Indirekt detektering av mörk materia

Indirekt detektering av mörk materia är en metod för att söka efter mörk materia som fokuserar på att leta efter produkterna av mörk materia-interaktioner (särskilt standardmodellpartiklar) snarare än själva mörk materia. I motsats till detta letar direkt detektering av mörk materia efter interaktioner av mörk materia direkt med atomer . Det finns experiment som syftar till att producera mörk materia partiklar med hjälp av kolliderare . Indirekta sökningar använder olika metoder för att upptäcka de förväntade utrotningstvärsnitten för svagt interagerande massiva partiklar ( WIMP). Det antas allmänt att mörk materia är stabil (eller har en livslängd som är tillräckligt lång för att verka stabil), att mörk materia interagerar med standardmodellpartiklar, att det inte finns någon produktion av mörk materia efter utfrysning och att universum för närvarande är materiadominerad, medan det tidiga universum var strålningsdominerat . Sökningar efter produkter från interaktioner med mörk materia är lönsamma eftersom det finns en stor mängd mörk materia i universum, och förmodligen en hel del interaktioner med mörk materia och produkter av dessa interaktioner (som är i fokus för indirekta upptäcktssökningar); och många för närvarande fungerande teleskop kan användas för att söka efter dessa produkter. Indirekta sökningar hjälper till att begränsa annihilationstvärsnittet $\left\langle \sigma v\right\rangle ,$ livstiden för mörk materia $\tau _{X}$ , också som förintelsegraden.

Mörk materia interaktioner

Indirekt detektering är beroende av produkterna från interaktioner med mörk materia. Det finns alltså flera olika modeller för interaktioner med mörk materia att överväga. Mörk materia (DM) anses ofta vara stabil, eftersom en livstid som är längre än universums ålder krävs ( $\tau _{X}\gg 10^{10}$ år) för stora mängder av DM att vara närvarande idag. Faktum är att det verkar som att mängden DM inte har förändrats nämnvärt medan universum har dominerats av materia. Genom att använda mätningar av CMB och andra storskaliga strukturer, kan livslängden för DM grovt begränsas av $\tau _{X}\gtrsim 2\ gånger 10^{19}$ s. Därför är att förinta DM i fokus för de flesta indirekta sökningar.

Förintar mörk materia

Ett annihilationstvärsnitt i storleksordningen $\left\langle \sigma v\right\rangle \sim 10^{-26}cm^{3}s ^{-1}$ överensstämmer med den uppmätta kosmologiska densiteten för DM. Sålunda är föremålen för indirekta sökningar de sekundära produkterna som förväntas från förintelsen av två mörk materia partiklar. När observationer av dessa sekundära produkter avslöjar tvärsnitt i storleksordningen av de förväntade $\sim 10^{-26}$ (eller nära den storleksordningen, med viss förväntad eller känd avvikelse) är källan till dessa produkter kan bli en kandidat för mörk materia, eller en indikation på mörk materia (en indirekt signal). I allmänhet förväntas DM vara $5\ MeV\lesssim m_{X}\lesssim 120\ TeV$ för tvärsnittet som anges ovan.

Notera att "J-faktorn" för en given potentiell källa till interaktionsprodukter för mörk materia är energispektrumet integrerat längs siktlinjen, och tar endast termen beroende på fördelningen av DM-masdensiteten. För förintelse ges den J-faktorn vanligtvis som,

$J_{ann}={\frac {1}{8\pi }}\int drd\Omega \rho ({\bar {r}})^{2}$

där $\rho ({\bar {r}})$ är massdensiteten för DM. J-faktorn är i huvudsak ett prediktivt mått på en potentiell förintelsesignal. J-faktorn beror på densiteten, så om densiteten för en given region inte är välkänd eller väldefinierad, kan det vara svårt att bestämma storleken på den förväntade signalen. Till exempel, eftersom det är svårt att särskilja och ta bort bakgrunder nära det galaktiska centrumet varierar den beräknade J-faktorn för den regionen med flera storleksordningar, beroende på den använda densitetsprofilen.

Förmultnande mörk materia

Men om DM är instabilt skulle det sönderfalla och producera sönderfallsprodukter som kan observeras. Eftersom sönderfall bara involverar en DM-partikel (medan annihilation kräver två), är flödet av DM-sönderfallsprodukter proportionell mot DM-densiteten, $\rho _{X}$ , snarare än $\rho _{X}^{2}$ i fallet med förintelse. Det har gjorts försök att söka efter DM-sönderfallsprodukter i gammastrålar , röntgenstrålar , kosmiska strålar och neutriner . För instabil mörk materia av massa i GeV –TeV-området är sönderfallsprodukterna högenergifotoner . Dessa fotoner bidrar till den extragalatiska gammastrålningsbakgrunden (EGRB). Studier av EGRB med användning av Fermi- satelliten har avslöjat begränsningar för livslängden för mörk materia som $\tau _{X}>10^{28}$ s, för massor mellan cirka 100 GeV och 1 TeV . De begränsningar som härrör från EGRB är relativt opåverkade av ytterligare astrofysiska osäkerheter. NuSTAR- observationer har använts för att söka efter röntgenlinjer för att ytterligare begränsa sönderfallande DM för massor i intervallet 10 till 50 keV. För sterila neutriner finns det flera befintliga begränsningar baserade på röntgengränser. För DM-massor $m_{X}\lesssim 10$ keV och $m_{X}\gtrsim 50$ keV, finns det väldefinierade begränsningar för blandningsvinkeln, ${ \displaystyle \theta }$ . Neutrinos har använts för att härleda begränsningar för DM-massor i intervallet $10^{3}\lesssim m_{X}\lesssim 10^{6}$ GeV. Kombinerade data från Fermi gammastrålningsobservationer och IceCube neutrinoobservationer ger begränsningar beroende på energi och definieras av kriteriet, $N_{sig}/{\sqrt {N_{sig}+N_{bkg}}}<\delta$ , med $N_{sig}$ definierad som den givna signalen, $N_{bkg}$ som muon neutrino bakgrund och $\delta$ som Gaussisk betydelse. För låga energier förbättras begränsningarna med tiden som $\sim {\sqrt {t}}$ . För höga energier är begränsningarna inte väldefinierade, eftersom neutrinoflödet inte längre är dominerande. Det finns alltså begränsningar för egenskaperna för avklingande DM för massor $m_{X}$ som sträcker sig från keV till TeV. Dessutom, i fallet med avklingning, är signalstyrkan (som J-faktor för fallet med annihilation) endast beroende av densiteten, snarare än densiteten i kvadrat: ∫ ρ ( r ¯ ) $rho ({\bar {r}})drd\Omega }$ . För tillräckligt avlägsna källor kan signalstyrkan då approximeras som $M/R^{2}$ , där $M$ är källmassan.

Metoder för indirekt detektering

Det finns för närvarande många olika vägar genom vilka indirekta sökningar efter mörk materia kan utföras. I allmänhet fokuserar indirekta detektionssökningar på antingen gammastrålar, kosmisk strålning eller neutriner. Det är många instrument som har använts i ansträngningar att upptäcka mörk materia förintelseprodukter, inklusive HESS , VERITAS och MAGIC ( Cherenkov-teleskop ), Fermi Large Area Telescope (LAT), HAWC (vatten Cherenkov) och Antares, IceCube och SuperKamiokande (neutrino-teleskop). Vart och ett av dessa teleskop deltar i sökandet efter en signal från WIMPs, med fokus på källor som sträcker sig från det galaktiska centrumet eller den galaktiska haloen , till galaxhopar , till dvärggalaxer , beroende på tillåtet energiområde för varje instrument. En DM-förintelsesignal har ännu inte bekräftats, och istället läggs begränsningar på DM-partiklar genom gränser för utrotningstvärsnittet av WIMPs, på livslängden för mörk materia (vid sönderfall), såväl som på förintelsehastigheten och flux.

WIMP-förintelsegränser

Gammastrålningssökningar

För att upptäcka eller begränsa egenskaperna hos mörk materia har observationer av dvärggalaxer utförts. Gränser kan sättas på utrotningstvärsnittet av WIMP baserat på analys av antingen gammastrålar eller kosmiska strålar. VERITAS-, MAGIC-, Fermi- och HESS-teleskopen är bland dem som har varit involverade i observation av gammastrålar. Luft-Cherenkov-teleskopen (HESS, MAGIC, VERITAS) är mest effektiva för att begränsa utrotningstvärsnittet för höga energier ( $E_{\gamma }>100$ GeV).

För energier under 100 GeV är Fermi mer effektivt, eftersom detta teleskop inte är begränsat till en vy av endast en liten del av himlen (som de markbaserade teleskopen är). Från sex år av Fermi- data, som observerade dvärggalaxer i Vintergatan, är DM-massan begränsad till $m_{X}\gtrsim 100$ GeV (massor som båda dessa tröskelvärden inte är tillåtna). Sedan, genom att kombinera data från Fermi och MAGIC, visar sig den övre gränsen för tvärsnittet vara $\left\langle \sigma v\right\rangle \sim 10^{-25}cm^{3}s^{-1}$ (det vill säga utan osäkerheter i $J$ . Detta samarbete gav begränsningar för DM-massor i intervallet $10\ GeV\lesssim m_{X}\lesssim 100\ TeV$ Observera att Fermi- data dominerar för den låga massan av intervallet, medan MAGIC dominerar för de höga massorna.

VERITAS har använts för att observera gammastrålar med hög energi i området 85 GeV till 30 TeV, för massområdet $10\ GeV\lesssim m_{X}\lesssim 10\ TeV$ .

Kosmisk strålsökning

Kosmiska strålanalyser observerar främst positroner och antiprotoner. AMS-experimentet är ett sådant projekt som tillhandahåller data om kosmiska strålelektroner och positroner i området 0,5 GeV till 350 GeV. AMS-data tillåter begränsningar på DM-massor $m_{X}\lesssim 300$ GeV. Resultat från AMS begränsar annihilationstvärsnittet till $\left\langle \sigma v\right\rangle \lesssim 1,1\ gånger 10^{-24} cm^{3}s^{-1}$ för DM-massor $\sim 100$ GeV (med det termiskt medelvärde tvärsnittet noterat som ${ \displaystyle \left\langle \sigma v\right\rangle _{therm}\equiv 3\times 10^{-26}}$$cm^{3}s^{-1}$ ). Den övre gränsen för annihilationstvärsnittet kan också användas för att hitta en gräns för sönderfallsbredden för en DM-partikel. Dessa analyser är också föremål för betydande osäkerhet, särskilt vad gäller solens magnetfält, samt produktionstvärsnittet för antiprotoner.

Galaktiskt centrum

Det galaktiska centret antas vara en källa till stora mängder förintelseprodukter av mörk materia. Bakgrunden i det galaktiska centrumet är dock både ljus och ännu inte väl förstådd (baserat på modellen av Vintergatan som används kan flödet av förintelseprodukter variera med flera storleksordningar). Det galaktiska centret är en unik källa till mörk materia med hög massa, som inte kan replikeras i kolliderare. Således har teleskop som Fermi och HESS observerat överskottet av gammastrålar som kommer från det galaktiska centrumet, eftersom bakgrunderna är lägre för gammastrålar (och okända bakgrunder i det galaktiska centrumet orsakar vanligtvis stora osäkerheter för sökningar av mörk materia). Utrotningstvärsnittet överensstämmer med det förväntade ${\displaystyle \sim 10^{-26}cm^{3}s^{-1}} ,$ och således, i det fall att dessa överskott av gammastrålar är produkter av förintelse av mörk materia, de måste härröra från mörk materia med massan $40\ GeV\lesssim m_{X}\lesssim 70\ GeV$ .

Helhimmelbild av gammastrålar större än 1 GeV.

Som jämförelse, helhimmelsbild av gammastrålar större än 10 GeV.

HESS, ett avbildande atmosfäriskt Cherenkov-teleskop, har använts för att observera detta överskott av mycket högenergi gammastrålar som emanerar från det galaktiska centrumet. Sondenergier i intervallet $E_{\gamma }\sim 500$ GeV till $25$ TeV, HESS-data gjorde det möjligt att bestämma gränser för interna bremsstrahlung -processer, vilket sedan möjliggjorde övre gränser på DM-förintelseflöde som ska definieras.

Sammantaget är det galaktiska centret ett fokus för indirekta sökningar på grund av dess överskott av gammastrålar. Det överskottet har $\left\langle \sigma v\right\rangle \sim 10^{-26}cm^{3}s^{-1}$ som är i storleksordningen av det termiskt medelvärdesbehandlade annihilationstvärsnittet, vilket gör gammastrålöverskottet till en potentiell kandidat för mörk materia.

Tung mörk materia

Heavy DM har $m_{X}\gg TeV$ . Mörk materia med massa i denna regim förväntas resultera i högenergifotoner som genom parproduktion skapar en kaskad av elektroner och fotoner, vilket så småningom leder till gammastrålar med låg energi. Dessa lågenergi-gammastrålar kan observeras av teleskop som Fermi , och sedan begränsa förintelsehastigheten i enlighet därmed. Dessutom, för avklingande DM med massor som är större än TeV-området, är livslängden begränsad till $\tau _{X}\gtrsim 10^{27-28}$ s.

Ljus mörk materia

Som kontrast har ljus DM ${\displaystyle m_{X}\ll GeV} ,$ och det blir svårt att observera produkter för dessa lägre massor och energier. Fermi är begränsad av sin vinkelupplösning och kan inte observera produkter under $\sim 1\ GeV$ . För att observera produkter vid den nedre massagränsen krävs antingen ett lågenergiteleskop eller ett röntgenteleskop.

Kosmisk strålning positron överskott

Ett överskott av positroner (i flödesförhållandet mellan positroner och elektron- och positronpar) hittades av PAMELA vid observation av kosmiska strålar. Fermi och AMS-02 bekräftade senare detta överskott. En möjlig förklaring till detta överskott av positroner är att förinta mörk materia. För energier $\sim 10$ GeV till $300$ GeV fortsätter förhållandet mellan positroner och elektron-positronpar att öka, vilket indikerar att den utplånande mörka materien producerar positroner (och flödet ökar med DM massa). Det finns alternativa förklaringar till detta överskott av positroner, inklusive pulsarer eller supernovarester . Under 2017 indikerade data från HAWC Collaboration att ökningen av flödet av positroner från de två närmaste pulsarerna ( Geminga och Monogem) är ungefär lika med det överskott som ursprungligen observerades av PAMELA.

Mörk materia visas i Bullet Cluster.

3,5 keV-linjen

Under 2014 hittades en spektrallinje med en energi på $\sim 3,5$ keV vid observation av galaxhopar. Ytterligare undersökning av denna spektrala linje av Chandra och XMM-Newton misslyckades med att hitta en sådan linje, och därför finns det debatt om huruvida spektrallinjen är bevis på mörk materia. Det finns flera förklaringar: (1) källan är en sönderfallande steril neutrino, med en massa på $\sim 7$ keV (kall DM), och är därför inte föremål för begränsningarna för varm DM. Denna förklaring överensstämmer med observation av spektrallinjen vid 3,5 keV, som förväntat, i både den kosmiska röntgenbakgrunden och det galaktiska centret, men inkonsekvent med resultaten från Chandra och XMM-Newton; (2) källan är tyngre än 3,5 keV, men har ett "metastabilt exciterat tillstånd" vid 3,5 keV och ett sönderfall avger en foton av samma energi; (3) DM-källan sönderfaller och producerar en 3,5 keV axionliknande partikel, som kan förvandlas till en foton under något externt magnetfält. Den faktiska förklaringen kan ännu inte bekräftas. Således finns 3,5 keV-linjen kvar som bevis på en potentiell DM-kandidat.

Kosmisk mikrovågsugn bakgrund

Den kosmiska mikrovågsbakgrunden (CMB) kan också analyseras för att begränsa förintelseprodukter av mörk materia. Om antalet förintelser av mörk materia anges som, $N_{ann}={\frac {1}{2}}{ \frac {\rho _{X}^{2}\left\langle \sigma v\right\rangle V_{c}}{m_{X}^{2}H}}$

där $H$ är expansionshastigheten, $V_{c}$ är den kommande volymen och $\left\langle \sigma v\right\rangle$ är medelvärdet annihilationstvärsnitt, då kan antalet förintelser av mörk materia under både perioden av materia-strålningsjämlikhet och materiadominans bestämmas. Från ovanstående ekvation för antalet förintelser av mörk materia, och baserat på en typisk massa av mörk materia på $m_{X}=100$ GeV, skulle mörk materia jonisera en betydande del av väteatomerna (~ $10^{-3}$ ) vid tidpunkten för rekombination . Således skulle mörk materia ha en märkbar effekt på CMB, som observerats idag.

Eftersom anisotropierna som finns i CMB är känsliga för varje ökning av energi, kan dessa anisotropier beräknas under antagandet att energiökningen beror på viss DM-förintelse, i ett försök att fastställa begränsningar för den DM-förintelsen. Planck Collaboration använde relationen

$p_{ann}\equiv f_{eff}{\frac {\left\langle \sigma v\right\rangle }{m_{X}} }$

(där $f_{eff}$ är den energi som frigörs till det intergalaktiska mediet genom en DM-förintelseprocess) för att bestämma en parameter, $p_{ann}$ , för att begränsa DM-förintelser baserat på CMB- anisotropier och polarisering. Planck Collaboration fann att CMB-begränsningar var mer tillförlitliga än andra metoder för mindre massor (under ~10 GeV). CMB-begränsningar är också mest tillförlitliga för alla DM-förintelse som resulterar i antingen protoner eller elektroner (det vill säga exklusive förintelse av neutriner).

Alternativa förklaringar

Några av de alternativa förklaringarna nämns i sina respektive avsnitt ovan, men det finns många alternativa förklaringar till de olika källorna som anses vara potentiella DM-signalkandidater. Till exempel kan överskottet av gammastrålar i det galaktiska centrumet bero på pulsarer nära det galaktiska centrumet, snarare än mörk materia. Dessutom, som tidigare nämnts, kan överskottet av kosmiska strålpositroner bero på att närliggande pulsarer ökar flödet av positroner.

Det bör också noteras att det är möjligt för mörk materia att förintas med ett tvärsnitt som är mindre än det termiskt medelvärde på ~ $\displaystyle \sim 10^{-26}},$ men nuvarande instrumentering tillåter inte undersökning av en sådan modell. Några av dessa ytterligare modeller inkluderar hastighetsberoende processer, där tvärsnittet skalas med kvadraten på den relativa hastigheten ( $v_{rel}$ ) för de två förintande partiklarna av mörk materia $(\sigma v\propto v_{rel}^{2})$ . En annan modell är den för resonansförintelser, där mörk materia antas utplåna nära resonans, vilket gör att tvärsnittet vid tidpunkten för utfrysning är betydligt högre (eller lägre) än vad som observeras idag (på grund av ökningshastigheten vid resonans). och den relativt låga hastighet som antas för närvarande). Asymmetrisk mörk materia är en modell som antyder en primordial asymmetri i mängden mörk materia partiklar och antipartiklar.