Sıcak karanlık madde (İngilizce: Hot Dark Matter (HDM)), karanlık maddenin varsayımsal parçacıklarının rölativistik (ışık hızına yakın) hızlarda seyahat eden yapısı.
Bilinen üç tip nötrinolar ve onların karşılığı olan antinötrinolar HDM’ler için bilinen adaylardır. n<sub>e</sub> ve n<sub>µ</sub> HDM olarak bilinirler, ancak deneysel açıdan n<sub>t</sub>’nin kütlesi yeterince küçük değildir.
Şayet n<sub>t</sub>’nin kütlesi diğer ikisinden herhangi birisinin kütlesinden çok daha fazla olsaydı, bu durumun sonucu olarak Ω<sub>o</sub> >> 1 olurdu, bu da evrenin ve belli nesnelerin yaşları ile uyumsuzluk gösterirdi. n<sub>t</sub>’nin deneysel olarak henüz kanıtlanmış olmasa da kütle konusunda n<sub>e</sub> ve n<sub>µ</sub> ile uyumlu olduğu farzedilmektedir.
Ω<sub>ntrno</sub>h<sup>2</sup>= m<sub>ntrno</sub> / 93eV. HDM’nin kütle katkısı;
Ω<sub>HDM</sub> / Ω<sub>o</sub>= [(0.4) (N<sub>s</sub>/6) (m<sub>protc</sub><sup>2</sup> / 10eV) (T<sub>radiationo</sub> / 2.74ºK)<sup>3</sup> (H<sub>o</sub>/100kps/Mpc)<sup>-2</sup>] N<sub>s</sub>= tüm HDM parçacıklarının spin hallerinin toplamıdır.
Şayet var olan nötrinolar sadece bilinen nötrinolarsa N<sub>s</sub>= 6 olur; Şayet, nötrinolardan daha önce çiftlerinden ayrılmış başka HDM parçacıkları varsa o halde N<sub>s</sub>’nin değeri artar. Bu durum HDM kütlesinin 10 ile 100 eV/c<sup>2</sup> olmasını gerektirir. 100 eV/c<sup>2</sup>’nin üzerinde bir kütleye sahip herhangi bir rölativistik parçacık evreni fazlaca kapatır, bu sebepten dolayı kütlenin bu değeri bir üst sınır olarak kabul edilmektedir.
Orijinal kaynak: sıcak karanlık madde. Creative Commons Atıf-BenzerPaylaşım Lisansı ile paylaşılmıştır.
Ne Demek sitesindeki bilgiler kullanıcılar vasıtasıyla veya otomatik oluşturulmuştur. Buradaki bilgilerin doğru olduğu garanti edilmez. Düzeltilmesi gereken bilgi olduğunu düşünüyorsanız bizimle iletişime geçiniz. Her türlü görüş, destek ve önerileriniz için iletisim@nedemek.page