Schwach wechselwirkende massive Teilchen - Weakly interacting massive particles

Schwach wechselwirkende massive Teilchen ( WIMPs ) sind hypothetische Teilchen, die einer der vorgeschlagenen Kandidaten für dunkle Materie sind . Es gibt keine klare Definition eines WIMP, aber im Großen und Ganzen ist ein WIMP ein neues Elementarteilchen, das über die Schwerkraft und jede andere Kraft (oder Kräfte) interagiert , möglicherweise nicht Teil des Standardmodells selbst, das so schwach oder schwächer ist als das schwache Kernkraft , aber auch in ihrer Stärke nicht verschwindend. Es wird erwartet, dass viele WIMP-Kandidaten im frühen Universum thermisch erzeugt wurden, ähnlich wie die Teilchen des Standardmodells nach der Urknall- Kosmologie, und werden normalerweise kalte dunkle Materie darstellen . Abrufen die richtige Fülle von dunkler Materie heute über thermische Produktion erfordert eine Selbstvernichtung Querschnitt von , das ist ungefähr das, was für ein neues Teilchen im 100 erwartet wird GeV Massenbereich , dass wirkt über die elektroschwachen Kraft . Da supersymmetrische Erweiterungen des Standardmodells der Teilchenphysik ohne weiteres ein neues Teilchen mit diesen Eigenschaften vorhersagen, wird dieser scheinbare Zufall als „ WIMP-Wunder “ bezeichnet, und ein stabiler supersymmetrischer Partner ist seit langem ein erstklassiger WIMP-Kandidat. Die jüngsten Nullergebnisse von Direktdetektionsexperimenten sowie das Fehlen von Beweisen für Supersymmetrie im Large Hadron Collider (LHC)-Experiment haben jedoch Zweifel an der einfachsten WIMP-Hypothese aufkommen lassen. Experimentelle Bemühungen zum Nachweis von WIMPs umfassen die Suche nach Produkten der WIMP-Annihilation, einschließlich Gammastrahlen , Neutrinos und kosmischer Strahlung in nahegelegenen Galaxien und Galaxienhaufen; Direktdetektionsexperimente zur Messung der Kollision von WIMPs mit Kernen im Labor sowie Versuche zur direkten Herstellung von WIMPs in Collidern wie dem LHC.

Theoretischer Rahmen und Eigenschaften

WIMP-ähnliche Teilchen werden durch R-Paritäts- erhaltende Supersymmetrie vorhergesagt , eine beliebte Art der Erweiterung des Standardmodells der Teilchenphysik, obwohl keine der vielen neuen Teilchen in der Supersymmetrie beobachtet wurde. WIMP-ähnliche Partikel werden auch durch universelle Extradimensionen und kleine Higgs- Theorien vorhergesagt .

Modell Parität Kandidat
SUSY R-Parität leichtestes supersymmetrisches Teilchen (LSP)
UED KK-Parität leichtestes Kaluza-Klein-Partikel (LKP)
kleiner Higgs T-Parität leichteste T-ungerade Partikel (LTP)

Die wichtigsten theoretischen Merkmale eines WIMP sind:

Aufgrund ihrer fehlenden elektromagnetischen Wechselwirkung mit normaler Materie wären WIMPs durch normale elektromagnetische Beobachtungen unsichtbar. Aufgrund ihrer großen Masse wären sie relativ langsam und daher „kalt“. Ihre relativ geringen Geschwindigkeiten würden nicht ausreichen, um die gegenseitige Anziehungskraft zu überwinden, und WIMPs würden dazu neigen, zusammenzuklumpen. WIMPs gelten als einer der Hauptkandidaten für kalte dunkle Materie , die anderen sind massive kompakte Halo-Objekte (MACHOs) und Axionen . (Diese Namen wurden bewusst als Kontrast gewählt, wobei MACHOs später als WIMPs benannt wurden.) Außerdem sind im Gegensatz zu MACHOs keine stabilen Teilchen innerhalb des Standardmodells der Teilchenphysik bekannt, die alle Eigenschaften von WIMPs aufweisen. Die Teilchen, die wenig Wechselwirkung mit normaler Materie haben, wie Neutrinos , sind alle sehr leicht und würden sich daher schnell bewegen oder "heiß" sein.

Als dunkle Materie

Ein Jahrzehnt nach der Entstehung des Problems der Dunklen Materie in den 1970er Jahren wurden WIMPs als mögliche Lösung für das Problem vorgeschlagen. Obwohl die Existenz von WIMPs in der Natur noch hypothetisch ist, würde sie eine Reihe von astrophysikalischen und kosmologischen Problemen im Zusammenhang mit Dunkler Materie lösen. Unter Astronomen herrscht heute Einigkeit darüber, dass der größte Teil der Masse im Universum tatsächlich dunkel ist. Simulationen eines Universums voller kalter dunkler Materie erzeugen Galaxienverteilungen, die in etwa den beobachteten ähneln. Im Gegensatz dazu würde heiße dunkle Materie die großräumige Struktur von Galaxien verschmieren und gilt daher nicht als tragfähiges kosmologisches Modell.

WIMPs passen zum Modell eines Reliktteilchens der Dunklen Materie aus dem frühen Universum, als sich alle Teilchen in einem thermischen Gleichgewicht befanden . Bei ausreichend hohen Temperaturen, wie sie im frühen Universum existierten, hätten sich das Teilchen der Dunklen Materie und sein Antiteilchen sowohl aus leichteren Teilchen gebildet als auch zu diesen vernichtet. Als sich das Universum ausdehnte und abkühlte, nahm die durchschnittliche thermische Energie dieser leichteren Teilchen ab und reichte schließlich nicht mehr aus, um ein Teilchen-Antiteilchen-Paar aus dunkler Materie zu bilden. Die Vernichtung der Teilchen-Antiteilchen-Paare der Dunklen Materie wäre jedoch weitergegangen, und die Anzahldichte der Teilchen der Dunklen Materie hätte exponentiell abgenommen. Irgendwann würde die Anzahldichte jedoch so niedrig werden, dass die Wechselwirkung zwischen Teilchen und Antiteilchen der Dunklen Materie aufhört und die Anzahl der Teilchen der Dunklen Materie (ungefähr) konstant bleibt, während sich das Universum weiter ausdehnt. Teilchen mit einem größeren Wechselwirkungsquerschnitt würden über einen längeren Zeitraum weiter vernichten und hätten daher eine geringere Anzahldichte, wenn die Annihilationswechselwirkung aufhört. Basierend auf der derzeit geschätzten Häufigkeit von Dunkler Materie im Universum kann der Wirkungsquerschnitt, der die Teilchen-Antiteilchen-Annihilation bestimmt, nicht größer sein als der Wirkungsquerschnitt für die schwache Wechselwirkung, wenn das Teilchen der Dunklen Materie ein solches Reliktteilchen ist. Wenn dieses Modell richtig ist, hätte das Teilchen der Dunklen Materie die Eigenschaften des WIMP.

Indirekte Erkennung

Da WIMPs nur durch Gravitation und schwache Kräfte interagieren können, sind sie extrem schwer zu entdecken. Es sind jedoch viele Experimente im Gange, um zu versuchen, WIMPs sowohl direkt als auch indirekt nachzuweisen. Indirekte Detektion bezieht sich auf die Beobachtung von Vernichtungs- oder Zerfallsprodukten von WIMPs weit entfernt von der Erde. Indirekte Detektionsbemühungen konzentrieren sich typischerweise auf Orte, an denen sich die WIMP-Dunkle Materie am meisten ansammelt: in den Zentren von Galaxien und Galaxienhaufen sowie in den kleineren Satellitengalaxien der Milchstraße. Diese sind besonders nützlich, da sie dazu neigen, sehr wenig baryonische Materie zu enthalten, was den erwarteten Hintergrund von astrophysikalischen Standardprozessen reduziert. Typische indirekte Suchen suchen nach überschüssigen Gammastrahlen , die sowohl als Endzustandsprodukte der Annihilation vorhergesagt werden als auch erzeugt werden, wenn geladene Teilchen über inverse Compton-Streuung mit Umgebungsstrahlung wechselwirken . Das Spektrum und die Intensität eines Gammastrahlensignals hängen von den Annihilationsprodukten ab und müssen von Modell zu Modell berechnet werden. Experimente, die der WIMP-Vernichtung Grenzen gesetzt haben, durch die Nicht-Beobachtung eines Vernichtungssignals, umfassen das Fermi- LAT-Gammastrahlen-Teleskop und das bodengestützte Gammastrahlen-Observatorium VERITAS. Obwohl die Vernichtung von WIMPs in Standardmodellteilchen auch die Produktion hochenergetischer Neutrinos vorhersagt, ist ihre Wechselwirkungsrate derzeit zu gering, um ein Signal der Dunklen Materie zuverlässig nachzuweisen. Zukünftige Beobachtungen des IceCube- Observatoriums in der Antarktis könnten in der Lage sein, WIMP-produzierte Neutrinos von astrophysikalischen Standardneutrinos zu unterscheiden; 2014 wurden jedoch nur 37 kosmologische Neutrinos beobachtet, was eine solche Unterscheidung unmöglich machte.

Eine andere Art von indirektem WIMP-Signal könnte von der Sonne kommen. Halo-WIMPs können bei ihrem Durchgang durch die Sonne mit solaren Protonen, Heliumkernen sowie schwereren Elementen wechselwirken. Wenn ein WIMP bei einer solchen Wechselwirkung genug Energie verliert, um unter die lokale Fluchtgeschwindigkeit zu fallen , hätte es nicht genug Energie, um der Anziehungskraft der Sonne zu entkommen und würde gravitativ gebunden bleiben. Da immer mehr WIMPs innerhalb der Sonne thermalisieren, beginnen sie sich miteinander zu vernichten und bilden eine Vielzahl von Teilchen, einschließlich hochenergetischer Neutrinos . Diese Neutrinos können dann zur Erde reisen, um in einem der vielen Neutrino-Teleskope wie dem Super-Kamiokande- Detektor in Japan entdeckt zu werden. Die Anzahl der an diesen Detektoren pro Tag detektierten Neutrino-Ereignisse hängt von den Eigenschaften des WIMP sowie von der Masse des Higgs-Bosons ab . Ähnliche Experimente sind im Gange, um Neutrinos aus WIMP-Annihilationen innerhalb der Erde und aus dem galaktischen Zentrum nachzuweisen.

Direkterkennung

Direkte Detektion bezieht sich auf die Beobachtung der Auswirkungen einer WIMP-Kern-Kollision, wenn die Dunkle Materie einen Detektor in einem Erdlabor passiert. Während die meisten WIMP-Modelle darauf hinweisen, dass eine ausreichend große Anzahl von WIMPs in großen Himmelskörpern eingefangen werden muss, damit indirekte Nachweisexperimente erfolgreich sind, bleibt es möglich, dass diese Modelle entweder falsch sind oder nur einen Teil des Phänomens der dunklen Materie erklären. Daher sind trotz der zahlreichen Experimente, die dem indirekten Beweis für die Existenz kalter dunkler Materie gewidmet sind, auch direkte Nachweismessungen erforderlich, um die Theorie der WIMPs zu festigen.

Obwohl davon ausgegangen wird, dass die meisten WIMPs, die auf die Sonne oder die Erde treffen, ohne jegliche Wirkung passieren, hofft man, dass eine große Anzahl von WIMPs aus Dunkler Materie, die einen ausreichend großen Detektor durchqueren, oft genug interagieren, um gesehen zu werden – zumindest einige Ereignisse pro Jahr. Die allgemeine Strategie aktueller Versuche, WIMPs zu erkennen, besteht darin, sehr empfindliche Systeme zu finden, die auf große Mengen skaliert werden können. Dies folgt den Lehren aus der Geschichte der Entdeckung und (mittlerweile) routinemäßigen Entdeckung des Neutrinos.

Abb. 1. CDMS-Parameterraum ab 2004 ausgeschlossen. DAMA-Ergebnis befindet sich im grünen Bereich und ist nicht zulässig.

Experimentelle Techniken

Kryo-Kristall-Detektoren – Eine Technik, die vom Cryogenic Dark Matter Search (CDMS)-Detektor in der Soudan-Mine verwendet wird, beruht auf mehreren sehr kalten Germanium- und Siliziumkristallen. Die Kristalle (jeweils etwa die Größe eines Hockeypucks) werden auf etwa 50 mK abgekühlt . Eine Metallschicht (Aluminium und Wolfram) an den Oberflächen wird verwendet, um ein durch den Kristall hindurchtretendes WIMP zu erkennen. Dieses Design hofft, Schwingungen in der Kristallmatrix zu detektieren, die von einem Atom erzeugt werden, das von einem WIMP "getreten" wird. Die Wolfram- Übergangskantensensoren (TES) werden auf der kritischen Temperatur gehalten, sodass sie sich im supraleitenden Zustand befinden. Große Kristallvibrationen erzeugen Wärme im Metall und sind an einer Widerstandsänderung nachweisbar . CRESST , CoGeNT und EDELWEISS führen ähnliche Setups aus.

Edelgas-Szintillatoren – Eine andere Möglichkeit, von einem WIMP „herumgeklopfte“ Atome zu detektieren, besteht darin, szintillierendes Material zu verwenden, sodass Lichtimpulse vom sich bewegenden Atom erzeugt und detektiert werden, oft mit PMTs. Experimente wie DEAP am SNOLAB und DarkSide am LNGS- Instrument eine sehr große Zielmasse von flüssigem Argon für sensible WIMP-Suchen. ZEPLIN und XENON verwendeten Xenon, um WIMPs bei höherer Empfindlichkeit auszuschließen, wobei die bisher strengsten Grenzwerte vom XENON1T-Detektor mit 3,5 Tonnen flüssigem Xenon bereitgestellt wurden. Noch größere Mehrtonnen-Flüssig-Xenon-Detektoren wurden von den Kooperationen XENON , LUX-ZEPLIN und PandaX für den Bau zugelassen .

Kristallszintillatoren – Anstelle eines flüssigen Edelgases ist ein prinzipiell einfacherer Ansatz die Verwendung eines szintillierenden Kristalls wie NaI(Tl). Dieser Ansatz wird von DAMA/LIBRA verfolgt , einem Experiment, bei dem eine ringförmige Modulation des Signals in Übereinstimmung mit der WIMP-Detektion beobachtet wurde (siehe § Aktuelle Grenzwerte ). Mehrere Experimente versuchen, diese Ergebnisse zu replizieren, darunter ANAIS und DM-Ice , das NaI-Kristalle mit dem IceCube- Detektor am Südpol gemeinsam einsetzt. KIMS geht das gleiche Problem mit CsI(Tl) als Szintillator an. Die COSINE-100- Kollaboration (ein Zusammenschluss von KIMS- und DM-Ice-Gruppen) veröffentlichte ihre Ergebnisse zur Replikation des DAMA/LIBRA-Signals im Dezember 2018 in der Zeitschrift Nature; Ihre Schlussfolgerung war, dass "dieses Ergebnis WIMP-Nukleon-Wechselwirkungen als Ursache der von der DAMA-Kollaboration beobachteten jährlichen Modulation ausschließt".

Blasenkammern - Die PICASSO (Projekt in Kanada Suche nach Supersymmetric Objekte) Experiment ist eine direkte Suche nach Dunkler Materie Experiment , das befindet sich unter SNOLAB in Kanada. Es verwendet Blasendetektoren mit Freon als aktiver Masse. PICASSO reagiert überwiegend empfindlich auf spinabhängige Wechselwirkungen von WIMPs mit den Fluoratomen im Freon. COUPP, ein ähnliches Experiment mit Trifluoriodmethan (CF 3 I), veröffentlichte 2011 Grenzwerte für Massen über 20 GeV. Die beiden Experimente gingen 2012 in die PICO-Kollaboration ein.

Ein Blasendetektor ist ein strahlungsempfindliches Gerät, das kleine Tröpfchen einer überhitzten Flüssigkeit verwendet, die in einer Gelmatrix suspendiert sind. Er verwendet das Prinzip einer Blasenkammer, aber da nur die kleinen Tröpfchen gleichzeitig einen Phasenübergang durchlaufen können , kann der Detektor viel länger aktiv bleiben. Wenn durch ionisierende Strahlung genügend Energie in einem Tröpfchen deponiert wird, wird das überhitzte Tröpfchen zu einer Gasblase. Die Blasenentwicklung wird von einer akustischen Stoßwelle begleitet, die von piezoelektrischen Sensoren aufgenommen wird. Der Hauptvorteil der Blasendetektortechnik besteht darin, dass der Detektor gegenüber Hintergrundstrahlung nahezu unempfindlich ist. Die Empfindlichkeit des Detektors kann durch Änderung der Temperatur eingestellt werden, die typischerweise zwischen 15 °C und 55 °C betrieben wird. Es gibt ein weiteres ähnliches Experiment mit dieser Technik in Europa namens SIMPLE .

PICASSO berichtet über Ergebnisse (November 2009) für spinabhängige WIMP-Wechselwirkungen an 19 F, für Massen von 24 Gev wurden neue strenge Grenzen für den spinabhängigen Wirkungsquerschnitt von 13,9 pb (90% CL) erhalten. Die erhaltenen Grenzwerte schränken neuere Interpretationen des jährlichen DAMA/LIBRA-Modulationseffekts in Bezug auf spinabhängige Wechselwirkungen ein.

PICO ist eine Erweiterung des 2015 geplanten Konzepts.

Andere Arten von DetektorenZeitprojektionskammern (TPCs), die mit Niederdruckgasen gefüllt sind, werden für die WIMP-Detektion untersucht. Die Kooperation Directional Recoil Identification From Tracks (DRIFT) versucht, die vorhergesagte Direktionalität des WIMP-Signals zu nutzen. DRIFT verwendet ein Kohlenstoffdisulfid- Target, das es WIMP-Rückstößen ermöglicht, mehrere Millimeter zurückzulegen und eine Spur geladener Partikel zu hinterlassen. Diese geladene Spur wird auf eine MWPC- Ausleseebene gedriftet , die es ermöglicht, sie in drei Dimensionen zu rekonstruieren und die Ursprungsrichtung zu bestimmen. DMTPC ist ein ähnliches Experiment mit CF 4 -Gas .

Die Kooperationen DAMIC (DArk Matter In CCDs) und SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) setzen wissenschaftliche Charge Coupled Devices (CCDs) ein, um helle Dunkle Materie zu detektieren. Die CCDs fungieren sowohl als Detektorziel als auch als Ausleseinstrument. WIMP-Wechselwirkungen mit dem Großteil des CCDs können die Bildung von Elektron-Loch-Paaren induzieren, die dann von den CCDs gesammelt und ausgelesen werden. Um das Rauschen zu verringern und die Detektion einzelner Elektronen zu erreichen, verwenden die Experimente eine Art von CCD, die als Skipper-CCD bekannt ist und eine Mittelung über wiederholte Messungen derselben gesammelten Ladung ermöglicht.

Aktuelle Beschränkungen

Abb. 2: Diagramm, das den Parameterraum der Teilchenmasse der Dunklen Materie und den Wechselwirkungsquerschnitt mit Nukleonen zeigt. Die LUX- und SuperCDMS-Grenzen schließen den Parameterraum über den beschrifteten Kurven aus. Die CoGeNT- und CRESST-II-Regionen weisen auf Regionen hin, von denen man früher dachte, dass sie den Signalen der Dunklen Materie entsprechen, die aber später mit weltlichen Quellen erklärt wurden. Die DAMA- und CDMS-Si-Daten bleiben ungeklärt, und diese Regionen zeigen den bevorzugten Parameterraum an, wenn diese Anomalien auf dunkle Materie zurückzuführen sind.

Es liegen noch keine bestätigten Erfassungen der dunklen Materie aus den direkten Nachweis Experimenten mit den stärksten Ausschlussgrenzen von den kommenden LUX und SuperCDMS Experimente, wie in Abbildung 2 Mit 370 Kilogramm gezeigt Xenon LUX empfindlicher als XENON oder CDMS ist. Erste Ergebnisse vom Oktober 2013 zeigen, dass keine Signale zu sehen waren, was die Ergebnisse von weniger empfindlichen Instrumenten zu widerlegen scheint. und dies wurde bestätigt, nachdem der letzte Datenlauf im Mai 2016 endete.

Historisch gesehen gab es vier anomale Datensätze aus verschiedenen Direktnachweisexperimenten, von denen zwei jetzt mit Hintergründen erklärt wurden ( CoGeNT und CRESST-II) und zwei ungeklärt blieben ( DAMA/LIBRA und CDMS-Si ). Im Februar 2010 gaben Forscher des CDMS bekannt, dass sie zwei Ereignisse beobachtet haben, die möglicherweise durch WIMP-Kern-Kollisionen verursacht wurden.

CoGeNT , ein kleinerer Detektor, der einen einzelnen Germanium-Puck verwendet, um WIMPs mit kleineren Massen zu erfassen , meldete in 56 Tagen Hunderte von Detektionsereignissen. Sie beobachteten eine jährliche Modulation der Ereignisrate, die auf helle dunkle Materie hinweisen könnte. Ein Ursprung der Dunklen Materie für die CoGeNT-Ereignisse wurde jedoch durch neuere Analysen zugunsten einer Erklärung durch einen Hintergrund von Oberflächenereignissen widerlegt.

Die jährliche Modulation ist eine der vorhergesagten Signaturen eines WIMP-Signals, und auf dieser Grundlage hat die DAMA-Kollaboration eine positive Erkennung behauptet. Andere Gruppen haben dieses Ergebnis jedoch nicht bestätigt. Die im Mai 2004 veröffentlichten CDMS-Daten schließen bei bestimmten Standardannahmen über die Eigenschaften der WIMPs und des Halo der Dunklen Materie den gesamten DAMA-Signalbereich aus, und es folgten viele weitere Experimente (siehe Abb. 2 rechts).

Die COSINE-100- Kollaboration (ein Zusammenschluss von KIMS- und DM-Ice-Gruppen) veröffentlichte ihre Ergebnisse zur Replikation des DAMA/LIBRA-Signals im Dezember 2018 in der Zeitschrift Nature; Ihre Schlussfolgerung war, dass "dieses Ergebnis WIMP-Nukleon-Wechselwirkungen als Ursache der von der DAMA-Kollaboration beobachteten jährlichen Modulation ausschließt".

Die Zukunft der Direkterkennung

In den 2020er-Jahren sollten mehrere Multi-Tonnen-Massen-Direktdetektionsexperimente entstehen, die WIMP-Kernquerschnitte untersuchen werden, die um Größenordnungen kleiner sind als die aktuelle Sensitivität. Beispiele für solche Experimente der nächsten Generation sind LUX-ZEPLIN (LZ) und XENONnT, bei denen es sich um Multi-Tonnen-Flüssig-Xenon-Experimente handelt, gefolgt von DARWIN, einem weiteren vorgeschlagenen Flüssig-Xenon-Direktnachweis-Experiment von 50 bis 100 Tonnen.

Solche Multi-Tonnen-Experimente werden auch vor einem neuen Hintergrund in Form von Neutrinos stehen, die ihre Fähigkeit einschränken, den WIMP-Parameterraum über einen bestimmten Punkt hinaus, den sogenannten Neutrinoboden, zu untersuchen. Obwohl sein Name eine harte Grenze impliziert, stellt der Neutrinoboden den Bereich des Parameterraums dar, jenseits dessen sich die experimentelle Empfindlichkeit bestenfalls als Quadratwurzel der Exposition (das Produkt aus Detektormasse und Laufzeit) verbessern kann. Für WIMP-Massen unter 10 GeV ist die dominierende Quelle des Neutrino-Hintergrunds die Sonne , während der Hintergrund für höhere Massen Beiträge von atmosphärischen Neutrinos und dem diffusen Supernova-Neutrino-Hintergrund enthält .

Siehe auch

Verweise

Weiterlesen

Externe Links