Light dark matter (original) (raw)
V astronomii a kosmologii je lehká temná hmota kandidátem na temnou hmotu (WIMP) s hmotností méně než 1 GeV. Tyto částice jsou těžší než a horká temné hmoty, ale jsou lehčí než tradiční formy . Leeova-Weinbergova vazební 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 W
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | V astronomii a kosmologii je lehká temná hmota kandidátem na temnou hmotu (WIMP) s hmotností méně než 1 GeV. Tyto částice jsou těžší než a horká temné hmoty, ale jsou lehčí než tradiční formy . Leeova-Weinbergova vazební 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. 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. (cs) Light dark matter, in astronomy and cosmology, are dark matter weakly interacting massive particles (WIMPS) candidates with masses less than 1 GeV. These particles are heavier than warm dark matter and hot dark matter, but are lighter than the traditional forms of cold dark matter, such as Massive Compact Halo Objects (MACHOs). The Lee-Weinberg bound limits the mass of the favored dark matter candidate, WIMPs, that interact via the weak interaction to GeV. This bound arises as follows. The lower the mass of WIMPs is, the lower the annihilation cross section, which is of the order , where m is the WIMP mass and M the mass of the Z-boson. This means that low mass WIMPs, which would be abundantly produced in the early universe, freeze out (i.e. stop interacting) much earlier and thus at a higher temperature, than higher mass WIMPs. This leads to a higher relic WIMP density. If the mass is lower than GeV the WIMP relic density would overclose the universe. Some of the few loopholes allowing one to avoid the Lee-Weinberg bound without introducing new forces below the electroweak scale have been ruled out by accelerator experiments (i.e. CERN, Tevatron), and in decays of B mesons. A viable way of building light dark matter models is thus by postulating new light bosons. This increases the annihilation cross section and reduces the coupling of dark matter particles to the Standard Model making them consistent with accelerator experiments. Current methods to search for light dark matter particles include direct detection through electron recoil. (en) 가벼운 암흑 물질( - 暗黑物質, 영어: light dark matter)은 천문학 및 물리우주론에서 암흑 물질 중에서 특히 질량이 1GeV 이하로써 윔프(WIMP, weakly interacting massive particle)의 후보가 될 만한 입자를 말한다. 이러한 입자들은 그리고 뜨거운 암흑 물질보다 무겁지만, 차가운 암흑 물질보다는 가볍다. 이휘소-와인버그 경계는, 암흑 물질의 후보로서 윔프의 질량은 최소한 GeV여야 한다고 정하고 있다. 윔프의 질량이 작아질수록 그 쌍소멸 의 크기도 작아져야 하는데, 이는 대략 정도이다. 여기서 은 윔프의 질량이며, 은 보존의 질량이다. 이것은 초기 우주에서 풍부하게 생산된 윔프들 중, 가벼운 윔프는 무거운 윔프보다 보다 일찍 상호작용을 그만둔, 즉 우주의 온도가 보다 더 높았을 때에 상호작용을 그만둔 윔프라는 것을 의미한다. 이휘소와 스티븐 와인버그의 계산에 의하면, 윔프의 질량이 GeV보다도 가볍다면 그 흔적의 밀도는 우주의 스케일을 뛰어넘는, 즉 있을 수 없는 값을 갖게 된다. 현재까지 비 중간자의 붕괴나, 유럽 입자 물리 연구소나 페르미 국립 가속기 연구소에서의 입자 가속기 충돌실험으로 인해 밝혀진 바에 의하면, 새로운 힘을 도입하지 않은 채의, 전약 이론보다 작은 스케일에서, 이휘소-와인버그 경계를 피할 수는 없다. 새로운 가벼운 보존의 존재를 가정한다면, 가벼운 암흑 물질 모형을 구축할 수 있을 것이다. 물론 이 새로운 입자는 그에 의한 쌍소멸 의 크기가 커야 하고, 표준모형에 있어서의 이들의 결합이 가속기 실험 데이터와 모순되지 않아야 한다. (ko) 軽い暗黒物質（かるいあんこくぶっしつ、light dark matter）とは、天文学や宇宙論において、質量が1 GeV未満の暗黒物質を指す。これらの粒子は、温かい暗黒物質や熱い暗黒物質よりも重く、Massive Compact Halo Objects （MACHO）などの従来の形式の冷たい暗黒物質よりも軽い。 Lee-Weinberg限界によると、弱い相互作用を持つWIMPの質量は GeV以上でなければならない。なぜなら；軽いWIMPほど対消滅断面積は に比例して小さくなる。ここで はWIMPの質量、 はZボソンの質量である。これは軽いWIMPが重いWIMPよりもはるかに早く、したがって高温で「凍結」（相互作用が停止）することを意味する。軽いWIMPほど初期宇宙で豊富に生成されるため、これにより現在の残存WIMP密度が高くなる。もしWIMP質量が GeV 以下だとすると、WIMP残存密度が宇宙を覆い尽くしてしまう。 電弱スケール以下の新しい力を導入せずにこの限界を回避する方法もあるが、加速器実験（CERN、テバトロン）やB中間子の崩壊の観測によって否定されている。したがって、軽い暗黒物質モデルを構築するためには、新しい軽いボソンを仮定することが必要である。これにより、対消滅断面積が増加し、暗黒物質粒子の標準模型への結合が減少し、加速器実験との整合性が保たれる。 「」および「」も参照 (ja) |
| dbo:wikiPageID | 20607372 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 13835 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1123873404 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Cambridge_University_Press dbr:Benjamin_W._Lee dbr:Scalar_field_dark_matter dbc:Dark_matter dbc:Astroparticle_physics dbr:Gamma_rays dbr:Steven_Weinberg dbr:Hot_dark_matter dbr:Massive_compact_halo_object dbr:Axion dbr:B_meson dbr:CERN dbr:Dark_matter dbr:Dark_matter_halo dbr:WISP_(quantum_mechanics) dbr:Weakly_interacting_massive_particles dbr:Galactic_Center dbc:Physics_beyond_the_Standard_Model dbr:Physical_cosmology dbr:Tevatron dbr:Astronomy dbc:Physical_cosmology dbr:Cold_dark_matter dbr:Axion_Dark_Matter_Experiment dbr:INTEGRAL dbr:Neutralino dbr:Minimal_Supersymmetric_Standard_Model dbr:Electron_volt dbr:Warm_dark_matter |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Cite_book dbt:Reflist dbt:See_also dbt:Short_description dbt:Dark_matter dbt:Physical_cosmology |
| dcterms:subject | dbc:Dark_matter dbc:Astroparticle_physics dbc:Physics_beyond_the_Standard_Model dbc:Physical_cosmology |
| rdf:type | owl:Thing |
| rdfs:comment | V astronomii a kosmologii je lehká temná hmota kandidátem na temnou hmotu (WIMP) s hmotností méně než 1 GeV. Tyto částice jsou těžší než a horká temné hmoty, ale jsou lehčí než tradiční formy . Leeova-Weinbergova vazební 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 W (cs) Light dark matter, in astronomy and cosmology, are dark matter weakly interacting massive particles (WIMPS) candidates with masses less than 1 GeV. These particles are heavier than warm dark matter and hot dark matter, but are lighter than the traditional forms of cold dark matter, such as Massive Compact Halo Objects (MACHOs). The Lee-Weinberg bound limits the mass of the favored dark matter candidate, WIMPs, that interact via the weak interaction to GeV. This bound arises as follows. The lower the mass of WIMPs is, the lower the annihilation cross section, which is of the order , where m is the WIMP mass and M the mass of the Z-boson. This means that low mass WIMPs, which would be abundantly produced in the early universe, freeze out (i.e. stop interacting) much earlier and thus at a h (en) 가벼운 암흑 물질( - 暗黑物質, 영어: light dark matter)은 천문학 및 물리우주론에서 암흑 물질 중에서 특히 질량이 1GeV 이하로써 윔프(WIMP, weakly interacting massive particle)의 후보가 될 만한 입자를 말한다. 이러한 입자들은 그리고 뜨거운 암흑 물질보다 무겁지만, 차가운 암흑 물질보다는 가볍다. 이휘소-와인버그 경계는, 암흑 물질의 후보로서 윔프의 질량은 최소한 GeV여야 한다고 정하고 있다. 윔프의 질량이 작아질수록 그 쌍소멸 의 크기도 작아져야 하는데, 이는 대략 정도이다. 여기서 은 윔프의 질량이며, 은 보존의 질량이다. 이것은 초기 우주에서 풍부하게 생산된 윔프들 중, 가벼운 윔프는 무거운 윔프보다 보다 일찍 상호작용을 그만둔, 즉 우주의 온도가 보다 더 높았을 때에 상호작용을 그만둔 윔프라는 것을 의미한다. 이휘소와 스티븐 와인버그의 계산에 의하면, 윔프의 질량이 GeV보다도 가볍다면 그 흔적의 밀도는 우주의 스케일을 뛰어넘는, 즉 있을 수 없는 값을 갖게 된다. (ko) 軽い暗黒物質（かるいあんこくぶっしつ、light dark matter）とは、天文学や宇宙論において、質量が1 GeV未満の暗黒物質を指す。これらの粒子は、温かい暗黒物質や熱い暗黒物質よりも重く、Massive Compact Halo Objects （MACHO）などの従来の形式の冷たい暗黒物質よりも軽い。 Lee-Weinberg限界によると、弱い相互作用を持つWIMPの質量は GeV以上でなければならない。なぜなら；軽いWIMPほど対消滅断面積は に比例して小さくなる。ここで はWIMPの質量、 はZボソンの質量である。これは軽いWIMPが重いWIMPよりもはるかに早く、したがって高温で「凍結」（相互作用が停止）することを意味する。軽いWIMPほど初期宇宙で豊富に生成されるため、これにより現在の残存WIMP密度が高くなる。もしWIMP質量が GeV 以下だとすると、WIMP残存密度が宇宙を覆い尽くしてしまう。 電弱スケール以下の新しい力を導入せずにこの限界を回避する方法もあるが、加速器実験（CERN、テバトロン）やB中間子の崩壊の観測によって否定されている。したがって、軽い暗黒物質モデルを構築するためには、新しい軽いボソンを仮定することが必要である。これにより、対消滅断面積が増加し、暗黒物質粒子の標準模型への結合が減少し、加速器実験との整合性が保たれる。 (ja) |
| rdfs:label | Lehká temná hmota (cs) Light dark matter (en) 가벼운 암흑물질 (ko) 軽い暗黒物質 (ja) |
| rdfs:seeAlso | dbr:Lambda-CDM_model |
| owl:sameAs | freebase:Light dark matter wikidata:Light dark matter dbpedia-cs:Light dark matter dbpedia-he:Light dark matter dbpedia-ja:Light dark matter dbpedia-ko:Light dark matter https://global.dbpedia.org/id/4pzur |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Light_dark_matter?oldid=1123873404&ns=0 |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Light_dark_matter |
| is dbo:knownFor of | dbr:Benjamin_W._Lee |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Light_Dark_Matter |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Benjamin_W._Lee dbr:Index_of_physics_articles_(L) dbr:List_of_Korean_inventions_and_discoveries dbr:WISP_(particle_physics) dbr:Weakly_interacting_massive_particle dbr:Scattering_and_Neutrino_Detector dbr:Light_Dark_Matter |
| is dbp:knownFor of | dbr:Benjamin_W._Lee |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Light_dark_matter |