Materia oscura clara

Materia oscura que interactúa débilmente, candidatos a partículas masivas con masas inferiores a 1 GeV

Ver también: modelo Lambda-CDM y formación de galaxias

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La materia oscura clara , en astronomía y cosmología , son candidatas a partículas masivas de interacción débil (WIMPS) de materia oscura con masas inferiores a 1 GeV . ^[1] Estas partículas son más pesadas que la materia oscura cálida y la materia oscura caliente , pero son más ligeras que las formas tradicionales de materia oscura fría , como los Objetos de Halo Masivo Compacto (MACHO). El límite de Lee - Weinberg ^[2] limita la masa del candidato favorito de materia oscura, los WIMP, que interactúan a través de la interacción débil para${\displaystyle \approx 2}$GeV. Este límite surge como sigue. Cuanto menor es la masa de WIMP, menor es la sección transversal de aniquilación, que es del orden , donde m es la masa de WIMP y M la masa del bosón Z. Esto significa que los WIMP de baja masa, que se producirían abundantemente en el universo temprano, se congelan (es decir, dejan de interactuar) mucho antes y, por lo tanto, a una temperatura más alta que los WIMP de mayor masa. Esto conduce a una mayor densidad de reliquias WIMP. Si la masa es menor que GeV, la densidad de la reliquia WIMP cerraría el universo.${\displaystyle \approx m^{2}/M^{4}}$${\displaystyle \sim 2}$

Algunos de los pocos resquicios que permite una para evitar la Lee-Weinberg obligado sin introducir nuevas fuerzas debajo de la escala electrodébil se han descartado por los experimentos del acelerador (es decir, CERN , Tevatron ) y, en desintegraciones de mesones B . ^[3]

Una forma viable de construir modelos de materia oscura clara es postulando nuevos bosones de luz. Esto aumenta la sección transversal de aniquilación y reduce el acoplamiento de las partículas de materia oscura al Modelo Estándar haciéndolos consistentes con los experimentos con aceleradores. ^{[4] [5] [6]}

Motivación

En los últimos años, la materia oscura clara se ha vuelto popular debido en parte a los muchos beneficios de la teoría. La materia oscura sub-GeV se ha utilizado para explicar el exceso de positrones en el centro galáctico observado por INTEGRAL , el exceso de rayos gamma del centro galáctico ^[7] y las fuentes extragalácticas. También se ha sugerido que la materia oscura clara puede explicar una pequeña discrepancia en el valor medido de la constante de estructura fina en diferentes experimentos. ^[8]

Ver también

• Axion
• Experimento de materia oscura Axion
• Halo de materia oscura
• Modelo estándar mínimo supersimétrico
• Neutralino
• Materia oscura del campo escalar
• Partículas masivas que interactúan débilmente

Referencias

1. Cassé, M .; Fayet, P. (4 a 9 de julio de 2005). Materia oscura clara . 21º Coloquio IAP "Perfiles de masas y formas de estructuras cosmológicas". París. arXiv : astro-ph / 0510490 . Código bibliográfico : 2006EAS .... 20..201C . doi : 10.1051 / eas: 2006072 .
2. Lee BW ; Weinberg S. (1977). "Cosmológico límite inferior en masas de neutrinos pesados". Cartas de revisión física . 39 (4): 165-168. Código Bibliográfico : 1977PhRvL..39..165L . doi : 10.1103 / PhysRevLett.39.165 .
3. Bird, C .; Kowalewski, R .; Pospelov, M. (2006). "Producción de pares de materia oscura en transiciones b → s". Modificación. Phys. Letón. Una . 21 (6): 457–478. arXiv : hep-ph / 0601090 . Código bibliográfico : 2006MPLA ... 21..457B . doi : 10.1142 / S0217732306019852 . S2CID 119072470 . 
4. Boehm, C .; Fayet, P. (2004). "Candidatos Scalar Dark Matter". Física B nuclear . 683 (1–2): 219–263. arXiv : hep-ph / 0305261 . Código Bibliográfico : 2004NuPhB.683..219B . doi : 10.1016 / j.nuclphysb.2004.01.015 . S2CID 17516917 . 
5. Boehm, C .; Fayet, P .; Silk, J. (2004). "Partículas ligeras y pesadas de materia oscura". Physical Review D . 69 (10): 101302. arXiv : hep-ph / 0311143 . Código Bibliográfico : 2004PhRvD..69j1302B . doi : 10.1103 / PhysRevD.69.101302 . S2CID 119465958 . 
6. Boehm, C. (2004). "Implicaciones de un nuevo bosón medidor de luz para la física de neutrinos". Physical Review D . 70 (5): 055007. arXiv : hep-ph / 0405240 . Código Bibliográfico : 2004PhRvD..70e5007B . doi : 10.1103 / PhysRevD.70.055007 . S2CID 41227342 . 
7. Beacom, JF; Bell, NF; Bertone, G. (2005). "Restricción de rayos gamma en la producción de positrones galácticos por MeV Dark Matter". Cartas de revisión física . 94 (17): 171301. arXiv : astro-ph / 0409403 . Código Bibliográfico : 2005PhRvL..94q1301B . doi : 10.1103 / PhysRevLett.94.171301 . PMID 15904276 . S2CID 20043249 .  
8. Boehm, C .; Ascasibar, Y. (2004). "¿Más evidencia a favor de las partículas de Materia Oscura Luz?". Physical Review D . 70 (11): 115013. arXiv : hep-ph / 0408213 . Código bibliográfico : 2004PhRvD..70k5013B . doi : 10.1103 / PhysRevD.70.115013 . S2CID 119363575 . 

Lectura adicional

• Bertone, Gianfranco (2010). Partícula de materia oscura: observaciones, modelos y búsquedas . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 762. bibcode : 2010pdmo.book ..... B . ISBN 978-0-521-76368-4.