Zayıf etkileşimli büyük parçacıklar - Weakly interacting massive particles
Zayıf etkileşimli kütleli parçacıklar ( WIMP'ler ), karanlık madde için önerilen adaylardan biri olan varsayımsal parçacıklardır . Bir WIMP'nin net bir tanımı yoktur, ancak genel olarak, bir WIMP, yerçekimi ve diğer herhangi bir kuvvet (veya kuvvetler) yoluyla etkileşime giren , potansiyel olarak Standart Modelin kendisinin bir parçası olmayan, en az onun kadar zayıf veya ondan daha zayıf olan yeni bir temel parçacıktır . zayıf nükleer kuvvet , ama aynı zamanda gücünde kaybolmayan. Birçok WIMP adayının, Big Bang'e göre Standart Modelin parçacıklarına benzer şekilde, erken Evren'de termal olarak üretilmiş olması bekleniyor.kozmoloji ve genellikle soğuk karanlık maddeyi oluşturacaktır . Aracılığıyla kara madde doğru bolluğu bugün elde termal üretim bir öz gerektirir imha kesiti içinde 100 yeni parçacığın için beklenen kabaca budur, GeV kütle aralığında olduğu aracılığı etkileşimde elektrozayıf kuvveti . Parçacık fiziğinin Standart Modelinin süpersimetrik uzantıları, bu özelliklere sahip yeni bir parçacığı kolayca tahmin ettiğinden , bu belirgin tesadüf, " WIMP mucizesi " olarak bilinir ve kararlı bir süpersimetrik ortak, uzun zamandır bir WIMP adayı olmuştur. Bununla birlikte, Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (LHC) deneyinde süpersimetri kanıtı üretememenin yanı sıra doğrudan algılama deneylerinden elde edilen son boş sonuçlar , en basit WIMP hipotezi hakkında şüphe uyandırdı. WIMP'leri saptamaya yönelik deneysel çabalar , yakındaki galaksilerde ve galaksi kümelerinde gama ışınları , nötrinolar ve kozmik ışınlar dahil olmak üzere WIMP imha ürünlerinin araştırılmasını ; Laboratuvarda WIMP'lerin çekirdeklerle çarpışmasını ölçmek için tasarlanmış doğrudan algılama deneyleri ve ayrıca LHC gibi çarpıştırıcılarda doğrudan WIMP'ler üretme girişimleri.
Teorik çerçeve ve özellikler
WIMP benzeri parçacıklar, süpersimetride çok sayıda yeni parçacığın hiçbiri gözlemlenmemiş olmasına rağmen, parçacık fiziğinin Standart Modelinin popüler bir uzantısı olan R-parite koruyucu süpersimetri ile tahmin edilir . WIMP benzeri parçacıklar ayrıca evrensel ekstra boyut ve küçük Higgs teorileri tarafından da tahmin edilir .
|modeli||parite||aday|
|SUSY||R-parite||en hafif süpersimetrik parçacık (LSP)|
|UED||KK-paritesi||en hafif Kaluza-Klein parçacığı (LKP)|
|küçük Higgs||T-parite||en hafif T-tek parçacık (LTP)|
Bir WIMP'nin temel teorik özellikleri şunlardır:
- Yalnızca zayıf nükleer kuvvet ve yerçekimi yoluyla etkileşimler veya muhtemelen zayıf ölçekten daha yüksek olmayan enine kesitlerle diğer etkileşimler ;
- Standart parçacıklara kıyasla büyük kütle (Alt GeV kütlelerine sahip WIMP'ler, açık karanlık madde olarak kabul edilebilir ).
Normal madde ile elektromanyetik etkileşim eksikliği nedeniyle, WIMP'ler normal elektromanyetik gözlemler yoluyla görünmez olacaktır. Büyük kütleleri nedeniyle nispeten yavaş hareket ederler ve bu nedenle "soğuk" olurlar. Nispeten düşük hızları, karşılıklı yerçekiminin üstesinden gelmek için yetersiz olacaktır ve sonuç olarak, WIMP'ler bir araya toplanma eğiliminde olacaktır. WIMP'ler, soğuk karanlık madde için ana adaylardan biri olarak kabul edilir , diğerleri ise masif kompakt halo nesneleri ( MACHO'lar ) ve eksenlerdir . (Bu isimler özellikle kontrast için seçilmiştir, MACHO'lar WIMP'lerden sonra adlandırılmıştır.) Ayrıca, MACHO'ların aksine , Parçacık fiziğinin Standart Modeli içinde WIMP'lerin tüm özelliklerine sahip olan bilinen kararlı parçacıklar yoktur . Nötrinolar gibi normal madde ile çok az etkileşimi olan parçacıkların hepsi çok hafiftir ve bu nedenle hızlı hareket eder veya "sıcak" olur.
karanlık madde olarak
1970'lerde karanlık madde sorununun ortaya çıkmasından on yıl sonra, WIMP'ler soruna potansiyel bir çözüm olarak önerildi. Doğada WIMP'lerin varlığı hala varsayımsal olsa da, karanlık maddeyle ilgili bir dizi astrofiziksel ve kozmolojik sorunu çözecektir. Bugün gökbilimciler arasında, Evrendeki kütlenin çoğunun gerçekten karanlık olduğu konusunda fikir birliği var. Soğuk karanlık maddeyle dolu bir evrenin simülasyonları, gözlemlenene kabaca benzeyen galaksi dağılımları üretir. Buna karşılık, sıcak karanlık madde , galaksilerin büyük ölçekli yapısını yayar ve bu nedenle geçerli bir kozmolojik model olarak kabul edilmez.
WIMP'ler, tüm parçacıkların bir termal denge durumunda olduğu erken Evren'den kalma bir kalıntı karanlık madde parçacığı modeline uyar . Erken Evren'de var olanlar gibi yeterince yüksek sıcaklıklar için, karanlık madde parçacığı ve onun karşı parçacığı hem daha hafif parçacıklardan oluşuyor hem de onları yok ediyor olacaktı. Evren genişleyip soğudukça, bu daha hafif parçacıkların ortalama termal enerjisi azaldı ve sonunda bir karanlık madde parçacığı-karşıt parçacık çifti oluşturmak için yetersiz hale geldi. Bununla birlikte, karanlık madde parçacığı-antiparçacık çiftlerinin yok edilmesi devam edecek ve karanlık madde parçacıklarının sayı yoğunluğu katlanarak azalmaya başlayacaktı. Bununla birlikte, nihayetinde sayı yoğunluğu o kadar düşük olacak ki, karanlık madde parçacığı ve antiparçacık etkileşimi duracak ve Evren genişlemeye devam ettikçe karanlık madde parçacıklarının sayısı (kabaca) sabit kalacaktır. Daha büyük bir etkileşim kesitine sahip parçacıklar, daha uzun bir süre boyunca yok olmaya devam edecek ve bu nedenle, yok olma etkileşimi sona erdiğinde daha küçük bir sayı yoğunluğuna sahip olacaktır. Evrendeki mevcut tahmini karanlık madde bolluğuna dayanarak, eğer karanlık madde parçacığı böyle bir kalıntı parçacığıysa, parçacık-antiparçacık yok edilmesini yöneten etkileşim kesiti, zayıf etkileşimin kesitinden daha büyük olamaz. Bu model doğruysa, karanlık madde parçacığı WIMP özelliklerine sahip olacaktır.
Dolaylı algılama
WIMP'ler yalnızca yerçekimi ve zayıf kuvvetlerle etkileşime girebildiğinden, tespit edilmeleri son derece zordur. Bununla birlikte, WIMP'leri hem doğrudan hem de dolaylı olarak tespit etmeye çalışmak için devam eden birçok deney vardır. Dolaylı algılama , Dünya'dan çok uzaktaki WIMP'lerin yok olma veya bozunma ürünlerinin gözlemlenmesi anlamına gelir. Dolaylı tespit çabaları tipik olarak WIMP karanlık maddesinin en fazla biriktiği düşünülen yerlere odaklanır: galaksilerin ve galaksi kümelerinin merkezlerinin yanı sıra Samanyolu'nun daha küçük uydu galaksilerinde . Bunlar, standart astrofiziksel süreçlerden beklenen arka planı azaltarak çok az baryonik madde içerme eğiliminde oldukları için özellikle yararlıdır. Tipik dolaylı aramalar , hem yok olmanın son hal ürünleri olarak tahmin edilen hem de ters Compton saçılması yoluyla ortam radyasyonu ile etkileşime giren yüklü parçacıklar olarak üretilen aşırı gama ışınlarını arar . Bir gama ışını sinyalinin spektrumu ve yoğunluğu, yok olma ürünlerine bağlıdır ve model bazında hesaplanmalıdır. Bir yok olma sinyalinin gözlemlenmemesi yoluyla WIMP imhasına sınır koyan deneyler arasında Fermi -LAT gama ışını teleskopu ve VERITAS yer tabanlı gama ışını gözlemevi bulunmaktadır. WIMP'lerin Standart Model parçacıklarına yok edilmesi aynı zamanda yüksek enerjili nötrinoların üretimini de öngörse de, etkileşim oranları şu anda bir karanlık madde sinyalini güvenilir bir şekilde tespit etmek için çok düşüktür. Antarktika'daki IceCube gözlemevinden gelecek gözlemler, WIMP tarafından üretilen nötrinoları standart astrofiziksel nötrinolardan ayırt edebilir; ancak 2014 yılına kadar yalnızca 37 kozmolojik nötrino gözlemlenmişti ve bu da böyle bir ayrımı imkansız hale getiriyordu.
Başka bir dolaylı WIMP sinyali türü Güneş'ten gelebilir. Halo WIMP'ler Güneş'ten geçerken güneş protonları, helyum çekirdekleri ve daha ağır elementlerle etkileşime girebilir. Bir WIMP, böyle bir etkileşimde yerel kaçış hızının altına düşecek kadar enerji kaybederse , Güneş'in yerçekimsel çekiminden kaçmak için yeterli enerjiye sahip olmayacak ve yerçekimine bağlı kalacaktır. Gittikçe daha fazla WIMP Güneş'in içinde ısıllaştıkça, birbirleriyle yok olmaya başlarlar ve yüksek enerjili nötrinolar da dahil olmak üzere çeşitli parçacıklar oluştururlar . Bu nötrinolar daha sonra Japonya'daki Super-Kamiokande dedektörü gibi birçok nötrino teleskopundan birinde tespit edilmek üzere Dünya'ya gidebilir . Bu dedektörlerde günde tespit edilen nötrino olaylarının sayısı, WIMP'nin özelliklerine ve Higgs bozonunun kütlesine bağlıdır . Benzer deneyler, Dünya'daki ve galaktik merkezdeki WIMP imhalarından kaynaklanan nötrinoları tespit etmek için yapılıyor.
Doğrudan algılama
Doğrudan algılama , karanlık madde bir Dünya laboratuvarında bir dedektörden geçerken bir WIMP-çekirdek çarpışmasının etkilerinin gözlemlenmesi anlamına gelir. Çoğu WIMP modeli, dolaylı tespit deneylerinin başarılı olması için büyük gök cisimlerinde yeterince fazla sayıda WIMP'nin yakalanması gerektiğini belirtse de, bu modellerin ya yanlış olması ya da karanlık madde fenomeninin yalnızca bir kısmını açıklaması olasıdır. Bu nedenle, soğuk karanlık maddenin varlığı için dolaylı kanıt sağlamaya adanmış çoklu deneylerde bile, WIMP teorisini sağlamlaştırmak için doğrudan algılama ölçümleri de gereklidir.
Güneş veya Dünya ile karşılaşan çoğu WIMP'nin herhangi bir etki olmadan geçmesi beklense de, yeterince büyük bir dedektörden geçen çok sayıda karanlık madde WIMP'sinin, görülebilecek kadar sıklıkta etkileşime girmesi umulmaktadır - yılda en az birkaç olay. WIMP'leri tespit etmeye yönelik mevcut girişimlerin genel stratejisi, büyük hacimlere ölçeklenebilen çok hassas sistemler bulmaktır. Bu, keşif tarihinden ve (şimdiye kadar) nötrinonun rutin tespitinden öğrenilen dersleri takip eder.
deneysel teknikler
Kriyojenik kristal dedektörleri – Soudan Madeni'ndeki Kriyojenik Karanlık Madde Arama (CDMS) dedektörü tarafından kullanılan bir teknik , çok sayıda çok soğuk germanyum ve silikon kristaline dayanır. Kristaller (her biri yaklaşık olarak bir hokey diski boyutunda) yaklaşık 50 mK'ye soğutulur . Kristalden geçen bir WIMP'yi tespit etmek için yüzeylerde bir metal tabakası (alüminyum ve tungsten) kullanılır. Bu tasarım, bir WIMP tarafından "tekmelenen" bir atom tarafından üretilen kristal matrisindeki titreşimleri tespit etmeyi umuyor. Tungsten geçiş kenarı sensörleri (TES), kritik sıcaklıkta tutulur, böylece süper iletken durumda olurlar . Büyük kristal titreşimler metalde ısı üretir ve dirençteki bir değişiklik nedeniyle tespit edilebilir . CRESST , CoGENT ve EDELWEISS benzer kurulumları çalıştırır.
Soy gaz sintilatörleri – Bir WIMP tarafından "etrafa savrulan" atomları tespit etmenin bir başka yolu da parıldayan malzeme kullanmaktır , böylece ışık darbeleri hareketli atom tarafından üretilir ve genellikle PMT'ler ile algılanır. Gibi deneyler DEAP de SNOLAB ve DARKSIDE de LNGS alet duyarlı pısırık aramalar için, sıvı bir argon çok büyük bir hedef kitlesi. ZEPLIN ve XENON , 3,5 ton sıvı ksenon kullanan XENON1T dedektörü tarafından bugüne kadar sağlanan en katı sınırlarla WIMP'leri daha yüksek hassasiyette hariç tutmak için xenon kullandı. XENON , LUX-ZEPLIN ve PandaX işbirliklerinden daha büyük çok tonlu sıvı xenon dedektörlerinin yapımı için onaylanmıştır .
Kristal sintilatörler – Sıvı soy gaz yerine, prensipte daha basit bir yaklaşım, NaI(Tl) gibi parıldayan bir kristalin kullanılmasıdır. Bu yaklaşım, WIMP algılaması ile tutarlı sinyalin dairesel bir modülasyonunu gözlemleyen bir deney olan DAMA/LIBRA tarafından alınmıştır (bkz. § Son limitler ). Çeşitli deneyler de dahil olmak üzere bu sonuçlar, çoğaltmak için teşebbüs edilmiştir ANAIS ve DM-buz ile Nal kristaller codeploying olup, ICECUBE Güney Kutbu detektör. KIMS , sintilatör olarak CsI(Tl) kullanarak aynı probleme yaklaşıyor. COS-100 işbirliği (Kims ve DM-Buz gruba birleştirilmesi) dergisi Nature Aralık 2018 yılında DAMA / TERAZİ BURCU sinyalini kopyalayan kendi sonuçlarını yayınladı; vardıkları sonuç, "bu sonucun, DAMA işbirliği tarafından gözlemlenen yıllık modülasyonun nedeni olarak WIMP-nükleon etkileşimlerini dışladığı" idi.
Kabarcık odaları - PICASSO (Kanada'da Süpersimetrik Nesneleri Arama Projesi) deneyi, Kanada'daki SNOLAB'da bulunan doğrudan bir karanlık madde arama deneyidir . Aktif kütle olarak Freonlu kabarcık dedektörlerini kullanır . PICASSO, ağırlıklı olarak WIMP'lerin Freon'daki flor atomları ile dönüşe bağlı etkileşimlerine duyarlıdır. Trifloroiyodometan(CF 3 I) kullanan benzer bir deney olan COUPP, 2011'de 20 GeV'nin üzerindeki kütle için limitler yayınladı. İki deney, 2012'de PICO işbirliğiyle birleştirildi.
Bir kabarcık dedektörü, bir jel matrisinde süspanse edilmiş küçük aşırı ısıtılmış sıvı damlacıkları kullanan radyasyona duyarlı bir cihazdır. Bir kabarcık odası prensibini kullanır, ancak bir seferde yalnızca küçük damlacıklar bir faz geçişine maruz kalabildiğinden , dedektör çok daha uzun süreler boyunca aktif kalabilir. İyonlaştırıcı radyasyon yoluyla bir damlacıkta yeterli enerji biriktirildiğinde, aşırı ısınan damlacık bir gaz kabarcığı haline gelir. Balon oluşumuna, piezoelektrik sensörler tarafından algılanan bir akustik şok dalgası eşlik eder. Kabarcık dedektörü tekniğinin ana avantajı, dedektörün arka plan radyasyonuna neredeyse duyarsız olmasıdır. Dedektör hassasiyeti, tipik olarak 15 °C ile 55 °C arasında çalıştırılan sıcaklık değiştirilerek ayarlanabilir. Denilen Avrupa'da bu tekniği kullanarak başka benzer bir deney vardır BASİT .
PICASSO, 19 F'de dönüşe bağlı WIMP etkileşimleri için sonuçları (Kasım 2009) , 24 Gev'lik kütleler için, 13.9 pb'lik (%90 CL) dönüşe bağlı kesit üzerinde yeni katı sınırlar elde edildiğini rapor eder . Elde edilen limitler, dönüşe bağlı etkileşimler açısından DAMA/LIBRA yıllık modülasyon etkisinin son yorumlarını kısıtlar.
PICO, 2015 yılında planlanan konseptin bir uzantısıdır.
Diğer dedektör türleri – WIMP tespiti için düşük basınçlı gazlarla dolu zaman projeksiyon odaları (TPC'ler) üzerinde çalışılmaktadır. Parçalar itibaren Yönlü Recoil Kimlik (DRIFT) işbirliği pısırık sinyalinin tahmin yönünü kullanmaya çalışıyor. DRIFT , WIMP geri tepmelerinin birkaç milimetre hareket etmesine ve yüklü parçacıkların bir izini bırakmasına izin veren bir karbon disülfit hedefi kullanır . Bu yüklü iz, üç boyutlu olarak yeniden oluşturulmasına ve başlangıç yönünü belirlemesine izin veren bir MWPC okuma düzlemine sürüklenir . DMTPC, CF 4 gazı ile benzer bir deneydir .
DAMIC (CCD'lerde Karanlık Madde) ve SENSEI (Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) işbirlikleri, hafif Karanlık Maddeyi tespit etmek için bilimsel Charge Coupled Devices (CCD'ler) kullanır. CCD'ler hem dedektör hedefi hem de okuma enstrümantasyonu olarak işlev görür. CCD'nin büyük kısmı ile WIMP etkileşimleri, daha sonra CCD'ler tarafından toplanan ve okunan elektron-boşluk çiftlerinin yaratılmasına neden olabilir. Gürültüyü azaltmak ve tek elektronların algılanmasını sağlamak için deneyler, aynı toplanan yükün tekrarlanan ölçümlerinin ortalamasının alınmasına izin veren Skipper CCD olarak bilinen bir tür CCD'yi kullanır.
Son sınırlar
Şu anda, LUX ve SuperCDMS deneylerinden gelen en güçlü dışlama limitleri ile, doğrudan tespit deneylerinden doğrulanmış bir karanlık madde tespiti bulunmamaktadır . 370 kilogram xenon ile LUX, XENON veya CDMS'den daha hassastır. Ekim 2013'teki ilk sonuçlar, daha az hassas cihazlardan elde edilen sonuçları çürütüyor gibi görünen hiçbir sinyalin görülmediğini bildiriyor. ve bu, Mayıs 2016'da sona eren son veri çalışmasından sonra doğrulandı.
Tarihsel olarak, ikisi şimdi arka planlarla açıklanmış ( CoGeNT ve CRESST-II) ve ikisi açıklanamayan ( DAMA/LIBRA ve CDMS-Si ) farklı doğrudan tespit deneylerinden dört anormal veri seti olmuştur . Şubat 2010'da, CDMS'deki araştırmacılar, WIMP-çekirdek çarpışmalarının neden olabileceği iki olayı gözlemlediklerini açıkladılar.
Daha küçük kütleli WIMP'leri algılamak için tasarlanmış tek bir germanyum diski kullanan daha küçük bir dedektör olan CoGeNT , 56 günde yüzlerce algılama olayı bildirdi. Açık karanlık maddeyi gösterebilecek olay oranında yıllık bir modülasyon gözlemlediler. Bununla birlikte, CoGeNT olayları için karanlık madde kökeni, yüzey olaylarından bir arka plan açısından bir açıklama lehine daha yakın tarihli analizler tarafından reddedilmiştir.
Yıllık modülasyon, bir WIMP sinyalinin öngörülen imzalarından biridir ve bu temelde DAMA işbirliği, olumlu bir tespit talep etmiştir. Ancak diğer gruplar bu sonucu doğrulamadı. Mayıs 2004'te kamuya açıklanan CDMS verileri, WIMP'lerin özellikleri ve karanlık madde halesi hakkında belirli standart varsayımlar verilen tüm DAMA sinyal bölgesini hariç tutmuştur ve bunu birçok başka deney izlemiştir (bakınız Şekil 2, sağ).
COS-100 işbirliği (Kims ve DM-Buz gruba birleştirilmesi) dergisi Nature Aralık 2018 yılında DAMA / TERAZİ BURCU sinyalini kopyalayan kendi sonuçlarını yayınladı; vardıkları sonuç, "bu sonucun, DAMA işbirliği tarafından gözlemlenen yıllık modülasyonun nedeni olarak WIMP-nükleon etkileşimlerini dışladığı" idi.
Doğrudan algılamanın geleceği
2020-on yıl, WIMP-çekirdek çapraz kesitlerini mevcut son teknoloji hassasiyetten daha küçük büyüklük sıralarını araştıracak birkaç çok tonlu kütle doğrudan algılama deneyinin ortaya çıktığını görmelidir. Bu tür yeni nesil deneylerin örnekleri, çok tonlu sıvı ksenon deneyleri olan LUX-ZEPLIN (LZ) ve XENONnT'dir, bunu 50-100 tonluk önerilen bir başka sıvı ksenon doğrudan algılama deneyi olan DARWIN izler.
Bu tür çok tonlu deneyler ayrıca, nötrino tabanı olarak bilinen belirli bir noktanın ötesinde WIMP parametre uzayını araştırma yeteneklerini sınırlayacak olan nötrinolar biçiminde yeni bir arka planla karşı karşıya kalacaktır. Bununla birlikte, adı kesin bir sınır anlamına gelse de, nötrino tabanı, deneysel duyarlılığın en iyi şekilde yalnızca maruz kalmanın karekökü (detektör kütlesi ve çalışma süresinin ürünü) olarak iyileştirilebileceği parametre uzayı bölgesini temsil eder. 10 GeV'nin altındaki WIMP kütleleri için nötrino arka planının baskın kaynağı Güneş'ten gelirken, daha yüksek kütleler için arka plan atmosferik nötrinolardan ve yaygın süpernova nötrino arka planından gelen katkıları içerir .
Ayrıca bakınız
- Higgs bozonu – Parçacıklara kütle veren Higgs alanıyla ilgili temel parçacık
- Devasa kompakt hale nesnesi (MACHO) – Galaktik halelerdeki varsayımsal karanlık madde formu
- Mikro kara delik – Çok küçük boyutlu varsayımsal kara delikler
- Büyük baryonik nesnelerin (RAMBO'lar) sağlam ilişkileri
- Zayıf Etkileşimli İnce Parçacık (WISP)
Referanslar
daha fazla okuma
- Bertone, Gianfranco (2010). Parçacık Karanlık Madde: Gözlemler, Modeller ve Aramalar . Cambridge Üniversitesi Yayınları. P. 762. Bibcode : 2010pdmo.book.......B . ISBN'si 978-0-521-76368-4.
- Cerdeno, David G.; Yeşil, Anne M. (2010). "WIMP'lerin doğrudan tespiti". Parçacık Karanlık Madde: Gözlemler, Modeller ve Aramalar . arXiv : 1002.1912 . doi : 10.1017/CBO9780511770739.018 .
- Davis, Jonathan H. (2015). "Aydınlık Karanlık Maddenin Doğrudan Tespitinin Geçmişi ve Geleceği". Int. J. Mod. Fizik Bir . 30 (15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Bibcode : 2015IJMPA..3030038D . doi : 10.1142/S0217751X15300380 . S2CID 119269304 .
- Del Nobile, Eugenio; Gelmini, Graciela B.; Gondol, Paulo; Ha, Ji Haeng (2015). "Doğrudan Karanlık Madde Tespit Verilerinin Halo'dan Bağımsız Karşılaştırması Üzerine Güncelleme". Fizik Prosedürü . 61 : 45-54. arXiv : 1405.5582 . Bibcode : 2015PhPro..61...45D . doi : 10.1016/j.phpro.2014.12.009 .
- WIMP araştırması üzerine Parçacık Veri Grubu inceleme makalesi (S. Eidelman ve diğerleri (Particle Data Group), Phys. Lett. B 592, 1 (2004) Ek : ÖZET TABLOSUNDAN ÇIKARILDI)
- Timothy J. Sumner , Yaşayan İncelemelerde Karanlık Madde İçin Deneysel Aramalar , Görelilik, Cilt 5, 2002
- Karanlığın portreleri, New Scientist, 31 Ağustos 2013. Yalnızca önizleme.
- Hooper, Dan (13 Nisan 2018). WIMP öldü. WIMP çok yaşa! (video; kolokyum). Brown Üniversitesi Fizik Bölümü.