Weakly interacting massive particles
2020年代には、現在の最先端の感度よりも桁違いに小さいWIMP核断面を調査する、いくつかのマルチトン質量直接検出実験の出現が見られる予定である。このような次世代実験の例としては、マルチトン液体キセノン実験であるLUX-ZEPLIN(LZ)とXENONnTがあり、続いて50〜100トンの別の提案された液体キセノン直接検出実験であるDARWINがある。
このようなマルチトン実験は、ニュートリノの形で新しいバックグラウンドにも直面する。これにより、ニュートリノフロアと呼ばれる特定のポイントを超えてWIMPパラメータ空間を探索する能力が制限される。ただし、その名前は厳しい制限を意味する場合があるが、ニュートリノフロアは、それを超えると実験感度が露出の平方根(検出器の質量と実行時間の積)としてのみ改善できるパラメーター空間の領域を表す。 10 GeV未満のWIMP質量の場合、ニュートリノ背景の主な発生源は太陽からであるが、より高い質量の場合、背景には大気ニュートリノと拡散超新星ニュートリノ背景からの寄与が含まれる。 2021年12月、 PandaXの結果では、データ中には信号が検出されず、最低でも 3.8 × 10 − 11 {\displaystyle 3.8\times 10^{-11}} pbの断面積および40GeVの質量までが棄却された。
WIMPを検出するための実験的な取り組みには、近くの銀河や銀河団のガンマ線、ニュートリノ、宇宙線など、WIMP消滅の生成物の探索がある他、実験室でのWIMPと原子核の衝突を測定するために設計された直接検出実験や、およびLHCなどの衝突型加速器でWIMPを直接生成する試みなどもある。
素粒子物理学の標準模型の超対称性による拡張は、これらのWIMPに期待される特性を持つ新しい粒子を容易に予測するため、この明らかな一致は「 WIMPの奇跡」として知られており、安定した超対称性のパートナーは長い間WIMPの主要な候補だった。 しかし、大型ハドロン衝突型加速器(LHC)実験 で超対称性の証拠を生成できなかったことに加えて、最近の直接検出実験でも未検出であることから、最も単純なWIMP仮説には疑問を投げかけられている。
フロンをアクティブマスとして用いる気泡検出器を使用する。 PICASSOは、主にWIMPとフロン中のフッ素原子とのスピン依存相互作用に敏感である。トリフルオロヨードメタン(CF 3 I)を使用した同様の実験であるCOUPPは、2011年に20GeVを超える質量の制限を発表した。 2つの実験は2012年にPICOコラボレーションに統合された。
気泡検出器は、ゲルマトリックスに懸濁された過熱液体の小さな液滴を使用する放射線感受性デバイスである。 泡箱の原理を使用しているが、一度に相転移を起こすことができるのは小さな液滴だけなので、検出器ははるかに長い期間アクティブなままでいることができる。電離放射線により液滴に十分なエネルギーが蓄積されると、過熱した液滴は気泡になる。気泡の発生には、圧電センサーによって検出される音響衝撃波が伴う。バブル検出器技術の主な利点は、検出器がバックグラウンド放射にほとんど影響されないことである。検出器の感度は、温度を変更することで調整できる。通常、15 °Cから55 °Cの間で動作する。 SIMPLEと呼ばれる、ヨーロッパでこの手法を使用した別の同様の実験がある。
PICASSOは、 Fでのスピン依存WIMP相互作用の結果(2009年11月)を報告している。24Gevの質量では、13.9 pb(90%CL)のスピン依存断面積で新しい厳密な限界が得られた。
1970年代に暗黒物質問題が確立されてから10年後、この問題の潜在的な解決策としてWIMPが提案された。 自然界にWIMPが存在することはまだ仮説段階だが、暗黒物質に関連する多くの天体物理学的および宇宙論的問題を解決すると期待されている。今日、天文学者の間では、宇宙の大部分の質量が実際に暗いという共通認識がある。冷たい暗黒物質で満たされたの宇宙のシミュレーション結果は、観測されたものとほぼ同様の銀河分布を生成する。 対照的に、ホットダークマターは銀河の大規模構造を塗りつぶすため、実行可能な宇宙論モデルとは見なされない。
WIMPは、すべての粒子が熱平衡状態にあった初期の宇宙からの残存暗黒物質粒子のモデルに適合する。初期の宇宙に存在するような十分に高い温度の場合、暗黒物質粒子とその反粒子は、より明るい粒子から形成され、消滅していたと考えられる。