弱い相互作用をする質量の大きい粒子

弱い相互作用をする巨大粒子( WIMP ) は、暗黒物質の候補として提案されている仮説上の粒子です。

WIMP の正式な定義は存在しないが、広義には、重力と、弱い核力と同程度かそれより弱いが、強さがゼロではない他の力（または複数の力）を介して相互作用する素粒子である。多くの WIMP 候補は、ビッグバン宇宙論による標準モデル^[1]の粒子と同様に、初期宇宙で熱的に生成されたと予想されており、通常は冷たい暗黒物質を構成する。今日、熱的生成によって暗黒物質の正しい存在量を得るには、の自己消滅断面積が必要であり、これは電弱力を介して相互作用する100 GeV の質量範囲の新しい粒子に対して予想される値とほぼ等しい 。 ${\displaystyle \langle \sigma v\rangle \simeq 3\times 10^{-26}\mathrm {cm} ^{3}\;\mathrm {s} ^{-1}}$

WIMPを検出するための実験的取り組みには、近傍の銀河や銀河団におけるガンマ線、ニュートリノ、宇宙線などのWIMP消滅生成物の探索、実験室でのWIMPと原子核の衝突を測定するように設計された直接検出実験、およびCERNの大型ハドロン衝突型加速器などの衝突型加速器でWIMPを直接生成する試みが含まれます。

素粒子物理学の標準モデルの超対称拡張により、これらの特性を持つ新しい粒子が容易に予測されるため、この明らかな偶然は「 WIMPの奇跡」として知られ、安定した超対称パートナーは長い間WIMPの主な候補でした。^[2]しかし、2010年代初頭、直接検出実験の結果と大型ハドロン衝突型加速器（LHC）実験での超対称性の証拠の欠如^{[3] [4]}により、最も単純なWIMP仮説に疑問が投げかけられました。^[5]

WIMPのような粒子は、素粒子物理学の標準モデルの拡張の一種であるRパリティ保存超対称性によって予測されていますが、超対称性における多数の新しい粒子はどれも観測されていません。^{[6] WIMPのような粒子は、}普遍的余剰次元理論とリトルヒッグス理論 によっても予測されています。

WIMP の主な理論的特徴は次のとおりです。

• 弱い核力と重力のみによる相互作用、または断面積が弱いスケール以下の他の相互作用の可能性あり。^[7]
• 標準粒子と比較して質量が大きい（サブGeV質量の WIMP は軽い暗黒物質と考えられる）。

WIMPは通常の物質と電磁相互作用を起こさないため、通常の電磁気観測では見ることができない。質量が大きいため、比較的ゆっくりと動き、「冷たい」。^[8]比較的遅い速度では相互の重力を克服できず、その結果、WIMPは凝集する傾向がある。^{[9] WIMPは}冷たい暗黒物質の主な候補の1つと考えられており、他の候補には大質量コンパクトハローオブジェクト（MACHO）とアクシオンがある。これらの名前は対比のために意図的に選ばれ、MACHOはWIMPよりも後に命名された。^{[10] WIMPとは対照的に、素粒子物理学の}標準モデルには、MACHOの特性を持つ安定した粒子は知られていない。ニュートリノなどの通常の物質とほとんど相互作用しない粒子は非常に軽いため、動きが速く、「熱い」ことになる。

1970年代に暗黒物質問題が確立されてから10年後、WIMPがこの問題の潜在的な解決策として示唆されました。^[11]自然界でのWIMPの存在はまだ仮説的ですが、暗黒物質に関連する多くの天体物理学的および宇宙論的問題を解決する可能性があります。今日、天文学者の間では、宇宙の質量の大部分が確かに暗黒であるというコンセンサスがあります。冷たい暗黒物質で満たされた宇宙のシミュレーションでは、観測されたものとほぼ同じような銀河分布が生成されます。^{[12] [13]}対照的に、熱い暗黒物質は銀河の大規模構造をぼやけさせるため、実行可能な宇宙論モデルとは見なされていません。

WIMP は、すべての粒子が熱平衡状態にあった初期宇宙からの残存暗黒物質粒子のモデルに適合する。初期宇宙に存在するような十分に高い温度では、暗黒物質粒子とその反粒子は、より軽い粒子から形成され、より軽い粒子に消滅していたはずである。宇宙が膨張して冷却するにつれて、これらのより軽い粒子の平均熱エネルギーは減少し、最終的には暗黒物質粒子-反粒子ペアを形成するのに不十分になった。しかし、暗黒物質粒子-反粒子ペアの消滅は継続し、暗黒物質粒子の数密度は指数関数的に減少し始めたはずである。^[7]しかし、最終的には数密度が非常に低くなるため、暗黒物質粒子と反粒子の相互作用はなくなり、宇宙が膨張し続けても暗黒物質粒子の数は（ほぼ）一定のままになるだろう。^[9]より大きな相互作用断面積を持つ粒子はより長い時間消滅し続けるため、消滅相互作用が停止したときに数密度は小さくなる。現在宇宙に存在する暗黒物質の推定量に基づくと、暗黒物質粒子がそのような残存粒子である場合、粒子-反粒子消滅を支配する相互作用断面積は弱い相互作用の断面積よりも大きくなることはない。^[7]このモデルが正しければ、暗黒物質粒子はWIMPの特性を持つことになる。

WIMP は重力と弱い力を通じてのみ相互作用するため、検出するのは極めて困難です。しかし、WIMP を直接的にも間接的にも検出しようとする多くの実験が進行中です。間接検出とは、地球から遠く離れた場所での WIMP の消滅または崩壊生成物の観測を指します。間接検出の取り組みは通常、WIMP 暗黒物質が最も蓄積していると考えられる場所、つまり銀河や銀河団の中心、および天の川銀河のより小さな衛星銀河に焦点を当てています。これらはバリオン物質をほとんど含まない傾向があり、標準的な天体物理学的プロセスから予想されるバックグラウンドを減らすため、特に有用です。典型的な間接探索は、消滅の最終状態の生成物として予測される、または逆コンプトン散乱を介して荷電粒子が周囲の放射線と相互作用するときに生成される過剰なガンマ線を探します。ガンマ線信号のスペクトルと強度は消滅生成物に依存し、モデルごとに計算する必要があります。 WIMPの消滅に限界を置いた実験としては、消滅信号が観測されないことを通じて、フェルミLATガンマ線望遠鏡^[14]とVERITAS地上ガンマ線観測所^[15]がある。WIMPが標準モデルの粒子に消滅すると高エネルギーニュートリノも生成されると予測されるが、その相互作用率は現時点では暗黒物質信号を確実に検出するには低すぎると考えられている。南極のIceCube観測所による将来の観測では、WIMP生成ニュートリノと標準的な天体ニュートリノを区別できる可能性があるが、2014年までに観測された宇宙ニュートリノはわずか37個であり^[16] 、そのような区別は不可能である。

もう一つのタイプの間接的なWIMP信号は、太陽から来る可能性があります。ハローWIMPは、太陽を通過する際に、太陽の陽子、ヘリウム原子核、およびより重い元素と相互作用する可能性があります。WIMPがそのような相互作用で十分なエネルギーを失い、局所脱出速度を下回ると、理論的には太陽の重力から逃れるのに十分なエネルギーがなく、重力に縛られたままになります。^[9]太陽内部でより多くのWIMPが熱化すると、それらは互いに消滅し始め、理論的には高エネルギーニュートリノを含むさまざまな粒子を形成します。^[17]これらのニュートリノはその後、地球に到達し、日本のスーパーカミオカンデ検出器などの多くのニュートリノ望遠鏡の1つで検出される可能性があります。これらの検出器で1日に検出されるニュートリノイベントの数は、WIMPの特性とヒッグス粒子の質量によって異なります。同様の実験が、地球内部のWIMP消滅ニュートリノ^[18]や銀河中心内部のニュートリノ^{[19] [20]を検出しようと進行中である。}

直接検出とは、暗黒物質が地球の実験室の検出器を通過する際に、WIMP と原子核の衝突の影響を観察することです。ほとんどの WIMP モデルでは、間接検出実験が成功するには、大きな天体で十分な数の WIMP を捕捉する必要があると示されていますが、これらのモデルが間違っているか、暗黒物質現象の一部しか説明していない可能性があります。したがって、冷たい暗黒物質の存在の間接的な証拠を提供することに専念する複数の実験があっても、WIMP の理論を確固たるものにするには、直接検出測定も必要です。

太陽や地球に衝突するほとんどの WIMP は、何の影響も受けずに通り抜けると予想されますが、十分に大きな検出器を通過する多数の暗黒物質 WIMP が、少なくとも年に数回は観測できるほど頻繁に相互作用することが期待されます。WIMP を検出するための現在の試みの一般的な戦略は、大規模なボリュームに拡張できる非常に感度の高いシステムを見つけることです。これは、ニュートリノの発見と (今では日常的な) 検出の歴史から学んだ教訓に従っています。

極低温結晶検出器–スーダン鉱山の極低温暗黒物質探索(CDMS) 検出器で使用される技術は、複数の非常に低温のゲルマニウムおよびシリコン結晶に依存しています。結晶 (それぞれホッケーのパックほどの大きさ) は約 50 mKに冷却されます。表面の金属層 (アルミニウムとタングステン) は、結晶を通過する WIMP を検出するために使用されます。この設計は、WIMP によって「蹴られる」原子によって生成される結晶マトリックスの振動を検出することを目的としています。タングステン遷移エッジ センサー(TES) は臨界温度に保たれ、超伝導状態になります。大きな結晶振動は金属に熱を発生させ、抵抗の変化によって検出されます。CRESST 、CoGeNT、EDELWEISS は同様のセットアップを実行します。

希ガスシンチレーター– WIMP によって「揺さぶられた」原子を検出する別の方法は、シンチレーション物質を使用することです。これにより、移動する原子によって光パルスが生成され、多くの場合 PMT で検出されます。SNOLABのDEAPやLNGSのDarkSideなどの実験では、高感度の WIMP 検索のために非常に大きなターゲット質量の液体アルゴンが使用されています。ZEPLINおよびXENON は、キセノンを使用してより高い感度で WIMP を排除しました。これまでで最も厳しい制限は、3.5 トンの液体キセノンを使用する XENON1T 検出器によって提供されました。^{[21]さらに大きな数トンの液体キセノン検出器が、} XENON、LUX-ZEPLINおよびPandaXコラボレーションから構築が承認されています。

結晶シンチレーター– 液体希ガスの代わりに、原理的にもっと簡単な方法は、NaI(Tl) などのシンチレーター結晶を使用することです。この方法は、WIMP 検出と一致する信号の環状変調を観測した実験であるDAMA/LIBRAで採用されています ( § 最近の制限を参照)。ANAIS 、COSINUS、および南極のIceCube検出器と NaI 結晶を併用している DM-Ice など、いくつかの実験でこれらの結果を再現しようとしています。KIMSは、シンチレーターとして CsI(Tl) を使用して同じ問題に取り組んでいます。

バブルチェンバー– PICASSO（カナダにおける超対称性天体の探索プロジェクト）実験は、カナダのSNOLABで行われている直接的な暗黒物質探索実験です。この実験では、活性物質としてフレオンを使用したバブル検出器を使用します。PICASSOは、主にWIMPとフレオン内のフッ素原子とのスピン依存相互作用に敏感です。トリフルオロヨードメタン（CF ₃ I）を使用した同様の実験であるCOUPPは、2011年に20 GeVを超える質量の限界を発表しました。^[22] 2つの実験は2012年にPICOコラボレーションに統合されました。

バブル検出器は、ゲルマトリックスに浮遊する過熱液体の小滴を使用する放射線感度デバイスです。^{[23]これは}バブルチャンバーの原理を使用していますが、小さな液滴のみが一度に相転移を起こすことができるため、検出器はより長い時間アクティブのままでいることができます。^{[説明が必要]}電離放射線によって液滴に十分なエネルギーが蓄積されると、過熱液滴はガスバブルになります。泡の発達は、圧電センサーによって拾われる音響衝撃波を伴います。バブル検出器技術の主な利点は、検出器が背景放射線の影響をほとんど受けないことです。検出器の感度は温度を変えることで調整でき、通常は15℃から55℃の間で動作します。ヨーロッパでは、SIMPLEと呼ばれるこの技術を使用した同様の実験がもう1つあります。

^{PICASSOは、 19F}に対するスピン依存WIMP相互作用の結果（2009年11月）を報告しており、24Gevの質量に対して、スピン依存断面積13.9pb（90% CL）という新しい厳しい制限が得られました。得られた制限は、スピン依存相互作用の観点からのDAMA/LIBRA年間変調効果の最近の解釈を制限します。^[24]

PICOは2015年に計画されたコンセプトの拡張版です。^[25]

その他のタイプの検出器–低圧ガスで満たされた時間投影チャンバー(TPC) は、WIMP 検出用に研究されています。DRIFT ( Directional Recoil Identification From Tracks ) コラボレーションは、WIMP 信号の予測された方向性を利用しようとしています。DRIFT は二硫化炭素ターゲットを使用して、WIMP 反跳が数ミリメートル移動して荷電粒子の軌跡を残すようにします。この荷電された軌跡はMWPC読み出し平面にドリフトされ、3 次元で再構成されて原点方向を判定できます。DMTPC は、CF ₄ガスを使用した同様の実験です。

DAMIC (DArk Matter In CCDs) と SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) の共同研究は、科学的な電荷結合素子(CCD) を使用して光暗黒物質を検出します。CCD は、検出器ターゲットと読み出し装置の両方の役割を果たします。WIMP が CCD の大部分と相互作用すると、電子正孔対が生成され、それが収集されて CCD によって読み出されます。ノイズを減らして単一電子の検出を実現するために、実験では Skipper CCD と呼ばれるタイプの CCD を使用します。これにより、収集された同じ電荷を繰り返し測定して平均化できます。^{[26] [27]}

現時点では、直接検出実験による暗黒物質の検出は確認されておらず、最も強い排除限界はLUX実験とSuperCDMS実験から得られており、図2に示されている。370キログラムのキセノンを使用したLUXは、XENONやCDMSよりも感度が高い。^[28] 2013年10月の最初の結果では、信号は見られなかったと報告されており、感度の低い機器から得られた結果を否定しているようだ。^[29]これは、2016年5月に最終データの実行が終了した後に確認された。^[30]

これまで、異なる直接検出実験から4つの異常なデータセットが発見されており、そのうち2つは現在では背景説明がつき（CoGeNTとCRESST-II）、2つは未だに説明がつかない（DAMA/LIBRAとCDMS-Si）。^{[31] [32]} 2010年2月、CDMSの研究者らはWIMPと原子核の衝突によって引き起こされた可能性のある2つの事象を観測したと発表した。^{[33] [34] [35]}

CoGeNTは、ゲルマニウムパックを1つだけ使用した小型の検出器で、より小さな質量のWIMPを感知するように設計されており、56日間で数百の検出イベントを報告しました。^{[36] [37]}彼らは、軽い暗黒物質を示唆する可能性のあるイベント率の年間変動を観測しました。^[38]しかし、CoGeNTイベントの暗黒物質起源は、最近の分析によって否定され、表面イベントからの背景による説明が支持されました。^[39]

年間変調はWIMP信号の予測される特徴の1つであり、^{[40] [41]}、これに基づいてDAMA共同研究グループは確実な検出を主張しました。しかし、他のグループはこの結果を確認していません。2004年5月に公開されたCDMSデータは、WIMPと暗黒物質ハローの特性に関する特定の標準的な仮定に基づいてDAMA信号領域全体を除外しており、他の多くの実験でもこれに倣っています（図2を参照）。

COSINE -100コラボレーション（KIMSとDM-Iceグループの統合）は、2018年12月にNature誌にDAMA/LIBRA信号の再現に関する結果を発表しました。彼らの結論は、「この結果は、DAMAコラボレーションによって観測された年間変調の原因としてWIMP-核子相互作用を排除する」というものでした。^[42] 2021年にCOSINE-100とANAIS-112からの新しい結果は両方ともDAMA/LIBRA信号の再現に失敗しました^{[43] [44] [45]}そして2022年8月にCOSINE-100はDAMA/LIBRAで使用されたものと同様の分析方法を適用し、同様の年間変調を発見しました。これは、信号が単なる統計的アーティファクトである可能性があることを示唆しています^{[46] [47]}これは2020年に最初に提唱された仮説を裏付けています。^[48]

2020年代には、数トンの質量を持つ直接検出実験がいくつか登場するはずで、これは現在の最先端の感度よりも桁違いに小さいWIMP核断面積を調べることになる。そのような次世代実験の例としては、数トンの液体キセノン実験であるLUX-ZEPLIN (LZ) とXENONnTがあり、それに続いて50～100トンの液体キセノン直接検出実験として提案されているDARWINがある。^{[49] [50]}

このような数トン規模の実験は、ニュートリノという形で新たな背景にも直面することになる。この背景によって、ニュートリノフロアと呼ばれるある一定の点を超えてWIMPパラメータ空間を調べる能力が制限される。しかし、その名前が厳しい制限を意味するとしても、ニュートリノフロアは、それを超えると実験感度がせいぜい露出時間の平方根（検出器の質量と実行時間の積）に応じてしか向上しないパラメータ空間の領域を表している。^{[51] [52]} 10 GeV未満のWIMP質量の場合、ニュートリノ背景放射の主な発生源は太陽であるが、それより高い質量の場合、背景には大気ニュートリノと拡散した超新星ニュートリノ背景放射が含まれる。

2021年12月、PandaXの結果ではデータにシグナルは見つからず、除外されたクロスセクションは最低でした。40 GeVで3.8 × 10 ⁻⁴⁷  cm ²、信頼度90%。^{[53] [54]}

2023年7月、XENONnTとLZ実験はWIMPの探索の最初の結果を発表した。^[55]これは、上記の断面積を除外した最初の結果である。2.58 × 10 ⁻⁴⁷  cm ² 28 GeVで90%信頼水準^[56]、2番目は上記の断面積を除外した。36 GeVで9.2 × 10 ⁻⁴⁸  cm ^2、信頼度90%。^[57]

理論的候補

• ベルトーネ、ジャンフランコ (2010)。粒子暗黒物質: 観察、モデル、探索。ケンブリッジ大学出版局。p. 762。Bibcode : 2010pdmo.book..... B。ISBN 978-0-521-76368-4。
• Cerdeño, David G.; Green, Anne M. (2010). Bertone, Gianfranco (ed.). 「WIMP の直接検出」.粒子暗黒物質: 観察、モデル、探索: 347–369. arXiv : 1002.1912 . doi :10.1017/CBO9780511770739.018. ISBN 9780511770739. S2CID  119311963。
• デイビス、ジョナサンH. (2015)。「光暗黒物質直接検出の過去と未来」。国際現代物理学ジャーナル A。30 ( 15): 1530038。arXiv : 1506.03924。Bibcode : 2015IJMPA..3030038D。doi : 10.1142 /S0217751X15300380。S2CID 119269304  。
• デル・ノビレ、エウジェニオ。ジェルミニ、グラシエラ B.ゴンドーロ、パオロ。ホ・ジヘン（2015）。 「Halo に依存しない直接ダークマター検出データの比較に関する最新情報」。物理プロセディア。61：45～54。arXiv : 1405.5582。Bibcode :2015PhPro..61...45D。土井：10.1016/j.phpro.2014.12.009。

• WIMP 検索に関する Particle Data Group のレビュー記事 (S. Eidelman 他 (Particle Data Group)、Physical Letters B 592、1 (2004) 付録: 概要表から省略)。
• Timothy J. Sumner、「暗黒物質の実験的探索」、Living Reviews in Relativity、第 5 巻、2002 年。
• 闇の肖像、ニューサイエンティスト、2013 年 8 月 31 日。プレビューのみ。
• Hooper, Dan (2018年4月13日). WIMPは死んだ。WIMPよ永遠なれ! (ビデオ、コロキウム). ブラウン大学物理学部。2021年12月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。