약하게 상호작용하는 거대한 입자

Weakly interacting massive particles
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약하게 상호작용하는 거대 입자(WIMPs)는 암흑 물질의 후보 중 하나인 가상의 입자입니다.

WIMP에 대한 공식적인 정의는 존재하지 않지만, WIMP는 중력과 다른 힘(또는 힘)을 통해 상호작용하는 새로운 기본 입자이며, 잠재적으로 약한 핵력만큼 약하거나 약한 표준 모델 자체의 일부가 아니라 강도가 사라지지 않는다.많은 윔프 후보들은 빅뱅 우주론에 따르면 표준 모델의[1] 입자와 유사하게 초기 우주에서 열적으로 생성되었을 것으로 예상되며, 보통 차가운 암흑 물질을 구성합니다.오늘날 열생산을 통해 암흑물질의 정확한 농도를 얻으려면δ δ × - m s -1 \ \\ v \ 3 \ 10 ^ { } \ { { 3 } \ ; \ { - 1의 자기항산화 단면이 필요합니다.전기 약력을 통해 상호작용하는 질량 범위.

WIMP를 검출하기 위한 실험적인 노력에는 인근 은하와 은하단에서 감마선, 중성미자 및 우주선을 포함한 WIMP 전멸의 산물 탐색, 실험실에서 핵과 WIMP의 충돌을 측정하도록 설계된 직접 검출 실험, 충돌기에서 WIMP를 직접 생성하려는 시도가 포함된다.LHC.

입자물리학 표준모형의 초대칭 확장이 이러한 성질을 가진 새로운 입자를 쉽게 예측하기 때문에, 이 명백한 우연은 "WIMP 기적"으로 알려져 있으며, 안정적인 초대칭 파트너는 오랫동안 WIMP의 주요 [2]후보였다.그러나 LHC(Large Hadron Collider) 실험에서[3][4] 초대칭의 증거를 도출하지 못한 것과 함께 직접 검출 실험의 최근 null 결과는 가장 단순한 WIMP [5]가설에 의문을 제기하고 있다.

이론적 프레임워크와 특성

WIMP 유사 입자는 R-패리티 보존 초대칭으로 예측되며, 초대칭은 입자 물리 표준 모델의 일반적인 확장 유형입니다. 그러나 초대칭에서 많은 수의 새로운 입자가 [6]관찰되지 않았습니다.WIMP와 같은 입자는 또한 보편적인 추가 차원 및 작은 힉스 이론에 의해 예측됩니다.

모델 패리티 후보
수지 R패리티 최경량 초대칭 입자(LSP)
UED KK패리티 가장 가벼운 칼루자-클레인 입자(LKP)
리틀 힉스 T패리티 최경량 T홀수 입자(LTP)

WIMP의 주요 이론적 특성은 다음과 같습니다.

WIMP는 정상적인 물질과의 전자기 상호작용이 없기 때문에 정상적인 전자기 관측을 통해 보이지 않을 수 있습니다.질량이 크기 때문에 상대적으로 움직임이 느리고, 따라서 "추운"[8] 것입니다.이들의 상대적으로 느린 속도는 상호 중력을 극복하기에 충분하지 않을 것이고, 그 결과 윔프들은 [9]뭉치는 경향이 있을 것이다.윔프는 차가운 암흑 물질의 주요 후보들 중 하나로 여겨지며, 다른 것들은 거대 콤팩트 헤일로 천체(MACHOs)와 축삭이다.이들 이름은 WIMP보다 나중에 명명된 MACHO와 [10]대조하기 위해 의도적으로 선택되었습니다.마초와는 대조적으로 윔프의 모든 성질을 가진 입자 물리 표준 모델 내에 알려진 안정적인 입자는 없습니다.중성미자와 같이 정상 물질과 거의 상호작용하지 않는 입자들은 모두 매우 가볍기 때문에 빠르게 움직이거나 "뜨거운" 것입니다.

암흑 물질로서

1970년대에 암흑 물질 문제가 확립된 지 10년 후, [11]윔프는 이 문제에 대한 잠재적인 해결책으로 제시되었다.비록 자연에서 윔프의 존재는 여전히 가설이지만, 그것은 암흑 물질과 관련된 많은 천체물리학적, 우주론적 문제들을 해결할 것이다.오늘날 천문학자들 사이에서는 우주의 대부분의 질량이 정말로 어둡다는 데 의견이 일치하고 있다.차가운 암흑 물질로 가득한 우주의 시뮬레이션은 [12][13]관측된 것과 거의 비슷한 은하 분포를 만들어냅니다.반면 뜨거운 암흑 물질은 은하의 대규모 구조를 도색할 수 있기 때문에 실행 가능한 우주론적 모형으로 간주되지 않습니다.

윔프는 모든 입자가 열평형 상태에 있던 초기 우주의 잔존 암흑 물질 입자의 모델에 들어맞습니다.초기 우주에 존재하는 것과 같이 충분히 높은 온도가 있었다면, 암흑 물질 입자와 그것의 반입자는 형성되었을 것이고 더 가벼운 입자로 전멸되었을 것이다.우주가 팽창하고 냉각되면서, 이러한 가벼운 입자들의 평균 열 에너지는 감소했고 결국 암흑 물질 입자-반입자 쌍을 형성하기에 부족해졌다.그러나 암흑 물질 입자-반입자 쌍들의 전멸은 계속되었을 것이고, 암흑 물질 입자의 밀도는 기하급수적으로 [7]감소하기 시작했을 것이다.하지만 결국, 그 수 밀도는 너무 낮아져서 암흑 물질 입자와 반입자 간의 상호작용이 중단될 것이고, 우주가 계속 [9]팽창함에 따라 암흑 물질 입자의 수는 (거의) 일정하게 유지될 것입니다.상호작용 단면이 큰 입자는 더 오랜 시간 동안 전멸을 지속할 것이고, 따라서 전멸 상호작용이 중단될 때 더 적은 수의 밀도를 가질 것이다.현재 우주의 암흑물질의 풍부함 추정치에 따르면, 암흑물질 입자가 그러한 잔존 입자라면, 입자-반입자 전멸을 지배하는 상호작용 단면은 약한 [7]상호작용에 대한 단면보다 클 수 없습니다.이 모델이 맞다면 암흑 물질 입자는 WIMP의 특성을 갖게 됩니다.

간접 검출

다음 항목도 참조하십시오.암흑물질의 간접 검출

WIMP는 중력과 약한 힘을 통해서만 상호작용할 수 있기 때문에 검출하기가 매우 어렵다.그러나 WIMP를 직간접적으로 검출하기 위한 많은 실험이 진행 중이다.간접검출은 윔프(WIMP)가 지구로부터 멀리 떨어져 소멸하거나 붕괴하는 현상을 관찰하는 것을 말한다.간접적인 발견 활동은 일반적으로 WIMP 암흑 물질이 가장 많이 축적될 것으로 생각되는 위치, 즉 은하와 은하단의 중심, 그리고 우리은하의 작은 위성 은하에 초점을 맞추고 있습니다.이것들은 매우 적은 양의 중입자 물질을 포함하는 경향이 있기 때문에 표준 천체물리학적 과정에서 예상되는 배경을 감소시키기 때문에 특히 유용합니다.일반적인 간접 검색에서는 소멸의 최종 상태 산물로 예측되거나 하전 입자가 역콤프턴 산란을 통해 주변 방사선과 상호작용하면서 생성되는 초과 감마선을 찾는다.감마선 신호의 스펙트럼과 강도는 소멸 생성물에 따라 달라지며 모델별로 계산해야 한다.소멸 신호의 비관측을 통해 WIMP 소멸에 한계를 둔 실험에는 Fermi-LAT 감마선[14] 망원경과 VERITAS 지상 기반 감마선 [15]관측소가 포함된다.표준 모델 입자로의 윔프 전멸도 고에너지 중성미자의 생성을 예측하지만 이들의 상호작용 속도는 현재 암흑물질 신호를 확실하게 검출하기에는 너무 낮다.남극에 있는 아이스큐브 천문대에서 향후 관측한 결과 WIMP에서 생성된 중성미자를 표준 천체물리 중성미자와 구별할 수 있을 것이다. 그러나 2014년까지 37개의 우주론적 중성미자만 [16]관측되어 그러한 구별이 불가능해졌다.

또 다른 유형의 간접 윔프 신호는 태양으로부터 올 수 있다.헤일로 윔프는 태양을 통과할 때 태양 양성자, 헬륨 원자핵 및 더 무거운 원소와 상호작용할 수 있습니다.만약 윔프가 국지적인 탈출 속도 이하로 떨어질 정도로 충분한 에너지를 잃게 된다면, 그것은 태양의 중력을 벗어나기에 충분한 에너지를 갖지 못하고 중력에 [9]묶여 있게 될 것이다.점점 더 많은 윔프들이 태양 내부에서 열화되면서, 그들은 서로 함께 소멸하기 시작하고, 고에너지 [17]중성미자를 포함한 다양한 입자를 형성합니다.이러한 중성미자는 일본의 슈퍼 카미오칸데 검출기와 같은 많은 중성미자 망원경들 중 하나에서 검출되기 위해 지구로 이동할 수 있다.이러한 검출기에서 매일 검출되는 중성미자 이벤트의 수는 힉스 입자의 질량뿐만 아니라 WIMP의 특성에 따라 달라진다.윔프 소멸로 인한 중성미자를 지구[18] 내부와 은하 [19][20]중심에서 검출하기 위한 유사한 실험이 진행 중이다.

직접 검출

다음 항목도 참조하십시오.암흑물질의 직접 검출

직접 검출은 암흑물질이 지구 실험실의 검출기를 통과할 때 윔프-핵 충돌의 영향을 관찰하는 것을 말한다.대부분의 WIMP 모델은 간접 검출 실험이 성공하기 위해서는 큰 천체에서 충분히 많은 수의 WIMP를 포착해야 한다는 것을 나타내지만, 이러한 모델은 부정확하거나 암흑 물질 현상의 일부만을 설명할 수 있다.따라서, 차가운 암흑 물질의 존재에 대한 간접적인 증거를 제공하기 위한 여러 실험에도 불구하고, 윔프의 이론을 확고히 하기 위해서는 직접적인 검출 측정이 필요하다.

태양이나 지구와 마주치는 대부분의 WIMP는 아무런 영향 없이 통과할 것으로 예상되지만, 충분히 큰 검출기를 가로지르는 다수의 암흑 물질 WIMP가 최소한 연간 몇 가지 사건에서 충분히 자주 상호작용할 것으로 기대된다.WIMP를 검출하기 위한 현재의 일반적인 전략은 대규모로 확장할 수 있는 매우 민감한 시스템을 찾는 것입니다.이것은 발견의 역사와 (지금까지) 일상적인 중성미자 검출에서 얻은 교훈을 따른다.

그림 1. 2004년 현재 제외된 CDMS 파라미터 공간.DAMA 결과는 녹색 영역에 있으므로 허용되지 않습니다.

실험 기술

극저온 결정 검출기 – Soudan 광산의 CDMS(Cryogenic Dark Matter Search) 검출기에서 사용되는 기술은 여러 개의 매우 차가운 게르마늄 및 실리콘 결정을 사용합니다.크리스탈(각각 하키 퍽 크기)은 약 50mK까지 냉각된다.표면의 금속층(알루미늄 및 텅스텐)을 사용하여 결정을 통과하는 WIMP를 검출한다.이 설계는 WIMP에 의해 "킥"되는 원자에 의해 발생하는 결정 매트릭스 내의 진동을 검출하는 것을 희망하고 있다.텅스텐 전이 에지 센서(TES)는 임계 온도에 유지되기 때문에 초전도 상태에 있다.결정 진동이 크면 금속에서 열이 발생하며 저항의 변화로 인해 검출됩니다.CRESST, CoGeNT 및 EDELWEISS는 유사한 설정을 실행합니다.

노블 가스 섬광기 – WIMP에 의해 "흔들린" 원자를 검출하는 또 다른 방법은 섬광 물질을 사용하는 것이다. 따라서 움직이는 원자에 의해 광 펄스가 생성되고 종종 PMT에 의해 검출된다. SNOLAB의 DEAP 및 LNGS 계측기의 다크사이드와 같은 실험에서는 WIMP의 매우 큰 표적 액체 질량의 WIMP 검색을 한다.그리고 제논은 3.5톤의 액체 [21]제논을 사용하여 지금까지 제논1T 검출기에 의해 제공된 가장 엄격한 제한으로 높은 감도의 윔프를 제외했습니다.제논, LUX-ZEPLIN 및 PandaX의 협업으로 대형 멀티톤 액체 크세논 검출기 제작이 승인되었습니다.

결정 섬광기 – 액체 귀가스 대신 원칙적으로 간단한 접근방식은 NaI(Tl)와 같은 섬광 결정을 사용하는 것이다.이 접근방식은 DAMA/LIBRA에 의해 취해지고 있습니다.DAMP/LIBRA는 WIMP 검출과 일치하는 신호의 고리형 변조를 관찰한 실험입니다( § 최근 한계 참조).남극에서 IceCube 검출기로 NaI 결정을 코드 전개하고 있는 ANAIS와 DM-Ice를 포함한 여러 실험이 이러한 결과를 복제하려고 시도하고 있다.KIMS는 CsI(Tl)를 섬광기로 사용해 같은 문제에 접근하고 있다.COSINE-100 공동작업(KIMS와 DM-Ice 그룹의 병합)은 2018년 12월 DAMA/LIBRA 신호 복제에 대한 결과를 저널 Nature에 발표했다. 그들의 결론은 "이 결과는 DAMA 공동작업에 의해 관찰된 연간 변조의 원인으로 WIMP-핵 상호작용을 배제한다"는 것이었다.[22]2021년에 ANAIS-112와 COSINE-100의 새로운 결과는 모두 DAMA/LIBRA [23][24][25]신호를 복제하지 못했다.

버블 챔버 – PICASO(Project In Canada to Search for Supersymmetric Objects) 실험은 캐나다 SNOLAB에 위치한 직접 암흑 물질 탐색 실험입니다.Freon을 활성 질량으로 하는 버블 검출기를 사용합니다.피카소는 주로 윔프와 프레온의 불소 원자의 스핀 의존적 상호작용에 민감하다.트리플루오로요오드메탄(CFI3)을 사용한 유사한 실험인 COUPP는 [26]2011년에 20GeV 이상의 질량에 대한 한계를 발표했다.두 실험은 2012년에 PICO의 공동 작업으로 통합되었습니다.

버블 검출기는 겔 [27]매트릭스 안에 떠 있는 과열된 작은 액체 방울을 사용하는 방사선에 민감한 장치입니다.버블 챔버의 원리를 사용하지만, 작은 물방울만이 한 번에 상전이를 겪을 수 있기 때문에 검출기는 훨씬 더 오랜 [clarification needed]시간 동안 활성 상태를 유지할 수 있습니다.이온화 방사선에 의해 충분한 에너지가 액체 안에 축적되면 과열된 액체 방울은 기포가 된다.기포의 발생은 압전 센서에 의해 감지되는 음향 충격파를 동반합니다.버블 검출기 기술의 주요 장점은 검출기가 배경 방사선에 거의 둔감하다는 것이다.검출기 감도는 온도를 변경하여 조정할 수 있으며, 일반적으로 15°C와 55°C 사이에서 작동합니다.유럽에서 이 기술을 사용한 또 다른 유사한 실험인 SIMPLE이 있다.

피카소는 F의 스핀 의존형 WIMP 상호작용에 대한 결과(2009년 11월)를 보고한다. 질량이 24 Gev인 경우 스핀 의존형 단면에서 13.9 pb(90% CL)의 새로운 엄격한 한계를 얻었다.얻어진 한계는 스핀 의존적 [28]상호작용의 관점에서 DAMA/LIBRA 연간 변조 효과에 대한 최근 해석을 제한한다.

PICO는 [29]2015년에 계획된 개념을 확장한 것입니다.

다른 유형의 검출기 – WIMP 검출을 위해 저압 가스로 채워진 시간 투영 챔버(TPC)가 연구되고 있다.Directional Recoil Identification From Tracks(DRIFT) 콜라보레이션은 WIMP 신호의 예측된 방향성을 이용하려고 합니다.DRIFT는 이황화탄소 타겟을 사용합니다.이 타겟은 WIMP 반동을 몇 밀리미터를 이동시켜 하전 입자의 흔적을 남깁니다.이 충전된 트랙은 MWPC 판독 평면으로 표류되어 3차원으로 재구성되어 원점 방향을 결정할 수 있습니다.DMTPC는 CF 가스에 대한4 유사한 실험입니다.

DAMIC(Dark Matter In CCDs)와 SENSEI(Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) 협업은 빛 암흑 물질을 검출하기 위해 과학적 전하 결합 장치(CCD)를 사용한다.CCD는 검출기 대상과 판독치 계측기의 역할을 합니다.WIMP는 CCD의 대부분과 상호작용을 통해 전자-공 쌍의 생성을 유도할 수 있으며, 전자-공 쌍은 CCD에 의해 수집되고 판독됩니다.노이즈를 줄이고 단일 전자의 검출을 달성하기 위해 실험에서는 동일한 수집 [30][31]전하의 반복 측정에서 평균을 낼 수 있는 스키퍼 CCD로 알려진 유형의 CCD를 사용합니다.

최근의 제한

그림 2: 암흑물질 입자 질량과 핵자와의 상호작용 단면의 파라미터 공간을 나타내는 그림.LUX 및 SuperCDMS 한계는 라벨이 지정된 곡선 위에 있는 파라미터 공간을 제외합니다.CoGeNT와 CRESST-II 영역은 이전에는 암흑 물질 신호에 해당한다고 생각되었으나 나중에 일상적인 소스로 설명되는 영역을 나타낸다.DAMA 및 CDMS-Si 데이터는 설명되지 않은 상태로 남아 있으며, 이러한 영역은 이러한 이상이 암흑 물질로 인한 경우 선호 매개변수 공간을 나타낸다.

그림 2와 같이 LUX 및 SuperCDMS 실험에서 가장 강력한 제외 한계는 현재 직접적인 검출 실험에서 확인된 암흑 물질의 검출은 없다.제논 LUX는 제논 또는 [32]CDMS보다 민감도가 높다. 2013년 10월 첫 번째 결과에서 신호가 보이지 않아 덜 민감한 [33]기기에서 얻은 결과를 반박하는 것으로 나타났으며,[34] 이는 2016년 5월 최종 데이터 실행이 끝난 후 확인되었다.

역사적으로 4개의 다른 직접 검출 실험의 비정상적인 데이터 세트가 있었으며, 그 중 2개는 배경(CoGeNT 및 CREST-II)으로 설명되었고, 2개는 설명되지 않은 채로 남아 있다(DAMA/LIBRA 및 CDMS-Si).[35][36]2010년 2월, CDMS의 연구원들은 윔프-핵 [37][38][39]충돌로 인해 발생할 수 있는 두 가지 사건을 관찰했다고 발표했다.

단일 게르마늄 퍽을 사용하는 소형 검출기인 CoGeNT는 56일 동안 [40][41]수백 건의 검출 이벤트를 보고했다.그들은 가벼운 암흑 [42]물질을 나타낼 수 있는 사건 발생률의 연간 변조를 관찰했다.하지만 CoGe의 암흑물질 기원은NT 사건은 표면 [43]사건의 배경에 대한 설명을 선호하며 보다 최근의 분석에 의해 반박되었다.

연간 변조는 WIMP [44][45]신호의 예측된 시그니처 중 하나이며, 이를 바탕으로 DAMA 콜라보레이션은 양의 검출을 요구하고 있습니다.그러나 다른 그룹은 이 결과를 확인하지 않았다.2004년 5월에 공개된 CDMS 데이터는 WIMP와 암흑 물질 후광의 특성에 대한 특정 표준 가정을 주어진 DAMA 신호 영역 전체를 제외하며, 그 후 많은 다른 실험이 이루어지고 있다(그림 2, 오른쪽 참조).

COSINE-100 공동작업(KIMS와 DM-Ice 그룹의 병합)은 2018년 12월 DAMA/LIBRA 신호 복제에 대한 결과를 저널 Nature에 발표했다. 그들의 결론은 "이 결과는 DAMA 공동작업에 의해 관찰된 연간 변조의 원인으로 WIMP-핵 상호작용을 배제한다"는 것이었다.[46]

직접 검출의 미래

2020년대에는 WIMP-핵 단면을 현재 최첨단 민감도보다 작은 크기로 탐색하는 여러 가지 다중 톤 질량 직접 검출 실험이 출현해야 한다.이러한 차세대 실험의 예로는 LUX-ZEPLIN(LZ)과 제논NT가 있으며, 이는 멀티톤 액체 크세논 실험이며, 그 뒤를 이어 50-100톤 액체 크세논 직접 검출 실험으로 제안된 또 다른 [47][48]액체 크세논 실험이다.

이러한 멀티톤 실험은 중성미자 형태의 새로운 배경에도 직면하게 되는데, 중성미자 바닥으로 알려진 특정 지점 이상의 윔프 매개변수 공간을 조사하는 능력을 제한할 것이다.그러나 중성미자 바닥은 그 이름이 엄격한 한계를 의미할 수 있지만, 실험 민감도가 노출의 제곱근(검출기 질량과 실행 시간의 [49][50]곱)으로만 개선될 수 있는 매개변수 공간의 영역을 나타낸다.WIMP 질량이 10GeV 미만인 경우 중성미자 배경의 주요 공급원은 태양이고, 질량이 높은 경우 배경에는 대기 중성미자와 확산 초신성 중성미자 배경이 포함된다.2021년 12월, PandaX의 결과는 데이터에서 신호가 발견되지 않았으며, 최소 제외 은 3 × - 3.times 111[51][52] pb, 질량은 40 GeV이다.

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레퍼런스

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