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温かい暗黒物質( WDM ) は、熱い暗黒物質と冷たい暗黒物質の中間の特性を持つと仮定されている暗黒物質の一種で、自由流動スケールより上ではボトムアップで、自由流動スケールより下ではトップダウンで構造形成が起こります。最も一般的な WDM の候補は、ステライル ニュートリノとグラビティーノです。WIMP (弱く相互作用する巨大粒子) は、非熱的に生成される場合、温かい暗黒物質の候補になる可能性があります。ただし、一般的には、熱的に生成される WIMP が冷たい暗黒物質の候補です。
ケビンズとゲビンズ
質量が数keVの WDM 候補粒子の 1 つは、標準素粒子物理学モデルに2 つの新しいゼロ電荷、ゼロレプトン数の フェルミオンを導入することで得られます。「keV 質量不活性フェルミオン」(keVins) と「GeV 質量不活性フェルミオン」(GeVins) です。keVins は初期宇宙で熱平衡に達すると過剰に生成されますが、シナリオによっては、不安定な重い粒子の崩壊によるエントロピー生成によって、keVins の存在量が適切な値に抑制されることがあります。これらの粒子は、 Z ボソンとの相互作用のみが抑制されているため、「不活性」であると見なされます。
数 keV の質量を持つ ステライル ニュートリノは、 keVin の候補となる可能性があります。
電弱スケール以下の温度では、標準モデルの粒子との相互作用は、通常のニュートリノとの混合による弱い相互作用のみです。混合角が小さいため、熱平衡に達する前に凍結するため、過剰生成されません。質量が 1-8 keV より大きい場合、 その特性は、構造形成から生じる天体物理学的限界とパウリの原理と一致します。
2014 年 2 月、さまざまな分析[1] [2]により、XMM-Newtonで観測された X 線放射のスペクトルから3.5 keV 付近の単色信号が抽出されました。この信号はさまざまな銀河団(ペルセウス座やケンタウルス座など)から来ており、温かい暗黒物質のいくつかのシナリオにより、このような線が正当化されます。たとえば、3.5 keV 候補が 2 つの光子に消滅する[3] 、または 7 keV 暗黒物質粒子が光子とニュートリノに崩壊する[4]などが挙げられます。
2019年11月、天の川銀河の衛星から放出される様々な銀河ハロー物質の密度と恒星流の分布に対する相互作用を解析した結果、GD-1とPal 5のストリームにおける温かい暗黒物質のkeVによる密度摂動の質量の最小値を制限することに成功した。この温かい暗黒物質の熱残留物の質量の下限はmWDM > 4.6 keV、または矮小衛星を加えるとmWDM > 6.3 keVとなる。[5]
参照
参考文献
- ^ Bulbul, Esra; Markevitch, Maxim; Foster, Adam; Smith, Randall K.; Loewenstein, Michael; Randall, Scott W. (2014-06-10). 「銀河団のスタックX線スペクトルにおける未確認輝線の検出」. The Astrophysical Journal . 789 (1): 13. arXiv : 1402.2301 . Bibcode :2014ApJ...789...13B. doi : 10.1088/0004-637x/789/1/13 . ISSN 0004-637X.
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- Millis, John. 温かい暗黒物質。About.com。2013 年 1 月 23 日閲覧。http://space.about.com/od/astronomydictionary/g/Warm-Dark-Matter.htm。
さらに読む
- ベルトーネ、ジャンフランコ（2010）。粒子暗黒物質：観察、モデル、探索。ケンブリッジ大学出版局。p.762。ISBN 978-0-521-76368-4。