Partículas masivas que interactúan débilmente

La detección directa se refiere a la observación de los efectos de una colisión entre el núcleo débil y la materia oscura a medida que pasa a través de un detector en un laboratorio Terrestre.Si bien la mayoría de los modelos WIMP indican que se debe capturar un número suficientemente grande de WIMPs en grandes cuerpos celestes para que los experimentos de detección indirecta tengan éxito, sigue siendo posible que estos modelos sean incorrectos o solo expliquen parte del 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 solidificar la teoría de los débiles.

Aunque se espera que la mayoría de los débiles que se encuentran con el Sol o la Tierra pasen sin ningún efecto, se espera que un gran número de débiles de materia oscura que cruzan un detector lo suficientemente grande interactúen con la frecuencia suficiente para ser vistos, al menos unos pocos eventos por año. La estrategia general de los intentos actuales de detectar WIMPs es encontrar sistemas muy sensibles que puedan ampliarse a grandes volúmenes. Esto sigue las lecciones aprendidas de la historia del descubrimiento y (por ahora) la detección rutinaria del neutrino.

Fig 1. Espacio de parámetros CDMS excluido a partir de 2004. El resultado DAMA se encuentra en una zona verde y no está permitido.

Técnicas experimentaleseditar

Detectores de cristales criogénicos: una técnica utilizada por el detector criogénico de Búsqueda de Materia Oscura (CDMS) en la mina Soudan se basa en múltiples cristales de germanio y silicio muy fríos. Los cristales (cada uno del tamaño 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 un DÉBIL que pasa a través del cristal. Este diseño espera detectar vibraciones en la matriz cristalina generadas por un átomo que es «pateado» por un COBARDE. Los sensores de borde de transición de tungsteno (TES) se mantienen a la temperatura crítica, por lo que se encuentran en estado superconductor. Las vibraciones de cristal grandes generarán calor en el metal y son detectables debido a un cambio en la resistencia. CRESST, CoGeNT y EDELWEISS ejecutan configuraciones similares.

Centelleadores de gas noble: Otra forma de detectar átomos «golpeados» por un DÉBIL es usar material centelleante, de modo que el átomo en movimiento genere pulsos de luz y los detecte, a menudo con PMT. Experimentos como DEAP en SNOLAB y DarkSide en el instrumento LNGS una masa objetivo muy grande de argón líquido para búsquedas sensibles de débiles. ZEPLIN y XENON utilizaron xenón para excluir a los WIMPs con mayor sensibilidad, con los límites más estrictos hasta la fecha proporcionados por el detector XENON1T, que utiliza 3,5 toneladas de xenón líquido. Se han aprobado detectores de xenón líquido de varias toneladas incluso más grandes para su construcción gracias a las colaboraciones de XENÓN, LUX-ZEPLIN y PandaX.

Centelleadores de cristal: En lugar de un gas noble líquido, un enfoque en principio más simple es el uso de un cristal centelleante como el NaI(Tl). Este enfoque es adoptado por DAMA / LIBRA, un experimento que observó una modulación anular de la señal consistente con la detección de WIMP (ver § Límites recientes). Varios experimentos están intentando replicar esos resultados, incluyendo ANAIS y DM-Ice, que está desplegando cristales NaI con el detector de cubitos de hielo en el Polo Sur. KIMS está abordando el mismo problema usando CsI (Tl) como centelleador. La colaboración COSINE-100 (una fusión de grupos KIM 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–nucleon como la causa de la modulación anual observada por la colaboración DAMA».

Bubble chambers-El experimento PICASSO (Proyecto en Canadá para Buscar Objetos Supersimétricos) es un experimento de búsqueda directa de materia oscura que se encuentra en SNOLAB en Canadá. Utiliza detectores de burbujas con Freón como masa activa. PICASSO es predominantemente sensible a las interacciones espín-dependientes de WIMPs con los átomos de flúor en el Freón. COUPP, un experimento similar con trifluoroyodometano(CF3I), publicó límites para masa superior a 20 GeV en 2011. Los dos experimentos se fusionaron con la colaboración de PICO en 2012.

Un detector de burbujas es un dispositivo sensible a la radiación que utiliza pequeñas gotas de líquido sobrecalentado que se suspenden en una matriz de gel. Utiliza el principio de una cámara de burbujas, pero, dado que solo las pequeñas gotitas pueden sufrir una transición de fase a la vez, el detector puede permanecer activo durante períodos mucho más largos. Cuando la radiación ionizante deposita suficiente energía en una gota, 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 casi insensible a la radiación de fondo. La sensibilidad del detector se puede ajustar cambiando la temperatura, normalmente operada entre 15 ° C y 55 °C. Hay otro experimento similar que utiliza esta técnica en Europa llamado SIMPLE.

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

PICO es una expansión del concepto planeada en 2015.

Se están estudiando otros tipos de cámaras de proyección de tiempo de detector (TPC) llenas de gases de baja presión para la detección de WIMP. La colaboración de Identificación de Retroceso Direccional de Pistas (DERIVA) está tratando de utilizar la direccionalidad predicha de la señal WIMP. DRIFT utiliza un objetivo de disulfuro de carbono, que permite que WIMP retroceda para viajar varios milímetros, dejando un rastro de partículas cargadas. Esta pista cargada se desplaza a un plano de lectura de MWPC que permite reconstruirla en tres dimensiones y determinar la dirección de origen. DMTPC es un experimento similar con gas CF4.

Límites recienteseditar

Fig. 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 SUPERDMS excluyen el espacio de parámetros por encima de las curvas etiquetadas. Las regiones CoGeNT y CRESST-II indican regiones que anteriormente se pensaba que correspondían a señales de materia oscura, pero que luego se explicaron con fuentes mundanas. Los datos de DAMA y CDMS-Si permanecen inexplicables, 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 en experimentos de detección directa, y los límites de exclusión más fuertes provienen de los experimentos LUX y SuperCDMS, como se muestra en la figura 2.Con 370 kilogramos de xenón, LUX es más sensible que el XENÓN o los CDM. Los primeros resultados de octubre de 2013 informan que no se observaron señales, lo que parece refutar los resultados obtenidos de instrumentos menos sensibles. y esto se confirmó después de que la ejecución final de datos finalizara en mayo de 2016.

Históricamente ha habido cuatro conjuntos anómalos de datos de diferentes experimentos de detección directa, dos de los cuales ahora se han explicado con antecedentes (CoGeNT y CRESST-II), y dos que permanecen inexplicables (DAMA/LIBRA y CDMS-Si). En febrero de 2010, los investigadores del CDMS anunciaron que habían observado dos eventos que podrían haber sido causados por colisiones de núcleo débil.

CoGeNT, un detector más pequeño que utiliza un solo disco de germanio, diseñado para detectar débiles con masas más pequeñas, informó de cientos de eventos de detección en 56 días. Observaron una modulación anual en la tasa de eventos que podría indicar materia oscura clara. Sin embargo, un origen de materia oscura para los eventos convincentes ha sido refutado por análisis más recientes, a favor de una explicación en términos de un fondo de eventos superficiales.

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

La colaboración COSENO-100 (una fusión de 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–nucleon como la causa de la modulación anual observada por la colaboración DAMA».

El futuro de la detección directaedItar

La década de 2020 debería ver la aparición de varios experimentos de detección directa de masa de varias toneladas, que probarán cortes transversales de núcleos débiles de órdenes de magnitud más pequeños que la sensibilidad actual de vanguardia. Ejemplos de estos experimentos de próxima generación son LUX-ZEPLIN (LZ) y XENONnT, que son experimentos de xenón líquido de varias toneladas, seguidos por DARWIN, otro experimento propuesto de detección directa de xenón líquido de 50 a 100 toneladas.

Estos experimentos de varias toneladas también se enfrentarán a un nuevo fondo en forma de neutrinos, lo que limitará su capacidad para sondear el espacio de parámetros WIMP más allá de un cierto punto, conocido como el piso de neutrinos. Sin embargo, aunque su nombre puede implicar un límite estricto, el suelo de neutrinos representa la región del espacio de parámetros más allá de la cual la sensibilidad experimental solo puede mejorar en el mejor de los casos como la raíz cuadrada de la exposición (el producto de la masa del detector y el tiempo de funcionamiento). Para masas débiles por debajo de 10 GeV, la fuente dominante de fondo de neutrinos proviene del Sol, mientras que para masas más altas, el fondo contiene contribuciones de neutrinos atmosféricos y de fondo de neutrinos de supernova difusa.