スカラー場暗黒物質

天体物理学と宇宙論 において、スカラー場暗黒物質は、推定される暗黒物質を説明するために仮定された、古典的で最小限に結合したスカラー場である。^[2]

宇宙は加速している可能性があり、その原動力となっているのは宇宙定数か、長距離の「反発」効果を持つ他の何らかの場である。モデルは、大規模なクラスタリングスペクトルの正しい形を予測し、^{[3]大および中程度の角度スケールでの}宇宙マイクロ波背景放射の異方性を考慮し、高赤方偏移超新星の観測から得られる光度距離関係と一致する必要がある。モデル化された宇宙の進化には、そのような観測と一致するために、大量の未知の物質とエネルギーが含まれる。このエネルギー密度には、冷たい暗黒物質と暗黒エネルギーという 2 つの要素がある。それぞれが、銀河の起源と宇宙の膨張の理論に寄与している。宇宙には臨界密度、つまりバリオン物質(通常の物質) だけ では説明できない密度がなければならない 。

暗黒物質は、質量と自己相互作用という2つの適合パラメータを使用してスカラー場としてモデル化できます。^{[4] [5]}このモデルでは、自己相互作用がない場合、暗黒物質は質量が約10 ⁻²²  eVの超軽量粒子で構成されます。^{[6] [7] [8]}自己相互作用がある場合は、より広い質量範囲が許容されます。^[9]粒子の位置の不確実性はコンプトン波長よりも大きく（質量が10 ⁻²² eVの粒子の コンプトン波長は1.3光年）、粒子の質量と暗黒物質の密度の合理的な推定値については、個々の粒子の位置と運動量について話す意味がありません。 いくつかの動的測定により、暗黒物質の質量密度は約 であると推定できます。これらの粒子間の平均距離は、ド・ブロイ波長を推定することで計算できます。 ここで、mは暗黒物質粒子の質量、vはハローの分散速度です。ド・ブロイ波長に等しい大きさの立方体体積内の粒子の平均数は、次のように与えられる。 ${\displaystyle 0.4\ GeV\ cm^{-3}}$${\displaystyle \lambda =2\pi /mv}$${\displaystyle \lambda^{3}}$${\displaystyle N_{db}=\left({\frac {34eV}{m}}\right)^{4}\left({\frac {250km/s}{v}}\right)^{3}}$

これらの粒子の占有数は非常に大きいため、古典的な記述でこれらの粒子の波動性を考慮することができます。パウリの排他原理を満たすには、粒子はボソン、特にスピンゼロ（スカラー）粒子でなければなりません。したがって、これらの超軽量暗黒物質は粒子というよりも波に似ており、銀河ハローは凝縮したボーズ液体、おそらく超流体の巨大なシステムです。暗黒物質は、場の超軽量量子のボーズ-アインシュタイン凝縮体として、またボソン星として記述できます^。 [ ^9]これらの粒子の巨大なコンプトン波長は、従来の冷たい暗黒物質モデルの大きな問題である小さな銀河系スケールでの構造形成を妨げます。初期の過剰密度の崩壊は、参考文献で研究されています。^{[11] [12] [13] [14]}暗黒物質をスカラー場として考えるモデルは多くありません。弦理論におけるアクシオンのような粒子（ALP）は、その質量密度が暗黒物質の残存密度を満たすため、スカラー場暗黒物質のモデルとして考えることができます。ALPの最も一般的な生成メカニズムは、ミスアラインメントメカニズムです。これは、周囲の質量が観測された暗黒物質の残存量を満たすことを示しています。^[15]${\displaystyle (10^{-22}-10^{-20})\ eV}$

この暗黒物質モデルは、BEC 暗黒物質または波動暗黒物質とも呼ばれます。ファジー暗黒物質と超軽量アクシオンは、スカラー場暗黒物質の例です。

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