Joint anisotropy and source count constraints on the contribution of blazars to the diffuse gamma-ray background
我们放置新的约束blazars的贡献的大规模各向同性的伽马射线背景（IGRB），通过联合分析测量的源计数分布（logN-logS）的blazars和测量的强度和各向异性的IGRB。我们发现，这些测量结果指向一个一致的情况下，未解决的耀变体，使不到20%的IGRB强度在1-10 GeV，而占大多数的测量各向异性在该能带。这些结果表明，IGRB强度的其余部分是由具有低水平的固有各向异性的组件。我们确定上限的各向异性从非blazar源，采用最佳拟合参数的测量源计数分布来计算未解决的blazar各向异性。此外，我们表明，各向异性测量排除了一些最近提出的模型的未解决的blazar人口。
2012-06-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Probing the Intergalactic Magnetic Field with the Anisotropy of the Extragalactic Gamma-ray Background
星系际磁场（IGMF）通过影响高能光子与河外背景光相互作用所引发的电磁级联，对河外γ射线背景的角各向异性产生影响。强IGMF将使这些级联中产生的次级粒子偏转，因此将倾向于使较低能量级联光子各向同性化，从而引起伽马射线背景的各向异性能谱的调制。在这里，我们提出了一个简单的，概念验证计算这种影响的大小，并证明目前的费米数据似乎已经倾向于不可忽略的IGMF值。费米伽马射线背景的各向异性能谱可以作为IGMF强度的探测器。
2013-05-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Comment on "Joint Anisotropy and Source Count Constraints on the Contribution of Blazars to the Diffuse Gamma-Ray Background"
我们发现Cuoco，Komatsu和Siegal-Gaskins（CKS）在手稿arXiv：1202.5309v1中声称的结论通常是无效的。CKS中的结果是基于一些简化的假设，关于源人口低于检测阈值和阈值流量本身，并不适用于许多物理模型的耀变体人口。与观测阈值以上的测量源计数相匹配的物理耀变体种群模型可以解释1-10 GeV之间弥散伽马射线背景强度的60%，而CKS中的假设将强度限制在<30%。CKS中考虑的模型的缺点来自于一个过于简化的blazar源模型。一些简化的假设是不合理的，包括：第一，采用假设的幂律源计数分布，dN/dS，任意低源通量，这是没有表现出在物理模型的blazar人口;和，第二，缺乏blazar光谱信息计算各向异性的未解决的伽玛射线blazar发射。我们还表明，计算的未分辨blazar的各向异性是非常敏感的光谱分布的未分辨blazar通过所采用的源分辨率阈值，必须考虑在一个精确的各向异性计算。
2012-04-17 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Fermi Constrains Dark Matter Origin of High Energy Positron Anomaly
费米测量的高纬度伽玛射线背景强烈约束衰变暗物质的起源为1- 100 GeV的银河系正电子异常测量PAMELA。出射的正电子对微波背景的逆康普顿散射会在100-200 MeV的伽马射线背景中产生一个凸起，这个凸起会在这些能量下从观测到的背景中突出。因此，正电子被限制在衰变过程中以约100 GeV和约250 GeV之间的典型能量出现。通过只考虑多余的正电子和电子的γ射线发射，我们得到一个最小的扩散γ射线通量，除了正电子光谱假设，是独立的实际衰变模式。任何由暗物质衰变直接产生的伽马射线都会导致一个额外的信号，使观测极限更加严重。根据最近对低质量暗物质子结构增强的估计，暗物质子结构中湮灭产生的正电子能量存在类似的约束，对这种子结构的改进模拟将进一步加强这一约束。
2010-02-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Combined Flux and Anisotropy Searches Improve Sensitivity to Gamma Rays from Dark Matter
在弥散伽马射线背景中探测暗物质湮灭信号是有希望的。我们提出了第一个全面的研究，利用通量和各向异性，使用的谱线信号的例子。除了提高灵敏度外，综合分析还将有助于分别确定暗物质的粒子特性及其聚集成晕子结构的宇宙学方面。与通量分析的$\sqrt{t}$相反，散粒噪声主导的各向异性分析中的信号的重要性随着时间$t$线性增加，因此可以用各向异性信号确认通量提示。第一个与费米-LAT相结合的线搜索将提供强大的新灵敏度;与拟议的伽马-400的一个将是显着更好。
2013-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Models of the Contribution of Blazars to the Anisotropy of the Extragalactic Diffuse Gamma-ray Background
我们研究了在河外弥漫伽玛射线背景（DGRB）中测量到的各向异性与DGRB光谱强度之间的关系，以及它们可能来自未解决的blazar种群。使用一个物理演化模型与光度依赖的演化（LDDE）和观测确定的光度依赖的blazar光谱能量分布（SED）的blazar，我们发现，blazar可以解释观测到的各向异性的DGRB一致，其观察到的源计数分布，但反过来限制在显着贡献观测到的DGRB强度。在考虑了DGRB各向异性和源数分布的最佳LDDE模型中，耀变体对1 GeV以上DGRB强度的贡献仅为5.7^{+2.1}-1.0}%（68% CL）。需要一个更高的分数的DGRB强度的贡献blazars过度DGRB各向异性，因此在LDDE+ SED序列模型中的blazars不能同时考虑DGRB强度以及各向异性。我们讨论了LDDE模型的局限性。然而，这些模型不需要许多不合理的和观测不一致的简化假设-包括一个单一的幂律的所有blazar光谱和一个简单的破幂律模型的源计数分布-目前在许多以前的工作。
2012-10-30 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Constraining Dark Matter in Galactic Substructure
探测银河系子结构或暗晕中的暗物质湮灭信号是高能伽马射线实验的一个重要挑战。在本文中，我们讨论了探测前景相结合的两个不同方面的伽玛射线信号：角分布和光子计数概率分布函数（PDF）。最近（由Lee等人）已经显示了来自subhalos的真正PDF。偏离泊松;我们扩展了这种分析，并从一个详细的Lambda-CDM为基础的模型的subhalos属性的信号PDF。我们结合我们的PDF与银河系和银河系外的扩散伽马射线发射的模型，以获得估计和预测误差的暗物质粒子的属性（质量和湮灭截面）使用费米伽马射线太空望远镜。我们比较从真正的PDF获得的估计，从简单的泊松分析。我们发现，虽然这两个估计是unbaised在背景的存在下，从真正的PDF推导出的暗物质属性的错误是~50%小于利用泊松为基础的分析。
2010-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Lower Limits on the Anisotropy of the Extragalactic Gamma-Ray Background implied by the 2FGL and 1FHL Catalogs
在原则上，角各向异性在河外伽玛射线背景（EGRB）的地方严重的约束后，未解决的伽玛射线点源的推定人口。EGRB各向异性的现有估计已经通过切除已知的点源来构建，例如，取自第一年或第二年费米-LAT源目录（分别为1FGL或2FGL），并对剩余伽马射线天空图进行统计分析。我们通过比较从1FGL掩蔽的天空图中获得的值与更敏感的2FGL和1FHL（>10 GeV源的第一费米LAT目录）中低于1FGL检测阈值的源所暗示的信号，对EGRB各向异性极限进行独立检查。因此，我们的分析提供了一个内部的一致性检查的影响源计数和光谱指数分布的伽马射线明亮的活动星系核从费米-LAT数据。在此基础上，我们发现的证据大大大于先前报道的能量高于5 GeV，BL Lac对象很可能提供大部分的EGRB的贡献的各向异性。EGRB各向异性的这种不确定性告诫人们不要将其作为高红移伽马射线宇宙的独立约束。此外，这将表明，与以前的说法相反，解决点源人口的平滑扩展可能能够同时解释EGRB的各向同性和各向异性分量。
2018-03-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Tomography of stellar halos: what does anisotropy in a stellar halo tell us?
银河系的恒星晕被认为是一个高亮度的结构，这是由于存在潮汐碎片和来自卫星星系的吸积流。这些子结构的丰度和分布可以为银河系的组装历史提供丰富的信息。我们使用一些信息理论的措施，研究在一组银河系大小的恒星晕的布洛克和约翰斯顿套件的模拟，使用混合的方法耦合半解析和N-体技术的各向异性。我们的分析表明，在每个恒星晕的整个天空的各向异性增加与距离其中心，并最终高原超过一定的半径。所有的恒星晕在半径为$\sim 50$ kpc的范围内都具有非常光滑的结构，而在外围具有高度各向异性的结构。在给定半径处，在固定极角或方位角处的各向异性具有两个不同的分量：（i）近似各向同性分量和（ii）在小空间尺度上具有大密度波动的分量。我们删除的子结构和任何非球形形状的晕随机化的极坐标和方位角坐标的恒星粒子，同时保持其径向距离固定的贡献。我们观察到，各向异性的波动部分被完全消除，并且各向异性的近似均匀的分量在球化后显著减少。原始晕和它们的球形化版本之间的比较表明，近似均匀的各向异性部分源于离散噪声和晕的非球形形状，而子结构有助于波动部分。我们表明，这种各向异性之间的区别有可能约束的形状的恒星晕及其子结构。
2022-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure and dynamical state of 2092 rich clusters of galaxies derived from photometric data
星系团的动力学状态与其X射线、光学和射电波段的观测性质密切相关。本文提出了一种利用斯隆数字巡天（SDSS）测光数据诊断星系团亚结构和动力学状态的方法。为了跟踪质量分布，成员星系的亮度分布是平滑的使用高斯核与他们的光学光度的权重。在推导了光场的不对称性、脊的平坦性和归一化偏差之后，我们定义了一个弛豫参数γ来量化团簇的动力学状态。将该方法应用于从文献中收集的具有已知动力学状态的0.05<z \lesssim 0.42的98个簇的测试样本，可以识别松弛（Gamma \ge 0）和非松弛（Gamma<0）簇的动力学状态，成功率为94%。然后，我们计算松弛参数的2092丰富的集群先前确定的SDSS，其中28%的集群是动态放松与伽玛\ge 0。我们发现最亮星系团的优势度和绝对星等与星系团的动力学状态密切相关。射电晕的发射功率除了与X射线光度有关外，还与星系团的动力学状态有关。
2013-10-15 astro-ph.CO
Impact on cosmology of the celestial anisotropy of the short gamma-ray bursts
最近，BATSE探测到的短伽马射线暴的各向异性被宣布（Vavrek等人，2008年）。这一发现对宇宙学的影响进行了讨论。结果表明，所发现的各向异性可能导致宇宙学原理的崩溃。
2010-05-10 astro-ph.CO
Prospects of detecting gamma-ray emission from galaxy clusters: cosmic rays and dark matter annihilations
我们研究了探测来自星系团的γ射线辐射的可能性。我们考虑1）包含索末菲增强（SFE）的暗物质（DM）湮灭的亲轻子模型，2）超对称DM的不同代表性基准模型，3）宇宙射线（CR）诱导的π介子衰变。在所有的集群/组的磁通量限制的X射线样品中，我们预测室女座，天炉座和M49是最明亮的DM源，并找到一个特别低的CR诱导的背景天炉座。对于DM自由流尺度给出的最小子结构质量，集群晕最大限度地提高子结构的提升，我们发现一个高于1000的因素。由于维里半径周围的区域占主导地位的湮灭通量的子结构，所得到的表面亮度分布几乎是平坦的。这使得用成像大气切伦科夫望远镜探测这种通量非常具有挑战性。假设冷的暗物质具有低至地球质量的子结构质量分布，并使用扩展的费米上限，我们排除了28个星团中目前形式的亲轻子模型，并将M49和天炉座中SFE的提升限制在< 5。这对应于银河系中SFE < 3的限制，这太小了，无法解释PAMELA所看到的正电子分数随能量增加而增加，并挑战DM解释。或者，如果在自然界中实现了SFE，这将意味着M_lim > 10^4 M_sol的极限亚结构质量--这是结构形成的一个问题。使用单独的集群观测，这将是具有挑战性的费米限制我们的选择DM基准模型没有SFE。费米上限，但是，关闭在我们的预测CR通量使用的分析模型的基础上宇宙学流体动力学集群模拟。我们将费米样本附近明亮的星系团的CR-热压比限制在< 1…
2011-10-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Bow Ties in the Sky II: Searching for Gamma-ray Halos in the Fermi Sky Using Anisotropy
预计在河外高能伽马射线源周围会有许多度尺度的伽马射线晕。这是由大于100 GeV的伽马射线在河外背景光中湮灭而产生的相对论性电子/正电子对的星系际群体的逆康普顿发射引起的。这些是典型的各向异性，由于喷射结构，他们起源或星系际磁场的存在。在这里，我们提出了一种新的方法来检测这些反康普顿伽马射线晕的基础上，这种各向异性的结构。具体而言，我们表明，通过堆叠适当定义的角功率谱，而不是图像，它是可能的强大检测伽马射线晕与现有的费米大面积望远镜（LAT）的观测广泛的类星系际磁场。重要的是，这些在很大程度上是不敏感的LAT仪器响应内的系统不确定性或与污染天文源。
2017-02-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Anisotropy in the sky distributions of the short and intermediate gamma-ray bursts: Breakdown of the cosmological principle?
继近年来发现中强伽马射线暴的天空分布具有各向异性之后，又证明了短伽马射线暴的天空分布也具有各向异性。这些行为对宇宙学原理有效性的影响将在下文中讨论。
2009-06-22 astro-ph.CO
The angular power spectrum of the diffuse gamma-ray emission as measured by the Fermi Large Area Telescope and constraints on its Dark Matter interpretation
各向同性的伽马射线背景来自于未分辨源的贡献，包括已确认的源类成员和拟议的伽马射线发射体，如由暗物质湮灭和衰变引起的辐射。关于贡献源的性质的线索被印在伽马射线背景的各向异性特征中。我们使用81个月的通行证7再处理的数据从费米大面积望远镜进行测量的各向异性角功率谱的伽马射线背景。我们分析了0.5至500 GeV之间的能量，扩展了基于22个月数据的先前测量中考虑的范围。我们还计算，第一次，互相关角功率谱之间的不同的能量箱。我们发现，导出的角谱是兼容的泊松，即在多极常数。此外，各向异性的能量依赖性表明，该信号是由于两个人口的来源，分别贡献，低于和高于2 GeV。最后，使用数据从国家的最先进的数值模拟模型的暗物质分布，我们约束的贡献，从暗物质湮灭和衰变在银河系和河外结构的测量各向异性。这些约束条件与可以从各向同性伽马射线背景的平均强度导出的约束条件具有竞争力。数据可在https://www-glast.stanford.edu/pub_data/552上查阅。
2016-12-21 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dark matter substructure cannot explain properties of the Fermi Galactic Centre excess
在银河系的中心已经发现了过量的伽马射线，暗物质的湮灭被认为是一个潜在的来源。这一假设面临着重大的挑战：难以描述天体物理背景，需要一个非平凡的绝热收缩的内部银河系的暗物质晕，和最近的观测光子集群，这表明，大多数的过剩是由于未解决的点源。在这里，我们指出，发射的明显点状性质完全排除了暗物质对过量的解释。试图用暗物质点源来模拟发射，要么是忽略了内斜率的问题，要么是需要一个不切实际的大的朝向银河系中心的微晕部分，要么是在高纬度处过度产生了观测到的发射。
2018-09-02 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Flat spectrum radio quasars and BL Lacs dominate the anisotropy of the unresolved gamma-ray background
本文结合Fermi-LAT 4FGL星表与未分辨伽马射线背景角功率谱，发现平谱射电类星体和蝎虎天体分别主导低能和高能各向异性，并据此约束暗物质湮灭信号。
2022-05-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraining the Anisotropy of the Universe from Supernovae and Gamma-ray Bursts
最近，一个各向异性的宇宙模型被提出。在Friedmann-Robertson-Walker线元中加入了一个任意的1-形式，它在宇宙中挑选出一个特权轴。距离-红移关系被修改为方向相关。在本文中，我们使用Union 2数据集和59个高红移伽马射线暴给出了宇宙各向异性的约束。结果表明，各向异性的大小约为$D=-0.044\pm0.018$，在银道坐标系中，各向异性轴指向$(l_0,b_0)=(306.1^{\circ}\pm 18.7^{\circ},-18.2^{\circ}\pm 11.2^{\circ})$方向。各向异性很小，各向同性宇宙学模型是一个很好的近似。
2014-05-13 astro-ph.CO
Sommerfeld-Enhanced Annihilation in Dark Matter Substructure: Consequences for Constraints on Cosmic-Ray Excesses
在暗物质（DM）的模型与Sommerdos增强的湮灭，其中的湮灭率的比例为速度的倒数，DM结构形成的N体模拟表明，当地的湮灭信号可能占主导地位的小，密集，冷的subhalos。这与通常假设的信号来自平滑DM晕形成对比，具有高得多的速度色散。占当地的子结构修改的参数空间，索末菲增强湮灭DM可以解释的PAMELA和费米过剩。来自内星系和宇宙微波背景的限制被削弱，而不会引入新的张力与子结构相关的限制，如矮星系或各向同性伽马射线研究。有了子结构，以前排除的介质质量约1-200 MeV的参数区域现在很容易被允许。对于O（MeV）介质，在特定范围内的主机晕质量的subhalos可能会蒸发，进一步抑制扩散信号，而不影响在银河系的子结构。
2012-10-13 astro-ph.CO hep-ph
Gamma rays and neutrinos from dark matter annihilation in galaxy clusters
研究了星系团中暗物质湮灭产生的$γ$射线和中微子辐射.在Fermi-LAT运行约一年后，观测到几个具有严格GeV $γ$射线发射上限的星系团。我们使用这些集群的费米-LAT上限来约束DM模型参数。我们发现，在冷DM（CDM）方案中预测的分布有子结构的DM模型受到Fermi-LAT $γ$射线数据的强烈约束。特别是对于可能解释PAMELA/Fermi-LAT/HESS发现的$e^{\pm}$过剩的轻子湮灭情形，对子结构最小质量的约束是$10^2-10^3$ M $_{\odot}$水平，这比CDM图中预期的要大得多，但与暖DM情形一致.我们进一步研究了IceCube探测团簇中微子的灵敏度。发现中微子探测比$γ$ -射线探测困难得多。只有对于非常重的DM（$\sim 10$ TeV）和相当大的线中微子分支比，中微子灵敏度才能与$γ$射线的灵敏度相媲美。
2010-06-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
CLUMPY: a code for gamma-ray signals from dark matter structures
我们提出了第一个公开的代码半解析计算的伽马射线通量天体物理J因子的暗物质湮灭/衰变在银河系中，包括暗物质子结构。代码的核心是计算暗物质密度平方（湮灭）或密度（衰变暗物质）的视线积分。该代码可以用于三种模式：i）从银河系的平滑分量和/或子结构的贡献绘制天空图，ii）从一个特定的晕（即不是星系晕，例如矮球状星系）计算通量或iii）执行简单的统计操作，从一个列表中允许DM配置文件为一个给定的对象。银河系外的贡献和DM湮灭的其他示踪物（例如正电子，反质子）将包括在第二个版本中。
2012-01-23 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.comp-ph
The Anisotropy of the Extragalactic Radio Background from Dark Matter Annihilation
对河外无线电背景的观测发现，在22 MHz至10 GHz的多个频率范围内有显著的各向同性发射。这种非热发射成分的强度大大超过了已知天体物理来源的预期贡献。有趣的是，模型表明，暗物质粒子的湮灭可能会重现过剩的通量和光谱。然而，缺乏一个可测量的各向异性的残余排放仍然具有挑战性的暗物质和标准天体物理学解释的ARCADE-2数据。我们计算预期的同步各向异性从暗物质湮灭，并表明，这些模型可以产生非常小的各向异性，虽然这需要星系团有很大的子结构贡献和强大的磁场。我们表明，这种约束可以显着放松，但是，在场景中，通过暗物质湮灭产生的电子可以有效地重新加速阿尔文波内集群介质。我们的分析表明，任何能够解释河外射电过剩的强度和各向同性的来源必须有一个空间扩展远远大于典型的星系中的重子，这表明一个新的物理解释。
2014-12-23 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Galactic Substructure and Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
我们研究子结构对星系晕中暗物质湮灭速率的影响。我们使用的子结构，可以扩展数值模拟结果的尺度太小，无法解决的模拟分析模型。我们首先校准的解析模型的数值模拟，然后确定湮灭助推因子，标准的WIMP模型以及那些与索末菲（或其他）增强，作为银河系的银心半径的函数。我们提供了一个估计的依赖性的伽马射线强度的WIMP湮灭的角距离的函数从银河系中心。这种方法，再加上未来的数值模拟结果可以是一个强大的工具，可以用来约束WIMP属性使用费米全天数据。
2010-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galaxy Clusters as Reservoirs of Heavy Dark Matter and High-Energy Cosmic Rays: Constraints from Neutrino Observations
星系团（GC）是暗物质和宇宙射线（CR）的最大储存库。暗物质的自湮灭可以导致伽马射线和中微子的高亮度，并通过暗物质子结构中的高度聚集而增强。强子CR相互作用也可以导致伽马射线和中微子的高光度，通过限制来自星系团吸积/合并冲击和活动星系核的CR来增强。我们表明，IceCube/KM 3 Net对高能中微子的观测可以探测GC的性质以及单独的暗物质和CR发射过程，同时考虑到结果如何依赖于仍然很大的不确定性。中微子观测在高能量下是相关的，特别是在>10 TeV。我们的结果应该是有用的，以改善实验搜索高能中微子发射。中微子望远镜对由暗物质亚结构和分布在大尺度上的CR形成的扩展源很敏感。费米望远镜和成像大气切伦科夫望远镜最近的观测对GC的伽马射线发射提出了有趣的限制。我们还提供了计算的伽马射线通量，考虑到GC内的电磁级联，这可能是重要的注射在足够高的能量。这也使我们能够将以前的伽马射线约束扩展到非常高的暗物质质量和非常高能量的显着CR注入。同时使用中微子和伽马射线，这可以导致类似的限制，将允许更完整的理解GC。中微子对于某些暗物质湮灭通道和强子而不是电子的CR是必不可少的。我们的研究结果表明，GC的多信使观测将能够对暗物质和CR的特定模型提供有用的约束。[摘要删节。]
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Probing the Cosmic X-ray and MeV Gamma-ray Background Radiation through the Anisotropy
虽然宇宙软X射线背景极有可能源自个别的塞弗特星系，但宇宙硬X射线和MeV伽马射线背景的起源还不完全清楚。包括康普顿厚布居在内的Seyferts粒子有望解释宇宙硬X射线背景。在MeV能区，吸积盘或MeV耀变体的日冕中含有非热电子的Seyferts可以解释背景辐射。我们建议，未来的宇宙X射线和MeV的伽马射线背景的各向异性的角功率谱的测量将是破译这些背景和活动星系核（AGN）的演变的关键。由于活动星系核跟踪宇宙的大尺度结构，因此活动星系核存在空间聚团现象。我们表明，e-ROSITA将清楚地检测到在0.5-2 keV和2-10 keV波段的未解决的塞弗茨的相关信号，并将能够测量在这两个波段的活动星系核的偏置参数。一旦未来的硬X射线全天卫星在10-30 keV或30-50 keV的能量下达到优于10^{-12} erg/cm^2/s的灵敏度--尽管这超出了目前硬X射线全天监测器的灵敏度--角功率谱将使我们能够独立地研究所有塞弗特星系中康普顿厚度的活动星系核的比例。我们还发现，预期的角功率谱的Seyferts和耀变体在MeV范围内是不同的约一个数量级，泊松项，所谓的散粒噪声，是占主导地位的。目前和未来的MeV仪器将通过角功率谱清楚地解开MeV伽马射线背景的起源。
2013-08-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing dipole and quadrupole anisotropy in Gamma-ray bursts from Swift dataset
IIT Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
利用Swift卫星的伽马射线暴目录，通过HEALPix球谐分解分析角分布，在修正观测偏差后确认宇宙学各向同性。
2026-06-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
Exploring Dark Matter with Milky Way substructure
银河系暗物质湮灭的明确探测将解开粒子物理学和宇宙学中最杰出的谜题之一。最近的观测激发了一些模型，其中湮灭率是由索末菲效应（Sommerfeld effect）提高的，索末菲效应是一种由长程吸引力引起的非微扰增强。在这里，我们应用索末菲校正通过Lactea II，一个高分辨率的N体模拟银河系大小的星系，调查的相空间结构的星系晕。我们发现，从运动学冷子结构的湮灭光度可以增强的数量级相对于以前的计算，导致预测的伽马射线通量从多达数百个黑暗的团块，应该是可检测的费米卫星。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The mass and anisotropy profiles of galaxy clusters from the projected phase space density: testing the method on simulated data
本文提出了一种从运动学数据约束星系团质量和速度各向异性分布的新方法。该方法是基于相空间密度的模型，该模型允许各向异性随半径在两个渐近值之间变化。这些渐近线之间的过渡的特征尺度是固定的，并调整到一个典型的各向异性的宇宙学模拟产生的配置文件。该模型的参数化的两个值的各向异性，在集群的中心和无穷大，和两个参数的NFW密度分布，规模半径和规模的质量。为了检验该方法在重建星系团真实参数方面的性能，我们分析了标准LCDM模型宇宙学模拟产生的20个松弛星系团的模拟运动学数据。我们使用贝叶斯推理方法和分析进行以下马尔可夫链蒙特卡罗方法。质量分布的参数被很好地再现，但我们注意到，质量通常被低估了15%，这可能是由于存在小的速度子结构。一般来说，对单个团簇的各向异性分布的限制几乎没有决定性。虽然中心渐近值被精确地确定，但是外部渐近值受到由在大集群中心距离处的子结构引起的显著系统误差的影响。如果对至少几个簇进行联合分析，则各向异性轮廓会受到更好的约束。在这种情况下，可以在维里球内的半径上再现二十年内各向异性的径向变化。
2009-06-27 astro-ph.CO
Characterization of Dark-Matter-induced anisotropies in the diffuse gamma-ray background
费米-LAT合作最近报告了在1至50 GeV之间的漫射伽马射线背景中检测到高于光子噪声水平的角功率。这样的信号可以用来限制来自暗物质诱导光子的可能贡献。我们估计的强度和角功率谱（APS）的潜在的暗物质（DM）的信号，为衰减和湮灭的DM候选人，通过构建模板的全天空伽玛射线图中产生的发射的星系晕及其子结构，以及在河外（子）晕。DM分布是由最先进的宇宙结构形成的N体模拟给出的，即银河系外（子）晕的千禧-II和星系晕及其子晕的宝瓶座。我们使用一种混合外推法来解释低于模拟分辨率极限的（子）结构，使我们能够估计到最小自约束晕质量的总发射。我们详细描述了我们的模板地图的APS中出现的功能，我们估计各种不确定性的影响，如最小晕质量的值，在晕中托管的子结构的分数和DM密度分布的形状。我们的研究结果表明，DM诱导的发射的波动APS是相同的顺序的费米-LAT APS，这表明人们可以从与测量的各向异性的比较约束这种假设的发射。我们还量化了影响我们的结果的不确定性，发现“理论误差带”跨越两个以上的数量级和占主导地位的（对于一个给定的粒子物理模型），我们缺乏知识的丰富的低质量（子）晕。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Anisotropies in the diffuse gamma-ray background measured by the Fermi-LAT
未解决的源的贡献，弥漫的伽马射线背景可能会产生各向异性，在这种发射小角度尺度。最近的研究认为，角功率谱和其他各向异性指标的工具，用于确定的贡献，从未解决的源类，如河外和银河系暗物质以及各种天体物理伽马射线源人口的扩散发射。我们提出了由费米-LAT测量的漫发射的各向异性分析的初步结果。
2010-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing the anisotropy in the angular distribution of $Fermi$/GBM gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）被证实是河外起源的，因为它们的角分布各向同性，再加上它们的强度分布强烈偏离$-3/2$幂律。这一发现后来被GRB 970508测量的第一个红移证实，至少等于$z=0.835$。尽管有这样的结果，来自$CGRO$ /BATSE和$Swift$ /BAT的数据表明，长伽玛暴确实是各向同性分布的，但短伽玛暴的分布是各向异性的。$Fermi$ /GBM迄今已探测到1669个伽玛暴，本文研究了它们的天空分布。一些统计测试应用：最近邻分析，分形维数，偶极子和四极矩的分布函数分解成球谐函数，二项式测试，和两点角关联函数。为了评估其可靠性，对每个测试进行蒙特卡罗基准测试。结果表明，短暴在天空中呈各向异性分布，长暴呈各向同性分布。对于短暴和长暴，这些结果不是偶然发生的概率分别至少为99.98%和30.68%。讨论了这一发现的宇宙学背景及其与大尺度结构的关系。
2019-08-12 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Novel Techniques for Decomposing Diffuse Backgrounds
由两个或多个源组成的漫射背景的总各向异性，例如费米LAT-测量的伽马射线背景，由每个源群体的各向异性和每个群体对总强度的贡献来设置。作为能量的函数的总各向异性（各向异性能谱）将随着源的相对贡献的变化而调制，这意味着各向异性能谱也编码每个源类的强度谱。我们开发的技术，适用于任何这样的扩散背景，用于解开的强度谱的每个组件源人口的总强度谱和总各向异性能谱的测量，而不引入\emph{a priori}假设的源类的光谱。我们证明了这些方法的潜力，通过将它们应用到费米-LAT伽马射线背景的组成与当前数据一致，并在10年内观测可行的示例场景。
2013-04-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
The contribution to the antimatter flux from individual dark matter substructures
由单个暗物质（DM）子结构引起的局部反物质通量可以显著地依赖于源的自行。我们推导出与时间相关的正电子和反质子的主要来源的传播方程的解析解，发现静态限制是一个公平的近似只有非常高的能量粒子和附近的来源。本文讨论了弱相互作用大质量粒子（WIMP）模型对PAMELA正电子过剩和FERMI全电子数据的拟合。我们发现，对于一个单一的非静态DM点源，不能提取的数据，在一个独特的方式，模型独立的粒子物理观测，如WIMP质量，对湮灭截面，和湮灭产率。与WIMP模型相关的伽马射线发射诱导了显着的局部正电子或反质子通量，被发现与EGRET测量兼容，但它可以肯定地被FERMI-LAT望远镜挑出来。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing cosmic anisotropy with the Combo correlation of gamma-ray bursts
College of Physical Science and Technology, Yangzhou University（扬州大学物理科学与技术学院）；Beijing Normal University（北京师范大学）
本文利用244个具有Combo关联的伽马射线暴样本，结合Pantheon超新星样本，通过偶极拟合和半球比较方法测试宇宙各向异性，发现更大GRB样本能抑制由空间分布不均匀引起的虚假各向异性信号，表明GRB可作为宇宙各向异性的可靠探针。
2026-05-27 astro-ph.CO
Modeling evolution of dark matter substructure and annihilation boost
我们研究了暗物质子结构的演化，特别是它们在落入较大宿主晕的引力势后如何失去质量和改变密度分布。我们开发了一个分析处方，模型的subhalo质量演化和校准的N体数值模拟的结果，从非常小的（地球大小）到大（星系团）晕的各种尺度。然后，我们将结果与晕吸积的历史，并计算的subhalo质量函数，物理动机下降到地球质量尺度。我们的结果-有效的任意主机质量和红移-显示合理的协议与数值模拟在解决尺度。我们的分析模型也使自洽计算的增强因子的暗物质annhilation，我们发现增加百分之几十的最小（地球）和中间（矮星）质量的几个因素在星系大小，并成为大的$\sim$ 10的因素最大的晕（集群）在小的红移。我们的分析方法可以容纳子结构的subhalos（子subhalos）在一个一致的框架，我们发现放弃了几个增强的湮灭助推的一个因素。暗晕的存在增强了各向同性伽马射线背景的强度的几个因素，因此，费米大面积望远镜的测量排除了大于$\sim$ $4\times 10^{-26}$ cm $^3$ s $^{-1}$的湮灭截面，暗物质质量高达$\sim$ 200 GeV。
2018-05-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dark Matter searches with imaging atmospheric Cherenkov telescopes
WIMP的湮灭在最终状态下产生高能伽马射线。这些高能伽马射线可以通过成像大气切伦科夫望远镜（IACT）探测到。在可能的目标中，有银河系中心、星系团的中心、矮球状星系和银河系晕的子结构。我将回顾最近对正在进行的IACT的观察结果。
2009-07-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Implications of Plasma Beam Instabilities for the Statistics of the Fermi Hard Gamma-ray Blazars and the Origin of the Extragalactic Gamma-Ray Background
费米在限制伽玛射线明亮耀变体的光度函数和红移演化方面起了重要作用。这包括对河外伽玛射线背景（EGRB）的谱和各向异性的限制，附近费米活动星系核（AGN）的红移分布，以及log（N）-log（S）关系的构造。基于这些，有人认为，伽玛射线亮耀变体的演化必须远远低于其他活动星系核的戏剧性。然而，这种说法的关键是假设逆康普顿级联将超过TeV的发射重新处理到费米能量范围内，大大增强了观察到的极限的强度。在这里，我们证明，在没有这样一个过程，由于，例如，致命的等离子体束不稳定性的存在，抢占级联，人口TeV明亮的耀变体，类似于类星体的演变是一致的人口的硬伽马射线耀变体观察到费米。具体地说，我们表明，一个简单的模型的性质和光度函数是同时能够再现其log（N）-log（S）的关系，本地红移分布，并在没有任何自由参数的EGRB及其各向异性的贡献。尽管硬伽马射线耀变体的人口表现出强烈的红移演化的宇宙学历史的吸积到晕的其他示踪剂中观察到的图片的自然性是可取的，这为不存在逆康普顿级联和存在的束等离子体不稳定性提供了支持。
2013-08-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
The dark matter component of the Gaia radially anisotropic substructure
我们研究的径向各向异性的恒星星族最近在盖亚数据中确定的暗物质组件的属性，使用磁流体动力学模拟银河系的光环从御夫座项目。我们确定了10个模拟星系，大致匹配的旋转曲线和银河系的恒星质量。其中四颗的各向异性恒星星族让人想起盖亚结构。我们发现这个人口在太阳附近的暗物质质量分数和它的轨道各向异性之间的反相关。我们估计当地的暗物质密度和速度分布的晕和各向异性的恒星星族，并使用它们来模拟在未来的氙和锗的直接探测实验中预期的信号。我们发现包含径向各向异性恒星星族的类银河晕的暗物质晕积分符合广义麦克斯韦分布。对于暗物质粒子质量低于约10 GeV，直接检测排除限制的模拟晕与各向异性恒星星族显示出温和的转变，向较小的质量相比，普遍采用的标准晕模型。
2020-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Power spectrum tomography of dark matter annihilation with local galaxy distribution
交叉关联的伽马射线背景与当地的星系目录可能会给严格的限制暗物质湮灭。通过详细描述星系功率谱和天体物理背景，采用马尔可夫链蒙特卡罗模拟，对费米望远镜和2MASS星系表的γ射线数据进行了湮没截面灵敏度的理论估算。特别是，我们表明，采取层析的方法将星系目录分为一个以上的红移切片将提高灵敏度的几个到几个的因素。如果暗物质晕包含大量明亮的子结构，产生大的湮灭增强（例如，对于星系大小的晕，因子为$\sim$ 100），那么人们可能能够探测质量高达$\sim$ 700 GeV的热产生机制的正则湮灭截面。即使有适度的子结构增压（例如，对于星系大小的晕，灵敏度为$\sim$ 10倍），另一方面，对于质量为几十到几百GeV的暗物质，灵敏度仍然可以达到正则截面的三倍。
2014-10-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Sensitivity of CTA to gamma-ray emission from the Perseus galaxy cluster
在这些会议记录中，我们总结了切伦科夫望远镜阵列（CTA）的灵敏度的研究现状，以检测弥漫的伽玛射线发射的英仙座星系团。在星系团中，伽马射线的发射是由宇宙射线（CR）与星系团内介质的相互作用引起的，或者是暗物质（DM）粒子湮灭或衰变的产物，如果它们是弱相互作用的大质量粒子（WIMP）。对英仙座的观测已被提议为CTA重点科学项目之一。在这方面的贡献，我们专注于DM引起的磁通分量。我们的DM模型包括我们期望在主晕中的子结构，这将显着提高湮灭信号。我们采用了ON/OFF观测策略，并模拟了预期的伽马射线信号。最后，我们使用似然最大化分析（包括最近的CTA仪器响应函数）计算预期CTA灵敏度。在没有信号的情况下，我们表明，CTA将使我们能够提供严格的TeV DM和竞争的限制，特别是对于DM衰变的情况下。
2021-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Searching for dark matter annihilation from individual halos: uncertainties, scatter and signal-to-noise ratios
个别的河外暗物质晕，例如那些与邻近星系和星系团有关的暗物质晕，是搜寻暗物质湮灭产生的伽马射线的有希望的目标。我们审查的预测湮没通量从个人晕，专注于当前的不确定性的影响，在浓度-质量关系和贡献的晕子结构，并估计固有的晕晕散射预期。经过仔细考虑最近的模拟结果，我们得出结论，最小的晕的浓度，而在高红移确定，仍然是不确定的4-6时，外推到低红移的因素。这反过来又产生了两个数量级的不确定性，在预测的湮灭通量的任何晕质量以上的这一规模。子结构演化、功率谱的小尺度截止、宇宙学和重子效应都引入了较小的、尽管是累积的不确定性。然后，我们考虑从晕到晕的内在变化。这些产生于浓度和亚结构的变化，导致预测湮灭光度中的$\sim$ 2.5的散射。最后，我们考虑的问题，从湮灭检测伽马射线，从其他来源的预期贡献。假设恒星形成过程中产生的宇宙射线是γ射线探测的主要噪声源，我们估计了γ射线探测的信噪比与晕质量的函数关系。这种计算表明，群体规模的晕，单独或堆栈，可能是一个特别有趣的目标，为下一代的湮灭搜索。
2018-08-15 astro-ph.CO
Extragalactic and galactic gamma-rays and neutrinos from annihilating dark matter
我们描述宇宙伽马射线和中微子信号的暗物质湮灭，解释如何互补的这些信号提供额外的信息，如果可观察到的，可以启发粒子性质的暗物质。这是讨论的背景下，利用单独的银河系和河外的信号分量，使用球形晕模型分布的暗物质。我们的讨论与粒子物理学的标准模型的超对称扩展。我们考虑最小超对称标准模型（MSSM），其中中微子和γ射线都是由湮灭产生的。我们还考虑了一个规范的B-L，重子数减去轻子数，MSSM的扩展，其中湮灭可以是纯粹的重右手中微子。我们比较了这些信号的银河系和河外的组成部分，并得出结论，目前还不清楚哪一个可能占主导地位时，看银河平面。为了回答这个问题，我们必须了解晕子结构对湮没信号的贡献。我们发现，不同的理论与不可区分的伽玛射线信号可以区分的中微子信号。由于星系中心有丰富的天体物理源，因此很难观测到伽马射线湮灭信号;但是如果可以在宇宙射线产生的大气中微子上方观测到湮灭中微子，那么来自那里的湮灭中微子就不会那么隐蔽了。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dissecting Galaxy Formation: II. Comparing Substructure in Pure Dark Matter and Baryonic Models
我们比较了纯暗物质（DM）晕与重子（PDM和BDM）存在下的子结构演化。Romano-Diaz等人（2009年）分析了原始晕。模型已经从相同的初始条件下使用约束实现，包括恒星形成和反馈。已经编制了一个全面的底晕目录，并分析了质量范围为10^8 Mo - 10^11 Mo的底晕的性质。我们发现晕下质量函数符合单一的幂律M_sbh^{alpha}，但检测到这些函数之间的不可忽略的偏移，PDM的alpha为-0.86，BDM的alpha为-0.98。总体而言，α随时间恒定，变化为+-15%。第二，我们发现，径向质量分布的subhalos可以近似的幂律，R^{gamma}与陡峭的半径周围的最大圆速度，Rvmax，在主晕。PDM的Gamma约为-1.5，BDM的Gamma约为-1，在Rvmax内部，外部更陡。我们发现subhalo人口和主晕DM之间的空间偏差很小。次晕人口表现出更少的三轴性与重子，在与总理晕。最后，我们发现，与直觉相反，BDM人口是在一个更快的速度比PDM一个中央30 kpc的素数内耗尽。虽然重子为次晕提供了大量的粘合剂，但主晕表现出相同的趋势。这确保了BDM晕底的更有效的潮汐破坏。这种效应可以被逆转，因为恒星演化和超大质量黑洞的反馈更有效，这将从中心驱逐重子，降低原晕的浓度。我们将我们的结果与Lactea和Aquarius模拟和其他已发表的结果进行比较。
2010-05-19 astro-ph.CO
Anisotropy of Cosmic Background Photons from Annihilating/Decaying Dark Matter
Tohoku University（东北大学）；KEK（高能加速器研究机构）
本文提出计算暗物质衰变或湮灭产生宇宙背景光各向异性角功率谱的方法，强调考虑探测器能量分辨率对结果的重要性，并应用于不同波段望远镜数据。
2026-05-01 astro-ph.CO hep-ph
Constraining Extended Gamma-ray Emission from Galaxy Clusters
冷暗物质模型预言了在暗物质晕内存在大量的亚结构。如果冷暗物质由弱相互作用的大质量粒子组成，它们在这些子结构中的湮灭可能导致扩散的GeV辐射，这将主导宿主晕的湮灭信号。在这项工作中，我们寻找GeV的发射附近的三个星系团：后发座，室女座和天炉座。我们首先删除已知的河外和银河弥漫伽马射线背景和点源的费米2年目录，并找到一个显着的残余漫发射在所有三个集群。然后，我们调查是否这种发射是由于（i）未解决的点源;（ii）暗物质湮灭;或（iii）宇宙射线（CR）。使用45个月的费米-LAT数据，我们检测到几个新的点源（不存在于费米2年点源目录）污染的信号以前分析的汉等。（arxiv：1201.1003）。包括这些和占未检测到的点源的影响，我们发现没有显着的检测扩展发射从三个集群研究。相反，我们确定上限的发射由于暗物质湮灭和宇宙射线。对于天炉座和室女座，CR发射的限制与理论模型一致，但对于后发座，上限是理论预期值的2倍。考虑到与CR处理相关的系统不确定性，我们的星系团中暗物质湮灭的横截面上限比银河系矮星系的分析更为严格。我们排除了热截面的超对称暗物质粒子的质量大到100 GeV（取决于湮灭通道）。
2012-12-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Improved Constraints on Dark Matter Annihilation to a Line using Fermi-LAT observations of Galaxy Clusters
星系团主要由暗物质组成，并且可能比场星系具有更大比例的幸存子结构。由于相对邻近的星系团的存在和它们的高暗物质含量，它们是通过伽马射线间接探测暗物质的有希望的目标。事实上，以前已经对多达100个星团的集合进行了专门的研究，到目前为止还没有明确的迹象表明有暗物质信号。在这里，我们报告了基于Pass-7费米大天区望远镜（LAT）数据的大约26，000个星系团的伽马射线观测结果，这些星系团选自Tully 2 MASS集团目录。这些集群都没有显着检测到的伽马射线，我们目前的伽马射线通量上限在20 GeV和500 GeV之间。通过对星系团方向的Fermi-LAT数据的分析，我们估算了这些星表中每个星系团的暗物质含量，并对暗物质湮灭截面进行了约束。我们设置了一些最严格的集群为基础的限制，迄今为止的湮灭质量在20 GeV和500 GeV之间的暗物质粒子湮灭的伽马射线线。我们的集群为基础的限制还没有强大的边界放置使用银河系中心，虽然仍然存在不确定性的“助推因子”从集群子结构，我们选择了一个相当保守的值。我们的分析，考虑到这种可能的提升的选择，还不够敏感，以完全排除典型的现实DM候选人，特别是如果伽马射线线不是一个占主导地位的湮灭模式。
2016-06-30 astro-ph.CO
Mapping dark matter in the gamma-ray sky with galaxy catalogs
交叉关联伽马射线地图与星系在低红移宇宙中的位置大大增加了对暗物质粒子湮灭特征的敏感性。低红移星系是理想的目标，因为湮灭对伽马射线天空中各向异性的最大贡献来自$z\lesssim 0.1$，我们预计来自耀变体等天体物理源的贡献最小。如果暗物质具有正则湮灭截面且质量小于$\sim$ 100 GeV，那么将Fermi-LAT的5年数据与2 MASS巡天的红移星表进行交叉相关，可以探测到来自湮灭的伽马射线。
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Annihilation vs. Decay: Constraining Dark Matter Properties from a Gamma-Ray Detection in Dwarf Galaxies
虽然大多数被提出的暗物质候选者都是稳定的，但为了使暗物质今天存在，唯一的要求是它的寿命要比宇宙的年龄长，t_U ~ 4 10^17 s。此外，暗物质粒子可以通过非热过程产生，并且具有比热暗物质的正则值<sigma v>~ 3 10^{-26} cm 3/s更大的湮灭截面。我们提出了一个战略，区分暗物质湮灭和/或衰变的情况下，一个明确的信号，在未来的银河系矮星系的伽玛射线观测与伽玛射线实验。在仅测量能谱的情况下，不可能区分这些情况。我们表明，通过研究信号的角分布的强度和能量谱的依赖性，可以识别信号的起源，和一些信息的子结构的存在可能会被提取。
2010-12-10 astro-ph.CO hep-ph
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter implications of the Fermi-LAT measurement of anisotropies in the diffuse gamma-ray background: status report
Fermi-LAT首次测量了弥散γ射线背景中各向异性的角功率谱（APS）。的数据被发现是广泛兼容的模型与贡献的点源在1年的目录，银河弥漫的背景，河外各向同性发射，但偏差存在于大和小的角尺度。在这项研究中，我们补充了模型的贡献，从暗物质（DM）的分布模型，利用最近的N体模拟的结果，考虑到河外晕和subhalos（从千年二）和银河系的子结构（从宝瓶座）的贡献。随着费米科学工具的使用，这些模拟作为模板，以产生模拟伽马射线计数地图DM伽马射线发射，无论是在湮灭和衰变DM候选人的情况下。然后将计算APS并与费米LAT结果进行比较，以获得对DM粒子物理性质的约束。由于银河系前景的一个不完善的模型可能的系统也进行了研究，并适当考虑。本文件报告该项目的现状。
2011-10-03 astro-ph.CO hep-ph
Classification of gamma-ray targets for velocity-dependent and subhalo-boosted dark-matter annihilation
伽马射线观测长期以来一直被用来限制暗物质（DM）的性质，重点关注通过速度无关过程的弱相互作用大质量粒子湮灭。然而，在最简单的候选人没有明确的观测证据，社区的兴趣在更复杂的DM方案涉及速度依赖的横截面一直在稳步增长，在过去的几年里。本文首次系统地研究了速度依赖的DM湮灭（特别是$p$波湮灭和Sommerfeld增强）在各种天体中的作用，这些天体不仅包括已被广泛研究的银河系矮卫星星系，还包括附近的矮不规则星系和本地星系团。特别注意速度依赖性和DM晕子结构之间的相互作用。晕质量，相空间和子结构建模相关的Underwater也讨论了在这个速度依赖的上下文中。我们发现，$s$波湮灭，极大的subhalo助推因子是预期的，高达$10^{11}$在集群和高达$10^6-10^7$在矮星系的subhalos通常被认为不发挥重要作用。$p$波湮灭的增强因子较小，但仍然可以达到团簇中的$10^3$。DM信号的角度扩展也受到显著影响，例如，在$s$波情况下，簇典型发射半径增加了10倍。我们还计算了我们的样本中的对象相对于银河系晕中发生的湮灭的信号对比度。总的来说，我们发现，最亮的目标之间的层次结构取决于假设的粒子物理模型的具体细节。
2022-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on a Non-thermal History from Galactic Dark Matter Spikes
在本文中，我们研究是否间接检测与非热历史相关的暗物质的约束可能会显着改善时，占存在的星系子结构的形式的暗物质尖峰。我们发现，显着的约束可能来自非观测的过量的漫射伽马射线和从费米伽马射线太空望远镜观察到的明亮的伽马射线点源的属性，但这些约束敏感地依赖于第一批恒星的形成和随后的黑洞遗迹的细节。然而，我们也发现，特别是如果WIMP湮灭主要夸克或规范玻色子，它是可能的，以提取有意义的和保守的界限上的湮灭截面。
2011-02-14 astro-ph.CO hep-ph hep-th
On the density profile of dark matter substructure in gravitational lens galaxies
本文考虑Navarro，Frenk和White（NFW）轮廓的三种扩展，研究了密度轮廓参数之间的内禀简并对卫星星系在高倍放大的爱因斯坦环上的引力透镜效应的影响。特别是，我们发现，重力成像技术可以用来排除所考虑的参数空间的特定区域，因此，预测在这些地区的大量卫星的模型。通过比较透镜简并与固有的密度分布简并，我们表明，理论预测的基础上，主要是在较大的半径的密度分布拟合可能会显着超过或低估的卫星的数量与引力透镜检测。最后，使用先前报道的引力透镜系统JVAS B1938+666中的卫星的检测作为一个例子，我们推导出这个检测到的卫星的r_max和v_max的值，对于每个考虑的配置文件，与银河系亮矮星卫星的参数在1 sigma内一致，并且质量密度斜率γ < 1.6。我们还发现，使用引力透镜测量的爱因斯坦半径内的卫星的质量是稳定的对假设的子结构配置文件。在未来，由于无线电波长基线干涉测量和光学E-ELT的角分辨率的提高，我们将能够对允许的子结构轮廓的数量设置更严格的限制。
2014-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of anisotropy on gravitational infall in galaxy clusters using an exact general relativistic model
本文利用非均匀各向异性的Szekeres度规建立了星系团的精确广义相对论模型，研究了各向异性在星系团尺度上的影响和意义。该模型是建立从一个修改的Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布。我们将其与Lemaitre-Tolman（LT）模型中相应的球对称结构进行比较，并量化引入不同水平的各向异性的影响。我们研究了引力下落的两个物理度量--模型中的密度增长率和源尘的速度。我们介绍了一个概括的LT尘埃速度分布的Szekeres度量，并证明其一致性与密度的增长率。我们发现，在一个子结构中的密度的增长率增加0.5%，1.5%，和3.75%的5%，10%，和15%水平的引入各向异性，这是测量作为相对于球对称的情况下的部分位移质量。尘埃的下落速度被发现增加2.5，10和20公里/秒（0.5%，2%和4.5%），分别为相同的三个层次的各向异性。这种对结构中各向异性的响应被发现相对于各向异性的强度是强非线性的。这些相对速度对应于球对称结构的总质量的1%、3.8%和8.4%的等效增加，这表明不考虑簇模型中各向异性质量分布的存在可以强烈地偏置总质量等物理性质的确定。
2014-01-27 astro-ph.CO gr-qc
