stringtranslate.com

Слабо взаимодействующая массивная частица

Слабовзаимодействующие массивные частицы ( WIMP ) — гипотетические частицы, которые являются одними из предполагаемых кандидатов на роль темной материи .

Не существует формального определения WIMP, но в широком смысле это элементарная частица , которая взаимодействует посредством гравитации и любой другой силы (или сил), которая слабее или слабее слабой ядерной силы , но также неисчезающей по силе. Ожидается, что многие кандидаты WIMP были созданы термически в ранней Вселенной, подобно частицам Стандартной модели [1] согласно космологии Большого взрыва , и обычно будут составлять холодную темную материю . Получение правильного содержания темной материи сегодня посредством термического производства требует сечения самоуничтожения , что примерно соответствует ожидаемому для новой частицы в  диапазоне масс 100 ГэВ , которая взаимодействует посредством электрослабой силы .

Экспериментальные попытки обнаружить WIMP включают поиск продуктов аннигиляции WIMP, включая гамма-лучи , нейтрино и космические лучи в близлежащих галактиках и скоплениях галактик; эксперименты по прямому обнаружению, предназначенные для измерения столкновений WIMP с ядрами в лабораторных условиях, а также попытки непосредственного производства WIMP в коллайдерах, таких как Большой адронный коллайдер в ЦЕРНе .

Поскольку суперсимметричные расширения Стандартной модели физики элементарных частиц легко предсказывают новую частицу с этими свойствами, это кажущееся совпадение известно как « чудо WIMP », и стабильный суперсимметричный партнер долгое время был главным кандидатом на роль WIMP. [2] Однако в начале 2010-х годов результаты экспериментов по прямому обнаружению наряду с отсутствием доказательств суперсимметрии в эксперименте на Большом адронном коллайдере (БАК) [3] [4] поставили под сомнение простейшую гипотезу WIMP. [5]

Теоретическая основа и свойства

Частицы, подобные WIMP, предсказываются суперсимметрией , сохраняющей R-четность , типом расширения Стандартной модели физики элементарных частиц, хотя ни одна из большого числа новых частиц в суперсимметрии не была обнаружена. [6] Частицы, подобные WIMP, также предсказываются теориями универсального дополнительного измерения и малого Хиггса .

Основными теоретическими характеристиками WIMP являются:

Из-за отсутствия электромагнитного взаимодействия с обычной материей WIMPs были бы невидимы при обычных электромагнитных наблюдениях. Из-за своей большой массы они были бы относительно медленно движущимися и, следовательно, «холодными». [8] Их относительно низких скоростей было бы недостаточно для преодоления взаимного гравитационного притяжения, и, как следствие, WIMPs имели бы тенденцию слипаться. [9] WIMPs считаются одними из главных кандидатов на роль холодной темной материи , другие — это массивные компактные гало-объекты (MACHO) и аксионы . Эти названия были намеренно выбраны для контраста, причем MACHO были названы позже, чем WIMPs. [10] В отличие от WIMPs, в Стандартной модели физики элементарных частиц нет известных стабильных частиц , которые обладали бы свойствами MACHOs. Частицы, которые мало взаимодействуют с обычной материей, такие как нейтрино , очень легкие и, следовательно, будут быстро движущимися или «горячими».

Как темная материя

Спустя десятилетие после того, как в 1970-х годах была установлена ​​проблема темной материи, WIMP были предложены в качестве потенциального решения этой проблемы. [11] Хотя существование WIMP в природе все еще является гипотезой, оно решило бы ряд астрофизических и космологических проблем, связанных с темной материей. Сегодня среди астрономов существует консенсус, что большая часть массы во Вселенной действительно темная. Моделирование Вселенной, полной холодной темной материи, дает распределение галактик, которое примерно похоже на то, что наблюдается. [12] [13] Напротив, горячая темная материя размывает крупномасштабную структуру галактик и, таким образом, не считается жизнеспособной космологической моделью.

WIMP соответствуют модели реликтовой частицы темной материи из ранней Вселенной, когда все частицы находились в состоянии теплового равновесия . При достаточно высоких температурах, таких как те, которые существовали в ранней Вселенной, частица темной материи и ее античастица должны были как образовываться из более легких частиц, так и аннигилировать в них. По мере расширения и охлаждения Вселенной средняя тепловая энергия этих более легких частиц уменьшалась и в конечном итоге стала недостаточной для образования пары частица-античастица темной материи. Однако аннигиляция пар частица-античастица темной материи продолжалась, и плотность числа частиц темной материи начала бы уменьшаться экспоненциально. [7] В конце концов, однако, плотность числа стала бы настолько низкой, что взаимодействие частиц и античастиц темной материи прекратилось бы, и число частиц темной материи оставалось бы (примерно) постоянным по мере того, как Вселенная продолжала бы расширяться. [9] Частицы с большим поперечным сечением взаимодействия продолжали бы аннигилировать в течение более длительного периода времени и, таким образом, имели бы меньшую плотность числа, когда взаимодействие аннигиляции прекращалось бы. Исходя из текущей оценки распространенности темной материи во Вселенной, если частица темной материи является такой реликтовой частицей, сечение взаимодействия, управляющее аннигиляцией частицы и античастицы, не может быть больше сечения слабого взаимодействия. [7] Если эта модель верна, частица темной материи будет обладать свойствами WIMP.

Косвенное обнаружение

Поскольку WIMP могут взаимодействовать только посредством гравитационных и слабых сил, их было бы чрезвычайно трудно обнаружить. Однако проводится много экспериментов, чтобы попытаться обнаружить WIMP как напрямую, так и косвенно. Косвенное обнаружение относится к наблюдению за продуктами аннигиляции или распада WIMP вдали от Земли. Усилия по косвенному обнаружению обычно сосредоточены на местах, где, как считается, темная материя WIMP накапливается больше всего: в центрах галактик и скоплений галактик, а также в более мелких галактиках-спутниках Млечного Пути. Они особенно полезны, поскольку они, как правило, содержат очень мало барионной материи, что снижает ожидаемый фон от стандартных астрофизических процессов. Типичные косвенные поиски ищут избыточные гамма-лучи , которые предсказываются как конечные продукты аннигиляции, так и производятся, когда заряженные частицы взаимодействуют с окружающим излучением посредством обратного комптоновского рассеяния . Спектр и интенсивность сигнала гамма-излучения зависят от продуктов аннигиляции и должны быть рассчитаны на основе модели за моделью. Эксперименты, которые установили границы аннигиляции WIMP, посредством отсутствия наблюдения сигнала аннигиляции, включают гамма-телескоп Fermi -LAT [14] и наземную гамма-обсерваторию VERITAS. [15] Хотя аннигиляция WIMP в частицы Стандартной модели также предсказывает производство нейтрино высокой энергии, считается, что скорость их взаимодействия слишком мала, чтобы надежно обнаружить сигнал темной материи в настоящее время. Будущие наблюдения из обсерватории IceCube в Антарктиде, возможно, смогут отличить нейтрино, произведенные WIMP, от стандартных астрофизических нейтрино; однако к 2014 году было обнаружено только 37 космологических нейтрино, [16] что делает 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 в таком взаимодействии, чтобы упасть ниже локальной скорости убегания , у него теоретически не будет достаточно энергии, чтобы вырваться из гравитационного притяжения Солнца, и он останется гравитационно связанным. [9] По мере того, как все больше и больше WIMP термализуются внутри Солнца, они начнут аннигилировать друг с другом, теоретически образуя различные частицы, включая нейтрино высокой энергии . [17] Затем эти нейтрино могут отправиться на Землю, чтобы быть обнаруженными одним из многочисленных 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 в попытке обнаружить нейтрино от аннигиляции WIMP внутри Земли [18] и из центра галактики. [19] [20]

Прямое обнаружение

Прямое обнаружение относится к наблюдению эффектов столкновения WIMP-ядра, когда темная материя проходит через детектор в земной лаборатории. Хотя большинство моделей WIMP указывают, что достаточно большое количество WIMP должно быть захвачено в крупных небесных телах для успешного проведения экспериментов по косвенному обнаружению, остается вероятность, что эти модели либо неверны, либо объясняют только часть феномена темной материи. Таким образом, даже при наличии многочисленных экспериментов, посвященных предоставлению косвенных доказательств существования холодной темной материи, измерения прямого обнаружения также необходимы для подтверждения теории WIMP.

Хотя ожидается, что большинство WIMP, сталкивающихся с Солнцем или Землей, пройдут без какого-либо эффекта, есть надежда, что большое количество WIMP 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 обнаружить WIMP заключается в поиске очень чувствительных систем, которые можно масштабировать до больших объемов. Это следует урокам, извлеченным из истории открытия и (теперь уже рутинного) обнаружения нейтрино.

Рис. 1. Пространство параметров CDMS исключено по состоянию на 2004 год. Результат DAMA находится в зеленой области и запрещен.

Экспериментальные методы

Криогенные кристаллические детекторы — метод, используемый детектором Cryogenic Dark Matter Search (CDMS) на шахте Soudan, основан на нескольких очень холодных кристаллах германия и кремния. Кристаллы (каждый размером с хоккейную шайбу) охлаждаются примерно до 50 мК . Слой металла (алюминия и вольфрама) на поверхности используется для обнаружения WIMP, проходящего через кристалл. Эта конструкция надеется обнаружить вибрации в кристаллической матрице, создаваемые атомом, «ударом» WIMP. Датчики края перехода вольфрама (TES) поддерживаются при критической температуре, поэтому они находятся в сверхпроводящем состоянии. Большие колебания кристалла будут генерировать тепло в металле и обнаруживаются из-за изменения сопротивления . CRESST , CoGeNT и EDELWEISS используют похожие установки.

Сцинтилляторы благородных газов – Другой способ обнаружения атомов, «выброшенных» WIMP, заключается в использовании сцинтилляционного материала, так что световые импульсы генерируются движущимся атомом и детектируются, часто с помощью ФЭУ. Такие эксперименты, как DEAP в SNOLAB и DarkSide в LNGS , используют очень большую целевую массу жидкого аргона для чувствительных поисков WIMP. ZEPLIN и XENON использовали ксенон для исключения WIMP при более высокой чувствительности, причем самые строгие ограничения на сегодняшний день обеспечивает детектор XENON1T, использующий 3,5 тонны жидкого ксенона. [21] Еще более крупные многотонные детекторы жидкого ксенона были одобрены для строительства в сотрудничестве с 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 в DAMA/LIBRA , эксперименте, который наблюдал кольцевую модуляцию сигнала, согласующуюся с обнаружением WIMP (см. § Недавние ограничения ). Несколько экспериментов пытаются повторить эти результаты, включая ANAIS , COSINUS и DM-Ice, который совместно развертывает кристаллы NaI с детектором IceCube на Южном полюсе. KIMS приближается к той же проблеме, используя CsI(Tl) в качестве сцинтиллятора.

Пузырьковые камеры – эксперимент PICASSO (Проект в Канаде по поиску суперсимметричных объектов) – это эксперимент по прямому поиску темной материи, который проводится в SNOLAB в Канаде. Он использует детекторы пузырьков с фреоном в качестве активной массы. PICASSO в основном чувствителен к спин-зависимым взаимодействиям WIMP с атомами фтора во фреоне. COUPP, аналогичный эксперимент с использованием трифториодометана (CF 3 I), опубликовал пределы для массы выше 20 ГэВ в 2011 году. [22] Два эксперимента были объединены в коллаборацию PICO в 2012 году.

Детектор пузырьков — это чувствительное к излучению устройство, которое использует небольшие капли перегретой жидкости, взвешенные в гелевой матрице. [23] Он использует принцип пузырьковой камеры , но поскольку только небольшие капли могут претерпевать фазовый переход за раз, детектор может оставаться активным в течение гораздо более длительного времени. [ необходимо разъяснение ] Когда в каплю вкладывается достаточно энергии ионизирующим излучением, перегретая капля становится газовым пузырем. Развитие пузырька сопровождается акустической ударной волной, которая улавливается пьезоэлектрическими датчиками. Главное преимущество метода детектора пузырьков заключается в том, что детектор практически нечувствителен к фоновому излучению. Чувствительность детектора можно регулировать, изменяя температуру, обычно работающую в диапазоне от 15 °C до 55 °C. В Европе существует еще один похожий эксперимент с использованием этой техники под названием SIMPLE.

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

PICO — это расширение концепции, запланированной в 2015 году. [25]

Другие типы детекторов — камеры проекции времени (TPC), заполненные газами низкого давления, изучаются для обнаружения WIMP. Сотрудничество Directional Recoil Identification From Tracks (DRIFT) пытается использовать предсказанную направленность сигнала WIMP. DRIFT использует мишень из сероуглерода , которая позволяет отдачам WIMP проходить несколько миллиметров, оставляя след заряженных частиц. Этот заряженный след дрейфует к плоскости считывания MWPC , что позволяет реконструировать его в трех измерениях и определить направление происхождения. DMTPC — это похожий эксперимент с газом CF4 .

Сотрудничества DAMIC (DArk Matter In CCDs) и SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) используют научные приборы с зарядовой связью (ПЗС) для обнаружения легкой темной материи. ПЗС действуют как мишень детектора и как считывающее устройство. Взаимодействие WIMP с основной частью ПЗС может вызывать создание пар электрон-дырка, которые затем собираются и считываются ПЗС. Чтобы уменьшить шум и добиться обнаружения отдельных электронов, эксперименты используют тип ПЗС, известный как ПЗС Skipper, который позволяет усреднять по повторным измерениям одного и того же собранного заряда. [26] [27]

Недавние ограничения

Рисунок 2: График, показывающий пространство параметров массы частиц темной материи и сечение взаимодействия с нуклонами. Пределы LUX и SuperCDMS исключают пространство параметров выше помеченных кривых. Области CoGeNT и CRESST-II указывают области, которые ранее считались соответствующими сигналам темной материи, но которые позже были объяснены с помощью обычных источников. 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 случаев обнаружения темной материи в экспериментах по прямому обнаружению, при этом самые сильные пределы исключения получены в экспериментах LUX и SuperCDMS , как показано на рисунке 2. При 370 килограммах ксенона LUX более чувствителен, чем XENON или CDMS. [28] Первые результаты от октября 2013 года показывают, что никаких сигналов не было замечено, что, по-видимому, опровергает результаты, полученные с помощью менее чувствительных инструментов. [29] и это было подтверждено после того, как в мае 2016 года завершился последний цикл данных. [30]

Исторически было четыре аномальных набора данных из различных экспериментов по прямому обнаружению, два из которых теперь объяснены фоновыми данными ( CoGeNT и CRESST-II), а два остаются необъясненными ( DAMA/LIBRA и CDMS-Si ). [31] [32] В феврале 2010 года исследователи из CDMS объявили, что они наблюдали два события, которые могли быть вызваны столкновениями WIMP-ядер. [33] [34] [35]

CoGeNT , меньший детектор, использующий одну германиевую шайбу, разработанный для обнаружения WIMP с меньшей массой, сообщил о сотнях событий обнаружения за 56 дней. [36] [37] Они наблюдали ежегодную модуляцию в частоте событий, которая может указывать на светлую темную материю. [38] Однако происхождение событий CoGeNT от темной материи было опровергнуто более поздними анализами в пользу объяснения с точки зрения фона от поверхностных событий. [39]

Годовая модуляция является одним из предсказанных признаков сигнала WIMP, [40] [41] и на этом основании сотрудничество DAMA заявило о положительном обнаружении. Другие группы, однако, не подтвердили этот результат. Данные CDMS, опубликованные 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. Рисунок 2).

Коллаборация COSINE -100 (объединение групп KIMS и DM-Ice) опубликовала свои результаты по воспроизведению сигнала DAMA/LIBRA в декабре 2018 года в журнале Nature; их вывод состоял в том, что «этот результат исключает взаимодействия WIMP-нуклонов как причину годовой модуляции, наблюдаемой коллаборацией DAMA». [42] В 2021 году новые результаты от COSINE-100 и ANAIS-112 не смогли воспроизвести сигнал DAMA/LIBRA [43] [44] [45] , а в августе 2022 года COSINE-100 применил метод анализа, аналогичный тому, который использовался DAMA/LIBRA, и обнаружил похожую годовую модуляцию, предполагая, что сигнал может быть просто статистическим артефактом [46] [47], подтверждая гипотезу, впервые выдвинутую в 2020 году. [48]

Будущее прямого обнаружения

Верхние пределы для упругих сечений WIMP-нуклонов из выбранных экспериментов, как сообщалось в эксперименте LZ в июле 2023 года.

В 2020-х годах должно появиться несколько экспериментов по прямому обнаружению многотонной массы, которые будут исследовать сечения WIMP-ядра на порядки меньше, чем текущая чувствительность. Примерами таких экспериментов следующего поколения являются LUX-ZEPLIN (LZ) и XENONnT, которые представляют собой многотонные эксперименты с жидким ксеноном, за которыми следует DARWIN, еще один предлагаемый эксперимент по прямому обнаружению жидкого ксенона весом 50–100 тонн. [49] [50]

Такие многотонные эксперименты также столкнутся с новым фоном в виде нейтрино, который ограничит их способность исследовать пространство параметров WIMP за пределами определенной точки, известной как нейтринный пол. Однако, хотя его название может подразумевать жесткое ограничение, нейтринный пол представляет собой область пространства параметров, за пределами которой экспериментальная чувствительность может улучшиться в лучшем случае только как квадратный корень экспозиции (произведение массы детектора и времени работы). [51] [52] Для масс WIMP ниже 10 ГэВ доминирующим источником нейтринного фона является Солнце , тогда как для более высоких масс фон содержит вклады от атмосферных нейтрино и диффузного фона нейтрино сверхновой .

В декабре 2021 года результаты PandaX не выявили сигнала в своих данных, с самым низким исключенным поперечным сечением3,8 × 10−47 см2  при 40 ГэВ с уровнем достоверности 90%. [53] [ 54 ]

В июле 2023 года эксперименты XENONnT и LZ опубликовали первые результаты своих поисков WIMPs, [55] первые, исключая сечения, указанные выше2,58 × 10−47  см2 при 28 ГэВ с 90% уровнем достоверности [ 56] и второе без учета сечений выше9,2 × 10−48  см2 при 36 ГэВ с уровнем достоверности 90%. [ 57]

Смотрите также

Теоретические кандидаты

Ссылки

  1. ^ Гарретт, Кэтрин (2010). «Темная материя: Учебник для начинающих». Advances in Astronomy . 2011 (968283): 1–22. arXiv : 1006.2483 . Bibcode :2011AdAst2011E...8G. doi : 10.1155/2011/968283 .
  2. ^ Юнгман, Жерар; Камионковски, Марк; Грист, Ким (1996). «Суперсимметричная темная материя». 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. ^ "Открытие LHC снова калечит суперсимметрию". Discovery News .
  4. ^ Крейг, Натаниэль (2013). «Состояние суперсимметрии после первого запуска LHC». arXiv : 1309.0528 [hep-ph].
  5. ^ Фокс, Патрик Дж.; Юнг, Габриэль; Соренсен, Питер; Вайнер, Нил (2014). «Темная материя в свете LUX». Physical Review D. 89 ( 10): 103526. arXiv : 1401.0216 . Bibcode : 2014PhRvD..89j3526F. doi : 10.1103/PhysRevD.89.103526.
  6. ^ Klapdor-Kleingrothaus, HV (1998). "Двойной бета-распад и поиск темной материи – окно в новую физику сейчас и в будущем (GENIUS)". В Klapdor-Kleingrothaus, V.; Paes, H. (ред.). Beyond the Desert . Vol. 1997. IOP. p. 485. arXiv : hep-ex/9802007 . Bibcode :1998hep.ex....2007K.
  7. ^ abc Камионковски, Марк (1997). "WIMP и аксионная темная материя". Физика высоких энергий и космология . 14 : 394. arXiv : hep-ph/9710467 . Bibcode :1998hepc.conf..394K.
  8. ^ Зацек, Виктор (2007). «Темная материя». Fundamental Interactions : 170–206. arXiv : 0707.0472 . doi :10.1142/9789812776105_0007. ISBN 978-981-277-609-9. S2CID  16734425.
  9. ^ abc Griest, Kim (1993). «Поиск темной материи: WIMPs и MACHOs». Annals of the New York Academy of Sciences . 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). «Галактическое микролинзирование как метод обнаружения массивных компактных объектов гало». The Astrophysical Journal . 366 : 412–421. Bibcode : 1991ApJ...366..412G. doi : 10.1086/169575.
  11. ^ de Swart, JG; Bertone, G.; van Dongen, J. (2017). «Как темная материя пришла к материи». Nature Astronomy . 1 (59): 0059. arXiv : 1703.00013 . Bibcode : 2017NatAs...1E..59D. doi : 10.1038/s41550-017-0059. S2CID  119092226.
  12. ^ Конрой, Чарли; Векслер, Риса Х.; Кравцов, Андрей В. (2006). «Моделирование зависящего от светимости скопления галактик в космическом времени». The Astrophysical Journal . 647 (1): 201–214. arXiv : astro-ph/0512234 . Bibcode :2006ApJ...647..201C. doi :10.1086/503602. S2CID  13189513.
  13. ^ Проект моделирования тысячелетия, Введение: Моделирование тысячелетия В проекте «Миллениум» использовалось более 10 миллиардов частиц для отслеживания эволюции распределения материи в кубической области Вселенной со стороной более 2 миллиардов световых лет.
  14. ^ Акерманн, М.; и др. (The Fermi-LAT Collaboration) (2014). "Ограничения темной материи из наблюдений 25 галактик-спутников Млечного Пути с помощью телескопа Fermi Large Area". Physical Review D. 89 ( 4): 042001. arXiv : 1310.0828 . Bibcode : 2014PhRvD..89d2001A. doi : 10.1103/PhysRevD.89.042001. S2CID  46664722.
  15. ^ Grube, Jeffrey; VERITAS Collaboration (2012). «Ограничения VERITAS по аннигиляции темной материи из карликовых галактик». Труды конференции AIP . 1505 : 689–692. arXiv : 1210.4961 . Bibcode : 2012AIPC.1505..689G. doi : 10.1063/1.4772353. S2CID  118510709.
  16. ^ Аартсен, МГ; и др. (Сотрудничество IceCube) (2014). «Наблюдение высокоэнергетических астрофизических нейтрино за три года данных IceCube». Physical Review Letters . 113 (10): 101101. arXiv : 1405.5303 . Bibcode : 2014PhRvL.113j1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.113.101101. PMID  25238345. S2CID  220469354.
  17. ^ Феррер, Ф.; Краусс, Л. М.; Профумо, С. (2006). «Косвенное обнаружение легкой нейтралино темной материи в следующей за минимальной суперсимметричной стандартной модели». Physical Review D. 74 ( 11): 115007. arXiv : hep-ph/0609257 . Bibcode : 2006PhRvD..74k5007F. doi : 10.1103/PhysRevD.74.115007. S2CID  119351935.
  18. ^ Фриз, Кэтрин (1986). «Могут ли скалярные нейтрино или массивные дираковские нейтрино быть недостающей массой?». Physics Letters B. 167 ( 3): 295–300. Bibcode : 1986PhLB..167..295F. doi : 10.1016/0370-2693(86)90349-7.
  19. ^ Мерритт, Д.; Бертоне, Г. (2005). «Динамика темной материи и косвенное обнаружение». Modern Physics Letters A. 20 ( 14): 1021–1036. arXiv : astro-ph/0504422 . Bibcode : 2005MPLA...20.1021B. doi : 10.1142/S0217732305017391. S2CID  119405319.
  20. ^ Форненго, Николао (2008). «Статус и перспективы косвенных и прямых поисков темной материи». 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.
  21. ^ Aprile, E; et al. (2017). «Первые результаты поиска темной материи в эксперименте XENON1T». Physical Review Letters . 119 (18): 181301. arXiv : 1705.06655 . Bibcode : 2017PhRvL.119r1301A. doi : 10.1103/PhysRevLett.119.181301. PMID  29219593. S2CID  45532100.
  22. ^ 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 января 2011 г.). "Улучшенные пределы спин-зависимых взаимодействий WIMP-протонов из двухлитровой пузырьковой камеры". Physical Review Letters . 106 (2): 021303. arXiv : 1008.3518 . Bibcode : 2011PhRvL.106b1303B. doi : 10.1103/PhysRevLett.106.021303. PMID  21405218. S2CID  20188890.
  23. ^ "Bubble Technology Industries". Архивировано из оригинала 2008-03-20 . Получено 16-03-2010 .
  24. ^ Сотрудничество PICASSO (2009). «Пределы спина темной материи для взаимодействий WIMP с 19 F по 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.
  25. ^ Кули, Дж. (28 октября 2014 г.). «Обзор экспериментов по прямому обнаружению нежидкой благородной темной материи». Физика темной вселенной . 4 : 92–97. arXiv : 1410.4960 . Bibcode :2014PDU.....4...92C. doi :10.1016/j.dark.2014.10.005. S2CID  118724305.
  26. ^ Сотрудничество DAMIC; Агилар-Аревало, А.; Амидей, Д.; Бакстер, Д.; Кансело, Г.; Сервантес Вергара, бакалавр; Чаваррия, А.Э.; Дарра-Форд, Э.; де Мелло Нето, JRT; Д'Оливо, JC; Эстрада, Дж. (31 октября 2019 г.). «Ограничения на легкие частицы темной материи, взаимодействующие с электронами, от DAMIC в SNOLAB». Письма о физических отзывах . 123 (18): 181802. arXiv : 1907.12628 . Бибкод : 2019PhRvL.123r1802A. doi : 10.1103/PhysRevLett.123.181802. PMID  31763884. S2CID  198985735.
  27. ^ Абрамофф, Орр; Барак, Лирон; Блох, Итай М.; Чаплински, Люк; Крислер, Майкл; Дава; Дрлица-Вагнер, Алекс; Эссиг, Рувен; Эстрада, Хуан; Этцион, Эрез; Фернандес, Гильермо (2019-04-24). "SENSEI: Ограничения прямого обнаружения темной материи с энергией менее ГэВ из неглубокого подземного забега с использованием прототипа 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.
  28. ^ "Новый эксперимент торпедирует легкие частицы темной материи". 30 октября 2013 г. Получено 6 мая 2014 г.
  29. ^ «Первые результаты LUX, самого чувствительного детектора темной материи в мире». Центр новостей Berkeley Lab. 30 октября 2013 г. Получено 6 мая 2014 г.
  30. ^ Поиски темной материи не дали результатов. Июль 2016 г.
  31. ^ Картлидж, Эдвин (2015). «Крупнейший эксперимент с темной материей готов проверить популярную теорию». Nature . doi :10.1038/nature.2015.18772. S2CID  182831370 . Получено 15 января 2017 г. .
  32. ^ Дэвис, Джонатан Х. (2015). «Прошлое и будущее прямого обнаружения темной материи». Международный журнал современной физики A. 30 ( 15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Bibcode : 2015IJMPA..3030038D. doi : 10.1142/S0217751X15300380. S2CID  119269304.
  33. ^ "Ключ к вселенной найден на Железном хребте?". Star Tribune . Получено 18 декабря 2009 г.
  34. ^ Сотрудничество CDMS. "Результаты заключительного воздействия эксперимента CDMS II" (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 29-12-2009 . Получено 21-12-2009 .. См. также нетехническое резюме: Сотрудничество CDMS. "Последние результаты в поиске темной материи" (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 2010-06-18.
  35. ^ Сотрудничество CDMS II (2010). «Результаты поиска темной материи в эксперименте CDMS II». Science . 327 (5973): 1619–1621. arXiv : 0912.3592 . Bibcode :2010Sci...327.1619C. doi :10.1126/science.1186112. PMID  20150446. S2CID  2517711.
  36. ^ Хэнд, Эрик (2010-02-26). "Результат CoGeNT в охоте за темной материей". Nature . Nature News. doi :10.1038/news.2010.97.
  37. ^ CE Aalseth; et al. (CoGeNT collaboration) (2011). "Результаты поиска темной материи с легкой массой с помощью германиевого детектора с точечным контактом P-типа". Physical Review Letters . 106 (13): 131301. arXiv : 1002.4703 . Bibcode :2011PhRvL.106m1301A. doi :10.1103/PhysRevLett.106.131301. PMID  21517370. S2CID  24822628.
  38. ^ Дейси, Джеймс (июнь 2011 г.). «Результаты CoGeNT подтверждают теорию гало темной материи». Physicsworld . Получено 5 мая 2015 г.
  39. ^ Дэвис, Джонатан Х.; МакКейб, Кристофер; Бём, Селин (2014). «Количественная оценка доказательств темной материи в данных CoGeNT». Журнал космологии и астрочастичной физики . 1408 (8): 014. arXiv : 1405.0495 . Bibcode : 2014JCAP...08..014D. doi : 10.1088/1475-7516/2014/08/014. S2CID  54532870.
  40. ^ Drukier, Andrzej K.; Freese, Katherine; Spergel, David N. (15 июня 1986 г.). «Обнаружение кандидатов на холодную темную материю». Physical Review D. 33 ( 12): 3495–3508. Bibcode : 1986PhRvD..33.3495D. doi : 10.1103/PhysRevD.33.3495. PMID  9956575.
  41. ^ Freese, K.; Frieman, J.; Gould, A. (1988). «Модуляция сигнала при обнаружении холодной темной материи». Physical Review D. 37 ( 12): 3388–3405. Bibcode : 1988PhRvD..37.3388F. doi : 10.1103/PhysRevD.37.3388. OSTI  1448427. PMID  9958634. S2CID  2610174.
  42. ^ Сотрудничество COSINE-100 (2018). «Эксперимент по поиску взаимодействий темной материи с использованием детекторов на основе иодида натрия». 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: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  43. ^ Амаре, Дж.; Себриан, С.; Синтас, Д.; Коараса, И.; Гарсиа, Э.; Мартинес, М.; Оливан, Массачусетс; Ортигоса, Ю.; де Солорсано, А. Ортис; Пуимедон, Дж.; Салинас, А. (27 мая 2021 г.). «Годовая модуляция является результатом трехлетнего воздействия ANAIS-112». Физический обзор D . 103 (10): 102005. arXiv : 2103.01175 . Бибкод : 2021PhRvD.103j2005A. doi :10.1103/PhysRevD.103.102005. ISSN  2470-0010. S2CID  232092298.
  44. ^ Адхикари, Говинда; де Соуза, Эстелла Б.; Карлин, Нельсон; Чхве, Дже Джин; Чхве, Сонхо; Джамал, Митра; Эзерибе, Энтони К.; Франса, Луис Э.; Ха, Чанг Хён; Хан, Ин Сик; Чон, Ынджу (12.11.2021). «Сильные ограничения из COSINE-100 на результаты темной материи DAMA с использованием той же цели из иодида натрия». Science Advances . 7 (46): eabk2699. arXiv : 2104.03537 . Bibcode : 2021SciA....7.2699A. doi : 10.1126/sciadv.abk2699. ISSN  2375-2548. PMC 8580298. PMID  34757778 . 
  45. ^ «Виден ли конец знаменитому заявлению о темной материи?». www.science.org . Получено 29.12.2021 .
  46. ^ Адхикари, Г.; Карлин, Н.; Чой, Джей-Джей; Чой, С.; Эзерибе, AC; Франка, Лебедь; Ха, К.; Хан, И.С.; Холлик, С.Дж.; Чон, Э.Дж.; Джо, Дж. Х.; Джу, HW; Канг, В.Г.; Кауэр, М.; Ким, Б.Х. (2023). «Сигнатура индуцированной годовой модуляции в данных COSINE-100, полученная методом анализа DAMA/LIBRA». Научные отчеты . 13 (1): 4676. arXiv : 2208.05158 . Бибкод : 2023NatSR..13.4676A. дои : 10.1038/s41598-023-31688-4. ПМЦ 10033922 . PMID  36949218. 
  47. ^ Кастельвекки, Давиде (2022-08-16). «Печально известный сигнал темной материи мог быть вызван ошибкой анализа». Nature . doi :10.1038/d41586-022-02222-9. PMID  35974221. S2CID  251624302.
  48. ^ Буттаццо, Д.; и др. (2020). «Годовые модуляции от вековых вариаций: расслабление DAMA?». Журнал физики высоких энергий . 2020 (4): 137. arXiv : 2002.00459 . Bibcode : 2020JHEP...04..137B. doi : 10.1007/JHEP04(2020)137. S2CID  211010848.
  49. ^ Маллинг, ДК; и др. (2011). «После LUX: Программа LZ». arXiv : 1110.0103 [astro-ph.IM].
  50. ^ Баудис, Лора (2012). "DARWIN: поиск WIMP темной материи с благородными жидкостями". J. Phys. Conf. Ser . 375 (1): 012028. arXiv : 1201.2402 . Bibcode : 2012JPhCS.375a2028B. doi : 10.1088/1742-6596/375/1/012028. S2CID  30885844.
  51. ^ Биллард, Дж.; Стригари, Л.; Фигероа-Фелициано, Э. (2014). «Влияние нейтринных фонов на возможности экспериментов по прямому обнаружению темной материи следующего поколения». Physical Review D. 89 ( 2): 023524. arXiv : 1307.5458 . Bibcode : 2014PhRvD..89b3524B. doi : 10.1103/PhysRevD.89.023524. S2CID  16208132.
  52. ^ Дэвис, Джонатан Х. (2015). «Темная материя против нейтрино: влияние астрофизических неопределенностей и информации о времени на нейтринный пол». Журнал космологии и астрочастичной физики . 1503 (3): 012. arXiv : 1412.1475 . Bibcode : 2015JCAP...03..012D. doi : 10.1088/1475-7516/2015/03/012. S2CID  118596203.
  53. ^ Мэн, Юэ; Ван, Чжоу; Тао, Йи; Абдукерим, Абдусалам; Бо, Цзыхао; Чен, Вэй; Чен, Сюнь; Чен, Юньхуа; Ченг, Чен; Ченг, Юньшань; Цуй, Сянъи (23 декабря 2021 г.). «Результаты поиска темной материи в ходе ввода в эксплуатацию PandaX-4T» . Письма о физических отзывах . 127 (26): 261802. arXiv : 2107.13438 . Бибкод : 2021PhRvL.127z1802M. doi : 10.1103/PhysRevLett.127.261802. ISSN  0031-9007. PMID  35029500. S2CID  236469421.
  54. ^ Стивенс, Маррик (2021-12-23). ​​«Сужение сети на двух видах темной материи». Физика . 14. Bibcode : 2021PhyOJ..14.s164S. doi : 10.1103/Physics.14.s164 . S2CID  247277808.
  55. ^ Дэй, Чарльз (28.07.2023). «Поиск WIMP продолжается». Physics . 16 : s106. Bibcode : 2023PhyOJ..16.s106D. doi : 10.1103/Physics.16.s106 . S2CID  260751963.
  56. ^ Сотрудничество 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. (2023-07-28). "Первый поиск темной материи с использованием ядерных отдач из эксперимента XENONnT". Physical Review Letters . 131 (4): 041003. arXiv : 2303.14729 . Bibcode : 2023PhRvL.131d1003A. doi : 10.1103/PhysRevLett.131.041003. PMID  37566859. S2CID  257767449.
  57. ^ Сотрудничество 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. (2023-07-28). "Первые результаты поиска темной материи в эксперименте 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.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки