Süpernovalarda (minik) karanlık madde üretimi

Karanlık maddenin madde ile zayıf ve yerçekimsel olarak etkileşen parçacıklardan oluştuğuna inanılmaktadır. Karanlık madde için ortak bir aday WIMP'ler olarak adlandırılır . WIMP'ler, özellikle ağırdır ve kendi antipartikülleri olabilir.

Ve diğer parçacıklar gibi, karanlık madde parçacıkları yeterince yüksek enerjilerde üretilebilir. Karanlık madde parçacıklarının kütle bilinmemektedir, ancak düzen olduğu tahmin edilmektedir - , sıcaklıklara karşılık gelir - Bu parçacıkların üretilmesinin beklendiği . $1$ $100 \textrm{GeV}$ $T_{DM}\approx 10^{13}$ $10^{15}\textrm{K}$

Bu tür muazzam sıcaklıklara makul astrofizik işlemlerde zar zor ulaşılabilir, ancak çekirdek çöküşü süpernovalarda yeni oluşan çekirdeğin ve muhtemelen daha fazla çökme sırasında daha yüksek sıcaklıklara sahip olduğunu evre. Sonra kaba bir tahmin üretilen karanlık madde miktarının . Veya sayı biçiminde . Bu, da bir süpernova sırasında üretilen karanlık madde miktarının yaklaşık bir kilogram olacağı anlamına gelir. Bu tür sıcaklıklara için oldukça erişilebilir. $T_{SN,after}\approx 10^{11}\textrm{K}$ $M_{DM}\approx e^{-T_{DM}/T_{SN,max}}M_\odot$ $\log_{10}(M_{DM}/\textrm{kg})=30.3-0.43(T_{DM}/T_{SN})$ $T_{SN}=1.4\cdot 10^{-2}T_{DM}$ $1 \textrm{GeV}$ DM parçacıkları. Böylece süpernova başına üretilen birkaç kilogram karanlık madde iyimser bir şekilde beklenebilir.

Şimdi soru. Çekirdek-çöküş süpernovalarında tipik bir karanlık madde üretimi nedir? İyi bir cevap, sanırım, mevcut tahmin üzerinde daha güçlü bir genişleme olacaktır. Herhangi bir yapıcı yorum bekliyoruz.

dark-matter high-energy-astrophysics

— Alexey Bobrick
kaynak

Yanıtlar:

Şu anda en çok tercih edilen WIMPS muhtemelen nötrinolardır, bkz. Http://en.wikipedia.org/wiki/Neutralino

Bu parçacıklar şu anda tamamen varsayımsaldır. Yukarıdaki Wikipedia makalesinde 10 ila 10.000 GeV arasında en hafif nötrino aralığı için kütle tahminleri, yani SN'lerde üretim oranlarının varsayılan 1 GeV'den çok daha düşük olacağı anlamına gelir. LHC'de daha yüksek üretim oranları tespit edilmiş olmalıdır.

Bu nedenle LHC'de WIMPS'in tespit edilmemesinden (enerji kaybı şeklinde) SN'lerde üretim oranlarının bir üst sınırının tahmini mümkün olmalıdır.

— Gerald
kaynak

Yine de böyle bir tahmin bilmek isterdim. Birkaç parçacık mı yoksa beklediğimiz bir nanogram mı, yoksa makro-ölçeklerin üzerinde herhangi bir yerde mi? Beklenen enerji aralığı hariç, üretimi engelleyen bir diğer nokta da elbette ki reaksiyon kesitlerinden kaynaklanmaktadır. Ayrıca oldukça düşük olabilirler.

— Alexey Bobrick

@AlexeyBobrick Bir hipotez, DM WIMPS'in daha ağır parçacıkların bozunma ürünleri olduğudur. SN'ler LHC'den yaklaşık 10e19 eV'ye kadar çok daha yüksek enerjilere ulaşabilir. WIMPS üretimi bu şekilde devam ederse, yüksek enerjili kozmik parçacıklar ek bir bilgi kaynağı olabilir. Bu, LHC'deki eksikliğe rağmen SN'lerde DM üretimi için verebileceğim bir umut. Sayıları belirtmekte tereddüt ediyorum, çünkü çok fazla doğrulanmamış hipotez var. Hepsi yanlış olabilir.

— Gerald

true ve elbette modele bağlı. Bununla birlikte, belirli bir model için kabaca bir tahmin bile ilginç olacaktır. Ayrıca, 1) en enerjik kozmik ışınların büyük olasılıkla süpernovada üretilmediğini, 2) reaksiyonlar için önemli olan toplu hareket değil termaldir.

— Alexey Bobrick

En enerjik gözlemlenen kozmik ışınların, hala teyit edilmesi gereken "yakın" bir kara delikte üretildiği düşünülmektedir. Ancak öyleyse, bu durum bir kara deliğe çöken süpernovalarda da görülebilir, ancak GRB'ler (SN'lerle ilişkili olabilir) ve yüksek enerjili CR'ler arasında iyi bir korelasyon doğrulanamamıştır. Yüksek enerjili kozmik ışınlar, mavi kaydırılmış kozmik mikrodalga arka planı ve ilişkili enerji kaybı ile seyahatlerinde kısıtlanır. WIMP'lerin oluşumuyla ilgili mevcut fikirler, tahmin edebildiğim kadarıyla, daha ağır parçacıkların bozulmasına eğilimlidir.

— Gerald

... kabaca nükleonların çürümesi gibi nötrino üretiyor. 100 GeV'nin altında bir kütleye sahip doğrudan nötrino üretimi, Higgs parçacıklarından daha nadir veya en azından çok nadir görünüyor. Şimdi nötrinolara veya diğer WIMPS'e bozunan parçacıkların ağırlığını tahmin edebilir ve bu enerjilerin SN'lerde meydana gelme olasılıklarını araştırabiliriz. Şimdi bu, tahmin edilen bir reaksiyon kesiti ile çarpılmalıdır. WIMP'lere varsayımsal bir çürüme daha sonra açık olmalıdır. Ancak burada belirsizlikleri artıracak bir dizi varsayım var.

— Gerald

Birkaç çeşit süpernova ve çekirdeğin çökebileceği yollar vardır. Gama ışını fotodisintegrasyonunun tüm ağır elementleri (Si, Fe ve Ni, vb.) Yok ettiği ve hepsini protonlara, nötronlara ve elektronlara böldüğü aşırı bir durumu ele alalım. Her bir çekirdek, tüm bağlanma enerjisini, nükleon kütlesi başına yaklaşık 9 MeV veya geri kalan kütlenin% 0.9'unu serbest bırakır. Enerjinin çoğu, göreceli nötrinolar (protonların, nötronların ve elektronların kinetik enerjisinde kalan) şeklinde ortaya çıkıyor. Yani, bir üst sınır, çekirdeğin kütlesinin% 0.9'unun nötrinolara dönüşmesidir. Nötrinoların geri kalan kütlesi çok daha azdır, ancak göreli kütle muhtemelen daha ilgili sayıdır.

$\Omega$ $\Omega_{stars}$ $\Omega$

— eshaya
kaynak