Hierarchical Phase Space Structure of Dark Matter Haloes: Tidal debris, Caustics, and Dark Matter annihilation
大部分质量含量的暗物质晕预计是在潮汐碎片的形式。碎片的密度不是恒定的，而是由于在轨道远心和近心处形成焦散而增加，或由于相位混合而衰减。在相空间中，碎片聚集在一个被暗物质的原始温度截断的层次中。了解这种相位结构对于解释许多天体物理观测，特别是暗物质探测实验具有重要意义。考虑到这一目的，我们开发了一个通用的理论框架来描述冷暗物质晕相空间的层次结构。我们不做任何假设球对称和/或光滑和连续的吸积。相反，在作用角空间中使用关联函数，我们可以完全解释分层结构（预测作用空间中的两点关联函数~（ΔJ）^{-1.6}），以及相空间的原始离散性。作为一个应用程序，我们估计提升的暗物质湮灭信号由于维里半径内的相空间的结构：由于层次潮汐碎片的提升是为了统一，而原始的相结构的离散性可以提高总湮灭信号的数量级。后者主要由超过维里半径的20%的区域，并且对于最近形成的具有最小程度的相混合的晕是最大的。
2008-11-10 astro-ph hep-ph
Does the Second Caustic Ring of Dark Matter Cause the Monoceros Ring of Stars ?
根据预测，暗物质的焦散环存在于银河系平面上，半径为$n = 1,2,3 ..$的半径为$a_n \simeq 40 {\rm kpc}/n$。最近发现的麒麟座星环位于$n=2$焦散星系附近，促使我们考虑这两个天体之间可能存在的联系。我们确定了两个过程，通过该麒麟星环的恒星可能已经形成。一个过程是气体迁移到焦散面上的角速度最小值，从而增强了那里的恒星形成。另一种是当焦散的质量和半径缓慢增长时，恒星轨道的绝热变形。第二个过程预测了一个订单100%的增强盘星的密度在焦散环的位置。
2007-04-30 astro-ph
Infall caustics in dark matter halos?
我们发现，大多数粒子和subhalo轨道在模拟宇宙学冷暗物质晕是令人惊讶的规则和周期性的：相空间结构的外部晕区域的股票的经典自相似二次落入模型的一些属性。在某些时刻，在径向速度-半径平面上可以清楚地看到一些外侧分支.然而，它们在现实的，三轴晕与非径向的，cluerous，质量吸积严重扩大。这可以防止形成高密度焦散：即使在最好的情况下，球形密度剖面也只有很小的增强（<10%）。大质量卫星引起的rho（r）的较大波动是常见的。因此，入射焦散线太弱，无法影响透镜效应或暗物质湮灭实验。它们的探测极具挑战性，因为它需要大量精确的示踪剂位置和外晕中的径向速度。银河系的恒星晕可能是未来唯一可行的目标。
2008-04-25 astro-ph
The Cosmic Ray Signature of Dark Matter Caustics
暗物质的引力坍缩、暗物质晕的合并和卫星的潮汐破裂都是导致形成精细而致密的暗物质壳的过程，也被称为暗物质焦散。可能形成暗物质的假定弱相互作用物质预计将在银河系晕的这些密集区域强烈湮灭，特别是产生反质子和正电子。我们推导出这些罕见的反物质粒子在地球上的流量，并表明它取决于显着的截止半径的暗物质分布在银河系中心。对于高能量反质子和低能量正电子，如果这个截止半径取为300 pc --虽然有点极端，那么对于光滑的NFW剖面，发现助推因子为~30。这产生了一个可检测的反质子信号约数百个Gev的模型，其中湮灭截面今天是增强的非微扰效应，在一般情况下，一个沉重的维诺。然而，暗物质焦散不能提供一个更好的解释超过10 GeV以上的热量过剩比一个光滑的NFW或等温核心分布。
2008-06-23 astro-ph
Particle Annihilation in Cold Dark Matter Micropancakes
冷的原始粒子暗物质在六维相空间中的分布非常接近于三维片。在配置空间上的这个薄片映射中的折叠创建了无处不在的薄片状焦散（“微煎饼”）。一个典型的WIMP暗物质晕有许多微饼，每个微饼的尺度都与晕本身相当，宽度大约是晕尺寸的$10^{-8}$，典型的最大密度大约是晕平均值的$10^4$倍。它在这里表明，暗物质粒子的总湮灭率主要是由粒子接近这些微饼，所以辐射主要是从高度扭曲的二维表面，而不是一个充满的体积发射。粒子的总湮灭率比N体模拟预测的高出约5倍，N体模拟无法解决这些问题。微饼也会在湮灭辐射的表面亮度中产生尖锐的线不连续性。
2001-05-30 astro-ph
Enhancement of the $\barν_e$ flux from astrophysical sources by two photon annihilation interactions
反电子与总中微子通量之比$Φ_{\barν_e}:Φ_ν$，预计来自天体物理源中的$pγ$相互作用，为$\le1:15$。我们指出，这一比例是由$μ^+μ^-$对的衰变增强，创建的湮灭二次高能光子从衰变的中性π介子产生的$pγ$相互作用。我们发现，在一定条件下，$Φ_{\barν_e}:Φ_ν$的比例可能会显着增强的伽马射线暴（GRB）火球，和探测器的$\barν_e$在千米级中微子探测器的共振可能会限制GRB火球模型参数，如磁场和能量耗散半径。
2006-04-18 astro-ph hep-ph
Neutrino Annihilation in Stellar Magnetic Fields
在磁场的存在下，截面$ν\barν\to e^+e^-$的潜在增强对于超新星的研究和伽马射线暴的可能机制是至关重要的。虽然宇称破坏（PV）在自由空间中的反应是禁止的CP，CP非不变的背景气体的电子的存在下创建一个不对称的截面，这可能有助于不对称的超新星和出生速度的中子星。我们计算的横截面中存在的领域高达$B = 10^{16}$ G和发现没有显着增强的横截面与磁场强度。通过研究我们的结果作为环境变量（场强，密度，温度）的函数的系统性，我们外推的宇称违反条款的相对强度弱场极限，并发现宇称违反是不足以提供所需的“踢”来解释观测到的速度的中子星。
1997-08-04 astro-ph
Small-scale clumps in the galactic halo and dark matter annihilation
小规模DM团块的生产进行了研究，在标准的宇宙学方案与暴胀产生的原始波动谱。特别注意以下三个问题：（i）与$M \lesssim 10^3 M_{\odot}$的小规模集群的质谱计算与集群结构的层次模型内考虑到潮汐破坏的集群。在每个对数质量间隔$Δ\ln M\sim1$中，只有0.1 - 0.5%的小团块在潮汐破坏阶段存活下来。(ii)团簇的质量分布在$M_{\rm min}$处有一个截止点，这是由于DM颗粒的扩散脱离了波动和后期的自由流动。$M_{\rm min}$是模型相关量。在这种情况下，中性伴子被认为是纯的双伴子，是DM粒子，$M_{\rm min} \sim 10^{-8} M_{\odot}$。(iii)在潮汐相互作用的影响下，由于核的形成，DM团的密度剖面的演化不会导致奇异性。核的半径是$R_c \sim 0.1 R$，其中$R$是团块的半径。研究了DM粒子在星系晕中湮灭的应用。团的数量密度作为其质量，半径和距离银河系中心的函数。由于结块，有效的任意DM颗粒的湮灭信号的增强，计算。尽管生存概率很小，但在大多数情况下，湮灭信号以团块为主。对于观测上较好的折射率值或原始涨落谱$n_p \approx 1$，团簇中不同密度剖面的湮灭信号增强可用2 - 5倍来描述。
2004-01-15 astro-ph
Can the WIMP annihilation boost factor be boosted by the Sommerfeld enhancement?
我们证明，索末菲修正CDM湮灭可以是可观的，如果即使是一个小组成部分的暗物质是非常冷的。次晕子结构提供了这样一种可能性，因为最小的团块相对较冷，并且由于不完全的相空间混合而包含更冷的子结构。轻子通道可以增强合理的模型和太阳邻域的提升需要考虑PAMELA/ATIC数据是合理的，特别是在几个TeV质量的中性伴子的情况下，索末菲-校正后的增强被发现是$\sim10^4-10^5.$索末菲效应的饱和被示出发生在$β\sim 10^{-4},$之下，从而将贡献子结构的范围限制在$\sim 10^5\rm M_\odot.$之上。来自湮灭的伽马射线信号将超过EGRET约束，除非湮灭到重夸克或规范玻色子的通道被抑制。轻子通道伽马射线可能被费米卫星探测到，不是来自内部星系的子结构被潮汐破坏，而是作为来自外部晕的准各向同性背景，除非外部子结构比内部子结构更不集中和/或CDM密度分布到维里半径明显变陡。
2009-08-23 astro-ph hep-ph
Antiproton and Positron Signal Enhancement in Dark Matter Mini-Spikes Scenarios
银河系中暗物质（DM）的湮灭可能会在银河系宇宙射线中的反物质种类的光谱上产生特定的印记，这可以通过即将进行的实验（如PAMELA和AMS 02）来检测。最近的研究表明，子结构的存在可以增强湮灭信号的“提升因子”，不仅取决于能量，但这是内在的银河系内部DM子结构分布的统计特性。我们调查的情况下，子结构组成的$\sim 100$“迷你尖峰”周围的中等质量黑洞。聚焦于初级正电子和反质子，我们发现大的助推因子，高达几千，在正电子的情况下，在高能量下，在反质子的情况下，在低能量下，表现出很大的变化。因此，根据正电子光谱中观察到的截止值来估计DM粒子的质量可能会导致其实际值的大幅低估。
2007-07-27 astro-ph
Dark matter annihilation in the halo of the Milky Way
如果宇宙中的暗物质是由弱自相互作用粒子组成的，它们可能会自我湮灭并发射伽马射线。我们使用高分辨率的数值模拟直接估计湮灭流量从银河系的中心区域和暗物质的子结构在其晕。虽然这样的估计仍然不确定，因为他们的强烈依赖于的densitives区域的结构，我们的数值实验表明，不太直接的计算高估了从中心和从晕子结构的排放。我们估计一个最大的增强最多的一个因素的几个相对于一个光滑的球形晕的标准Navarro-Frenk-White（NFW）结构。我们讨论了下一代伽马射线探测器的探测策略，发现湮灭通量可能是可检测的，无论密度区域的不确定性，目前流行的基本粒子模型预测的暗物质的湮灭截面。
2004-01-23 astro-ph
The impact of dark matter decays and annihilations on the formation of the first structures
我们推导出DM衰变和湮灭对结构形成的影响。我们考虑中等质量的DM粒子（无菌中微子和轻DM），因为它们预计会对加热和再电离做出最大贡献。从DM衰变和湮灭的能量注入产生的冷却剂（H2和HD）的丰度的增强和气体温度的增加。我们发现，对于所有考虑DM模型的临界晕质量崩溃，m_crit，一般高于在未扰动的情况下。然而，m_crit的变化很小。在最极端的情况下，即考虑到光DM湮灭（衰变）和在红移z_vir>10（z_vir~10）处的晕维里化，m_crit增加了~4（~2）倍。在湮灭的情况下，m_crit的变化也对DM晕的假定轮廓敏感。此外，我们注意到，保留在晕内的气体的分数大大减少（~宇宙值的40%），特别是在最小的晕中，作为DM衰变和湮灭的能量注入的结果。
2006-12-12 astro-ph
The positron excess and supersymmetric dark matter
利用一种新的仪器，HEAT合作已经证实了他们在1994年首次探测到的宇宙射线正电子的过量。我们探讨的可能性，这种过剩是由于中性伴暗物质在星系晕的湮灭。我们证实，中性伴子湮灭可以产生足够的正电子，以弥补测量过剩，只有当有一个额外的增强信号。我们量化的“助推因子”，需要在信号中的各种模型在最小超对称标准模型参数空间，并发现，助推因子>30提供了良好的拟合的热数据。如果我们生活在一个clusiphalo晕中，信号可能会出现这种增强。
2002-11-12 astro-ph
WIMPonium and Boost Factors for Indirect Dark Matter Detection
我们认为在合理的暗物质（DM）粒子物理模型中，WIMP暗物质可以通过长寿命的“WIMP 鎓”束缚态湮灭。WIMPonium束缚态可以发生在阈值或阈值附近，导致DM湮灭率的显著增强，与索末菲效应密切相关。因此，在没有大的密度增强的情况下，湮灭率可以发生大的“提升因子”放大，可能更喜欢较冷的密度较低的天体，如矮星系作为间接DM搜索的位置。辐射俘获到WIMPonium态和在WIMPonium态之间的跃迁一般导致湮灭产物的丰富能谱，在2体衰变到$γγ$或$γZ$终态的情况下可能有许多不同的谱线。多辐射俘获模式的存在进一步提高了总湮灭率，并且线的检测将给出关于DM粒子的性质和自相互作用的直接超定信息。
2010-04-26 astro-ph hep-ph
Can Dark Matter Annihilation Dominate the Extragalactic Gamma-Ray Background?
湮灭暗物质（DM）被认为是来自银河系中心（GC）的伽马射线的可能来源，并对河外伽马射线背景（EGB）有贡献。假设DM晕的密度分布的普遍性，我们表明，这是不太可能的DM湮灭是EGB的主要组成部分，而不超过所观察到的伽马射线通量从GC。当我们考虑到超大质量黑洞或重子冷却对密度分布的增强作用时，这个论点就变得更强了。子结构的存在可以放松约束，但只有在实现非常大的截面以及相当平坦的轮廓时。
2005-03-01 astro-ph hep-ph
Relativistic dark matter at the Galactic center
在超对称参数空间的大范围内，中性伴子暗物质的湮灭截面强烈地依赖于入射粒子的相对速度。我们探讨的背景下，间接检测的暗物质从银河系中心的速度依赖性的后果。我们发现，在高速湮灭截面的增加导致了平坦的晕密度分布附近的银河系中心和增强的湮灭信号。
2007-10-30 astro-ph hep-ph
Robust Gamma Ray Signature of WIMP Dark Matter
如果暗物质由弱相互作用大质量粒子（WIMP）组成，那么在银河系中心的WIMP湮灭可能会导致高能伽马射线通量的可观测增强。我们预测的形状和归一化的磁通分量由于末态辐射的带电粒子产生的WIMP湮灭事件。预测是没有任何假设的微观理论负责的WIMP，并只轻微地依赖于未知的分布的总WIMP湮灭截面之间的可能的最终状态。特别是，如果WIMP湮灭成一对带电费米子（轻子或夸克），光子谱具有尖锐的边缘特征，在光子能量等于WIMP质量时突然下降。如果观测到这样的特征，它将为通量增强的WIMP相关性质以及WIMP质量的测量提供强有力的证据。我们讨论了在地面和空间伽马射线望远镜观测发现这一功能的前景。
2005-07-15 astro-ph hep-ph
