kination 期间 WIMP 的(非)热产生

理解暗物质(DM)的本质是现代天体物理与宇宙学当前的挑战之一。知晓 DM 粒子的性质将揭示超出标准模型之外的物理,甚至为我们提供早期宇宙的细节。事实上,对此类遗迹的探测将带来来自原初大爆炸核合成(BBN)之前时期的信息,那是一个我们尚无数据的纪元,并可能暗示暴胀物理。本工作中,我们假设暴胀后的宇宙膨胀率由标量场 $\phi$ 的动能主导,即所谓“kination”模型。我们假设 $\phi$ 场衰变为辐射与 DM 粒子,我们取 DM 粒子为弱相互作用大质量粒子(WIMPs)。WIMP 的当前丰度于是在 kination 期间通过热“冻结-out”或“冻结-in”机制,或通过由 $\phi$ 衰变主导的非热过程固定。我们探索该理论的参数空间,要求当前 WIMP 丰度提供正确的 DM 遗迹预算。要求 BBN 发生于标准宇宙学情景为 kination 时期结束的温度设定了限制。利用该限制并假设 WIMP 质量为 $m_\chi = 100\,$GeV,我们得到热平均 WIMP 湮灭截面须满足约束 $4 \times 10^{-16}{\rm \,GeV^{-2}} \lesssim \langle\sigma v\rangle \lesssim 2\times 10^{-5} {\rm \,GeV^{-2}}$,以使至少一种产生机制能给出观测到的 DM 数量。该结果表明,若曾测得 WIMP 粒子的性质,可 yielding 关于宇宙 BBN 前成分的信息。