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'''軽い暗黒物質'''（かるいあんこくぶっしつ、light dark matter）とは、[[天文学]]や[[現代宇宙論|宇宙論]]において、質量が1 [[電子ボルト|GeV]]未満の[[弱く相互作用する巨大粒子|WIMP]][[暗黒物質]]を指す<ref>{{Cite conference|first1=M.|last=Cassé|last2=Fayet, P.|title=Light Dark Matter|conference=21st IAP Colloquium "Mass Profiles and Shapes of Cosmological Structures"|place=Paris|date=4–9 July 2005|bibcode=2006EAS....20..201C|doi=10.1051/eas:2006072}}</ref>。これらの粒子は、[[ウォームダークマター|温かい暗黒物質]]や[[ホットダークマター|熱い暗黒物質]]よりも重く、[[MACHO|Massive Compact Halo Objects]] （MACHO）などの従来の形式の[[コールドダークマター|冷たい暗黒物質]]よりも軽い。

[[ベンジャミン・W・リー|Lee]]-[[スティーヴン・ワインバーグ|Weinberg]]限界<ref>
{{Cite journal|last=Lee B.W.|author-link=Benjamin W. Lee|last2=Weinberg S.|date=1977|title=Cosmological Lower Bound on Heavy-Neutrino Masses|journal=[[Physical Review Letters]]|volume=39|issue=4|pages=165–168|bibcode=1977PhRvL..39..165L|DOI=10.1103/PhysRevLett.39.165}}</ref>によると、弱い相互作用を持つWIMPの質量は<math>2</math> GeV以上でなければならない。なぜなら；軽いWIMPほど対消滅断面積は <math>\approx m^2/M^4</math>に比例して小さくなる。ここで <math>m</math> はWIMPの質量、<math>M</math> はZボソンの質量である。これは軽いWIMPが重いWIMPよりもはるかに早く、したがって高温で「凍結」（相互作用が停止）することを意味する。軽いWIMPほど初期宇宙で豊富に生成されるため、これにより現在の残存WIMP密度が高くなる。もしWIMP質量が<math>\sim 2</math> GeV 以下だとすると、WIMP残存密度が宇宙を覆い尽くしてしまう。

電弱スケール以下の新しい力を導入せずにこの限界を回避する方法もあるが、加速器実験（[[欧州原子核研究機構|CERN]]、[[テバトロン]]）や[[B中間子]]の崩壊の観測によって否定されている<ref>
{{Cite journal|last=Bird|first=C.|last2=Kowalewski|first2=R.|last3=Pospelov|first3=M.|date=2006|title=Dark matter pair-production in b &rarr; s transitions|journal=[[Mod. Phys. Lett. A]]|volume=21|issue=6|pages=457&ndash;478|arxiv=hep-ph/0601090|bibcode=2006MPLA...21..457B|DOI=10.1142/S0217732306019852}}</ref>。したがって、軽い暗黒物質モデルを構築するためには、新しい軽いボソンを仮定することが必要である。これにより、対消滅断面積が増加し、暗黒物質粒子の標準模型への結合が減少し、加速器実験との整合性が保たれる<ref>{{Cite journal|last=Boehm|first=C.|last2=Fayet|first2=P.|date=2004|title=Scalar Dark Matter candidates|journal=[[Nuclear Physics B]]|volume=683|issue=1–2|pages=219–263|arxiv=hep-ph/0305261|bibcode=2004NuPhB.683..219B|DOI=10.1016/j.nuclphysb.2004.01.015}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Boehm|first=C.|last2=Fayet|first2=P.|last3=Silk|first3=J.|date=2004|title=Light and Heavy Dark Matter Particles|journal=[[Physical Review D]]|volume=69|issue=10|pages=101302|arxiv=hep-ph/0311143|bibcode=2004PhRvD..69j1302B|DOI=10.1103/PhysRevD.69.101302}}</ref><ref>
{{Cite journal|last=Boehm|first=C.|date=2004|title=Implications of a new light gauge boson for neutrino physics|journal=[[Physical Review D]]|volume=70|issue=5|pages=055007|arxiv=hep-ph/0405240|bibcode=2004PhRvD..70e5007B|DOI=10.1103/PhysRevD.70.055007}}</ref>。

{{See also|Lambda-CDM model|Galaxy formation}}

== モチベーション ==
近年、理論上の多くの利点もあり、軽い暗黒物質が人気になっている。サブGeV暗黒物質は、[[インテグラル (宇宙望遠鏡)|INTEGRAL]]によって観測された[[銀河中心]]の過剰陽電子、銀河中心や銀河外からの過剰[[ガンマ線|ガンマ線源]]を説明するために使用されてきた<ref>{{Cite journal|last=Beacom|first=J.F.|last2=Bell|first2=N.F.|last3=Bertone|first3=G.|date=2005|title=Gamma-Ray Constraint on Galactic Positron Production by MeV Dark Matter|journal=[[Physical Review Letters]]|volume=94|issue=17|pages=171301|arxiv=astro-ph/0409403|bibcode=2005PhRvL..94q1301B|DOI=10.1103/PhysRevLett.94.171301|PMID=15904276}}</ref>。また、軽い暗黒物質は、さまざまな実験での微細構造定数の測定値のわずかな不一致を説明している可能性があることも示唆されている<ref>{{Cite journal|last=Boehm|first=C.|last2=Ascasibar|first2=Y.|date=2004|title=More evidence in favour of Light Dark Matter particles?|journal=[[Physical Review D]]|volume=70|issue=11|pages=115013|arxiv=hep-ph/0408213|bibcode=2004PhRvD..70k5013B|DOI=10.1103/PhysRevD.70.115013}}</ref>。

==  脚注 ==
{{Reflist}}

== 参考文献 ==
* {{Cite book|last=Bertone|first=Gianfranco|title=Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches|publisher=[[Cambridge University Press]]|date=2010|location=|pages=762|url=|doi=|isbn=978-0-521-76368-4|bibcode=2010pdmo.book.....B}}

== 関連項目 ==
* [[アクシオン]]
* [[ニュートラリーノ]]

{{DEFAULTSORT:かるいあんこくふつしつ}}
[[Category:素粒子物理学]]
[[Category:暗黒物質]]