Materia oscura ligera , en astronomía y cosmología , son candidatos a partículas masivas de materia oscura que interactúan débilmente (WIMPS) con masas menores 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 a materia oscura favorito, las WIMP, que interactúan a través de la interacción débil a GeV. Este límite surge de la siguiente manera. Cuanto menor sea la masa de las WIMP, menor será la sección eficaz de aniquilación, que es del orden , donde m es la masa de las WIMP y M la masa del bosón Z. Esto significa que las WIMP de baja masa, que se producirían abundantemente en el universo temprano, se congelan (es decir, dejan de interactuar) mucho antes y, por lo tanto, a una temperatura más alta, que las WIMP de mayor masa. Esto conduce a una mayor densidad de WIMP relictas. Si la masa es menor que GeV la densidad de reliquias WIMP cerraría el universo.
Algunos de los pocos resquicios que permiten evitar el límite de Lee-Weinberg sin introducir nuevas fuerzas por debajo de la escala electrodébil han sido descartados por experimentos de aceleradores (es decir, CERN , Tevatron ) y en desintegraciones de mesones B. [ 3]
Una forma viable de construir modelos de materia oscura ligera es postular nuevos bosones ligeros. Esto aumenta la sección eficaz de aniquilación y reduce el acoplamiento de partículas de materia oscura al Modelo Estándar, lo que las hace consistentes con los experimentos con aceleradores. [4] [5] [6]
Los métodos actuales para buscar partículas ligeras de materia oscura incluyen la detección directa a través del retroceso de electrones.
En los últimos años, la materia oscura ligera se ha vuelto popular debido en parte a los muchos 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 ligera 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 restricciones impuestas a la masa de las WIMP en el popular modelo de congelamiento que predice masas de WIMP mayores a 2 GeV, el modelo de congelamiento 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 de materia oscura escalar esté acoplada a un fermión masivo. Este modelo descarta las partículas de materia oscura de menos de 100 MeV porque las observaciones de producción de rayos gamma no se alinean con las predicciones teóricas para partículas en este rango de masas. 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 de materia oscura escalar está acoplada a un nuevo bosón de gauge. Se predice que la producción de rayos gamma debido a la aniquilación en este caso será muy baja. [4]
El modelo de congelamiento térmico propone que las partículas de materia oscura interactuaban muy débilmente poco después del Big Bang, de modo que estaban esencialmente desacopladas del plasma. Además, su abundancia inicial era pequeña. La producción de materia oscura ocurre predominantemente cuando la temperatura del plasma cae por debajo de la masa de la partícula de materia oscura en sí. Esto contrasta con la teoría del congelamiento térmico, 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 la temperatura del plasma disminuye. [10]
El modelo de congelamiento 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 de la materia oscura asimétrica 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 cercana a 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 ligera. 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 en el uso de este método es crear un detector con una energía de umbral lo suficientemente baja 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 de materia oscura ligera. [13]
XENON10 es un detector de xenón líquido que busca y limita la masa de la materia oscura detectando directamente el retroceso de los electrones. Este experimento estableció los primeros límites sub GeV en la masa de la materia oscura utilizando la 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 utilizando tecnología CCD. [15] El experimento ha estado trabajando para descartar posibles rangos de masa de materia oscura por debajo de 1 GeV, y sus resultados más recientes se publicaron en octubre de 2020. [16]
