Axión
Partícula elemental hipotética
Axión
InteraccionesGravitacional , electromagnético , nuclear fuerte , nuclear débil
EstadoHipotético
SímboloA 0 , a, θ
Teorizado1978, Wilczek y Weinberg
Masa 10 −5 a 1 eV / c 2 [1] 
Carga eléctrica0
Girar0

Un axión ( / ˈæksiɒn / ) es una partícula elemental hipotética originalmente teorizada en 1978 de forma independiente por Frank Wilczek y Steven Weinberg como el bosón de Goldstone de la teoría de Peccei-Quinn , que había sido propuesta en 1977 para resolver el problema CP fuerte en cromodinámica cuántica (QCD). Si los axiones existen y tienen baja masa dentro de un rango específico, son de interés como un posible componente de la materia oscura fría .

Historia

Problema de CP fuerte

Como lo muestra Gerard 't Hooft , [2] las interacciones fuertes del modelo estándar, QCD, poseen una estructura de vacío no trivial [a] que en principio permite la violación de las simetrías combinadas de conjugación de carga y paridad , conocidas colectivamente como CP. Junto con los efectos generados por interacciones débiles , el término periódico efectivo de violación de CP fuerte, Θ , aparece como una entrada del Modelo Estándar ; su valor no es predicho por la teoría, pero debe medirse. Sin embargo, las grandes interacciones violadoras de CP originadas por QCD inducirían un gran momento dipolar eléctrico (EDM) para el neutrón . Las restricciones experimentales sobre el EDM no observado implican que la violación de CP de QCD debe ser extremadamente pequeña y, por lo tanto, Θ debe ser extremadamente pequeño. Dado que Θ podría tener cualquier valor entre 0 y 2 π , esto presenta un problema de "naturalidad" para el modelo estándar. ¿Por qué este parámetro debería encontrarse tan cerca de cero? (O, ¿por qué la QCD debería ser conservadora del CP?) Esta pregunta constituye lo que se conoce como el problema del CP fuerte . [b]

Predicción

En 1977, Roberto Peccei y Helen Quinn postularon una solución más elegante al problema CP fuerte, el mecanismo de Peccei-Quinn . La idea es promover eficazmente Θ a un campo. Esto se logra añadiendo una nueva simetría global (llamada simetría Peccei-Quinn (PQ) ) que se rompe espontáneamente. Esto da como resultado una nueva partícula, como lo demostraron independientemente Frank Wilczek [5] y Steven Weinberg , [6] que llena el papel de Θ , relajando naturalmente el parámetro de violación CP a cero. Wilczek nombró a esta nueva partícula hipotética el "axión" en honor a una marca de detergente para ropa porque "limpió" un problema, [7] [8] mientras que Weinberg lo llamó "el higglet". Weinberg más tarde aceptó adoptar el nombre de Wilczek para la partícula. [8] Debido a que tiene una masa distinta de cero, el axión es un pseudobosón de Nambu-Goldstone . [9]

Materia oscura axión

Los efectos de QCD producen un potencial periódico efectivo en el que se mueve el campo de axiones. [1] Al expandir el potencial alrededor de uno de sus mínimos, se descubre que el producto de la masa del axión por la constante de desintegración del axión está determinado por la susceptibilidad topológica del vacío de QCD. Un axión con una masa mucho menor a 60 keV tiene una vida larga y una interacción débil: un candidato perfecto para materia oscura.

Las oscilaciones del campo de axiones alrededor del mínimo del potencial efectivo, el llamado mecanismo de desalineación, generan una población cosmológica de axiones fríos con una abundancia que depende de la masa del axión. [10] [11] [12] Con una masa superior a 5  μeV/ c 2 (10 −11 veces la masa del electrón ) los axiones podrían explicar la materia oscura , y por lo tanto ser un candidato a materia oscura y una solución al problema CP fuerte. Si la inflación ocurre a baja escala y dura lo suficiente, la masa del axión puede ser tan baja como 1 peV/ c 2 . [13] [14] [15]

Hay dos escenarios distintos en los que el campo axional comienza su evolución, dependiendo de las dos condiciones siguientes:

(a)La simetría PQ se rompe espontáneamente durante la inflación. Esta condición se cumple siempre que la escala de energía del axión sea mayor que la tasa de Hubble al final de la inflación.
(b)La simetría PQ nunca se restablece después de que se produce su ruptura espontánea. Esta condición se cumple siempre que la escala de energía del axión sea mayor que la temperatura máxima alcanzada en el Universo postinflacionario.

En términos generales, se produce uno de los dos escenarios posibles que se describen en los dos apartados siguientes:

Escenario preinflacionario

Si se cumplen tanto (a) como (b), la inflación cósmica selecciona una zona del Universo en la que la ruptura espontánea de la simetría PQ conduce a un valor homogéneo del valor inicial del campo axiónico. En este escenario "preinflacionario", los defectos topológicos desaparecen por inflación y no contribuyen a la densidad de energía del axión. Sin embargo, otros límites que provienen de los modos de isocurvatura restringen severamente este escenario, que requiere una escala de inflación de energía relativamente baja para ser viable. [16] [17] [18]

Escenario postinflacionario

Si se viola al menos una de las condiciones (a) o (b), el campo de axiones toma valores diferentes dentro de parches que inicialmente están fuera de contacto causal , pero que hoy pueblan el volumen encerrado por nuestro horizonte de Hubble . En este escenario, las fluctuaciones de isocurvatura en el campo PQ aleatorizan el campo de axiones, sin ningún valor preferido en el espectro de potencia.

El tratamiento adecuado en este escenario es resolver numéricamente la ecuación de movimiento del campo PQ en un Universo en expansión, con el fin de capturar todas las características provenientes del mecanismo de desalineación, incluyendo la contribución de defectos topológicos como cuerdas "axiónicas" y paredes de dominio . Borsanyi et al. (2016) informaron una estimación de la masa de los axiones entre 0,05 y 1,50 meV. [19] El resultado se calculó simulando la formación de axiones durante el período posterior a la inflación en una supercomputadora . [20]

Los avances logrados a finales de la década de 2010 en la determinación de la abundancia actual de un axión de tipo KSVZ [c] mediante simulaciones numéricas condujeron a valores entre 0,02 y 0,1 meV, [23] [24] aunque estos resultados han sido cuestionados por los detalles del espectro de potencia de los axiones emitidos desde las cuerdas. [25]

Fenomenología del campo axional

Búsquedas

Los modelos de axiones propuestos originalmente por Wilczek y Weinberg eligieron intensidades de acoplamiento de axiones que eran tan fuertes que ya se habrían detectado en experimentos anteriores. Se había pensado que el mecanismo de Peccei-Quinn para resolver el problema CP fuerte requería acoplamientos tan grandes. Sin embargo, pronto se descubrió que los "axiones invisibles" con acoplamientos mucho más pequeños también funcionan. Dos de estas clases de modelos se conocen en la literatura como KSVZ ( Kim - Shifman - Vainshtein - Zakharov ) [21] [22] y DFSZ ( Dine - Fischler - Srednicki - Zhitnitsky ). [26] [27]

El axión muy débilmente acoplado también es muy ligero, porque los acoplamientos axiónicos y la masa son proporcionales. La satisfacción con los "axiones invisibles" cambió cuando se demostró que cualquier axión muy ligero habría sido sobreproducido en el universo primitivo y, por lo tanto, debe ser excluido. [10] [11] [12]

Ecuaciones de Maxwell con modificaciones axiónicas

En 1983, Pierre Sikivie calculó cómo se modifican las ecuaciones de Maxwell en presencia de un axión. [28] Demostró que estos axiones se podían detectar en la Tierra convirtiéndolos en fotones, utilizando un campo magnético fuerte, lo que motivó una serie de experimentos. Por ejemplo, el Experimento de Materia Oscura Axión convierte la materia oscura axión en fotones de microondas, el Telescopio Solar Axión del CERN convierte los axiones producidos en el núcleo del Sol en rayos X, y otros experimentos buscan axiones producidos en luz láser. [29] A principios de la década de 2020, hay docenas de experimentos propuestos o en curso que buscan materia oscura axión. [30]

Las ecuaciones de la electrodinámica de axiones se escriben normalmente en "unidades naturales", donde la constante de Planck reducida , la velocidad de la luz y la permitividad del espacio libre se reducen a 1 cuando se expresan en estas "unidades naturales". En este sistema de unidades, las ecuaciones electrodinámicas son: ℏ {\estilo de visualización \hbar} do {\estilo de visualización c} mi 0 {\displaystyle \varepsilon _{0}}

NombreEcuaciones
Ley de Gauss ∇ ⋅ mi = ρ   −   gramo a gamma gamma   B ⋅ ∇ a {\displaystyle \nabla \cdot \mathbf {E} =\rho \ -\ g_{a\gamma \gamma }\ \mathbf {B} \cdot \nabla a}
Ley de Gauss para el magnetismo ∇ ⋅ B = 0 {\displaystyle \nabla \cdot \mathbf {B} =0}
Ley de Faraday ∇ × mi = − B ˙ {\displaystyle \nabla \times \mathbf {E} =-{\dot {\mathbf {B} }}}
Ley de Ampère-Maxwell ∇ × B = mi ˙   +   Yo   +   gramo a gamma gamma   (   a ˙   B − mi × ∇ a   ) {\displaystyle \quad \nabla \times \mathbf {B} ={\dot {\mathbf {E} }}\ +\ \mathbf {J} \ +\ g_{a\gamma \gamma }\ \left(\ {\dot {a}}\ \mathbf {B} -\mathbf {E} \times \nabla a\ \right)\quad }
Ecuación de movimiento del campo axional a ¨ 2   −   ∇ 2 a   +   metro a 2   a = − gramo a gamma gamma   mi ⋅ B {\displaystyle {\ddot {a}}^{2}\ -\ \nabla ^{2}a\ +\ m_{a}^{2}\ a=-g_{a\gamma \gamma }\ \mathbf {E} \cdot \mathbf {B} }

Arriba, un punto sobre una variable denota su derivada temporal; el punto espaciado entre las variables es el producto escalar del vector ; el factor es la constante de acoplamiento axión-fotón expresada en "unidades naturales".   gramo a gamma gamma   {\displaystyle \ g_{a\gamma \gamma }\ }

Se han propuesto formas alternativas de estas ecuaciones, que implican firmas físicas completamente diferentes. Por ejemplo, Visinelli escribió un conjunto de ecuaciones que imponían simetría dual, suponiendo la existencia de monopolos magnéticos . [31] Sin embargo, estas formulaciones alternativas están menos motivadas teóricamente y, en muchos casos, ni siquiera pueden derivarse de una acción .

Efecto análogo para los aislantes topológicos

Un término análogo al que se añadiría a las ecuaciones de Maxwell para tener en cuenta los axiones [32] también aparece en modelos teóricos recientes (2008) para aislantes topológicos, dando una descripción axiónica efectiva de la electrodinámica de estos materiales. [33]

Este término conduce a varias propiedades interesantes predichas, incluido un efecto magnetoeléctrico cuantificado . [34] Se han proporcionado pruebas de este efecto en experimentos de espectroscopía de THz realizados en la Universidad Johns Hopkins sobre aisladores topológicos de película delgada de régimen cuántico desarrollados en la Universidad Rutgers . [35]

En 2019, un equipo del Instituto Max Planck de Física Química de Sólidos publicó su detección de una fase aislante de axiones de un material semimetálico de Weyl . [36] En la fase aislante de axiones, el material tiene una cuasipartícula similar a un axión (una excitación de electrones que se comportan juntos como un axión) y su descubrimiento demuestra la consistencia de la electrodinámica de axiones como descripción de la interacción de partículas similares a axiones con campos electromagnéticos. De esta manera, el descubrimiento de cuasipartículas similares a axiones en aislantes de axiones proporciona motivación para usar la electrodinámica de axiones para buscar el axión en sí. [37]

Experimentos

A pesar de que todavía no se ha descubierto, el axión ha sido estudiado en profundidad durante más de 40 años, lo que ha dado tiempo a los físicos para desarrollar conocimientos sobre los efectos de los axiones que podrían detectarse. Actualmente se están realizando varias búsquedas experimentales de axiones; la mayoría aprovecha la ligera interacción esperada de los axiones con los fotones en campos magnéticos fuertes. Los axiones también son uno de los pocos candidatos plausibles restantes para partículas de materia oscura, y podrían descubrirse en algunos experimentos de materia oscura.

Restricciones en el acoplamiento del axión al fotón
Restricciones al acoplamiento adimensional del axión a los electrones

Conversión directa en un campo magnético

Varios experimentos buscan axiones astrofísicos mediante el efecto Primakoff , que convierte los axiones en fotones y viceversa en campos electromagnéticos.

El experimento de materia oscura de axiones (ADMX) de la Universidad de Washington utiliza un campo magnético fuerte para detectar la posible conversión débil de axiones en microondas . [38] El ADMX busca en el halo de materia oscura galáctica [39] axiones resonantes con una cavidad de microondas fría. El ADMX ha excluido los modelos de axiones optimistas en el rango de 1,9 a 3,53 μeV. [40] [41] [42] De 2013 a 2018 se realizaron una serie de actualizaciones [43] y está tomando nuevos datos, incluidos los de 4,9 a 6,2 μeV. En diciembre de 2021 excluyó el rango de 3,3 a 4,2 μeV para el modelo KSVZ. [44] [45]

Otros experimentos de este tipo incluyen DMRadio, [46] HAYSTAC, [47] CULTASK, [48] y ORGAN. [49] HAYSTAC completó la primera ejecución de escaneo de un haloscopio por encima de 20 μeV a fines de la década de 2010. [47]

Luz polarizada en un campo magnético

El experimento italiano PVLAS busca cambios de polarización de la luz que se propaga en un campo magnético. El concepto fue propuesto por primera vez en 1986 por Luciano Maiani , Roberto Petronzio y Emilio Zavattini . [50] Una afirmación de rotación [51] en 2006 fue descartada por una configuración mejorada. [52] Una búsqueda optimizada comenzó en 2014.

La luz brilla a través de las paredes

Otra técnica es la llamada "luz que brilla a través de las paredes", [53] donde la luz pasa a través de un campo magnético intenso para convertir los fotones en axiones, que luego pasan a través del metal y son reconstituidos como fotones por otro campo magnético en el otro lado de la barrera. Los experimentos de BFRS y un equipo dirigido por Rizzo descartaron una causa axión. [54] GammeV no vio eventos, informados en una Physics Review Letter de 2008. ALPS I realizó ejecuciones similares, [55] estableciendo nuevas restricciones en 2010; ALPS II comenzó a recopilar datos en mayo de 2023. [56] [57] OSQAR no encontró señal, lo que limita el acoplamiento, [58] y continuará.

Búsquedas astrofísicas de axiones

Los bosones similares a axiones podrían tener una firma en entornos astrofísicos. En particular, varios trabajos han propuesto partículas similares a axiones como una solución a la aparente transparencia del Universo a los fotones TeV. [59] [60] También se ha demostrado que, en los grandes campos magnéticos que atraviesan las atmósferas de objetos astrofísicos compactos (por ejemplo, magnetares ), los fotones se convertirán de manera mucho más eficiente. Esto, a su vez, daría lugar a características distintivas similares a la absorción en los espectros detectables por los telescopios de principios del siglo XXI. [61] Un nuevo (2009) medio prometedor es buscar la refracción de cuasipartículas en sistemas con fuertes gradientes magnéticos. En particular, la refracción conducirá a la división del haz en las curvas de luz de radio de los púlsares altamente magnetizados y permitirá sensibilidades mucho mayores que las que se pueden lograr actualmente. [62] El Observatorio Internacional de Axiones (IAXO) es un helioscopio de cuarta generación propuesto . [63]

Los axiones pueden convertirse resonantemente en fotones en las magnetosferas de las estrellas de neutrones . [64] Los fotones emergentes se encuentran en el rango de frecuencia de GHz y pueden ser potencialmente captados por detectores de radio, lo que conduce a una sonda sensible del espacio de parámetros de axiones. Esta estrategia se ha utilizado para restringir el acoplamiento axión-fotón en el rango de masas de 5-11 μeV, mediante el reanálisis de datos existentes del Telescopio Green Bank y el Radio Telescopio Effelsberg de 100 m . [65] Una estrategia alternativa novedosa consiste en detectar la señal transitoria del encuentro entre una estrella de neutrones y un minicúmulo de axiones en la Vía Láctea . [66]

Los axiones se pueden producir en el núcleo del Sol cuando los rayos X se dispersan en campos eléctricos fuertes. El telescopio solar CAST está en marcha y ha establecido límites al acoplamiento a fotones y electrones. Los axiones también se pueden producir dentro de las estrellas de neutrones por bremsstrahlung nucleón-nucleón . La posterior desintegración de los axiones en rayos gamma permite establecer restricciones sobre la masa del axión a partir de observaciones de estrellas de neutrones en rayos gamma utilizando el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi . A partir de un análisis de cuatro estrellas de neutrones, Berenji et al. (2016) obtuvieron un límite superior del intervalo de confianza del 95% en la masa del axión de 0,079 eV. [67] En 2021 también se ha sugerido [68] [69] que un exceso informado [70] de emisión de rayos X duros de un sistema de estrellas de neutrones conocido como los siete magníficos podría explicarse como emisión de axiones.

En 2016, un equipo teórico del Instituto Tecnológico de Massachusetts ideó una forma posible de detectar axiones utilizando un campo magnético intenso que no necesita ser más fuerte que el producido en una máquina de escaneo por resonancia magnética . Mostraría una variación, una ligera oscilación, que está vinculada a la masa del axión. Los resultados del experimento posterior publicado en 2021 no informaron evidencia de axiones en el rango de masa de 4,1x10 -10 a 8,27x10 -9 eV. [71]

En 2022, las mediciones de luz polarizada de Messier 87* realizadas por el Event Horizon Telescope se utilizaron para limitar la masa del axión asumiendo que podrían formarse nubes hipotéticas de axiones alrededor de un agujero negro, rechazando la aproximación10 −21 eV  / c2​Rango de valores de masa de 10 −20  eV/ c 2. [72] [73]

Búsqueda de efectos de resonancia

Los efectos de resonancia pueden ser evidentes en las uniones Josephson [74] a partir de un supuesto alto flujo de axiones del halo galáctico con una masa de 110 μeV y una densidad0,05 GeV/cm 3 [75] en comparación con la densidad de materia oscura implícita0,3 ± 0,1 GeV/cm 3 , lo que indica que dichos axiones no tendrían suficiente masa para ser el único componente de la materia oscura. El experimento ORGAN planea realizar una prueba directa de este resultado mediante el método del haloscopio. [49]

Búsquedas de retroceso de materia oscura

Los detectores criogénicos de materia oscura han buscado retrocesos de electrones que indicarían axiones. El CDMS se publicó en 2009 y EDELWEISS estableció límites de acoplamiento y masa en 2013. UORE y XMASS también establecieron límites para los axiones solares en 2013. XENON100 utilizó una ejecución de 225 días para establecer los mejores límites de acoplamiento hasta la fecha y excluir algunos parámetros. [76]

Precesión del espín nuclear

Si bien el teorema de Schiff establece que un momento dipolar eléctrico nuclear estático (EDM) no produce EDM atómicos y moleculares, [77] el axión induce un EDM nuclear oscilante que oscila a la frecuencia de Larmor . Si esta frecuencia de oscilación del EDM nuclear está en resonancia con un campo eléctrico externo, se produce una precesión en la rotación del espín nuclear. Esta precesión se puede medir mediante magnetometría de precesión y, si se detecta, sería evidencia de axiones. [78]

Un experimento que utiliza esta técnica es el Experimento de Precesión de Espín Axiónico Cósmico (CASPEr). [79] [80] [81]

Búsquedas en colisionadores de partículas

Los axiones también pueden producirse en colisionadores, en particular en colisiones electrón-positrón, así como en colisiones de iones pesados ​​ultraperiféricas en el Gran Colisionador de Hadrones del CERN, reinterpretando el proceso de dispersión luz por luz . Esas búsquedas son sensibles para masas de axiones bastante grandes, entre 100 MeV/c 2 y cientos de GeV/c 2 . Suponiendo un acoplamiento de axiones al bosón de Higgs, las búsquedas de desintegraciones anómalas del bosón de Higgs en dos axiones pueden proporcionar, en teoría, límites aún más fuertes. [82]

Detecciones controvertidas

En 2014 se informó que se podría haber detectado evidencia de axiones como una variación estacional en la emisión de rayos X observada que se esperaría de la conversión en el campo magnético de la Tierra de axiones que fluyen desde el Sol. Al estudiar 15 años de datos del observatorio XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea , un grupo de investigación de la Universidad de Leicester notó una variación estacional para la cual no se pudo encontrar una explicación convencional. Una posible explicación para la variación, descrita como "plausible" por el autor principal del artículo, es la variación estacional conocida en la visibilidad para XMM-Newton de la magnetosfera orientada hacia el Sol en la que los rayos X pueden ser producidos por axiones del núcleo del Sol. [83] [84]

Esta interpretación de la variación estacional es cuestionada por dos investigadores italianos, quienes identifican fallas en los argumentos del grupo de Leicester que supuestamente descartan una interpretación en términos de axiones. Más importante aún, la dispersión en ángulo que el grupo de Leicester supone que es causada por gradientes de campo magnético durante la producción de fotones, necesaria para permitir que los rayos X entren en el detector que no puede apuntar directamente al sol, disiparía el flujo tanto que la probabilidad de detección sería insignificante. [85]

En 2013, Christian Beck sugirió que los axiones podrían ser detectables en las uniones Josephson ; y en 2014, argumentó que, de hecho, se había observado una firma, consistente con una masa de ≈110 μeV, en varios experimentos preexistentes. [86]

En 2020, el experimento XENON1T del Laboratorio Nacional Gran Sasso en Italia informó un resultado que sugería el descubrimiento de axiones solares. [87] Los resultados no fueron significativos al nivel de 5 sigma requerido para la confirmación, y otras explicaciones de los datos eran posibles aunque menos probables. [88] Nuevas observaciones realizadas en julio de 2022 después de la actualización del observatorio a XENONnT descartaron el exceso, poniendo así fin a la posibilidad de un nuevo descubrimiento de partículas. [89] [90]

Propiedades

Predicciones

Una teoría de los axiones relevante para la cosmología había predicho que no tendrían carga eléctrica y una masa muy pequeña en el rango de1 μeV/ c 2 a1 eV/ c 2 , [1] y secciones eficaces de interacción muy bajas para fuerzas fuertes y débiles . Debido a sus propiedades, los axiones interactuarían solo mínimamente con la materia ordinaria. Los axiones también cambiarían de fotones a fotones en campos magnéticos.

Implicaciones cosmológicas

Las propiedades del axión, como su masa, su constante de desintegración y su abundancia, tienen todas implicaciones para la cosmología. [1]

La teoría de la inflación sugiere que, si existieran, los axiones se crearían en abundancia durante el Big Bang . [91] Debido a un acoplamiento único con el campo de instantones del universo primordial (el " mecanismo de desalineación "), se crea una fricción dinámica efectiva durante la adquisición de masa, después de la inflación cósmica . Esto priva a todos esos axiones primordiales de su energía cinética. [ cita requerida ]

El axión ultraligero (ULA) con m ~ 10 −22 eV/ c 2 es un tipo de materia oscura de campo escalar que parece resolver los problemas de pequeña escala de la materia oscura de campo escalar. Un único ULA con una constante de decaimiento de escala GUT proporciona la densidad de reliquias correcta sin necesidad de realizar ajustes finos. [92]

Los axiones también habrían dejado de interactuar con la materia normal en un momento diferente después del Big Bang que otras partículas oscuras más masivas. [ ¿Por qué? ] Los efectos persistentes de esta diferencia podrían tal vez calcularse y observarse astronómicamente. [ cita requerida ]

Si los axiones tienen una masa baja, lo que impide otros modos de desintegración (ya que no hay partículas más ligeras en las que desintegrarse), la constante de acoplamiento baja predice que el axión no se dispersa fuera de su estado a pesar de su pequeña masa, de modo que el universo estaría lleno de un condensado de Bose-Einstein muy frío de axiones primordiales. Por lo tanto, los axiones podrían explicar de manera plausible el problema de la materia oscura de la cosmología física . [93] Se están realizando estudios observacionales, pero aún no son lo suficientemente sensibles como para investigar las regiones de masa si son la solución al problema de la materia oscura con la región de materia oscura difusa comenzando a investigarse mediante la superradiancia . [94] Los axiones de alta masa del tipo buscado por Jain y Singh (2007) [95] no persistirían en el universo moderno. Además, si existen los axiones, las dispersiones con otras partículas en el baño termal del universo temprano producen inevitablemente una población de axiones calientes. [96]

Los axiones de baja masa podrían tener una estructura adicional a escala galáctica. Si caen continuamente en las galaxias desde el medio intergaláctico, serían más densos en anillos " cáusticos ", de la misma manera que la corriente de agua en una fuente que fluye continuamente es más espesa en su pico. [97] Los efectos gravitacionales de estos anillos en la estructura y rotación galácticas podrían entonces ser observables. [98] [99] Otros candidatos teóricos de materia oscura fría, como WIMPs y MACHOs , también podrían formar tales anillos, pero debido a que estos candidatos son fermiónicos y por lo tanto experimentan fricción o dispersión entre ellos, los anillos estarían menos definidos. [ cita requerida ]

João G. Rosa y Thomas W. Kephart sugirieron que las nubes de axiones formadas alrededor de agujeros negros primordiales inestables podrían iniciar una cadena de reacciones que irradian ondas electromagnéticas, lo que permite su detección. Al ajustar la masa de los axiones para explicar la materia oscura, la pareja descubrió que el valor también explicaría la luminosidad y la longitud de onda de las ráfagas rápidas de radio , siendo un posible origen para ambos fenómenos. [100] En 2022 se utilizó una hipótesis similar para restringir la masa del axión a partir de los datos de M87*. [ cita requerida ]

En 2020, se propuso que el campo de axiones podría haber influido en la evolución del Universo temprano al crear un mayor desequilibrio entre las cantidades de materia y antimateria, lo que posiblemente resuelve el problema de la asimetría bariónica . [101]

Supersimetría

En las teorías supersimétricas, el axión tiene un supercompañero escalar y uno fermiónico . El supercompañero fermiónico del axión se llama axino , el supercompañero escalar se llama saxión o dilatón . Todos ellos están agrupados en un supercampo quiral .

Se ha predicho que el axino es la partícula supersimétrica más ligera en dicho modelo. [102] En parte debido a esta propiedad, también se considera un candidato para la materia oscura. [103]

Véase también

Notas al pie

  1. ^ Esta estructura de vacío no trivial resuelve un problema asociado a la simetría axial U(1) de QCD [3] [4]
  2. ^ Existe una solución sencilla para el problema de la CP fuerte : si al menos uno de los quarks del modelo estándar no tiene masa, la violación de la CP se vuelve inobservable. Sin embargo, la evidencia empírica sugiere firmemente que ninguno de los quarks carece de masa. En consecuencia, los teóricos de partículas buscaron otras soluciones al problema de la CP inexplicablemente conservada.
  3. ^ En la actualidad, la literatura de física analiza los mecanismos de "axión invisible" en dos formas, una de ellas se llama KSVZ por Kim - Shifman - Vainshtein - Zakharov . [21] [22] Véase la discusión en la sección "Búsquedas", a continuación.

Referencias

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