{{위키데이터 속성 추적}}
{{물리우주론}}
'''가벼운 암흑 물질'''( - 暗黑物質, {{llang|en|light dark matter}})은 [[천문학]] 및 [[물리우주론]]에서 [[암흑 물질]] 중에서 특히 질량이 1GeV 이하로써 [[윔프]](WIMP, weakly interacting massive particle)의 후보가 될 만한 입자를 말한다.<ref>{{저널 인용
 |first=M. |last=Cassé
 |first2=P. | last2=Fayet
 |title=Light Dark Matter
 |conference=21st IAP Colloquium "Mass Profiles and Shapes of Cosmological Structures"
 |location=Paris |date=4–9 July 2005
 |arxiv=astro-ph/0510490
}}</ref> 이러한 입자들은 [[따뜻한 암흑 물질]] 그리고 [[뜨거운 암흑 물질]]보다 무겁지만, [[차가운 암흑 물질]]보다는 가볍다. [[이휘소#물리우주론적 리-와인버그 경계의 계산|이휘소-와인버그 경계]]<ref>
{{저널 인용
 |author=[[이휘소]]; [[스티븐 와인버그]]
 |year=1977
 |title=Cosmological Lower Bound on Heavy-Neutrino Masses
 |journal=[[Physical Review Letters]]
 |volume=39 |pages=165
 |doi=10.1103/PhysRevLett.39.165
|bibcode=1977PhRvL..39..165L
}}</ref>는, 암흑 물질의 후보로서 [[윔프]]의 질량은 최소한 <math>\approx 2</math>GeV여야 한다고 정하고 있다. 윔프의 질량이 작아질수록 그 쌍소멸 [[반응단면적]]의 크기도 작아져야 하는데, 이는 대략 <math>\approx m^2/M^4</math> 정도이다. 여기서 <math>m</math>은 윔프의 질량이며, <math>M</math>은 <math>Z</math>보존의 질량이다. 이것은 초기 우주에서 풍부하게 생산된 윔프들 중, 가벼운 윔프는 무거운 윔프보다 보다 일찍 상호작용을 그만둔, 즉 우주의 온도가 보다 더 높았을 때에 상호작용을 그만둔 윔프라는 것을 의미한다. [[이휘소]]와 [[스티븐 와인버그]]의 계산에 의하면, 윔프의 질량이 <math>\sim 2</math> GeV보다도 가볍다면 그 흔적의 밀도는 우주의 스케일을 뛰어넘는, 즉 있을 수 없는 값을 갖게 된다.

현재까지 [[비 중간자]]의 붕괴나, [[유럽 입자 물리 연구소]]나 [[페르미 국립 가속기 연구소]]에서의 입자 가속기 충돌실험으로 인해 밝혀진 바에 의하면, 새로운 힘을 도입하지 않은 채의, 전약 이론보다 작은 스케일에서, [[이휘소#물리우주론적 리-와인버그 경계의 계산|이휘소-와인버그 경계]]를 피할 수는 없다.<ref>{{저널 인용
 |last=Bird |first=C. |last2=Kowalewski |first2=R. |last3=Pospelov |first3=M.
 |year=2006
 |title=Dark matter pair-production in b &rarr; s transitions
 |journal=[[Mod. Phys. Lett. A]]
 |volume=21 |issue=6 |pages=457&ndash;478
 |doi=10.1142/S0217732306019852
|arxiv = hep-ph/0601090 |bibcode = 2006MPLA...21..457B }}</ref>

새로운 가벼운 보존의 존재를 가정한다면, 가벼운 암흑 물질 모형을 구축할 수 있을 것이다. 물론 이 새로운 입자는 그에 의한 쌍소멸 [[반응단면적]]의 크기가 커야 하고, 표준모형에 있어서의 이들의 결합이 가속기 실험 데이터와 모순되지 않아야 한다.<ref>
{{저널 인용
 |first=C. |last=Boehm |first2=P. |last2=Fayet
 |year=2004
 |title=Scalar Dark Matter candidates
 |journal=[[Nuclear Physics B]]
 |volume=683 |pages=219–263
 |doi=10.1016/j.nuclphysb.2004.01.015
 |arxiv=hep-ph/0305261
|bibcode = 2004NuPhB.683..219B }}</ref><ref>
{{저널 인용
 |first=C. |last=Boehm |first2=P. |last2=Fayet |last3=Silk |first3=J.
 |year=2004
 |title=Light and Heavy Dark Matter Particles
 |journal=[[Physical Review D]]
 |volume=69 |pages=101302
 |doi=10.1103/PhysRevD.69.101302
 |arxiv=hep-ph/0311143
|bibcode = 2004PhRvD..69j1302B }}</ref><ref>
{{저널 인용
 |last=Boehm |first=C.
 |year=2004
 |title=Implications of a new light gauge boson for neutrino physics
 |journal=[[Physical Review D]]
 |volume=70 |pages=055007
 |doi=10.1103/PhysRevD.70.055007
 |arxiv=hep-ph/0405240
 |bibcode = 2004PhRvD..70e5007B }}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[최소 초대칭 표준 모형]]
* [[뉴트랄리노]]
* [[액시온]]
* [[윔프]]
* [[액시온 암흑 물질 실험]]
* [[스칼라 장 암흑 물질]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 추가 문헌 ==
* {{서적 인용
  | last = Bertone
  | first = Gianfranco
  | authorlink = 
  | coauthors = 
  | title = Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches
  | publisher = Cambridge University Press
  | year = 2010
  | location = 
  | pages = 762
  | url = 
  | doi = 
  | id = 
  | isbn = 13: 9780521763684}}

{{암흑물질}}

[[분류:천체물리학]]
[[분류:물리우주론]]
[[분류:암흑물질]]
[[분류:입자물리학]]