Xenon1T publica su último límite de exclusión para partículas WIMP de materia oscura

Dibujo20180601 xenon1t vs lux pandax-ii exclusion results dark matter arxiv 1805 12562

La búsqueda directa de la partícula WIMP (Weakly Interacting Massive Particle) responsable de la materia oscura continúa firme. XENON1T en el Laboratorio Nacional de Gran Sasso (LNGS), Italia, con 3.2 toneladas de xenón líquido ultrapuro, logra una exposición de 1 tonelada al año. Tras recolectar datos durante 278.8 días efectivos (entre 22/nov/2016 y 18/ene/2017, y 02/feb/2017 y 08/feb/2018), no ha encontrado ninguna señal. Gracias a ello logra el mejor límite de exclusión para partículas WIMP que interaccionan de forma elástica con nucleones (independiente del espín) con masas entre 6 GeV/c² y 1 TeV/c²; la mínima sección eficaz alcanza 4.1 × 10−47 cm² para una masa de 30 GeV/c² al 90% CL. Todo un éxito, sin lugar a dudas.

Hay quien se lamenta tras no encontrar el nacimiento del Amazonas en su duro viaje desde Belén hasta Manaos (Brasil); extenuado afirma sin más que no puede existir el nacimiento del Amazonas. Y hay quien espera que la partícula WIMP de materia oscura fuese descubierta ayer; quien asegura que no existe, que no se descubrirá mañana. Pero en ciencia toda búsqueda debe transcurrir paso a paso, con la seguridad que requiere evitar toda posible falsa alarma. La región aún no explorada sigue siendo enorme. Y lo seguirá siendo durante lustros. XENON1T, LUX, Panda-X, etc., son hitos en el camino hacia la gloria, que quizás solo sea alcanzada por XENONnT, LUX-ZEPLIN (LZ), o DARWIN. Desfallecer durante la búsqueda nunca nos llevará a nuestro destino.

El nuevo artículo es XENON Collaboration (E. Aprile et al.), “Dark Matter Search Results from a One Tonne×Year Exposure of XENON1T,” arXiv:1805.12562 [astro-ph.CO]. Te recomiendo seguir su cuenta de Twitter @Xenon1T, y estar al loro de próximas conferencias, como Blois 2018, 30th Rencontres de Blois, Château de Blois, Francia, 03-08 de junio de 2018, DSU 2018, 14th International Workshop Dark Side Of the Universe, Annecy-le-Vieux, Francia, 25-29 de junio de 2018, y EDSU 2018, 2nd World Summit on Exploring the Dark Side of the Universe, Isla Guadalupe, 25-29 de junio de 2018, entre otras.

[PS 01 Jun 2018] Recomiendo la charla (muy bien ilustrada) de Sara Diglio (on behalf of the XENON Collaboration), “Results from the 1 t x year DM search with XENON1T,” IRN Terascale, 31 May 2018 [PDF slides]. Por cierto, la partícula de materia oscura podría tener una masa mucho mayor que la esperada para una WIMP; por ejemplo, entre 10 PeV y 1 EeV, una región aún no explorada, como nos propone Lucien Heurtier, “The Inflaton portal to PeV-EeV dark matter,” IRN Terascale, 31 May 2018 [PDF slides]. [/PS]

Dibujo20180601 Adam Falkowski resonaances blog WIMPs Direct Detection plot 28 may 2018

Esta figura de Adam Falkowski, “WIMPs after XENON1T,” Résonaances, 28 May 2018, nos muestra cómo han evolucionado los límites de exclusión para las partículas WIMP con masa entre 1 GeV/c² y 10 TeV/c² desde 1987 (Homestake) hasta 2018 (XENON1T). En los experimentos de búsqueda directa de la materia oscura se estudia la colisión de una partícula WIMP contra un nucleón (protón o neutrón) en el núcleo de algunos de los átomos del material de detección; se mide la energía de retroceso en la colisión. La sensibilidad del detector se mide en la sección eficaz de la colisión entre la partícula WIMP y un nucleón; la sección eficaz es el área del nucleón que ve la partícula de materia oscura (como el área de la diana que ve el jugador que lanza dardos). La sección eficaz se puede medir en cm² o en barns (10−24 cm²); recuerda que 1 barn es el área de la sección de un núcleo de uranio.

En la figura, arriba, se muestra una línea horizontal azul a trazos rotulada “Z portal cX=1″, que se encuentra un poco por encima de 1 fb (femtobarn), o 10−39 cm²; esta línea corresponde a una colisión entre la partícula WIMP y el nucleón similar a la interacción entre un neutrino y un nucleón mediada por un bosón Z. Más abajo aparece otra línea horizontal azul a trazos rotulada “Z portal cX=10−3“, que se encuentra un poco por encima de 1 zb (zeptobarn), o 10−48 cm²; esta línea corresponde a una colisión WIMP-nucleón similar a la interacción mediada por un bosón Z, pero con una constante de acoplamiento mil veces más pequeña (lo que equivale a una masa del bosón mil veces más grande, unos 90 TeV en lugar de 90 GeV).

También se muestra una línea a trazos celeste en diagonal, rotulada “h portal λφ=1″, que va desde por debajo 1 fb para masa 1 GeV/c² hasta por debajo de 1 zb para masa 10 TeV/c²; esta línea corresponde a una colisión WIMP-nucleón similar a la interacción mediada por el bosón de Higgs. Y una línea a trazos celeste en diagonal rotulada “h portal λφ=0.1″, que va desde por encima de 1 ab (attobarn) para masa 1 GeV/c² hasta por debajo de 1 yb (yoctobarn) para masa 10 TeV/c²; esta línea corresponde a una colisión WIMP-nucleón similar a la interacción mediada por el bosón de Higgs con una constante de acoplamiento diez veces más pequeña (lo que equivale a un bosón escalar con una masa diez veces mayor, como 1 TeV en lugar de 125 GeV).

La parte rosa de abajo en la figura corresponde al fondo de neutrinos atmosféricos. En dicha región la interacción WIMP-nucleón es comparable a la interacción neutrino-nucleón para neutrinos atmosféricos, con lo que los detectores directos de materia oscura se comportarán como detectores de estos neutrinos. Cuando se alcance dicho límite, para seguir buscando en esta región de masas habrá que desarrollar detectores capaces de distinguir entre ambas tipos de iteracciones. Por cierto, ya hay trabajos en esta línea de investigación, con lo que en su momento se podrá seguir buscando sin muchos problemas.

Finalmente, me gustaría indicar que si la interacción WIMP-nucleón depende del espín (es diferente para protones y neutrones), o si es una interacción no estándar (muy diferente a las interacciones débiles mediadas por bosones Z y bosones de Higgs), estos límites de exclusión han de ser cambiados. Por ello, podría ocurrir que la partícula WIMP se escondiera usando interacciones no estándares. O incluso que la densidad de materia oscura en el Sistema Solar fuera mucho menor de la estimada (pues ignoramos bastante su distribución a distancias tan próximas al centro galáctico).

7 comentarios

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Paco Paco

Me gustaría mucho un artículo explicando tranquilamente qué es la sección eficaz, qué limite hay por arriba y por abajo en cuanto a detección, qué implica exactamente que la mínima sección eficaz alcanze 4.1 × 10−47 cm2…

Pero supongo que es mucho pedir porque estarás a mil cosas.

Gran trabajo Francis.

sudamerican rocker sudamerican rocker

Estoy completamente de acuerdo con Paco. Y al igual que Paco, tampoco quiero ponerme exigente: solo cuando tengas tiempo. Como fuere, esta cosa de los límites de exclusión está pareciendo una novela por entregas. Aunque las entregas son a-periódicas, jajaja.

Paco Paco

Gracias por el añadido Francis.

Precisamente lo que “sé” de este tema es por leerte a tí a lo largo de muuuuuchas entradas.
Pero es eso, un conocimiento “disperso”. Cogiendo un poco de un artículo, otro detalle de otro, etc…

De ahí la sugerencia de un artículo “centralizado” sobre el tema.

En todo caso, reitero mi agradecimeinto por la aclaración que has añadido. Me ha ayudado mucho.

notengoniidea notengoniidea

No me ha quedado claro lo del fondo de neutrinos atmosférico.

¿Si esos detectores en ese rango se comportan como detectores de neutrinos entonces es posible que los detectores de neutrinos actuales estén detectando en parte materia oscura y no solamente neutrinos?

Enrique Moreno Enrique Moreno

Haciendo un alarde de cuñadismo temerario se me ocurre que a lo mejor esto no es comparable a buscar el nacimiento del Amazonas remontándolo, sino a buscar el borde de la tierra plana yendo hacia el horizonte :V

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