Em astrofísica , os WIMPs ( sigla em inglês para Weakly Interacting Massive Particles , que pode ser traduzido como "partículas massivas de interação fraca") são partículas hipotéticas que constituem uma solução para o problema da matéria escura .
Além das interações gravitacionais, essas partículas interagem muito fracamente com a matéria comum ( núcleons , elétrons ), sua seção transversal de interação é da ordem de pico celeiro . É essa interação muito fraca, associada a uma grande massa (da ordem de um núcleo atômico ), que o torna um candidato confiável para matéria escura.
No contexto dos modelos cosmológicos atuais, assume-se que a matéria está presente em duas formas: por um lado, matéria bariônica (ou comum) ( prótons , nêutrons , elétrons) e, por outro lado, matéria não bariônica (ou matéria escura ), que interage com o resto dos componentes do Universo apenas por meio da gravidade. É esta última forma de matéria, que supostamente compõe cerca de 80% da massa do Universo, cuja existência ainda precisa ser provada. Observe que o termo 'bariônico' pode ser confuso aqui, pois inclui elétrons, que são léptons .
Os modelos costumam considerar dois tipos de matéria escura: por um lado, a chamada matéria escura (ou HDM para matéria escura quente ) que agrupa as partículas de luz produzidas em equilíbrio térmico com a matéria bariônica e, por outro lado, denominado cold one (ou CDM para Cold Dark Matter ) agrupando partículas não relativísticas no momento do desacoplamento fóton-matéria . Observe que a visão atual é que a matéria escura é fria. WIMPs são candidatos a essa matéria escura fria.
Além de sua propriedade de interação fraca com a matéria comum, os WIMPs são ainda caracterizados por sua estabilidade. Essas propriedades induzem uma abundância de relíquia para essas partículas não insignificante. Esta partícula será subsequentemente denotada por χ.
Quando o Universo tem uma temperatura maior que a massa do WIMP m χ , a partícula está em equilíbrio térmico, sua densidade é proporcional ao cubo da temperatura, o equilíbrio é mantido por reações de aniquilação em quarks ou léptons e vice-versa.
Quando a temperatura torna-se menor do que m χ , abundância cair exponencialmente à medida que a taxa de aniquilação <σ Avn χ > permanece maior do que a taxa de expansão do universo H .
Quando <σ Avn χ > se torna menor que H , a aniquilação cessa, a densidade das partículas congela, então falamos de densidade de relíquia.
<σ Av > é a média do produto da seção transversal de aniquilação total de χ χ em l l ( leptão - antilepton ) ou q q ( quark - antiquark ) pela velocidade relativa. A evolução ao longo do tempo da densidade de WIMPs é descrita por uma equação de Boltzmann .
Esta equação é válida para partículas de Dirac e Majorana (caso em que χ é sua própria antipartícula). Quando não existe assimetria partícula-antipartícula, o número total de partículas mais antipartículas é 2n χ ; no caso de uma assimetria, é isso que dá o valor da densidade da relíquia.
A equação de Boltzmann dá uma solução aproximada para a densidade de corrente de um WIMP:
Ω χ h 2 = m χ n χ / ρc = 3 10 -27 cm 3 . s -1 / σ Av
O modelo padrão da física de partículas fornece uma descrição de três das quatro interações fundamentais da natureza: interação forte , interação fraca e interação eletromagnética , as duas últimas sendo unidas em uma interação eletromagnética . Ele baseia-se na aplicação de simetrias de calibre , o grupo modelo sendo calibre SU (3) C x SU (2) L x L (1) Y .
As previsões do Modelo Padrão foram verificadas muito bem experimentalmente por muitos anos, mas pontos importantes permanecem sem resposta: de onde vem a massa das partículas e podemos unificar todas as interações em uma única teoria unificada? Foi para tentar responder a essas questões que a ideia da supersimetria (também chamada de SUSY) foi introduzida.
O principal objetivo da supersimetria é permitir um passo em direção a uma grande unificação. Na verdade, introduz uma unificação entre bósons e férmions , ou entre matéria e interação.
Isso é permitido pela adição aos geradores do grupo Poincaré (translações e rotações do espaço-tempo) de N novos geradores (N podendo ir até 8). Ao contrário das simetrias de calibre, esses geradores mudam o spin das partículas de valores meio-inteiros, criando assim um supermultipleto de bósons e férmions.
A partícula mais leve na configuração MSSM é a mais leve dos quatro neutralinos , embora para alguns valores de parâmetro o sneutrino (superparceiro do neutrino) possa ser a mais leve das partículas, mas este caso é pouco favorecido. O neutralino é uma combinação linear de várias partículas: zino , fotino e higgsinos , parceiros supersimétricos de Z 0 , fóton e bósons de Higgs neutros , respectivamente .
Devido à sua interação muito fraca com a matéria, a detecção de neutralinos está se mostrando difícil. Como os neutrinos, os neutralinos podem passar pela matéria que constitui o Sol ou a Terra sem nenhum efeito.
Espera-se, portanto, que um grande número de WIMPs cruzando um grande "volume de detecção" crie algum tipo de reação pelo menos algumas vezes por ano. A estratégia geral dos experimentos de detecção WIMP é encontrar os sistemas mais sensíveis possíveis, permitindo que as medições sejam realizadas com grandes volumes. Essa estratégia segue as lições aprendidas na descoberta e detecção de neutrinos.
A técnica utilizada pelas colaborações francesa EDELWEISS (CNRS-CEA) instalada no laboratório subterrâneo de Modane ( túnel rodoviário de Fréjus ) e americana CDMS , instalada na mina do Sudão (Minnesota) , baseia-se no uso de cristais múltiplos resfriados. temperatura muito baixa ( silício e germânio ). Esta técnica é atualmente a mais promissora para a detecção do neutralino.
Dentro novembro de 2009, o projeto canadense PICASSO anuncia a não detecção de matéria escura e um limite mínimo para a massa de WIMPs.
Dentro fevereiro de 2010, Pesquisadores do US CDMS anunciaram que observaram dois eventos que poderiam ser uma colisão do WIMP.