Indirect search for dark matter in the sun and the galactic centre with the antares neutrino telescope

Resumen

La búsqueda de materia oscura es actualmente uno de los temas de investigación más candentes en física fundamental. Sabemos de su posible existencia únicamente por los efectos gravitatorios que causa, pero desconocemos su naturaleza real. Una de las hipótesis más estudiadas es la de que pueda estar compuesta por partículas elementales aún no descubiertas. Diversas consideraciones sobre su abundancia actual a partir de su producción térmica en el Universo primitivo conducen a la posibilidad de que dichas partículas sean muy masivas e interaccionen muy débilmente con la materia ordinaria, lo que se ha dado en llamar WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles). El trabajo de investigación de esta tesis doctoral se centra en la búsqueda indirecta de materia oscura a través de neutrinos de alta energía producidos por la auto--aniquilación de WIMPs acumulados en el interior del Sol o en el centro de la Vía Láctea. ANTARES está ubicado en las profundidades del mar Mediterráneo a 40 km de la costa, cerca de Toulon, y consiste en 12 líneas con 25 módulos de detección cada una, llamados storeys (pisos). Las líneas están sujetas al fondo marino (que se encuentra a 2500 m bajo la superficie) mediante un peso muerto que hace las veces de ancla y se mantienen verticales gracias a grandes boyas en su parte superior. La longitud de las líneas es de 450 m con un storey cada 14,5 m, estando el primero a 100 m sobre el fondo del mar. La distancia entre las líneas es de unos 60 m en promedio. El detector es connectado con la estación de control, situada en el pueblo costero de La Seyne-Sur-Mer. Los storeys están formados por una estructura metálica que sirve de sujeción a tres módulos ópticos (OMs), que contienen cada uno de ellos un fotomultiplicador de gran superficie. Los neutrinos que cruzan el detector o pasan por sus inmediaciones pueden interaccionar con la materia, generando un muon relativista que, al desplazarse con una velocidad mayor que la de la luz en el agua, induce emisión de luz Cherenkov. Algunos de estos fotones Cherenkov son detectados por los OMs y registrados como señales (hits) cuya información (amplitud y tiempo de llegada) es utilizada para reconstruir la trayectoria del muon y su energía depositada. Debido a la interacción de los rayos cósmicos con los núcleos de la atmósfera, se producen continuamente una enorme cantidad de muones. Dado que sólo los neutrinos son capaces de atravesar la Tierra sin interaccionar, se utiliza la Tierra como filtro para evitar este fondo de muones atmosféricos. Es decir, en este análisis, sólo se consideran los neutrinos que llegan desde abajo. Las trayectorias de los muones producidos por los neutrinos se reconstruyen a partir de la información proporcionada por los hits mediante dos algoritmos diferentes que se denominan AAFit y BBFit. AAFit es un algoritmo que optimiza una función de verosimilitud para reconstruir la traza del muon, mientras que BBFit minimiza el cuadrado de la distancia entre la posición de los hits y su posición esperada. BBFit es un algoritmo cuyo ajuste es de tipo chi quadrado, complementado con ciertos pesos que tienen en cuenta de forma empírica la absorción de la luz en el agua. Para los análisis que se presentan en esta tesis se han utilizando datos correspondientes a tres periodos. El primero contiene datos desde el año 2007 hasta 2012 y se utiliza para la búsqueda de materia oscura en el Sol. Los otros dos corresponden a periodos que van desde 2007 a 2013 o a 2015, respectivamente, y se han utilizado para la búsqueda de aniquilación de materia oscura en la Vía Láctea. Cada run de datos tiene su propio run de simulación producido con la condiciones medioambientales correspondientes, en particular las de bioluminiscencia. Estas simulaciones se utilizan para calcular las propiedades del detector relevantes para el análisis, tales como la resolución angular (a través de la llamada point spread function o PSF) y el área efectiva. El área efectiva es el área que tendría el detector suponiendo una eficacia de detección de neutrinos del 100% y que diera el mismo número de sucesos detectados. A partir del área efectiva podemos calcular límites al flujo de neutrinos a partir del número de sucesos detectados. La reconstrucción de los sucesos está basada en la posición y en el tiempo de los hits producidos por los fotones Cherenkov. Para alcanzar una resolución angular de un un grado o menor es necesario conseguir una precisión en la posición de los fotomultiplicadores de unos 10 cm y una precisión temporal de unos pocos nanosegundos. El conseguir y mantener esta última requiere calibraciones regulares de todos los relojes asociados a los OMs para mantenerlos sincronizados con dicha precisión. Como parte de esta tesis se presentan los resultados de la calibración basada en el uso de las balizas ópticas (o optical beacons, OBs), que son modulos con la capazidad de emitir pulsos de luz. Los pulsos de luz emitidos por los OB se detectan en los OMs en diferentes instantes debido al tiempo que la luz necesita para llegar a cada OM. Comparando la distribución de las diferencias entre el tiempo de emisión de la luz y su tiempo de llegada al OM, y sabiendo la distancia recorrida por la luz en el agua, se pueden obtener las constantes de calibración temporal necesarias para sincronizar los relojes de los OMs. En total hay 1770 relojes que se han de calibrar de los cuales un 30% requieren una revisión manual. De estos, la mayoría tienen una correción demasiado grande. Alrededor de unos 80 tienen un ajuste mal ejecutado, de los cuales unos 50 requieren un ajuste manual. Después de la revision manual, entre 798 y 1059 de los OMs (589 en un caso aislado) se pueden calibrar, lo que representa la mayoría de los OMs activos en cada periodo. Nuestro análisis utiliza un método de máxima verosimilitud. En primer lugar estimamos la sensibilidad de ANTARES utilizando pseudo--experimentos (PEs), que son simulaciones Monte Carlo del conjunto de datos que se usan para el análisis. Después de la simulación de PEs para varias intensidades de la señal se analizan los PEs con la función de verosimilitud. Esta función describe la probabilidad de que una muestra de los datos (bien sea de un PE, bien de los datos desblindados), contenga un número dado, ns, de sucesos. La función de verosimilitud se maximiza con respecto a ns para cada PE. Después de obtener el valor máximo de la función de verosimilitud se calcula un test estadístico (TS). El TS que empleamos es el logaritmo del cociente entre la función de verosimilitud maximizada y el valor de esta misma función para la hipótesis nula o hipótesis de solo fondo (ns=0). Se crean entonces distribuciones de este TS para cada intensidad de la señal considerada y se comparan estas distribuciones con la mediana de la distribución del TS para una muestra de fondo puro. La intensidad que se define como la sensitividad del experimento es la intensidad más baja para la cual el 90% de la distribución del TS tenga un valor superior a la mediana del caso de solo fondo. En el caso de ausencia de señal significativa se obtienen límites superiores que se calculan de forma análoga a la sensitividad pero utilizando el TS de los datos desblindados en lugar del valor de la mediana del fondo puro. Aunque ANTARES tiene un tamaño muy inferior al de IceCube obtenemos límites del mismo orden de magnitud. Además, para estos resultados no se utiliza la muestra total de datos, sino sólo los datos hasta 2012 puesto que los datos registrados con posterioridad no se habían procesado en el momento de este análisis. Los experimentos como ANTARES que buscan aniquilación de WIMPs en el Sol obtienen mejores límites en esta sección eficaz que los de búsqueda directa, porque la captura de WIMPs en el Sol es muy sensible a dicha sección eficaz, ya que se produce a través de la dispersión elástica de estos sobre el plasma del Sol, que está principalmente compuesto de protones, siendo por tanto un blanco con una alta densidad de materia con espín. Para la sección eficaz independiente del espín la situación es la opuesta. La detección directa puede producir los mejores límites en comparación con los límites de ANTARES o IceCube. ANTARES genera límites mejores para masas de WIMP más altas. En este caso los límites de ANTARES se comparan con resultados de IceCube más antiguos y por eso la comparación aparece mejor para ANTARES. Para el Centro Galá, en comparación con IceCube, los resultados de ANTARES son siempre mejores. Aunque ANTARES tiene un volumen menor que IceCube, este no puede utilizar la Tierra como filtro para observar el Centro Galá. Por tanto, tiene que utilizar las líneas exteriores del detector como veto para excluir muones atmosféricos, lo que implica que su área efectiva sea mucho menor. La comparación con los otros experimentos muestra que ANTARES puede conseguir los mejores límites para masas por encima de 3 TeV. Hay que hacer la salvedad de que HESS no utiliza un perfil del halo tan concentrado como el utilizado en ANTARES. Además, los límites de FERMI se han obtenido para una lista de galaxias esféricas enanas. Estas galaxias no tienen incertidumbres en la distribución de materia obscura tan grandes como la Vía Láctea, ya que son completamente visibles sin obstrucciones de nubes de polvo y gas. En conclusión, los resultados de búsquedas de materia oscura en ANTARES son altamente competitivos respecto a los presentados por otros experimentos, tanto en la búsqueda en el Sol como en la búsqueda en el Centro Galá. Con el análisis de futuros datos, los límites de ANTARES podrían ser los mejores de su clase durante mucho tiempo.