Acredita-se que a matéria escura seja feita de partículas, que interagem com a matéria apenas de maneira fraca e gravitacional. Um candidato comum à matéria escura são os chamados WIMPs . Os WIMPs, especificamente, são pesados e podem ser suas próprias antipartículas.
E como qualquer outra partícula, as partículas de matéria escura podem ser produzidas com energias suficientemente altas. A massa de partículas de matéria escura é desconhecida, mas estima-se que ser da ordem de - 100 GeV , o que corresponde a temperaturas de T D M ≈ 10 13 - 10 15 K , em que estas partículas podem-se esperar que seja produzido.
Tais temperaturas enormes são quase impossíveis de serem atingidas em quaisquer processos astrofísicos razoáveis, mas digamos que em supernovas com colapso do núcleo o núcleo recém-formado tenha temperaturas de e provavelmente mais durante a fase de colapso. Então uma estimativa bruta sugere que a quantidade de matéria escura produzida é M D M ≈ e - T D M / T S N , m a x M ⊙ . Ou, no formulário numérico log 10 ( . Isto significa que a T S N = 1,4 ⋅ 10 - 2 T D M a quantidade de matéria escuro produzido durante uma super será cerca de um quilograma. Tais temperaturas são razoavelmente alcançáveis parapartículas de 1 GeV DM. Assim, pode-se esperar de maneira otimista alguns quilos de matéria escura produzidos por supernova.
Agora a pergunta. O que é uma produção típica de matéria escura nas supernovas de colapso do núcleo? Uma boa resposta, imagino, seria uma expansão mais robusta da estimativa existente. Quaisquer comentários construtivos são bem-vindos.
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Existem vários tipos de supernova e maneiras pelas quais o núcleo pode entrar em colapso. Vamos considerar um caso extremo no qual a fotodisintegração por raios gama destrói todos os elementos pesados (Si, Fe e Ni, etc) e os divide em prótons, nêutrons e elétrons. Cada núcleo libera toda a sua energia de ligação, cerca de 9 MeV por massa de nucleon ou 0,9% da massa restante. Acredito que a maior parte da energia sai na forma de neutrinos relativísticos (o restante em energia cinética dos prótons, nêutrons e elétrons). Portanto, um limite superior é que 0,9% da massa do núcleo acaba em neutrinos. A massa restante dos neutrinos é muito menor, mas a massa relativística é provavelmente o número mais relevante.
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