(versión editada. Mi agradecimiento a Rob para aclarar mis malos entendidos)
Como dmckee escribe, interacciones débiles entre DM partículas y los bariones son necesarios para la captura de la materia oscura, de lo contrario las partículas que entran en el sistema solar sería simplemente se mueven a través de él y, finalmente, salir de nuevo.
Más específicamente, el local rms de la velocidad de la DM partículas que comúnmente se calcula mediante la aproximación de la DM halo con un isotérmica esfera de perfil con un Maxwellian distribución de la velocidad. Si $\sigma$ es la dispersión de la velocidad, entonces uno puede mostrar que el rms (DM) la velocidad es de $v_\text{DM}=\sqrt{3}\sigma$ y la circular (solar) la velocidad es de $v_\odot\approx \sqrt{2}\sigma$, de modo que $v_\text{DM} \approx\sqrt{3/2}v_\odot \aprox 270\;\text{km/s}$. Si las partículas se mueven a través del sistema solar y entrar el Sol, su velocidad se ha aumentado más allá de los solares de la velocidad de escape. Sin embargo, si hay un número suficiente de dispersión se produce entre estas partículas y núcleos dentro de el Sol, estas interacciones podrían reducir su velocidad, por lo que podrían ser capturados y se quedan atrapados dentro del Sol.
En efecto, éste es un campo activo de investigación, porque capturado DM partículas podrían tener efectos detectables, dependiendo de sus propiedades. En particular, los modelos sugieren que las partículas con baja masa (4 - 10 GeV), pequeño aniquilación de las secciones transversales y gran spin-dependiente de la dispersión elástica de las secciones transversales podría alterar significativamente la temperatura del núcleo, la energía, el transporte y el flujo de neutrinos del Sol. Además, podrían tener un efecto observable en la evolución estelar de otras estrellas. Así, las comparaciones entre los modelos estelares y observaciones pueden poner restricciones en DM propiedades.
En la mayoría de los modelos, la DM proceso de captura se considera una combinación de la gravedad, y dependientes del espín y spin-independiente de la dispersión elástica en el Sol. Pero la dispersión inelástica de los modelos también están siendo estudiados.
La literatura es extensa (y no es mi área de especialización), pero te voy a dar un par de referencias para más info:
El pionero de papel es
Weakly interacting massive distribución de partículas en la y la evaporación desde el sol (Gould, 1987)
Otros artículos interesantes:
La luz de los Débiles en el Sol: las Limitaciones de la Helioseismology
Efecto de la baja masa de partículas de materia oscura en el Sol
Primera asteroseismic límites en la naturaleza de la materia oscura
Asimétrica de la materia oscura y el Sol
Revisión de asimétrica de la materia oscura
y las referencias allí contenidas.
