Lo que el cielo nos cuenta sobre la física más allá del modelo estándar

Dibujo20130904 three tantalizing results from the sky - stefano profumo

Las leyes físicas avanzan al ritmo de los experimentos. Los rayos cósmicos ayudaron a descubrir la antimateria, el muón, el pión y la masa de los neutrinos. Hay tres problemas que prometen aportar algo similar: el exceso de positrones en los rayos cósmicos, el exceso de rayos gamma en el centro de nuestra galaxia y la línea monocromática a 130 GeV en los rayos gamma observada por Fermi/LAT en el centro galáctico.

¿Puede una partícula de materia oscura explicar estas tres señales? No, lo siento, no puede, se requieren al menos tres partículas diferentes. El exceso de positrones requiere una partícula con una masa de ~1 TeV (que se desintegra con preferencia en parejas de muones o parejas de piones); el exceso de rayos cósmicos en el centro de la Vía Láctea requiere una partícula con una masa de ~10 GeV (que se desintegra con preferencia en parejas de quarks bottom-antibottom (b-bbar) o parejas de leptones tau); y la línea de 130 GeV en los rayos gamma requiere una partícula con una masa de de 130 GeV (que se aniquila en parejas de fotones).

O bien hay al menos tres partículas de materia oscura (si es la responsable de estos tres fenómenos), o bien alguno de estos fenómenos (o incluso los tres) no tiene nada que ver con la materia oscura. Nos lo cuenta en su estupenda charla Stefano Profumo (Univ. California, Santa Cruz), «Searching for Dark Ma0er from the Sky Cosmic Rays, Gamma Rays, and the Hunt for Dark Matter,» SUSY 2013, ICTP, Trieste, August 26, 2013 [slides, video]. Si te interesan estos temas, te recomiendo ver el vídeo de su charla.

Dibujo20130904 pamela positron excess - talk susy 13 by stefano profumo

En el año 2009, la colaboración PAMELA publicó en Nature dos problemas asociados a la fracción de positrones en los rayos cósmiscos respecto al total de electrones y positrones. Por debajo de ~5 GeV había un defecto y por encima un exceso respecto a las predicciones teóricas. En 2009 se descubrió que el defecto era debido a que no se había tenido en cuenta la inversión de polaridad cada 11 años debida al ciclo solar. Sin embargo, el exceso a alta energía sigue sin explicación. Todos los modelos teóricos sobre los rayos cósmicos predicen que el número de partículas secundarias decrece con la energía.

Dibujo20130904 ams-02 positron excess and denominator - talk susy 13 by stefano profumo

En abril, AMS-02 confirmó el exceso de positrones. Además, el denominador (el número de electrones y positrones observado) observado por Fermi y HESS también muestra un pico compatible con una fuente adicional de alta energía (en lugar de decaer como un ley de potencia). ¿Una señal de la materia oscura? Esta hipótesis (seguida por unos 900 de los 1000 artículos que citan esta anomalía) tiene varios problemas: requiere tasas de aniquilación <σv> ~ 100-1000 × 10−26 cm3/s demasiado grandes (incompatibles con los experimentos de búsqueda directa de la materia oscura), requiere una partícula de gran masa (de ~TeV) y requiere un mecanismo de supresión de los modos de desintegración en antiprotones (que no presentan exceso en los rayos cósmicos). Hay muchos modelos teóricos que incorporan soluciones a estos tres problemas, pero se pueden calificar de muy especulativos.

Dibujo20130904 ams-02 positron excess - pulsar explanation - talk susy 13 by stefano profumo

¿Qué puede ser la fuente de este exceso? La magnetosfera de los púlsares (estrellas de neutrones que rotan muy rápìdo) radia y acelera pares electrón-positrón, que podría ser la fuente del exceso de positrones observado. ¿Cómo se puede diferenciar entre ambas hipótesis? Los púlsares deben producir una señala anisotrópica mientras que la señal de la materia oscura será isótropa (difusa); sin embargo, el cálculo teórico de la anisotropía indica que está por debajo de los límites experimentales y se requiere acumular más datos para que sea observada. Por ello, a día de hoy, los datos AMS-02 favorecen la hipótesis de los púlsares, pero no descarta la materia oscura.

En resumen, el cielo oculta muchos secretos y algunos de ellos podrían estar relacionados con la materia oscura, pero no sabemos cuáles. Quizás algún día recordemos los momentos actuales esbozando una sonrisa y afirmando ¡¿cómo no se dieron cuenta?!



3 Comentarios

  1. Antonio, ya he hablado en varias ocasiones en este blog del modelo nuMSM de Asaka y Shaposhnikov, que añade tres leptones neutros pesados de tipo Majorana y quiralidad derecha al modelo estándar. El modelo es elegante y sencillo, explica por qué las masas de los neutrinos son muy pequeñas y las de los «neutrinos derechos» muy grandes, añade violación CP para explicar la asimetría materia-antimateria y ofrece un candidato a materia oscura (el «neutrino pesado» N1 con una masa del orden del KeV; recuerda que los otros neutrinos N2 y N3 pueden tener masas entre 100 MeV y 10 GeV).

    El neutrino pesado N1 puede decaer en tres neutrinos, y en un neutrino y un fotón, en cuyo caso el fotón tendría una masa de M(N1)/2. Los artículos http://arxiv.org/abs/1402.2301 y http://arxiv.org/abs/1402.4119 proponen la observación de un línea a 3,56 KeV en cúmulos galácticos y a 3,5 keV en Andrómeda, luego algunos teóricos creen que se trata del neutrino pesado N1 con una masa de 7 KeV. Pero la resolución de estas líneas es todavía muy pobre y no se puede saber con seguridad su origen.

    Los datos cosmológicos no apuntan a un neutrino pesado N1 (hay que estirar mucho las estimaciones de la suma total de la masa de los neutrinos). En cuanto a los neutrinos pesados N2 y N3, tampoco hay evidencias cosmológicas (estructuras a gran escala).

    En colisionadores de partículas los neutrinos N2 y N3 se podría observar al decaer en un pión y un muón. Se han propuesto detectores/experimentos específicos para el futuro, pero no hay ninguno en curso con sensibilidad suficiente.

    En resumen, una hipótesis sugerente a la falta de datos experimentales que la corroboren (refutarla es difícil porque ajustar las masas de tres nuevas partículas y sus acoplos da mucho juego). Se requieren experimentos específicos, varios están en fase de diseño y búsqueda de financiación (como el SPSC que se instalará como mejora del experimento OPERA en Gran Sasso).

    1. Francis, en el buscador (buscando nuMSM) salta sólo esta entrada:
      https://francis.naukas.com/2013/07/23/el-modelo-estandar-minimo-con-neutrinos-masivos-numsm/

      No obstante, esa única entrada es harto elocuente. Una imagen vale más que mil palabras, y ahí se ve cómo la «tabla periódica» del SM quedaría maravillosamente completa en el nuMSM.

      Un par de preguntas:

      1- Los 6 neutrinos del nuMSM ¿significan Neff=6?

      2- Si el N1 decae en un neutrino y un fotón, y éste último tiene masa ¿eso no desbarataría totalmente al SM?

      Gracias y saludos.

      1. Pelau, 1) no, Neff son partículas de muy baja masa, ni siquiera N1 aporta mucha; ahora bien, Neff no tiene por qué ser un valor entero y con N1 incluido sería entre 3,2 y 3,4. 2) el fotón no tiene masa, N1 decae en nu (masivo) + fotón (sin masa). Por otro lado, que la simetría U(1) es exacta es un hecho experimental, por ello el modelo estándar permite incorporar un fotón con una masa extremadamente pequeña sin problemas (aunque requiere un ajuste muy fino que no gusta a nadie). El modelo estándar es muy «natural» y muy robusto.

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Por Francisco R. Villatoro
Publicado el ⌚ 28 mayo, 2014
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