✖


Jump to content

Прямое обнаружение темной материи

    Add links

    Прямое обнаружение темной материи — это наука, пытающаяся напрямую измерить столкновения темной материи в наземных экспериментах. Современные астрофизические измерения, такие как космическое микроволновое излучение , убедительно указывают на то, что 85% материи Вселенной остается неучтенной. [1] Хотя существование темной материи широко распространено, ее форму и точные свойства так и не удалось определить. Есть три основных направления исследований по обнаружению темной материи: попытки создания темной материи в ускорителях , косвенное обнаружение аннигиляции темной материи и прямое обнаружение темной материи в земных лабораториях. Основополагающий принцип прямого обнаружения темной материи заключается в том, что, поскольку известно, что темная материя существует в локальной вселенной, поскольку Земля, Солнечная система и Галактика Млечный Путь прокладывают путь через Вселенную, они должны перехватывать темную материю, независимо от того, что происходит. форму, которую оно принимает.

    Прямое обнаружение темной материи сталкивается с рядом практических проблем. Теоретические границы предполагаемой массы темной материи огромны: они составляют около 90 порядков от 10 −21 эВ примерно до массы Солнца . [2] Нижний предел темной материи ограничен знанием того, что темная материя существует в карликовых галактиках. [3] Исходя из этого знания, на массу темной материи налагается меньшее ограничение, поскольку любая менее массивная темная материя будет иметь длину волны де Бройля, слишком большую, чтобы поместиться внутри наблюдаемых карликовых галактик. [4] На другом конце спектра верхний предел массы темной материи ограничен экспериментально; Гравитационное микролинзирование с использованием телескопа Кеплер проводится для обнаружения MACHO (MAssive Compact Halo Objects). Нулевые результаты этого эксперимента исключают любого кандидата в темную материю, более массивного, чем масса Солнца. [5] В результате такого чрезвычайно обширного пространства параметров существует большое разнообразие предполагаемых типов темной материи, а также широкий спектр предлагаемых экспериментов и методов их обнаружения. Спектр предлагаемой массы темной материи разделен на три широкие, слабо определенные категории:

    В диапазоне от зептоэлектронвольт ( зеВ) до 1 эВ теории предсказывают появление бозонной или полевой темной материи. Основными кандидатами на темную материю в этом диапазоне являются аксионы или аксионоподобные частицы . Предполагается , что от примерно 1 эВ до планковской массы темная материя будет фермионной или частицеподобной. Фаворитами в этом диапазоне являются WIMPS , тепловые реликты и стерильные нейтрино . Наконец, в диапазоне масс от планковской массы до масс порядка солнечной массы темная материя будет составной частицей. Ведущей теорией составной темной материи являются первичные черные дыры .

    Бозонная/полевая темная материя

    [ редактировать ]

    Предполагается, что любой кандидат на темную материю с массой менее 1 эВ и более 1 зВ будет бозоном или полем, в отличие от более традиционных частиц. Любая меньшая масса не могла бы соответствовать длине волны де Бройля карликовым галактикам. [4]

    Аксионы

    [ редактировать ]

    Аксионы — это теоретические, еще не открытые субатомные частицы, первоначально предложенные в 1977 году для решения несоответствий в Стандартной модели , то есть сильной проблемы CP . Следствием этого решения является создание аксионного поля, которое, в свою очередь, указывает на космологическое изобилие аксионов, зависящее от массы аксиона. [6] Если масса аксиона тяжелее, то 5 мкэВ/с. 2 , то аксионы могли бы объяснить все явления темной материи. [7]

    Пространство параметров исключено из результатов исследования ADMX 2021 года. [8]

    Одним из немногих экспериментов по обнаружению аксионов как темной материи является эксперимент Axion Dark Matter Experiment (ADMX) . Расположенный в Вашингтонском университете , ADMX использует резонансный микроволновый резонатор в сильном магнитном поле для преобразования темной материи в микроволновые фотоны посредством эффекта Примакова . [9] Микроволновые резонаторы — это простые электрические устройства, которые резонируют на чрезвычайно точных частотах, создавая внутри резонатора стоячие микроволны. ADMX использует эту технологию для настройки своего микроволнового резонатора на резонанс аксионов, расположенных в гало Млечного Пути . Целью этого является усиление взаимодействия аксионов с присутствующим мощным магнитным полем в восемь Тесла, чтобы лучше облегчить эффект Примакова. Эффект Примакова — это еще не доказанный механизм рождения мезонов в результате высокоэнергетического взаимодействия фотонов с ядром. [10] Аксионы подходят для этого взаимодействия, а это означает, что печально известная необнаружимая темная материя теоретически может быть преобразована в обычные фотоны. [11] Хотя ADMX еще предстоит обнаружить темную материю, его возможности многообещающие. Эксперимент способен исследовать ранее труднодоступные участки пространства параметров. Основным недостатком эксперимента ADMX является то, что микроволновый резонатор требует очень точной настройки, а это означает, что за раз исследуется лишь незначительная часть пространства параметров.

    Слабо взаимодействующие тонкие частицы (WISP)

    [ редактировать ]

    Слабо взаимодействующие тонкие частицы (WISP) — это более широкая категория частиц с чрезвычайно малыми массами и сечениями взаимодействия, членами которых являются аксионы. Активные нейтрино — единственные WISP, существование которых подтверждено, хотя их окончательно исключили из числа кандидатов в темную материю. В обычном использовании WISP обычно используется для обозначения любой неаксионной сверхлегкой частицы темной материи. Ведущие теории предполагают, что такие частицы будут взаимодействовать со стандартной моделью в основном посредством взаимодействия с фотонами и доживут до современной эпохи после сотворения в ранней Вселенной. [12]

    Фермионная/частичная темная материя

    [ редактировать ]

    массы темной материи между 1 эВ и планковской массой Предполагается, что представляют собой фермионные частицы.

    Слабо взаимодействующие массивные частицы

    [ редактировать ]

    Слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP) — это широкая категория теоретических частиц, которые не взаимодействуют вообще или очень слабо со всеми силами, кроме гравитации. [13] Вимпы являются членами более широкой категории частиц, называемых тепловыми реликвиями , частиц, которые были созданы термически в ранней Вселенной, а не созданы нетермически позже во время фазового перехода . [14] Как и в случае со всеми кандидатами на темную материю, вероятность взаимодействия чрезвычайно низка, что приводит к разработке множества методов.

    Экспериментальные методы

    [ редактировать ]

    Прямое обнаружение темной материи основано на предпосылке, что, поскольку известно, что темная материя существует в той или иной форме, Земля должна перехватить ее часть, прокладывая путь через Вселенную. Эксперименты по прямому обнаружению направлены на создание высокочувствительных систем, способных обнаруживать эти редкие и слабые события.

    Криогенные кристаллические детекторы
    [ редактировать ]

    Криогенные кристаллические детекторы используют диски из германия и кремния, охлажденные примерно до 50 милликельвинов. Эти диски покрыты вольфрамом или алюминием. Взаимодействующий вимп теоретически может возбуждать кристаллическую решетку, посылая вибрации на поверхность, которая удерживается точно на пороге сверхпроводимости. В связи с этим удельное сопротивление материала покрытия сильно зависит от тепла, настолько, что энергия, выделяемая вибрацией, может быть обнаружена. [15]

    Одним из таких детекторов является Криогенный поиск редких событий с помощью сверхпроводящих термометров (CRESST), расположенный в Национальной лаборатории Гран-Сассо в Ассержи, Италия. Работая в нескольких поколениях с 2000 года, CRESST постоянно развивался и улучшал диапазон своей чувствительности, хотя еще не обнаружил окончательно темную материю. Заметным побочным достижением является CRESST, который стал первым экспериментом по обнаружению альфа-распада вольфрама-180 . [16] Последнее поколение CRESST расширило свои возможности по обнаружению темной материи WIMP с энергией до 160 МэВ/c. 2 . [17]

    Сцинтилляторы благородных газов
    [ редактировать ]

    благородных газов Сцинтилляторы используют свойство определенных материалов сцинтиллировать, то есть материал поглощает энергию частицы и излучает то же количество энергии, что и свет. [18] Особый интерес для обнаружения темной материи представляет использование благородных газов, а точнее жидкого ксенона.

    Верхний предел спин-независимого сечения WIMP-нуклона по данным XENON1T (опубликовано в ноябре 2017 г.)

    Серия экспериментов XENON , также расположенная в Национальной лаборатории Гран-Сассо, является передовым пользователем жидких ксеноновых сцинтилляторов. Общий для всех поколений экспериментов детектор состоит из резервуара с жидким ксеноном и газовым слоем сверху. В верхней и нижней части детектора находится слой фотоумножительных трубок (ФЭУ). Когда частица темной материи сталкивается с жидким ксеноном, она быстро высвобождает фотон, который обнаруживается ФЭУ. Для перекрестной ссылки на эту точку данных применяется электрическое поле, которое достаточно велико, чтобы предотвратить полную рекомбинацию электронов, выбитых в результате взаимодействия. Они дрейфуют к верхней части детектора и также обнаруживаются, создавая два отдельных обнаружения для каждого события. Измерение временной задержки между ними позволяет провести полную трехмерную реконструкцию взаимодействия. [19] Детектор также способен различать электронную отдачу и ядерную отдачу, поскольку оба типа событий приводят к разным соотношениям энергии фотонов и энергии высвободившихся электронов.

    Прогнозируемая масса и поперечное сечение WIMP от XENONnT по сравнению с XENON1T. [20]

    Самая последняя завершенная версия эксперимента XENON — XENON1T, в которой использовалось 3,2 тонны жидкого ксенона. Этот эксперимент установил рекордное на тот момент ограничение сечения темной материи вимпа - 4,1 × 10. −47 см 2 при массе 30 ГэВ/c 2 . [21] Самая последняя версия серии XENON — XENONnT, которая в настоящее время работает с 8 тонами жидкого ксенона. Предполагается, что этот эксперимент позволит исследовать сечения вимп-нуклонов размером 1,4 × 10. −48 см 2 для энергии 50 ГэВ/c 2 ВИМП масса. [22] Прогнозируется, что при таком сверхнизком сечении интерференция фонового потока нейтрино будет проблематичной.

    Кристаллические сцинтилляторы
    [ редактировать ]

    Эксперименты с кристаллическими сцинтилляторами представляют собой промежуточный вариант между криогенными кристаллическими детекторами и сцинтилляторами благородных газов, в которых используются кристаллы первых и сцинтилляционные свойства вторых. Одним из таких экспериментов, в которых используется эта технология, является эксперимент DAMA/LIBRA, который снова проводится в Национальной лаборатории Гран-Сассо в Италии. Уникальная для экспериментов с темной материей попытка DAMA/LIBRA измерить годовое изменение потока темной материи. Эта концепция родилась из знания того, что, поскольку вращение Земли синхронизируется и не синхронизируется с движением Солнца через Млечный Путь, относительное движение земного детектора по отношению к гало темной материи будет меняться, что приведет к различному потоку темной материи. иметь значение. DAMA/LIBRA заявили, что видели такую ​​модуляцию, хотя научное сообщество в целом еще не признало эти результаты достоверными. [23] Неверующие в этот результат утверждают, что это связано не с изменением потока вимп, а, скорее, с неконтролируемыми сезонными изменениями. Чтобы проверить это, в Гран-Сассо строятся другие аналогичные эксперименты, а именно установка йодида натрия с активным подавлением фона (SABRE) и еще одна установка в Австралии. Целью распределения экспериментов по обоим полушариям является то, что если модуляция для мест синхронизирована, то это положительно укажет на изменение потока темной материи, тогда как если измеренные изменения рассинхронизируются на шесть месяцев, это будет указывать на неучтенные сезонные колебания.

    Пузырьковые камеры
    [ редактировать ]

    Пузырьковые камеры , первоначально изобретенные в 1952 году, в значительной степени выведены из эксплуатации, но все еще используются для обнаружения темной материи вимпов. Пузырьковые камеры заполнены перегретой жидкостью, находящейся вблизи ее фазового перехода. Когда частица взаимодействует с перегретой жидкостью, передаваемой ею энергии достаточно, чтобы вызвать фазовый переход, в результате чего любые заряженные частицы оставляют ионизационный след из пузырьков, которые обнаруживаются. Одним из таких экспериментов, в которых используется пузырьковая камера, является PICO в SNOLAB в Канаде. PICO была образована в 2013 году как комбинация двух предыдущих подобных экспериментов, PICASSO и COUPP . PICO использует более совершенную форму пузырьковой камеры, в которой используются отдельные капли перегретого газа, а именно фреона, которые суспендированы в гелевой матрице. [24] Преимущество этой установки заключается в том, что отдельные капли замедляют фазовый переход, что позволяет увеличить периоды активности детектора. В настоящее время PICO имеет 2-литровый и 60-литровый детектор, планируется новая версия с массой в диапазоне 250-500 литров. Хотя PICO, как и все пузырьковые камеры, имеет фантастически низкий фоновый шум, они все еще обнаруживают аномальные фоновые события, несовместимые с предполагаемыми характеристиками темной материи. Кроме того, PICO смог исключить взаимодействие с нежелательным йодом как причину предполагаемой модуляции темной материи в ранее упомянутом эксперименте DAMA/LIBRA. [25]

    Стерильные нейтрино

    [ редактировать ]

    Стерильные нейтрино — это теоретический тип нейтрино, который взаимодействует только посредством гравитации. [26] Слабое взаимодействие взаимодействует только с частицами левой киральности или левыми нейтрино. Предполагается, что стерильные нейтрино являются правосторонними, то есть они будут взаимодействовать только с гравитацией. Стерильные нейтрино являются жизнеспособными кандидатами в темную материю, потому что они взаимодействуют только посредством гравитации, как и предсказывает темная материя. К сожалению, большинство современных теорий предсказывают холодную темную материю , то есть кандидатов в темную материю, которые не являются нерелятивистскими. Из-за своей массы и энергии стерильные нейтрино, скорее всего, будут релятивистскими и, следовательно, будут считаться горячей темной материей . Стерильные нейтрино все еще могут быть составной частью темной материи, но маловероятно, что они будут единственным компонентом. [27]

    Составная темная материя

    [ редактировать ]

    Предполагается, что масса темной материи между массой Планка и массой порядка солнечной массы представляет собой макроскопические составные объекты. Массы, намного превышающие массу Солнца, исключаются из-за отсутствия гравитационного микролинзирования событий с помощью телескопа Кеплер . [5]

    Первичная черная дыра

    [ редактировать ]

    Первичные черные дыры — это черные дыры, которые образовались очень рано во Вселенной и без коллапса звезды. [28] Теория, лежащая в основе первичных черных дыр, заключается в том, что в очень ранней Вселенной случайные колебания менее чем за одну секунду могли вызвать локальный гравитационный коллапс в черные дыры. [29] Поскольку первичные черные дыры образовались не в результате коллапса звезды, их масса может быть намного ниже массы Солнца: от 10 микрограммов до многих солнечных масс. [30] полностью испарилась бы из-за излучения Хокинга . Однако сегодня все еще существуют только первичные черные дыры с массой более 10^11 кг, поскольку любая менее массивная дыра к современной эпохе [31]

    Первичные черные дыры являются вероятными кандидатами на темную материю, однако аргументы, основанные на их наблюдаемом обилии, ставят под сомнение их способность быть единственной составляющей темной материи. [32] И наоборот, другие исследовательские группы утверждают, что гравитационные волны, обнаруженные LIGO/VIRGO, соответствуют первичным черным дырам, составляющим 100% темной материи, учитывая, что относительно большое их количество было сгруппировано в гало карликовых галактик. [33] Дополнительное несоответствие этому утверждению заключается в том, что заявленная масса первичной черной дыры может перекрываться с диапазоном масс, исключенным из микролинзирования Кеплера. [34]

    Космическому кораблю GAIA , запущенному Европейским космическим агентством, поручено создать самую большую и подробную карту космоса и всех объектов в нем, когда-либо созданных, включая возможных кандидатов на составную темную материю. Хотя они не занимаются поиском темной материи специально, вполне возможно, что ученые, занимающиеся темной материей, смогут найти темную материю среди 1 миллиарда объектов, которые он каталогизирует за время своего существования. [35]

    Ссылки

    [ редактировать ]
    1. ^ «Темная энергия, темная материя | Управление научной миссии» . science.nasa.gov . Проверено 27 апреля 2022 г.
    2. ^ Баттальери, Марко; Беллони, Альберто; Чоу, Аарон; Кушман, Присцилла; Эшенар, Бертран; Эссиг, Рувен; Эстрада, Хуан; Фэн, Джонатан Л.; Флаугер, Бренна; Фокс, Патрик Дж.; Грэм, Питер (14 июля 2017 г.). «Космические видения США: новые идеи в темной материи 2017: отчет сообщества». arXiv : 1707.04591 [ hep-ph ].
    3. ^ Сафарзаде, Мохаммедтахер; Спергель, Дэвид Н. (9 апреля 2020 г.). «Сверхлегкая темная материя несовместима с карликовыми спутниками Млечного Пути» . Астрофизический журнал . 893 (1): 21. arXiv : 1906.11848 . Бибкод : 2020ApJ...893...21S . дои : 10.3847/1538-4357/ab7db2 . S2CID   195750695 .
    4. ^ Jump up to: а б Бродхерст, Том; де Мартино, Иван; Луу, Хоанг Нхан; Смут, Джордж Ф.; Тай, С.-Х. Генри (08 апреля 2020 г.). «Призрачные галактики как солитоны темной материи Бозе-Эйнштейна». Физический обзор D . 101 (8): 083012. arXiv : 1902.10488 . Бибкод : 2020ФРвД.101х3012Б . дои : 10.1103/PhysRevD.101.083012 . S2CID   119185749 .
    5. ^ Jump up to: а б Диего, Хосе М.; Кайзер, Ник; Бродхерст, Том; Келли, Патрик Л.; Родни, Стив; Моришита, Такахиро; Огури, Масамунэ; Росс, Тимоти В.; Зитрин, Ади; Жозак, Матильда; Ричард, Йохан (10 апреля 2018 г.). «Темная материя под микроскопом: ограничение компактной темной материи событиями каустического пересечения» . Астрофизический журнал . 857 (1): 25. arXiv : 1706.10281 . Бибкод : 2018ApJ...857...25D . дои : 10.3847/1538-4357/aab617 . S2CID   55811307 .
    6. ^ Эбботт, ЛФ; Сикиви, П. (6 января 1983 г.). «Космологическая граница невидимого аксиона» . Буквы по физике Б. 120 (1): 133–136. Бибкод : 1983PhLB..120..133A . дои : 10.1016/0370-2693(83)90638-X .
    7. ^ Ди Луцио, Лука; Джаннотти, Маурицио; Нарди, Энрико; Визинелли, Лука (июль 2020 г.). «Пейзаж аксионных моделей КХД». Отчеты по физике . 870 : 1–117. arXiv : 2003.01100 . Бибкод : 2020ФР...870....1Д . doi : 10.1016/j.physrep.2020.06.002 . S2CID   211678181 .
    8. ^ Бартрам, К.; Брейн, Т.; Сервантес, Р.; Крисосто, Н.; Ду, Н.; Леум, Г.; Мохапатра, П.; Нитта, Т.; Розенберг, LJ; Рыбка, Г.; Ян, Дж. (2023). «Поиск аксионов темной материи с использованием параметрического усилителя бегущей волны Джозефсона». Обзор научных инструментов . 94 (4): 044703. arXiv : 2110.10262 . Бибкод : 2023RScI...94d4703B . дои : 10.1063/5.0122907 .
    9. ^ «Аксионский эксперимент с темной материей» . depts.washington.edu . Проверено 28 апреля 2022 г.
    10. ^ Броуман, А.; ДеВайр, Дж.; Гиттельман, Б.; Хэнсон, КМ; Ларсон, Д.; Лох, Э.; Льюис, Р. (2 декабря 1974 г.). «Ширина распада нейтрального π-мезона» . Письма о физических отзывах . 33 (23): 1400–1403. Бибкод : 1974PhRvL..33.1400B . дои : 10.1103/PhysRevLett.33.1400 .
    11. ^ Раффельт, Георг Г. (2008). «Астрофизические границы аксиона». Аксионы . Конспект лекций по физике. Том. 741. стр. 51–71. arXiv : hep-ph/0611350 . дои : 10.1007/978-3-540-73518-2_3 . ISBN  978-3-540-73517-5 . S2CID   118981130 .
    12. ^ Ариас, Паола; Кадамуро, Давиде; Гудселл, Марк; Джекель, Йорг; Редондо, Хавьер; Рингвальд, Андреас (8 июня 2012 г.). «WISPy Холодная темная материя». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2012 (6): 013. arXiv : 1201.5902 . Бибкод : 2012JCAP...06..013A . дои : 10.1088/1475-7516/2012/06/013 . S2CID   55566455 .
    13. ^ Гаррет, Кэтрин; Дуда, Гинтарас (2011). «Темная материя: Букварь» . Достижения астрономии . 2011 : e968283. arXiv : 1006.2483 . Бибкод : 2011AdAst2011E...8G . дои : 10.1155/2011/968283 .
    14. ^ «Термальные реликвии как темная материя (слабаки)» . web.mit.edu . Проверено 28 апреля 2022 г.
    15. ^ Рот, С.; Темняк, К.; Коппи, К.; Фейлич, Ф. против; Гетлейн, А.; Исайла, К.; Ланфранчи, Ж.-К.; Пфистер, С.; Потцель, В.; Вестфаль, В. (2 октября 2008 г.). «Криогенные композитные детекторы для экспериментов с темной материей CRESST и EURECA». arXiv : 0810.0423 [ астроф-ф ].
    16. ^ Ланг, Рафаэль Ф.; Зайдель, Вольфганг (16 октября 2009 г.). «Поиск темной материи с помощью CRESST». Новый журнал физики . 11 (10): 105017. arXiv : 0906.3290 . Бибкод : 2009NJPh...11j5017L . дои : 10.1088/1367-2630/11/10/105017 . S2CID   118336682 .
    17. ^ CRESST Сотрудничество; Абдельхамид, Ах; Англохер, Г.; Бауэр, П.; Бенто, А.; Бертольдо, Э.; Буччи, К.; Каноника, Л.; Д'Аддаббо, А.; Дефай, X.; Ди Лоренцо, С. (25 ноября 2019 г.). «Первые результаты программы CRESST-III по маломассивной темной материи» . Физический обзор D . 100 (10): 102002. arXiv : 1904.00498 . Бибкод : 2019PhRvD.100j2002A . doi : 10.1103/PhysRevD.100.102002 . S2CID   90261775 .
    18. ^ Методика экспериментов по ядерной физике и физике элементарных частиц . дои : 10.1007/978-3-642-57920-2_7 .
    19. ^ Априле, Э.; Арисака, К.; Арнеодо, Ф.; Аскин, А.; Баудис, Л.; Беренс, А.; Браун, Э.; Кардосо, JMR; Чой, Б.; Клайн, Д.; Фаттори, С. (1 апреля 2012 г.). «Эксперимент с темной материей XENON100» . Астрофизика частиц . 35 (9): 573–590. arXiv : 1107.2155 . Бибкод : 2012APh....35..573X . doi : 10.1016/j.astropartphys.2012.01.003 . S2CID   53682520 .
    20. ^ Ольберс, Дж.; Абэ, К.; Эрне, В.; Агостини, Ф.; Маулуд, С. Ахмед; Акериб, Д.С.; Акимов Д.Ю; Акшат, Дж.; Мусалхи, А.К. Ал; Олдер, Ф.; Алсум, Словакия (2023 г.). «Обсерватория жидкого ксенона следующего поколения для изучения темной материи и физики нейтрино». Журнал физики G: Ядерная физика и физика элементарных частиц . 50 (1): 013001. arXiv : 2203.02309 . Бибкод : 2023JPhG...50a3001A . дои : 10.1088/1361-6471/ac841a .
    21. ^ КСЕНОНОВОЕ Сотрудничество 7; Априле, Э.; Ольберс, Дж.; Агостини, Ф.; Альфонси, М.; Альтюзер, Л.; Амаро, Флорида; Энтони, М.; Арнеодо, Ф.; Баудис, Л.; Бауэрмейстер, Б. (12 сентября 2018 г.). «Результаты поиска темной материи в результате воздействия XENON1T в течение одной тонны года» . Письма о физических отзывах . 121 (11): 111302. arXiv : 1805.12562 . Бибкод : 2018PhRvL.121k1302A . doi : 10.1103/PhysRevLett.121.111302 . ПМИД   30265108 . S2CID   51681150 . {{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
    22. ^ Коллаборация XENON; Априле, Э.; Ольберс, Дж.; Агостини, Ф.; Альфонси, М.; Альтюзер, Л.; Амаро, Флорида; Анточи, ВК; Анджелино, Э.; Ангевааре, младший; Арнеодо, Ф. (16 ноября 2020 г.). «Прогнозируемая чувствительность WIMP в эксперименте с темной материей XENONnT». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2020 (11): 031. arXiv : 2007.08796 . Бибкод : 2020JCAP...11..031A . дои : 10.1088/1475-7516/2020/11/031 . S2CID   220633580 .
    23. ^ «Спорное открытие темной материи выглядит еще более шатким» . Новости науки . 05.12.2018 . Проверено 29 апреля 2022 г.
    24. ^ «Индустрия пузырьковых технологий» . 20 марта 2008 г. Архивировано из оригинала 20 марта 2008 г. Проверено 30 апреля 2022 г.
    25. ^ Амол, К.; Ардид, М.; Аснер, DM; Бакстер, Д.; Бенке, Э.; Бхаттачарджи, П.; Борсоди, Х.; Бу-Кабо, М.; Брайс, С.Дж.; Броммельсик, Д.; Кларк, К. (2016). «Результаты поиска темной материи в пузырьковой камере PICO-60 CF 3 I». Физический обзор D . 93 (5): 052014. arXiv : 1510.07754v3 . Бибкод : 2016PhRvD..93e2014A . doi : 10.1103/PhysRevD.93.052014 . S2CID   8114871 .
    26. ^ «Стерильные нейтрино | Все нейтрино» . Проверено 30 апреля 2022 г.
    27. ^ Ибарра, Алехандро (15 июля 2015 г.). «Нейтрино и темная материя» . Материалы конференции AIP . 1666 (1): 140004. Бибкод : 2015AIPC.1666n0004I . дои : 10.1063/1.4915588 .
    28. ^ Грин, Энн М; Кавана, Брэдли Дж (10 февраля 2021 г.). «Первичные черные дыры как кандидаты на темную материю» . Журнал физики G: Ядерная физика и физика элементарных частиц . 48 (4): 043001. arXiv : 2007.10722 . Бибкод : 2021JPhG...48d3001G . дои : 10.1088/1361-6471/abc534 . S2CID   220666201 .
    29. ^ Харада, Томохиро; Ю, Чул-Мун; Кохри, Кадзунори (17 сентября 2013 г.). «Порог образования первичных черных дыр». Физический обзор D . 88 (8): 084051. arXiv : 1309.4201v4 . Бибкод : 2013PhRvD..88h4051H . doi : 10.1103/PhysRevD.88.084051 . S2CID   119305036 .
    30. ^ Овердуин, Дж. М.; Вессон, PS (ноябрь 2004 г.). «Темная материя и фоновый свет». Отчеты по физике . 402 (5–6): 267–406. arXiv : astro-ph/0407207 . Бибкод : 2004PhR...402..267O . doi : 10.1016/j.physrep.2004.07.006 . S2CID   1634052 .
    31. ^ дель Барко, Оскар (30 марта 2022 г.). «Ошибка: происхождение тепловых гамма-всплесков из первичной черной дыры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 512 (2): 2925–2928. arXiv : 2007.11226 . дои : 10.1093/mnras/stac681 .
    32. ^ Али-Хаймуд, Ясин; Ковец, Эли Д.; Камионковски, Марк (19 декабря 2017 г.). «Скорость слияния двойных систем первичных черных дыр». Физический обзор D . 96 (12): 123523. arXiv : 1709.06576 . Бибкод : 2017PhRvD..96l3523A . дои : 10.1103/PhysRevD.96.123523 . S2CID   119419981 .
    33. ^ Птица, Симеон; Чолис, Илиас; Муньос, Хулиан Б.; Али-Хаймуд, Ясин; Камионковски, Марк; Ковец, Эли Д.; Ракканелли, Альвизе; Рисс, Адам Г. (19 мая 2016 г.). «Обнаружил ли LIGO темную материю?». Письма о физических отзывах . 116 (20): 201301. arXiv : 1603.00464 . Бибкод : 2016PhRvL.116t1301B . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.201301 . ПМИД   27258861 . S2CID   23710177 .
    34. ^ Халуэй, Э.; Годси, Х.; Рахвар, С.; Абеди, Дж. (12 апреля 2021 г.). «Возможность первичных черных дыр как источника гравитационно-волновых событий в усовершенствованном детекторе LIGO». Физический обзор D . 103 (8): 084001. arXiv : 2011.02772 . Бибкод : 2021ФРвД.103х4001К . doi : 10.1103/PhysRevD.103.084001 . S2CID   226254110 .
    35. ^ До свидания, Деннис (01 мая 2018 г.). «Карта Гайи, состоящая из 1,3 миллиарда звезд, напоминает Млечный Путь в бутылке» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 30 апреля 2022 г.
    Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Direct_detection_of_dark_matter&oldid=1221071785"
    Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
    Arc.Ask3.Ru
    Номер скриншота №: d96a7e7bc6516b0bf708b4ef8d48db45__1714230180
    URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/d9/45/d96a7e7bc6516b0bf708b4ef8d48db45.html
    Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
    Direct detection of dark matter - Wikipedia
    Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)