Unos 20 millones de partículas de materia oscura atraviesan tu mano cada segundo. Los experimentos de búsqueda directa de la materia oscura tratan de detectar alguna de esas partículas. Este cálculo asume una partícula WIMP con una masa de 60 GeV/c², una densidad de materia oscura en el halo de nuestra galaxia de unos 0,3 GeV/cm³ y una velocidad relativa de la Tierra respecto al halo de unos 220 km/s, es decir, un flujo total es unas 100.000 partículas/cm²/s. Por supuesto, cambiando la masa de la partícula WIMP el número concreto cambia, pero quería empezar destacando que hay «muchas» partículas de materia oscura a tu alrededor.
La figura ilustra las predicciones de diferentes teorías supersimétricas (NMSSM, pMSSM, CMSSM) para partículas WIMP candidatas a materia oscura, junto con los límites actuales para su búsqueda directa (entre 1 GeV/c² y 10 TeV/c²). Como indican las flechas, aún hay bastante hueco (por encima de la barrera (línea de color naranja) del scattering coherente de neutrinos contra nucleones). Todo este hueco será explorado por futuros experimentos en menos de una década.
Nos resume la situación actual Enectali Figueroa-Feliciano (MIT), «Direct Detection with Cryogenic Experiments,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides].
Un teoría efectiva para la interacción entre una partícula WIMP de materia oscura y un nucleón (protón o neutrón de un núcleo atómico) requiere unos ocho parámetros independientes (considerando tanto la interacción dependiente del espín como la independiente y la dependencia respecto a la velocidad). No conocemos el valor correcto de estos parámetros. Explorar de forma experimental un espacio paramétrico tan grande es difícil y costoso. En el peor caso serán necesarias muchas décadas.
Más información técnica sobre modelos efectivos de interacción en A. Liam Fitzpatrick et al., «Model Independent Direct Detection Analyses,» arXiv:1211.2818 [hep-ph], Nikhil Anand et al., «Model-independent WIMP Scattering Responses and Event Rates: A Mathematica Package for Experimental Analysis,» arXiv:1308.6288 [hep-ph], y Nikhil Anand et al., «Model-independent Analyses of Dark-Matter Particle Interactions,» arXiv:1405.6690 [nucl-th].
Por fortuna tenemos valores «razonables» para muchos de los parámetros (gracias a las predicciones supersimétricas) que nos ayudan a centrar nuestra atención en una región mucho más pequeña. Pero puede que nos pase como al borracho del chiste, que busca las llaves debajo de la farola porque allí hay luz, aunque quizás se le cayeron en la zona en sombra. Aún así, la mayoría de los físicos opina que bajo la farola de las predicciones supersimétricas a baja energía parece «creíble» que estamos acercándonos al final de la búsqueda.
La supersimetría ha sido el foco de atención teórico más relevante en los últimos 30 años para la búsqueda de nueva física más allá del modelo estándar. Hay modelos supersimétricos capaces de resolver todos los problemas conocidos del modelo estándar. Sin embargo, su gran ventaja (hay muchos modelos), también es su mayor inconveniente (no sabemos cuán sencillo es el modelo correcto y algunos modelos son tan complicados como alcanza la imaginación de los teóricos).
La búsqueda de la supersimetría en el LHC del CERN ha sido infructuosa (como lo fue en el Tevatrón del Fermilab y en LEP del CERN). Sin embargo, la supersimetría nunca morirá, sólo se volverá más pesada. Nos resume la situación actual Lian-Tao Wang (Univ. Chicago), «Status of Supersymmetry after LHC Run 1,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides].
Como la esperanza es lo último que se pierde y muchos físicos creen que el fin de la búsqueda está próximo, hay decenas de experimentos activos de búsqueda directa de la materia oscura. De hecho, el progreso en las últimas tres décadas ha sido enorme. La sensibilidad ha mejorado en cinco órdenes de magnitud desde el primer experimento en 1986 (el detector de germanio en la mina Homestake). Más información en Rick Gaitskell (LUX Collab.), «Direct Detection of Dark Matter. Signal or No Signal? The Best Way Forward,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides].
En la presente década los avances en la búsqueda directa están siendo mucho más rápidos que en las anteriores, pero aún quedan unos cuatro órdenes de magnitud por explorar para alcanzar el fondo de neutrinos coherentes. En un año tendremos nuevos resultados de XENON100, LUX (300 días), XMASS, DEAP, CLEAN, PandaX, ArDM y muchos otros. Además, habrá versiones con sensibilidad mejorada de todos estos experimentos en el próximo lustro que se irán acercando hasta el límite impuesto por los neutrinos.
Y como no hay límite para la imaginación de los físicos, están en el candelero nuevos experimentos (como XENONnT, LZ, PandaX Ib, XMASS-1.5, DS-G2, DEAP-50t y Darwin) que pretenden superar el límite de los neutrinos e ir más allá. Muchos confiamos en la imaginación de los físicos jóvenes que levantados por las alas del fracaso de los menos jóvenes logren llegar «Hasta el infinito… ¡y más allá!» (como decía Buzz Lightyear en la versión de Toy Story doblada en España).
Más información sobre estos nuevos detectores basados en líquidos nobles en Emilija Pantic (UC Davis), «Search for cosmological dark matter with noble liquids,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides].
Una cuestión importante que no debemos olvidar es que la distribución de la materia oscura en el halo galáctico puede presentar anisotropías. La hipótesis más común es que la distribución de velocidades de dichas partículas es de tipo Maxwell-Boltzmann isótropa. Estas posibles anisotropías afectan sobre todo a las búsquedas de partículas WIMP de baja masa (siendo despreciable para masas por encima de 100 GeV/c²).
Esta figura compara los resultados isótropos (curvas a trazos) y anisótropos (curvas continuas) según un modelo que nos describe Nassim Bozorgnia, «Impact of anisotropic distribution functions on direct dark matter detection,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides] y Nassim Bozorgnia et al., «Anisotropic dark matter distribution functions and impact on WIMP direct detection,» arXiv:1310.0468 [astro-ph.CO].
Los modelos numéricos de simulación de halos galácticos de materia oscura predicen una forma elipsoidal, en lugar de esférica. Por fortuna las estimaciones teóricas indican que el efecto de dicha distribución es despreciable en las búsquedas directas de materia oscura. Como nos recuerda Nicolás Bernal, «Systematic uncertainties from halo asphericity in dark matter searches,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides] y Nicolas Bernal et al., «Systematic uncertainties from halo asphericity in dark matter searches,» arXiv:1405.6240 [astro-ph.CO].
De hecho, estimar la densidad de la materia oscura de nuestro halo galáctico es bastante difícil y hay pocos datos experimentales fiables. Por ello hay varias estimaciones con un gran error, como las dos discutidas por Justin Read (Univ. Surrey), «The Local Dark Matter Density. New constraints on the Milky Way’s dark disc and the shape of the halo,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides].
También es muy activa la búsqueda indirecta de la materia oscura gracias a los fotones generados en su aniquilación mutua. La mayoría de los modelos asume que las WIMP son idénticas a sus antipartículas y por tanto se pueden aniquilar mutuamente dando lugar a dos partículas del modelo estándar. Se están buscando fotones, neutrinos, electrones y positrones, protones y antiprotones, y otras partículas resultado de estas aniquilaciones. Esta figura muestra que la búsqueda es muy intensa, cubriendo muchos rangos de energía y con gran número de nuevos observatorios que iniciarán su toma de datos en esta década.
Muy prometedora era la famosa línea a 133 GeV observada por el telescopio de rayos gamma Fermi LAT en el centro galáctico en 2012. Sin embargo, conforme se acumulan más datos la confianza estadística en la señal está decreciendo, en lugar de crecer, con lo que todo apunta a una fluctuación estadística (o a una línea mucho más delgada de lo esperado). Como nos cuenta Gabrijela Zaharijas (Fermi LAT Coll.), «Recent results on dark matter search with the Fermi-LAT,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides].
Las dos grandes burbujas a ambos lados del plano galáctico todavía no tienen una explicación. Sugeridas por los datos del telescopio espacial WMAP de la NASA (el famoso «WMAP haze»), fueron observadas por Fermi LAT y confirmadas por el telescopio espacial Planck de la ESA. Su origen podría ser la aniquilación de la materia oscura (aunque esta hipótesis tiene detractores porque las estimaciones apuntan a partículas descartadas por las búsquedas directas de materia oscura). Nos cuenta la situación actual Alfredo Urbano, «Fingerprints of dark matter in the gamma-ray sky,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides], Wei-Chih Huang et al., «Fermi Bubbles under Dark Matter Scrutiny. Part I: Astrophysical Analysis,» arXiv:1307.6862 [hep-ph] y Wei-Chih Huang et al., «Fermi Bubbles under Dark Matter Scrutiny Part II: Particle Physics Analysis,» arXiv:1310.7609 [hep-ph].
Sobre modelos teóricos de las aniquilaciones DM→SM (tanto 2→2 como 2→4) recomiendo consultar Sam McDermott, «Dark Matter Models for the Galactic Center Gamma-Ray Excess,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides], Asher Berlin et al., «Simplified Dark Matter Models for the Galactic Center Gamma-Ray Excess,» arXiv:1404.0022 [hep-ph] y Asher Berlin et al., «Hidden Sector Dark Matter Models for the Galactic Center Gamma-Ray Excess,» arXiv:1405.5204 [hep-ph].
La búsqueda de una señal de la aniquilación de partículas WIMP de baja masa (entre 0,1 GeV/c² y 10 GeV/c²) también ha sido infructuosa. En esta figura se observa el resultado de Fermi LAT y de EGRET. Más información en Andrea Albert et al., «Search for 100 MeV to 10 GeV gamma-ray lines in the Fermi-LAT data and implications for gravitino dark matter in the μνSSM,» arXiv:1406.3430 [astro-ph.HE].
También se están realizando búsquedas de partículas WIMP de alta masa, hasta 1000 TeV (experimentos como HAWC, Milagro, ARGO, Tibet AS-γ, H.E.S.S., VERITAS, MAGIC). Por ejemplo, esta figura ilustra (curva azul puntueada) los datos preliminares del observatorio HAWC (High Altitude Water Cherenkov), situado en el volcán de Sierra Negra, cerca de Puebla, Mexico, tomados desde el verano de 2013 aunque con sólo un tercio de sus detectores. Este verano de 2014 se iniciará la toma de datos con todos los detectores y los resultados se publicarán el año próximo.
Más información sobre HAWC en Dirk Lennarz (Georgia Tech), «The Current Status of the HAWC Observatory,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides] y en A. U. Abeysekara et al., «The Sensitivity of HAWC to High-Mass Dark Matter Annihilations,» arXiv:1405.1730 [astro-ph.HE].
Observar características similares en el núcleo de otras galaxias, como Andrómeda (M31), es muy difícil porque la luz del núcleo nos ciega. Por fortuna, Andrómeda está cerca y podemos estudiar posibles fuentes de fotones por aniquilación de materia oscura en su halo galáctico. Los resultados preliminares de VERITAS indican la ausencia de señal (aunque todavía no se han publicado los análisis definitivos). Nos lo cuenta R. Bird (VERITAS Collab.), «Observing M31 with VERITAS,» Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014 [PDF slides].
En mi opinión, esta segunda década del siglo XXI será recordada en física de partículas como la década de la búsqueda de la materia oscura por encima de la barrera de los neutrinos. Y si por desgracia no nos sonríe la suerte, la tercera década del siglo XXI se centrará en superar dicha barrera (ya hay físicos que están elucubrando cómo lograrlo).
Si has leído hasta aquí este resumen de algunas de las charlas de la conferencia Astroparticle Physics 2014, Amsterdam, 23-28 Jun 2014, es posible que estés tan sorprendido como este lindo gatito (y he omitido muchísimos temas, como las búsquedas en IceCube). La verdad, nadie sabe si el enorme esfuerzo que se está realizando tendrá una recompensa. Pero sin lugar a dudas, merece la pena explorar lo desconocido. Los humanos somos así de curiosos.
