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。
1999-03-11 astro-ph
Measurement of the dark matter velocity anisotropy in galaxy clusters
暗物质结构的内部动力学可能具有一个显著的特性，即结构中的局部温度取决于方向。这是参数化的速度各向异性β必须为零的放松碰撞结构，但已被证明是非零的暗物质结构的数值模拟。本文提出了一种从团内气体的X射线观测值推断星系团中暗物质晕速度各向异性径向剖面的方法。这种非参数方法是基于暗物质温度和气体温度之间的普遍关系，这是通过数值模拟确认。我们应用这种方法的观测数据，我们发现，β是显着不同的中间半径为零。因此，我们发现一个强有力的迹象表明，暗物质是有效的碰撞在集群的动力学时间尺度，这意味着上限的自相互作用截面每单位质量σ/m < 1 cm 2/g。我们的结果可能提供一个独立的方法来确定恒星质量密度在中心区域的一个松弛的集群，以及一个测试是否集群实际上是松弛的。
2008-08-14 astro-ph
Super Heavy Dark Matter and UHECR Anisotropy at Low Energy
超重准稳定粒子是在早期宇宙中自然产生的，可以代表暗物质的一个重要部分：所谓的超重暗物质（SHDM）。SHDM的衰变也代表了超高能宇宙射线（UHECR）的可能来源，衰变$(\propto E^{-1.9})$中产生的粒子的可靠计算光谱。UHECR产生的SHDM模型只能定量地解释AGASA观测到的UHE事件的过量。在观测光谱未显示AGASA过量的情况下，SHDM模型只能提供对UHECR通量的{ \it次显性}贡献。我们在这里讨论的基本特征SHDM生产的{ \it subdominant} UHECR通量，我们指我们的研究可能的签名的模型在俄歇天文台讨论特别是预期的化学成分和各向异性。
2008-02-13 astro-ph
Robust Dark Energy Constraints from Supernovae, Galaxy Clustering, and Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations
Ia型超新星（SN Ia），星系团，宇宙微波背景各向异性（CMB）的数据提供了补充约束宇宙中的暗能量的性质。我们发现威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的三年观测给出了一个CMB位移参数R =（Ω_mH_0^2）^{1/2} \int_0^{z_{CMB}} dz '/H（z'）= 1.70 \pm 0.03。利用这个新的CMB位移参数的测量值，结合Sloan数字巡天（SDSS）的重子声学振荡（BAO）测量值，以及HST/GOODS计划和超新星遗产巡天第一年的超新星Ia数据，我们导出了与模型无关的暗能量暗能量ρ_X（z）和宇宙膨胀率H（z）的约束.我们还导出了暗能量状态方程w_X（z）=w_0+ w 'z（截止z=2）和w_X（a）=w_0+（1-a）w_a的约束条件。我们发现，目前的数据对rho_X（z）和H（z）作为红移的自由函数提供了稍微更严格的约束，而对w_X（z）的约束大约提高了两倍。宇宙学常数仍然与数据一致，然而，不确定性仍然很大的暗能量的模型无关的约束。在红移1和2之间观测到的Ia超新星数量的显著增加，加上改进的BAO和弱透镜宇宙学测量（正如联合暗能量任务的JEDI任务概念所预期的那样），将需要大大收紧与模型无关的暗能量约束。
2006-06-21 astro-ph
CMB anisotropy induced by tachyonic perturbations of dark energy
我们研究了可能的暗能量的快子扰动对CMB温度各向异性的影响。受幻影能量模型的启发，我们考虑了快子微扰的洛伦兹不变和洛伦兹破坏色散关系。我们表明，在洛伦兹破坏的情况下，由快子扰动产生的CMB各向异性谱的形状是非常不同的，由于绝热标量扰动，如果相当大的，它会直接从后者区分。快子的贡献略有改善的理论和数据之间的协议，但是，这种改善是不具有统计意义的，所以我们的分析结果的限制的时间尺度的快子不稳定性。在洛伦兹不变的情况下，快子的贡献是一个快速衰减的函数的多极数$l$，使整个观察到的偶极子可以产生不冲突的数据在更高的多极。在保守的一面，我们的比较与数据的地方限制的绝对值（虚）快子质量的洛伦兹不变的情况下。
2009-04-13 astro-ph
A universal density slope - velocity anisotropy relation for relaxed structures
我们确定了平衡结构的径向密度斜率α（r）和速度各向异性β（r）之间的普遍关系。这种关系适用于各种系统，包括盘状星系合并、球形坍缩、冷暗物质（CDM）晕（有冷却和无冷却）。我们认为，当暗物质或恒星被假定服从Tsallis统计时，从基本原理来看，这种关系的形状是合理的，在这种情况下，我们只用一个自由参数来拟合α- β关系。人们可以用这个结果来关闭金斯方程，例如从观测数据构建椭圆星系的质量模型或调整暗物质直接探测实验。我们还预测了CDM晕的渐近中心斜率和各向异性分别约为-1和0。
2005-09-27 astro-ph
Dark matter annihilation or unresolved astrophysical sources? Anisotropy probe of the origin of cosmic gamma-ray background
宇宙伽马射线背景（CGB）的起源是高能天体物理学中长期存在的一个谜。可能的候选者包括普通的天体，如未解决的耀变体，以及更奇特的过程，如暗物质湮灭。虽然很难单独从平均强度数据中区分它们，但可以使用各向异性数据来代替。我们研究了来自未分辨耀变体和暗物质湮灭（包括来自暗物质子结构的贡献）的CGB各向异性，发现来自这些源的角功率谱是非常不同的。然后，我们专注于检测暗物质湮灭信号的各向异性数据，通过处理未解决的耀变体组件作为一个已知的背景。我们发现，只要暗物质湮灭贡献了一个合理的分数，暗物质的签名应该是可检测的角功率谱的CGB从两年的全天空观测与伽马射线大面积空间望远镜（GLAST），例如，>~ 0.3，在大约10 GeV的CGB。我们的结论是，各向异性测量的CGB与GLAST应该是一个强有力的工具，揭示CGB的起源，并有可能为第一次检测到的暗物质湮灭。
2007-03-07 astro-ph hep-ph
Measuring the dark matter velocity anisotropy in galaxy clusters
宇宙包含的暗物质大约是正常重子物质的6倍，直接观察到暗物质和重子之间的根本差异对于我们理解暗物质结构都很重要，并为我们提供有关暗物质粒子基本特征的信息。我们讨论了平衡态暗物质结构的一个显著特征，即局部暗物质温度可能依赖于方向的性质。这与重子气体形成鲜明对比。我们使用X射线观测两个附近的，放松的星系团，假设流体静力平衡和相同的暗物质和气体温度的外部集群区域，测量此暗物质温度各向异性β_dm，与非参数蒙特卡罗方法。我们发现，beta_dm是大于重子气体，beta_gas=0，在超过3西格玛的信心预测值。观测到的温度各向异性值与宇宙学N体模拟的结果相当一致，并表明暗物质粒子的平衡不受与重子气体相反的局部点状相互作用的控制。
2007-11-08 astro-ph hep-ph
Dark matter halo concentrations in the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe year 5 cosmology
我们使用三个大的N体模拟相结合，调查的暗物质晕晕质量和红移在WMAP 5年宇宙学的浓度的依赖。对于晕质量在10^11 ~ 10^15 Msol/h范围内且红移z < 2的情况，浓度和质量之间的中值关系可以用幂律来充分描述，无论晕密度分布是用NFW还是Einasto分布拟合。与Millennium Simulation最近的分析（使用高于WMAP 5允许的sigma_8值）相比，z = 0晕圈浓度降低了23%（10^11 Msol/h）至16%（10^14 Msol/h）。预测的浓度远低于从X射线观测组和集群推断。
2011-05-02 astro-ph
Anisotropy of the cosmic gamma-ray background from dark matter annihilation
来自暗物质湮灭的高能光子对宇宙伽马射线背景（CGB）有贡献。由于暗物质粒子的相互作用很弱，湮灭只能发生在高密度区域，如暗物质晕。CGB能谱的精确形状取决于暗物质粒子的性质，以及暗物质晕的宇宙学演化。然而，为了区分来自暗物质湮灭和其他天体物理来源的信号，来自能谱的信息可能是不够的。我们发现，暗物质湮灭也产生了一个特征的各向异性的CGB，这提供了一个强有力的工具来测试的起源。我们发展的形式主义的基础上晕模型的方法来计算三维功率谱的暗物质结块，这决定了功率谱的湮灭信号。如果暗物质粒子是超对称中性伴子，并且它们占了GeV范围内观测到的CGB平均强度的大部分，那么未来的γ射线探测器如GLAST的灵敏度应该允许我们测量CGB各向异性的角功率谱。另一方面，如果暗物质的质量相对较小，并且在MeV区域占了大部分CGB，那么未来的高级康普顿望远镜应该能够测量MeV区域的各向异性。由于湮灭光子的强度与密度的平方成正比，我们表明，预测形状的角功率谱的伽马射线从暗物质湮灭是不同的，由于其他天体物理来源，如耀变体。因此，CGB的角功率谱提供了暗物质湮灭的确凿证据。
2006-01-14 astro-ph hep-ph
Dearth of dark matter or massive dark halo? Mass-shape-anisotropy degeneracies revealed by NMAGIC dynamical models of the elliptical galaxy NGC 3379
行星状星云摄谱仪（PN.S）最近的巡天结果显示，在附近的椭圆星系NGC 3379中，速度色散分布迅速下降，这让人怀疑这个中等光度的星系是否具有Lambda CDM宇宙学中预期的那种暗物质晕。结合长缝光谱、SAURON积分场数据和PN.S速度，我们对该星系进行了详细的动力学研究，有效半径（R_e）超过7。我们构建球形和轴对称的动力学模型，这些数据与灵活的测量NMAGIC代码，在一个序列的引力势与不同的暗晕质量。我们发现，数据是一致的近各向同性的球形系统占主导地位的恒星质量，并与模型中的大质量晕具有强径向各向异性的外部部分（β>~ 0.8在7R_e）。正式的似然极限将排除（在1 sigma）只有恒星的模型，以及v_circ（7R_e）>~ 250 km/s的晕模型。一系列更现实的不同倾角的轴对称模型和少量的三轴试验证实了球形的结果。拟合所有数据的所有有效模型在陀螺仪上是动态稳定的，包括最各向异性的。NGC 3379很可能有一个暗物质晕，正如最近在LambdaCDM宇宙学中的合并模型所预测的那样，只要它的外层是强烈的径向各向异性。（节略）
2008-04-21 astro-ph
On the Viability of Bianchi Type VIIh Models with Dark Energy
我们概括的CMB各向异性模式中产生的Bianchi型VII h宇宙的预测，包括一个暗能量组件。Jaffe等人（2005a，b）的研究结果表明，WMAP数据与低密度Bianchi宇宙的各向异性结构在大角度尺度上存在相关性。我们发现，通过包括一个项Omega_L > 0，相同的最佳拟合各向异性图案是由几个宇宙学参数的组合再现。然后，这个模型子集可以进一步受到当前观测的约束，这些观测限制了各种宇宙学参数的值。特别是，我们认为在这些参数的峰值结构的WMAP数据本身所施加的所谓的几何退化。显然，尽管暗能量成分允许额外的自由，但修改后的比安奇模型在很大程度上被排除在外。
2005-12-16 astro-ph
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。
2004-02-17 astro-ph
Dark matter distribution in the Coma cluster from galaxy kinematics: breaking the mass-anisotropy degeneracy
利用Jeans方程研究了后发座星系团中椭圆星系的速度矩。星系团中的暗物质分布是基于宇宙学N体模拟的结果，用一个通用的公式来模拟的。它的内斜率（尖或平），浓度，和维里半径内的质量保持为自由参数，以及速度各向异性，假设独立的位置。我们表明，视线速度色散的研究不允许单独约束的参数。通过对观测到的速度色散和峰度曲线的联合分析，我们能够打破质量分布和速度各向异性之间的简并性。我们确定的暗物质分布在径向距离大于3%的维里半径，我们发现，星系轨道接近各向同性。由于有限的分辨率，不同的内斜率被发现是一致的数据，我们观察到一个强大的退化之间的内斜率$α$和浓度$c$：最佳拟合的配置文件有两个参数与$c=19 - 9.6 α$。我们最好的拟合NFW配置文件具有浓度$c=9$，这是50%以上的宇宙学模拟中发现的类似质量的对象的标准值。$2.9 h_{70}^{-1}$ Mpc维里半径内的总质量为$1.4 \times 10^{15} h_{70}^{-1} M_{\sun}$（准确度为30%），其中85%为暗物质。在这个距离上，蓝色波段的质光比是$351 h_{70}$太阳单位。维里半径内的总质量导致宇宙密度参数的估计，假设星系团追踪宇宙的质光比和重子分数，用$Ω_0=0.29 \pm 0.1$。
2003-04-07 astro-ph
Breaking the degeneracy between anisotropy and mass: The dark halo of the E0 galaxy NGC 6703
我们测量了E0星系NGC 6703在2.6Re范围内的视向速度剖面。从这些数据中，我们约束的质量分布和各向异性的恒星轨道在这个星系。我们已经开发了一种非参数技术，直接从运动学数据中确定DF f（E，L^2）。从Monte Carlo测试使用的空间范围，采样，和误差棒的NGC 6703数据，我们发现，平滑的底层DF可以恢复到均方根精度为12%，和各向异性参数β（r）的精度为0.1，在一个给定的潜力。可以确定一个渐近恒定的晕圆速度v_0，其精度为± \lta 50 km/s。对于NGC 6703，在2.6 R_e处的真圆速度为250 ± 40 km/s，在95% c.l.相当于NGC 6703在78“（13.5 h_50^-1 kpc）内的总质量为1.6-2.6 x 10^11 h_50^-1 Msun。没有任何一个没有暗物质的模型能够拟合这些数据;然而，一个最大恒星质量模型却可以，在这个模型中，发光部分提供了中心几乎所有的质量。在这样的模型中，78“内部的总发光质量为9 × 10^10 Msun，积分M/L_B=5.3-10，相当于从中心上升至少1.6倍。NGC 6703中恒星分布函数的各向异性从中心的近各向同性变为轻微的径向各向异性（30“时β =0.3-0.4，60”时β =0.2-0.4），并且在数据的外边缘没有很好的约束。我们的结果表明，椭圆星系也开始由暗物质在半径为\sim…
1997-10-13 astro-ph
Probing Dynamics of Dark Energy with Supernova, Galaxy Clustering and the Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations
利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，结合超新星（Riess“Gold”样品）、星系团（SDSS 3D功率谱和SDSS lyman-α森林信息）和最近三年的Wilkinson微波各向异性探测器（WMAP）观测，对暗能量动力学进行了全局分析.我们允许暗能量状态方程跨越-1，并特别注意当错误地忽略暗能量扰动时的影响。我们发现动力学暗能量的参数空间现在受到很好的约束，忽略暗能量扰动将使参数空间显着更小。动态暗能量模型，其中状态方程交叉-1是温和的青睐和标准的\LambdaCDM模型仍然是一个很好的适合目前的数据。
2006-03-23 astro-ph gr-qc hep-ph
The velocity anisotropy - density slope relation
一旦从数值模拟中得到两个输入，人们就可以用解析的方法求解平衡的暗物质结构的金斯方程。这些输入是1）相空间密度和半径之间的联系，以及2）速度各向异性和密度斜率之间的联系，即α-β关系。第一个（相空间密度与半径）已经通过几种不同的模拟进行了分析，但第二种（α-β关系）尚未量化。为了量化α-β关系的斜率和零点，我们进行了大量的数值实验。我们发现强有力的迹象表明，关系确实是一个吸引子。结合相空间半径为幂律的假设，我们可以得出这样的结论：平衡的暗物质结构确实具有零中心速度各向异性β_0 = 0，中心密度斜率α_0 =-0.8，外部各向异性β_ \infty = 0.5。
2005-10-21 astro-ph
Dark Matter Halos: Velocity Anisotropy -- Density Slope Relation
在CDM宇宙学中形成的暗物质（DM）晕似乎具有幂律相空间密度分布的特征。DM晕的密度通常由NFW剖面拟合，但更好的拟合由Sersic拟合公式提供。这些关系是从宇宙学模拟结构形成的经验，但尚未解释的第一原则的基础上。在这里，我们解决了Jeans方程的假设下，一个球形DM晕在动态平衡，服从幂律相空间密度和NFW样或Sersic密度分布。然后，我们计算速度各向异性，β（r），解析。我们的主要结果是，对于NFW样的配置文件的β-γ关系是不是一个线性的（其中伽玛是对数导数的密度ρ [r]）。β（r）的形状主要取决于NFW尺度半径R_s内引力能与动能的比值。对于Sersic分布，恢复线性β-γ关系，并且特别地对于n = 6.0的Sersic指数情况，再现Hansen & Moore的线性拟合。我们的主要结果是，相空间密度幂律，Sersic密度形式和线性β-γ依赖性构成了一组一致的关系，服从球形Jeans方程，并因此提供了DM晕的动力学建模的框架。
2007-11-23 astro-ph
Calculation of the Ostriker-Vishniac Effect in Cold Dark Matter Models
我们提出了一个新的推导宇宙微波背景各向异性谱的Ostriker-Vishniac效应的开放，平坦，或封闭的宇宙，并计算预期的冷暗物质（CDM）模型的各向异性。我们提供了简单的半解析拟合公式的Vishniac功率谱，可用于评估任何任意电离历史的CDM模型中预期的各向异性。在平坦宇宙中，对于恒定的电离分数为1，标准化到星系团丰度的CDM模型在角分角标度上产生0.8- 2.4 $μ$ K的均方根温度各向异性，而电离分数为0.2产生0.3- 0.8 $μ$ K的均方根温度各向异性。在一个开放的和/或重子密度高的宇宙中，各向异性的水平要高一些。其中一些模型中的信号可以通过计划的干涉测量实验来检测。阻尼的主要各向异性频谱中的声学峰度角尺度主要取决于光学深度，只有次要的再电离的时代。另一方面，Ostriker-Vishniac各向异性的幅度敏感地依赖于再电离的时代。因此，当结合度尺度各向异性图所提供的再电离光学深度的估计时，Ostriker-Vishniac效应可以提供再电离时代的独特探测。
1998-06-18 astro-ph
Constraints on the coupled quintessence from cosmic microwave background anisotropy and matter power spectrum
讨论了标量场与冷暗物质非最小耦合的精粹模型中线性扰动的演化。我们考虑了这种耦合对宇宙微波背景温度各向异性和物质扰动的影响。由于将冷暗物质的标度修改为$ρ_{c} = ρ_{c}^{(0)} a^{-3 + ξ}$，即使不改变物质和辐射的现有能量密度，我们也可以移动物质功率谱中的周转。这可用于约束耦合的强度。我们发现，该模型的现象是一致的，目前的观察到的耦合功率$n_{c} \leq 0.01$，而采用WMAP测量的电流参数。即将到来的宇宙微波背景观测继续集中在解决更高的峰值可能会对耦合的强度施加很大的限制。
2006-01-16 astro-ph
Hot-dark matter, cold dark matter and accelerating universe
弗里德曼方程的解是在一个包含热暗物质和冷暗物质的宇宙中得到的。在这种情况下，热暗物质驱动着一个加速的宇宙，而没有冷暗物质。
2006-07-07 astro-ph
A universal density slope - velocity anisotropy relation
一旦从数值模拟中得到两个输入，人们就可以用解析的方法求解平衡的暗物质结构的金斯方程。这些输入是1）相空间密度和半径之间的联系，以及2）速度各向异性和密度斜率之间的联系，即α-β关系。第一个（相空间密度与半径）的关系已经通过几种不同的模拟进行了分析，但是第二种关系（α-β关系）尚未量化。为了量化α-β关系的斜率和零点，我们进行了大量的数值实验。结合相空间半径为幂律的假设，我们可以得出这样的结论：平衡的暗物质结构确实具有零中心速度各向异性，中心密度斜率α_0 =-0.8，外部各向异性约为β_ \infinity = 0.5。
2005-09-27 astro-ph
Beyond the Small-Angle Approximation For MBR Anisotropy from Seeds
本文给出了渐近平坦时空中无质量粒子在任意物质分布的引力场中的能量移动的一般表达式。{ \it not}假定物质是非相对论性的。我们证明了一个令人惊讶的结果，即如果物质被均匀的亮度背景所照亮，则在时空中的给定点处观察到的亮度图案（模依赖于观察者的速度的项）仅取决于观察者过去光锥上的物质分布。这些结果直接适用于宇宙学MBR各向异性图案产生的一个对象，如宇宙弦或全球纹理的紧邻。我们将这些结果应用于宇宙弦，发现在小角度近似下对以前发表的结果进行了修正。我们还得到了一个塌陷纹理结的全天空各向异性模式。
1994-06-27 astro-ph
How reliable is the kinematical evidence for dark matter: the effects of non-sphericity, substructure and streaming motions
利用宇宙学$N$ -体模拟的暗物质晕，我们研究了非球性，亚结构和流动运动的影响，在再现星系团的结构和内部运动学的运动学测量。拟合NFW模型的三维密度分布，我们确定的维里质量，浓度参数和速度各向异性的晕，然后计算的投影速度矩的配置文件，因为它们将被测量的一个遥远的观察者。使用这些模拟数据，我们适用于球形物体的Jeans分析再现视线速度色散和峰度，并拟合三个参数。我们发现，一个给定的光环的视线速度色散和峰度配置文件可以有很大的变化与观察者的视角。我们表明，维里质量，浓度参数和速度各向异性的晕可以令人满意地再现独立的晕形状，虽然维里质量往往被低估，浓度参数高估，而恢复的各向异性通常是更切向比真实的。当晕的平均速度剖面接近零时，可以较好地恢复晕的质量、浓度和速度各向异性。
2003-10-19 astro-ph
First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Dark Energy Induced Correlation with Radio Sources
第一年的WMAP数据，结合任何一个其他宇宙探测器，表明我们生活在一个平坦的Λ主导CDM宇宙中，Ω_m ~ 0.27和Ω_Λ~ 0.73。在这个模型中，暗能量的后期作用，通过综合的萨克斯-沃尔夫效应，应该会产生与z<2的物质密度波动相关的CMB各向异性（Crittenden & Turok 1996）。这种信号的测量是对模型的重要独立检查。我们交叉相关的NRAO VLA巡天无线电源目录（Condon等。1998年）与WMAP数据在搜索这个信号，并看到预期的相关性的迹象。假设一个平坦的Λ-CDM宇宙学，我们发现Ω_Λ>0（95%CL，仅统计误差），似然峰值为Ω_Λ=0.68，与首选的WMAP值一致。Ω_m=1.28、h=0.33且无暗能量分量（Ω_Λ=0）的封闭模型与WMAP CMB TT角功率谱略有一致，将在物质分布和CMB之间产生反相关。我们对WMAP数据与NVSS星表的互相关的分析在3σ水平上拒绝了这种宇宙学。
2003-05-07 astro-ph
What it takes to measure a fundamental difference between dark matter and baryons: the halo velocity anisotropy
许多正在进行的实验旨在直接通过WIMP-核子相互作用探测来自星系晕的WIMP暗物质粒子。一旦建立了这样的探测，就需要确认信号的银河起源。这需要方向敏感的探测器。我们表明，这样的探测器可以测量速度各向异性β的星系晕。宇宙学N体模拟预测暗物质的各向异性不为零，β值约为0.2。重子物质的β =0，因此检测到非零的β将是暗物质和重子物质之间根本区别的有力证据。我们估计各种探测器配置使用蒙特卡罗方法的灵敏度，我们发现，最强的信号是在相对较少的高反冲能量事件。如果要测量β的精确度达到0.03，则需要探测到10^4个以上的WIMP事件，其中核反冲能量大于100 keV，WIMP质量为100 GeV，目标为32 S。这个数字对应于所有能量下的~10^6个事件。我们讨论了输入参数的变化，我们表明，我们的方法是强大的背景的存在下，并讨论了可能提高灵敏度的能量敏感探测器。
2007-06-11 astro-ph hep-ph
Model-independent dark energy test with sigma_8 using results from the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
结合最近WMAP测量的宇宙微波背景各向异性和最近的光度距离测量的结果，Ia型超新星，我们发现，归一化的集群尺度上的物质功率谱，σ_8，可以用来区分暗能量的动力学模型（精粹模型）和传统的宇宙学常数模型（LCDM）。
2004-07-01 astro-ph gr-qc hep-ph
Dark Matter in Dwarf Spheroidals I: Models
本文介绍了一个新的双参数矮椭球星系模型族。密度分布有一个普卢默轮廓，像距离的倒数四次方投影，与恒星计数数据一致。第一个自由参数控制速度各向异性，第二个控制暗物质含量。暗物质的分布可以从质量随光运动的一个极端通过具有平坦旋转曲线的近等温晕到具有谐波核的扩展暗晕的另一个极端。这一系列的模型进行了探讨，分析在一些细节-分布函数，固有的时刻和预测的时刻都计算。对于附近的银河系dSphs，数百个离散径向速度的样本正在变得可用。开发了一种技术来提取各向异性和暗物质含量从这样的数据集通过最大化的径向速度的样本的似然函数。这是由分布函数构造的，并对观测误差和双星的影响进行了校正。模拟数据集上的测试表明，1000个离散径向速度的样本足以打破附近dSphs的质量和各向异性之间的简并性。我们已经可以用160个径向速度的样本（相当于目前天龙座数据集的大小）对暗物质的分布进行有趣的限制。
2001-10-23 astro-ph
Constraining the Properties of Dark Energy
宇宙中暗能量的存在可以直接从宇宙的加速膨胀中推断出来，也可以间接地从宇宙微波背景（CMB）各向异性的测量中推断出来。暗能量贡献了临界密度的2/3左右，分布非常平滑，并且有很大的负压。它的性质是非常未知的。它的大部分可辨别的后果来自于它对宇宙膨胀率演化的影响，这反过来又影响了密度扰动的增长和宇宙的年龄，并且可以通过经典的运动学宇宙学测试来探测。在没有令人信服的理论模型（甚至是一类模型）的情况下，我们用一个有效的状态方程w=p_X/rho_X来描述暗能量，该方程可以随时间变化。我们描述并比较了确定w（t）的不同方法，包括星等-红移（哈勃）图，星系和星系团的数量计数，以及CMB各向异性，特别关注使用数千颗红移z < 1.7的Ia型超新星样本，正如可能由拟议的SNAP卫星收集的那样。除其他外，我们推导出最佳的策略约束宇宙学参数使用Ia型超新星。虽然在短期内CMB各向异性将提供第一次测量的w，超新星和数计数似乎有最大的潜力探测暗能量。
2001-03-12 astro-ph
The Tensor to Scalar Ratio of Phantom Dark Energy Models
本文研究了一类宇宙能量密度为正、压力为负、状态方程w = p/rho <-1的模型中宇宙微波背景的各向异性。我们计算的温度和极化各向异性谱标量和张量扰动通过修改公开可用的代码CMBfast。对于一个常数的初始曲率扰动或张量归一化，我们计算了最终的各向异性谱的暗能量密度和状态方程w的标量和张量谱指数的函数。这使我们能够计算张量标量比对w的依赖关系，在一个模型与幻影暗能量，这可能是重要的解释任何未来的长波长引力波的检测。
2001-04-06 astro-ph
Dark Matter
对星系、星系团和大尺度结构的光学、X射线和引力透镜的观测，开始为暗物质问题提供线索。我回顾这些意见的影响，对一些主要问题有关的暗物质：有多少暗物质？它位于哪里？暗物质的本质是什么？重子暗物质的数量是多少。
1996-11-11 astro-ph
Effects of halo triaxiality, anisotropy and small scale clumping on WIMP direct detection exclusion limits
弱相互作用大质量粒子（WIMP）直接探测实验正在接近中性伴子可能构成星系晕暗物质的参数空间区域。星系晕的数值模拟和观测表明，标准麦克斯韦晕模型可能是一个贫穷的近似的暗物质分布。我们研究如何晕模型与三轴性和/或速度各向异性影响排斥限制，然后讨论小规模团块的可能生存的后果。
2002-09-27 astro-ph hep-ph
Constraints on Holographic Dark Energy from Latest Supernovae, Galaxy Clustering, and Cosmic Microwave Background Anisotropy Observations
全息暗能量模型是Li在量子引力理论框架下探索暗能量本质的一种尝试。全息暗能量的主要特征由模型中的数值参数$c$决定。参数$c$只能通过观察确定。因此，利用现有的观测数据对参数$c$进行约束，对于刻画暗能量的演化特征和预测宇宙的命运具有非常重要的意义。本文利用182颗Ia型超新星（SNIa）的金样品、三年的{ \it Wilkinson微波各向异性探测器}给出的宇宙微波背景辐射（CMB）位移参数等最新观测数据，导出了全息暗能量模型的约束条件（{ \it WMAP}）观测，以及斯隆数字巡天（SDSS）的重子声振荡（BAO）测量。联合分析给出了1- $σ$：$c=0.91^{+0.26}_{-0.18}$和$Ω_{\rm m0}=0.29\pm 0.03$中的拟合结果。也就是说，虽然$c<1$的可能性更有利，但在一个σ误差范围内不能排除$c>1$的可能性，这与使用早期数据的先前研究得出的结果有些不同。因此，根据新的数据，全息暗能量模型中五分像特征的证据不像以前那么强了。
2007-06-05 astro-ph gr-qc hep-ph
A Possible Anisotropy in Blackbody Radiation Viewed through Non-uniform Gaseous Matter
复标量场的非定域规范对称性可以推广到旋量场。A13，1265（1998）; hep-th/9902020）。相应的协变拉格朗日密度产生了一个新的，非局域量子电动力学。在这封信中，我们表明，作为这种新的QED的结果，通过气态物质观察到的黑体辐射似乎显示出与普朗克公式的轻微偏差，并提出了一个实验测试来检查这种效果。我们还表明，在这种气体物质分布的不均匀性导致（表观）空间各向异性的黑体辐射。
1999-06-07 astro-ph hep-th quant-ph
Clustering, Anisotropy, Spectra of Ultra High Energy Cosmic Ray: Finger-prints of Relic Neutrinos Masses in Dark Halos
超高能宇宙线UHECR是由UHE中微子-遗迹中微子Z在热暗晕HDM中的簇射产生的，它的能谱和各向异性反映了遗迹中微子的质量和它们的HDM晕簇。双轻中微子的质量分裂可能会反映到双Z共振，并在最高GZK能量截止处的边缘处形成复杂的UHECR谱调制，即双凸。由于我们在暗物质分布中的特殊位置，每个可能的中微子质量都与一个特征性的暗晕大小（星系、局部、超星系团）及其局部各向异性有关。Mpc周围的中微子HDM晕将允许E_n> 10^{20} eV（由于Z衰变）的UHECR中子次级分量出现，其作用与带电p-反{p}中子相当。它们的未偏转的n-反{n}（或衰减的p-反{p}）飞行较短，导致指向原始UHECR源方向的提示和硬UHECR迹线。直接的p -反{p}对被随机磁场分裂和扩展成围绕原始源方向的更稀释和模糊的UHECR信号。由同步辐射发出的TeV信号也必须标记Z-WW簇射。UHE中微子Z簇射特征可能已经在AGASA（和Auger）数据中的最近（和未来）事件中发现。观测到的硬二重态和三重态谱，它们的时间和空间聚集已经支持了Z尾簇射引起的UHECR中子秒的上升的关键作用。
2001-08-06 astro-ph gr-qc hep-ph
Exploring the mirror matter interpretation of the DAMA experiment: Has the dark matter problem been solved?
DAMA周年调制信号与微分能谱之间的自洽性是对暗物质候选者的一个重要检验，镜像物质型暗物质通过了这一检验，而其他暗物质候选者，包括标准暗物质，则通过了这一检验（自旋无关）WIMP和微型带电粒子暗物质，我们认为，镜像物质型暗物质的独特性质似乎正是完全解释这些数据所需要的，这表明暗物质问题终于得到了解决。
2004-05-19 astro-ph hep-ph
Cold Dark Matter from Dark Energy
暗能量/物质统一的第一个简化模型的框架内证明。宇宙学常数主导的泡沫宇宙的大地测量演化，没有真正的物质，被翻译成一个特定的FRW宇宙学，其有效诱导的暗成分非常类似于冷暗物质暗物质。现实的扩展构成了一个暗孤子的桥梁过去（辐射和/或物质为主）和未来（宇宙学常数为主）爱因斯坦制度，其实验签名是一个温和的红移依赖冷暗物质不足的功能。
2001-11-29 astro-ph gr-qc
Mirror matter-type dark matter
任何非重子暗物质理论都应该努力解释以下六个主要问题：（1）暗物质的基本粒子性质（质量、稳定性、暗度）;（2）普通和非重子暗物质（$Ω_B \sim Ω_{dark}$）在宇宙丰度上的相似性;（3）大尺度结构的形成;（4）微透镜事件;（5）螺旋星系中渐近平坦的旋转曲线;（6）令人印象深刻的DAMA/NaI年度调制信号。只有镜像物质类型的暗物质才能够解释所有这六个令人满意的特征。这篇文章的目的是提供一个最新的和教学审查这个暗物质候选人。
2004-07-30 astro-ph hep-ph
Experimental implications of mirror matter-type dark matter
镜像物质类型的暗物质是一个暗物质候选者，特别是从高能物理动机。本文从教学角度回顾了其理论动机和实验证据，重点介绍了最近的正电子偶素实验、DAMA/NaI暗物质搜寻、异常陨石事件等的意义。
2003-09-11 astro-ph hep-ph
Either neutralino dark matter or cuspy dark halos
我们证明，如果最小超对称标准模型中的中性伴子是银河系中的暗物质，那么就不可能有一个延伸到银河系中心的暗物质尖点。相反，如果一个暗物质尖点延伸到银河系中心，中性伴子就不可能是我们银河系中的暗物质。我们考虑了银河系中心黑洞周围中性伴子湮灭的同步辐射，得到了这些结果。
2000-02-21 astro-ph hep-ph
The Anisotropy of the Ultra-High Energy Cosmic Rays
超高能宇宙射线（UHECR）可能起源于银河系暗晕中大质量残余粒子的衰变，也可能是由附近星系核中的超大质量黑洞产生的。在到达方向的各向异性进行了研究，在四个黑暗的晕模型（尖，等温，三轴和倾斜）和在四个星系样本（星系本质上比半人马座A在50和100 Mpc，并在50和100 Mpc的亮度比M32）。在衰变暗物质模型中，各向异性的幅度由星系晕的大小控制，而相位则由形状控制。在北半球，尖点晕的振幅约为0.5，而等温晕的振幅约为0.3。相位点的方向是银河系中心，对于三轴和倾斜的晕，可能有30度的偏差。M31晕的影响太弱，不能为UHECR的衰变暗物质起源提供决定性的证据。在河外星系模型中，比半人马座A亮的星系样本会产生相当大的各向异性（约1.8），远大于现有数据设定的极限。如果所有比M32亮的星系都有贡献，那么各向异性就比较适中（大约为0.5），并且朝向超星系平面的质量集中，就像室女星系团一样。对皮埃尔·俄歇天文台南半球站作了预报。如果UHECR有一个银河系的起源，那么相位指向银河系中心。如果它们有一个河外起源，那么它大致指向天炉座星系团的方向。这提供了一个明确的判别式，并需要在南俄歇约350-500事件。
2001-07-04 astro-ph hep-ph
Dark Energy and the Dark Matter relic abundance
两种机制，精粹标量可以提高遗迹丰富的暗物质粒子进行了讨论。这种效应会对暗物质的超对称候选者产生影响。
2004-09-22 astro-ph hep-ph
Was ordinary matter synthesised from mirror matter? An attempt to explain why $Ω_{Baryon} \approx 0.2Ω_{Dark}$
宇宙学的尘埃已经开始沉淀。一个可能的图景是宇宙（主要）由三种成分组成：普通重子（PDMATHAMM）、非重子暗物质（$Ω_{Dark} \approx 0.22$）和暗能量（$Ω_Λ \approx 0.7$）。我们认为，观测到的普通重子和非重子暗物质（$Ω_{B}/Ω_{Dark} \approx 0.20$）丰度的相似性暗示了普通和暗物质粒子的基本性质之间的潜在相似性。如果把暗物质与镜像物质等同起来，这就是必然的情况。我们研究一个特定的镜像物质的情况下，$Ω_B/Ω_{Dark} \approx 0.20$是自然获得的。
2003-06-03 astro-ph hep-ph
Probing the dark energy: methods and strategies
宇宙中暗能量的存在可以直接从宇宙的加速膨胀中推断出来，也可以间接地从宇宙微波背景（CMB）各向异性的测量中推断出来。暗能量贡献了临界密度的2/3左右，分布非常平滑，并且有很大的负压。它的性质是非常未知的。它的大部分可辨别的后果来自于它对宇宙膨胀率演化的影响，这反过来又影响了密度扰动的增长和宇宙的年龄，并且可以通过经典的运动学宇宙学测试来探测。在没有令人信服的理论模型（甚至是一类模型）的情况下，我们用一个有效的状态方程w=p_X/ρ_X来描述暗能量，该状态方程可以随时间变化。我们描述和比较不同的方法来确定w（t），包括星等红移（哈勃）图，星系和星系团的数量计数，CMB各向异性，特别关注使用的样本几千Ia型超新星的红移z \lesssim 1.7，可能会收集的建议SNAP卫星。除其他外，我们推导出最佳的策略约束宇宙学参数使用Ia型超新星。虽然在短期内CMB各向异性将提供第一次测量的w，超新星和数计数似乎有最大的潜力探测暗能量。
2000-12-28 astro-ph hep-ph
The foundations of observing dark energy dynamics with the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
探测暗能量动力学是当前暗能量研究的主要任务。解决这个问题需要一个完全一致的分析CMB，大尺度结构和SN-Ia数据与多参数自由有效的所有红移。在这里，我们针对第一年的WMAP、2dF星系巡天和最新的SN-Ia数据对一般暗能量进行了十个参数分析。尽管暗能量动力学有很大的自由度，但除了再电离和加速红移之间的轻度简并外，标准宇宙参数没有新的简并，这两者都有效地抑制了小尺度功率。打破这种简并性将大大有助于检测动力学，如果它存在的话。我们对数据的最佳拟合模型在z<1.5时具有显著的后期演变。幻影模型也被认为是，我们发现，最适合的十字架w=-1，如果得到证实，将是一个明确的信号，从根本上新的物理。处理这种快速变化的模型需要仔细整合暗能量密度，这通常不会在标准代码中实现，导致高达5%的关键误差。尽管如此，宇宙方差意味着标准LCDM模型仍然非常适合数据，动力学的证据目前非常薄弱。对再电离或加速时期（例如ISW-LSS相关性）或大尺度宇宙方差的减少（例如在高红移的星系团极化）的独立测试可能是寻找动力学的关键。
2004-09-21 astro-ph gr-qc hep-ph
Interacting Dark Matter disguised as Warm Dark Matter
我们探讨了暗物质-光子相互作用对结构形成的影响，重点是宇宙学扰动的演化，并进行了分析和数值研究。我们计算了这类模型中的宇宙微波背景各向异性和物质功率谱。我们发现，作为主要的结果，当暗物质和光子耦合，暗物质扰动可以经历一个新的阻尼制度，除了通常的碰撞丝绸阻尼效应。这种暗物质粒子（具有相当大的光子相互作用）的行为就像冷暗物质或暖暗物质的宇宙微波背景各向异性或物质功率谱而言，分别。这些暗物质-光子相互作用在这两个光谱上都留下了足够小尺度的特定印记，这可能允许对可接受的光子-暗物质相互作用施加新的限制。在保守的假设下，10^12 M_sol星系的丰度是由冷暗物质正确给出的，并且没有任何关于较小天体丰度的知识，我们得到了暗物质-光子截面与暗物质质量之比的极限：sigma_{gamma-DM} / m_DM < 10^-6 sigma_Thomson / 100 GeV \sim 6 * 10^-33 cm ^2 GeV^-1。
2002-09-11 astro-ph hep-ph hep-th
Dark Matter Detection in Space
我回顾了在天基实验中探测暗物质的前景，重点是最近的发展。我提出了"玛莎·斯图尔特准则“，用于确定特别值得研究的暗物质候选者，并重点关注满足该准则的三种物质：中性伴子暗物质、卡鲁扎-克莱因暗物质和超级WIMP引力伴子暗物质。
2004-05-24 astro-ph hep-ex hep-ph
Dark Energy and Dark Matter
暗物质和暗能量的密度在宇宙膨胀期间的尺度如此不同，但为什么今天它们的密度几乎相等，这是一个谜。如果两个暗区之间存在耦合，这个难题就可以解决。在本文中，我们假设暗物质是由冷遗迹与质量指数依赖于与暗能量相关的标量场。由于该系统的动力学是由一个吸引子解决方案，暗物质粒子的质量被迫随时间变化，以确保暗物质和暗能量的能量密度之间的比率成为一个常数在晚些时候，人们很容易认识到，当今的暗物质丰度是不是很敏感，它的值时，暗物质粒子从热浴解耦。我们表明，目前的丰富的冷暗物质的模型参数的依赖性显着不同的熟悉的结果，其中没有暗能量和暗物质之间的连接。特别是，我们分析的情况下，冷暗物质粒子是最轻的超对称粒子。
2003-02-11 astro-ph gr-qc hep-ph
