivado del original el 22 de diciembre de 2009. Consultado el 18 de diciembre de 2009 .
  37. ↑ Colaboración CDMS. "Resultados de la exposición final del experimento CDMS II" (PDF) . Archivado del original (PDF) el 29 de diciembre de 2009. Consultado el 21 de diciembre de 2009 .Véase también un resumen no técnico: Colaboración CDMS. «Últimos resultados en la búsqueda de materia oscura» (PDF) . Archivado del original (PDF) el 18 de junio de 2010.
  38. ↑ La Colaboración CDMS II (2010). "Resultados de la búsqueda de materia oscura del experimento CDMS II". Science . 327 (5973): 1619– 1621. arXiv : 0912.3592 . Bibcode : 2010Sci...327.1619C . doi : 10.1126/science.1186112 . PMID 20150446 . S2CID 2517711 .  
  39. ↑ Hand, Eric (26 de febrero de 2010). "Un resultado de CoGeNT en la búsqueda de materia oscura" . Nature . Nature News. doi : 10.1038/news.2010.97 .
  40. ↑ CE Aalseth; et al. (Colaboración CoGeNT) (2011). "Resultados de una búsqueda de materia oscura de masa ligera con un detector de germanio de contacto puntual de tipo P". Physical Review Letters . 106 (13) 131301. arXiv : 1002.4703 . Bibcode : 2011PhRvL.106m1301A . doi : 10.1103/PhysRevLett.106.131301 . PMID 21517370 . S2CID 24822628 .   
  41. ↑ Dacey, James (junio de 2011). "Los hallazgos de CoGeNT respaldan la teoría del halo de materia oscura" . physicsworld . Consultado el 5 de mayo de 2015 .
  42. ↑ Davis, Jonathan H.; McCabe, Christopher; Boehm, Celine (2014). "Cuantificando la evidencia de materia oscura en los datos de CoGeNT". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 1408 (8): 014. arXiv : 1405.0495 . Bibcode : 2014JCAP...08..014D . doi : 10.1088/1475-7516/2014/08/014 . S2CID 54532870 . 
  43. ↑ Drukier, Andrzej K.; Freese, Katherine; Spergel, David N. (15 de junio de 1986). "Detección de candidatos a materia oscura fría". Physical Review D. 33 ( 12): 3495– 3508. Bibcode : 1986PhRvD..33.3495D . doi : 10.1103/PhysRevD.33.3495 . PMID 9956575 . 
  44. ↑ Freese, K.; Frieman, J.; Gould, A. (1988). "Modulación de señal en la detección de materia oscura fría". Physical Review D . 37 (12): 3388– 3405. Bibcode : 1988PhRvD..37.3388F . doi : 10.1103/PhysRevD.37.3388 . OSTI 1448427 . PMID 9958634 . S2CID 2610174 .   
  45. ↑ Colaboración COSINE-100 (2018). "Un experimento para buscar interacciones de materia oscura utilizando detectores de yoduro de sodio". Nature . 564 (7734): 83– 86. arXiv : 1906.01791 . Bibcode : 2018Natur.564...83C . doi : 10.1038/ s41586-018-0739-1 . PMID 30518890. S2CID 54459495 .  {{cite journal}}: CS1 maint: nombres numéricos: lista de autores ( enlace )
  46. ^ Amaré, J.; Cebrián, S.; Cintas, D.; Coarasa, I.; García, E.; Martínez, M.; Oliván, MA; Ortigoza, Y.; de Solórzano, A. Ortiz; Puimedón, J.; Salinas, A. (27 de mayo de 2021). "La modulación anual resulta de una exposición de tres años a ANAIS-112" . Revisión física D. 103 (10) 102005. arXiv : 2103.01175 . Código Bib : 2021PhRvD.103j2005A . doi : 10.1103/PhysRevD.103.102005 . ISSN 2470-0010 . S2CID 232092298 .  
  47. ↑ Adhikari, Govinda; de Souza, Estella B.; Carlin, Nelson; Choi, Jae Jin; Choi, Seonho; Djamal, Mitra; Ezeribe, Anthony C.; França, Luis E.; Ha, Chang Hyon; Hahn, In Sik; Jeon, Eunju (12 de noviembre de 2021). "Fuertes restricciones de COSINE-100 sobre los resultados de materia oscura de DAMA utilizando el mismo objetivo de yoduro de sodio" . Science Advances . 7 (46) eabk2699. arXiv : 2104.03537 . Bibcode : 2021SciA....7.2699A . doi : 10.1126/sciadv.abk2699 . ISSN 2375-2548 . PMC 8580298 . PMID 34757778 .   
  48. ↑ "¿Se vislumbra el fin de la famosa teoría de la materia oscura?" . www.science.org . Consultado el 29 de diciembre de 2021 .
  49. ^ Adhikari, G.; Carlín, N.; Choi, JJ; Choi, S.; Ezeribe, AC; Franca, LE; Ja, C.; Hahn, ES; Hollick, SJ; Jeon, EJ; Jo, JH; Joo, HW; Kang, WG; Kauer, M.; Kim, BH (2023). "Una firma de modulación anual inducida en datos COSINE-100 mediante el método de análisis de DAMA/LIBRA" . Informes científicos . 13 (1): 4676. arXiv : 2208.05158 . Código Bib : 2023NatSR..13.4676A . doi : 10.1038/s41598-023-31688-4 . PMC 10033922 . PMID 36949218 .  
  50. ↑ Castelvecchi, Davide (16 de agosto de 2022). "La notoria señal de materia oscura podría deberse a un error de análisis" . Nature . doi : 10.1038/d41586-022-02222-9 . PMID 35974221. S2CID 251624302 .  
  51. ↑ Buttazzo, D.; et al. (2020). "Modulaciones anuales a partir de variaciones seculares: ¿relajando DAMA?". Journal of High Energy Physics . 2020 (4) 137. arXiv : 2002.00459 . Bibcode : 2020JHEP...04..137B . doi : 10.1007/JHEP04(2020)137 . S2CID 211010848 .  
  52. ↑ Malling, DC; et al. (2011). "Después de LUX: El programa LZ". arXiv : 1110.0103 [ astro-ph.IM ]. 
  53. ↑ Baudis, Laura (2012). "DARWIN: búsqueda de WIMP de materia oscura con líquidos nobles". J. Phys. Conf. Ser . 375 (1) 012028. arXiv : 1201.2402 . Bibcode : 2012JPhCS.375a2028B . doi : 10.1088/1742-6596/375/1/012028 . S2CID 30885844 . 
  54. ↑ Billard, J.; Strigari, L.; Figueroa-Feliciano, E. (2014). "Implicación de los fondos de neutrinos en el alcance de los experimentos de detección directa de materia oscura de próxima generación". Physical Review D . 89 (2) 023524. arXiv : 1307.5458 . Bibcode : 2014PhRvD..89b3524B . doi : 10.1103/PhysRevD.89.023524 . S2CID 16208132 . 
  55. ↑ Davis, Jonathan H. (2015). "Materia oscura vs. Neutrinos: El efecto de las incertidumbres astrofísicas y la información temporal en el suelo de neutrinos". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 1503 (3): 012. arXiv : 1412.1475 . Bibcode : 2015JCAP...03..012D . doi : 10.1088/1475-7516/2015/03/012 . S2CID 118596203 . 
  56. ^ Meng, Yue; Wang, Zhou; Tao, Yi; Abdukerim, Abdusalam; Bo, Zihao; Chen, Wei; Chen, Xun; Chen, Yunhua; Cheng, Chen; Cheng, Yunshan; Cui, Xiangyi (23 de diciembre de 2021). "Resultados de la búsqueda de materia oscura de la ejecución de puesta en servicio de PandaX-4T" . Cartas de revisión física . 127 (26) 261802. arXiv : 2107.13438 . Código Bib : 2021PhRvL.127z1802M . doi : 10.1103/PhysRevLett.127.261802 . ISSN 0031-9007 . PMID 35029500 . S2CID 236469421 .   
  57. ↑ Stephens, Marric (23 de diciembre de 2021). "Apretando la red sobre dos tipos de materia oscura" . Física . 14 s164. Bibcode : 2021PhyOJ..14.s164S . doi : 10.1103/Physics.14.s164 . S2CID 247277808 . 
  58. ↑ Day, Charles (28 de julio de 2023). "Continúa la búsqueda de WIMPs" . Physics . 16 s106. Bibcode : 2023PhyOJ..16.s106D . doi : 10.1103/Physics.16.s106 . S2CID 260751963 . 
  59. ↑ Colaboración XENON; Aprile, E.; Abe, K.; Agostini, F.; Ahmed Maouloud, S.; Althueser, L.; Andrieu, B.; Angelino, E.; Angevaare, JR; Antochi, VC; Antón Martin, D.; Arneodo, F.; Baudis, L.; Baxter, AL; Bazyk, M. (28 de julio de 2023). "Primera búsqueda de materia oscura con retrocesos nucleares del experimento XENONnT" . Physical Review Letters . 131 (4) 041003. arXiv : 2303.14729 . Bibcode : 2023PhRvL.131d1003A . doi : 10.1103/PhysRevLett.131.041003 . PMID 37566859 . S2CID 257767449 .  
  60. ↑ Colaboración LUX-ZEPLIN; Aalbers, J.; Akerib, DS; Akerlof, CW; Al Musalhi, AK; Alder, F.; Alqahtani, A.; Alsum, SK; Amarasinghe, CS; Ames, A.; Anderson, TJ; Angelides, N.; Araújo, HM; Armstrong, JE; Arthurs, M. (28 de julio de 2023). "Primeros resultados de búsqueda de materia oscura del experimento LUX-ZEPLIN (LZ)" . Physical Review Letters . 131 (4) 041002. arXiv : 2207.03764 . Bibcode : 2023PhRvL.131d1002A . doi : 10.1103/PhysRevLett.131.041002 . PMID 37566836 . S2CID 250343331 .  

Lecturas adicionales

  • Bertone, Gianfranco (2010). Materia oscura de partículas: observaciones, modelos y búsquedas . Cambridge University Press. pág.  762. Bibcode : 2010pdmo.book.....B . ISBN 978-0-521-76368-4.
  • Cerdeño, David G.; Green, Anne M. (2010). Bertone, Gianfranco (ed.). "Detección directa de WIMP". Materia oscura de partículas: observaciones, modelos y búsquedas : 347–369 . arXiv : 1002.1912 . doi : 10.1017/CBO9780511770739.018 . ISBN 978-0-511-77073-9. S2CID 119311963 . 
  • Davis, Jonathan H. (2015). "El pasado y el futuro de la detección directa de materia oscura ligera". International Journal of Modern Physics A . 30 (15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Bibcode : 2015IJMPA..3030038D . doi : 10.1142/S0217751X15300380 . S2CID 119269304 . 
  • Del Nobile, Eugenio; Gelmini, Graciela B.; Góndolo, Paolo; Eh, Ji-Haeng (2015). "Actualización sobre la comparación independiente de Halo de datos de detección directa de materia oscura". Procedimientos de Física . 61 : 45– 54. arXiv : 1405.5582 . Código Bib : 2015PhPro..61...45D . doi : 10.1016/j.phpro.2014.12.009 .
  • Artículo de revisión del Particle Data Group sobre la búsqueda de WIMP (S. Eidelman et al. (Particle Data Group), Physical Letters B 592, 1 (2004) Apéndice  : OMITIDO DE LA TABLA RESUMEN).
  • Timothy J. Sumner , Búsquedas experimentales de materia oscura en seres vivos, Reviews in Relativity, Vol. 5, 2002.
  • Retratos de la oscuridad, New Scientist, 31 de agosto de 2013. Solo vista previa.
  • Hooper, Dan (13 de abril de 2018). ¡El WIMP ha muerto! ¡Larga vida al WIMP! (vídeo; coloquio). Departamento de Física de la Universidad de Brown. Archivado del original el 11 de diciembre de 2021.