Dark Particles

De que est hecha la Materia Obscura?Luis G. Cabral Rosetti

Departamento de Tecnociencias,UVM, Campus Queretaro.

2005 Ano Internacional de la Fsica en Queretaro

De que esta hecha la Materia Obscura? p.1

Plan de la Charla:

1. Motivacin2. Cul es el Problema?3. Evidencias Observacionales4. Candidatos para Resolver el Problema

a) Candidatos Bariniosb) Candidatos NO Barinios

5. Conclusiones


Motivacin


Motivacin

Antes de 1998, se crea que el 96 % del contenido del Uni-verso estaba formado por Materia Obscura (MO), luego sedescubrio una anomala en datos recopilados sobre ciertaspropiedades de Supernovas tipo IA la cual se interpreta co-mo el efecto de una Expansin Acelerada del Universo cau-sada por una forma de energa aun desconocida!!!!. Si suexistencia es real, se argumenta que dicha Energa Obscu-ra (EO) constituye aproximadamente el 65 % de todo cuantoexiste en el Universo.


Motivacin

La MO contribuye con el 30 %, y la materia ordinaria(llamada tambin materia barinica), con el 5 %. Hanpasado casi 80 aos desde que se descubri la MO.Ahora los datos astronmicos recopilados apoyanfuertemente la existencia del paradigma EO/MO, a talgrado que se les considera como un hecho real y se haincorporado su influencia en los modelos cosmolgicosactuales que tratan sobre la formacin de estructuras en elUniverso, los cuales han logrado reconstruir (ensimulaciones numricas) con bastante xito estructurascosmolgicas similares a las observadas.


Motivacin

El estudio de las propiedades de estas entidades y labsqueda de los posibles candidatos constituye, hoy porhoy, una labor detectivesca fascinante.

1. Energa Obscura 65 %2. Materia Obscura 30 %3. Helio e Hidgeno libre 4 %4. Estrellas 0,5 %

5. Neutrinos 0,3 %

6. Elementos Pesados 0,03 %De que esta hecha la Materia Obscura? p.6

Cul es el Problema?


Cul es el Problema?

Histricamente el problema se detect en galaxiasespirales: la materia luminosa detectable (estrellas, gas ypolvo que emiten radiacin infrarroja) en los brazosespirales del disco galctico, por la mecnica newtonianaconvencional, debera estarse moviendo (rotandoalrededor del ncleo galctico) a velocidades menores quela materia que est cerca del centro galctico. Por lo tanto,en una grfica de velocidad de rotacin vs. distancia dela materia al centro galctico se esperara que la curva(en rojo) deberia ser muy pronunciada cerca del centro, eir decayendo rpidamente a medida que uno se aleja delcentro (curva discontnua)


Cul es el Problema?


Cul es el Problema?

La discrepancia slo se explica si existe MS MATERIAque la detectada ejerciendo fuerza gravitacional adicional,tal que la velocidad anmala de rotacin, se mantengaconstante. Entonces, si hay ms materia de la que seobserva, de qu est hecha?, cules son suspropiedades?, fue creada al principio del Big Bang odespus?, que papel jug en la formacin de lasgalaxias?. El fenmeno de las velocidades anmalas seobserva incluso en galaxias irregulares, galaxias elpticasy galaxias enanas.


Evidencias Observacionales



Mediciones de cociente Masa-Luminosidad.

Mediciones de la masa luminosa en la Va Lctea. Mediciones intergalcticas de masa en grupos y

cmulos de galaxias. Mediciones de masa mediante el efecto de Lentes

Gravitacionales.

Mediciones de masa usando el efectoSunyaev-Zeldovich.

Radiacin Csmica de Fondo.



Mediciones de cociente Masa-Luminosidad. Mediciones de la masa luminosa en la Va Lctea.

Mediciones intergalcticas de masa en grupos ycmulos de galaxias.

Mediciones de masa mediante el efecto de LentesGravitacionales.





Mediciones de cociente Masa-Luminosidad. Mediciones de la masa luminosa en la Va Lctea. Mediciones intergalcticas de masa en grupos y

cmulos de galaxias.

Mediciones de masa mediante el efecto de LentesGravitacionales.





Mediciones de cociente Masa-Luminosidad. Mediciones de la masa luminosa en la Va Lctea. Mediciones intergalcticas de masa en grupos y

cmulos de galaxias. Mediciones de masa mediante el efecto de Lentes

Gravitacionales.





Lord Dark Vader, el lado obscuro de la Fuerza


CANDIDATOS A MATERIA OSCURA


Candidatos Barinicos

MACHOS.

Agujeros Negros. Gas. Polvo. Los resultados negativos que se obtienen de los

candidatos barinicos como la componente principalde la materia obscura nos llevan a pensar que NOSON LA MEJOR ALTERNATIVA DE SOLUCIN.



MACHOS. Agujeros Negros.

Gas. Polvo. Los resultados negativos que se obtienen de los




MACHOS. Agujeros Negros. Gas.

Polvo. Los resultados negativos que se obtienen de los




MACHOS. Agujeros Negros. Gas. Polvo.

Los resultados negativos que se obtienen de loscandidatos barinicos como la componente principalde la materia obscura nos llevan a pensar que NOSON LA MEJOR ALTERNATIVA DE SOLUCIN.



MACHOS. Agujeros Negros. Gas. Polvo. Los resultados negativos que se obtienen de los



Candidatos NO Barinicos

NEUTRINOS



Su masa es muy pequea ( 0,5 eV ) e incompatible con larotacin de las galaxias espirales estudiadas. Sonpartculas relativistas (calientes), por lo que tienen muchaenerga y las galaxias no se pudieron haber formado en unocano de partculas muy energticas. Adems, losneutrinos son fermiones, lo que significa que tienden arepelerse, lo cual trae como consecuencia la dispersin demateria a su alrededor, y por ende, el colapso gravitacionalnecesario para la formacin galctica no se pudo haberdado. Por lo tanto, los neutrinos se descartan como lacomponentes principal de la MO.



CAMPOS ESCALARESTanto en el Modelo Estndar de la fsica de partculascomo en la mayora las teoras que tratan de extenderlo,se predice la existencia de campos escalares (spin cero):el BOSN DE HIGGS, que le da masa a todas laspartculas del Modelo Estndar, el INFLATN, postuladoen muchos modelos inflacionarios como el causante delperodo de expansin superlumnica por el Universotemprano, el DILATN, postulados por todas las teoras deSupercuerdas, etc.. Sin embargo, hasta la fecha, talescampos no han sido detectados por ningn experimento.



AXIONESLos axiones son partculas de espn cero con carga cero(bosones) asociadas con el rompimiento espontneo de lasimetra global U(1) de Peccei-Quinn introducida pararesolver dinmicamente el problema CP fuerte en QCD.Las cuales (si existen) fueron producidas copiosamente enel Universo Temprano durante la fase de violacin de lainvariancia CP. Este candidato NO Trmico tiene unamasa ma 105eV .

Hasta la fecha, tales partculas no se han detectado porningn experimento.



DIMENSIONES EXTRASRecientemente se han propuesto modelos cosmolgicosbasados en la idea de las branas, los mundo-branas(World-Branes), en los cuales se postula que nuestroUniverso est inmerso en un sub-espacio de(3+1)-dimensiones, es decir, una 3-brana, la cual a su vezest inmersa en un espacio de mayor dimensin. As, lamateria que existe fuera de nuestro Universo, fuera denuestra 3-brana, es la MO, que se hace sentir en nuestroUniverso a travs de su influencia gravitacional.No se tiene ninguna evidenca experimental.



? WIMPS (Weak Interacting Massive Particles)Un candidato plausible para formar la materia obscura sonlos llamados WIMPs partculas de larga vida o estables quepodran quedar de los momentos iniciales del Universo ennmero suficiente para contribuir en una fraccinsignificativa a la densidad de materia obscura. En principioes posible detectarlas observando su dispersin elsticacon objetivos compuestos por ncleos atmicos a travsde retrocesos nucleares. Los WIMPs aparecennaturalmente en teoras ms all del Modelo Estndarcomo la SUPERSIMETRA.


Generalidades de la Supersimetra

La Supersimtria (SUSY) es un nuevo tipo de simetra delespacio-tiempo, intercambiando bosones en fermiones yviceversa. Es decir, es una simetra entre estados dediferente espn. Por ejemplo, una partcula de espn ceropuede ser mapeada en una partcula de espn 1

2mediante

una transformacin supersimtrica. En Supersimetra, elgrupo de Poincare es extendido aadiendo dosgeneradores adicionales Q y Q, los cuales sonanticonmutantes. Ya que los nuevos generadores de lasimetra son espinores (y no escalares), es por ello, que lasimetra no es una simetra interna.



El generador Q causa el rompimiento en partculas ysuperpartculas (f Q f, f). Debido a que Q es espinorial,los supercompaneros difieren de sus respectivos compaerosdel Modelo Estandar (ME) en el espn. De esta manera, lossupercompaeros de los fermiones, llamados esfermiones,son escalares, mientras que los bosones de norma,llamados gauginos son fermiones. Ellos estn asociadosjuntos para formar un supermultiplete. Los dossupermultipletes irreducibles que son usados paraconstruir el Modelo Estandar Supersimetrico (MES) son losllamados supermultipletes quirales y supermultipletesvectoriales.



El supermultiplete quiral contiene un escalar y unfermion de Majorana de dos componentes . Elsupermultiplete vectorial contiene un campo de norma Ay un fermin de Majorana tambin de dos componentes,llamado gaugino (). Las caractersticas generales de unsupermultiplete son:

En cada supermultiplete, deber existir un igualnmero de grados de libertad bosnicos y ferminicos.

Debido a que p2 conmuta con Q, los bosones y losfermiones en un supermultiplete estn degeneradosen masa.



El Modelo Estandar Mnimo Supersimetrico (MEMS) es la extensinsupersimtrica del ME el cual tiene un contenido mnimode partculas, es decir: dos dobletes complejos de camposescalares de Higgs (recordar que en el ME, slo se tieneun doblete) y sus supercompaeros, los bosones yfermiones del ME as como sus supercompaeros. Elacoplamiento escalar curtico est relacionado con losacoplamientos de norma; en este sentido es que el MEMStiene un parmetro menos que el ME, cuando lasupersimtria se encuentra rota.



Existe un parmetro adicional el cual controla la mezclaentre los supermultipletes de Higgs. Es de hacer notaraqu, que la supersimetra deber de estar rota para poderexplicar porque hasta el momento no se han observado enel laboratorio ninguna de las superpartculas predichas porel modelo. Lo anterior nos lleva irremediablemente a tenerque introducir nuevos parmetros libres. Dichosparmetros adicionales, son las masas de los escalares ygauginos, el acoplamiento escalar trilineal (llamadoparmetro A) y el parmetro de mezcla bilineal del Higgs(B).



Debido a que no tenemos una comprensin precisa decmo se lleva a cabo el rompimiento de la supersimetra,estos parmetros son en general libres y adems no guardanninguna relacin con los otros. El nmero de talesparmetros asciende a un total de 124 independientes, delos cuales 18 corresponden al ME. Por lo tanto, laSupersimtria mnima da un total de 106 parmetros libres ypropios de esta teora. El contenido de campos del MEMSes resumido en el siguiente cuadro:



Partcula/superpartcula espn 0 espn 1/2

leptones, sleptones (L) (, eL) (, eL)(en 3 familias) (Ec) eR ecL

quarks, squarks (Q) (uL, dL) (uL, dL)(en 3 familias) (U c) uR ucL

(Dc) dR dcLDe que esta hecha la Materia Obscura? p.28



Higgs, higgsinos (Hu) (H+u , H0u) (H+u , H0u)(Hd) (H0d , Hd ) (H0d , Hd )




gluon, gluino g gbosones W , winos W,W 0 W, W 0

bosones B, binos B0 B0


Debemos creerle a SUSY?

Higgs W, Z, Top

h h h h

h h

g2

t t

H W , Z , L R

h h h h h h g2

tf

t/(2f)De que esta hecha la Materia Obscura? p.31


0

Correcciones Radiativas Supersimtricas al MomentoMagntico Anmalo del mun a, Andrzej Czarnecki andWilliam J. Marciano Phys. Rev. D64, 013014 (2001).


NEUTRALINOS

Existen argumentos tericos muy poderosos quefavorecen a las partculas supersimetricas livianas LSP (por sussiglas en Ingls) como las causantes de formar los halosgalcticos actuales. En este tipo de teoras aparece unasimetra discreta llamada paridad R, la cual es definida comoR = (1)3(BL)+2S, donde B es el nmero barinico, L es elnmero leptnico y S es el espn. Para R = 1 significa queestamos hablando de partculas ordinarias, mientras quepara R = 1 nos referimos a partculas supersimtricas.


NEUTRALINOS

Asumiendo que la paridad R es conservada y que la LSP esestable, neutra y que no interactua va interaccionesfuertes, es decir, es inerte para la mayora de lasinteracciones, salvo gravitacionalmente lo cual la hace lacandidata ideal para ser materia obscura fra (CDM). Elescenario ms favorecido para las LSP es el llamadoneutralino 01, que es un fermin de Majorana de espn 12 y elcual es una mezcla del compaero supersimtrico delfotn, del bosn vectorial Z y de los bosones de Higgs, esdecir;

01 = N

10B +N

20W3 +N 30H

10 +N

40H20 ,


NEUTRALINOS

donde B y W 3 son los supercompaeros del campo Bcorrespondiendo al grupo de norma U(1) y loscorrespondientes a la tercera componente del campo W 3del grupo de norma SU(2). Los coeficientes Ni0 son lasmasas del neutralino m las cuales provienen dediagonalizar la correspondiente matriz de masas y elsuperndice 0 denota la ligereza el neutralino encontraste con otros componentes de la familia mucho mspesados. La fenomenologa y cosmologa del neutralinoest gobernada fundamentalmente por su masa ycomposicin.


NEUTRALINOS

Un parmetro de gran utilidad para describir lacomposicin y naturaleza del neutralino es la llamadafraccion gaugino, definida por, fg = |N10|2 + |N20|2. Si fg > 0,5,entonces el neutralino es fundamentalmente gaugino y sifg < 0,5 el neutralino es fundamentalmente higgsino. En lasregiones donde la fraccin gaugino es mucho mayor que0.99 el neutralino es prcticamente un estado puro Bino(N10 1 y Ni0 0 para i 6= 1). Cuando la fraccin gauginoes mucho menor que 0.01, el neutralino est muy cerca deser un estado puro higgsino (N10 N20 0).


NEUTRALINOS

En los clculos de la abundancia de estas partculas reliquiase suele tomar la seccin eficaz de aniquilacin en laforma < |v| >= a+ b < v2 >, donde < v2 > es elpromedio trmico de los neutralinos en la poca delcongelamiento (freezes out) a y b son cantidades adeterminar de los diferentes canales de aniquilacin.Nosotros recientemente, hemos llevado a cabo un anlisisde los dos principales canales de aniquilacin parainvestigar la naturaleza de esta partcula supersimtrica.


NEUTRALINOS

Si el neutralino es principalmente tipo Bino se aniquilafavorablemente en un par de sleptones derechos a travezdel canal t. En este caso, la seccin eficaz es dominadapor la onda p la cual puede ser aproximada por:

a 0, b 8pi 21

m2[1 +m2l /m

2

]2 ,

donde ml es la masa de slepton dextrgiro y21 = g

21/4pi ' 0,01 es la constante de estructura fina para

el grupo de norma U(1)Y .


NEUTRALINOS

Si el neutralino es tipo Higgsino se aniquila en un par debosones Ws y por tanto su seccin eficaz est dominadapor la onda s, la cual puede ser aproximada por:

b 0, a pi 22 (1M

2W/m2)

3/2

2m2 (2M2W/m2)

2,

donde MW

= 80,44 GeV es la masa del bosn de norma Wy 22 = g22/4pi ' 0,03 es la constante de estructura fina parala interaccn del grupo de norma SU(2)L.


NEUTRALINOS

Con lo anterior, hemos logrado construir un criterio deconsistencia entropica comparando la entropa de losneutralinos en la era del congelamiento y la entropa de lasgalaxias actuales virializadas. El cual permite discriminarentre los diferentes canales de desintegracin delneutralino. Los resultados ven favorecido el canal Bino encontra del canal Higgsino, lo cual est en acuerdo con elestudio terico de los resultados experimentales de lacolaboracin HEAT. De confirmarse lo anterior, estaremosante la posibildad de conocer la naturaleza supersimtricade la materia obscura.


NEUTRALINOS TIPO BINO

1

0.8

0.6

0.4

0.2

02.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 2.8 2.9

log10 m

l

o

g

1

0

0

0 = 0.4

0 = 0.3

0 = 0.2

=

12

Abun

danc

e Cr

iter

ion

Mass range from Entropy Criterion

Mass range from Abundance Criterion

=

18

315 - 460 GeV

185 - 380 GeV

(a) HIGGSINO CHANNEL

1

0.8

0.6

0.4

0.2

01.9 2 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7

log10 m

l

o

g

1

0

0

0 = 0.4

0 = 0.3

0 = 0.2 =

12

Abun

danc

e Cr

iter

ion

Mass range from Entropy Criterion

Mass range from Abundance Criterion

=

18

155 - 230 GeV

130 - 265 GeV

(b) B-INO CHANNEL

Using Entropy to Discriminate Annihilation Channels inNeutralinos Making up Galactic HalosLuis G. Cabral-Rosetti, Xavier Hernandez & Roberto A. SussmanPhys. Rev. D 69 123006 (2004), hep-ph/0208131.


Resultados Experimentales de HEAT


Evidencia Observacional en DAMA

En enero de 1999, grupos de fsicos italianos y chinosencontraron en el DAMA (DArk MAtter experiment)evidencia que sugiere la posible deteccin del neutralino.Existen ya detectores que se estn usando para labsqueda de stos WIMPS: en Boulby, Yorkshire, GranBretaa; AMANDA, en el Polo Sur; MACRO, Baksan;KAMIOKANDE, Soudan; ANTARES, Baikal; NESTOR,etc.. El futuro LHC (LARGE HADRON COLLIDER),actualmente en construccin en el CERN (entrar enoperacin para el 2007), puede lograr energas tan altasque podra producir tales partculas supersimtricas.


CONCLUSIONES

Presentamos los resultados que han servido de base parallegar a desarrollar modelos que plantean la necesidad desuponer que existe un componente adicional del Universo,del cual ignoramos su naturaleza y origen. Dichocomponente slo es detectable por su interaccingravitacional con la materia luminosa. Se han introducidodiferentes candidatos desde el punto de vista de la Fsicade Partculas como posibles constituyentes de la MateriaObscura. Creemos que los neutralinos tipo bino son lapartcula idnea para resolver el enigma de la MateriaObscura en el Universo.


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