WIMP

Per a atres usos d'este terme vore WIMP (informàtica).

En astrofísica, WIMP (sigla en anglés de weakly interacting massive particles; en espanyol "partícules massives débilmente interactuantes") són unes partícules hipotètiques que podrien explicar el problema de la matèria obscura. Estes partícules, ademés d'interactuar per mig de la gravetat en la matèria visible, també ho fan a través d'interaccions noves (no associades al Model Estàndar) que s'estimen tenen una magnitut similar a les interaccions associades a la força nuclear dèbil. No es poden vore directament, ya que no interactuen i no emeten radiació electromagnètica i tampoc reaccionen enèrgicament en el núcleu del àtom degut a que no interactuen en la força nuclear forta.

Esta combinació de supostes característiques fa que els WIMP presenten propietats molt similars a les dels neutrinos, en la diferència de que els WIMP deurien ser molt més massius, i per lo tant, més llents.^[1]

Les WIMP són possiblement les candidates més prominents a matèria obscura. La seua popularitat es deu a que, ademés d'oferir oportunitats de detecció en experiments terrestres, estes apareixen comunament en extensions del Model Estàndar com per eixemple, extensions supersimétricas a on la partícula supersimétrica més llaugera (LSP, per les seues sigles en anglés) pot ser matèria obscura, sempre i quan la paritat-R es conserve.

Característiques dels WIMP

Encara que l'existència dels WIMPs en la naturalea és actualment una mera hipòtesis, podria resoldre una gran cantitat de problemes astrofísics i cosmológicos relacionats en la matèria obscura. Les principals característiques d'un WIMP són:

Interactuen solament en la força nuclear dèbil i en la gravetat, i pot ser que en atres forces no majors que la força nuclear dèbil.
Massa realment elevada en comparació a les partícules del modele estàndar (de fet, els WIMPs en una massa menor a 1 GeV entren dins de la denominació de Matèria Obscura Llaugera).

Per la naturalea neutra d'estes partícules, les observacions electromagnètiques no són capaços de detectar-les. A causa de la seua enorme massa, deurien moure's molt llentament, i, per tant, ser molt fredes, i és per això que deurien permanéixer concentrades.^[1] S'han realisat simulacions de univers plens de matèria obscura freda que tiren distribucions galàctiques molt similars a les observades. Els principals candidats per a compondre la "matèria obscura freda" són, a banda dels WIMPs, els MACHVos (en anglés wimp significa alguna cosa aixina com "enclenque, afeminat", per això es va optar en contrast pel nom de MACHVos, en el significat de "massive compact halo objects").

En contrast en els MACHVos, el model estàndar de física de partícules no alberga cap partícula que posseïxca les propietats de les WIMPs. Les partícules d'este model que sí que interactuen en la matèria normal, com els neutrinos, són molt llaugeres, per lo que són ràpides i estan molt calentes. La matèria obscura calenta és incompatible en els models cosmológicos, puix en eixe cas l'univers deuria ser molt més homogéneu de lo que observem. Molts dels hipotètics WIMP s'expliquen per mig de la supersimetría, com podria ser el neutralino, encara que la majoria d'estes partícules no s'han conseguit observar encara.

Història tèrmica de les WIMPs

Dins del paradigma de les WIMPs, la matèria obscura es va produir en l'orige de l'univers i inicialment es trobava en contacte tèrmic en el Model Estàndar. No obstant, en expandir-se i gelar-se l'univers, estes partícules varen eixir del equilibri tèrmic la qual cosa va produir un "congelamiento" en el temps de la densitat de matèria obscura. L'evolució de la densitat de matèria obscura es pot estudiar per mig de l'equació de Boltzmann.

L'equació de Boltzmann per a partícules en certa distribució en l'espai fase $f_{χ} (x, p)$ diu que

L [f] = C [f],

a on L i C són l'operador de Liouville i l'operador de colisió. El costat esquerre de l'equació representa el canvi net en el temps de la densitat de l'espai fase de la partícules, mentres que el costat dret representa el número de partícules per unitat de volum d'espai fase guanyat o perdut per unitat de temps.

En un univers homogéneu i isotrópico descrit per la mètrica FRW, despuix d'integrar sobretot l'espai fase, l'operador de Lioville pren la forma:

{\dot{n}}_{χ} + 3 H n_{χ}

a on H és el factor de Hubble, g el número de graus de llibertat de la partícula $χ$ i $n_{χ}$ la densitat numèrica donada per:

n_{χ} = g \int f_{χ} (E, t) \frac{d^{3} p}{(2 π)^{3}} .

Per una atra part, el terme del costat dret per a un procés 2 a 2, $i j \leftrightarrow a b$ , pren la forma:

g_{i} \int C [f] \frac{d^{3} p_{i}}{(2 π)^{3}} = - \int σ_{i j \to a b} v [d n_{i} d n_{j} - d n_{i}^{e q} d n_{j}^{e q}]

despuix d'ignorar factors estadístics i utilisar la definició de la secció travessera sense polarisar $σ_{i j \to a b}$ . En el cas en que les partícules i i j són idèntiques ( $n_{i} = n_{j} = n$ ) l'equació de Boltzmann es reduïx a la forma:

\dot{n} + 3 H n = - < σ_{i j \to a b} v > (n^{2} - n_{e q}^{2})

.

La cantitat $< σ_{i j \to a b} v >$ es coneix com la secció travessera promediada tèrmicament o simplement secció travessera promig. La definició d'esta està donada per:

< σ v > = \frac{1}{8 m^{4} T K_{2}^{2} (m / T)} \int σ (s - 4 m^{2}) \sqrt{s} K_{1} (\sqrt{s} / T) d s

A on m i T són la massa i temperatura de la matèria obscura respectivament, s és una de les variables de Mandelstam, $s = (p_{1} + p_{2})^{2}$ i les funciones K són les funcions de Bessel modificades de segona espècie. La secció travessera promig és la cantitat que encapsula totes les propietats del model de WIMPs en qüestió.

Per motius pràctics, és comú introduir variables adimensionales $Y \equiv n / s$ ( $s$ és l'entropía comóvil) i $x \equiv m / T$ en les quals es remouen els efectes per l'expansió de l'univers i l'equació de Boltzmann adopta la forma:

\frac{d Y}{d x} = \frac{1}{3 H} \frac{d s}{d x} ⟨ σ v ⟩ (Y^{2} - Y_{e q}^{2}) .

En general no existixen solucions analítiques per a l'equació anterior, encara que és possible obtindre solucions semi-analítiques per a certs llímits. L'evolució de la densitat es pot entendre per mig del cocient entre la taxa d'aniquilació $Γ = ⟨ σ v ⟩ n$ i el factor de Hubble, $Γ / H$ . Quan $Γ / H ≫ 1$ , la matèria obscura es manté en equilibri tèrmic puix les reaccions que mantenen l'equilibri són més eficients que els efectes d'expansió. No obstant, quan la taxa d'aniquilació alcança valors similars als del factor de Hubble, les aniquilació de matèria obscura deixen de ser eficients i la densitat comóvil $Y$ departe de l'equilibri. A esta eixida de l'equilibri se li coneix com "congelamiento" (freeze-out en anglés). Una volta que $Γ / H ≪ 1$ , la densitat de matèria obscura ha eixit de l'equilibri i es manté constant.

En general, una partícula de matèria obscura en seccions travesseres de l'orde de les interaccions dèbils, i.i. $⟨ σ v ⟩ \approx 3 \times 1 0^{- 26} c m^{3} s^{- 1}$ i una massa d'orde similar a la dels bosones $W^{\pm}$ i $Z^{0}$ ( $𝒪 (1 0^{2}) G e V$ ) pot reproduir la densitat de matèria obscura observada.^[2] A este fet se li denomina el milacre WIMP.

Vore també

Referències

↑ ^1,0 ^1,1 Investigació i Ciència.(468)ISSN 0210-136X.
↑
77.

Referències

Este artícul conté una traducció derivada de «WIMP» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.

[:0-1] 1,0 ^1,1 Investigació i Ciència.(468)ISSN 0210-136X.

[2] 
77.

[1]

[2]