Caustics in Dark Matter Haloes
焦散线是在无碰撞介质中形成的具有无限密度的形式奇异结构。暗物质粒子不可忽略的速度色散使得它们的密度有限。我们评估的焦散线的最大密度的框架内形成的暗物质晕的二次降落模型。结果表明，通过适当叠加约600个晕的弱透镜信号，可以探测焦散线。CFHTLS伴随着X射线观测和基于空间的实验，如SNAP或DUNE，可以为我们提供所需的统计数据，从而为区分可行的暗物质粒子候选者提供一种方法。扩展我们的结果更现实的模型，包括合并的晕的影响进行了简要概述。
2005-10-24 astro-ph
Dark matter caustics and the enhancement of self-annihilation flux
冷的暗物质晕中充满了焦散线，这些焦散线还没有在N体模拟中得到解决，也没有在宇宙中观察到。二次降落模型提供了一个范例的焦散线的研究在“典型”晕假设他们没有重大的合并和增长，只有顺利吸积。这是最小的暗物质晕（约10^{-5} Mo）的一个特殊特征，尽管“非典型”，但它不包含子结构，可能一直存在到现在，没有重大的合并。因此，使用这个模型作为第一准则，我们评估的中性伴子自湮没通量这些晕。我们的研究结果表明，焦散可以留下一个明显的锯齿签名的差异和累积通量来自这些晕的外部区域。来自远离中心的区域的全湮灭信号可以被增强大约40倍。
2007-04-16 astro-ph
Probing dark matter caustics with weak lensing
焦散是在无碰撞介质中频繁形成的高密度结构。在自引力作用下，冷暗物质流聚焦在焦散线上，这些焦散线在数值模拟和/或现实世界中观察到。如果被探测到，焦散线将为暗物质的存在提供强有力的证据，并将排除其他模型，如那些修改了动力学的模型。在这里，我们展示了如何在弱透镜数据中观察到它们。我们评估的剪切变形，并表明，其径向轮廓是由一个特征的焦散线图案，由于在暗物质晕，形成自相似吸积。我们讨论了观测的并发症，主要是由于知识贫乏的维里半径的晕，并证明了约300集群大小的晕的叠加将得到一个信噪比，这是足够大的检测焦散线与地面观测。对于天基观测，这一数字减少到100个。这些界限可以很容易地实现正在进行的广泛领域的光学调查，如CFHTLS和未来的空间为基础的项目SNAP和DUNE，必须伴随着X射线跟踪选定的集群，以精确确定其维里半径。
2006-03-16 astro-ph
Caustic rings of dark matter
结果表明，无碰撞的暗物质进入孤立星系后，在晕暗物质分布中产生一系列焦散环。这些焦散线的性质进行了研究。针对特定情况推导出了焦散的密度分布。NGC 3198旋转曲线中的凸起被解释为是由于暗物质的焦散环。
1998-05-19 astro-ph hep-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
A further look at particle annihilation in dark matter caustics
暗物质焦散是小尺度的高密度结构，据信存在于像我们这样的星系中。如果暗物质由弱相互作用大质量粒子组成，这些焦散可以通过暗物质粒子湮灭产生的伽马射线来检测。我们讨论粒子湮灭在外部和内部焦散线，并提供预期的伽马射线分布的天空地图。
2008-01-28 astro-ph hep-ph
Dark matter axions and caustic rings
内容：1.强CP问题2暗物质轴子3.星系晕轴子腔探测器4。冷暗物质晕密度分布中的焦散环
1997-09-26 astro-ph hep-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
$γ$-ray flux from Dark Matter Annihilation in Galactic Caustics
在间接暗物质搜索的框架下，我们研究了我们银河系内焦散线中暗物质湮灭产生的高能$γ$射线光子的通量，假设大部分暗物质由最轻的超对称粒子组成。不幸的是，用现有仪器检测焦散湮灭信号是相当具有挑战性的。事实上，在粒子物理学和宇宙学的现实假设下，焦散线产生的$γ$射线信号低于$\check {\rm C}$埃伦科夫望远镜和卫星实验的探测阈值。然而，我们发现，如果湮灭只发生在平滑的星系晕中，这个信号比预期的要突出，如果银河系的质量密度分布在银河系中心呈现尖锐的尖点，那么银河系中心周围的$\sim 15^{\circ}$圈可能是个例外。我们表明，如果DM湮灭优先发生在维里化的子晕填充我们的银河系，而不是焦散线的角度分布的$γ$射线通量的变化显着。
2005-05-03 astro-ph hep-ph
Robustness of Discrete Flows and Caustics in Cold Dark Matter Cosmology
虽然一个简单的论点意味着星系晕中暗物质的分布具有离散流和焦散的特征，但在讨论星系动力学和暗物质探测策略时，它们的存在往往被忽视。如果流的数量非常大，离散流和焦散实际上可能无关紧要。我们估计的数量的暗物质流作为银河系的距离的函数，并考虑在该数量可以增加的各种方式，特别是通过存在的结构上的小尺度（暗物质团块）和散射的物质分布的不均匀性的流量。我们发现，当所有复杂的因素都考虑在内，离散流和焦散在星系晕仍然是一个强大的预测冷暗物质宇宙学的观测和实验的广泛影响。
2005-08-01 astro-ph hep-ex hep-ph
Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
暗物质的焦散具有特定的密度分布，因此具有可精确计算的引力透镜特性。我们提出了一种形式主义，简化了相关的计算，并将其应用到四个具体的情况下。在前三种情况下，视线与光滑的焦散曲面相切。曲面在切点处的曲率为正、负或零。在第四种情况下，视线经过尖点附近。对于每一个，我们推导出图像和源平面之间的映射。在某些情况下，点源具有多个图像，并且在图像合并时经历无限放大。不幸的是，对于真实星系晕模型中预期的暗物质焦散，目前还无法实现解析多幅图像所需的角分辨率。一种更有希望的方法旨在观察由暗物质焦散线在扩展源（如射电喷流）图像中引起的扭曲。
2003-01-20 astro-ph gr-qc hep-ph
Gravitational Lensing by Dark Matter Caustics
有令人信服的理由相信，宇宙的暗物质在很大程度上是由原始速度色散非常小的非重子无碰撞粒子构成的。这种粒子被称为冷暗物质（CDM）。主要的候选者是轴子和弱相互作用大质量粒子（WIMP）。“无碰撞”这个词表明粒子之间的相互作用非常弱，它们纯粹在引力的影响下运动。星系被CDM包围，因此，由于引力，CDM不断从各个方向落在星系上。CDM入流在星系晕中产生离散的流和焦散。在星系晕中有两种类型的焦散线：内焦散线和外焦散线。外焦散线是一个简单的折叠灾难，位于一个包围星系的拓扑球体上。内焦散线是一个封闭的管，其横截面是椭圆脐突变，有三个尖点。在空间中，焦散是分隔具有不同流量的区域的边界。焦散曲面的一侧比另一侧多两个流。当从具有额外流的一侧接近焦散时，CDM颗粒的密度变得非常大。暗物质焦散具有特定的密度分布，因此具有可精确计算的引力透镜特性。本文提出了一种简化相关计算的形式，并将其应用于四种具体情况。
2004-01-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Caustic Rings and Cold Dark Matter
冷暗物质（CDM）结构形成的分级模型是一个定义明确且可检验的模型。直接探测是证实该模型的最佳技术，但对地球上粒子能量和密度分布的预测仍然不够。无碰撞暗物质的轴对称坍缩可以在相空间中留下可观测的焦散环，这个模型经常被用来进行实验预测（Sikivie 1999）。这种冷坍缩不可避免地会受到径向轨道不稳定性的影响，从而产生不切实际的棒状晕。此外，该模型与CDM星系晕的等级增长无关，CDM星系晕是通过一系列复杂的合并和剧烈弛豫形成的。此过程会破坏任何对称性，并以与第一个塌陷对象相当的比例对现有焦散进行相位包裹。由于轴子可以在微观尺度上聚集，并且中性伴子的自由流动仅擦除小于\sim 100（GeV/ m_{CDM}）A.U.的结构，焦散线在星系晕中的动力学效应可以忽略不计。
2001-03-06 astro-ph hep-ph
Evidence for Ring Caustics in the Milky Way
冷的暗物质在银河系的晚期下沉，在其晕中产生离散的流动和焦散。最近发现的银河系中心距离20千秒差距附近的恒星环和银河系自转曲线的一系列急剧上升被解释为由于银道面中存在暗物质的焦散环。它们的位置在3%的水平上与自相似模型对焦散环半径的预测一致。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与重子物质上暗物质焦散环的印记一致。这些观测结果意味着我们附近的暗物质是由一个单一的流，其密度和速度矢量的估计。
2003-06-09 astro-ph hep-ph
Velocity peaks and caustic rings
冷的暗物质在一个孤立的星系中的晚期下落，在整个星系晕中产生了具有确定的局部速度矢量的流动。它也会产生焦散环，这是光晕中暗物质密度非常大的地方。晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \simeq 1/n$。我认为NGC 3198和我们银河系自转曲线的起伏是由于暗物质的焦散环造成的。在这个模型中，我们的光环的年度调制效应在直接搜索的WIMP有相反的迹象，从等温球模型预测。
1998-10-19 astro-ph hep-ph
Gravitational Lensing and Structural Stability of Dark Matter Caustic Rings
冷暗物质（CDM）焦散环在宇宙学距离上的双尖点灾变所产生的引力透镜效应可能为间接探测CDM提供诱人的机会，并区分轴子和弱相互作用大质量粒子（WIMP）。焦散线是CDM粒子自然聚焦的地方。我们的重点是焦散环，这是封闭的管道，其横截面是一个椭圆脐突变与三个对偶尖点。焦散环具有特定的密度分布、特定的几何形状，因此具有可精确计算的引力透镜特征。放大率单调增加的视线接近的尖点，在零速度分散的极限。在这个限制，我们发现37%的放大率在一个采样点附近的CDM焦散环的外尖在宇宙学距离。在存在有限速度频散的情况下，星系晕中轴子和弱相互作用粒子流的有效速度频散的上下限可以用来约束尖点处的透镜效应。对于一个宇宙学轴子焦散环，我们发现其外尖点的放大率在3%~ 2800%之间，而非平面尖点的放大率在2%~ 46%之间。另一方面，对于宇宙学的WIMP焦散环，我们将外尖点的放大率限制在3%和28%之间，并将非平面尖点的放大率限制在2%和5%之间。扩展源的图像也可能显示出失真，这可以明确地归因于暗物质焦散线的透镜效应。最后，我们导出了三轴焦散环的突变函数。我们得到的流量方程作为该突变函数的平衡点。稳定性（Hessian）矩阵的分析表明，苛性环是结构稳定的。
2005-10-28 astro-ph gr-qc hep-ph
The Big Flow
冷的暗物质在一个孤立的星系（比如我们的星系）上的后期沉降，在它的晕中产生了流和焦散。外部焦散是拓扑球体，而内部焦散是环。星系晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \sim 1/n$。在对32条扩展的和测量良好的外星系自转曲线的研究中，发现了这一定律的证据。在银河系的情况下，旋转曲线中八个急剧上升的位置在3%的水平上符合自相似模型的预测。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与重子物质上环焦散的印记相一致。这些观测结果意味着，我们附近的暗物质是由单一的流动控制的。给出了该流的密度和速度矢量的估计。
2001-12-04 astro-ph
WIMP annihilation in caustics
星系晕中的暗物质从各个方向以低速弥散的方式不断地进入，导致焦散线的形成，焦散线是非常小尺度（$\sim$秒差距）的高密度结构。如果暗物质是由超对称中性伴子组成的，这些粒子的湮灭会产生伽马射线的特征光谱，原则上可以探测到。计算了不同能带的湮没信号，并与预期的伽马射线背景进行了比较。
2007-05-22 astro-ph hep-ph
Why a ring of stars at r = 20 kpc?
最近发现的银河系中心距离$r = 20$ kpc附近的恒星环被解释为重子物质吸积到我们银河系中的第二个焦散环的暗物质。暗物质的焦散环被预测在银道面的半径为$a_n \simeq 40 kpc/n$，其中$n=1,2,3 ..$。它们可以通过引力对重子物质分布的影响来揭示自己。从银河系自转曲线的一系列急剧上升中，我们可以得到银河系中暗物质焦散环的额外证据。上升的位置与焦散环半径的上述定律在3%水平上一致。此外，银道面IRAS图中的三角形特征与离我们最近的暗物质焦散环（$n=5$）在银道面尘埃和气体上的印记一致。这些观测结果意味着我们附近的暗物质是由一个单一的流，其密度和速度矢量的估计。
2003-09-23 astro-ph hep-ph
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
Free-fall accretion and emitting caustics in wind-fed X-ray sources
在风馈X射线双星中，吸积物质被康普顿冷却，并自由地落在致密物体上。该物质具有适度的角动量$l$，并且在距离致密物体很远的地方吸积是准球形的。最初小的非径向速度增长收敛超音速流，并成为大量的吸积体附近。具有$l>(GMR_*)^{1/2}$的流线（其中$M$和$R_*$是致密物体的质量和半径）在$R_*$外部相交，并形成发射X射线的二维焦散。具有低角动量的流线$l<(GMR_*)^{1/2}$进入吸积体。如果吸积体是一颗中子星，就会产生很大的X射线光度。我们表明，吸积率/光度的分布在恒星表面的吸积物质的角动量分布是敏感的。视光度取决于恒星被观测的那一面，并且会随着双星的轨道相位而周期性地变化。这样，吸积体就像一个“类似月球”的X射线源。
2000-10-31 astro-ph
Solar Wakes of Dark Matter Flows
我们分析了太阳的引力场对冷暗物质（CDM）通过太阳系的流动的速度色散消失的限制。精确的密度和速度分布的情况下，太阳是一个质点。结果扩展到更现实的情况下，太阳有一个有限大小的球对称质量分布。我们发现出现了密度无限大的区域，称为焦散。一个这样的区域是对称轴上的焦散线，在太阳下游，流动轨迹交叉。另一种是最大散射角轨迹附近的锥形焦散面。形成锥形焦散线的轨道穿过太阳内部并探测太阳质量分布，提高了太阳质量分布有朝一日可能被地球上的暗物质探测器测量的可能性。我们将我们的结果推广到连续速度分布的流动的情况下，如银河系晕的等温模型所预测的。
2002-03-25 astro-ph hep-ph
Neutralino Gamma-ray Signals from Accreting Halo Dark Matter
越来越多的证据表明，粒子冷暗物质的自洽模型必须考虑到亚星系尺度上的空间不均匀性，例如，在高分辨率的N体模拟结构形成。同样在更理想化的解析模型中，在晕的某些区域会出现密度增强。我们使用的结果，从最近的N体模拟银河系晕和调查的伽马射线通量时，将产生一个特定的暗物质候选人，中性伴子，湮灭在区域的密度增强。在模拟结果中发现的所有尺度上的团块都产生了非常强的伽马射线信号，这似乎已经排除了超对称参数空间的某些区域，并将通过即将进行的实验（如GLAST伽马射线卫星）进一步探索。作为一个正交模型的结构形成，我们还考虑Sikivie的简单的下落模型的暗物质，它预测应该存在连续的区域增强密度，焦散环，在银河系的暗物质晕。然而，我们发现，从焦散环的伽马射线信号通常是太小，无法检测。
2000-12-15 astro-ph
Caustics in Tachyon Matter and Other Born-Infeld Scalars
本文考虑了具有标量场T的任意势V（T）的标量Born-Infeld型理论。我们发现，对于具有失控势V（T）的模型，在短暂的瞬态阶段之后的一般非齐次解可以很好地近似于描述自由流动波前传播的Hamilton-Jacobi方程的解。这种波传播的解析解显示了焦散线的形成，焦散线之外还有多值区域。我们验证了这些焦散线出现在原始标量BI非线性方程的数值解中。我们的结果包括标量BI模型的指数势，这是最近提出的一个有效的行动的弦论快子在近似的高阶时空导数的T被截断。由于实际的弦快子动力学包含所有阶的导数，当焦散线发展时，具有指数势的快子BI模型变得不合适，因为T的高阶空间导数变得发散。BI型快子理论在大T时势下降，这是因为在无限远处向其基态滚去的快子场充当无压的暗物质。我们发现，不均匀的宇宙学快子波动迅速增长，并发展多焦散。对快子场在宇宙学中的作用的任何考虑都必须涉及到找到一种方法来预测场在这些焦散线处和焦散线之外的行为。
2002-08-28 astro-ph gr-qc hep-ph
Axions and their Distribution in Galactic Halos
简要回顾了轴子物理。实验室研究、天体物理学和宇宙学的限制要求轴子质量在$10^{-6} \lesssim m_a < 3\cdot 10^{-3}$ eV范围内。在这个范围的低端附近，轴子是宇宙中冷暗物质的全部或主要成分。轴子和任何其他冷暗物质粒子的晚期坠落，在我们的银河系中产生了流和焦散。外部焦散是拓扑球体，而内部焦散是环。星系晕形成的自相似模型预言焦散环半径$a_n$服从近似规律$a_n \sim 1/n$。这一定律的证据已经在对32条扩展的和测量良好的外星系自转曲线的统计研究中找到，并且在银河系自转曲线的急剧上升的存在和分布中找到。此外，银河平面的IRAS图中的三角形特征与重子物质上环焦散的印记一致。它的位置与旋转曲线的上升相吻合，离我们最近。这些观测结果意味着，我们附近的暗物质是由单一的流动控制的。给出了该流的密度和速度矢量的估计。
2002-11-15 astro-ph hep-ph
Probing Cold Dark Matter Cusps by Gravitational Lensing
我阐述了我的预测，间接检测冷暗物质（CDM）可能通过观察引力透镜效应的CDM尖焦散在宇宙学距离。一旦密度扰动进入结构形成的非线性区域，CDM分布中的尖点是丰富的。星系晕形成的焦散环模型提供了焦散环尖点附近的密度轮廓和几何形状。在这个模型中，我计算了尖点的引力透镜效应。当一个点状背景源从宇宙学前景晕的尖点后面经过时，其图像的放大率可以用现有的仪器检测到。根据探测到的效应的强度和亮度变化的时间尺度，甚至有可能区分CDM候选者：轴子和弱相互作用的大质量粒子。
2006-12-28 astro-ph gr-qc hep-ph
Searching for Supersymmetric Dark Matter- The Modulation Effect Due to Caustc Rings
探测理论上预期的暗物质是粒子物理学和宇宙学的核心。目前流行的超对称模型提供了一个自然的暗物质候选者，这是最轻的超对称粒子（LSP）。理论上获得的事件发生率通常很低，甚至无法检测。所以实验学家们想利用调制效应。本文研究一类特殊的非等温焦散环流动模型。我们发现，从这样的模型所产生的调制效果是小于等温模型预测。
2000-10-30 astro-ph
TeVeS gets caught on caustics
TeVeS使用具有类时单位范数约束的动态向量场来指定优选的局部框架。当物质在这个框架中缓慢移动时-所谓的准静态状态-修正牛顿动力学（MoND）的结果。具有这种矢量的理论（如爱因斯坦-以太）倾向于矢量动力学形成奇点，这使得它们的经典演化成问题。在这里，我们分析了在TeVeS中的向量在各种情况下的动态。我们发现，相当普遍的，矢量场的发展焦散奇点的时间尺度上的订单的引力下降时间。在表明奇点的形成是通用的，无论有没有物质，贝肯斯坦的TeVeS的原始配方出现动态问题。我们认为，通过修改矢量场动力学项更一般的形式所使用的爱因斯坦-乙醚这个问题可以避免。
2008-10-27 astro-ph gr-qc hep-th
Evidence for universal structure in galactic halos
暗物质的晚期侵入会在星系晕中产生暗物质分布的结构（如焦散）。我们认为，这种结构是可能发生的一般长度尺度成正比的$l \sim t_0 v_{rot}$，其中$t_0$是宇宙的年龄和$v_{rot}$是星系的旋转速度。分析了一组32条扩展星系自转曲线。对于每条曲线，径向坐标根据$r\to \tilde r \equiv r (v_0 / v_{rot})$重新缩放，其中我们选择$v_0 = 220 km/s$。减去对每个重新缩放的旋转曲线的线性拟合，并对残差进行分箱和平均。样品在$\tilde r = 40 kpc$和$\tilde r = 20 kpc$附近显示出显著特征。这与星系晕的自相似焦散环模型的预言是一致的。
1999-06-02 astro-ph
Search for exotic matter from gravitational microlensing observations of stars
我们认为小规模的球状星团的弱相互作用的大质量粒子在我们的银河系作为非紧凑的引力微透镜，并预测焦散的外观在一个透镜源的平面。这些焦散线与透镜恒星的交叉可以产生各种各样的光变曲线，包括在实际微透镜事件中观察到的一些光变曲线，这些光变曲线被解释为双星引力透镜的表现。我们还考虑在引力微透镜的恒星的非零角大小与一个给定的亮度分布在其磁盘上的自然虫洞和对象的时空环境描述与NUT度量这样一个异国情调的对象。我们证明，在一定条件下，微透镜的光变曲线，颜色和偏振效应，由于透镜的性质和星盘亮度分布可以有很大的不同，从观察到的史瓦西引力透镜，使他们的分析可以促进识别这样的对象。
2008-07-17 astro-ph
Scaling Relations for Collision-less Dark Matter Turbulence
宇宙中的自引力系统有许多标度关系。我们从一个简单的原理出发，基于无碰撞的暗物质流体在非线性阶段穿过焦散面后进入湍流状态，即暗湍流的假设，探索了对它们的一致理解。暗湍流不占优势，反映了无碰撞的性质。本文从纳维-斯托克斯方程出发，用类似于Smoluchowski凝聚方程的方法导出了Kolmogorov标度律，并将其应用于与标度有关的速度色散、质光比、磁场、质量-角动量关系、密度涨落功率谱等观测。它们都指向单位质量的恒定能量流的一致值：$0.3 cm^2/sec^3$，它可以被理解为宇宙结构形成过程中分层聚结过程的速度。
2009-06-15 astro-ph
The Directional Rate and the Modulation Effect for Direct Supersymmetric Dark Matter Detection
探测理论上预期的暗物质是粒子物理学和宇宙学的核心。目前流行的超对称模型提供了一个自然的暗物质候选者，这是最轻的超对称粒子（LSP）。这样的模型结合了相当好理解的物理学，如核子的夸克子结构和原子核结构（形状因子和/或自旋响应函数），允许评估LSP-原子核弹性散射的事件率。然而，由此获得的事件发生率非常低。因此，必须利用调制效应，即事件率对地球年运动的依赖性。考虑方向率也是有用的，即它与反冲核方向的关系。本文研究了无方向性和有方向性实验中的调制效应。我们计算的微分和总速率usingi都等温，对称，以及只有轴向不对称，和非等温，由于焦散环，速度分布。我们认为，我们发现，在对称的情况下，调制幅度是小的。焦散环的情况也是如此。包含的不对称性，在银河系中心方向的速度分散增强，产生增强的调制效果，特别是在定向实验。
2000-10-15 astro-ph hep-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
Cosmic Shock Waves on Large Scales of the Universe
在大尺度结构形成的标准理论中，物质通过引力不稳定性吸积到高密度扰动上。无碰撞的暗物质在这种结构周围形成焦散，而碰撞的重子物质形成吸积激波，然后停止并加热下落的气体。在这里，我们将讨论这些吸积激波的特征、作用和观测结果。
1997-02-05 astro-ph
Diurnal and Annual Modulation of Cold Dark Matter Signals
计算了太阳附近暗物质冷流对地球上轴子和WIMP暗物质探测器信号的日调制和年调制。太阳和地球的引力，以及地球的轨道和旋转运动的影响都包括在内。地球上的冷流在暗物质轴子的空腔探测器中产生微波光子谱的峰值，在WIMP探测器中产生核反冲能谱的平台。公式给出的位置和高度，这些高峰和高原作为一个函数的时间在一天和一年的过程中，包括所有的校正下降到0.1%的精度水平。结果可以应用到任意的暗物质的速度分布$f(\vec{v})$通过整合的单流结果的速度。我们将它们应用到由焦散环模型的星系晕预测的一组流。焦散环模型预测地球上的暗物质通量在$\pm$的12月最大。尽管如此，由于能量阈值的作用，该模型是一致的DAMA合作发表的年度调制结果提供的WIMP质量大于约100 GeV。
2004-05-12 astro-ph hep-ex hep-ph
The Dark-Matter Fraction in the Elliptical Galaxy Lensing the Quasar PG1115+080
我们确定的最有可能的暗物质部分椭圆星系四倍透镜类星体PG 1115 +080的基础上分析的X射线通量的个人图像在2000年和2008年。在两个时期之间，PG 1115 +080的A2图像相对于其他图像在X射线中变亮了六倍。我们认为，A2图像在2000年被居间星系中的恒星微透镜高度缩小，最近又穿过了焦散，从而产生了一对新的微图像，并在此过程中变亮。在同一时期，A2图像的亮度在光学上只有1.2倍。透镜星系中光滑物质（暗物质）与凝块物质（恒星）的比例最有可能解释这些观测结果，光滑暗物质成分中约有90%的物质，恒星中约有10%。
2008-08-25 astro-ph
The Signature of Dark Matter in Quasar Light Curves
类星体光变曲线和引力透镜类星体系统的统计研究激发了这样一种观点，即暗物质以小型致密体（最有可能是行星质量的原始黑洞）的形式存在，通过类星体的微透镜暴露了它的存在。在本文中，我们回顾了这些证据，并讨论了最近探测到的行星质量微透镜事件在银河系中的AMO组的意义。我们还更详细地研究了光变曲线本身，并提出了许多情况下，显示焦散交叉事件与透镜的大光学深度相关的特征形态。这支持了这样一种观点，即临界密度的很大一部分是以行星质量致密体的形式存在的。这种机构的性质进行了讨论，有人认为，目前的工作QCD相变表明，他们是原始的黑洞，虽然它只是可能的，他们是紧凑的气体云。
1998-11-02 astro-ph
Halo Formation in Warm Dark Matter Models
标准冷暗物质（CDM）理论的预测和亚星系尺度上的星系团观测之间出现了分歧。暖暗物质（WDM）是CDM的一种简单变形，其中暗物质粒子具有初始速度，这是由于它们作为热遗迹已经解耦，或者已经通过非平衡衰变形成。我们研究了WDM的非线性引力成簇与高分辨率的N体代码，并确定了一些独特的观测签名。相对于CDM，晕的浓度和核心密度降低，核心半径增加，大晕出现的低质量卫星少得多。小晕的数量受到抑制，存在的小晕是由焦散线“自上而下”碎裂形成的，是连接大晕的“宇宙网”的一部分。很少有小的光环形成在这个网络之外。如果我们确定矮星系的小晕，它们的数量，空间分布和形成时代出现在更好的协议与WDM比CDM的观测。
2001-05-29 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
Structure and evolution of Zel'dovich pancakes as probes of dark energy models
我们研究如何耦合暗物质和暗能量修改泽尔多维奇煎饼的发展。我们研究这些理论的各种影响，如在黑暗部门的第五种力量和修改后的粒子哈勃阻力，产生变化的焦散形成的红移和现今的密度分布的煎饼。我们比较我们的结果在直接模拟的微扰理论方法的暗能量标量场。我们确定的范围内的初始标量场振幅微扰理论是准确的描述煎饼的发展。值得注意的是，我们发现，忽略标量场运动方程中的动力学项的微扰方法对任意小的微扰是无效的。我们还研究了是否已经调整到符合当前观测的约束条件的模型可以产生新的可观察到的影响，在煎饼的非线性结构。我们的研究结果表明，一个完全现实的三维模拟将产生显着的新的可观察到的功能，如修改的质量函数和晕径向密度分布形状，可以用来区分这些模型从标准的和谐宇宙学和彼此。
2008-02-14 astro-ph
Searching for SUSY Dark Matter- The Directional Rate and the Modulation Effect
对暗物质的探测是粒子物理学和宇宙学的核心。目前流行的超对称模型提供了一个暗物质候选者，最轻的超对称粒子（LSP）。当与相当好理解的物理学（核子的夸克结构和某些原子核结构）结合时，它们产生直接事件率。然而，获得的比率非常低。因此，我们利用的特征签名，如调制效应，即依赖于地球的年度运动的速率，和定向率，即其依赖于反冲核的方向，采用各种速度分布，等温（对称和轴向不对称）和非等温（由于焦散环）。
2000-10-26 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
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
