Schwach wechselwirkende massive Teilchen ( WIMPs ) sind hypothetische Teilchen, die als Kandidaten für Dunkle Materie vorgeschlagen wurden . Diese Teilchen hätten Masse, würden mit der Gravitation wechselwirken, wären beim Urknall in großer Zahl entstanden und hätten sich seither aufgrund von Selbstannihilation durch ihre schwache Wechselwirkung verringert.

Es existiert keine formale Definition für WIMPs, aber allgemein handelt es sich um Elementarteilchen , die über die Gravitation und jede andere Kraft (oder Kräfte) wechselwirken, die so schwach oder schwächer als die schwache Kernkraft ist , aber dennoch nicht verschwindet. Viele WIMP-Kandidaten wurden vermutlich im frühen Universum thermisch erzeugt, ähnlich den Teilchen des Standardmodells [ 1 ] gemäß der Urknallkosmologie , und bilden üblicherweise kalte dunkle Materie . Um die korrekte Häufigkeit dunkler Materie heute durch thermische Produktion zu erreichen , ist ein Selbstannihilationsquerschnitt von ≃ erforderlich .3 × 10 −26  cm 3 ⋅s −1 , was ungefähr dem entspricht, was man für ein neues Teilchen im  Massenbereich von 100 GeV / c 2 erwarten würde, das über die elektroschwache Kraft wechselwirkt .

Experimentelle Bemühungen zum Nachweis von WIMPs umfassen die Suche nach Produkten der WIMP-Annihilation, darunter Gammastrahlen , Neutrinos und kosmische Strahlung in nahen Galaxien und Galaxienhaufen; direkte Nachweisexperimente zur Messung der Kollision von WIMPs mit Atomkernen im Labor sowie Versuche zur direkten Erzeugung von WIMPs in Teilchenbeschleunigern wie dem Large Hadron Collider (LHC) am CERN . Bis 2026 war keine dieser Bemühungen erfolgreich.

Supersymmetrische Erweiterungen des Standardmodells der Teilchenphysik sagen neue Teilchen voraus, die als WIMPs (Wild-Integrated Mean Pulses) fungieren könnten. Dieser scheinbare Zufall ist als „ WIMP-Wunder “ bekannt, und ein stabiler supersymmetrischer Partner gilt seit Langem als aussichtsreicher WIMP-Kandidat. [ 2 ] Zu diesen Kandidaten zählen Neutralinos und Gravitinos . Der Mangel an Beweisen für Supersymmetrie am Large Hadron Collider (LHC) [ 3 ] [ 4 ] hat jedoch Zweifel an diesen einfachsten WIMP-Hypothesen aufkommen lassen. [ 5 ]

Vorgeschlagene Dunkle-Materie-Teilchen und ihre Massen.

Theoretischer Rahmen und Eigenschaften

WIMP-ähnliche Teilchen werden von der R-Parität -erhaltenden Supersymmetrie vorhergesagt , einer Erweiterung des Standardmodells der Teilchenphysik, obwohl bisher keines der zahlreichen neuen Teilchen der Supersymmetrie beobachtet wurde. [ 6 ] WIMP-ähnliche Teilchen werden auch von Theorien mit einer universellen zusätzlichen Dimension und kleinen Higgs-Bosonen vorhergesagt .

Modell Parität Kandidat
SUSYR-Paritätleichtestes supersymmetrisches Teilchen (LSP)
UEDKK-Parität leichtestes Kaluza-Klein-Teilchen (LKP)
kleiner HiggsT-Paritätleichtestes T-ungerades Teilchen (LTP)

Die wichtigsten theoretischen Merkmale eines WIMP sind:

Da WIMPs nicht mit normaler Materie elektromagnetisch wechselwirken, wären sie mit herkömmlichen elektromagnetischen Beobachtungen unsichtbar. Aufgrund ihrer großen Masse bewegen sie sich relativ langsam und sind daher „kalt“. [ 8 ] Ihre relativ geringen Geschwindigkeiten reichen nicht aus, um die gegenseitige Gravitationsanziehung zu überwinden, weshalb WIMPs dazu neigen, sich zu verklumpen. [ 9 ] WIMPs gelten neben massiven kompakten Halo-Objekten (MACHOs) und Axionen als einer der Hauptkandidaten für kalte dunkle Materie . Diese Namen wurden bewusst gewählt, um einen Kontrast zu schaffen; MACHOs wurden später als WIMPs benannt. [ 10 ] Im Gegensatz zu WIMPs sind im Standardmodell der Teilchenphysik keine stabilen Teilchen bekannt, die die Eigenschaften von MACHOs aufweisen. Teilchen, die nur geringfügig mit normaler Materie wechselwirken, wie beispielsweise Neutrinos , sind sehr leicht und bewegen sich daher schnell oder sind „heiß“.

Als dunkle Materie

Ein Jahrzehnt nach der Formulierung des Problems der Dunklen Materie in den 1970er Jahren wurden WIMPs als mögliche Lösung vorgeschlagen. [ 11 ] Obwohl die Existenz von WIMPs in der Natur noch hypothetisch ist, würde sie eine Reihe astrophysikalischer und kosmologischer Probleme im Zusammenhang mit Dunkler Materie lösen. Astronomen sind sich heute einig, dass der größte Teil der Masse im Universum tatsächlich aus Dunkler Materie besteht. Simulationen eines Universums voller kalter Dunkler Materie erzeugen Galaxienverteilungen, die den Beobachtungen weitgehend entsprechen. [ 12 ] [ 13 ] Heiße Dunkle Materie hingegen würde die großräumige Struktur der Galaxien verwischen und gilt daher nicht als plausibles kosmologisches Modell.

WIMPs passen zum Modell eines Reliktteilchens dunkler Materie aus dem frühen Universum, als sich alle Teilchen im thermischen Gleichgewicht befanden . Bei ausreichend hohen Temperaturen, wie sie im frühen Universum herrschten, hätten sich das Teilchen dunkler Materie und sein Antiteilchen sowohl aus leichteren Teilchen gebildet als auch in diese zerfallen. Mit der Expansion und Abkühlung des Universums nahm die mittlere thermische Energie dieser leichteren Teilchen ab und reichte schließlich nicht mehr aus, um ein Teilchen-Antiteilchen-Paar dunkler Materie zu bilden. Die Zerfallsreaktion der Teilchen-Antiteilchen-Paare dunkler Materie setzte sich jedoch fort, und die Teilchendichte dunkler Materie begann exponentiell abzunehmen. [ 7 ] Schließlich wurde die Teilchendichte jedoch so gering, dass die Wechselwirkung zwischen Teilchen dunkler Materie und Antiteilchen aufhörte und die Anzahl der Teilchen dunkler Materie mit der weiteren Expansion des Universums (annähernd) konstant blieb. [ 9 ] Teilchen mit einem größeren Wirkungsquerschnitt würden länger zerfallen und daher eine geringere Teilchendichte aufweisen, wenn die Zerfallsreaktion aufhört. Ausgehend von der derzeitigen geschätzten Häufigkeit dunkler Materie im Universum kann der Wirkungsquerschnitt für die Teilchen-Antiteilchen-Annihilation, falls es sich bei dem Teilchen dunkler Materie um ein solches Reliktteilchen handelt, nicht größer sein als der Wirkungsquerschnitt für die schwache Wechselwirkung. [ 7 ] Wenn dieses Modell zutrifft, hätte das Teilchen dunkler Materie die Eigenschaften eines WIMP.

Indirekte Detektion

Da WIMPs vermutlich nur über Gravitations- und schwache Wechselwirkungen interagieren, sind sie extrem schwer nachzuweisen. Dennoch laufen zahlreiche Experimente, die versuchen, WIMPs direkt und indirekt zu detektieren. Indirekter Nachweis bezeichnet die Beobachtung von Annihilations- oder Zerfallsprodukten von WIMPs in großer Entfernung von der Erde. Indirekte Nachweisversuche konzentrieren sich typischerweise auf Orte, an denen sich WIMP-Dunkle Materie vermutlich am stärksten ansammelt: in den Zentren von Galaxien und Galaxienhaufen sowie in den kleineren Satellitengalaxien der Milchstraße. Diese sind besonders nützlich, da sie in der Regel sehr wenig baryonische Materie enthalten, wodurch der erwartete Hintergrund durch Standardprozesse der Astrophysik reduziert wird. Typische indirekte Suchen zielen auf überschüssige Gammastrahlen ab , die entweder als Endzustandsprodukte der Annihilation vorhergesagt werden oder bei der Wechselwirkung geladener Teilchen mit der Umgebungsstrahlung durch inverse Compton-Streuung entstehen . Spektrum und Intensität eines Gammastrahlensignals hängen von den Annihilationsprodukten ab und müssen modellweise berechnet werden. Experimente, die durch das Ausbleiben eines Annihilationssignals Grenzen für die WIMP-Annihilation festgelegt haben, umfassen das Fermi -LAT-Gammastrahlenteleskop [ 14 ] und das bodengebundene Gammastrahlenobservatorium VERITAS [ 15 ] . Obwohl die Annihilation von WIMPs in Standardmodellteilchen auch die Produktion hochenergetischer Neutrinos vorhersagt, wird deren Wechselwirkungsrate derzeit als zu gering eingeschätzt, um ein Signal Dunkler Materie zuverlässig nachzuweisen. Zukünftige Beobachtungen des IceCube- Observatoriums in der Antarktis könnten WIMP-erzeugte Neutrinos von Standard-astrophysikalischen Neutrinos unterscheiden; allerdings wurden bis 2014 erst 37 kosmologische Neutrinos beobachtet [ 16 ] , was eine solche Unterscheidung unmöglich macht.

Ein weiteres indirektes WIMP-Signal könnte von der Sonne stammen. Halo-WIMPs könnten beim Durchgang durch die Sonne mit solaren Protonen, Heliumkernen und schwereren Elementen wechselwirken. Verliert ein WIMP bei einer solchen Wechselwirkung genügend Energie, um unter die lokale Fluchtgeschwindigkeit zu fallen , hätte es theoretisch nicht genug Energie, um der Gravitationskraft der Sonne zu entkommen und bliebe gravitativ gebunden. [ 9 ] Wenn immer mehr WIMPs im Inneren der Sonne thermalisieren, würden sie miteinander annihilieren und theoretisch verschiedene Teilchen, darunter hochenergetische Neutrinos , bilden . [ 17 ] Diese Neutrinos könnten dann zur Erde gelangen und von einem der vielen Neutrinoteleskope, wie beispielsweise dem Super-Kamiokande -Detektor in Japan, detektiert werden. Die Anzahl der täglich von diesen Detektoren detektierten Neutrinoereignisse hängt von den Eigenschaften des WIMP sowie von der Masse des Higgs-Bosons ab . Ähnliche Experimente werden derzeit durchgeführt, um Neutrinos aus WIMP-Annihilationen innerhalb der Erde [ 18 ] und aus dem galaktischen Zentrum nachzuweisen . [ 19 ] [ 20 ]

Direkte Detektion

Direkter Nachweis bezeichnet die Beobachtung der Auswirkungen einer WIMP-Kern-Kollision, während die Dunkle Materie einen Detektor in einem Labor auf der Erde durchläuft. Obwohl die meisten WIMP-Modelle darauf hindeuten, dass eine ausreichend große Anzahl von WIMPs in großen Himmelskörpern eingefangen werden muss, damit indirekte Nachweisexperimente erfolgreich sind, ist es möglich, dass diese Modelle entweder fehlerhaft sind oder nur einen Teil des Phänomens der Dunklen Materie erklären. Daher sind trotz der zahlreichen Experimente, die indirekte Hinweise auf die Existenz kalter Dunkler Materie liefern sollen, auch direkte Nachweismessungen notwendig, um die Theorie der WIMPs zu untermauern.

Obwohl die meisten WIMPs, die auf die Sonne oder die Erde treffen, diese voraussichtlich ohne Auswirkungen durchqueren, besteht die Hoffnung, dass eine große Anzahl von Dunkle-Materie-WIMPs, die einen ausreichend großen Detektor passieren, häufig genug interagieren, um beobachtet zu werden – mindestens einige Ereignisse pro Jahr. Die allgemeine Strategie aktueller Versuche, WIMPs nachzuweisen, besteht darin, hochempfindliche Systeme zu finden, die auf große Volumina skaliert werden können. Dies basiert auf den Erkenntnissen aus der Geschichte der Entdeckung und (mittlerweile routinemäßigen) Detektion des Neutrinos.

Abb. 1. CDMS-Parameterraum ausgeschlossen (Stand: 2004). Das DAMA-Ergebnis befindet sich im grünen Bereich und ist nicht zulässig.

Experimentelle Techniken

Kryogene Kristalldetektoren – Eine Technik, die vom CDMS-Detektor ( Cryogenic Dark Matter Search ) in der Soudan-Mine eingesetzt wird , basiert auf mehreren extrem kalten Germanium- und Siliziumkristallen. Die Kristalle (etwa so groß wie ein Eishockeypuck) werden auf ca. 50 mK gekühlt. Eine Metallschicht (Aluminium und Wolfram) an der Oberfläche dient dem Nachweis eines WIMP (Wave Intensity Pulse), das den Kristall durchquert. Dieses Design zielt darauf ab, Schwingungen in der Kristallmatrix zu erfassen, die durch den Anstoß eines Atoms durch ein WIMP entstehen. Die Wolfram- Übergangskantensensoren (TES) werden auf der kritischen Temperatur gehalten und befinden sich somit im supraleitenden Zustand. Starke Kristallschwingungen erzeugen Wärme im Metall und sind aufgrund einer Widerstandsänderung messbar . CRESST , CoGeNT und EDELWEISS verwenden ähnliche Aufbauten.

Edelgas-Szintillatoren – Eine weitere Möglichkeit, von WIMPs „bewegte“ Atome nachzuweisen, besteht in der Verwendung von Szintillationsmaterial . Dabei werden durch das sich bewegende Atom Lichtimpulse erzeugt, die häufig mit Photomultipliern (PMTs) detektiert werden. Experimente wie DEAP am SNOLAB und DarkSide am LNGS verwenden eine sehr große Zielmasse an flüssigem Argon für die empfindliche Suche nach WIMPs. ZEPLIN und XENON nutzten Xenon, um WIMPs mit höherer Empfindlichkeit auszuschließen. Die bisher strengsten Nachweisgrenzen wurden mit dem XENON1T-Detektor erreicht, der 3,5 Tonnen flüssiges Xenon verwendet. [ 21 ] Noch größere, mehrere Tonnen schwere Flüssigxenon-Detektoren wurden von den Kollaborationen XENON , LUX-ZEPLIN und PandaX für den Bau genehmigt .

Kristall-Szintillatoren – Anstelle eines flüssigen Edelgases bietet sich prinzipiell die Verwendung eines Szintillationskristalls wie NaI(Tl) an. Diesen Ansatz verfolgt das DAMA/LIBRA- Experiment, das eine ringförmige Modulation des Signals beobachtete, die mit dem Nachweis von WIMPs übereinstimmt (siehe Abschnitt „Aktuelle Grenzen “). Mehrere Experimente versuchen, diese Ergebnisse zu reproduzieren, darunter ANAIS , COSINUS und DM-Ice , das NaI-Kristalle zusammen mit dem IceCube- Detektor am Südpol einsetzt . KIMS nähert sich demselben Problem mit CsI(Tl) als Szintillator.

Blasenkammern – Das PICASSO- Experiment (Project In Canada to Search for Supersymmetric Objects) ist ein direktes Suchexperiment nach Dunkler Materie am SNOLAB in Kanada. Es verwendet Blasendetektoren mit Freon als aktiver Masse. PICASSO ist vorwiegend sensitiv für spinabhängige Wechselwirkungen von WIMPs mit den Fluoratomen im Freon. COUPP, ein ähnliches Experiment mit Trifluoriodmethan (CF₃I ) , veröffentlichte 2011 Massengrenzen oberhalb von 20 GeV/ c² . [ 22 ] Die beiden Experimente fusionierten 2012 zur PICO-Kollaboration.

Ein Blasendetektor ist ein strahlungsempfindliches Gerät, das mit kleinen Tröpfchen überhitzter Flüssigkeit arbeitet, die in einer Gelmatrix suspendiert sind. [ 23 ] Er nutzt das Prinzip einer Blasenkammer , jedoch kann der Detektor, da jeweils nur die kleinen Tröpfchen einen Phasenübergang durchlaufen können, deutlich länger aktiv bleiben. Wird einem Tröpfchen durch ionisierende Strahlung genügend Energie zugeführt, verwandelt sich das überhitzte Tröpfchen in eine Gasblase. Die Blasenbildung ist von einer akustischen Stoßwelle begleitet, die von piezoelektrischen Sensoren erfasst wird. Der Hauptvorteil der Blasendetektortechnik liegt in ihrer geringen Empfindlichkeit gegenüber Hintergrundstrahlung. Die Empfindlichkeit des Detektors lässt sich durch Änderung der Temperatur anpassen; typischerweise wird er zwischen 15 °C und 55 °C betrieben. Ein ähnliches Experiment mit dieser Technik wird in Europa unter dem Namen SIMPLE durchgeführt.

PICASSO berichtete im November 2009 über Ergebnisse zu spinabhängigen WIMP-Wechselwirkungen mit <sup> 19</sup> F. Für Massen von 24 GeV wurden neue, strenge Grenzen für den spinabhängigen Wirkungsquerschnitt von 13,9 pb (90 % Konfidenzintervall) ermittelt. Die erhaltenen Grenzen schränken die jüngsten Interpretationen des jährlichen Modulationseffekts von DAMA/LIBRA im Hinblick auf spinabhängige Wechselwirkungen ein. [ 24 ]

PICO ist eine Erweiterung des im Jahr 2015 geplanten Konzepts. [ 25 ]

Andere Detektortypen – mit Niederdruckgasen gefüllte Zeitprojektionskammern (TPCs) – werden für den Nachweis von WIMPs untersucht. Die DRIFT-Kollaboration ( Directional Recoil Identification From Tracks ) versucht, die vorhergesagte Richtungsabhängigkeit des WIMP-Signals zu nutzen. DRIFT verwendet ein Kohlenstoffdisulfid- Target, das es WIMP-Rückstoßteilchen ermöglicht, mehrere Millimeter zurückzulegen und dabei eine Spur geladener Teilchen zu hinterlassen. Diese geladene Spur driftet zu einer MWPC- Ausleseebene, die ihre dreidimensionale Rekonstruktion und die Bestimmung der Ursprungsrichtung ermöglicht. DMTPC ist ein ähnliches Experiment mit CF₄- Gas .

Die DAMIC- (DArk Matter In CCDs) und SENSEI-Kollaborationen (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) nutzen wissenschaftliche CCD-Sensoren ( Charge-Coupled Devices ) zum Nachweis leichter Dunkler Materie. Die CCDs dienen dabei sowohl als Detektor als auch als Ausleseinstrument. Wechselwirkungen von WIMPs mit dem CCD-Volumen können zur Bildung von Elektron-Loch-Paaren führen, die anschließend von den CCDs erfasst und ausgelesen werden. Um das Rauschen zu reduzieren und den Nachweis einzelner Elektronen zu ermöglichen, verwenden die Experimente einen CCD-Typ, den sogenannten Skipper-CCD. Dieser ermöglicht die Mittelung über wiederholte Messungen derselben erfassten Ladung. [ 26 ] [ 27 ]

Jüngste Beschränkungen

Abbildung 2: Diagramm des Parameterraums für die Masse von Dunkle-Materie-Teilchen und ihren Wechselwirkungsquerschnitt mit Nukleonen. Die LUX- und SuperCDMS-Grenzwerte schließen den Parameterraum oberhalb der markierten Kurven aus. Die Bereiche um CoGeNT und CRESST-II wurden zuvor als Dunkle-Materie-Signale interpretiert, später jedoch durch herkömmliche Quellen erklärt. Die DAMA- und CDMS-Si-Daten bleiben unerklärt; die hier dargestellten Bereiche markieren den bevorzugten Parameterraum, falls diese Anomalien auf Dunkle Materie zurückzuführen sind.

Bislang gibt es keine bestätigten Nachweise von Dunkler Materie durch direkte Detektionsexperimente. Die stärksten Ausschlussgrenzen stammen von den LUX- und SuperCDMS -Experimenten (siehe Abbildung 2). Mit 370 Kilogramm Xenon ist LUX empfindlicher als XENON oder CDMS. [ 28 ] Erste Ergebnisse vom Oktober 2013 berichteten, dass keine Signale beobachtet wurden, was die Ergebnisse weniger empfindlicher Instrumente zu widerlegen schien. [ 29 ] Dies wurde nach Abschluss der letzten Datenreihe im Mai 2016 bestätigt. [ 30 ]

Historisch gesehen gab es vier anomale Datensätze aus verschiedenen direkten Nachweisexperimenten. Zwei davon konnten inzwischen durch Untergrundeffekte erklärt werden ( CoGeNT und CRESST-II), während die anderen beiden weiterhin ungeklärt sind ( DAMA/LIBRA und CDMS-Si ). [ 31 ] [ 32 ] Im Februar 2010 gaben Forscher am CDMS bekannt, zwei Ereignisse beobachtet zu haben, die möglicherweise durch WIMP-Kern-Kollisionen verursacht wurden. [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ]

CoGeNT , ein kleinerer Detektor mit einem einzelnen Germaniumpuck, der für den Nachweis von WIMPs mit geringeren Massen entwickelt wurde, verzeichnete innerhalb von 56 Tagen Hunderte von Detektionsereignissen. [ 36 ] [ 37 ] Dabei wurde eine jährliche Modulation der Ereignisrate beobachtet, die auf leichte Dunkle Materie hindeuten könnte. [ 38 ] Neuere Analysen haben jedoch einen Ursprung der CoGeNT-Ereignisse in Dunkler Materie widerlegt und stattdessen eine Erklärung durch einen Untergrund von Oberflächenereignissen nahegelegt. [ 39 ]

Jährliche Modulation ist eines der vorhergesagten Merkmale eines WIMP-Signals [ 40 , 41 ] , und auf dieser Grundlage behauptete die DAMA-Kollaboration einen positiven Nachweis. Andere Gruppen konnten dieses Ergebnis jedoch nicht bestätigen. Die im Mai 2004 veröffentlichten CDMS-Daten schließen die gesamte DAMA-Signalregion aus, unter bestimmten Standardannahmen über die Eigenschaften der WIMPs und des Dunkle-Materie-Halos. Diesem Ansatz folgten zahlreiche weitere Experimente (siehe Abbildung 2).

Die COSINE-100- Kollaboration (ein Zusammenschluss der KIMS- und DM-Ice-Gruppen) veröffentlichte ihre Ergebnisse zur Replikation des DAMA/LIBRA-Signals im Dezember 2018 in der Fachzeitschrift Nature. Sie kamen zu dem Schluss, dass „dieses Ergebnis WIMP-Nukleon-Wechselwirkungen als Ursache der von der DAMA-Kollaboration beobachteten jährlichen Modulation ausschließt“ [ 42 ] . Im Jahr 2021 gelang es COSINE-100 und ANAIS-112 jedoch nicht, das DAMA/LIBRA-Signal zu reproduzieren [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ]. Im August 2022 wandte COSINE-100 eine ähnliche Analysemethode wie DAMA/LIBRA an und fand eine vergleichbare jährliche Modulation. Dies deutet darauf hin, dass das Signal lediglich ein statistisches Artefakt sein könnte [ 46 ] [ 47 ] und stützt eine bereits 2020 aufgestellte Hypothese [ 48 ].

Zukunft der direkten Detektion

Obergrenzen für elastische Wirkungsquerschnitte von WIMP-Nukleonen aus ausgewählten Experimenten, wie sie vom LZ-Experiment im Juli 2023 berichtet wurden.

In den 2020er Jahren dürften mehrere Experimente zur direkten Detektion von WIMP-Kernen mit Massen im Multitonnenbereich entstehen, die Wirkungsquerschnitte untersuchen werden, die um Größenordnungen kleiner sind als die derzeitige Empfindlichkeit. Beispiele für solche Experimente der nächsten Generation sind LUX-ZEPLIN (LZ) und XENONnT, beides Experimente mit flüssigem Xenon im Multitonnenbereich, gefolgt von DARWIN, einem weiteren geplanten Experiment zur direkten Detektion von flüssigem Xenon mit 50–100 Tonnen. [ 49 ] [ 50 ]

Solche Experimente mit mehreren Tonnen Masse werden zudem mit einem neuen Hintergrund in Form von Neutrinos konfrontiert, der ihre Fähigkeit, den WIMP-Parameterraum jenseits eines bestimmten Punktes, dem sogenannten Neutrino-Floor, zu untersuchen, einschränkt. Obwohl der Name eine harte Grenze suggeriert, repräsentiert der Neutrino-Floor den Bereich des Parameterraums, jenseits dessen sich die experimentelle Empfindlichkeit bestenfalls nur noch um die Quadratwurzel der Belichtungszeit (Produkt aus Detektormasse und Laufzeit) verbessern kann. [ 51 ] [ 52 ] Für WIMP-Massen unter 10 GeV/ c² ist die Sonne die dominierende Quelle des Neutrino-Hintergrunds , während der Hintergrund für höhere Massen Beiträge von atmosphärischen Neutrinos und dem diffusen Supernova-Neutrino-Hintergrund enthält .

Im Dezember 2021 ergaben die Ergebnisse von PandaX , dass in ihren Daten kein Signal gefunden wurde, mit einem niedrigsten ausgeschlossenen Wirkungsquerschnitt von3,8 × 10−47 cm² bei 40 GeV mit einem  Konfidenzniveau von 90 % . [ 53 ] [ 54 ]

Im Juli 2023 veröffentlichten die Experimente XENONnT und LZ die ersten Ergebnisse ihrer Suche nach WIMPs [ 55 ] , die ersten Ausschlussquerschnitte oberhalb von2,58 × 10⁻⁴⁷  cm² bei 28 GeV mit einem Konfidenzniveau von 90 % [ 56 ] und die zweiten Wirkungsquerschnitte oberhalb9,2 × 10−48  cm² bei 36 GeV mit einem Konfidenzniveau von 90 % . [ 57 ]

Siehe auch

Theoretische Kandidaten

Referenzen

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Weiterführende Literatur