¿Cuál es el(los) efecto(s) del desacoplamiento cinético de los WIMP después de que se haya congelado?

¡Buena pregunta!

El efecto principal de que la materia oscura permanezca en equilibrio cinético (después del desacoplamiento químico) es que la DM mantiene una temperatura alta (que define la temperatura de la DM por su energía cinética):

$$T_\chi \equiv \frac{2}{3} \left\langle \frac{p_\chi^2}{2m_\chi} \right\rangle = T_\gamma,$$ dónde $T_\chi$es la temperatura DM y $T_\gamma$es la temperatura del baño de calor (típicamente el modelo estándar).

La temperatura del baño de calor típicamente va como$T_\gamma \sim 1/a$, mientras que la temperatura de DM después del desacoplamiento cinético es como$T_\chi \sim 1/a^2$(esto se debe a que en cosmología$p \sim 1/a$).

Entonces, dependiendo de la temperatura del desacoplamiento cinético para DM, la temperatura del DM será diferente, por ejemplo, el desacoplamiento cinético posterior conducirá a una temperatura más alta.

El efecto de esta alta temperatura será que las sobredensidades de MS a pequeña escala no crecerán (o comenzarán a crecer más tarde) debido a la alta temperatura de la MS. Entonces, solo los modos que ingresan al horizonte mucho después del desacoplamiento cinético de DM permanecerán sin supresión (ver figura).

^{Gráfico de escala de comovimiento versus factor de escala. La línea azul gruesa corresponde al horizonte comóvil, mientras que el área roja representa la región donde la formación de estructuras es suprimida por el desacoplamiento cinético tardío.}

El efecto observable de esto es una supresión exponencial en el espectro de potencia de DM en una escala de longitud correspondiente a masas de halo de DM de aproximadamente:

$$M_\text{cut} \sim 5 \times 10^{10} M_\odot \left( \frac{T_\text{kd}}{100 \text{ eV}} \right)^{-3},$$ dónde $T_\text{kd}$es la temperatura a la que DM sufre un desacoplamiento cinético.

Para la mayoría de los modelos WIMP típicos, la temperatura de desacoplamiento cinético es del orden$T_\text{kd} \gtrsim \text{MeV}$lo que lleva a una masa de corte completamente inobservable.

Sin embargo, si el desacoplamiento cinético ocurre a temperaturas alrededor de un keV (denominado desacoplamiento cinético tardío), el corte resultante estará en escalas de galaxias enanas y posiblemente pueda ayudar a abordar problemas de pequeña escala como el problema de los satélites perdidos . Para una buena revisión de tal posibilidad, de la cual soy autor :), vea: arxiv.org/abs/1603.04884