Star formation rates, efficiencies and initial mass functions in spiral galaxies (I Method)
本文导出了一种利用宽波段光度学计算相对恒星形成率（臂相对于臂间盘）和相对恒星形成效率以及旋臂振幅随银河中心半径变化的新方法。本文讨论了由H_α光度测量获得恒星形成率的经典方法，并导出了一种新的方法来诊断可能存在的由于臂和臂间盘初始质量函数不同而引起的恒星形成偏差。作为一个例子，这些方法被应用到螺旋星系NGC 4321和NGC 4254，获得他们的臂振幅，相对臂/臂间恒星形成效率，相对臂/臂间初始质量函数为每个臂，作为一个函数的银河系中心半径。这两个物体都提供了证据，证明大质量恒星的形成是在螺旋臂中触发的，这与螺旋密度波理论相一致，并且在臂中的初始质量函数与盘的其余部分不同，在这个意义上，臂中有更大比例的大质量恒星。这种有偏差的恒星形成出现在臂的区域，那里触发了大质量恒星的形成，然后与密度波系统有关，并且可能是由密度波系统引起的。然而，由于这种偏向的恒星形成，研究的星系的旋臂并没有触发形成一个更大的总质量的恒星（所有光谱类型）相对于臂间盘。
1997-07-24 astro-ph
The shape of the initial cluster mass function: what it tells us about the local star formation efficiency
我们探讨了如何驱逐气体从星团形成的云核由于超新星爆炸影响的形状的初始集群质量函数，即质量函数的星团时，气体驱逐的影响结束。我们证明，如果形成集群的气体核心的半径是大致恒定的核心质量范围内，由观测支持，那么更大的核心进行较慢的气体排出。因此，对于一个给定的恒星形成效率，更大质量的核心在气体排出后保留了更大比例的恒星。因此，初始的星团质量函数可能与核心质量函数大不相同，最终的形状取决于恒星形成效率。质量无关的恒星形成效率约为20%，将幂律核心质量函数变成钟形的初始星团质量函数，而质量无关的效率约为40%，保持核心质量函数的形状。
2008-02-11 astro-ph
Probability of primordial black hole formation and its dependence on the radial profile of initial configurations
在本文中，我们推导出的概率径向分布的球对称不均匀性，以提供一个改进的估计的原始黑洞（PBH）的数密度。我们证明了PBH形成的概率敏感地依赖于初始配置的径向轮廓。我们这样做的特点，这个配置文件与两个参数选择的启发性：振幅的不均匀性和二阶径向导数，都在中心的配置。我们计算的联合概率初始宇宙学的不均匀性作为这两个参数的函数，然后找到这些参数和PBH形成的数值计算中使用的对应关系。最后，我们扩展了我们的启发式研究，以评估PBH形成的概率，同时考虑到第一次的曲率不均匀性的径向轮廓。
2009-01-14 astro-ph
Numerical Simulations of Globular Cluster Formation
利用三维光滑粒子流体动力学（SPH）程序研究了与球状星团形成有关的各种物理过程。我们的代码包括气体的辐射冷却，恒星形成，恒星的能量反馈，包括恒星风和超新星，以及恒星的化学浓缩。我们假设，在坍缩的星系中，等温冷云通过热凝聚形成，并成为原球状云。我们通过解线性化的扰动方程计算原球状云的大小。我们计算的原始云的内部区域的演化与我们的SPH代码的各种初始半径和初始气体的组成。当初始气体中不含重元素时，原始云的演化敏感地依赖于初始半径。对于一个较小的初始半径，最初的恒星爆发是如此强烈，以至于随后的恒星形成发生在中心区域，形成一个与球状星团一样大的致密星团。当初始气体中含有重元素时，气体的金属丰度会影响恒星的演化和最终质量。如果原球状星团的初始半径相对较大，那么形成一个像球状星团那样大质量的星团需要初始金属丰度达到[Fe/H] $\geq -2$。星团中重元素的自富集并非在所有情况下都发生。
2000-01-25 astro-ph
Initial conditions for massive star formation
在这方面的贡献，我们的知识的初始条件下，大质量的恒星形成发生的审查。大质量恒星诞生于大质量的巨分子云（GMCs）中，因此首先对GMCs的性质进行了概述。作为分子云的一个潜在的早期阶段，红外暗云在十年前被发现为银河平面的中红外（MIR）图像中的暗斑，最近对其中的物理条件进行了许多研究。在没有MIR吸收的指导下，也可以使用大规模的无偏冷尘埃调查来识别大规模的冷团块。在没有大质量恒星形成的迹象的情况下，如紧凑的HII区域和明亮的红外光源，这些团块是研究大质量恒星形成的初始条件的最有希望的对象。总结了目前发现红外宁静团簇的观测方法及其物理和化学性质。
2007-12-18 astro-ph
Application of the Limit Cycle Model to Star Formation Histories in Spiral Galaxies: Variation among Morphological Types
我们提出了一个极限环方案的任何形态类型的螺旋星系的恒星形成历史。观测结果表明，早型螺旋样品比晚型螺旋样品具有更宽的恒星形成率（SFR）变化范围。这种趋势是理解的框架内的极限环模型的星际介质（ISM），其中的SFR周期性变化，根据时间的变化的质量分数的三个ISM组件。当应用ISM的极限环模型时，SFR的变化幅度预计将随超新星（SN）速率而变化。观测证据表明，早型旋涡星系比晚型旋涡星系显示出更小的现代SN率。结合ISM的极限环模型，我们预测早型旋涡星系的SFR变化幅度比晚型旋涡星系大。事实上，这一预测是一致的，观察到的范围较宽的SFR在早期类型的样品比在晚期类型的样品。因此，在ISM的极限环模型的框架下，我们能够解释不同形态的旋涡星系之间的SFR变化幅度的差异。
2000-05-04 astro-ph
A Constraint on brown dwarf formation via ejection: radial variation of the stellar and substellar mass function of the young open cluster IC2391
利用ESO 2.2米望远镜的广角成像仪（WFI）和Cerro Tololo的CTIO 1.5米望远镜的CPAPIR照相机，我们对疏散星团IC 2391（D~ 146 pc，年龄~ 5000万年，太阳金属丰度）进行了广泛的多波段光度测量。在这里，我们提出的结果，从我们的测光调查和光谱的后续行动的中心部分的调查。
2008-09-30 astro-ph
Simulating the formation of molecular clouds. I. Slow formation by gravitational collapse from static initial conditions
我们研究的形成H2的ISM中，使用修改后的版本的天体物理磁流体动力学代码ZEUS-MP，其中包括一个非平衡处理的形成和破坏H2。我们研究了两种不同的近似来处理H2对光解的屏蔽：局部近似，这给了我们一个坚实的屏蔽量的下限，和一种基于射线追踪的方法，在某些情况下是相当准确的，但产生的结果是很难清楚地解释。这两种近似都允许人们仅用适度的计算资源来执行云形成的三维高分辨率模拟。我们还包括一个详细的治疗的气体的热行为。在本文中，我们集中在重力不稳定，初始静态气体中的分子云的形成问题。我们表明，在这些条件下，并为初始密度与那些在冷，中性原子相的星际介质中观察到的一致，H2的形成发生在一个时间尺度t > 10万年，相当于或长于云的重力自由落体的时间尺度。我们还表明，崩溃的气体非常迅速地达到热平衡和状态方程的气体一般是软比等温。最后，我们证明，虽然这些结果显示在我们的大多数模拟参数的变化几乎不敏感，他们是高度敏感的假设的初始密度n_i。降低n_i显著增加了云形成时间尺度并降低了最终转化为H2的氢的量。（节录）。
2007-01-12 astro-ph
The formation of the first galaxies and the transition to low-mass star formation
第一个红移z ~ 10-15的星系的形成标志着宇宙从简单的初始状态过渡到不断增加的复杂性。在这里，我们回顾了最近的进展，了解他们的组装过程与数值模拟，从宇宙学的初始条件和建模的详细物理恒星形成。在这方面，我们强调的重要性和影响，选择适当的初始条件的恒星形成过程。我们重新审视了从原始到现在的初始质量函数的过渡导致的临界金属丰度的概念，并强调其依赖于额外的冷却机制和确切的初始条件。我们还回顾了最近的工作，尘埃冷却的能力，提供过渡到当今的低质量恒星形成。特别是，我们强调了这种过渡机制发生的极端条件下，在致密气体中产生的紧密堆积的集群暴力碎片。
2009-10-20 astro-ph
The Formation of Globular Cluster Systems in Massive Elliptical Galaxies: Globular Cluster Multimodality from Radial Variation of Stellar Populations
质量最大的椭圆星系在它们的球状星团系统颜色分布中表现出突出的多模态。了解导致多个球状星团子群的机制对于完整地了解大质量星系形成是至关重要的。通过假设球状星团的形成与恒星的形成相一致，并考虑到Pipino & Matteucci（2004）多带光化学演化程序预测的复合恒星星族的径向变化，我们计算了球状星团性质随银河系中心半径的分布。我们将我们的结果与Puzia等人（2006）对附近早型星系中球状星团的光谱测量结果进行了比较，并表明在大质量椭圆星系的球状星团系统中观察到的多模态可以至少部分地归因于恒星星族混合的径向变化。我们的模型预测了在大多数质量椭圆星系中存在超富金属的球状星团，这与光谱观测非常一致。此外，我们还研究了其他非线性机制对球状星团系统金属丰度分布的影响，特别是合并诱导的球状星团形成和非线性颜色-金属丰度转换的作用，并讨论了它们在我们的模型中的影响。
2007-04-04 astro-ph
Variations in Stellar Clustering with Environment: Dispersed Star Formation and the Origin of Faint Fuzzies
观察到的恒星形成效率随平均云密度的增加而增加，从整个巨大分子云的百分之几到星团形成核心的约30或更多，可以理解为云结构的分层结果，如果存在一个特征密度，单个恒星变得清晰。同样在这种情况下，恒星形成的效率随着密度概率分布函数（pdf）的分散而增加。对数正态分布的模型说明了这些影响。结合星团中恒星形成和松散星团中恒星形成的差异归因于云压力的差异，更高的压力形成更紧密结合的星团。这种相关性占所观察到的增加，在集群分数与恒星形成率，并在低压环境中的缩放OB协会的观察。“微弱模糊”星团，它们被束缚在一起，但密度很低，可以在高马赫数和低背景潮汐力的区域形成。Burkert，Brodie & Larsen（2005）提出的在星系碰撞环中大半径处形成暗模糊的假设满足了这些限制。
2007-10-31 astro-ph
A Variation of the Present Star Formation Activity of Spiral Galaxies
在$10^{9}$ yr的时间尺度上，旋涡星系的恒星形成率被认为是随时间连续下降的。另一方面，目前的恒星形成活动在星系之间表现出不同程度的差异。我们从现有的数据库中收集了1681个邻近旋涡星系的新数据，并研究了目前恒星形成活动的统计。分析了M~31中H Ⅱ区和非H Ⅱ区的远红外和光学B波段表面亮度，表明远红外-光学B波段通量比f（FIR）/f（B）是反映旋涡星系当前恒星形成活动的一个有用指标。对于样本星系，我们绘制了每种形态类型的log（f（FIR）/f（B））与log L（B）的分布图。即使在同一形态类型的星系中，f（FIR）/f（B）的分布也有1 ~ 2个数量级的离散度，这意味着旋涡星系的恒星形成活动在短时间尺度内是不连续变化的。分析log（f（FIR）/f（B））与log L（B）的相关性，我们认为星系中最活跃的恒星形成不会持续超过10^{8}年。我们还为每种形态类型构建了一个通用的log（f（FIR）/f（B））分布直方图。早期类型的螺旋倾向于显示当前恒星形成活动的较大变化。讨论了当前恒星形成活动与星系结构和环境的关系。我们认为，短期的变化发生主要是由于内部过程可能会改变与星系的形态类型。
1996-01-24 astro-ph
Formation and evolution of early-type galaxies. II. Models with quasi-cosmological initial conditions
在这项研究中，借助基于准宇宙学初始条件的N体模拟，我们跟踪了两个模型的早期类型星系的形成和演化，从它们从宇宙的全球膨胀分离到它们的坍缩到维里化结构，恒星的形成和随后的近被动演化。我们所考虑的宇宙学背景是标准CDM。这些模型具有显著不同的初始总质量。特别注意的是恒星的形成过程，气体的加热和冷却，以及化学富集。在这两种模型中，恒星的形成都是在演化的第一个回转期内完成的。现今模型的结构特性与当前的观测结果吻合得很好。化学性质、平均金属丰度和金属丰度梯度也与现有观测数据一致。最后，发现明显的星系风发生。这些模型符合所谓的修正的整体方案，因为子结构的合并在星系生命的早期就发生了。我们的结果与最近其他类似的研究结果一致，从而加强了这样一种观点，即修正后的整体方案是星系形成和演化森林中的正确线索。
2006-06-15 astro-ph
Star Formation at Very Low Metallicity. V. The Greater Importance of Initial Conditions Compared to Metallicity Thresholds
第一批恒星是由不含金属的气体形成的，这似乎导致恒星的质量比现在的情况至少大一个数量级。我们在这里考虑是什么控制着从原始到现代的初始质量函数的转变。已经提出，当在Z/Z_sun > 10^{-3.5}的金属丰度阈值处发生有效金属线冷却时，会发生这种情况。我们研究的影响，低水平的金属富集的冷却和崩溃的初始电离气体在小原星系晕使用三维，平滑粒子流体动力学模拟粒子分裂。我们的初始条件代表原星系内形成的一个先前电离的H ii区域，尚未有时间冷却和重组。这与预测金属丰度阈值的模拟结果有很大不同，在模拟中，气体最初是冷的，只有部分电离。在中心凝聚势，我们在这里研究，各种各样的初始条件的气体产生一个整体的中心崩溃。我们的模型显示，在数密度高达10^5 cm^{-3}的坍缩过程中没有碎裂，在一个旋转的情况下，金属丰度高达10^{-1} Z_sun，远高于以前工作提出的阈值。旋转允许在当地哈勃时间的大部分时间内形成引力稳定的气体盘。湍流稍微减慢了中心密度的增长，但是球对称和湍流初始条件都崩溃并形成单个下沉粒子。因此，我们认为，在中等密度的碎片取决于恒星形成的初始条件比金属丰度本。
2009-01-28 astro-ph
The Initial Conditions to Star Formation: Low Mass Stars at Low Metallicity
我们测量了大麦云星云SN 1987 A区域内约800颗低质量（~1-1.4 Mo）前主序星的吸积速率。具有统计上显著的巴耳末连续区和超H α的恒星在12-16百万年时的吸积速率大于1.5 × 10 ^{-8} Mo/yr。相比之下，在银河系中观察到的盘耗散的时间尺度是600万年的量级。
2004-10-06 astro-ph
Formation of early-type galaxies from cosmological initial conditions
本文描述了从\LCDM初始条件出发的三个近似$M_*$场星系的高分辨率光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。模拟有意地做得很简单，包括光电离、星系际介质的冷却和恒星形成，但不包括活动星系核或超新星的反馈。所有的星系都在$z \approx 5$经历了恒星形成的初始爆发，伴随着加热气体气泡的形成。目前，三分之二的星系显示出早期类型的性质，而其中只有一个经历了重大的合并。加热从冲击和-PdV工作占主导地位的冷却，使大多数气体的温度是一个时间的函数。通过$z \approx 1$，最终恒星质量的一个重要部分已经就位，光谱能量分布类似于观测到的大质量红星系。星系从$z=1 \to 0$平均增长了25%的质量和大小的气体贫（干）恒星合并。到目前为止，模拟的星系是古老的（$\approx 10 {\rm Gyrs}$），运动学上是热的恒星系统，周围是热的气体晕。恒星在$\approx 4$有效半径（$\approx 10$ kpc）内控制着星系的质量。运动学和大多数光度特性与观测到的椭圆星系的一致。合并后的星系会形成一个反向旋转的核心。我们的模拟表明，现实的中等质量的巨型椭圆星系与合理的形成历史，可以形成从\LCDM初始条件，即使不需要最近的重大合并或反馈超新星或活动星系核。
2006-11-19 astro-ph
Baroclinic Vorticity Production in Protoplanetary Disks; Part I: Vortex Formation
本文利用拟谱方法对非弹性气体模型进行数值模拟，研究了原行星盘中涡旋的形成。该模式是一个二维涡度和温度耦合方程组，包括斜压涡度产生和辐射冷却。涡的形成被明确地证明是由斜压性引起的，因为（1）这些模拟的初始扰动涡度为零，初始温度分布为非零;（2）关闭斜压项可以阻止涡的形成，如动能和涡度立即下降所示。涡流强度随以下因素增加：更大的背景温度梯度;更温暖的背景温度;更大的初始温度扰动;更高的雷诺数;以及更高的分辨率。在这里给出的模拟中，当背景温度为$\sim 200K$，径向变化为$r^{-0.25}$，初始涡度扰动为零，初始温度扰动为背景的5%，雷诺数为$10^9$时，涡形成。由74个模拟组成的敏感性研究表明，随着分辨率和雷诺数的增加，涡流可以形成较小的初始温度扰动，较低的背景温度，和较小的背景温度梯度。对于这些模拟的参数范围内，磁盘被证明是对流稳定的Solberg-Høiland标准。
2006-11-16 astro-ph
Massive Star and Star Cluster Formation
我回顾了大质量恒星形成理论的现状：从崩溃，大规模，动荡的核心吸积;竞争吸积;和恒星碰撞。我的结论是，观测和理论证据支持这些模型中的第一个。然后我讨论：红外暗云追踪的恒星团簇形成的初始条件、团簇形成的时间尺度以及不同星系环境中团簇初始质量函数的比较。
2006-10-16 astro-ph
Simulating the formation of molecular clouds. II. Rapid formation from turbulent initial conditions
（节录）。在本文中，我们提出了一个大型的数值模拟，表明氢气的形成迅速发生在湍流气体的结果。从纯原子氢开始，在1 - 200万年的时间尺度上可以产生大量的分子氢，给定的湍流速度色散和磁场强度与观测结果一致。此外，由于我们的模拟低估了H2自屏蔽和灰尘吸收的有效性，我们可以确信，我们计算的分子分数是真实值的强下限。因此，在快速云形成模型所需的时间尺度上形成大量的H2似乎是完全合理的。我们还研究了模型云中气体的密度和温度分布。我们表明，密度概率分布函数近似为对数正态分布，其离散度与Padoan，Nordlund和Jones（1997）的预测一致。温度分布类似于多变体的温度分布，有效多变指数gamma_eff \simeq 0.8，尽管在低气体密度下，实际气体温度在该平均值附近的分散是相当大的，并且多变近似不能捕获气体行为的全部范围。
2007-01-12 astro-ph
Deriving star formation histories: Inverting HR diagrams through a variational calculus maximum likelihood method
我们介绍了一种新的方法来解决极大似然问题，通过变分法，并将其应用于恢复一个未知的恒星形成历史，$SFR(t)$，从由此产生的HR图的情况。这种方法允许完全非参数的解决方案，其优点是不需要对$SFR(t)$进行初始假设。由于使用了完整的极大似然统计模型，我们利用了HR图中可用的所有信息，而不是集中在特定的功能，如关闭点或光度函数。我们测试的方法，使用一系列的合成HR图从已知的$SFR(t)$，并发现它是相当成功的噪声条件下，目前的观测。在这一点上，我们限制分析的情况下，金属丰度的系统是已知的，因为是解决人口的矮球状同伴银河系或太阳邻居依巴谷数据的情况。我们还包括测试，以量化的方式在假设的金属丰度，二进制分数和IMF的不确定性影响我们的推断。
1998-10-01 astro-ph
Ethynyl (C2H) in massive star formation: Tracing the initial conditions?
APEX单碟观测在亚毫米波长对大质量恒星形成区域的样本显示，C2H几乎无处不在，对所有覆盖的进化阶段，从红外暗云通过高质量原恒星物体超压缩HII地区。从亚毫米阵列对一个热核状大质量原恒星物体的高分辨率数据显示，C2H的壳状分布，半径约9000 AU的中心亚毫米峰位置周围。这些观察到的功能很好地再现了一个一维云模式与幂律密度和温度分布和气体颗粒化学网络。反应性的C2H自由基（乙炔基）在大质量恒星形成开始时是丰富的，但后来它迅速转化为核心中心的其他分子。在外层云区，C2H的丰度仍然很高，这是由于星际紫外光子从CO中解离出的元素碳不断补充。我们认为，C2H可能是一种非常适合研究大质量恒星形成的初始条件的分子。
2008-01-29 astro-ph
Turbulent Fragmentation and the Initial Conditions for Star Formation
超音速湍流将分子云（MC）破碎成一个非常复杂的密度场，密度相差几个数量级。一小部分气体被锁定在致密的引力束缚的核心中，这些核心坍缩成原恒星。这一过程可以通过对超音速自引力湍流的数值模拟来研究。在这项工作中，我们使用磁流体动力学（MHD），超声波，super-Alfvénic和自引力湍流的数值模拟计算坍缩的原恒星核心，这被选为局部密度最大值的质量分布。我们发现坍缩核心的质量分布与恒星初始质量函数（IMF）一致，这表明超音速湍流可能是IMF产生的原因。为了支持这一结论，我们还表明，数值选择的核心的物理性质与观察到的NH $_3$核心的属性是一致的，其磁场强度是一致的塞曼分裂测量。在湍流MC中，恒星形成是通过超临界核心的引力坍缩发生的，超临界核心由湍流形成，亚临界核心与恒星形成过程无关。
2000-11-11 astro-ph
The Initial Mass Function and its Variation
观测到的IMF形状分布可以理解为从一个普遍的IMF和恒星动力学过程产生的变化的统计抽样。然而，年轻的星团似乎有一个国际货币基金组织偏向于低质量的恒星相比，银河系盘国际货币基金组织，其中包括一个平均人口的恒星形成事件发生陀螺前。除了这一尝试性的但令人兴奋的推论，本文还概述了一些阻碍国际货币基金组织做出严格决定的绊脚石，并讨论了其中最有力的证据。
2001-02-12 astro-ph
Evolution of Interstellar Clouds in Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies in the Context of Their Star Formation Histories
我们认为在本星系群矮球状星系（dSphs）的背景下，他们观察到的恒星形成历史的星际云的演化。本星系群dSphs通常在其形成时期（$\sim 15$ Gyr ago）经历了恒星形成的初始爆发，这时来自超新星的热气可以使冷的星际云蒸发。我们发现蒸发云的最大尺寸为10 pc。因此，大于10 pc的云可以在最初的恒星形成过程中存活下来。这些幸存的星云可以促进第二次恒星形成，产生“中间年龄”（$\sim$ 3- 10 Gyr ago）的恒星星族。"假设云之间的碰撞导致了恒星的形成，并且第二次恒星形成的时间尺度是几个Gyr，我们估计了云的总质量。总质量约为$10^{4}M_\odot$，比目前dSph的典型恒星质量小1- 3个数量级。这意味着最初的恒星形成比第二次恒星形成占主导地位，这与观测到的恒星形成历史大致一致。然而，dSphs在其恒星形成历史中的多样性表明，环境对dSphs的影响可能很重要。
1999-03-04 astro-ph
Center-to-Limb Variation of Solar Line Profiles as a Test of NLTE Line Formation Calculations
我们提出了新的观测中心到肢体变化的谱线在安静的太阳。我们的长缝光谱校正散射光，这相当于连续强度的4- 8%，通过与圆盘中心的傅立叶变换光谱比较。我们研究的非弹性碰撞与中性氢在NLTE线形成计算的氧红外三重态，和钠I 6160.8 A线的效果。采用经典的一维理论模型大气，我们发现，钠过渡，形成在更高的层，更有效地热化氢碰撞比高激发氧线。这一结果似乎是太阳光球层中NH/Ne比值随深度减小的简单结果。在LTE和NLTE条件下，研究了所选线路的中心到边缘的变化。在NLTE分析中，与氢原子的非弹性碰撞被认为是一个简单的近似或忽略，试图测试这种近似的有效性。对于钠线的研究，最好的协议之间的理论和观察发生时，NLTE被认为是和非弹性碰撞与氢被忽略的速率方程。氧三重态的分析得益于使用LTE三维模型大气和NLTE谱线形成的非常详细的计算。卡方 **2统计有利于包括氢碰撞与采用的近似，但在这种情况下得到的氧丰度是显着高于从OH红外跃迁得到的值。
2004-05-07 astro-ph
Initial Scales, Supersymmetric Dark Matter and Variations of Neutralino-Nucleon Cross Sections
本文将具有普适软超临界破缺项的MSSM中的中性子-核子截面与暗物质探测器的极限进行了比较。我们的分析集中在相应的截面的稳定性相对于软项运行的初始规模的变化，发现规模越小，截面变得越大。例如，通过采用$10^{10-12}$ GeV而不是$M_{GUT}$，这是一个更明智的选择，特别是在某些超弦模型的背景下，我们发现参数空间中的广泛区域具有$10^{-6}$ -$10^{-5}$ pb范围内的截面，即当前暗物质实验敏感的区域。例如，这可以针对$\tanβ\gsim 3$获得。
2000-09-02 astro-ph hep-ph
