Teplá temná hmota - Warm dark matter

Teplá temná hmota (WDM) je předpokládaná forma temná hmota který má vlastnosti mezi nimi horká temná hmota a studená temná hmota, což způsobí, že se struktura formuje zdola nahoru nad jejich volným streamováním a shora dolů pod jejich volným streamováním. Nejběžnější kandidáti na WDM jsou sterilní neutrina a gravitinos. WIMP (slabě interagující masivní částice ), pokud byly vyrobeny netermálně, mohou být kandidáty na teplou temnou hmotu. Obecně však platí, že tepelně vyráběné WIMP jsou studená temná hmota kandidáti.

keVins a GeVins

Jedna možná kandidátská částice WDM o hmotnosti několika keV pochází ze zavedení dvou nových, nulový náboj, nula leptonové číslo fermiony do Standardní model částicové fyziky: „fermely inertní keV-hmota“ (keVins) a „ferermy inertní vůči geV-hmotě“ (GeVins). keViny jsou nadprodukovány, pokud dosáhnou tepelné rovnováhy v raném vesmíru, ale v některých scénářích může produkce entropie z rozpadů nestabilních těžších částic potlačit jejich hojnost na správnou hodnotu. Tyto částice jsou považovány za „inertní“, protože potlačují pouze interakce s Z boson. Sterilní neutrina s hromadou několika keV jsou možnými kandidáty na keVins. Při teplotách pod elektroslabá stupnice jejich jediné interakce se standardními modelovými částicemi jsou slabé interakce kvůli jejich míchání s obyčejným neutrina. Vzhledem k malému úhlu míchání nejsou nadprodukovány, protože před dosažením tepelné rovnováhy zamrznou. Jejich vlastnosti jsou v souladu s astrofyzikálními hranicemi pocházejícími z formování struktury a Pauliho princip pokud je jejich hmotnost větší než 1-8 keV.

V únoru 2014 různé analýzy[1][2] extrahovali ze spektra rentgenových emisí pozorovaných XMM-Newton, monochromatický signál kolem 3,5 keV. Tento signál pochází z různých shluky galaxií (jako Perseus a Kentaur ) a několik scénářů teplé temné hmoty může takovou linii ospravedlnit. Můžeme citovat například kandidáta 3,5 keV ničícího na 2 fotony,[3] nebo 7 keV částice temné hmoty rozpadající se na foton a neutrino.[4]

V listopadu 2019 byla analýza interakce různých galaktických halo hmot na hustoty a distribuci hvězdných proudů, odcházejících ze satelitů Mléčné dráhy, schopna omezit minima hmoty pro poruchy hustoty teplou temnou hmotou Kevins v GD- Proudy 1 a Pal 5. Tato spodní hranice hmotnosti tepelných reliktů temné hmoty mWDM> 4,6 keV; nebo přidání počtu trpasličích satelitů mWDM> 6,3 keV [5]

Viz také

Reference

  1. ^ Bulbul, Esra; Markevitch, Maxim; Foster, Adam; Smith, Randall K .; Loewenstein, Michael; Randall, Scott W. (06.06.2014). „Detekce neidentifikované emisní linky ve skládaném rentgenovém spektru kup galaxií“. Astrofyzikální deník. 789 (1): 13. arXiv:1402.2301. Bibcode:2014ApJ ... 789 ... 13B. doi:10.1088 / 0004-637x / 789/1/13. ISSN  0004-637X.
  2. ^ Boyarsky, A .; Ruchayskiy, O .; Iakubovskyi, D .; Franse, J. (2014-12-15). „Neidentifikovaná linie v rentgenovém spektru galaxie Andromeda a kupy galaxií Perseus“. Dopisy o fyzické kontrole. 113 (25): 251301. arXiv:1402.4119. Bibcode:2014PhRvL.113y1301B. doi:10.1103 / physrevlett.113.251301. ISSN  0031-9007. PMID  25554871.
  3. ^ Dudas, Emilian; Heurtier, Lucien; Mambrini, Yann (04.08.2014). "Generování rentgenových čar z ničení temné hmoty". Fyzický přehled D. 90 (3): 035002. arXiv:1404.1927. Bibcode:2014PhRvD..90c5002D. doi:10.1103 / physrevd.90.035002. ISSN  1550-7998.
  4. ^ Ishida, Hiroyuki; Jeong, Kwang Sik; Takahashi, Fuminobu (2014). "7 keV sterilní neutrinová tmavá hmota z mechanismu rozdělené příchuti". Fyzikální písmena B. 732: 196–200. arXiv:1402.5837. Bibcode:2014PhLB..732..196I. doi:10.1016 / j.physletb.2014.03.044. ISSN  0370-2693.
  5. ^ Banik, Nilianjan; Bovy, Jo; Bertone, Gianfranco; Erkal, Denis; de Boer, T.J.L (6. listopadu 2019). "Nová omezení částicové povahy temné hmoty z hvězdných proudů". arXiv:1911.02663 [astro-ph.GA ].

Další čtení