La materia oscura ligera , en astronomía y cosmología , es materia oscura candidata a partículas masivas que interactúan débilmente (WIMPS) con masas inferiores a 1 GeV . [1] Estas partículas son más pesadas que la materia oscura cálida y la materia oscura caliente , pero son más ligeras que las formas tradicionales de materia oscura fría , como los Objetos Halo Compactos Masivos (MACHO). El límite de Lee - Weinberg [2] limita la masa del candidato favorito a materia oscura, los WIMP, que interactúan a través de la interacción débil a GeV. Este límite surge de la siguiente manera. Cuanto menor es la masa de los WIMP, menor es la sección transversal de aniquilación, que es del orden , donde m es la masa de WIMP y M la masa del bosón Z. Esto significa que los WIMP de baja masa, que se producirían abundantemente en el universo primitivo, se congelan (es decir, dejan de interactuar) mucho antes y, por tanto, a una temperatura más alta, que los WIMP de mayor masa. Esto conduce a una mayor densidad de WIMP reliquia. Si la masa es inferior a GeV, la densidad de reliquias WIMP cerraría el universo.
Algunas de las pocas lagunas que permiten evitar el vínculo de Lee-Weinberg sin introducir nuevas fuerzas por debajo de la escala electrodébil han sido descartadas por experimentos con aceleradores (es decir, CERN , Tevatron ) y en desintegraciones de mesones B. [3]
Por tanto, una forma viable de construir modelos de materia oscura ligera es postular nuevos bosones ligeros. Esto aumenta la sección transversal de aniquilación y reduce el acoplamiento de las partículas de materia oscura al Modelo Estándar, haciéndolos consistentes con los experimentos con aceleradores. [4] [5] [6]
Los métodos actuales para buscar partículas claras de materia oscura incluyen la detección directa mediante el retroceso de electrones.
En los últimos años, la materia oscura ligera se ha vuelto popular debido en parte a los numerosos beneficios de la teoría. La materia oscura sub-GeV se ha utilizado para explicar el exceso de positrones en el Centro Galáctico observado por INTEGRAL , el exceso de rayos gamma del Centro Galáctico [7] y fuentes extragalácticas. También se ha sugerido que la materia oscura clara puede explicar una pequeña discrepancia en el valor medido de la constante de estructura fina en diferentes experimentos. [8] Además, la falta de señales de materia oscura en rangos de energía más altos en experimentos de detección directa incentiva las búsquedas sub-GeV.
Debido a las limitaciones impuestas a la masa de WIMP en el popular modelo de congelación que predice masas de WIMP superiores a 2 GeV, el modelo de congelación debe modificarse para permitir partículas de materia oscura de menor masa. [9]
El límite de Lee-Weinberg, que restringe la masa de las partículas de materia oscura a >2 GeV, puede no aplicarse en dos casos especiales en los que la materia oscura es una partícula escalar. [2]
El primer caso requiere que la partícula escalar de materia oscura esté acoplada a un fermión masivo. Este modelo descarta partículas de materia oscura de menos de 100 MeV porque las observaciones de la producción de rayos gamma no se alinean con las predicciones teóricas para partículas en este rango de masa. Esta discrepancia puede resolverse exigiendo una asimetría entre las partículas de materia oscura y las antipartículas, así como añadiendo nuevas partículas. [4]
El segundo caso predice que la partícula escalar de materia oscura está acoplada a un nuevo bosón de calibre. Se prevé que en este caso la producción de rayos gamma debido a la aniquilación será muy baja. [4]
La congelación térmica del modelo propone que las partículas de materia oscura interactuaban muy débilmente poco después del Big Bang, de modo que esencialmente se desacoplaron del plasma. Además, su abundancia inicial fue pequeña. La producción de materia oscura ocurre predominantemente cuando la temperatura del plasma cae por debajo de la masa de la propia partícula de materia oscura. Esto contrasta con la teoría de la congelación térmica, en la que la abundancia inicial de materia oscura era grande y la diferenciación en partículas más ligeras disminuye y finalmente se detiene a medida que disminuye la temperatura del plasma. [10]
El modelo de congelación permite que existan partículas de materia oscura muy por debajo del límite de masa de 2 GeV. [11]
Las observaciones muestran que la densidad de la materia oscura es aproximadamente 5 veces la densidad de la materia bariónica. Las teorías asimétricas de la materia oscura intentan explicar esta relación sugiriendo que la relación entre las densidades numéricas de partículas y antipartículas es la misma en la materia bariónica que en la materia oscura. Esto implica además que la masa de la materia oscura es cerca de 5 veces la masa de la materia bariónica, lo que sitúa la masa de la materia oscura en el rango de unos pocos GeV. [12]
En general, los métodos para detectar materia oscura que se aplican a todos los candidatos a materia oscura más pesada también se aplican a la materia oscura clara. Estos métodos incluyen la detección directa y la detección indirecta. Las partículas de materia oscura con masas inferiores a 1 GeV se pueden detectar directamente buscando retrocesos de electrones. La mayor dificultad al utilizar este método es crear un detector con un umbral de energía lo suficientemente bajo para la detección y al mismo tiempo minimizar las señales de fondo. Los experimentos de descarga de haces de electrones también se pueden utilizar para buscar partículas claras de materia oscura. [13]
XENON10 es un detector de xenón líquido que busca y pone límites a la masa de materia oscura detectando directamente el retroceso de los electrones. Este experimento colocó los primeros límites sub GeV en la masa de materia oscura mediante detección directa en 2012. [14]
SENSEI es un detector de silicio capaz de medir el retroceso electrónico de una partícula de materia oscura entre 500 keV y 4 MeV mediante tecnología CCD. [15] El experimento ha estado trabajando para descartar aún más posibles rangos de masa de materia oscura por debajo de 1 GeV, y sus resultados más recientes se publicaron en octubre de 2020. [16]
