超新星での（微小な）暗黒物質生成について

暗黒物質は粒子で構成されていると考えられており、粒子は物質と弱く重力でのみ相互作用します。暗黒物質の一般的な候補の1つは、いわゆるWIMPです。特にWIMPは重く、独自の反粒子になる可能性があります。

また、他の粒子と同様に、暗黒物質粒子は十分に高いエネルギーで生成できます。暗黒物質粒子の質量は不明であるが、オーダーであると推定される - 、の温度に対応する - 、これらの粒子が生成されることが期待されてもよいれます。 $1$ $100 \textrm{GeV}$ $T_{DM}\approx 10^{13}$ $10^{15}\textrm{K}$

そのような膨大な温度は、任意の合理的な天体プロセスでやっと達成可能であるが、温度有するコア崩壊超新星新たに形成されたコアに言う、およびおそらくより崩壊フェーズ中に。次いで、粗推定は問題生成暗いの量であることを示唆している。または、数値形式で $T_{SN,after}\approx 10^{11}\textrm{K}$ $M_{DM}\approx e^{-T_{DM}/T_{SN,max}}M_\odot$ 。で、この手段超新星中に生成暗黒物質の量が約1キロであろう。このような温度は、 DM粒子ではかなり到達可能です。そのため、超新星ごとに数キログラムの暗黒物質が生成されると楽観的に予想できます。 $\log_{10}(M_{DM}/\textrm{kg})=30.3-0.43(T_{DM}/T_{SN})$ $T_{SN}=1.4\cdot 10^{-2}T_{DM}$ $1 \textrm{GeV}$

質問です。コア崩壊型超新星における典型的な暗黒物質生成とは何ですか？良い答えは、既存の推定値をより確実に拡張することだと思います。建設的なコメントは大歓迎です。

dark-matter high-energy-astrophysics

— アレクセイ・ボブリック
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回答:

現時点で最も好まれているWIMPSは、おそらくニュートラリーノです。http：//en.wikipedia.org/wiki/Neutralinoを参照してください

これらの粒子は、現時点では純粋に仮想的なものです。上記のウィキペディアの記事で10〜10,000 GeVの最も軽いニュートラリーノ範囲の質量推定値は、SNの生産率が1 GeVの想定よりもはるかに低いことを意味します。より高い生産率がLHCですでに検出されているはずです。

したがって、LHCでのWIMPSの非検出（エネルギー損失の形で）から、SNの生産率の上限の推定が可能になるはずです。

— ジェラルド
ソース

私はまだそのような推定値を知りたいです。それは少数の粒子なのか、それとも私たちが予想するナノグラムなのか、それともマクロスケール以上の場所なのか？予想されるエネルギー範囲を除き、生産を妨げるもう1つのポイントは、もちろん反応断面積によるものです。それらはかなり低い場合もあります。

— アレクセイボブリック14年

@AlexeyBobrick 1つの仮説は、DM WIMPSはより重い粒子の崩壊生成物であるということです。SNは、LHCよりもはるかに高いエネルギー、最大約10e19 eVに達する可能性があります。WIMPSの生産がそのように進むと、高エネルギーの宇宙粒子が追加の情報源になる可能性があります。これは、LHCが不足しているにも関わらず、SNでのDM生産に期待できるものです。未確認の仮説が多すぎるため、数字を提供するのをためらいます。すべてが間違っている可能性があります。

— ジェラルド14年

真であり、もちろんモデルに依存します。ただし、特定のモデルの大まかな見積もりも興味深いものになります。また、1）最もエネルギーの高い宇宙線は、超新星では生成されない可能性が高いこと、2）反応にとって重要なのはバルク運動ではなく熱的であることに注意してください。

— アレクセイボブリック14年

最も活発に観測された宇宙線は、「近くの」ブラックホールで生成されると考えられていますが、これはまだ確認されていません。しかし、もしそうなら、これはブラックホールに崩壊する超新星でも発生する可能性がありますが、GRB（SNに関連している可能性があります）と高エネルギーCRの間の良好な相関はこれまで確認できませんでした。高エネルギーの宇宙線は、ブルーシフトされた宇宙マイクロ波背景と関連するエネルギー損失により、移動が制限されています。WIMPの形成に関する現在の考え方は、予想できる限り、より重い粒子の崩壊に向かっています。

— ジェラルド14年

...核子の崩壊がニュートリノを生成するのとほぼ同じです。質量が100 GeV未満のニュートラリーノの直接生成は、ヒッグス粒子よりもかなりありそうにないか、少なくとも非常にまれに見えます。ニュートラリーノまたは他のWIMPSに崩壊する粒子の重量を推測し、これらのエネルギーがSNで発生する確率を調べることができます。次に、これに推測される反応断面積を掛ける必要があります。WIMPへの仮想的な減衰は簡単です。しかし、ここには不確実性を増大させる一連の仮定があります。

— ジェラルド14年

超新星にはいくつかのタイプがあり、コアが崩壊する方法があります。ガンマ線の光分解がすべての重元素（Si、Fe、Niなど）を破壊し、それらをすべて陽子、中性子、電子に分解する極端な場合を考えてみましょう。各核は、核子質量あたり約9 MeVまたは残りの質量の0.9％の結合エネルギーをすべて解放します。私は、ほとんどのエネルギーは相対論的ニュートリノ（陽子、中性子、電子の運動エネルギーの残り）の形で出てくると信じています。そのため、上限はコアの質量の0.9％がニュートリノになることです。ニュートリノの残りの質量ははるかに少ないですが、相対論的な質量はおそらくより適切な数です。

閉鎖密度のほんの一部（ $\Omega$ ）星にあり、 $\Omega_{stars}$ = 0.0027（Fukugita＆Peebles、2004）、星の質量の約7％が超新星に入り、約10％がコア崩壊、0.9％が相対論的ニュートリノになります。全部で $\Omega$ SNのホットダークマターでは、大まかに言えば0.0027 * 0.07 * 0.1 * 0.009未満です。

— えしや
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