利用暗物质晕分布重建宇宙密度场

从宇宙微波背景重建斑片再电离

Reconstructing Patchy Reionization from the Cosmic Microwave Background

我们介绍了一种新的统计技术，用于从未来的宇宙微波背景温度和极化场的高灵敏度测量中提取非均匀再电离信号。如果再电离是不均匀的，那么复合的光学深度将是天空中位置的函数τ（n）。tau（n）的各向异性通过几种物理机制改变了所观察到的CMB的统计数据：最后散射表面的屏蔽，通过再电离气泡的汤姆逊散射产生新的极化，以及动力学Sunyaev-Zel'dovich效应。我们构造了一个二次估计的模式的τ场。该估计器以噪声图的形式将斑片状再电离信号与CMB分离，该噪声图可以与再电离的其他探针交叉相关或用作独立探针。未来的卫星实验具有足够的灵敏度和分辨率来测量大部分天空中的透镜B模式，可以将片状再电离的关键参数限制在~10%的水平，例如片状时期的持续时间或平均气泡半径。

从宇宙微波背景重建宇宙整体拓扑

Reconstructing the global topology of the universe from the cosmic microwave background

如果宇宙是多连通的，并且足够小，那么最后一个散射面会环绕宇宙并与自身相交。每个相交的圆在微波天空中看起来像两个不同的圆。本文展示了如何使用匹配圆来显式地重建空间的全局拓扑。

超高能宇宙射线在暗物质晕模型中的各向异性

Anisotropy of Ultra High Energy Cosmic Rays in the Dark Matter Halo Model

本文对超高能宇宙射线的各向异性进行了谐波分析，得到了暗物质晕模型。在这个模型中，遗留下来的超重粒子构成了部分暗物质，并集中在星系晕中。超高能宇宙射线是由这些粒子的衰变产生的。各向异性是由太阳在星系晕中的非中心位置引起的。计算的各向异性与AGASA的数据是在合理的协议。为了更精确地检验模型，需要比较银心和银心反方向的通量。

由宇宙微波背景重建投影物质密度

Reconstructing Projected Matter Density from Cosmic Microwave Background

引力透镜使宇宙微波背景辐射各向异性发生畸变，并在其上留下特征图案，这种畸变取决于从今天到红移$z \sim 1100$之间的投影物质密度。在本文中，我们开发了一种方法，直接重建的投影物质密度从CMB各向异性。通过对CMB场的导数的二次组合进行平均来获得这种重建。我们测试的方法，使用模拟和表明，它可以成功地恢复投影的星系团的密度分布，如果有可测量的各向异性尺度小于集群的特征尺寸。在没有足够小尺度功率的情况下，重构图在各个结构上具有低信噪比，但是可以给出功率谱的正检测，或者当与大尺度结构的其他图交叉相关时。我们发展了一种分析方法来重建功率谱，包括噪声和光束平滑的影响。蒙特卡罗模拟的试验表明，只要我们使用具有足够低的噪声和高的角分辨率的地图，我们可以恢复输入功率谱的大小尺度。

从弱非线性密度场重建宇宙的奇异速度

Reconstructing Cosmic Peculiar Velocities from the Mildly Nonlinear Density Field

我们提出了一个数值研究的宇宙密度与速度的散度关系（DVDR）在轻度非线性制度。我们近似的暗物质作为一个非相对论性的无压流体，并解决其运动方程的网格上固定的共动坐标。与N体格式不同，该方法直接产生体积平均速度场。我们的模拟结果进行了比较与预测的三阶微扰理论（3PT）的DVDR。我们调查的平均“前进”的关系（密度的速度发散）和平均“逆”的关系（速度发散的密度），重点放在后者。在大于约20兆秒差距的尺度上，我们的代码恢复了3PT的预测非常好，明显优于最近的N体模拟。在几兆秒差距的尺度上，3PT预测的DVDR与模拟的略有不同。特别是，用三阶多项式近似逆DVDR证明是一个很差的拟合。我们提出了一个简单的分析描述的逆关系，它适用于轻度非线性尺度。

晕暗物质与超高能宇宙射线

Halo Dark Matter and Ultra-High Energy Cosmic Rays

早期宇宙中非常重的亚稳态遗迹的衰变可以在我们银河系的晕中产生超高能宇宙射线（UHECR）。在距离尺度的顺序晕大小，能量损失是可以忽略不计的-没有Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止预期。在这封信中，我们表明，作为层次建立的晕的结果，这种情况下预测的存在小规模的各向异性的UHECR的到达方向。我们还提出了一些后果，这种情况下，这将是测试与即将到来的实验，作为俄歇。

宇宙学宇宙线和贫金属晕星中观测到的Li6平台

Cosmological Cosmic Rays and the observed Li6 plateau in metal poor halo stars

最近对晕星中Li6同位素的观测显示，Li6平台比预测的BBN丰度高出约1000倍。我们计算了从宇宙宇宙射线（CCR）的初始爆发到银河系形成的Li6随红移的演化。我们发现，银河系前生产的锂6同位素可以解释在贫金属晕星中观察到的锂6平台，而无需额外的过剩生产的锂7。CCR能谱的振幅和CCR初始产生的红移之间的关系限制了天体的物理和历史，例如对这些早期宇宙射线负责的流行III星。因此，我们考虑银河系中Li6的演化。由于Li6也产生于银河系宇宙射线核合成，我们认为，晕星的金属丰度之间[Fe/H]=-2和-1，必须在一定程度上耗尽Li6。

银河系恒星晕中宇宙再电离的化石记录

Fossil records of cosmic reionization in galactic stellar halos

长期以来，银河系恒星晕被认为包含着星系早期动力学和化学演化的化石信息。我们认为，老恒星晕的表面亮度分布包含了再电离对星系早期形成历史的影响。通过假设再电离显着抑制恒星形成的小亚星系团维里化后再电离红移（$z_{\rm reion}$），我们首先数值研究如何从这些亚星系团合并形成的恒星晕的结构和运动学性质取决于$z_{\rm reion}$。然后，我们讨论了银河系恒星晕的可观察到的属性为我们提供了化石记录的再电离的影响，层次形成的晕的基础上，目前的数值模拟结果。我们特别建议，恒星晕的半光半径和它们的表面亮度剖面的斜率包含有用的信息时，在亚星系团的恒星形成显着影响再电离。利用模拟的不同$z_{\rm reion}$模型的银河系恒星晕表面亮度分布，我们还讨论了如何宽场成像研究河外晕将有助于我们阐明宇宙再电离的时代。

暗物质晕与宇宙网的排列

The alignment of dark matter halos with the cosmic web

我们使用高分辨率N体宇宙学模拟研究了暗物质晕相对于其邻近空洞的轴向和角动量。我们发现晕的短轴倾向于沿着晕与空洞中心的连线排列，长轴垂直于这条连线。然而，我们发现晕的角动量没有任何特定的方向。这些结果可能提供宇宙的大尺度结构影响星系形成的机制的信息，并在星系盘相对于其宿主晕的取向问题上投光。

我们银河系暗物质晕的旋转可以通过它对宇宙微波背景极化的影响来检测吗？

Can the rotation of the dark matter halo of our galaxy be detected through its effect on the cosmic microwave background polarisation?

暗物质晕具有角动量的命题虽然被广泛接受，但这是一个理论预测，迄今为止还没有被观测证实。旋转引力物体产生的引力磁场可能是暗物质晕角动量的唯一直接结果。我们银河系的暗物质晕产生的引力法拉第旋转存在于所有的天文观测中。探测这种效应在全天宇宙微波背景辐射偏振模式上的印记，将直接探测我们银河系暗物质晕的角动量。我们已经计算出了预期的引力法拉第旋转，结果证明这是一个$(v_c/c)^3$效应，$v_c$是我们的光环的旋转速度。预测的引力法拉第效应旋转角小于$1^{''}$，这意味着这种效应虽然存在，但太小而无法检测到。

来自星系晕中中性子湮灭的宇宙反质子

Cosmic Antiprotons from Neutralino Annihilation in the Galactic halo

我们研究了在宇宙射线中测得的反质子-质子通量比是由星系晕中的中性伴子-中性伴子湮灭产生的可能性。我们研究的最一般的组成遗迹中性伴子。我们比较我们的结果与目前的实验灵敏度，并发现理论预测的水平，目前的实验限制的一些区域中的参数空间的model.We预计，未来的测量的pbar/p将提供非常有用的信息，补充与其他实验手段可获得的。

星暴星系中cosmic ray电子晕结构的数值研究

Numerical studies on the structure of the cosmic ray electron halo in starburst galaxies

星暴星系宇宙线电子晕的结构强烈地依赖于星系风的性质和磁场的位形。我们已经调查了这些依赖性，通过数值求解起源于星爆星系，最有可能在超新星遗迹的电子传播。计算了几种模型的银河风和磁场的配置与观测比较。我们的模拟的准无线电晕再现的扩展结构的~ 9千秒差距和微妙的中空结构附近的极区的无线电晕观察到的星暴星系NGC 253。这些发现表明NGC 253中存在强烈的星系风。

伽马射线暴的超高能宇宙射线和中子衰变晕

Ultra-High Energy Cosmic Rays and Neutron-Decay Halos from Gamma Ray Bursts

关于功率和加速效率的简单论证表明，能量>~ 10^{19} eV的超高能宇宙射线（UHECRS）可能起源于伽玛暴。在伽玛射线暴爆炸波中通过光π介子产生过程形成的中子离开加速场并穿过星系际空间，在那里它们衰变并将非常高能的质子和电子成分注入星系际空间。中子衰变质子形成UHECR的一个组成部分，而中子衰变电子从康普顿散射的背景辐射产生光学/X射线同步加速器和伽马辐射。一个显着的比例与伽玛射线暴活动的星系应该被包围的特征尺寸~ 100千秒差距的中子衰变晕。

用CMB温度和偏振重建原始光谱

Reconstructing the Primordial Spectrum with CMB Temperature and Polarization

提出了一种利用宇宙微波背景（CMB）的温度谱和偏振谱重建原初曲率扰动功率谱的新方法$P(k)$。我们测试这种方法使用几个模拟原始光谱具有非平凡的功能，包括一个振荡的组成部分，并发现，频谱可以重建与百分之几的精度在一个理想的情况下，在CMB数据中没有观测误差的迭代过程。特别是，虽然以前的"宇宙反演“方法，它只使用温度波动，遭受了大的数值误差周围的$k$的一些特定值对应于节点的传递函数，这些错误被发现几乎完全消失在新的方法。

CDM晕的普适平衡：在宇宙维里平面上的追踪

The Universal Equilibrium of CDM Halos: Making Tracks on the Cosmic Virial Plane

暗物质晕是星系和星系团形成的脚手架。当原始密度波动的引力不稳定性导致比平均密度更高的区域减缓其宇宙膨胀、坍缩和维里化时，它们就形成了。像矮球状星系和星系团这样大小和质量不同的天体，被CDM模型预测为具有普遍的自相似平衡结构的晕，其参数由晕的总质量和坍缩红移决定。然而，后两者在统计上是相关的，因为平均而言，相同质量的晕形成于相同的时期，小质量的物体首先形成，然后分层合并。因此，以暗物质为主的不同质量晕的结构特性应该反映出这种统计相关性，这是形成它们的原始密度波动的统计特性的印记。目前的数据揭示了这些相关性，提供了一个基本的测试的CDM模型，探测原始密度波动和宇宙学背景参数的功率谱的形状。

暗物质晕与超高能宇宙射线的各向异性

Dark matter halos and the anisotropy of ultra-high energy cosmic rays

对于超高能宇宙射线的存在，有几种解释认为它们起源于暴胀后再加热产生的大质量粒子的衰变。有人认为衰变产物可以解释观测到的宇宙射线各向同性通量。我们已经计算了预期的各向异性的暗物质分布的各种模型，并发现，目前的数据过于稀疏以上$4 \times 10^{19}$ eV的不同模型之间的区别。然而，我们表明，从三年的皮埃尔俄歇天文台南部部分的操作数据在测试的建议将取得重大进展。

晕/厚盘CV与宇宙X射线背景

Halo/Thick Disk CVs and the Cosmic X-Ray Background

在最近的一项研究（Maoz和Grindlay 1995）中，我们发现，如果大约20-30%的漫射通量来自银河系中厚盘或扁平晕分布中的低光度源，那么在软能量（\sim 0.5-2 keV）的漫射X射线背景中的一些先前认识到的异常就可以理解。在这里，我们总结了我们的研究结果和审查的论点，这些对象不是吸积中子星或黑洞，而是白矮星（即CV），这可能是在一个原始的人口中断球状星团。

扭曲和宇宙的侵入

Warps and Cosmic Infall

N-体模拟表明，当坠落使星系晕的外部重新定向时，每Gyr几度，嵌入晕中的自引力盘会产生一个积分符号翘曲，其幅度与观测到的翘曲相当。对角动量获取的研究表明，对于像银河系这样的星系，所需的晕重定向速率是现实的。

非线性宇宙密度场中的晕关联

Halo correlations in nonlinear cosmic density fields

本文讨论的问题是宇宙密度场中出现的暗物质晕在经历引力动力学引起的强非线性演化后的相关性质的确定。假设物质场的高阶关联函数表现为两体关联函数的乘积，我们导出了晕的关联性质，它们被假定代表星系或星系团的关联性质。原来由重力引起的层次图案被证明是保守的晕。然而，它们的关联强度在任何阶次上都是变化的，但发现只取决于它们的内部性质，即取决于参数x=m/r^（3-γ），其中m是晕的质量，r是晕的大小，γ是二体关联函数的幂律指数。我们能够推导出显式形式的母函数的时刻的晕计数概率分布函数。特别地，我们明确地证明了在稀有晕极限下，S_p（x）-> p^（p-2）的一般性.我们的一般结果的各种插图。作为底层物质场的属性的函数，我们构造了晕的计数概率，并特别讨论了晕空概率。我们还评估了晕质量函数对环境的依赖性。我们发现，在集群内，层次聚类意味着更高的质量是有利的。我们强调，这种偏差是由重力自然引起的。

星系团中的宇宙射线和射电晕：来自射电观测的新约束

Cosmic rays and Radio Halos in galaxy clusters : new constraints from radio observations

星系团是带电粒子加速的场所和非热辐射源。本文报道了对星系团内介质（ICM）中宇宙射线数量的新限制，这些宇宙线是通过对一个相当大的、X射线发光的、红移范围为0.2- 0.4的大质量星系团样本的射电观测获得的。观测到的大部分星系团在星系团中心没有显示出任何兆秒差距尺度的同步辐射（射电晕）。我们得到了固体上限的弥漫无线电发射，并讨论了它们的影响模型的起源无线电晕。我们的测量使我们能够得出ICM中宇宙射线质子含量的限制。假设这些质子的光谱指数δ =2.1-2.4和微G水平的磁场，从旋转措施，这些限制是一个数量级深于目前的EGRET上限，而他们是不太严格的陡峭的光谱和较低的磁场。

宇宙网的漂移集模型：片、丝和晕的丰度

An excursion set model of the cosmic web: The abundance of sheets, filaments and halos

我们讨论了一种分析方法来模拟结构形成的片，丝和结。这是通过结合模型的三轴崩溃与偏移集的方法：片被定义为对象，已沿一个轴崩溃，丝沿两个轴崩溃，和晕是对象中的三轴崩溃是完整的。我们在这里发展了这种方法的最简单的版本，大尺度结构显示了一个清晰的形态层次：大尺度片层中的质量被分配给质量较低的细丝，细丝本身由质量更低的晕组成。我们的方法提供了分析估计的质量分数片，丝和晕，及其演变，任何背景的宇宙模型和任何初始的波动谱。在目前流行的$Λ$ CDM模型中，我们的分析表明，超过99%的宇宙质量是片，72%是丝，质量大于目前的$10^{10} M_{\odot}$。对于光环，这个数字只有46%。我们的方法还提供了分析估计如何晕丰度在任何给定的时间与周围的大规模结构的形态，以及如何晕演化与大尺度结构的形态相关。

暗物质各向异性宇宙注入~L* 晕的起源和意义

The origin and implications of dark matter anisotropic cosmic infall on ~L* haloes

我们测量的暗物质流的各向异性在小尺度上在附近的环境中的晕使用一个大的模拟集。我们依赖于两种不同的方法来量化的各向异性的宇宙陷落：我们测量的流量在晕的维里半径，同时描述通过通量通过一个球壳下落的物质;我们测量的空间和运动学分布的卫星和子结构周围的子块探测器ADAPTAHOP探测晕首先在附录中描述。通过一点统计和两点统计，发现这两种方法在定性和定量上都是一致的，即落入优先发生在垂直于晕自旋方向的平面内。我们计算了赤道吸积的过剩通过环，并通过一个谐波膨胀的下降。下落物质的各向异性水平被发现是~ 15%。子结构的自旋垂直于它们在晕的静止坐标系中的速度矢量，约为5%，这表明沿着对流结构的流动图像为测量的各向异性提供了解释。我们的结论是，晕不认为它的环境作为一个各向同性的扰动，调查如何使用微扰理论的各向异性向内传播，并简要讨论了影响弱透镜，翘曲和星系盘的厚度。

宇宙的里程碑：贫金属晕星对宇宙再电离时代的制约

A Cosmic Milestone: Constraints from Metal-Poor Halo Stars on the Cosmological Reionization Epoch

理论研究和目前对高红移星系际介质（IGM）的观测表明，当宇宙达到气体金属丰度约为太阳值的$10^{-3}$时，至少会发生两次宇宙跃迁。这些是IGM的宇宙学再电离，以及从原始到现在的恒星形成模式的转变。我们通过对银河系贫金属晕星中观察到的碳、氧和硅元素产生的电离辐射进行新的计算来量化这种关系，这些晕星可能是在原始超新星之后形成的第二代物体。我们证明了在贫金属晕星的环境中，[Fe/H]约为-3的富集水平产生了足够的每个重子电离光子，从而提供了$WMAP$探测到的宇宙微波背景中约0.1的光学厚度。我们表明，在一颗恒星的基础上，IGM电离和恒星形成模式的一个真正的宇宙里程碑发生在$10^{-4}$到$10^{-3}$太阳在这些晕星的金属丰度。这提供了一个重要的环节，在证据链中，无金属的第一颗恒星主导了红移6的再电离过程。我们的结论是，许多铁贫晕星形成接近年底或宇宙再电离后不久，使它们成为理想的探针的物理条件下，从第一代到第二代恒星形成的过渡发生在原始星系。

从超新星距离重建宇宙状态方程

Reconstructing the Cosmic Equation of State from Supernova distances

对高红移超新星的观测表明宇宙正在加速膨胀。在这里，我们提出了一个{ \em模型无关}的方法来估计驱动这种加速的标量场的潜在$V(ϕ)$的形式，以及相关的状态方程$w_ϕ$。我们的方法是基于一个通用的分析形式的光度距离$D_L$，优化，以适应观测到的距离遥远的超新星和分化产生$V(ϕ)$和$w_ϕ$。我们的结果有利于$w_ϕ\simeq -1$在目前的时代，稳步增加红移。一个宇宙学常数与我们的结果是一致的。

Halo模型中宇宙引力团簇的准局域演化

Quasi-Local Evolution of the Cosmic Gravitational Clustering in Halo Model

我们证明了当初始扰动为高斯扰动时，宇宙引力团的非线性演化在$x$ - $k$（位置-尺度）相空间中近似为空间局域的.也就是说，如果在相空间中观察具有模式的质量场，非线性演化将导致具有不同尺度的模式之间的强耦合，但在相同的空间区域$k$，而在不同区域$x$的模式保持不相关，或非常弱的相关。我们首先利用晕模型研究了宇宙引力团簇的准局域演化行为，证明了宇宙引力团簇的自相似性和层次性是相空间中准局域演化的本质原因。晕圈的质量密度分布的缩放确保了在不同物理位置处的$(x-k)$模式之间的耦合基本上被抑制。利用LCDM模型中的高分辨率N体模拟样本，利用宇宙质量场离散小波变换变量之间的关联函数证明了宇宙质量场的准定域性.虽然质量场经历了一个高度非线性的演变，和DWT变量显示显着的非高斯特征，有几乎没有相关性的DWT变量在不同的空间位置。讨论了准定域性的可能应用。

星系团中的宇宙射线、射电晕和非热X射线发射

Cosmic Rays, Radio Halos and Non-Thermal X-ray Emission in Clusters of Galaxies

本文计算了星系团内宇宙射线相互作用产生的电子的同步辐射和逆康普顿散射所产生的射电、硬X射线和紫外辐射的通量。同时考虑了宇宙射线的空间分布和团内气体的空间分布。我们的计算特别适用于后发座星系团的情况。如果假设平均磁场为$B \sim 0.1μG$，则可以用这个模型解释彗发的射电晕辐射和硬X射线过剩的通量和光谱。然而，如此低的团内磁场值意味着一个大的宇宙射线能量密度，这反过来是负责，通过中性π介子衰变，超过EGRET上限的100 MeV以上的伽马射线通量。如果彗发的硬X射线过剩和射电晕发射不是由相同的电子数引起的，那么这种伽马射线束缚可以放松。最后，我们强调的独特作用，新一代的伽马射线卫星将发挥不同的模型之间的星系团的非热辐射的区别。

来自AGN的甚高能γ射线：级联在宇宙Background Radiation场上和成对晕的形成

Very High Energy Gamma-Rays from AGN: Cascading on the Cosmic Background Radiation Fields and the Formation of Pair Halos

最近对耀变体活动星系核的高能γ射线观测（E>100 MeV）表明，其发射光谱没有明确的能量上限。活动星系核被认为是最高能量宇宙射线的可能来源，其辐射可能延伸到VHE（甚高能量，E>100 GeV）区域。由于VHE伽马射线被星系际背景辐射的电子对吸收，因此大部分辐射是不可见的。然而，由吸收的VHE伽马射线引发的电磁级联是可以观察到的。由于在级联中产生的e+e-对的速度很可能被周围的随机磁场各向同性，因此在具有VHE发射的活动星系核周围将形成扩展的"晕“（R>1 Mpc）。级联辐射从这些对晕发射各向同性，并在几个TeV以下可观察到。晕辐射可以通过其光谱和强度随与中心源的角距离的特征变化来区分。这种变化弱依赖于中心源模型的细节，例如，发射射流的方向和集束/张开角度。因此，限制或确定对晕的强度可以作为一个模型无关的约束或测量活动星系核的VHE功率。下一代切伦科夫望远镜可能能够拍摄到成对的光环。

Reconstructing the Cosmic Expansion History up to Redshift z=6.29 with the Calibrated Gamma-Ray Bursts

Recently, Gamma-Ray Bursts (GRBs) were proposed to be a complementary cosmological probe to type Ia supernovae (SNIa). GRBs have been advocated to be standard candles since several empirical GRB luminosity relations were proposed as distance indicators. However, there is a so-called circularity problem in the direct use of GRBs. Recently, a new idea to calibrate GRBs in a completely cosmology independent manner has been proposed, and the circularity problem can be solved. In the present work, following the method proposed by Liang {\it et al.}, we calibrate 70 GRBs with the Amati relation usin…

星系晕中重稳定中微子湮灭的Cosmic Ray约束

Cosmic Ray Constraints On the Annihilation of Heavy Stable Neutrinos in the Galactic Halo

我们对宇宙线中的反质子、正电子、电子和光子的通量进行了详细的分析，这些通量是由遗留重中微子在星系晕中湮灭而产生的。粒子谱用蒙特卡罗模拟计算。计算结果表明，高能宇宙线正电子能谱的研究可以为银河系中超重中微子的湮灭提供一个独特的信号，并提供有关暗物质粒子参数的重要信息。

宇宙QCD相变、准重子暗物质和大质量致密晕天体

The Cosmic QCD Phase Transition, Quasi-baryonic Dark Matter and Massive Compact Halo Objects

我们提出冷暗物质（CDM）完全由夸克物质组成，产生于宇宙夸克-强子跃迁。我们把这个阶段称为“准重子”，与通常的重子不同。我们证明了质量约为0.5（M_{\odot}）的紧凑引力透镜可能是从准重子CDM演化而来的。

宇宙夸克-强子相变遗迹与大质量致密晕天体

Relics of Cosmic Quark- Hadron Phase Transition and Massive Compact Halo Objects

我们提出冷暗物质（CDM）完全由夸克物质组成，产生于宇宙夸克-强子跃迁。我们表明，紧凑的引力物体，质量约为0.5（M_{\odot}），可以演变出这样的CDM。

晕中中性伴子湮灭产生的Cosmic-ray反质子

Cosmic-ray antiprotons from neutralino annihilation in the halo

我们报告的主要结果的一份文件，最近的低能量宇宙射线$\bar p$光谱数据进行了分析，在新计算的次级反质子通量和一个外来的信号，由于中性伴子湮灭在星系晕的可能贡献。我们还提出了一份文件中，我们已经证明了相当大的一部分的超对称中性伴子配置，挑选出的DAMA/NaI数据在WIMP直接搜索可能的年度调制效应，可能提供可检测的宇宙射线反质子信号。

星系晕和cosmic ray谱膝区中的大量残余中微子

Massive relic neutrinos in the galactic halo and the knee in the cosmic ray spectrum

尽管许多人努力寻找合理的解释，但宇宙射线光谱中能量约为10**15.5 eV的“膝盖”的起源仍然是个谜。在这封信中，我们认为“膝盖”可能是由于宇宙射线与星系晕中的大质量中微子相互作用产生的类似GZK的效应。简单的运动学将“膝盖”的位置与中微子的质量联系起来，虽然所需的相互作用截面大于标准模型预测的截面，但它可以通过一个小的中微子磁偶极矩来容纳。从现有的实验数据的分析得到的中微子参数的值与目前的实验室界限是兼容的。

宇宙夸克-强子跃迁遗迹中的大质量致密晕天体

Massive Compact Halo Objects from the Relics of the Cosmic Quark-Hadron Transition

在银河系的晕中，有报道称存在质量约为0.5（M_{\odot}）的致密引力透镜。这些暗透镜的性质还不清楚，特别是因为这些物体的质量远高于核聚变的阈值。在这项工作中，我们发现，他们找到了一个自然的解释，作为亚稳态的假真空域（所谓的奇怪的夸克金块）形成的一阶宇宙夸克强子过渡的进化产物。

在测得的cosmic-ray反质子中，哪一部分可能是由星系晕中的中性伴子湮灭引起的？

Which fraction of the measured cosmic-ray antiprotons might be due to neutralino annihilation in the galactic halo?

我们分析了低能宇宙射线反质子谱的数据，最近公布的BESS合作，在新计算的次级反质子的流量和奇异的信号，由于中性伴子湮灭在星系晕的可能贡献。我们挑出相关的超对称配置，并讨论其可探索性与粒子暗物质的直接搜索实验和在加速器。我们将讨论未来的测量与阿尔法磁谱仪（AMS）的航天飞机飞行可能解开中性子诱导的贡献从次要的。

利用直接暗物质探测数据重建WIMP粒子的速度分布

Reconstructing the Velocity Distribution of WIMPs from Direct Dark Matter Detection Data

弱相互作用大质量粒子（WIMP）是暗物质的主要候选者之一。目前，最有前途的方法来检测许多不同的WIMP候选人是直接检测的反冲能量沉积在一个低背景的实验室探测器由于弹性WIMP核散射。到目前为止，通常的方法是根据星系晕的一些模型来预测直接探测到WIMP的事件率。我们工作的目的是逆转这一过程。也就是说，我们研究未来的直接探测实验可以教我们关于WIMP晕。作为第一步，我们考虑的时间平均反冲光谱，假设没有方向信息存在。我们开发了一种方法来构建（时间平均）的一维速度分布函数从这个频谱。该函数的矩，如WIMP的平均速度和速度色散，也可以直接从反冲谱中获得。除了测量的反冲光谱之外，唯一需要的输入是WIMP的质量;不需要关于散射截面或WIMP密度的信息。

冷暗物质晕中的中微子成簇：对超高能宇宙射线的启示

Neutrino Clustering in Cold Dark Matter Halos : Implications for Ultra High Energy Cosmic Rays

本文发展了一种基于无碰撞Boltzmann方程的方法，计算了在冷暗物质（CDM）和宇宙学常数主导的现实宇宙学模型中残余中微子的引力成团。该方法可用于估算CDM晕中任意轻粒子的相空间分布。我们发现质量大于0.3 eV的中微子在星系大小以上的暗物质晕中明显地聚集。在宇宙平均中微子密度之上的中微子过密度随中微子质量和晕质量的增加而增加，范围从10^13 M_sun晕中0.3 eV中微子的10到10^15 M_sun晕中1.8 eV中微子的1500。我们研究了中微子成团对超高能宇宙射线Z爆发模型（UHECR）的影响，该模型将E > 4 x 10^19 eV的观测事件解释为Z玻色子的衰变产物，这些衰变产物来自残余和高能中微子与反中微子之间的共振散射。我们估计UHECR能谱的各种中微子质量对五个最大的集群在当地的宇宙（100 Mpc内）：处女座，英仙座，双鱼座，水螅，半人马座，后发座。如果m_nu > 0.3 eV，则Z-爆发模型中的UHECR通量预计将显著高于这些团簇，否则接近各向同性。

由晕中子湮没引起的宇宙射线中的反质子量

Amount of Antiprotons in Cosmic Rays due to Halo Neutralino Annihilation

我们评估的反质子-质子通量比，可以产生的中性伴子-中性伴子湮灭在星系晕，考虑最一般的组成为遗迹中性伴子和建模的中性伴子局部密度根据其遗迹丰度。我们发现，在混合中性伴子组合物的情况下，这个$\bar p/p$比高于纯希格斯或高吉诺。它示出了如何预期的改善灵敏度的新的测量的$\bar p/p$可以提供非常有用的信息，补充与其他实验手段可获得的。

用动力学暗能量参数化和观测数据重建广义鬼凝聚模型

Reconstructing generalized ghost condensate model with dynamical dark energy parametrizations and observational datasets

对高红移超新星的观测表明，宇宙在现阶段正在加速，我们将这种宇宙加速的原因称为"暗能量“。特别是，对Ia型超新星（SNIa）、宇宙大尺度结构（LSS）和宇宙微波背景辐射（CMB）各向异性的分析表明，在最近的演化阶段，暗能量的状态方程参数有可能越过宇宙常数边界（$w=-1$）。已经提出了“五元组”模型来描述这种暗能量的$w=-1$交叉行为。作为暗能量的单实标量场模型，广义鬼凝聚模型为我们提供了一个实现五元组行为的成功机制。本文根据动力学暗能量的三种参数化形式，利用最新观测数据的最佳拟合结果，重建了广义鬼凝聚模型。