Dark Matter and Cosmology: CDM with a Cosmological Constant ($Λ$CDM) vs. CDM with Hot Dark Matter (CHDM)
在这里，我们讨论可能与数据一致的两种最流行的CDM变体：\lcdm \和CHDM。虽然COBE标准化的\lcdm \和CHDM的预测都与$\sim 10$到$100 \hMpc$尺度上的可用数据吻合得很好，但每个都有潜在的优点和缺陷。具有$Ω_0 \sim 0.3$的\lcdm \可能具有允许对于给定宇宙年龄$t_0$的更高膨胀率$H_0$的优点，但是在小尺度上预测太多波动功率的缺陷。CHDM在小尺度上的能量较小，因此它的预测似乎与星系分布的数据非常一致，但它是否预测了足够早的星系形成，以与最新的高红移数据兼容，还有待观察。此外，两个非常近期的观测结果有利于高宇宙密度，从而有利于$Ω=1$模型，如CHDM \lcdm-（1）正减速参数$q_0>0$测量使用高红移Ia型超新星，（2）低原始氘/氢比测量在两个不同的类星体吸收光谱。我们试图找出\lcdm \和CHDM的“最佳”变体，并讨论这两种模型的关键观察检验。
1996-07-12 astro-ph
Axino as Cold Dark Matter Candidate
提出了CDM轴子的可能性。从超对称的早期开始，轴子就被认为是热的暗物质和暖的暗物质。但CDM axino最近已经被考虑。这是因为宇宙的低再加热温度最近从粒子宇宙学的各种考虑中获得了动力。本文介绍了CDM的基本概念，特别是轴子，宇宙中轴子密度的计算，以及对轴子参数的限制。
2002-05-10 astro-ph
Ly-alpha Clouds Associated with Pop III Objects in Cold Dark Matter Models
我们提出了一个半解析模型来检验的假设，Ly-alpha类星体吸收线起源于气体晕产生的多个超新星爆炸发生在波普III对象在CDM宇宙学的情况下，希望评估CDM模型的有效性和/或约束其参数。初步结果表明，如果与星系晕或星系群有关，CDM能很好地再现$N_{HI}$的范围、红移分布和云的金属丰度。关于$N_{HI}\le 10^{14} cm^{-2}$云的确切结论需要更精确的研究。
1997-03-18 astro-ph
COLD + HOT AND COLD DARK MATTER COSMOLOGIES: ANALYSIS OF NUMERICAL SIMULATIONS
我们提出了一系列的冷暗物质（CDM）和冷+热暗物质（CHDM）宇宙学的四个模拟。我们讨论了实空间和红移空间中的功率谱和相关函数，并与CfA 2和IRAS的红移数据、星系的成对速度以及CHDM模拟中热粒子和冷粒子的分布进行了比较。我们证实，CHDM与冷/热/重子密度比$Ω_c/Ω_ν/Ω_b= 0.6/0.3/0.1$是一个很好的适合各种各样的当前时代的数据，比CDM。特别是，与合理的假设有关的星系和偏置的识别，我们发现，功率谱同意相当不错，无论是在非线性和线性制度的CfA 2和IRAS功率谱。新的CHDM模型（例如，用$Ω_ν=0.2$或两个大质量中微子）预测在高红移时星系的形成率要大得多，这可能需要解释一些观测数据。与此同时，$z=0$的变体之间的差异相当小。本文中提出的结果是有趣的两个目的：（i）在$z=0$与其他类别的模型（如CDM和$Λ$ CDM）进行比较。(ii)作为比较CHDM模型不同变体的参考点。
1995-02-12 astro-ph
Constraints on Cold Dark Matter in the Gamma-ray Halo of NGC 253
CANGAROO-II成像大气切伦科夫望远镜（IACT）在附近的星暴星系NGC 253中发现了伽马射线晕。通过拟合冷暗物质（CDM）湮灭的能谱曲线，我们限制了NGC 253晕中的CDM湮灭率。CDM密度的上限，在0.5和50 TeV之间的宽质量范围内获得。虽然这些限制高于预期值，但它对其他实验技术是重要的补充，特别是考虑到能量覆盖。我们还研究了下一个天文目标，以改善这些限制。
2003-06-27 astro-ph
Unstable Cold Dark Matter and the Cuspy Halo Problem in Dwarf Galaxies
我们推测，暗晕的矮星系和低表面亮度星系软化的冷暗物质（CDM）粒子的一小部分衰减到一个稳定的粒子与反冲速度为几十公里秒$^{-1}$，后，他们驱动的星系晕的形成。然而，这一过程并不一定会导致像天龙座或天炉座这样的卫星矮椭球体的中心暗物质密度显著降低。结果表明，初始（衰变前）Navarro-Frenk-White晕的浓度参数$c$的恢复分布与CDM预测吻合得很好。其他有趣的潜力不稳定的CDM突出。
2003-05-26 astro-ph
Cold + Hot Dark Matter and the Cosmic Microwave Background
我们研究了具有大质量中微子成分的绝热模型的宇宙微波背景功率谱。我们给出了冷+热暗物质（CHDM）模型的详细数值演化结果，并与标准冷暗物质（CDM）谱进行了比较。对于当前流行的CHDM模型，差异为$400 < l < 1000 $的$5-10%$。半解析近似，我们还讨论了相关的物理。最后，我们评论的能力，未来的实验来区分这些模型。如果已知其他宇宙学参数，则光束尺寸小于30弧分的全天实验可以区分CHDM和CDM。即使允许其他参数变化，也有可能将CDM与CHDM区分开来。
1995-09-28 astro-ph
The Cluster Distribution as a Test for Dark Matter Models. I: Clustering Properties
我们提出了扩展模拟的星系团分布在不同的暗物质模型，使用优化版本的泽尔多维奇近似。研究了六种不同的暗物质模型：标准CDM、开放CDM、倾斜CDM、冷+热CDM、低密度CDM和低哈勃常数（$h=0.3$）CDM。我们比较模拟与Abell/ACO红移样本。我们发现，最好地再现真实数据集的聚类的模型是冷+热DM模型和具有宇宙学常数的CDM模型。所有模型和数据的概率密度函数总是很好地近似于对数正态分布。我们还发现，模拟集群的线性偏置参数在很大的尺度范围内几乎是恒定的，但它的值取决于模型。我们还注意到，由Press-Schechter理论预测的簇的丰度对这些模型提供了很强的约束：只有冷+热DM模型和低H CDM模型似乎产生正确的簇的数量密度。将此约束与集群聚类统计数据一起考虑，可以得出结论，我们的模型中最好的是冷+热DM场景。
1994-11-22 astro-ph
Disk Galaxies as Cosmological Benchmarks: Cold Dark Matter versus Modified Newtonian Dynamics
我们讨论了在由冷暗物质（CDM）主导的宇宙和由修正的牛顿动力学（MOND）给出的力定律中形成盘星系的模型的比较。我们的主要目的是解决McGaugh和de Blok提出的CDM存在严重的微调问题的问题，这些问题在MOND下被规避。正如我们所示，CDM确实需要一定量的反馈效率的调整，以获得塔利-费舍尔关系（TFR）的陡峭观察。然而，同样的模型与各种各样的额外观察结果非常一致。因此，所需的适度反馈量不应被视为微调问题。相反，它的要求应被认为是一个通用的预测CDM，这可能是测试与未来的观察和反馈过程的详细建模。我们还表明，在MOND宇宙中的星系形成不能同时再现TFR和缺乏高表面亮度的矮星系。因此，我们得出结论，CDM是比MOND更可行的盘星系形成理论。
2000-07-10 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 Formation with Cold + Hot Dark Matter
我们报告的结果，从高分辨率的粒子网格（PM）N体模拟的结构形成的$Ω=1$宇宙学模型与冷加热暗物质（C+HDM）的混合物具有$Ω_{\rm cold}=0.6$，$Ω_ν=0.3$，和$Ω_{\rm baryon}=0.1$。我们提出了解析拟合的C+HDM功率谱的冷和热（$ν$）组件，这为我们的非线性模拟提供了初始条件。为了对中微子速度进行充分采样，这些模拟包括了6倍于冷粒子的中微子粒子。我们的模拟箱是14，50和200~Mpc立方体（$H_0=50$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$）;我们还在50~Mpc箱中对冷暗物质（CDM）进行了比较模拟。具有线性偏置因子$b=1.5$的C+HDM与COBE数据和我们计算的星系关联都是一致的。在我们的模拟中，我们发现晕的数量是质量和红移的函数;我们对CDM和C+HDM的结果与Press-Schechter模型吻合得很好。星系质量晕的数密度比CDM小，特别是在红移$z>2$处，但星系团质量晕的数量相当。我们还发现，在星系尺度上，C+HDM中的中微子速度和平坦的功率谱导致星系成对速度与数据符合得很好，并且在相同的偏置因子下比CDM中的速度小30%左右。在几十Mpc的尺度上，C+HDM流速度比CDM大得多。因此，C+HDM看起来很有希望作为结构形成的模型。
1993-05-12 astro-ph
Cold Dark Matter Halos Must Burn
低光度螺旋样本的高质量旋光曲线证明星系周围的暗晕与适当的CDM模拟的输出不一致。事实上，包围着恒星盘的暗晕是一种密度近似恒定的结构，一直延伸到光学边缘。这与特征性的rho（r）~ r^（-1.5）CDM机制是强烈不一致的，并且严重挑战了“标准”CDM理论，也是因为晕密度似乎被加热，与无碰撞粒子的分级演化存在显著差异。
2001-10-29 astro-ph
Halo Cold Dark Matter and Microlensing
有很好的证据表明宇宙中的大多数重子是暗的，也有证据表明宇宙中的大多数物质是非重子的，冷暗物质（cdm）是一种有希望的可能性。我们讨论的重子丰度和cdm在我们的星系晕和本地的期望。我们发现，在合理的CDM模型的CDM的局部密度至少是$10^{-25}\gcmm3$。我们还讨论了人们可以了解到的局部cdm密度从微透镜的恒星在大麦哲伦星系的暗恒星在晕，并根据一套合理的两个组件的晕模型，得出结论，微透镜是不是一个敏感的探针的局部cdm密度。
1993-12-04 astro-ph hep-ph
Small-scale structure of cold dark matter
我们研究了冷暗物质（CDM）在小尺度下的凝聚现象。如果CDM粒子是中性伴子，我们发现，碰撞阻尼过程中的动力学解耦的辐射流体和自由流介绍了一个小规模的截断在CDM的原始功率谱。这个截止值为宇宙中第一个CDM天体设定了尺度，我们预计它的质量为$\sim 10^{-12} M_\odot$。对于非热的CDM候选者，如轴子，wimpzillas，或原始黑洞，宇宙学的QCD跃迁可能会在类似的质量尺度上诱导原始谱的特征。
1999-12-16 astro-ph hep-ph
Is a Massive Tau Neutrino Just What Cold Dark Matter Needs?
冷暗物质（CDM）在宇宙中的结构形成的情况是非常有吸引力的，并取得了许多成功，但是，当它的密度扰动谱归一化到COBE各向异性测量的小尺度上预测的不均匀性水平太大。这可以通过质量为$1\MeV - 10\MeV$、寿命为$0.1\sec - 100\sec$的τ中微子来弥补，因为它允许相对论粒子的总能量密度加倍而不干扰核合成。在"$τ$ CDM“的度标度上预测的各向异性大于标准CDM。在$e^\pm$对撞机上进行的实验也许能够探测到这样的质量范围。
1994-02-11 astro-ph
Testing Cold Dark Matter Models Using Hubble Flow Variations
COBE标准化的平坦（物质加上宇宙学常数）和开放的冷暗物质（CDM）模型进行了测试，通过比较他们的预期哈勃流量的变化和观察到的变化，在Ia型超新星样本和塔利费舍尔集群样本。该测试提供了在$0.02h$ Mpc $^{-1}\la k\la 0.2h$ Mpc $^{-1}$尺度上的CDM功率谱的探测，不含偏置因子$b$。结果有利于低物质含量的宇宙，或平坦的物质占主导地位的宇宙，具有非常低的哈勃常数和/或非常小的光谱指数$n_{ps}$，最佳拟合具有$Ω_0\sim 0.3$至0.4。该检验对开放式CDM模型的判别力比对平面CDM模型的判别力更强。例如，如果我们的宇宙是平坦的，则测试结果与较小长度尺度下的X射线星系团丰度测量结果一致，并且与Peacock和Dodds（1994）在类似长度尺度下的星系和星系团相关分析一致;但是如果我们的宇宙是开放的，则结果与X射线星系团丰度测量结果略微不一致。只有当宇宙的物质密度小于临界密度的60%时，开放的CDM结果才与Peacock和Dodds的结果一致。文中还讨论了该试验的不足之处，并提出了改进措施.
1998-01-13 astro-ph
High-z objects and cold-dark-matter cosmogonies: the case of 53W091
最近发现的高红移星系，53W091，精确的年龄测量（Dunlop et al 1996）提供了一个测量的原始密度场的小尺度功率，正如我们所展示的，一个关键的测试暴胀启发的模型。它允许$Ω$ =1宇宙学只适用于低的$H_0$值，但随后推动该星系的形成红移远大于冷暗物质密度场所允许的。冷暗物质（CDM）模型与宇宙学常数（$Λ$）和低$Ω$将减少红移，该星系已经崩溃。然而，在CDM模型中，减小$Ω$抑制了密度场中的小尺度功率，并且这种效应被证明是主导的。我们估计的质量的星系，并表明，它代表了一个非常罕见的和不太可能的事件，在这样的模型的密度场。类似的问题也会出现在对清洁发展机制宇宙起源学的其他修改中。
1996-10-31 astro-ph
Filament Statistics: A Quantitative Comparison of Cold + Hot and Cold Dark Matter Cosmologies with CfA1 Data
本文提出了一类新的用于分析星系表的几何统计量。{ \it Filament statistics}以与目录可视化一致的方式量化大尺度结构中的平行性和平面性。这些统计数据是基于遵循本地高密度结构的空间链接序列。从这些链接序列，我们计算离散曲率，平面性，和扭转。暗条统计被应用于Klypin \etal（1995）的CDM和CHDM（$Ω_ν= 0.3$）模拟、Nolthenius、Klypin和Primack（1994，1995）的类CfA 1天表以及CfA 1天表。对于100 Mpc的周期性模拟盒（$H_0 = 50$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$），我们发现CHDM和CDM之间超过4 $σ$（其中$σ$表示复位误差）的鲁棒区分。{ \it简化细丝统计}表明CfA 1数据介于CHDM和CDM之间，但与CHDM模型更一致。灯丝统计提供了强大的和歧视性的形状统计，以测试宇宙学模拟的各种模型对现在和未来的红移调查数据。
1995-05-30 astro-ph
The Best Theory of Cosmic Structure Formation is Cold + Hot Dark Matter (CHDM)
我被要求在这里说明CHDM是宇宙结构形成的最佳理论，而且我确实相信，如果宇宙物质密度接近临界，如果膨胀率不太大（即$h \equiv H_0/(100 \kmsMpc) \lsim 0.6$），它是我考虑过的所有理论中最好的。我讨论CHDM连同它的主要竞争者之间的CDM变种，低$Ω_0$ CDM与宇宙学常数（$Λ$ CDM）。含$Ω_0 \sim 0.3$的$Λ$ CDM可能具有在给定宇宙年龄t_0下允许更高膨胀率H_0的优点，但在小尺度下存在预测太大涨落功率的缺陷。此外，除了$H_0-t_0$问题，没有任何证据支持非零的宇宙学常数，只有越来越严格的观测上限。CHDM在小尺度上的能力较弱，与数据吻合良好，尽管它是否预测足够早的星系形成，以与最新的高红移数据相一致，还有待观察。我还简要地比较CHDM与其他CDM变体，如暖暗物质（WDM）和倾斜CDM。在$Ω=1$ CDM型模型中，CHDM具有需要很少或不需要倾斜的优势，这在拟合最近的小角度CMB各向异性数据方面似乎是一个优势。一个热的组件，集群小于冷暗物质的存在降低了有效的$Ω_0$，将在小尺度上测量，这似乎是符合观测，它也可以避免之间的差异高中心密度的暗物质晕从CDM模拟相比，证据从旋转曲线的矮螺旋星系。
1996-10-24 astro-ph
Substructure in CDM Halos and the Heating of Stellar Disks
数值模拟揭示了冷暗物质（CDM）晕中长寿命亚结构的存在。这些过去合并和吸积事件中幸存下来的核心数量远远超过了银河系已知的卫星。这一发现促使人们认为，冷暗物质（CDM）晕中的子结构可能与观测不相容，并且与薄的、动态脆弱的恒星盘的存在相冲突。N体模拟的磁盘/凸起/晕模型的银河系，其中包括数百个暗物质卫星的质量，密度和轨道来自高分辨率的宇宙学CDM模拟表明，子结构只起着次要的动力学作用，在磁盘的加热。这是因为卫星的轨道很少把它们带到圆盘附近，那里的潮汐效应最大。我们的结论是，子结构可能不会排除维里化的CDM晕是可以接受的主机薄恒星磁盘像银河系。
2001-10-30 astro-ph
CDM and Strong Lensing: Concord or Conflict?
利用观测到的引力透镜的数量和大小，我推导出椭圆星系中暗物质含量的上限。由冷暗物质（CDM）质量分布构建的Galerkin过于集中，无法轻松满足这些限制; SCDM被排除在外，LCDM仅与数据勉强一致。因此，透镜增加的证据表明，CDM质量分布过于集中在千秒差距尺度上，与真实的星系一致，并将论点扩展到椭圆星系。相比之下，射电透镜中缺乏中心图像意味着CDM星系的中心密度在~10秒差距尺度上太低，即使包括超大质量黑洞。自相互作用的暗物质，或任何其他对常规冷暗物质的修改，必须同时降低千秒差距尺度上的密度并增加秒差距尺度上的密度，以满足透镜的独特约束。
2001-07-09 astro-ph
Measuring Cold Dark Matter Power Spectrum from Variations of Hubble Flows
当冷暗物质（CDM）的功率谱用COBE结果归一化后，其在较小尺度下的振幅可以用$Γ\simΩ_0h$参数化。利用临界密度CDM模型（包括倾斜CDM模型和真空主导CDM模型）计算了两个样本（Mark III星表中的36个星团样本和20个Ia型超新星（SNe）样本）中哈勃流的预期变化。期望值和数据中的实际变化之间的比较提供了一种无偏差的方式来约束功率谱。簇样品在95% C. L.下产生$Γ\le 0.30-0.88(n_{ps}-1)+1.9 (n_{ps}-1)^2$，最佳拟合$Γ= 0.15-0.39(n_{ps}-1)+0.37(n_{ps}-1)^2$，其中$n_{ps}$是功率谱的谱指数。Ia型SN样品在95% C. L.下产生$Γ\le 0.25-0.80(n_{ps}-1)+1.6 (n_{ps}-1)^2$，强烈支持较低的$Γ$。这个结果与具有$n_{ps}\ga 0.8$和$H_0\ga 50$ km/sec/Mpc的临界密度物质主导宇宙不一致。
1997-09-11 astro-ph
Strong Gravitational Lenses in a Cold Dark Matter Universe
我们目前的理论和观测研究星系团产生的强引力透镜。我们的目的是测试冷暗物质（CDM）模型在小的和高度非线性的尺度，它已被声称，CDM模型可能会面临一些困难。我们把注意力集中在强引力透镜的统计上。我们使用两个互补的统计，透镜弧和类星体，探测质量分布。首先，我们建立了一个三轴透镜模型，并发展了一种新的方法，包括三轴度的暗晕的透镜统计。我们发现，三轴性的影响是显着的，它提高了透镜的概率由几个到十个因素，假设在CDM模型中预测的三轴性的程度。特别是，我们认为，中心浓度和大的三轴性的暗晕需要复制所观察到的弧的数量在集群中，因此，该结果可以被解释为一个强有力的证据冷和碰撞的暗物质。三轴建模最显著的优点之一是三轴建模允许我们预测图像的多重性。我们发现，CDM晕预测显着的分数（超过20%）裸尖透镜。此外，我们指出图像的多重性强烈依赖于暗晕的中心浓度。因此，我们提出图像多重性作为CDM模型的一个新的强大的测试。最后，我们从斯隆数字巡天的数据中寻找了大分离透镜类星体，并成功地发现了第一个大分离透镜类星体SDSS J1004+4112。我们发现，大分离度四重透镜SDSS J1004+4112的发现与基于CDM模型的理论预言是完全一致的。（节录）
2004-08-31 astro-ph
Cold dark matter models with high baryon content
最近的结果表明，宇宙中重子的密度OmegaB比以前认为的要不确定得多，而且可能要高得多。我们证明，更高的OmegaB增加临界密度冷暗物质（CDM）模型的可行性。高重子分数提供了两个好处，提高微波各向异性功率谱中的第一个峰，抑制物质功率谱中的短尺度功率。这使得可行的CDM模型具有比其他可能的更大的哈勃常数。我们进行了一般的探索高欧米伽B CDM模型，不同的哈勃常数h和光谱指数n。我们面对各种各样的观测约束，并讨论具体的预测。虽然一些观测证据可能支持重子分数高达20%，但我们发现，10%至15%左右的值对广泛的数据提供了合理的拟合。我们认为，模型OmegaB在这个范围内，与h约0.5和n约0.8，是目前最好的临界密度CDM模型。
1996-09-30 astro-ph
Accelerating Cold Dark Matter Cosmology ($Ω_Λ\equiv 0$)
研究了一种新的完全由冷暗物质（CDM）支配的无暗能量加速平板模型。CDM粒子的数量是不守恒的，目前的加速阶段是负压的结果，描述了引力粒子产生的不可逆过程。在SNe观测之前，已经讨论了涉及加速CDM宇宙学的相关工作[Lima，Abramo & Germano，Phys.Rev.D53，4287（1996）]。然而，为了有一个从减速到加速制度在低红移的过渡，这里提出的物质创造率包括一个常数项的哈勃参数的顺序。在这种情况下，$H_0$不需要很小，以解决年龄问题和过渡发生，即使在辐射和物质占主导地位的阶段的一部分，物质的创造是微不足道的。因此，在这种爱因斯坦-德西特CDM宇宙学中，目前的加速阶段是引力粒子产生过程的结果，而不是真空在几个量级的红移中占主导地位。作为额外的奖励，在目前的情况下，不存在困扰暗能量占主导地位的模型的巧合问题。该模型能够使CDM图像与宇宙的当前年龄、哈勃参数的最新测量和超新星观测相协调。
2008-07-28 astro-ph
Modified Cold-Dark-Matter models in light of 53W091 an old galaxy at high z
星系形成的时代为宇宙学理论提供了一个重要的额外检验。冷暗物质（CDM）模型和宇宙学常数（$Λ$）被设计用来解释观测到的星系分布中的过剩能量，但同时抑制了小尺度下推动星系形成的能量.我们指出，最近发现的高红移星系，53 W 091，与精确的年龄测量（Dunlop等，1996年）提供了一个特别重要的测试这些模型。在平坦的$Λ$主导宇宙中，53 W 091的形成红移随$Ω$的减小而减小。然而，在修正的CDM模型中，减小$Ω$抑制了密度场中的小尺度功率，并且这种效应被证明是主导的。我们估计的质量的星系，并表明，它代表了一个非常罕见的和不太可能的事件，在这样的模型的密度场。类似的问题也会出现在对清洁发展机制宇宙起源学的其他修改中。
1996-10-22 astro-ph
Hot Gas in the CDM Scenario: X-Ray Clusters from a High Resolution Numerical Simulation
我们用高分辨率的流体动力学模拟方法研究了宇宙标准CDM模型中热气体的分布。采用由COBE和轻元素核合成确定的标准参数，$σ_8=1.05$，$Ω_b=0.06$，并假设$h=0.5$，我们找到了X射线发射团簇，计算了几个波长的光度函数，温度分布和估计的团簇大小，以及这些量随红移的演化。这个标准CDM模型，标准化到COBE，从具有$L_x>10^{43}$ erg/s的团簇产生大约5倍多的发射，这是一个意料之外的结果。如果所有其他参数不变，我们预计$σ_8=0.6$具有充分的一致性。这为在$8h^{-1}$ Mpc尺度下比标准CDM更低的小尺度功率提供了新的和独立的论据。在1 keV的背景辐射场，由于在这个模型中的集群是约$1/3$的观察到的背景，经过校正的数值效应，再次表明约5倍的太多的排放和适当的$σ_8=0.6$。如果我们使用观测到的星系团中气体与总质量的比率，而不是以轻元素核合成为基础计算平均密度，那么计算出的每个星系团的光度将进一步增加，大约增加10倍。通过检查团簇中气体与总质量之比（我们发现其反偏系数约为0.6），归一化为$Ω_b h^2=0.015$，并与观测结果进行比较，我们得出结论，与S.怀特，星团观测证明了一个开放的宇宙。
1994-04-07 astro-ph
Modelling SCUBA sources in a Lambda-CDM cosmology: hot starbursts or cold extended galactic dust?
以前的模拟表明，它是很难重现的SCUBA源计数的标准层次结构形成模型的框架内，如果源被假定为高红移对应的本地超亮红外星系的尘埃温度在40-60 K。在这里，我们表明，计数更容易复制的模型中，其中大部分的亚毫米级的排放来自扩展，冷（20-25 K）的尘埃在物体的恒星形成率为50-100太阳质量每年。低温意味着典型的大小约为1（S_{850} /1 mJy}）^{1/2} arcsec，比用类似恒星爆发的光谱能量分布预测的大2 ~ 3倍。低尘埃温度也意味着光学/紫外线与850微米通量的比率，对于相同的光学深度，比具有热的星暴状SED的物体预期的小30-100倍。这可能有助于解释SCUBA源和莱曼破裂星系之间的小重叠。
2003-04-15 astro-ph
The Hot and Cold Spots in the WMAP Data are Not Hot and Cold Enough
本文对威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）收集的宇宙微波背景数据的热点和冷点进行了频率分析。我们比较WMAP温度统计极值（极值，平均偏移，方差，偏度和峰度的偏移）的蒙特卡罗模拟。我们发现，平均而言，局部最大值（各向异性中的高温）太冷，局部最小值太热。为了量化这种说法，我们描述了一个双边统计假设检验，我们主张其他调查的高斯假设。使用该检验，我们以明确定义的方式拒绝了99%以上置信度的各向同性高斯假设。我们的声明仅基于最保守的WMAP前景遮罩之外的区域。我们分别对最大值和最小值，以及南北黄道和银河半球进行测试，并在95%以上的置信度下拒绝高斯性，几乎所有的平均偏移测试。同样的测试也显示，极大值和极小值的方差在黄道北半球很低（99%置信度），但在南半球是一致的;这种效应在银河系的南北半球并不明显。
2004-10-25 astro-ph
Is Cold Dark Matter Still a Strong Buy? The Lesson from Galaxy Clusters
在过去的几年里，冷暗物质模型（股票代码：CDM）一直是结构形成的主导理论。简要回顾了该模型在星系团研究中的最新进展和预测。一组新的非常高分辨率的星系团模拟表明，它们具有（1）中心斜率非常接近-1.6的密度分布和（2）类似于真实星系团中观察到的暗晕丰度。这些结果表明，一个非常小的集群的变化和弱依赖于特定的CDM宇宙学选择（LCDM具有约40%的子结构比SCDM少）。虽然仍然是一个具有高预测/证据比的投机性理论，但受到来自观测数据的强烈挑战和来自其他层次理论的竞争，我们给予CDM“优于市场”和“长期买入”的评级。
2001-05-24 astro-ph
Annihilating Cold Dark Matter
冷暗物质（CDM）的结构形成预言了中心密度尖点的晕，这在观测上是不利的。如果CDM粒子的湮灭截面σ *v ~ 10**（-29）（m/GeV）cm**2，则湮灭将软化尖点。我们讨论了避免早期宇宙湮灭灾难的合理方案，这种灾难可能会导致这样一个大的截面。核心密度与晕质量的预测缩放依赖于速度的依赖性σ *v，和s波湮灭导致的核心密度几乎独立于晕质量，这似乎与观测一致。
2000-08-29 astro-ph
Intergalactic Helium Absorption in Cold Dark Matter Models
HUT和HST的观测最近发现了两个高红移类星体沿视线的HeII吸收。我们使用宇宙学模拟与气体动力学研究HeII吸收的冷暗物质（CDM）理论的结构形成。我们考虑了两个具有不同归一化的Ω = 1的CDM模型和一个Ω = 0.4的CDM模型，它们都包含了Haardt和Madau（1996）计算的光致电离紫外背景光谱。模拟的气体分布，结合H & M光谱形状，占相对观测值的taubar_HI和taubar_HeII，HI和HeII吸收的有效平均光学深度。如果背景强度和H & M预测的一样高，那么匹配Taubar_HI和Taubar_HeII的绝对值需要一个比我们假设的Omega_b h^2 = 0.0125大的重子丰度（对于各种CDM模型，是1.5~3倍）。模拟再现了Taubar_heII在观测到的红移范围内的演化，2.2 <z <3.3，如果HeII的光电离率保持大致恒定。在CDM模拟HeII吸收产生的扩散，波动，星系间介质，这也引起了HI ly-alpha森林。大部分的HeII不透明度出现在欠致密的区域，在那里的HI光学深度非常低。我们计算的HeII和HI吸收，可用于测试CDM模型的统计特性，并区分它们从一个替代方案中，其中的HeII吸收是由离散的，紧凑的云。CDM方案预测，大量的重子物质存在于高红移的低密度区域。HeII的吸收是探测这种极度弥散的星系际气体的唯一灵敏的探针，因此它可以为…
1997-05-26 astro-ph
Galaxy Group Analysis - a Robust Discriminator between Cosmological Models: Cold+HOT Dark Matter and CDM Confront Cfa1
我们提出了识别和分析星系群的技术，并表明它们提供了一个强大的宇宙学模型之间的联系。我们将这些应用于CHDM（冷/热/重子分数=.6/.3/.1，b=1.5（COBE范数）和两个CDM模型; b=1.5和b=1.0（COBE范数）中结构形成的高分辨率PM N体模拟。使用Nolthenius（1993）算法识别组。我们发现：（1）群的性质是这些高斯模型之间的强大而鲁棒的映射，这些高斯模型的空间和速度性质在Mpc尺度上不同。我们测试了几种方法的鲁棒性分配亮度的暗物质晕，合并CfA 1星系，并打破了巨大的过度合并（2）当津贴是高的大尺度功率P（k）在CfA 1数据中，CHDM在我们的$\Omnu=0.30$产生稍微太多的组和组太高的星系的一部分，而在CDM分组的分数太低。降低$\Omnu$似乎与所有测量值都非常一致，但有一个除外：对于所有模拟，组的中位数比同等选择的CfA 1组大1.4 -1.7倍。(3)标准组M/L方法给出了CHDM和CfA 1的$Ω\simeq 0.1$和CDM的$Ω\simeq 0.35$。三种效应的共谋产生了这些非常低的值，我们得出结论，低观测到的$Ω$不需要为低$Ω$宇宙辩护。当分解过合并时，对于所有模拟，3D选定组的中值维里-DM质量是$\sim1$。$M_{DM}>10^{14}\Msun$组在所有模拟中均显示为维里化。全球速度偏差$b_v$是类似于以前的研究…
1994-10-30 astro-ph
X-ray spectra produced by a hot plasma containing cold clouds
本文计算了小的冷的稠密云弥漫的热等离子体的硬X射线谱。等离子体的主要冷却机制是来自云的软热发射的康普顿冷却。我们数值计算了等离子体的平衡温度和逃逸谱。光谱主要取决于填充热相的冷云的量。云覆盖因子被限制为低，以产生类似于在Seyfert星系和X射线双星中观察到的光谱，这意味着需要一个外部反射器，以再现所观察到的反射振幅的全部范围。我们还推导出解析估计的X射线光谱斜率和反射振幅使用逃逸概率形式主义。
2002-04-24 astro-ph
The Cold and Hot Gas Content of Fine-Structure E and S0 Galaxies
我们调查的冷，热气体含量的早期型星系的光学形态的特点，如测量的精细结构指数（西格玛）的存在下的趋势。来自文献的HI绘图观测用于跟踪冷气含量，ROSAT PSPC存档数据用于量化热气含量。我们发现，E和S0星系的光学特性的高发病率是完全X射线underluminous，因此，缺乏热气体。相比之下，更松弛的星系几乎没有或没有光学特性的迹象，跨越了广泛的X射线光度范围。也就是说，X射线过量与σ有关。冷气含量与精细结构指数或X射线含量似乎没有类似的趋势。只有明显松弛的E和S0星系才是强X射线发射体，这一事实与强扰动（如合并）后热气晕在几千兆年的时间尺度上形成的假设是一致的。这与预期的恒星质量损失是一致的。
2000-07-13 astro-ph
Some Comments on an MeV Cold Dark Matter Scenario
我们讨论了与MeV冷暗物质粒子的新模型有关的天体粒子物理学的几个方面，这些粒子以产生今天所需的正确CDM密度的方式湮灭成电子-正电子对，并解释了来自银河系中心的增强的电子正电子湮没线。我们注意到，介导湮灭的矢量介子的质量，应该超过CDM粒子的质量，并评论可能的增强由于CDM集群，对新的CDM的可探测性，并将这种情况下的粒子物理模型。
2007-05-09 astro-ph hep-ph
Cold Dark Matter's Small Scale Crisis Grows Up
冷暗物质（CDM）理论预测了暗晕中丰富的子结构。这些预测与观测到的星系团相吻合，比如附近的室女星系团。然而，CDM模型存在“小尺度危机”，因为星系在晕中占主导地位，几乎没有子结构，而模型预测星系应该是具有丰富子结构的星系团的缩放版本。与CDM的预测相比，银河系和仙女座是“失踪”的对象与速度色散$σ\geq 10$公里秒$^{-1}$。这些失踪卫星的能量尺度足够低，恒星风和超新星可能会带走气体，抑制其发光恒星成分的形成。在这里，我们表明，小规模的危机持续存在的化石群，质量高达40%的附近的室女星系团的星系。化石群是室女星系团中以预测的频率出现的光度缺失的卫星。此外，“失踪的星系”的化石组几乎一样明亮的银河系的速度色散$σ\leq$ 150公里秒$^{-1}$。
2004-06-23 astro-ph
Early structure formation with cold plus hot dark matter --- a success of strings plus inflation model
如果宇宙有两种暗物质成分，一种是冷的、无碰撞的，另一种是热的、小尺度上的自由流，那么暴胀过程中产生的量子涨落可以解释观测到的线性区域中的物质分布。然而，这种热成分的自由流动特性阻止了早期结构的形成，并且由于在高红移下已经观察到了阻尼莱曼- $α$系统等物体，因此有必要在小尺度上产生更多的能量。在这里，我们表明，这种情况可以大大改善模型中宇宙弦形成在年底的通货膨胀，并在其中通货膨胀和字符串参与生成的结构。
1999-06-04 astro-ph
Cold Dark Matter II: Spatial and Velocity Statistics
我们研究高分辨率的引力N体模拟的$Ω=1$冷暗物质（CDM）模型，以确定是否有任何正常化的初始密度波动谱，产生可接受的结果星系聚类和速度。致密的暗物质晕在演化的质量分布被确定为明亮的星系，最大质量的晕也被认为是星系群的网站，与一系列的可能性探索组质量与光的比例。我们验证了White等（1987）关于低振幅（高偏差）CDM模型的早期结论--星系关联函数是勉强可以接受的，但星系太多了。我们还表明，峰值偏置方法不能准确地再现使用密集的晕在模拟本身所获得的结果。COBE的各向异性意味着更高的标准化，导致过度成对星系速度色散的问题，除非存在很强的速度偏差。虽然我们证实了Couchman \& Carlberg（1992）报道的星系晕的强速度偏差，但我们表明星系运动在小尺度上仍然太大。我们发现没有振幅的CDM模型可以同时调和星系关联函数，低成对速度色散，丰富的集团和集群的分布。利用COBE所隐含的归一化，如果$Ω=1$，则CDM谱在小尺度上具有太多的功率。
1994-08-09 astro-ph
Void analysis as a test for dark matter composition?
我们使用空概率函数比较红移-空间星系分布在英仙座-双鱼座调查与人工样本从N体模拟的标准冷暗物质（CDM）和破标度不变性（BSI）模型。Galerkin被确定为居住在发展的密度场的峰值，以这样的方式，以重现所观察到的光度和两点关联函数。使用类似的方法，最近表明，VPF可以区分CDM和冷/热/重子分数= 0.6/0.3/0.1的冷+热暗物质（CHDM）模型。我们的主要结果是，CDM（如预期从以前的分析）和BSI符合观测数据。的鲁棒性的结果进行了检查，对改变观察者的位置在模拟和星系识别的演变密度场。因此，虽然空隙统计对从CDM到CHDM（不同光谱和不同性质的暗物质）的通道敏感，但它对从CDM到BSI（不同光谱但相同的暗物质）的通道不敏感。在此基础上，我们推测空洞的分布对暗物质的性质直接敏感，而对传递函数的形状几乎不敏感。
1996-04-23 astro-ph
Evidence of self-interacting cold dark matter from galactic to galaxy cluster scales
在冷暗物质（CDM）宇宙演化的框架内，在维里化暗晕的密度剖面中预测了一个中心尖点。这一预测与从矮星系和低表面亮度星系以及一些星系团的观测中推断出的软内晕质量分布不一致。通过分析其中一些天体的数据，我们发现从星系到星系团尺度，晕中心密度几乎与质量无关，平均值约为0.02 M_sun/pc ^3。我们表明，软核可以产生在CDM晕通过引入一个较低的截止功率谱的波动，并假设高轨道热能在晕形成。然而，在这些情况下，晕中心密度的标度不变性是不能再现的。在CDM粒子中引入自相互作用为核心问题提供了最有吸引力的替代方案。我们建议重力热膨胀作为一种可能的机制，以产生软核的CDM晕与自相互作用的粒子。一个全局的热力学平衡可以解释中心密度尺度的不变性。我们发现一个最小的截面能够建立等温核心与所观察到的浅芯。如果σ和m_x是暗物质粒子的横截面和质量，v是晕速度色散，则（σ/m_x）\~ 4 10^{-25}（100 km s^{-1}/v）cm ^2/GeV。
2000-03-08 astro-ph
Evidence for Hydro-Gravitational Structure Formation Theory versus Cold-Dark-Matter, Hierarchical-Clustering, and Jeans 1902
观测结果与Gibson 1996-2003年的水引力理论（HGT）与冷暗物质层次聚类宇宙学（CDMHCC）和Jeans 1902标准关于自引力结构形成的相互矛盾的预测进行了比较。根据HGT，引力结构在质能相等之后立即形成，这是在30，000年时，当粘性和弱湍流力首先平衡视界内的引力L_H = ct < L_J = c/[3ρG]^[1/2]时，等离子体碎裂的结果，这与Jeans 1902的判据相反。浮力决定了10^-12 s^-1的应变率和10^-17 kg m^-3的重子密度。非重子暗物质（NBDM）扩散到空隙中，而不是形成冷暗物质（CDM）晕所需的CDMHCC。从HGT，超星系团质量到星系质量的碎片存在于等离子体到气体的过渡中，这些碎片进一步形成原球状星团（PGCs）和行星质量的原雾粒子（PFP）：星间介质和星系内暗物质晕的重子暗物质，所有的行星和恒星都是通过吸积形成的（Gibson 1996，Schild 1996）。根据HGT和丰富的星系团质量剖面（Tyson和Fischer 1995），D_NBDM = 6 x 10^28 m^2 s^-1，m_NBDM <= 10^-33 kg，NBDM在30万年后形成外星系晕。
2003-07-01 astro-ph
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks
我们进行了一组高分辨率的，无耗散的N体模拟研究冷暗物质（CDM）子结构对薄星系盘动力学演化的影响。我们的方法结合了宇宙学模拟的星系大小的CDM晕，得到的子结构人口和控制的数值实验连续subhalo的影响到最初薄，完全形成的盘星系的属性。我们证明了在LCDM模型中，从z~1开始，大质量暗晕与银盘的近距离相遇是很常见的。相比之下，目前CDM晕中极少数卫星可能对磁盘结构产生重大影响。一个典型的主机晕合并的历史是用来种子控制N体实验的subhalo-disk遭遇。作为这些吸积事件的结果，盘在所有半径上都显着增厚，盘尺度高度在太阳附近增加超过2倍。我们发现，与subhalo人口的相互作用产生了丰富的独特的形态签名，包括：明显的耀斑盘星;酒吧;低寿命，环状特征的郊区;和低密度，盘平面上方的附属结构。我们比较由此产生的动态冷，环状功能在我们的模拟中的麒麟座环恒星结构的MW。的比较显示定量协议的空间分布和运动学，这表明，这种观察到的复杂的恒星成分可能会自然出现的磁盘恒星被激发遇到subhalos。这些发现突出了CDM子结构在设置盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。
2008-07-18 astro-ph
Gravitational Lens Time Delays in CDM
在标准的CDM晕模型中，引力透镜的时间延迟由可见星系相对于整个晕的冷重子质量分数f决定。在PG 1115 +080、SBS 1520 +530、B1600+434和HE 2149 -2745中观测到的时间延迟给出的哈勃常数只有在f>0.2时才与HST关键项目值H 0 =72+/-8 km/s Mpc相一致（单侧68%置信度），大于CMB估计的fmax=Omega_b/Omega_0=0.15+/-0.05的上限。如果所有的重子都冷却了，并且f=fmax，那么时间延迟意味着H 0 =65+/-6 km/s Mpc（95%置信度）。如果冷重子的局部存量f=0.013/h70是正确的，那么H 0 =52+/-6 km/s Mpc，晕参数与等温质量模型非常匹配。等温模型也与这些尺度上的强透镜和弱透镜研究、恒星动力学和X射线观测相一致，而更集中的模型则不一致。引力透镜时间延迟、局域距离尺度和标准CDM晕模型之间存在着矛盾。
2002-06-01 astro-ph
Cold dark matter cosmology conflicts with fluid mechanics and observations
基于Jeans 1902引力不稳定性判据的冷暗物质等级聚类（CDMHC）宇宙学给出了与流体力学和观测相反的关于早期宇宙的预测。金斯忽略了粘性、扩散率和湍流：这些因素决定了引力结构的形成，并与非重子暗物质候选粒子形成的小结构（CDM晕）相矛盾。从流体-引力-动力学（HGD）宇宙学的观点来看，超星系团是由粘滞-引力碎裂作用产生的（10^46千克）、星系团和星系质量（10^42 kg）原始等离子体中具有大化石密度湍流的云（rho_o ~ 3x 10 -17 kg m-3）在10^12 s时的第一次碎裂，在10^13 s的等离子体-气体转换时，原星系的线性和螺旋形团块形态反映了等离子体湍流涡旋线附近的最大拉伸。气体原星系分裂成原球状星团质量（10^36公斤）的原行星气体云，现在被冻结成地球质量（10^24-^25公斤）的木星重子暗物质，每颗恒星大约有30，000，000颗流氓行星。观测结果与CDMHCC预测的在10^16 s时爆发的第三星族第一颗大恒星相矛盾，但支持在10^13 s时在HGD的球状星团中立即温和地形成第二星族第一颗小恒星。
2006-10-23 astro-ph
Effects of Squark Processes on the Axino CDM Abundance
我们调查的作用，一个有效的4维axino-quark-squark耦合的热过程中产生稳定的冷axino遗迹在早期宇宙。我们发现，虽然诱导夸克和夸克散射过程总是可以忽略不计，夸克衰变成为重要的情况下，低再热温度和大的胶子质量。这种效应可以收紧对冷暗物质轴子不过于接近宇宙的要求的情况下的边界。
2002-06-13 astro-ph hep-ph
Cold and Fuzzy Dark Matter
冷暗物质（CDM）模型预测的小尺度结构超过观测的核心和丰富的矮星系。如果暗物质是由超轻标量粒子（m ~ 10^{-22}eV）组成的，最初在（冷）玻色-爱因斯坦凝聚体中，类似于轴子暗物质模型，那么即使不假设{ \it ad hoc}暗物质粒子或场的相互作用，这些问题也可能得到解决，CDM模型的优点也会保留。暗物质的波动特性稳定了引力坍缩，提供了晕核并急剧抑制了小尺度线性功率。
2000-03-26 astro-ph hep-ph
Halo Properties in Cosmological Simulations of Self-Interacting Cold Dark Matter
本文对无碰撞冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）在一系列暗物质截面下的晕性质进行了比较。我们发现，在协议与不同的作者，CDM产生尖状晕过于集中相比，观察。相反，使用蒙特卡罗N体技术的SIDM模拟产生中心密度显著降低的晕和截面增加的更平坦的核。我们引入了一个浓度参数的基础上封闭的质量，我们预计将是直接确定观测，不像纳瓦罗，弗伦克和怀特，并提供预测SIDM和CDM。SIDM也比CDM产生更多的球形晕，这可能是SIDM最强的观测测试。我们讨论了我们的研究结果与各种相关的观察以及SIDM模拟的其他群体。考虑到模拟的局限性，我们发现单位质量的暗物质截面σ_DM ~= 10^{-23}-10 ^{-24} cm ^2/GeV与目前所有的观测约束是一致的。
2000-06-15 astro-ph hep-ph
Stringy Dark Energy Model with Cold Dark Matter
研究了在严格可解的弦暗能量模型中加入冷暗物质的宇宙学后果。该模型的动机是考虑我们的宇宙作为一个缓慢衰减的D3-膜。这个D-膜的衰变在弦场论框架中描述。得到了精确解相对于CDM能量密度初值小波动的稳定性条件，数值构造了由不含CDM的精确解吸引的CDM能量密度大初值解.与LambdaCDM模型相比，该模型中的哈勃参数不是时间的单调函数。对于特定的初始数据，DE状态参数w_{DE}也不是时间的单调函数。对于这些情况，存在两个独立的时间区域，其中w_{DE}小于-1接近-1。
2005-07-13 astro-ph hep-ph hep-th
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
On the density of Cold Dark Matter
暗物质的性质越来越受到宇宙学数据的限制。在本文中，我们研究了宇宙微波背景各向异性限制的冷暗物质的密度在不同的理论假设和组合的数据集的影响。我们推断约束条件为$Ω_{cdm}h^2=0.12\pm0.04$（在95% c.l.）。CDM模型的线性物质功率谱的形状推断从2dF星系红移调查和均方根质量波动从最近的本地集群观测进行了比较。我们发现，由最近的宇宙切变数据所建议的$σ_8 \sim 1$的值不受CMB数据单独的支持，也不受CMB+SN-Ia、CMB+HST或CMB+2dFGRS组合分析的支持。我们还外推我们的均方根线性质量波动的界限，以亚星系尺度，并比较它们与最近的透镜约束，发现与标准的$Λ$ CDM模型的协议。
2002-03-13 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
Surface Sputtering from Cold Dark Matter Interactions: Proposed Search for its Diurnal Modulation
冷暗物质（CDM）弹性散射诱导的核反冲级联可以产生靶原子从固体表面的喷射。我们计算了这些溅射原子在各种材料中的产率和能量分布。这些参数将遭受由地球自转及其通过星系晕的运动引起的大的日调制。提出了检测这种独特的CDM签名的方案。
1995-05-12 astro-ph hep-ph nucl-ex
Nuclear Tracks from Cold Dark Matter Interactions in Mineral Crystals: A Computational Study
来自冷暗物质（CDM）弹性散射的核与某些矿物的组成元素的相互作用可能在晶体结构中产生可蚀刻的损伤痕迹。目前的计算表明，在白云母，CDM轨道反冲钾原子可以很容易地区分从其他由于α衰变的铀和钍链。在有利的条件下，这种技术可以大大改善现有的限制弱相互作用的大质量粒子作为星系晕的组成部分。
1995-05-12 astro-ph hep-ph nucl-ex
