Lehká temná hmota

V astronomii a kosmologii je lehká temná hmota kandidátem na temnou hmotu slabě interagujících masivních částic (WIMP) s hmotností méně než 1 GeV.[1] Tyto částice jsou těžší než teplá temná hmota a horká temné hmoty, ale jsou lehčí než tradiční formy chladné temné hmoty. Leeova-Weinbergova vazební [2] limitní hmotnost oblíbeného kandidáta temné hmoty, který interaguje prostřednictvím slabé interakce GeV. To zákonitě vzniká následovně. Čím nižší hmotnost WIMPů je, tím nižší je anihilační účinný průřez, která je určen vzorcem , kde m je hmotnost WIMPu a M hmotnost Z-bosonu. To znamená, že produkce WIMPu nízké hmotnosti, které by byly hojně produkovány v raném vesmíru, zamrzla (tj. došlo k zastavení interakce) mnohem dříve, a proto při vyšší teplotě, než WIMPy s vyšší hmotností. To vede k vyšší hustotě reliktů WIMPů. Kdyby byla hmotnost nižší než GeV hustota reliktů WIMPů by zakřivila vesmír do sebe.

Některé z mála mezer umožňují, aby se zabránilo Leeově-Weinbergově limitu bez zavedení nových sil pod elektroslabým měřítkem, které byly vyloučeny pomocí urychlovačových experimentů (CERN, Tevatron), a v rozkladu B mezonu.[3]

Životaschopný způsob budování modelů lehké temné hmoty je tedy postulovat nové lehké bosony. Tím se zvyšuje účinný průřez anihilace a snižuje se vázání temné hmoty a částic Standardního Modelu, což je v souladu s urychlovačovými experimenty.[4][5][6]

Motivace

V posledních letech se lehká temná hmota stala populární díky mnoha výhodám, které teorie má. Sub-GeV temná hmota byla použit k vysvětlení pozitronových přebytků v galaktické centru pozorovaných družicí INTEGRAL, přebytku gama záření z galaktického středu [7] a extragalaktických zdrojů. Také bylo navrženo, že lehká temné hmota může vysvětlit malý rozdíl v naměřené hodnotě konstanty jemné struktury v různých experimentech.[8]

Reference

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Light dark matter na anglické Wikipedii.

  1. ↑ Cassé, M. (4–9 July 2005). "Light Dark Matter" in 21st IAP Colloquium "Mass Profiles and Shapes of Cosmological Structures".. 
  2. ↑ Lee B.W.; Weinberg S.. Cosmological Lower Bound on Heavy-Neutrino Masses. Physical Review Letters. 1977, s. 165. DOI 10.1103/PhysRevLett.39.165. Bibcode 1977PhRvL..39..165L. (anglicky) 
  3. ↑ BIRD, C.; KOWALEWSKI, R.; POSPELOV, M. Dark matter pair-production in b → s transitions. Mod. Phys. Lett. A. 2006, s. 457–478. DOI 10.1142/S0217732306019852. Bibcode 2006MPLA...21..457B. arXiv hep-ph/0601090. (anglicky) 
  4. ↑ BOEHM, C.; FAYET, P. Scalar Dark Matter candidates. Nuclear Physics B. 2004, s. 219–263. DOI 10.1016/j.nuclphysb.2004.01.015. Bibcode 2004NuPhB.683..219B. arXiv hep-ph/0305261. (anglicky) 
  5. ↑ BOEHM, C.; FAYET, P.; SILK, J. Light and Heavy Dark Matter Particles. Physical Review D. 2004, s. 101302. DOI 10.1103/PhysRevD.69.101302. Bibcode 2004PhRvD..69j1302B. arXiv hep-ph/0311143. (anglicky) 
  6. ↑ BOEHM, C. Implications of a new light gauge boson for neutrino physics. Physical Review D. 2004, s. 055007. DOI 10.1103/PhysRevD.70.055007. Bibcode 2004PhRvD..70e5007B. arXiv hep-ph/0405240. (anglicky) 
  7. ↑ BEACOM, J.F.; BELL, N.F.; BERTONE, G. Gamma-Ray Constraint on Galactic Positron Production by MeV Dark Matter. Physical Review Letters. 2005, s. 171301. DOI 10.1103/PhysRevLett.94.171301. PMID 15904276. Bibcode 2005PhRvL..94q1301B. arXiv astro-ph/0409403. (anglicky) 
  8. ↑ BOEHM, C.; ASCASIBAR, Y. More evidence in favour of Light Dark Matter particles?. Physical Review D. 2004, s. 115013. DOI 10.1103/PhysRevD.70.115013. Bibcode 2004PhRvD..70k5013B. arXiv hep-ph/0408213. (anglicky) 

Další literatura

  • BERTONE, Gianfranco. Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches. [s.l.]: Cambridge University Press, 2010. ISBN 978-0-521-76368-4. S. 762. (anglicky)