Matéria escura e detecção

Matéria escura e detecção

Bruno B. Manzato N°USP: 9302230

Luis Eduardo Funo de Moura Franca

N°USP: 9301624

Tópicos Avançados em Tratamento Estatístico de Dados em

Física Experimental

O que é matéria escura?

→

Em 1933, Fritz Zwicky estudou o aglomerado de Coma utilizando o teorema do

virial, e concluiu que a dispersão das velocidades das galáxias era muito elevada

para ser explicada apenas pela matéria luminosa observada.

→ Mais observações mostraram que este comportamento se mantinha em várias

outras galáxias, assim inferiu-se que há uma componente de matéria que não emite

luz, pois não é observada na luz visível aos telescópios e contribui com a gravidade

dos aglomerados celestes.

→ Outras observações de matéria escura foram feitas a partir da

velocidade de rotação de galáxias, de lentes gravitacionais,

radiação de fundo, bullet clusters (choque de duas galáxias).

Então matéria escura...

→ Interage gravitacionalmente, e não eletromagneticamente.

→ Tem várias comprovações, mas ainda não sabemos sua real natureza.

→ Compõe cerca de 23% da matéria do universo.

Buscando a natureza da matéria escura (ME)

→ Para descobrirmos a natureza da matéria escura, vários experimentos são

feitos, cada um com alguma suposição.

→ Suposições mais aceitas:

A matéria escura pode ser:

→ MACHOs (MAssive Compact Halo Object). → Axions.

→ Neutrinos estéreis.

→ WIMPs(Weakly Interacting Massive Particle)*.

Modulação Anual na Taxa de Eventos

→ Supondo que a matéria escura seja

formada por WIMPs, a partir do modelo mais

aceito de haver um halo de ME em torno da

Via Láctea, como a Terra tem uma

velocidade relativa a esse halo que depende

da época do ano, podemos esperar uma

variação anual no sinal de ME.

→ Seria possível detectar os WIMPs ao

observar essa modulação anual nos dados

medidos.

→ O experimento DAMA/LIBRA alega ter resultados positivos para WIMPs de

matéria escura, ao observar essa variação anual.

→ Contudo, nenhum outro experimento também obteve resultados positivos para

a matéria escura.

→ Também, a seção de choque de espalhamento WIMP-núcleo e a massa do

WIMP estudadas pelo DAMA/LIBRA já foram excluídas por vários outros

experimentos.

Experimento DAMA/LIBRA

→ No gráfico ao lado, as curvas

são limites superiores para a

seção de choque e massa do

WIMP,

estabelecidos

por

diferentes experimentos. Ou seja,

a região acima de cada curva é

excluída de acordo com os

resultados obtidos pelo respectivo

experimento.

Experimento DAMA/LIBRA

→ Há uma grande discordância entre os resultados do DAMA/LIBRA e os de

outros experimentos. Entretanto, nenhum dos outros experimentos utiliza os

mesmos materiais e técnicas do DAMA/LIBRA.

→ Como a natureza da matéria escura é desconhecida, seria necessário um

experimento semelhante ao DAMA/LIBRA para confirmar ou refutar seus

resultados.

→ Nesse contexto, foi criado um experimento que visa estar nas mesmas

condições para se tirar a contra-prova. É o experimento COSINE-100, o qual

localiza-se na Coreia do Sul, e iniciou a tomada de dados em setembro de

2016.

Experimento COSINE-100

→ O experimento COSINE-100 visa criar as mesmas condições experimentais do DAMA/LIBRA para verificar sua veracidade.

Formado por:

→ 106 kg de detectores de cristais de NaI(Tl). → Proteção contra radiação de fundo:

→ Caixa de Cobre e proteção de Chumbo.

→ Outros detectores para eliminar sinais indesejados:

→ 37 Cintiladores Plásticos (para eliminar múons) envolvendo totalmente o detector.

O experimento está localizado no laboratório Y2L a 700m abaixo da superfície

para evitar radiação de fundo (raios cósmicos).

Estudo de múons

→ Uma das radiações de fundo que conseguem chegar aos cristais são os múons. Estes podem espalhar nêutrons que têm sinal muito similar ao esperado para WIMPs, então o conhecimento de como essas partículas contribuem para nosso sinal é fundamental.

→ Assim, para melhorar nossa estatística e remover os sinais provindos de múons que têm sempre uma contribuição positiva indesejada para a estatística (erros sistemáticos), estudar a trajetória destes é um modo de selecionar se o evento nos cristais foi dado por múons (caso um deles passe pelo cristal junto a um sinal positivo), melhorando os critérios de seleção.

→ Outro estudo no mesmo sentido é o da modulação anual dos múons causada pela variação da temperatura da atmosfera e é bastante conhecida, que poderia causar sinais que mimetizam a modulação de WIMPs.

Resultados de experimentos com cristais de NaI(Tl)

→ Em dezembro de 2018, o COSINE-100 publicou na revista

Nature seus primeiros resultados

para a procura pelos WIMPs, onde não foi encontrado um excesso de eventos devido à matéria escura.

→ Além disso, os limites

superiores impostos excluem a

região dos sinais do

Resultados de experimentos com cristais de NaI(Tl)

→ Em julho de 2019, o COSINE-100 publicou os primeiros resultados para a modulação anual de eventos, onde a modulação observada era compatível tanto com os resultados do DAMA/LIBRA, como com a hipótese de ausência de modulação. Assim, é necessária uma estatística maior para obter resultados mais contundentes.

→ Também em julho de 2019, o experimento ANAIS-112, o qual utiliza 112.5 kg de cristais de NaI(Tl), publicou seus primeiros resultados para a modulação anual, onde foi observada uma modulação incompatível com os resultados do DAMA/LIBRA, e compatível com a hipótese de ausência de modulação.

→ Com os resultados negativos do COSINE-100 e do ANAIS-112, bem como os limites superiores cada vez menores para a seção de choque e massa dos WIMPs estabelecidos por outros experimentos, o modelo dos WIMPs é colocado em dúvida, e a procura por outros candidatos de matéria escura é encorajada.

→ Além disso, os limites superiores impostos excluem a região dos sinais do DAMA/LIBRA.

Modelo da BDM (“boosted dark matter”)

→ Um dos principais modelos alternativos ao dos WIMPs propõe a existência de uma setor oculto com diferentes tipos de partículas de matéria escura, onde pelo menos uma é relativística. A componente dominante da matéria escura no universo seriam as partículas

χ₀, não relativísticas, mais massivas e que não interagiriam com as partículas do modelo

padrão.

→ No centro galáctico, as χ₀ poderiam se aniquilar e

gerar as χ₁, relativísticas, menos massivas

(denominadas “boosted dark matter”). Essas

partículas poderiam interagir com o modelo padrão através do acoplamento cinético, parametrizado pela constante de acoplamento 𝝐, e onde o mediador seria o fóton escuro.

Modelo da BDM (“boosted dark matter”)

→ Ao atingir o detector, as χ₁ poderiam interagir com os elétrons do detector e gerar um

terceiro tipo de partícula de matéria escura, a χ₂. Esta partícula seria instável, e decairia de

volta para a χ₁ e para um par partícula-antipartícula do modelo padrão, onde este

processo de decaimento é também mediado pelo fóton escuro.

→ Recentemente, um grupo de pesquisadores húngaros publicou 2 artigos onde são

estudadas transições nucleares em átomos de 8Be e 4He, e obtiveram resultados

diferentes do esperado. Os dados podem ser explicados com a hipótese da criação de um bóson com massa de cerca de 17 MeV e com características esperadas para o fóton escuro. Esses artigos vêm incentivando a procura por fótons escuros.

Detecção do Fóton Escuro

→ Através de experimentos e observações astronômicas, limites superiores para a constante de acoplamento 𝝐 e para a massa do fóton escuro já foram estabelecidos.

→ Uma das formas de detectar o fóton escuro e determinar suas características seria observar os sinais gerados pelo par partícula-antipartícula no

Detecção do Fóton Escuro no COSINE-100

→ No experimento COSINE-100, seria possível detectar o fóton escuro, ou estabelecer limites superiores para 𝝐 e a massa do fóton escuro em regiões ainda inexploradas, utilizando o conjunto do cintilador líquido e os cristais de NaI(Tl) (o fóton escuro é representado por X na imagem).

→ Assim, o objetivo de um dos projetos é detectar o fóton escuro no COSINE-100, especialmente para a região de massa de 17 MeV.

→ Na procura pelo fóton escuro, é necessário simular o número de eventos esperado para a radiação de fundo, e compará-lo com o número de eventos medidos, buscando por um excesso de eventos. Aqui, a análise estatística é de suma importância, dado o pequeno número de eventos esperado para os fótons escuros. Avaliar corretamente as incertezas, levando em conta os erros aleatórios e sistemáticos provenientes das propriedades e características do detector, bem como da radiação de fundo é essencial.

Referências

- Zwicky, F., Helv. Phys. Acta 6 110, 27 (1933).

- Bernabei, R. et al. (DAMA/LIBRA Collaboration), Nuc. and Part. Phys. Proc. 303-305, 74-79 (2018).

- Adhikari, G., et al. (COSINE-100 Collaboration), Eur. Phys. J. C 78, 107 (2018). - Adhikari, G. et al. (COSINE-100 Collaboration), Nature 564, 83 (2018).

- Adhikari, G. et al. (COSINE-100 Collaboration), Phys. Rev. Lett. 123, 031302 (2019). - Adhikari, G., et al. (COSINE-100 Collaboration), J. of Instr. 13 (2018).

- Amaré, J. et al., Phys. Rev. Lett. 123, 031301 (2019).

- Adhikari, G., et al. (COSINE-100 Collaboration), Phys. Rev. Lett. 122, 131802 (2019). - Krasznahorkay, A. J. et al., Phys. Rev. Lett. 116, 042501 (2016).

- Krasznahorkay, A. J. et al., arXiv:1910.10459 [nucl-ex] (2019). - Rouven, E. et al., arXiv:1311.0029 [hep-ph] (2013).