Materia oscura de campo escalar

Se postula un campo escalar clásico, mínimamente acoplado, para explicar la materia oscura inferida

Diagrama circular que muestra las fracciones de energía en el universo aportadas por diferentes fuentes. La materia ordinaria se divide en materia luminosa (las estrellas y los gases luminosos y un 0,005 % de radiación) y materia no luminosa (gas intergaláctico y alrededor de un 0,1 % de neutrinos y un 0,04 % de agujeros negros supermasivos). La materia ordinaria es poco común. Modelado a partir de Ostriker y Steinhardt. ^[1] Para obtener más información, consulte NASA.

En astrofísica y cosmología, la materia oscura de campo escalar es un campo escalar clásico, mínimamente acoplado, postulado para explicar la materia oscura inferida . ^[2]

Fondo

El universo puede estar acelerándose, impulsado quizás por una constante cosmológica o algún otro campo que posea efectos "repulsivos" de largo alcance. Un modelo debe predecir la forma correcta para el espectro de agrupamiento a gran escala, ^[3] dar cuenta de las anisotropías del fondo cósmico de microondas en escalas angulares grandes e intermedias, y proporcionar concordancia con la relación de distancia de luminosidad obtenida a partir de observaciones de supernovas de alto corrimiento al rojo . La evolución modelada del universo incluye una gran cantidad de materia y energía desconocidas para concordar con tales observaciones. Esta densidad de energía tiene dos componentes: materia oscura fría y energía oscura . Cada uno contribuye a la teoría del origen de las galaxias y la expansión del universo. El universo debe tener una densidad crítica, una densidad que no se explica solo por la materia bariónica ( materia ordinaria ).

Campo escalar

La materia oscura puede ser modelada como un campo escalar usando dos parámetros ajustados, masa y autointeracción . ^{[4] [5]} En esta imagen la materia oscura consiste en una partícula ultraligera con una masa de ~10 ⁻²²  eV cuando no hay autointeracción. ^{[6] [7] [8]} Si hay una autointeracción se permite un rango de masa más amplio. ^[9] La incertidumbre en la posición de una partícula es mayor que su longitud de onda Compton (una partícula con masa 10 ⁻²²  eV tiene una longitud de onda Compton de 1.3 años luz ), y para algunas estimaciones razonables de masa de partículas y densidad de materia oscura no tiene sentido hablar sobre las posiciones y momentos de las partículas individuales. Por algunas mediciones dinámicas, podemos deducir que la densidad de masa de la materia oscura es de aproximadamente . Uno puede calcular la separación promedio entre estas partículas deduciendo la longitud de onda de De-Broglie: , donde m es la masa de la partícula de materia oscura y v es la velocidad de dispersión del halo. El número promedio de partículas en volumen cúbico que tienen una dimensión igual a la longitud de onda de De Broglie, viene dado por, ${\displaystyle 0.4\ GeV\ cm^{-3}}$ ${\displaystyle \lambda =2\pi /mv}$ ${\displaystyle \lambda ^{3}}$ ${\displaystyle N_{db}=\left({\frac {34eV}{m}}\right)^{4}\left({\frac {250km/s}{v}}\right)^{3}}$

El número de ocupación de estas partículas es tan grande que podemos considerar la naturaleza ondulatoria de estas partículas en la descripción clásica. Para satisfacer el principio de exclusión de Pauli, las partículas deben ser bosones, especialmente partículas de espín cero (escalares). Por lo tanto, estas materias oscuras ultraligeras serían más como una onda que una partícula, y los halos galácticos son sistemas gigantes de líquido de Bose condensado , posiblemente superfluido . La materia oscura puede describirse como un condensado de Bose-Einstein de los cuantos ultraligeros del campo ^[10] y como estrellas de bosones. ^[9] La enorme longitud de onda Compton de estas partículas evita la formación de estructuras en escalas pequeñas y subgalácticas, lo que es un problema importante en los modelos tradicionales de materia oscura fría. El colapso de las sobredensidades iniciales se estudia en las referencias. ^{[11] [12] [13] [14]} No hay muchos modelos en los que consideremos la materia oscura como el campo escalar. La partícula similar a un axión (ALP) en la teoría de cuerdas puede considerarse un modelo de materia oscura de campo escalar, ya que su densidad de masa satisface la densidad relicta de la materia oscura. El mecanismo de producción más común de ALP es el mecanismo de desalineación , que muestra que la masa alrededor satisface la abundancia relicta de materia oscura observada. ^[15] ${\displaystyle (10^{-22}-10^{-20})\ eV}$

Este modelo de materia oscura también se conoce como materia oscura BEC o materia oscura ondulatoria. La materia oscura difusa y el axión ultraligero son ejemplos de materia oscura de campo escalar.

Véase también

• Partículas masivas que interactúan débilmente  : partículas hipotéticas que podrían constituir materia oscuraPages displaying short descriptions of redirect targets
• Modelo estándar supersimétrico mínimo  : la extensión supersimétrica más simple del modelo estándar
• Neutralino  – Estado propio de masa neutra formado a partir de supercompañeros de los bosones de calibre y de Higgs
• Axión  – Partícula elemental hipotética
• Halo de materia oscura  – Estructura cosmológica teórica
• Materia oscura ligera  – Materia oscura que interactúa débilmente con partículas masivas candidatas con masas inferiores a 1 GeV
• Materia oscura caliente  : forma teórica de partículas de materia oscura que viajan cerca de la velocidad de la luz.
• Materia oscura caliente  : forma hipotética de materia oscura
• Materia oscura fría difusa  : forma hipotética de materia oscura fría propuesta para resolver el problema del halo cuspy

Referencias

1. Jeremiah P. Ostriker y Paul Steinhardt Nueva luz sobre la materia oscura
2. J. Val Blain, ed. (2005). Tendencias en la investigación de la materia oscura. Colaboradores: Reginald T. Cahill, F. Siddhartha Guzman, N. Hiotelis, AA Kirillov, VE Kuzmichev, VV Kuzmichev, A. Miyazaki, Yu. A. Shchekinov, L. Arturo Ureña-López, EI Vorobyov. Editores Nova. pag. 40.ISBN​ 978-1-59454-248-0.
3. Las galaxias no están dispersas por el universo de manera aleatoria, sino que forman una intrincada red de filamentos, láminas y cúmulos. La forma en que se formaron estas estructuras a gran escala es la raíz de muchas preguntas clave en cosmología.
4. Baldeschi, MR; Gelmini, GB; Ruffini, R. (10 de marzo de 1983). "Sobre fermiones y bosones masivos en halos galácticos". Physics Letters B . 122 (3): 221–224. Código Bibliográfico :1983PhLB..122..221B. doi :10.1016/0370-2693(83)90688-3.
5. Membrado, M.; Pacheco, AF; Sañudo, J. (1 de abril de 1989). "Soluciones de Hartree para la esfera de bosones auto-Yukawianos". Physical Review A . 39 (8): 4207–4211. Bibcode :1989PhRvA..39.4207M. doi :10.1103/PhysRevA.39.4207. PMID  9901751.
6. Matos, Tonatiuh; Ureña-López, L. Arturo (2000). "Quintaesencia y materia oscura escalar en el Universo". Carta al Editor. Gravedad Clásica y Cuántica . 17 (13): L75. arXiv : astro-ph/0004332 . Bibcode :2000CQGra..17L..75M. doi :10.1088/0264-9381/17/13/101. S2CID  44042014.
7. Matos, Tonatiuh; Ureña-López, L. Arturo (2001). "Análisis adicional de un modelo cosmológico con quintaesencia y materia oscura escalar". Physical Review D . 63 (6): 063506. arXiv : astro-ph/0006024 . Bibcode :2001PhRvD..63f3506M. doi :10.1103/PhysRevD.63.063506. S2CID  55583802.
8. Sahni, Varun; Wang, Limin (2000). "Nuevo modelo cosmológico de quintaesencia y materia oscura". Physical Review D . 62 (10): 103517. arXiv : astro-ph/9910097 . Código Bibliográfico :2000PhRvD..62j3517S. doi :10.1103/PhysRevD.62.103517. S2CID  119480411.
9. Lee, Jae-Weon; Koh, In-Gyu (1996). "Halos galácticos como estrellas de bosones". Physical Review D . 53 (4): 2236–2239. arXiv : hep-ph/9507385 . Código Bibliográfico :1996PhRvD..53.2236L. doi :10.1103/PhysRevD.53.2236. PMID  10020213. S2CID  16914311.
10. Sin, Sang-Jin; Urena-Lopez, LA (1994). "Transición de fase tardía y el halo galáctico como un líquido de Bose". Physical Review D . 50 (6): 3650–3654. arXiv : hep-ph/9205208 . Código Bibliográfico :1994PhRvD..50.3650S. doi :10.1103/PhysRevD.50.3650. PMID  10018007. S2CID  119415858.
11. Alcubierre, Miguel; Guzmán, F. Siddhartha; Matos, Tonatiuh; Núñez, Darío; Ureña-López, L. Arturo; Wiederhold, Petra (2002). "Colapso galáctico de la materia oscura del campo escalar". Gravedad clásica y cuántica . 19 (19): 5017–5024. arXiv : gr-qc/0110102 . Código Bib : 2002CQGra..19.5017A. doi :10.1088/0264-9381/19/19/314. S2CID  26660029.
12. Guzmán, F. Siddhartha; Ureña-López, L. Arturo (2004). "Evolución del sistema Schrödinger-Newton para un campo escalar autogravitante". Physical Review D . 69 (12): 124033. arXiv : gr-qc/0404014 . Código Bibliográfico :2004PhRvD..69l4033G. doi :10.1103/PhysRevD.69.124033. S2CID  53064807.
13. Guzmán, F. Siddhartha; Ureña-López, L. Arturo (2006). "Enfriamiento gravitacional de condensados ​​de Bose autogravitantes". La revista astrofísica . 645 (2): 814–819. arXiv : astro-ph/0603613 . Código Bib : 2006ApJ...645..814G. doi :10.1086/504508. S2CID  1863630.
14. Bernal, Argelia; Guzmán, F. Siddhartha (2006). "Materia oscura de campo escalar: Colapso no esférico y comportamiento en tiempos tardíos". Physical Review D . 74 (6): 063504. arXiv : astro-ph/0608523 . Código Bibliográfico :2006PhRvD..74f3504B. doi :10.1103/PhysRevD.74.063504. S2CID  119542259.
15. Hui, Lam (2021). "Onda de materia oscura". Annu. Rev. Astron. Astrophys . 59 : 247. arXiv : 2101.11735 . Código Bibliográfico :2021ARA&A..59..247H. doi :10.1146/annurev-astro-120920-010024. S2CID  231719700.

Enlaces externos

• Oscuridad a gran escala, Scientific American