جسيم ضخم ضعيف التفاعل

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 5 صور
الموسوعة الحرة

الجسيمات الضخمة ذات التفاعل الضعيف ( WIMPs ) هي جسيمات افتراضية تُعدّ من بين المرشحين المقترحين للمادة المظلمة . تمتلك هذه الجسيمات كتلة وتتفاعل مع الجاذبية ، وقد تكونت بوفرة خلال الانفجار العظيم ، ثم انخفض عددها منذ ذلك الحين بسبب الفناء الذاتي الناتج عن تفاعلها الضعيف.

لا يوجد تعريف رسمي للجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل (WIMP)، ولكنها بشكل عام جسيمات أولية تتفاعل عبر الجاذبية وأي قوة (أو قوى) أخرى مساوية أو أضعف من القوة النووية الضعيفة ، ولكنها في الوقت نفسه غير معدومة. من المتوقع أن العديد من الجسيمات المرشحة لتكون WIMP قد تم إنتاجها حراريًا في الكون المبكر، على غرار جسيمات النموذج القياسي [ 1 ] وفقًا لنظرية الانفجار العظيم ، وعادةً ما تُشكل المادة المظلمة الباردة . يتطلب الحصول على الوفرة الصحيحة للمادة المظلمة اليوم عبر الإنتاج الحراري مقطعًا عرضيًا للفناء الذاتي لـ⟨σv⟩{\displaystyle \langle \sigma v\rangle }≃3 × 10 −26  سم 3 ⋅s −1 ، وهو ما هو متوقع تقريبًا لجسيم جديد في نطاق كتلة 100 جيجا إلكترون فولت / c 2 يتفاعل عبر القوة الكهروضعيفة . 

تشمل الجهود التجريبية للكشف عن جسيمات WIMP البحث عن نواتج إفناء هذه الجسيمات، بما في ذلك أشعة غاما والنيوترينوات والأشعة الكونية في المجرات القريبة وتجمعات المجرات؛ وتجارب الكشف المباشر المصممة لقياس تصادم جسيمات WIMP مع النوى في المختبر، بالإضافة إلى محاولات إنتاج جسيمات WIMP مباشرة في مصادمات الجسيمات، مثل مصادم الهادرونات الكبير في سيرن . وحتى عام 2026، لم تُحقق أي من هذه الجهود نجاحًا.

تتنبأ التوسعات الفائقة التناظر للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات بسهولة بجسيمات جديدة يمكن أن تعمل كجسيمات WIMP. تُعرف هذه المصادفة الظاهرية باسم " معجزة WIMP "، ولطالما كان الشريك الفائق التناظر المستقر مرشحًا رئيسيًا لجسيمات WIMP. [ 2 ] تشمل هذه الجسيمات المرشحة جسيمات النيوترالينو والجرافيتينو . ومع ذلك، فإن غياب الأدلة على التناظر الفائق في تجربة مصادم الهادرونات الكبير (LHC) [ 3 ] [ 4 ] قد أثار الشكوك حول هذه الفرضيات الأبسط لجسيمات WIMP. [ 5 ]

الجسيمات المقترحة للمادة المظلمة وكتلها.

الإطار النظري والخصائص

تتنبأ نظرية التناظر الفائق المحافظة على التكافؤ R ، وهي نوع من التوسعات للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات، بوجود جسيمات شبيهة بجسيمات WIMP، على الرغم من عدم رصد أي من الجسيمات الجديدة الكثيرة في التناظر الفائق. [ 6 ] كما تتنبأ نظريات البعد الإضافي الشامل ونظرية هيغز الصغير بوجود جسيمات شبيهة بجسيمات WIMP .

نموذجالتكافؤمُرَشَّح
سوزيالتكافؤ Rأخف جسيم متناظر فائق (LSP)
UEDتكافؤ KKأخف جسيم كالوزا-كلاين (LKP)
هيغز الصغيرالتكافؤ Tأخف جسيم فردي T (LTP)

الخصائص النظرية الرئيسية للجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMP) هي:

بسبب افتقارها للتفاعل الكهرومغناطيسي مع المادة العادية، ستكون الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMPs) غير مرئية من خلال عمليات الرصد الكهرومغناطيسي التقليدية. ونظرًا لكتلتها الكبيرة، ستكون بطيئة الحركة نسبيًا، وبالتالي تُصنف على أنها "باردة". [ 8 ] ولن تكون سرعاتها المنخفضة كافية للتغلب على قوى التجاذب المتبادلة، ونتيجة لذلك، ستميل هذه الجسيمات إلى التكتل. [ 9 ] تُعتبر الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة من أبرز المرشحين للمادة المظلمة الباردة ، إلى جانب الأجسام الهالية المدمجة الضخمة (MACHOs) والأكسيونات . وقد اختيرت هذه الأسماء عمدًا للتمييز، حيث سُميت الأجسام الهالية المدمجة الضخمة لاحقًا. [ 10 ] وعلى عكس الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة، لا توجد جسيمات مستقرة معروفة ضمن النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات تمتلك خصائص الأجسام الهالية المدمجة الضخمة. أما الجسيمات التي تتفاعل بشكل ضئيل مع المادة العادية، مثل النيوترينوات ، فهي خفيفة جدًا، وبالتالي ستكون سريعة الحركة، أو "ساخنة".

المادة المظلمة

بعد عقد من ظهور مشكلة المادة المظلمة في سبعينيات القرن الماضي، طُرحت الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMPs) كحل محتمل لهذه المشكلة. [ 11 ] ورغم أن وجود هذه الجسيمات في الطبيعة لا يزال افتراضياً، إلا أنه من شأنه أن يحل عدداً من المشكلات الفيزيائية الفلكية والكونية المتعلقة بالمادة المظلمة. ويتفق علماء الفلك اليوم على أن معظم كتلة الكون هي في الواقع مادة مظلمة. وتُنتج محاكاة كون مليء بالمادة المظلمة الباردة توزيعات للمجرات تُشابه إلى حد كبير ما يُرصد. [ 12 ] [ 13 ] في المقابل، فإن المادة المظلمة الساخنة من شأنها أن تُشوه البنية واسعة النطاق للمجرات، وبالتالي لا تُعتبر نموذجاً كونياً قابلاً للتطبيق.

تتوافق جسيمات المادة المظلمة المتفاعلة ضعيفة التفاعل (WIMPs) مع نموذج جسيم المادة المظلمة المتبقي من الكون المبكر، عندما كانت جميع الجسيمات في حالة توازن حراري . عند درجات حرارة عالية بما يكفي، كتلك الموجودة في الكون المبكر، كان جسيم المادة المظلمة ونظيره المضاد يتشكلان من جسيمات أخف ويتلاشيان إليها. مع تمدد الكون وبرودته، انخفض متوسط ​​الطاقة الحرارية لهذه الجسيمات الأخف حتى أصبح غير كافٍ لتكوين زوج من جسيم المادة المظلمة ونظيره المضاد. مع ذلك، استمر تلاشي أزواج جسيم المادة المظلمة ونظيره المضاد، وبدأ عدد جسيمات المادة المظلمة بالتناقص أُسّيًا. [ 7 ] في النهاية، انخفض عدد الجسيمات إلى درجةٍ توقف معها تفاعل جسيم المادة المظلمة ونظيره المضاد، وبقي عدد جسيمات المادة المظلمة ثابتًا (تقريبًا) مع استمرار تمدد الكون. [ 9 ] ستستمر الجسيمات ذات المقطع العرضي التفاعلي الأكبر في التلاشي لفترة أطول، وبالتالي سيكون لها كثافة عددية أقل عند توقف تفاعل التلاشي. بناءً على التقديرات الحالية لوفرة المادة المظلمة في الكون، إذا كان جسيم المادة المظلمة جسيمًا متبقيًا من هذا النوع، فإن المقطع العرضي التفاعلي الذي يحكم تلاشي الجسيم-الجسيم المضاد لا يمكن أن يكون أكبر من المقطع العرضي للتفاعل الضعيف. [ 7 ] إذا كان هذا النموذج صحيحًا، فسيكون لجسيم المادة المظلمة خصائص جسيم WIMP.

الكشف غير المباشر

نظرًا لأن الجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل (WIMPs) لا تتفاعل إلا من خلال قوى الجاذبية والقوى الضعيفة، فسيكون رصدها بالغ الصعوبة. ومع ذلك، تُجرى حاليًا العديد من التجارب لمحاولة رصدها بشكل مباشر وغير مباشر. يشير الرصد غير المباشر إلى رصد نواتج إفناء أو تحلل هذه الجسيمات بعيدًا عن الأرض. وتركز جهود الرصد غير المباشر عادةً على المواقع التي يُعتقد أن المادة المظلمة لهذه الجسيمات تتراكم فيها بكثافة: في مراكز المجرات وتجمعاتها، وكذلك في المجرات التابعة الأصغر لمجرة درب التبانة. وتُعد هذه المواقع مفيدة بشكل خاص لأنها تميل إلى احتواء كميات ضئيلة جدًا من المادة الباريونية، مما يقلل من الخلفية المتوقعة من العمليات الفيزيائية الفلكية القياسية. تبحث عمليات البحث غير المباشر عادةً عن أشعة غاما الزائدة ، والتي يُتوقع وجودها إما كنواتج نهائية للإفناء، أو نتيجة تفاعل الجسيمات المشحونة مع الإشعاع المحيط عبر تشتت كومبتون العكسي . يعتمد طيف وشدة إشارة أشعة غاما على نواتج الإفناء، ويجب حسابهما على أساس كل نموذج على حدة. تشمل التجارب التي حددت حدودًا لفناء جسيمات WIMP، من خلال عدم رصد إشارة الفناء، تلسكوب أشعة غاما Fermi -LAT [ 14 ] ومرصد أشعة غاما الأرضي VERITAS [ 15 ] . وقد اقتُرح أن فائض طاقة GeV في مركز المجرة [ 16 ] [ 17 ] وفائض مماثل قدره 21 جيجا إلكترون فولت في هالة المجرة [ 18 ] ناتجان عن فناء جسيمات WIMP. على الرغم من أن فناء جسيمات WIMP إلى جسيمات النموذج القياسي يتنبأ أيضًا بإنتاج نيوترينوات عالية الطاقة، إلا أنه يُعتقد أن معدل تفاعلها منخفض جدًا بحيث لا يمكن رصد إشارة المادة المظلمة بشكل موثوق في الوقت الحالي. قد تتمكن عمليات الرصد المستقبلية من مرصد IceCube في أنتاركتيكا من التمييز بين النيوترينوات الناتجة عن جسيمات WIMP والنيوترينوات الفلكية القياسية. بحلول عام 2014، لم يتم رصد سوى 37 نيوترينو كوني، [ 19 ] مما يجعل مثل هذا التمييز مستحيلاً.

قد يأتي نوع آخر من إشارات الجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل (WIMP) غير المباشرة من الشمس. فجسيمات WIMP الهالية، أثناء مرورها عبر الشمس، قد تتفاعل مع بروتونات الشمس ونوى الهيليوم، بالإضافة إلى عناصر أثقل. إذا فقد جسيم WIMP طاقة كافية في مثل هذا التفاعل ليصبح أقل من سرعة الإفلات المحلية ، فإنه نظريًا لن يمتلك طاقة كافية للهروب من جاذبية الشمس، وسيظل مرتبطًا بها. [ 9 ] ومع ازدياد عدد جسيمات WIMP التي تصل إلى حالة التوازن الحراري داخل الشمس، ستبدأ في إفناء بعضها البعض، مُشكّلةً نظريًا مجموعة متنوعة من الجسيمات، بما في ذلك النيوترينوات عالية الطاقة . [ 20 ] قد تنتقل هذه النيوترينوات بعد ذلك إلى الأرض ليتم رصدها في أحد تلسكوبات النيوترينو العديدة، مثل كاشف سوبر كاميوكاندي في اليابان. يعتمد عدد أحداث النيوترينو التي يتم رصدها يوميًا في هذه الكواشف على خصائص جسيم WIMP، بالإضافة إلى كتلة بوزون هيغز . تُجرى تجارب مماثلة لمحاولة رصد النيوترينوات الناتجة عن فناء الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة داخل الأرض [ 21 ] ومن داخل مركز المجرة. [ 22 ] [ 23 ]

الكشف المباشر

يشير الكشف المباشر إلى رصد آثار تصادم جسيمات المادة المظلمة المتفاعلة ضعيفة التفاعل (WIMP) مع نواة ذرة أثناء مرور المادة المظلمة عبر كاشف في مختبر أرضي. وبينما تشير معظم نماذج جسيمات WIMP إلى ضرورة رصد عدد كافٍ منها في الأجرام السماوية الكبيرة لنجاح تجارب الكشف غير المباشر، يبقى من المحتمل أن تكون هذه النماذج غير دقيقة أو أنها لا تفسر سوى جزء من ظاهرة المادة المظلمة. لذا، حتى مع التجارب المتعددة المخصصة لتقديم أدلة غير مباشرة على وجود المادة المظلمة الباردة، تظل قياسات الكشف المباشر ضرورية لترسيخ نظرية جسيمات WIMP.

على الرغم من أنه من المتوقع أن تمر معظم جسيمات المادة المظلمة المتفاعلة ضعيفة التفاعل (WIMPs) التي تصطدم بالشمس أو الأرض دون أي تأثير، إلا أنه يُؤمل أن يتفاعل عدد كبير من هذه الجسيمات، التي تعبر كاشفًا كبيرًا بما يكفي، بشكل متكرر بما يكفي لرصدها - على الأقل بضع مرات في السنة. وتتمثل الاستراتيجية العامة للمحاولات الحالية لرصد جسيمات WIMPs في إيجاد أنظمة بالغة الحساسية يمكن توسيع نطاقها لتشمل أحجامًا كبيرة. ويستند هذا إلى الدروس المستفادة من تاريخ اكتشاف النيوترينو، الذي أصبح رصده روتينيًا الآن.

الشكل 1. تم استبعاد مساحة معلمات CDMS اعتبارًا من عام 2004. تقع نتيجة DAMA في المنطقة الخضراء وهي غير مسموح بها.

التقنيات التجريبية

كاشفات البلورات المبردة - تعتمد تقنية كاشف البحث عن المادة المظلمة المبردة (CDMS) في منجم سودان على بلورات متعددة من الجرمانيوم والسيليكون شديدة البرودة. تُبرد البلورات (بحجم قرص الهوكي تقريبًا) إلى حوالي 50 ملي كلفن . تُستخدم طبقة من المعدن (الألومنيوم والتنغستن) على أسطحها للكشف عن جسيمات المادة المظلمة ضعيفة التفاعل (WIMP) التي تمر عبر البلورة. يهدف هذا التصميم إلى رصد الاهتزازات في مصفوفة البلورة الناتجة عن اصطدام ذرة بجسيم WIMP. تُحفظ مستشعرات حافة الانتقال المصنوعة من التنغستن (TES) عند درجة الحرارة الحرجة لتكون في حالة فائقة التوصيل . تُولد الاهتزازات الكبيرة للبلورة حرارة في المعدن، ويمكن رصدها من خلال تغير المقاومة . تستخدم تجارب CRESST و CoGeNT و EDELWEISS أنظمة مماثلة.

الومضات الغازية النبيلة - من الطرق الأخرى للكشف عن الذرات التي "تُهتز" بفعل جسيمات WIMP استخدام مواد وميضية ، حيث تُولّد الذرة المتحركة نبضات ضوئية ويتم الكشف عنها، غالبًا باستخدام أنابيب مضاعفة ضوئية. تستخدم تجارب مثل DEAP في مختبر SNOLAB و DarkSide في مختبر LNGS كتلة هدف كبيرة جدًا من الأرجون السائل لإجراء عمليات بحث حساسة عن جسيمات WIMP. استخدمت تجارب ZEPLIN و XENON غاز الزينون لاستبعاد جسيمات WIMP بحساسية أعلى، مع تحقيق أعلى حدود حساسية حتى الآن بواسطة كاشف XENON1T، الذي يستخدم 3.5 طن من الزينون السائل. [ 24 ] وقد تمت الموافقة على بناء كواشف زينون سائلة أكبر حجمًا تزن عدة أطنان من قبل تعاونات XENON و LUX-ZEPLIN و PandaX .

المواد الوميضية البلورية – بدلاً من الغاز النبيل السائل، يُعد استخدام بلورة وميضية مثل NaI(Tl) نهجًا أبسط من حيث المبدأ. وقد اعتمد مشروع DAMA/LIBRA هذا النهج ، حيث رصد تعديلًا حلقيًا للإشارة يتوافق مع كشف جسيمات WIMP (انظر §  الحدود الحديثة ). وتسعى عدة تجارب إلى تكرار هذه النتائج، بما في ذلك ANAIS و COSINUS و DM-Ice ، الذي يستخدم بلورات NaI بالتزامن مع كاشف IceCube في القطب الجنوبي. ويتناول مشروع KIMS المشكلة نفسها باستخدام CsI(Tl) كمادة وميضية.

غرف الفقاعات – تجربة PICASSO (مشروع كندا للبحث عن الأجسام فائقة التناظر) هي تجربة بحث مباشر عن المادة المظلمة، وتُجرى في مختبر SNOLAB في كندا. تستخدم هذه التجربة كواشف فقاعية مع الفريون كمادة فعالة. تتميز PICASSO بحساسيتها العالية للتفاعلات المعتمدة على اللف المغزلي بين الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMPs) وذرات الفلور في الفريون. أما تجربة COUPP، وهي تجربة مماثلة تستخدم ثلاثي فلورو يوديد الميثان (CF3I ) ، فقد نشرت حدودًا للكتلة أعلى من 20 جيجا إلكترون فولت  / c² في عام 2011. [ 25 ] ثم اندمجت التجربتان في تعاون PICO في عام 2012.

كاشف الفقاعات هو جهاز حساس للإشعاع يستخدم قطرات صغيرة من سائل شديد التسخين معلقة في مادة هلامية. [ 26 ] يعتمد هذا الكاشف على مبدأ حجرة الفقاعات ، ولكن نظرًا لأن القطرات الصغيرة فقط هي التي تخضع لتحول طوري في كل مرة، يمكن للكاشف أن يظل فعالًا لفترات أطول بكثير. عندما تُودع طاقة كافية في قطرة بواسطة الإشعاع المؤين، تتحول القطرة شديدة التسخين إلى فقاعة غازية. ويصاحب تكوّن الفقاعة موجة صدمة صوتية تلتقطها مستشعرات كهرضغطية. الميزة الرئيسية لتقنية كاشف الفقاعات هي أن الكاشف يكاد يكون غير حساس للإشعاع الخلفي. يمكن ضبط حساسية الكاشف بتغيير درجة الحرارة، والتي تعمل عادةً بين 15  و55  درجة مئوية. توجد تجربة أخرى مماثلة تستخدم هذه التقنية في أوروبا تُسمى SIMPLE.

نشر مشروع بيكاسو نتائج (نوفمبر 2009) لتفاعلات الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMP) المعتمدة على اللف المغزلي على الفلور -19 ، حيث تم الحصول على حدود صارمة جديدة للمقطع العرضي المعتمد على اللف المغزلي عند كتلة 24 جيجا إلكترون فولت، وبلغت 13.9 بيكوبارن (بمستوى ثقة 90%). وتُقيّد هذه الحدود التفسيرات الحديثة لتأثير التعديل السنوي لمشروعي داما/ليبرا من حيث التفاعلات المعتمدة على اللف المغزلي. [ 27 ]

PICO هو امتداد للمفهوم الذي تم التخطيط له في عام 2015. [ 28 ]

تُجرى دراسات على أنواع أخرى من الكواشف ، منها غرف الإسقاط الزمني (TPCs) المملوءة بغازات منخفضة الضغط، للكشف عن جسيمات WIMP. ويسعى فريق البحث " تحديد الارتداد الاتجاهي من المسارات " (DRIFT) إلى الاستفادة من الاتجاهية المتوقعة لإشارة WIMP. يستخدم DRIFT هدفًا من ثاني كبريتيد الكربون ، مما يسمح لارتدادات WIMP بالتحرك عدة ملليمترات، تاركةً مسارًا من الجسيمات المشحونة. يُنقل هذا المسار المشحون إلى مستوى قراءة MWPC، مما يسمح بإعادة بنائه ثلاثي الأبعاد وتحديد اتجاهه الأصلي. أما DMTPC فهو تجربة مماثلة تستخدم غاز CF4 .

تستخدم مجموعتا DAMIC (المادة المظلمة في أجهزة CCD) وSENSEI (جهاز تجريبي بتقنية CCD لتجاوز ضوضاء الإلكترونات) أجهزة اقتران الشحنات (CCD) العلمية للكشف عن المادة المظلمة الخفيفة. تعمل أجهزة CCD كهدف للكشف وجهاز قراءة في آنٍ واحد. يمكن لتفاعلات جسيمات WIMP مع الجزء الأكبر من جهاز CCD أن تحفز تكوين أزواج إلكترون-فجوة، والتي يتم جمعها وقراءتها بواسطة أجهزة CCD. ولتقليل الضوضاء وتحقيق الكشف عن الإلكترونات المفردة، تستخدم التجارب نوعًا من أجهزة CCD يُعرف باسم Skipper CCD، والذي يسمح بحساب متوسط ​​القياسات المتكررة لنفس الشحنة المجمعة. [ 29 ] [ 30 ]

الحدود الأخيرة

الشكل 2: رسم بياني يوضح نطاق معلمات كتلة جسيمات المادة المظلمة ومقطع التفاعل مع النيوكليونات. تستبعد حدود LUX وSuperCDMS نطاق المعلمات الواقع أعلى المنحنيات الموضحة. تشير منطقتا CoGeNT وCRESST-II إلى مناطق كان يُعتقد سابقًا أنها تتوافق مع إشارات المادة المظلمة، ولكن تم تفسيرها لاحقًا بمصادر عادية. لا تزال بيانات DAMA وCDMS-Si غير مفسرة، وتشير هذه المناطق إلى نطاق المعلمات المفضل إذا كانت هذه الشذوذات ناتجة عن المادة المظلمة.

لا توجد حاليًا أي اكتشافات مؤكدة للمادة المظلمة من خلال تجارب الكشف المباشر، حيث تأتي أقوى حدود الاستبعاد من تجارب LUX و SuperCDMS ، كما هو موضح في الشكل 2. وباستخدام 370 كيلوغرامًا من الزينون، تُعد تجربة LUX أكثر حساسية من تجربتي XENON وCDMS. [ 31 ] تشير النتائج الأولية من أكتوبر 2013 إلى عدم رصد أي إشارات، مما يُفنّد على ما يبدو النتائج التي تم الحصول عليها من أجهزة أقل حساسية. [ 32 ] وقد تأكد ذلك بعد انتهاء آخر جولة لجمع البيانات في مايو 2016. [ 33 ]

تاريخيًا، سُجّلت أربع مجموعات بيانات شاذة من تجارب الكشف المباشر المختلفة، تم تفسير اثنتين منها بوجود ظواهر خلفية ( CoGeNT وCRESST-II)، بينما لا تزال الاثنتان الأخريان غير مُفسّرتين ( DAMA/LIBRA و CDMS-Si ). [ 34 ] [ 35 ] في فبراير 2010، أعلن باحثون في CDMS أنهم رصدوا حدثين يُحتمل أن يكونا ناجمين عن تصادمات جسيمات WIMP مع نوى الجسيمات. [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]

رصد جهاز CoGeNT ، وهو كاشف أصغر حجمًا يستخدم قرصًا واحدًا من الجرمانيوم، مصممًا لرصد الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة (WIMPs) ذات الكتل الأصغر، مئات الأحداث خلال 56 يومًا. [ 39 ] [ 40 ] وقد لاحظوا تغيرًا سنويًا في معدل الأحداث، ما قد يشير إلى وجود مادة مظلمة خفيفة. [ 41 ] إلا أن التحليلات الحديثة دحضت فرضية أن أحداث CoGeNT ناتجة عن مادة مظلمة، مفضلةً تفسيرًا آخر يتمثل في وجود خلفية ناتجة عن أحداث سطحية. [ 42 ]

يُعدّ التعديل السنوي أحد المؤشرات المتوقعة لإشارة جسيمات المادة المظلمة المتفاعلة ضعيفة التفاعل (WIMP)، [ 43 ] [ 44 ] وبناءً على ذلك، ادّعى فريق DAMA اكتشافًا إيجابيًا. مع ذلك، لم تؤكد مجموعات أخرى هذه النتيجة. تستبعد بيانات CDMS، التي نُشرت في مايو 2004، منطقة إشارة DAMA بأكملها نظرًا لبعض الافتراضات القياسية حول خصائص جسيمات WIMP وهالة المادة المظلمة، وقد تبع ذلك العديد من التجارب الأخرى (انظر الشكل 2).

نشر فريق COSINE -100 (وهو اندماج بين مجموعتي KIMS وDM-Ice) نتائجهم المتعلقة بمحاكاة إشارة DAMA/LIBRA في ديسمبر 2018 في مجلة Nature؛ وخلصوا إلى أن "هذه النتيجة تستبعد تفاعلات WIMP-النيوكليون كسبب للتغير السنوي الذي رصده فريق DAMA". [ 45 ] في عام 2021، فشلت نتائج جديدة من COSINE-100 و ANAIS-112 في محاكاة إشارة DAMA/LIBRA [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] ، وفي أغسطس 2022، طبق فريق COSINE-100 أسلوب تحليل مشابهًا للأسلوب المستخدم في DAMA/LIBRA، ووجد تغيرًا سنويًا مماثلًا، مما يشير إلى أن الإشارة قد تكون مجرد خلل إحصائي، [ 49 ] [ 50 ] وهو ما يدعم فرضية طُرحت لأول مرة في عام 2020. [ 51 ]

مستقبل الكشف المباشر

الحدود العليا للمقاطع العرضية المرنة بين جسيمات WIMP والنيوكليون من تجارب مختارة كما ورد في تقرير تجربة LZ في يوليو 2023.

من المتوقع أن يشهد العقد الحالي ظهور العديد من التجارب للكشف المباشر عن الكتل الضخمة، والتي ستختبر المقاطع العرضية لتفاعل الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة مع النوى، وهي مقاطع أصغر بكثير من حساسية أحدث التقنيات الحالية. ومن أمثلة هذه التجارب من الجيل التالي: LUX-ZEPLIN (LZ) وXENONnT، وهما تجربتان تستخدمان الزينون السائل، وتليهما تجربة DARWIN، وهي تجربة أخرى مقترحة للكشف المباشر عن الجسيمات باستخدام الزينون السائل، وتتراوح كتلتها بين 50 و100 طن. [ 52 ] [ 53 ]

ستواجه هذه التجارب الضخمة، التي تزن عدة أطنان، خلفية جديدة تتمثل في النيوترينوات، مما سيحد من قدرتها على استكشاف فضاء معلمات جسيمات WIMP إلى ما بعد نقطة معينة تُعرف باسم حد النيوترينو الأدنى. ورغم أن اسمها قد يوحي بحد أقصى صارم، فإن حد النيوترينو الأدنى يمثل نطاق فضاء المعلمات الذي لا يمكن أن تتحسن حساسية التجربة بعده إلا بقدر الجذر التربيعي للتعرض (ناتج ضرب كتلة الكاشف في زمن التشغيل). [ 54 ] [ 55 ] بالنسبة لكتل ​​جسيمات WIMP التي تقل عن 10  جيجا إلكترون فولت/ c² ، يكون المصدر الرئيسي لخلفية النيوترينو هو الشمس ، بينما بالنسبة للكتل الأعلى، تحتوي الخلفية على مساهمات من نيوترينوات الغلاف الجوي وخلفية نيوترينو المستعر الأعظم المنتشرة .

في ديسمبر 2021، لم تجد نتائج PandaX أي إشارة في بياناتها، مع أدنى مقطع عرضي مستبعد لـ3.8 × 10 −47 سم 2  عند 40  جيجا إلكترون فولت بمستوى ثقة 90%. [ 56 ] [ 57 ]

في يوليو 2023، نشرت تجربة XENONnT و LZ النتائج الأولى لعمليات البحث عن جسيمات WIMP، [ 58 ] وهي النتائج الأولى التي تستبعد المقاطع العرضية الأعلى2.58 × 10⁻⁴⁷ سم²  عند 28 جيجا إلكترون فولت  بمستوى ثقة 90% [ 59 ] والثاني باستثناء المقاطع العرضية أعلاه9.2 × 10 −48  سم 2 عند 36  جيجا إلكترون فولت بمستوى ثقة 90%. [ 60 ]

انظر أيضاً

المرشحون النظريون

مراجع

  1. ↑ غاريت، كاثرين (2010). "المادة المظلمة: مدخل تمهيدي" . التقدم في علم الفلك . 2011 (968283): 1-22 . arXiv : 1006.2483 . Bibcode : 2011AdAst2011E...8G . doi : 10.1155/2011/968283 .
  2. ↑ جونغمان، جيرارد؛ كاميونكوفسكي، مارك؛ غريست، كيم (1996). "المادة المظلمة فائقة التناظر". تقارير الفيزياء . 267 ( 5-6 ): 195-373 . arXiv : hep-ph/9506380 . Bibcode : 1996PhR...267..195J . doi : 10.1016/0370-1573(95)00058-5 . S2CID 119067698 . 
  3. ↑ «اكتشاف مصادم الهادرونات الكبير يُضعف التناظر الفائق مجدداً» . أخبار ديسكفري . مؤرشف من الأصل في 13 مارس 2016. تم الاطلاع عليه في 5 يونيو 2014 .
  4. ↑ كريج، ناثانيال (2013). "حالة التناظر الفائق بعد الجولة الأولى من مصادم الهادرونات الكبير". arXiv : 1309.0528 [ hep-ph ].
  5. ↑ فوكس، باتريك جيه؛ جونغ، غابرييل؛ سورنسن، بيتر؛ وينر، نيل (2014). "المادة المظلمة في ضوء LUX". Physical Review D. 89 ( 10) 103526. arXiv : 1401.0216 . Bibcode : 2014PhRvD..89j3526F . doi : 10.1103/PhysRevD.89.103526 .
  6. ↑ كلابدور-كلاينغروتهاوس، هـ. ف. (1998). "التحلل المزدوج لجسيمات بيتا والبحث عن المادة المظلمة - نافذة على فيزياء جديدة الآن وفي المستقبل (GENIUS)". في كلابدور-كلاينغروتهاوس، ف.؛ بايس، هـ. (محرران). ما وراء الصحراء . المجلد 1997. IOP. ص 485. arXiv : hep-ex/9802007 . Bibcode : 1998hep.ex....2007K .  
  7. 1 2 3 كاميونكوفسكي، مارك (1997). "الجسيمات المتفاعلة ضعيفة الكتلة والمادة المظلمة الأكسيونية". فيزياء الطاقة العالية وعلم الكونيات . 14 : 394. arXiv : hep-ph/9710467 . Bibcode : 1998hepc.conf..394K .
  8. ↑ زاتشيك، فيكتور (2007). "المادة المظلمة". التفاعلات الأساسية . ص 170-206 . arXiv : 0707.0472 . doi : 10.1142/9789812776105_0007 . ISBN  978-981-277-609-9. S2CID 16734425 . 
  9. 1 2 3 غريست، كيم (1993). "البحث عن المادة المظلمة: جسيمات WIMPs وجسيمات MACHOs". حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم . 688 : 390-407 . arXiv : hep-ph/9303253 . Bibcode : 1993NYASA.688..390G . doi : 10.1111 / j.1749-6632.1993.tb43912.x . PMID 26469437. S2CID 8955141 .  
  10. ↑ غريست، كيم (1991). "العدسة الصغرية المجرية كطريقة للكشف عن الأجسام الهالية المدمجة الضخمة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 366 : 412-421 . Bibcode : 1991ApJ...366..412G . doi : 10.1086/169575 .
  11. ↑ دي سوارت، جي جي؛ بيرتون، جي؛ فان دونجن، جي (2017). "كيف أصبحت المادة المظلمة ذات أهمية". مجلة نيتشر لعلم الفلك . 1 (59): 0059. arXiv : 1703.00013 . Bibcode : 2017NatAs...1E..59D . doi : 10.1038/s41550-017-0059 . S2CID 119092226 . 
  12. ↑ كونروي، تشارلي؛ ويكسلر، ريسا هـ.؛ كرافتسوف، أندريه ف. (2006). "نمذجة تكتل المجرات المعتمد على اللمعان عبر الزمن الكوني". المجلة الفيزيائية الفلكية . 647 (1): 201-214 . arXiv : astro-ph/0512234 . Bibcode : 2006ApJ...647..201C . doi : 10.1086/503602 . S2CID 13189513 . 
  13. ↑ مشروع محاكاة الألفية، مقدمة: محاكاة الألفية. استخدمت محاكاة الألفية أكثر من 10 مليارات جسيم لتتبع تطور توزيع المادة في منطقة مكعبة من الكون يبلغ طول ضلعها ملياري سنة ضوئية.
  14. ↑ أكرمان، م.؛ وآخرون (مجموعة فيرمي-لات) (2014). "قيود المادة المظلمة من خلال رصد 25 مجرة ​​تابعة لمجرة درب التبانة باستخدام تلسكوب فيرمي ذي المساحة الكبيرة". مجلة Physical Review D. 89 ( 4) 042001. arXiv : 1310.0828 . Bibcode : 2014PhRvD..89d2001A . doi : 10.1103/PhysRevD.89.042001 . S2CID 46664722 .  
  15. ↑ جروب، جيفري؛ فريق تعاون فيريتاس (2012). "حدود فيريتاس على إفناء المادة المظلمة من المجرات القزمة". وقائع مؤتمر AIP . 1505 : 689-692 . arXiv : 1210.4961 . Bibcode : 2012AIPC.1505..689G . doi : 10.1063/1.4772353 . S2CID 118510709 . 
  16. ↑ "هل توجد مادة مظلمة في مركز مجرة ​​درب التبانة؟" . أخبار معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا . 10 ديسمبر 2019. تم الاطلاع عليه بتاريخ 4 مايو 2023 .
  17. ↑ تشو، أدريان (12 نوفمبر 2019). "علماء الفيزياء يُعيدون إحياء البحث عن المادة المظلمة في قلب مجرة ​​درب التبانة" . مجلة ساينس | الجمعية الأمريكية لتقدم العلوم . تاريخ الاطلاع: 31 مارس 2020 .
  18. ↑ توتاني، تومونوري (1 نوفمبر 2025). "زيادة شبيهة بالهالة عند طاقة 20 جيجا إلكترون فولت في الانبعاث المنتشر للمجرة وآثارها على فناء المادة المظلمة". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2025 (11): 080. arXiv : 2507.07209 . doi : 10.1088/1475-7516/2025/11/080 .
  19. ↑ آرتسن، إم جي؛ وآخرون (فريق آيس كيوب) (2014). "رصد النيوترينوات الفلكية عالية الطاقة في ثلاث سنوات من بيانات آيس كيوب". رسائل المراجعة الفيزيائية . 113 (10) 101101. arXiv : 1405.5303 . Bibcode : 2014PhRvL.113j1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.113.101101 . PMID 25238345. S2CID 220469354 .   
  20. ↑ فيرير، ف.؛ كراوس، ل.م.؛ بروفومو، س. (2006). "الكشف غير المباشر عن المادة المظلمة النيوترالينو الخفيفة في النموذج القياسي الفائق التناظر الأدنى التالي". مجلة Physical Review D. 74 ( 11) 115007. arXiv : hep-ph/0609257 . Bibcode : 2006PhRvD..74k5007F . doi : 10.1103/PhysRevD.74.115007 . S2CID 119351935 . 
  21. ↑ فريز، كاثرين (1986). "هل يمكن أن تكون النيوترينوات القياسية أو نيوترينوات ديراك الضخمة هي الكتلة المفقودة؟". رسائل الفيزياء ب . 167 (3): 295-300 . Bibcode : 1986PhLB..167..295F . doi : 10.1016/0370-2693(86)90349-7 .
  22. ↑ ميريت، د .؛ بيرتون، ج. (2005). "ديناميكيات المادة المظلمة والكشف غير المباشر". رسائل الفيزياء الحديثة أ . 20 (14): 1021-1036 . arXiv : astro-ph/0504422 . Bibcode : 2005MPLA...20.1021B . doi : 10.1142/S0217732305017391 . S2CID 119405319 . 
  23. ↑ فورنينغو، نيكولاو (2008). "وضع وآفاق البحث المباشر وغير المباشر عن المادة المظلمة". مجلة أبحاث الفضاء المتقدمة . 41 (12): 2010-2018 . arXiv : astro-ph/0612786 . Bibcode : 2008AdSpR..41.2010F . doi : 10.1016/j.asr.2007.02.067 . S2CID 202740 . 
  24. ↑ أبريل، إي؛ وآخرون (2017). "أولى نتائج البحث عن المادة المظلمة من تجربة XENON1T". رسائل المراجعة الفيزيائية . 119 (18) 181301. arXiv : 1705.06655 . Bibcode : 2017PhRvL.119r1301A . doi : 10.1103/ PhysRevLett.119.181301 . PMID 29219593. S2CID 45532100 .   
  25. ↑ بينكه، إي.؛ بينكه، ج.؛ برايس، إس. ج.؛ بروميلسيك، د.؛ كولار، ج. آي.؛ كوبر، ب. س.؛ كريسلر، م.؛ دال، س. إي.؛ فاستين، د.؛ هول، ج.؛ هينفيلد، ج. هـ.؛ هو، م.؛ ليفين، آي.؛ رامبرغ، إي.؛ شيبرد، ت.؛ سوننشاين، أ.؛ شيداجيس، م. (10 يناير 2011). "تحسين حدود تفاعلات البروتون مع جسيمات WIMP المعتمدة على اللف المغزلي من حجرة فقاعات سعتها لتران". مجلة Physical Review Letters . 106 (2) 021303. arXiv : 1008.3518 . Bibcode : 2011PhRvL.106b1303B . doi : 10.1103/ PhysRevLett.106.021303 . PMID 21405218. S2CID 20188890 .  
  26. ↑ "صناعات تكنولوجيا الفقاعات" . مؤرشف من الأصل في 20 مارس 2008. تم الاطلاع عليه في 16 مارس 2010 .
  27. ↑ تعاون بيكاسو (2009). "حدود تفاعلات جسيمات المادة المظلمة المعتمدة على اللف المغزلي على نظير الفلور -19 بواسطة بيكاسو". رسائل الفيزياء ب . 682 (2): 185-192 . arXiv : 0907.0307 . Bibcode : 2009PhLB..682..185A . doi : 10.1016/j.physletb.2009.11.019 . S2CID 15163629 . 
  28. ↑ كولي، ج. (28 أكتوبر 2014). "نظرة عامة على تجارب الكشف المباشر عن المادة المظلمة باستخدام الجسيمات النبيلة غير السائلة". فيزياء الكون المظلم . 4 : 92-97 . arXiv : 1410.4960 . Bibcode : 2014PDU.....4...92C . doi : 10.1016/j.dark.2014.10.005 . S2CID 118724305 . 
  29. ↑ تعاون داميك؛ أغيلار-أريفالو، أ؛ أميدي، د.؛ باكستر، د.؛ كانسيلو، ج.؛ سرفانتس فيرجارا، بكالوريوس؛ شافاريا، الإمارات العربية المتحدة؛ دراج فورد، إي؛ دي ميلو نيتو، JRT؛ دوليفو، جي سي؛ استرادا، ج. (31 أكتوبر 2019). "القيود على جزيئات المادة المظلمة الخفيفة التي تتفاعل مع الإلكترونات من DAMIC في SNOLAB" . رسائل المراجعة البدنية . 123 (18) 181802. أرخايف : 1907.12628 . بيب كود : 2019PhRvL.123r1802A . دوى : 10.1103/PhysRevLett.123.181802 . hdl : 10261/213092 . PMID 31763884 . S2CID 198985735 .  
  30. ↑ أبراموف، أور؛ باراك، ليرون؛ بلوخ، إيتاي م.؛ تشابلينسكي، لوك؛ كريسلر، مايكل؛ داوا؛ درليكا-فاغنر، أليكس؛ إسيغ، روفين؛ إسترادا، خوان؛ إتزيون، إيريز؛ فرنانديز، غييرمو (24 أبريل 2019). "SENSEI: قيود الكشف المباشر على المادة المظلمة دون الجيجا إلكترون فولت من خلال تشغيل تحت الأرض ضحل باستخدام نموذج أولي من Skipper-CCD". Physical Review Letters . 122 (16) 161801. arXiv : 1901.10478 . Bibcode : 2019PhRvL.122p1801A . doi : 10.1103/PhysRevLett.122.161801 . ISSN 0031-9007 . PMID 31075006 . S2CID 119219165 .   
  31. ↑ "تجربة جديدة تُطلق طوربيدات على جسيمات المادة المظلمة خفيفة الوزن" . 30 أكتوبر 2013. تم الاطلاع عليه في 6 مايو 2014 .
  32. ↑ "النتائج الأولية من LUX، كاشف المادة المظلمة الأكثر حساسية في العالم" . مركز أخبار مختبر بيركلي. 30 أكتوبر 2013. تم الاطلاع عليه في 6 مايو 2014 .
  33. ↑ البحث عن المادة المظلمة لم يسفر عن شيء. يوليو 2016
  34. ↑ كارتليدج، إدوين (2015). "أكبر تجربة على الإطلاق للمادة المظلمة على وشك اختبار نظرية شائعة" . مجلة نيتشر . doi : 10.1038/nature.2015.18772 . S2CID 182831370. تاريخ الاسترجاع: 15 يناير 2017 . 
  35. ↑ ديفيس، جوناثان هـ. (2015). "ماضي ومستقبل الكشف المباشر عن المادة المظلمة الخفيفة". المجلة الدولية للفيزياء الحديثة أ . 30 (15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Bibcode : 2015IJMPA..3030038D . doi : 10.1142/S0217751X15300380 . S2CID 119269304 . 
  36. ↑ فون ستيرنبرغ، بوب؛ سبنسر، جيم. "هل عُثر على مفتاح الكون في منطقة آيرون رينج؟" . صحيفة ستار تريبيون . مؤرشف من الأصل في 22 ديسمبر 2009. تم الاطلاع عليه في 18 ديسمبر 2009 .
  37. ↑ تعاون CDMS. "نتائج التعريض النهائي لتجربة CDMS II" (ملف PDF) . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 29 ديسمبر 2009. تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 ديسمبر 2009 .انظر أيضًا ملخصًا غير تقني: تعاون CDMS. "أحدث النتائج في البحث عن المادة المظلمة" (ملف PDF) . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 18 يونيو 2010.
  38. ↑ تعاون CDMS II (2010). "نتائج البحث عن المادة المظلمة من تجربة CDMS II". مجلة ساينس . 327 (5973): 1619-1621 . arXiv : 0912.3592 . Bibcode : 2010Sci...327.1619C . doi : 10.1126/science.1186112 . PMID : 20150446. S2CID : 2517711 .  
  39. ↑ هاند، إريك (26 فبراير 2010). "نتيجة من تجربة CoGeNT في البحث عن المادة المظلمة" . مجلة نيتشر . أخبار نيتشر. doi : 10.1038/news.2010.97 .
  40. ↑ سي إي آلسيث وآخرون (مجموعة كوجنت) (2011). "نتائج البحث عن المادة المظلمة ذات الكتلة الخفيفة باستخدام كاشف الجرمانيوم ذي التلامس النقطي من النوع P". رسائل المراجعة الفيزيائية . 106 (13) 131301. arXiv : 1002.4703 . Bibcode : 2011PhRvL.106m1301A . doi : 10.1103/PhysRevLett.106.131301 . PMID 21517370. S2CID 24822628 .   
  41. ↑ دايسي، جيمس (يونيو 2011). "نتائج تجربة CoGeNT تدعم نظرية هالة المادة المظلمة" . عالم الفيزياء . تم الاطلاع عليه في 5 مايو 2015 .
  42. ↑ ديفيس، جوناثان هـ.؛ مكابي، كريستوفر؛ بوهم، سيلين (2014). "تحديد كمية الأدلة على وجود المادة المظلمة في بيانات CoGeNT". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 1408 (8): 014. arXiv : 1405.0495 . Bibcode : 2014JCAP...08..014D . doi : 10.1088/1475-7516/2014/08/014 . S2CID 54532870 . 
  43. ↑ دروكير، أندريه ك.؛ فريز، كاثرين؛ سبيرجل، ديفيد ن. (15 يونيو 1986). "الكشف عن مرشحي المادة المظلمة الباردة". مجلة Physical Review D. 33 ( 12): 3495–3508 . Bibcode : 1986PhRvD..33.3495D . doi : 10.1103/PhysRevD.33.3495 . PMID 9956575 . 
  44. ↑ فريز، ك.؛ فريمان، ج.؛ غولد، أ. (1988). "تعديل الإشارة في الكشف عن المادة المظلمة الباردة". مجلة Physical Review D. 37 ( 12): 3388–3405 . Bibcode : 1988PhRvD..37.3388F . doi : 10.1103/PhysRevD.37.3388 . OSTI 1448427. PMID 9958634. S2CID 2610174 .   
  45. ↑ تعاون COSINE-100 (2018). "تجربة للبحث عن تفاعلات المادة المظلمة باستخدام كاشفات يوديد الصوديوم". Nature . 564 (7734): 83–86 . arXiv : 1906.01791 . Bibcode : 2018Natur.564...83C . doi : 10.1038/ s41586-018-0739-1 . PMID 30518890. S2CID 54459495 .  {{cite journal}}: صيانة CS1: أسماء رقمية: قائمة المؤلفين ( رابط )
  46. ^ أماري، ج.؛ سيبريان، S .؛ سينتاس، د.؛ كواراسا، أنا. غارسيا، إي. مارتينيز، م. أوليفان، MA؛ أورتيجوزا، Y.؛ دي سولورزانو، أ. أورتيز؛ بويميدون، J.؛ ساليناس، أ. (27 مايو 2021). "ينتج التعديل السنوي عن التعرض لمدة ثلاث سنوات لـ ANAIS-112" . المراجعة البدنية د . 103 (10) 102005. أرخايف : 2103.01175 . بيب كود : 2021PhRvD.103j2005A . دوى : 10.1103/PhysRevD.103.102005 . ISSN 2470-0010 . S2CID 232092298 .  
  47. ↑ أدهيكاري، جوفيندا؛ دي سوزا، إستيلا ب.؛ كارلين، نيلسون؛ تشوي، جاي جين؛ تشوي، سيونهو؛ جمال، ميترا؛ إيزيريب، أنتوني س.؛ فرانسا، لويس إي.؛ ها، تشانغ هيون؛ هان، إن سيك؛ جيون، إيونجو (12 نوفمبر 2021). "قيود قوية من تجربة COSINE-100 على نتائج المادة المظلمة DAMA باستخدام نفس هدف يوديد الصوديوم" . مجلة ساينس أدفانسز . 7 (46) eabk2699. arXiv : 2104.03537 . Bibcode : 2021SciA....7.2699A . doi : 10.1126/sciadv.abk2699 . ISSN 2375-2548 . PMC 8580298 . PMID 34757778 .   
  48. ↑ "هل اقتربت نهاية الادعاء الشهير بشأن المادة المظلمة؟" . www.science.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 ديسمبر 2021 .
  49. ^ أديكاري، ج. كارلين، ن.؛ تشوي، جي جي؛ تشوي، S.؛ إزيريبي، إيه سي؛ فرانكا، جنيه. ها، سي؛ هان، IS؛ هوليك، SJ. جيون، إي جيه؛ جو، ج.ه. جو ، الأب. كانغ، WG. كاور، م. كيم، بي إتش (2023). "توقيع التعديل السنوي المستحث في بيانات COSINE-100 بواسطة طريقة تحليل DAMA/LIBRA" . التقارير العلمية . 13 (1): 4676. أرخايف : 2208.05158 . بيب كود : 2023NatSR..13.4676A . دوى : 10.1038/s41598-023-31688-4 . بمك 10033922 . PMID 36949218 .  
  50. ↑ كاستلفيكي، دافيد (16 أغسطس 2022). "إشارة المادة المظلمة سيئة السمعة قد تكون ناتجة عن خطأ في التحليل" . مجلة نيتشر . doi : 10.1038/d41586-022-02222-9 . PMID 35974221. S2CID 251624302 .  
  51. ↑ بوتاتزو، د.؛ وآخرون (2020). "التعديلات السنوية الناتجة عن التغيرات العلمانية: تخفيف تأثير DAMA؟". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2020 (4) 137. arXiv : 2002.00459 . Bibcode : 2020JHEP...04..137B . doi : 10.1007/JHEP04(2020)137 . S2CID 211010848 .  
  52. ↑ مالينغ، دي سي؛ وآخرون (2011). "بعد لوكس: برنامج إل زد". arXiv : 1110.0103 [ astro-ph.IM ]. 
  53. ↑ بوديس، لورا (2012). "داروين: بحث عن جسيمات المادة المظلمة WIMP باستخدام السوائل النبيلة". مجلة سلسلة مؤتمرات الفيزياء 375 ( 1) 012028. arXiv : 1201.2402 . Bibcode : 2012JPhCS.375a2028B . doi : 10.1088/1742-6596/375/1/012028 . S2CID 30885844 . 
  54. ↑ بيلارد، ج.؛ ستريجاري، ل.؛ فيغيروا-فيليسيانو، إ. (2014). "تأثير خلفيات النيوترينو على مدى تجارب الكشف المباشر عن المادة المظلمة من الجيل التالي". مجلة Physical Review D. 89 ( 2) 023524. arXiv : 1307.5458 . Bibcode : 2014PhRvD..89b3524B . doi : 10.1103/PhysRevD.89.023524 . S2CID 16208132 . 
  55. ↑ ديفيس، جوناثان هـ. (2015). "المادة المظلمة مقابل النيوترينوات: تأثير الشكوك الفيزيائية الفلكية ومعلومات التوقيت على الحد الأدنى للنيوترينو". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 1503 (3): 012. arXiv : 1412.1475 . Bibcode : 2015JCAP...03..012D . doi : 10.1088/1475-7516/2015/03/012 . S2CID 118596203 . 
  56. ^ منغ ، يو. وانغ تشو. تاو، يي؛ عبد الكريم، عبد السلام؛ بو، زيهاو؛ تشن وي. تشن، شون. تشن، يونهوا؛ تشنغ، تشن. تشنغ، يونشان؛ كوي ، شيانغيي (23 ديسمبر 2021). "نتائج البحث عن المادة المظلمة من تشغيل PandaX-4T" . رسائل المراجعة البدنية . 127 (26) 261802. أرخايف : 2107.13438 . بيب كود : 2021PhRvL.127z1802M . دوى : 10.1103/PhysRevLett.127.261802 . ISSN 0031-9007 . بميد 35029500 . S2CID 236469421 .   
  57. ↑ ستيفنز، ماريك (23 ديسمبر 2021). "تضييق الخناق على نوعين من المادة المظلمة" . الفيزياء . 14 ص164. Bibcode : 2021PhyOJ..14.s164S . doi : 10.1103/Physics.14.s164 . S2CID 247277808 . 
  58. ↑ داي، تشارلز (28 يوليو 2023). "البحث عن الجسيمات المتفاعلة ضعيفة التفاعل مستمر" . الفيزياء . 16 ص106. رمز Bibcode : 2023PhyOJ..16.s106D . doi : 10.1103/Physics.16.s106 . S2CID 260751963 . 
  59. ↑ تعاون زينون؛ أبريل، إي.؛ آبي، ك.؛ أغوستيني، ف.؛ أحمد مولود، س.؛ ألتوسير، ل.؛ أندريو، ب.؛ أنجيلينو، إي.؛ أنجيفار، جيه آر؛ أنتوشي، في سي؛ أنطون مارتن، د.؛ أرنودو، ف.؛ بوديس، ل.؛ باكستر، إيه إل؛ بازيك، م. (28 يوليو 2023). "أول بحث عن المادة المظلمة باستخدام ارتدادات نووية من تجربة زينون نت" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 131 (4) 041003. arXiv : 2303.14729 . Bibcode : 2023PhRvL.131d1003A . doi : 10.1103/PhysRevLett.131.041003 . PMID 37566859 . S2CID 257767449 .  
  60. ↑ تعاون LUX-ZEPLIN؛ آلبرز، ج.؛ أكريب، د.س.؛ أكيرلوف، س.و.؛ آل مسالحي، أ.ك.؛ ألدر، ف.؛ القحطاني، أ.؛ السوم، س.ك.؛ أماراسينغ، س.س.؛ أميس، أ.؛ أندرسون، ت.ج.؛ أنجيليدس، ن.؛ أراوجو، هـ.م.؛ أرمسترونغ، ج.إ.؛ آرثرز، م. (28 يوليو 2023). "النتائج الأولية للبحث عن المادة المظلمة من تجربة LUX-ZEPLIN (LZ)" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 131 (4) 041002. arXiv : 2207.03764 . Bibcode : 2023PhRvL.131d1002A . doi : 10.1103/PhysRevLett.131.041002 . PMID 37566836 . S2CID 250343331 .  

للمزيد من القراءة