Las observaciones astronómicas indican que la Materia Oscura (MO) debe existir, ya que sus efectos gravitatorios son notables, aunque este tipo de materia no interactúe electromagnéticamente (esto significa que dicha partícula no absorbe ni emite luz, por lo que es imposible observarla con métodos tradicionales de observación astronómica). Históricamente la MO fue postulada alrededor de 1932 cuando Oort la introdujo para justificar sus observaciones sobre la cantidad de materia faltante en el disco galáctico [1]. Posteriormente, en 1933, Zwicky utilizó el mismo concepto para explicar las velocidades de las galaxias observadas  en el cúmulo Coma [1]. El tema volvió a ganar relevancia alrededor de 1980 cuando Vera Rubin midió las velocidades de rotación de distintas galaxias, encontrando que la velocidad de las estrellas se mantenían constantes al alejarse del centro de la galaxia, lo que implica que las leyes de Newton, o no se aplican universalmente, o que debe existir más materia de la observada. Además de estas pruebas observacionales también existen otros efectos que solo pueden explicarse si se considera la existencia de la MO. Entre estas están los efectos de las lentes gravitacionales débiles y fuertes, la radiación cósmica de fondo, la formación de átomos después del big bang (BBN –Big Bang Nucleosíntesis), la formación de estructuras de galaxias y la comparación de las observaciones con telescopios visibles con telescopios de Rayos X [1].

Si se consideran todos estos efectos, se llega a la conclusión de que la MO debe consistir un nuevo tipo de partícula no conocida hasta ahora. Teóricamente la candidata a MO más aceptada es la llamada  WIMP (Weak Interactive Massive Particle) que está asociada al neutralino, que es una partícula predicha por la teoría de la supersimetría. Basados en los tipos de interacciones que pueden ocasionar los WIMPs se trata de detectarlos a través de tres métodos distintos: 1) Detección directa, 2) Detección indirecta, y 3) En colisionadores de partículas [2]. Aquí solo consideraremos el método directo, donde se busca detectar a la partícula en detectores que puedan interactuar con la MO a través de colisiones elásticas, donde los núcleos que componen el detector dan la información al retroceder después de la colisión. Recientemente se han construido una serie de experimentos donde se utilizan distintas tecnologías para medir el retroceso nuclear, como son el experimento CoGeNT, CRESST, Xenon, CDMS, LUX, COUPP entre otros. La mayoría de estos experimentos se han optimizado para la detección de la dispersión elástica de partículas MO con masa mayor de 50 GeV, concentrándose en la región más natural donde el WIMP corresponde a la partícula supersimétrica más liviana. Recientes resultados de distintos experimentos han presentado indicios de una señal de MO a masas menores, siendo el más notable DAMA/NaI y DAMA/Libra que reivindican una detección de un informe anual modulación [3]. Más reciente, CoGeNT [4] y CRESST [5] han visto una señal consistente con una partícula de MO de baja masa, lo que ha motivado nuevas interpretaciones teóricas donde se necesitan bajos umbrales en los equipos de medición para detectar directamente la MO [6-8]. Hay un esfuerzo de la comunidad experimental para desarrollar técnicas que podrían detectar señales con muy baja energía [9], lo que permitiría contemplar a la MO de baja masa. Proponemos en este experimento desarrollar la búsqueda de MO utilizando dispositivos de carga acoplada (CCD), que permiten un umbral de detección de ~40 eV de electrones de energía equivalente (evee), lo que permitiría determinar si la MO posee muy baja masa o no, ya que con esta técnica de detección se puede llegar hasta muy bajas masas, donde ningún otro tipo de detector puede llegar [10].

Referencias

[1] arXiv: 1001.0316v2
[2] arXiv: 1201.3942v1
[3] Bernabei R. et al. Eur. Phys. J. C 67 (2010)
[4] Aalseth C.E.,  et al,  Physical Review Letters, vol. 106, Issue 13, id. 131301
[5] Angloher, G., et al, arxiv:1109.0702
[6] Fornengo, S. Scopel and A. Bottino, Phys. Rev. D 83, 015001 (2011). arXiv:1011.4743
[7] Fitzpatrick A., Physical Review D, vol. 81, Issue 11, id. 115005. arXiv:1003:0014
[8] Cohen, T. et al, Physical Review D, vol. 82, Issue 5, id. 056001. arXiv:1005.1655
[9] P.S. Barbeau et al, Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 09 009 (2007)
[10] J. Barreto et al, Physics Letters B, Volume 711, Issues 3–4, 15 May 2012, Pages 264–269

Experimento Damic

El experimento DAMIC (Dark Matter in CCDs) es un proyecto que busca detectar la Materia Oscura usando detectores especiales de CCDs (Charge Coupled Devices). Los CCDs son instrumentos ópticos construidos con Silicio que se usa frecuentemente en astronomía y en la técnica de espectroscopia, debido a que presentan un muy bajo nivel de ruido electrónico (de solo 2 electrones, o 7,3 eV en unidades de energía). En 2004, el grupo de microelectrónica del Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL) consiguió desarrollar CCDs más masivos (de hasta 250 µm de espesor) para el proyecto DECam [1], lo cual abrió la posibilidad de usar estos detectores para la búsqueda de partículas que requieran de un umbral muy bajo de energía. Estas dos características, de masa relativamente alta, más el bajo ruido electrónico, hacen que estos detectores sean ideales para el estudio de los retrocesos nucleares necesarios para detectar la materia oscura.

La posibilidad de usar CCDs para la búsqueda de materia oscura se inició en el año 2007 en el laboratorio de Fermilab en Batavia, Illinois, USA, siendo el Dr. Molina uno de los fundadores del experimento DAMIC, juntamente con el Dr. Juan Estrada, líder y principal investigador del proyecto. En el año 2009, el Dr. Estrada fue adjudicado con el premio PECASE (Presidential Early Career Award for Scientists and Engineers) otorgado por la casa blanca de los EEUU por la propulsión de esta tecnología. Desde el 2007 hasta el 2009 se hicieron estudios sobre el comportamiento de los detectores sobre la superficie terrestre, donde los rayos cósmicos impidieron que se llegase a un nivel aceptable de detección. Por ese motivo en 2009 se diseñó un nuevo sistema de detección con cuatro detectores, que contaba con un mejor sistema de blindaje de los rayos cósmicos y que se instaló en una caverna del experimento MINOS en el laboratorio Fermilab, a 100 m bajo tierra.  Desde el 2009 hasta el 2011 se tomaron datos, que después de ser analizados, indicaron que se podría usar esta tecnología para la detección de materia oscura, pero con la condición de blindar a los rayos cósmicos que llegan a la superficie de la tierra. Por este motivo se decidió instalar el experimento en el laboratorio SNOLAB localizado en la mina Craighton, en Canadá a 2000 m de profundidad. También se modificó el blindaje existente, colocando plomo de mayor pureza, y se agregó mayor cantidad de detectores a fin de que el sistema posea más masa, hasta llegar a 10 g. En esta fase del experimento se sumaron la Universidad de Chicago, la Universidad de Michigan, la UNAM de Méjico, la Universidad de Zurich y el Centro Atómico Bariloche. El sistema se instaló en SNOLAB en diciembre del 2012, pero a mediados del 2013 se cambiaron los detectores debido a que se descubrió que existía una contaminación radioactiva en los soportes de los mismos.

Existe un problema en la utilización de este método para la detección de la materia oscura, que es el llamado quenching factor, que corresponde a la traducción de la energía de los retrocesos nucleares con respecto a la energía del electrón medida por el detector. Si no se tiene ese factor de calibración es muy difícil establecer la energía exacta cedida por la partícula incidente. Como este factor nunca fue medido a muy bajas energías, es necesario hacer un experimento para que se pueda determinar esa cantidad. Para este fin, un grupo de físicos del Fermilab va a llevar a cabo un experimento utilizando el acelerador de neutrones que posee la Universidad de Notre Dame, en Indiana, USA. La FIUNA ha contribuido a esta parte del experimento al hacer las simulaciones necesarias tanto para el diseño del experimento, como para el análisis de los datos obtenidos en la corrida de prueba que se realizó en diciembre del 2013. Se espera poder realizar este experimento en junio del 2014.

Recientemente el grupo del LBNL consiguió fabricar CCDs de 650 µm de espesor, lo que posibilitará instalar 100 gramos de detector, proyecto que se denomina DAMIC 100, que se va a instalar a principios del 2015 en SNOLAB. Estudios preliminares mostraron que con esa cantidad de masa se puede determinar si los resultados observados por las colaboraciones CoGent y CRESST son consistentes con nuestras mediciones [2], lo que permitiría demostrar a la comunidad científica que estamos ante un descubrimiento trascendental.

Referencias

[1] S.E. Holland et al, IEEE Trans. Electron Dev., 50 225 (2003), LBNL-49992
[2] arXiv:1310.6688v1 [astro-ph.IM]