Este documento está disponible en arxiv bajo licencia CC 4.0.   Autores:  (1) Nicolás Bernal, Universidad de Nueva York, Abu Dhabi;  (2) Partha Konar, Laboratorio de Investigaciones Físicas;  (3) Salón Sudipta, Laboratorio de Investigaciones Físicas.  Tabla de enlaces   Resumen e introducción   Matriz S: la unitaridad y sus consecuencias   La aniquilación de la materia oscura y la unitaridad   Recalentamiento a baja temperatura   Congelación con recalentamiento a baja temperatura   Resumen y conclusión   Agradecimientos y Referencias  6. Resumen y conclusión  El requisito de la longitud de onda de De Broglie de la materia oscura (DM) para mantenerla dentro de las galaxias y la estabilidad del cúmulo de galaxias estelares establecen colectivamente un amplio rango de masa permitido para la DM al proporcionar el límite inferior y superior de la masa de la DM, respectivamente. Especificar algunas propiedades del DM puede ajustar aún más el rango de masas. Curiosamente, se puede establecer el límite superior independiente del modelo especificando la producción térmica de DM en el universo temprano. La abundancia de DM observada y la unitaridad de las ondas parciales de la matriz de dispersión colocan conjuntamente un límite superior en la masa de DM. Principalmente, los límites superiores de la sección transversal inelástica para un proceso general de cambio de números 2 → r se pueden derivar con la ayuda del teorema óptico, los elementos de la matriz y la sección transversal de dispersión elástica del proceso. Después de eso, se puede obtener la sección transversal promediada térmicamente para el proceso r → 2 invocando el principio de equilibrio detallado. Finalmente, los límites de unitaridad en la sección transversal promediada térmicamente se traducen en los límites superiores de la masa de DM que satisface las restricciones de densidad de reliquia. Se sabe que la masa máxima de DM permitida para los procesos de aniquilación de DM 2 → 2 y 3 → 2 es de alrededor de 130 TeV y 1 GeV, respectivamente. Sin embargo, estos límites no sólo dependen del modelo de la física de partículas, sino que tienen una fuerte dependencia de la evolución cosmológica del universo, siendo válidos sólo si el universo siguió el llamado “escenario cosmológico estándar”.   En cambio, este artículo explora la masa de DM unida en configuraciones cosmológicas no estándar caracterizadas por recalentamiento a baja temperatura. En particular, nos centramos en   ) escenarios similares a la cinación, en los que el universo primitivo estaba dominado por un fluido con una densidad de energía que se diluía más rápido que la radiación libre, y   ) escenarios primitivos dominados por la materia, en los que un componente con una densidad de energía que aumenta a medida que la materia no relativista domina el universo primitivo y eventualmente se desintegra en partículas SM. i ii  Primero, estudiamos el universo similar a la kinación, que exige una sección transversal de aniquilación promediada térmicamente más grande para saturar la abundancia observada de DM en comparación con la imagen estándar dominada por la radiación ya que, en este caso, la congelación ocurre temprano. Como resultado, el límite superior de la masa de DM se vuelve más estricto que en el caso estándar. Por ejemplo, si la temperatura de recalentamiento es tan baja como unos pocos MeV (correspondiente al inicio de la época de nucleosíntesis del Big Bang), el límite habitual de la masa de DM m ≲ 130 TeV se puede reducir a unos pocos TeV para los WIMP.   Antes de terminar, queremos enfatizar que la evolución del universo primitivo es en gran medida desconocida. La suposición estándar de un universo dominado por la radiación del modelo estándar desde el fin de la inflación cosmológica hasta la igualdad entre materia y radiación, junto con una transición de un universo dominado por la inflación a uno dominado por la radiación que se produjo en un momento muy temprano, no puede tomarse por válida. otorgada. Teniendo esto en cuenta, aquí hemos estudiado el impacto de la unitaridad en el DM en el caso de escenarios de recalentamiento a baja temperatura.

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Unitaridad unida a la materia oscura en escenarios de recalentamiento a baja temperatura: resumen y conclusión

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