MACHO versus HST: how bright can dark matter be?
最近的引力微透镜实验结果，如AMO，表明银河系暗物质（DM）的相当大一部分是致密的形式，典型的质量范围为~0.05 - 1 Mo。这个质量范围使DM要么是低质量的氢燃烧恒星，要么是早期恒星星族的白矮星残余。然而，微透镜效应与其他结果之间似乎存在冲突，例如哈勃太空望远镜（HST）的结果，它反对氢燃烧恒星或其残余物中的高DM分数。在这里，我讨论的可能性，DM检测到的DMO包括低质量的恒星居住在球状星团协会。我表明，这样的情况下，可以调和HST和CHTO的结果，也可以满足集群动力学约束。
1997-10-06 astro-ph
Distributed Burning in Type Ia Supernovae: A Statistical Approach
我们提出了一个统计模型，它显示了湍流对C+O白矮星物质中热核火焰传播的影响。基于对湍流的蒙特卡罗描述，它提供了一种研究所谓的分布燃烧区物理的方法。使用这种方法，我们进行湍流火焰的数值模拟，并表明，在这个特定的制度的湍流火焰速度的小火焰模型失去其有效性。事实上，在高湍流强度下，在分布状态下燃烧可导致湍流火焰的减速，从而引起与湍流效应的竞争过程，导致更高的火焰速度。它还表明，在致密的C+O物质湍流热传输充分描述的Peclet数，Pe，而不是由雷诺数，这意味着火焰传播是解耦的小尺度湍流。最后，在我们的研究结果的开始，我们认为，在爆炸的C+O白矮星可用的湍流能量可能太低，以使爆燃到爆轰过渡可能。
2000-01-24 astro-ph
Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars
质量转移双星中的中子星从其同伴的表面吸积富含氢和氦的物质。这篇文章简单地解释了与这种材料最终如何融合形成更重的原子核相关的物理学，以及与热不稳定热核反应相关的时间依赖现象（如I型X射线爆发）的观测。我们解释了结果如何依赖于吸积物质的组成，吸积率和质量，半径和热状态的中子星。我们还介绍了许多新的解析关系，便于比较的观察和计算结果。在解释了球对称吸积到中子星上的核燃烧之后，我们讨论了非对称燃烧的可能性。特别是，我们讨论了一些奥秘EXOSAT观测I型X射线暴，以及如何解决这些难题可能在于考虑恒星周围的核燃烧前沿的横向传播。要充分理解这个问题，需要了解以前被忽略的参数，如恒星上新鲜燃料的分布、磁场强度和恒星自转。最近RXTE对爆发子的观测可能最终会告诉我们其中的一些参数。
1997-09-10 astro-ph
Dark Matter annihilations in Pop III stars
我们研究的捕获和湮灭的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的波普III星的演化的影响。通过对Geneva恒星演化程序进行适当的修改，我们研究了20和200 M $_\odot$恒星在暗物质晕中的演化，在核心氢燃烧阶段，密度介于10 $^{8}$和$10^{11}$ GeV/cm $^3$之间，对于选定的情况，直到核心氦燃烧阶段结束。我们发现，对于密度大于5.3 $10^{10}(σ^{SD}_p/10^{-38} {cm}^2)^{-1}$ GeV cm $^{-3}$的WIMP，$20 M_{\odot}$和$200 M_{\odot}$恒星的核心氢燃烧寿命超过了宇宙的年龄，并且恒星只由WIMP湮灭维持。我们确定这些“冻结”对象的观测特性，并表明它们可以在本地宇宙中搜索由于其异常的质量半径关系，这应该允许明确的歧视正常恒星。
2008-06-17 astro-ph hep-ph
Pycnonuclear reactions in dense stellar matter
本文讨论了中子星深壳中密度高达1 e13 g/cc的高度奇异原子核的密核燃烧。作为一个应用，我们考虑了软X射线瞬变中中子星（SXT，一个包含中子星和低质量伴星的致密双星）上物质的致密核燃烧。当物质在新吸积物质的重量下沉入恒星外壳时，燃烧释放的能量足以使恒星升温，并在其核心引发中微子发射。恒星静止状态下的表面热辐射与星核超核物质的状态方程（EOS）密切相关，这为探索该状态方程提供了一种方法。四个定性不同的模型EOS进行了测试，对观测的SXTs。这些结果表明：（1）核子/超子物质中的直接Urca过程;（2）π介子凝聚;（3）K介子凝聚;（4）核子物质中中子的Cooper配对与被禁止的直接Urca过程对大质量中子星中微子发射有不同程度的增强。SXT J1808.4-3658和Cen X-4的低水平热静态发射与模型（4）相矛盾。对SXTs的观测与对冷却孤立中子星的热辐射的观测一样，测试了致密物质的物理性质，但SXTs的数据目前更具决定性。
2005-01-29 astro-ph
The Mass-Function of Low Mass Halo Stars: Limits on Baryonic Halo Dark Matter
我们推导出晕红矮星（最微弱的氢燃烧恒星）的质量函数（MF），然后外推到晕棕矮星（质量不足以燃烧氢的恒星）的总质量上。质量函数是从USNO视差巡天（Dahn \etal 1995）中114颗本地晕星的光度函数中得到的。我们使用Alexander \etal（1996）的恒星模型，并对样本中的金属丰度和可能的未解析双星做出不同的假设。我们发现当接近氢燃烧极限时，晕红矮星的MF不能比$1/m^2$上升得更快。使用最近的结果从恒星形成理论，我们推断的MF到棕矮星制度。我们看到，可能的外推意味着晕中棕矮星的总质量小于晕局部质量密度的$\sim 3\%$（我们考虑的更现实的模型是$\sim 0.3\%$）。我们的限制适用于晕中的棕矮星，它们与红矮星来自相同的恒星星族。
1996-06-18 astro-ph
H- and He-burning central stars and the evolution to white dwarfs
本文综述了行星状星云中心星的结构和演化。CSPNe代表了渐近巨分支（AGB）和白矮星域之间的快速过渡阶段。结果表明，整个演化AGB通过中央星制度依赖于演化历史。演化成白矮星的详细过程是由内部恒星结构控制的，而内部恒星结构又是由之前AGB演化的持续时间决定的，因此也是由AGB的质量损失历史决定的。缺氢中心恒星的演化多年来一直是一个争论的问题。对流过冲似乎是模拟这些物体的关键因素。各种热脉冲的情况下，包括过冲进行了讨论，导致表面的丰度与沃尔夫-拉叶中心恒星观察到的一般协议。
2002-07-08 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
Inward Propagation of Nuclear-Burning Shells in Merging C-O and He White Dwarfs
通过计算吸积白矮星的演化模型，研究了双白矮星系统合并的后果。我们考虑了两种情况;一颗大质量C-O白矮星是由~1M_sun吸积的C-O混合物组成的，另一颗小质量白矮星是由0.4M_sun吸积的氦组成的。C-O白矮星的吸积速率为1 × 10 ^{-5}M_sun/y。在$M_r\sim1.04M_\odot$处点燃碳燃烧后，由于热传导，火焰向内传播。通过插入足够的网格点来解析火焰的结构，我们得到了火焰在大部分演化阶段的稳定燃烧，但我们发现了一个新的现象，即在演化的早期阶段，由于热不稳定性，火焰的强度有时会振荡。火焰传播到中心，并且C-O混合物已经燃烧成O-Ne-Mg混合物，而不会引起爆炸现象。对于吸积氦的低质量白矮星，我们考虑的吸积率分别为1 × 10 ^{-7}和1 × 10 ^{-6}M_sun/y。当M_sun的一小部分被吸积到白矮星后，氦在外部被点燃，并发生壳闪光。当对流壳层中约10%的氦燃烧成碳和氧时，这种壳层闪光就会消失。下一个壳闪光发生在先前闪光的壳的壳内部。在少于30次的壳闪光后，氦在中心点火并开始稳定燃烧。因此，合并产生了一颗氦星，它在中心燃烧氦。
1998-01-12 astro-ph
A Near-Infrared Imaging Survey of the Chamaeleon I Dark Cloud
我们描述了一个近红外成像调查覆盖约1平方度的变色龙我暗云。该调查是完整的K < 15.0，H < 16.0，和J < 16.5，大约两个震级比以前的大规模调查更敏感。我们使用大量的背景恒星检测到的云，以获得一个准确的近红外消光定律，并选择新的候选成员与近红外颜色过剩。根据它们在J-H、H-K色图中的位置，我们列出了大约100个K > 12.0的候选云。这些新恒星的光度较低（K > 12 - 16，H-K > 0.5 - 1.5），质量可能接近甚至低于氢燃烧极限。
2000-11-05 astro-ph
\bf Combustion Gasdynamics in Proto-Neutron Stars
讨论了中子物质向奇异物质转化的可能性及其与天体物理问题的关系。特别注意的是{ \it形式}，这种假设的燃烧过程应在稠密物质中传播，并在{ \it时刻}时，它应该开始。
1993-05-12 astro-ph
Dark matter burners: Preliminary estimates
我们发现，一颗恒星的轨道足够接近一个膨胀的超大质量黑洞，可以捕获大量的弱相互作用大质量粒子（WIMP）在其一生中。在中低质量恒星中，WIMP湮灭释放的能量与热核燃烧所产生的光度相当，甚至超过了这类恒星。恒星核心过量的能量释放可能会导致与常规恒星预期不同的演化情景。因此，该模型预测在星系核的中央秒差距内存在不寻常的恒星。如果被发现，这样的恒星将为粒子暗物质的存在提供证据。白矮星似乎是最有希望寻找的候选者。燃烧WIMP的白矮星的特征是一颗非常热的恒星，其质量和半径都是白矮星的特征，但其光度比白矮星的典型光度高出几个数量级，<50 L太阳。一颗围绕中心黑洞有高度偏心轨道的白矮星，其亮度可能会随着轨道相位的变化而变化。
2007-02-24 astro-ph hep-ph
Effects of dark matter annihilation on the first stars
我们研究了宇宙中第一批恒星（第三星族）的演化，从早期的前主序直到氦燃烧结束，在恒星结构内部存在WIMP暗物质湮灭。可以提供这种能量来源的两种不同机制是重子和暗物质的当代收缩，以及通过散射气体并随后在恒星内部积累来捕获WIMP。我们发现，第一种机制可以产生一个平衡相，以前被称为“暗星”，这是短暂的，目前在非常早期的前MS演化阶段。散射和捕获机制的作用较晚，并且可以支持恒星几乎永远，这取决于暗物质晕的环境特征和特定的WIMP模型。
2008-09-14 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
Constraints on Dark Matter interactions from structure formation: Damping lengths
弱相互作用大质量粒子通常被认为是最好的暗物质候选者。然而，研究表明，宇宙学可以允许相当大的暗物质-光子或暗物质-重子相互作用。在这里，我们更详细地讨论了暗物质相互作用的作用问题，以确定在何种程度上暗物质必须是弱相互作用的。为此，我们计算的碰撞阻尼（和自由流）的通用相互作用的暗物质候选人的长度，并将它们的规模最小的原始结构已知存在于宇宙中。我们得到任何候选人必须满足的必要条件。我们指出存在新的暗物质的情况下，并表现出新的阻尼制度。例如，一个相互作用的候选粒子可能具有与无碰撞的暖暗物质粒子相似的阻尼。主要的区别是由于暗物质耦合到相互作用（甚至自由传播）的物种。我们的方法产生了一个一般的分类暗物质候选人，扩展了通常的冷，暖，热暗物质的情况下，相互作用，弱或强，被认为是定义。
2004-10-25 astro-ph
WIMP Stars as Dark Matter in the Universe
提出宇宙中的暗物质是由恒星和WIMP物质的黑洞组成的。
2002-04-23 astro-ph
Introduction to Dark Energy and Dark Matter
在一个介绍性的方式，暗能量的性质是解决，它是如何观察到的，以及需要什么进一步的测试来重建其属性。我们将讨论几种研究暗能量的理论方法。最后介绍了暗物质，特别是WIMP。
2005-06-28 astro-ph
Dark energy and dark matter from cosmological observations
综述了暗物质和暗能量的研究现状。从宇宙学观测的冷和热暗物质的内容的界限进行了详细讨论。我还回顾了当前关于暗能量物理性质的界限，主要是它的状态方程和有效声速。
2005-09-14 astro-ph
Experimental measurements of the O15(alpha,gamma)Ne19 reaction rate and the stability of thermonuclear burning on accreting neutron stars
近距离双星系统中的中子星经常从它们的伴星吸积物质。在中子星的大气层中，吸积物质的热核点火导致热核爆炸，根据吸积率，热核爆炸被观察为周期性地在数小时和数天之间发生的X射线爆发。点火条件的特点是由一个敏感的相互作用之间的增长率的燃料供应和其耗尽率的核燃烧在热CNO循环和rp过程。对于吸积率接近稳定燃烧的爆发点火，因此，严重依赖于热CNO爆发反应，O 15（α，γ）Ne 19，调节热CNO循环和快速质子捕获过程之间的流量。直到最近，O 15（α，γ）Ne 19-反应速率还不为实验所知，理论估计值具有很大的不确定性。在本文中，我们进行了参数研究的不确定性，这反应速率和确定的天体物理后果的第一次测量这反应速率。我们的研究结果证实了早期的预测，并表明，理论上燃烧仍然不稳定的吸积率附近的爱丁顿限制，在天文观测。
2007-05-07 astro-ph nucl-ex
Identifying Dark Matter Burners in the Galactic center
如果我们银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）是以螺旋状增长的，那么在它周围就会形成一个密集的暗物质“尖峰”。假设暗物质主要由弱相互作用大质量粒子（WIMP）组成，那么一颗离SMBH足够近的恒星就可以以极高的速率捕获WIMP。由于捕获的WIMP在恒星核心湮灭而产生的恒星光度可能与热核燃烧产生的恒星光度相当，甚至超过。因此，该模型预测的存在不寻常的恒星，即“WIMP燃烧器”，在附近的一个膨胀生长的SMBH。我们发现最有效的WIMP燃烧器是具有简并电子核的恒星，例如白矮星（WD）或具有包层的简并核。如果被发现，这样的恒星将为粒子暗物质的存在提供证据，并可能被用来建立其密度分布。在我们之前的论文中，我们计算了一系列暗物质尖峰密度分布、简并核心质量和距离SMBH的WIMP燃烧的光度。在这里，我们比较我们的结果与观测到的最接近银河系中心的恒星，发现它们可以与WIMP燃烧器的形式与信封简并核心一致。我们还交叉检查的WIMP燃烧器的假设与EGRET观测到的伽马射线通量从银河系中心，这对暗物质尖峰密度分布和湮灭截面的约束。我们发现EGRET数据与WIMP燃烧器假说是一致的。GLAST新的高精度测量将证实或设定严格限制银河系中心的暗物质尖峰，这反过来又将支持或设定严格限制银河系中心WIMP燃烧器的存在。
2007-04-11 astro-ph 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
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
Dark Matter and Dark Radiation
我们探讨了一个新的长程U（1）规范场（“暗电磁”）的可行性和天体物理学后果，该规范场只与暗物质耦合，而不与标准模型耦合。暗物质在新作用力下由相等数量的正电荷和负电荷组成，但如果暗物质质量足够高，暗精细结构常数$\hatα$足够小，则湮灭被抑制。如果暗物质也耦合到传统的弱相互作用，可以得到正确的遗迹丰度，我们验证了这是符合粒子物理学的约束。$\hatα$的主要限制来自于要求暗物质在星系动力学中有效地无碰撞，这意味着$\hatα\lesssim 10^{-4}$适用于TeV尺度的暗物质。这些值很容易与结构形成和原始核合成的约束相容。我们提出了有趣的新的等离子体效应在暗物质动力学的前景，这仍有待探索。
2008-12-16 astro-ph hep-ph
A Window in the Dark Matter Exclusion Limits
我们考虑光暗物质候选者（$m=0.4$至10 GeV）的截面极限。我们计算了地下暗物质探测器上方地壳中暗物质的相互作用，发现在中间截面范围内，暗物质的能量损失足以降到目前地下实验的能量阈值以下。这意味着在微仓范围内的暗物质排除极限中存在一个窗口。
2005-06-28 astro-ph 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-Dark Matter Interaction from the Abell Cluster A586 and violation of the Equivalence Principle
我们发现，阿贝尔星系团A586表现出暗物质和暗能量之间的相互作用的证据，并认为这种相互作用表明违反等效原理的证据。这种违反是在两种不同的暗能量-暗物质相互作用模型的背景下发现的。
2007-09-16 astro-ph gr-qc hep-th
Relic abundance of mass-varying cold dark matter particles
在耦合暗能量和暗物质的模型中，暗物质粒子的质量取决于暗能量场的宇宙演化。在本文中，我们在一个简单的模型中讨论了这种质量变化对冷暗物质残余丰度的影响。
2005-10-03 astro-ph hep-ph nucl-ex
Detecting dark matter using centrifuging techniques
提出了一种新的、廉价的探测大块物质中以小颗粒形式存在的自相互作用暗物质的技术。根据与普通物质的相互作用，可以通过使用离心机并使用普通物质作为过滤器来分离散装物质中的暗物质颗粒。镜像物质通过光子-镜像光子动力学混合与普通物质相互作用的情况提供了这种类型的暗物质候选者的具体例子。
2003-01-13 astro-ph hep-ph physics.space-ph
Static Configurations of Dark Energy and Dark Matter
我们研究暗物质的静态配置耦合到一个标量场负责宇宙的暗能量。暗物质被建模为一个费米气体内的E-F近似。暗物质粒子的质量是标量场的函数。我们分析了星系中暗物质晕的轮廓。在这种情况下，我们的框架是等价的等温球的模型。在标量场存在的情况下，大质量物体绕星系运行的速度与传统图像中的暗物质粒子的典型速度不同。相反，它是减少了一个因素，量化的暗物质质量对标量场的依赖。这对暗物质的研究有一定的意义。我们推导出描述由暗物质组成的致密物体的爱因斯坦方程的新的解。根据暗物质质量的大小，这些物体的大小可以在微观尺度和宇宙学距离之间变化。我们确定了质量半径关系，并讨论了与常规中子星和奇异天体的相似性。
2005-12-08 astro-ph hep-ph hep-th
Late Forming Dark Matter in Theories of Neutrino Dark Energy
我们研究晚形成暗物质（LFDM）的可能性，在那里的标量场，以前被困在一个亚稳态的热或有限密度效应，开始振荡附近的时代的物质辐射的平等其真正的最小值。如果暗能量具有类似的形式，但还没有过渡到暗物质，这种理论通常是有动机的，特别是在最近考虑的中微子暗能量理论中自动出现。如果这样的场包括当前的暗物质，则物质功率谱通常在小的当前非线性尺度下显示出急剧的中断，低于该尺度的功率被高度抑制并且先前包含声学振荡。相反，如果这样一个场形成了整个暗物质的次优势分量，那么这样的声学振荡可能会在线性区域中留下自己的印记。
2006-11-12 astro-ph hep-ph hep-th
Burning of an hadronic star into a quark or a hybrid star
我们研究了从强子星到夸克或混合星的流体动力学跃迁。我们讨论了可能的燃烧模式，使用一个完全相对论的形式主义和现实的状态方程，超子可以存在。我们考虑了夸克形成双夸克凝聚的可能性。我们还讨论了强子和夸克的混合相的形成，并指出在各种可能的情况下，恒星的哪个区域可以快速转换。提供了系统的最终温度的估计。我们发现，转换过程总是对应于爆燃，从来没有爆轰。流体动力学不稳定性可能在正面发展。我们估计增加的转换的速度，由于形成的皱纹，我们发现，虽然增加是显着的，它是不足以将爆燃转化为爆炸，在基本上所有的现实情况。关于对流，它并不总是发展。特别是系统不发展对流，如果超子不存在于初始阶段，如果新形成的夸克阶段是由ungapped（或弱gapped）夸克。相反，从无空位夸克物质到有空位夸克物质的转化过程总是允许对流层的形成。最后，我们讨论了我们的结果可能的天体物理意义。
2006-09-12 astro-ph hep-ph nucl-th
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
