Technical comment on the paper of Dessert et al. "The dark matter interpretation of the 3.5 keV line is inconsistent with blank-sky observations"
在暗物质占主导地位的天体的光谱中检测到能量约为3.5 keV的未识别线。Dessert等人[1812.06976]最近的工作使用30 Msec的XMM-牛顿空白天空观测来限制可允许的线通量，挑战其暗物质衰变起源。我们证明，这些界限被高估了一个数量级以上，由于不适当的背景建模。因此，3.5 keV信号的暗物质解释仍然可行。
2021-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Reply to the Comments on the XENON100 First Dark Matter Results
最近提交的XENON100暗物质实验（arxiv：1005.0380）的第一批结果的预印本被J. I.衣领和DN McKinsey（arxiv：1005.0838），专注于我们将闪烁效率L_eff外推到最低核反冲能量，其中没有数据和理论模型存在。在这里，我们补充澄清我们的分析和评论他们的批评。
2010-05-14 astro-ph.CO astro-ph.IM
Comment on "keV Neutrino Dark Matter in a Fast Expanding Universe" by Biswas et al
Biswas等人发现，当宇宙的能量密度由非标准的额外成分$ϕ$主导时，暗物质粒子冻结的热残余密度可以被极大地抑制，该额外成分的能量密度红移比辐射快。在这里，我们表明，这一结果，这与以前的大量文献相矛盾，是不正确的：错误在于假设（去耦）额外的组件$ϕ$有助于熵自由度相关的暗物质冻结。如果是这样的话，就需要一种完全不同的方法来计算暗物质遗迹的丰度，结果会大不相同。
2018-10-16 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Comment on "w and w' of scalar field models of dark energy" [arXiv:astro-ph/0510598]
本文评述了Takeshi Chiba [arXiv：astro-ph/0510598]在“暗能量的标量场模型的w和w'”一文中的计算错误，其中w是暗能量状态方程，w'是w对哈勃时间的时间导数。作者在重写体模运动方程时犯了一个错误，导致体模模型的通用边界和w-w'平面上跟踪器体模模型的边界不正确。
2009-10-28 astro-ph.CO
Comments on Unified dark energy and dark matter from a scalar field different from quintessence
在C. Gao，M. Kunz，A. Liddle和D. Parkinson [arXiv：0912.0949]，在包含非拉格朗日类型的标量场的理论中探索了暗物质和暗能量的统一。这种标量场不同于经典的标量场，它可以从L.P.Chimento和M. Forte [arXiv：0706.4142]
2010-08-23 astro-ph.CO gr-qc hep-th
A comment on power-law inflation with a dark radiation component
Tram et al. 2016最近指出，存在暗辐射成分的幂律暴胀可以缓解Riess et al.（2016）确定的哈勃常数局部值与普朗克合作从CMB各向异性数据导出的值之间存在于标准LCDM中的3.3 sigma张力。在这篇评论中，我们简单地指出，这个有趣的建议无助于解决普朗克数据和，例如，弱透镜效应测量此外，当从普朗克HFI数据获得的再电离光学深度的最新约束包括在分析中时，$H_0$张力重新出现，这种情况失去了吸引力。
2016-09-01 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Comments on arXiv:0902.4693v1 "Search for Axions with the CDMS Experiment"
我们提供了一些意见，应该有助于澄清的相对灵敏度CoGeNT，CDMS和DAMA暗pseudoscalars。另一种暗物质起源的DAMA调制简要地提到在这方面。
2009-03-29 astro-ph.CO hep-ex nucl-ex
Comment on "Multiscatter stellar capture of dark matter"
Bramante，Delgado和Martin [Phys. Rev. D96，063002（2017）.，BDM 17]以一种非常重要的方式扩展了暗物质（DM）捕获的分析形式，这在原则上允许使用紧凑的天体物理对象，如中子星（NS），作为暗物质探测器。在这篇评论中，我们指出存在的区域中的暗物质中子散射截面$(σ_{nX})$与暗物质质量$(m_{X})$，这种方法的约束力是失去了。这对应于NS必须具有的最高温度（$T_{crit}$），以便用作暗物质探测器。此外，我们指出了BDM17中的几个错别字和错误，这些错误并没有严重影响他们的结论。此外，我们提供了半解析近似的总捕获率的任意质量的暗物质粒子的各种限制制度。这些解析近似被用来验证我们的数值结果。
2020-08-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Comment on "Dark matter searches going bananas: the contribution of Potassium (and Chlorine) to the 3.5 keV line"
Jeltema & Profumo（2014）最近发表的论文声称，\ion{K}{18}和\ion{Cl}{17}谱线的贡献可以解释Bulbul等人（2014）和Boyarsky等人（2014 a，2014 b）发现的未识别发射谱线。我们表明，他们的分析依赖于不正确的原子数据和不一致的光谱建模。我们解决了这些问题，并在附录中总结了AtomDB中相关原子数据的正确值。
2014-09-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Comment on "A fractal LTB model cannot explain Dark Energy''
我们回答了[1]中对[2]中结果的批评。特别地，我们证明了我们的分形模型不存在[1]中提出的问题。后者可以解决被忽视的爱因斯坦方程的非线性行为。
2023-02-09 astro-ph.CO gr-qc
Comment on "A try for dark energy in quantum field theory: The vacuum energy of neutrino field"
本文评论指出，近期提出的用量子场论机制和中微子质量尺度解释暗能量微小值的做法有误，该计算量仅为低尺度下的真空能量阈值修正，无法解释真空能量的大小。
2024-10-16 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Comment on "Dynamical Dark Energy at Late Time $Λ$CDM"
本评论针对arXiv:2505.18900中关于标准$Λ$CDM模型内暗能量状态方程表观演化的结论，指出其错误源于数学失误。
2025-07-28 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Comment on "Observational Evidence for Cosmological Coupling of Black Holes and its Implications for an Astrophysical Source of Dark Energy"
本文批评了黑洞驱动宇宙加速膨胀的观点，指出其混淆了最小作用量原理，从而否定了黑洞作为暗能量来源的论证。
2023-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Comment on Ricci dark energy in Chern-Simons modified gravity
我们在陈-西蒙斯修正引力理论中重新讨论了里奇暗能量。就宇宙学演化而言，这不过是一个没有势的最小耦合标量的Ricci暗能量，这意味着陈-西蒙斯项的作用被抑制了。利用状态方程参数，该模型与修正的Chaubergin气体模型只有在两个粒子都在未来由宇宙学常数导出的de Sitter宇宙附近时才是相似的。然而，过去的两次演变是不同的。
2013-07-23 astro-ph.CO gr-qc
Comments on "First Results of the Phase II SIMPLE Dark Matter Search"
SIMPLE合作组织已经报道了他们的过热C2ClF5液滴探测器的结果，包括对α衰变和核反冲之间的声学区分的描述。我们关注的是，中子校准数据中的事件和物理数据中被识别为中子的事件不是从相同的父分布中提取的。这一事实使人们对将本底事件确定为中子、使用校准数据来确定是否接受WIMP引起的核反冲以及观察到对α的区分产生了疑问。
2011-11-26 astro-ph.CO astro-ph.IM hep-ex
Comment on "New Freezeout Mechanism for Strongly Interacting Dark Matter"
受我们最近的论文“重新洗牌的SIMP暗物质“的启发，我们注意到，在Co-SIMP暗物质的化学冻结时，双环诱导的$2 \to 2$过程的反应速率可以主导或与$3 \to 2$过程的反应速率相当[Phys.Rev.Lett. 125，131301（2020）]，特别是当Co-SIMP质量接近标准模型颗粒质量时（称为边缘情况）。为了验证我们的观点，我们推导了一个亲电模型中的玻尔兹曼方程，并数值求解，得到了Co-SIMP暗物质的宇宙学演化。结果表明，在Co-SIMP机制中，两圈诱导的$2 \to 2$过程确实改变了边缘情形下的耦合参数空间，在UV完成模型中必须加以考虑.
2021-08-14 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Response to a comment on Dessert et al. "The dark matter interpretation of the 3.5 keV line is inconsistent with blank-sky observations"
我们在Dessert et al. 2020中的工作强烈反对对3.5 keV谱线的暗物质解释。Boyarsky等人在2020年对这一结论提出了质疑：据称，模拟额外的背景线可以充分削弱极限，从而重新允许对暗物质的解释。我们的答复如下。1)通过模拟额外的线获得更保守的限制;这一点在我们的Dessert等人的工作中完整地出现，尽管我们也表明了包含这些线是不必要的。2)尽管Boyarsky等人提出了建议，甚至更保守的极限也强烈地不赞成3.5 keV谱线的衰减暗物质起源。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Comment on "Does gravitational confinement sustain flat galactic rotation curves without dark matter?''
本文评论一项关于广义相对论非微扰修正与星系旋转曲线的研究，指出其近似排除了既有文献所考察的机制，因而结论不能构成有效反驳。
2023-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Comments on "Modeling Galaxy Halos Using Dark Matter with Pressure"
对Somnath Bharadwaj和Sayan Kar在“Modeling galaxy halos using暗物质with pressure”一文中的计算错误进行了评述。作者在计算度规时犯了一个错误，导致在-1<w_r<-0.5时高估了通过晕的光的偏转角，而在-0.5<w_r<0时低估了通过晕的光的偏转角。另外，w_r>0的解不应该存在。虽然Bharadwaj-Kar解需要修正，但在假设的非常规非理想流体状态方程下，暗物质晕的偏转角特征对碰撞参量仍然敏感，并且可以通过观测来验证。
2009-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comment on Calculation of Positron Flux from Galactic Dark Matter
银河系中暗物质粒子湮灭或衰变产生的高能正电子可以作为暗物质的重要间接特征。在给定的暗物质模型中计算正电子通量需要求解输运方程，该方程考虑了正电子与物质和银河系磁场的相互作用。现有的计算解决了扩散区内的方程，银河磁场限制正电子，并假设在这个区域的边界上消失的正电子密度。然而，在许多模型中，暗物质晕的很大一部分位于扩散区之外。在那里产生的正电子可以进入扩散区并被捕获，可能到达地球并增加预期的通量。我们计算了各种型号的这种增强。我们还评估了额外正电子在星光和宇宙微波背景上的逆康普顿散射所产生的高能光子通量的预期增强。在这两种情况下，我们发现最大的通量增强的顺序为20%。
2010-07-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Comment on "Dark Matter with Pseudoscalar-Mediated Interactions Explains the DAMA Signal and the Galactic Center Excess"
Arina等人提出了狄拉克费米子暗物质与赝标量介导的相互作用来解释银河系中心过剩，正确的遗迹密度和DAMA信号。他们假设接触相互作用在计算直接检测的散射率时仍然大致有效，即使介质质量与典型的动量传递是相同的量级。我们表明，这样的替代是不合适的。采用完整形式的相互作用，我们表明，伽马射线过剩允许的参数是完全的DAMA碘3 $σ$区域之外，即使是重口味的普遍耦合，其中$m_{DM} \sim 40$ GeV的伽马射线过剩拟合。至于类希格斯耦合，这两个区域在$m_a\lesssim$ 15 MeV时重叠，在DAMA处发生的是长程相互作用，而不是接触相互作用。
2016-05-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Comment on "Non-vacuum conformally flat space-times: dark energy"
Ibohal，Ishwarchandra和Singh提出了一类应力张量$T_{ab}$具有负压的爱因斯坦方程的精确的、非真空的、共形平坦的解。我们发现，$T_{ab}$对应于各向异性流体和状态方程参数似乎不是$ω= -1/2$。我们认为作者的常数不能是测试粒子的质量，而是与匀加速观测者的球形分布的Rindler加速度有关。
2012-12-11 astro-ph.CO gr-qc
Comment on "Excluding Primordial Black Holes as Dark Matter Based on Solar System Ephemeris"
本文指出利用太阳系星历排除大质量原初黑洞暗物质的结论依赖于错误假设，修正后星历数据仅能约束已被霍金辐射约束排除的小质量范围，且进一步修正后该约束亦被否定。
2024-09-03 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Comments on "A Dark Matter Search with MALBEK"
CoGeNT和MALBEK使用p型点接触锗探测器来寻找低质量的暗物质粒子。两种探测器都具有相同的固有噪声特性。然而，MALBEK的数据采集电子设备严重降低了通过测量感兴趣的亚keVee能量范围内的脉冲上升时间来分离锗晶体体中产生的信号与表面背景的能力。在此阐明了MAJORANA协作组为弥补这一限制而开发的参数W $_{par}$的物理意义。结果表明，这个参数不相关的上升时间在低能量，目前无法区分表面和散装事件低于$\sim$ 1 keVee。这导致了一个相当大的夸大了马尔贝克的敏感性，低质量的暗物质粒子时，采用积极的W $_{par}$削减。
2014-07-10 astro-ph.CO astro-ph.IM hep-ex
Comment on "Dark matter as a Weyl geometric effect"
本文指出 Burikham 等人基于 Weyl 几何引力解释星系旋转曲线的研究所给出的静态球对称解存在错误，从而动摇其替代暗物质解释的基础。
2023-08-15 astro-ph.CO gr-qc
Comments Concerning a Hypothetical Mesoscopic Dark Dimension
本文指出在弦理论/M理论中实现1至10微米暗第五维度有两种方式：暗维度既可以是圆拓扑（4d时空局域于大统一尺度膜上），也可以是两端连膜的线段，后者意味着微米级距离处存在平行4d时空。
2024-04-29 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Comment on "Constraining the smoothness parameter and dark energy using observational H(z) data"
在这篇评论中，我们讨论了Yu等人[RAA 11，125（2011）]最近的一项分析，该分析使用观测$H(z)$数据对平滑度$α$参数和暗能量模型进行了约束。有人认为，在这里，他们的程序在概念上是不一致的基本假设所采用的戴尔-罗德方法。为了适当地量化$H(z)$数据对平滑度$α$参数的影响，重新分析了在平坦$Λ$ CDM模型的背景下涉及SNe Ia和$H(z)$数据的样本的$χ^2$测试。这一结果与Santos等人（2008）讨论的早期方法（无$H(z)$数据）存在矛盾。在（$Ω_m, α$）平面中，发现这样的参数现在被限制在95.4%置信水平（2 $σ$）内的区间$0.66 \leq α\leq 1.0$和$0.27 \leq Ω_m \leq 0.37$上，并且因此与均匀情况完全兼容。基本结论是，涉及$H(z)$数据的联合分析可以间接地提高我们对不均匀性影响的认识。然而，这仅仅是因为$H(z)$数据对物质密度参数$Ω_m$提供了更严格的约束。
2011-03-01 astro-ph.CO
Reply to comment on "Searching for Topological Defect Dark Matter via Nongravitational Signatures"
在Avelino、Sousa和Lobo [arXiv：1506.06028]的评论中，通过比较拓扑缺陷的动能与脉冲星的总能量，认为由于拓扑缺陷网络通过脉冲星而导致的脉冲星毛刺现象的起源面临着严重的困难。在这里，我们指出，拓扑缺陷可能会引发传统场景中的脉冲星故障，例如涡旋解钉扎。如果从拓扑缺陷传递的能量超过单个钉扎涡旋的激活能，这可能导致涡旋的雪崩解钉扎，从而导致脉冲星毛刺，因此毛刺事件所需的角动量和能量来源由脉冲星本身提供。事实上，这样一个过程的激活能可能非常小（与观测到的脉冲星旋转动能在故障开始时的增加相比，基本上为零）。通过拓扑缺陷进入脉冲星的核心，可能会发生涡旋的脱钉。
2016-04-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Numerical Evidence for Dark Star Formation: A Comment on "Weakly Interacting Massive Particle Dark Matter and First Stars: Suppression of Fragmentation in Primordial Star Formation" by Smith et al. 2012, ApJ 761, 154
这篇评论旨在表明史密斯等人的模拟（S12）支持暗星（DS）场景，甚至消除了一些潜在的障碍。我们之前的工作表明，第一平衡态DS的初始氢密度很高，对于100 GeV的WIMP，初始氢密度约为10^{17}/cm ^3，恒星半径约为2-3 AU。后来的作者不知何故错过了平衡DS具有高密度的事实。S12已经数值模拟了暗物质湮灭对形成第一颗恒星的原恒星气体云收缩的影响。结果表明，密度约为5 × 10^{14}/cm ^3，略高于湮灭加热优于冷却时的密度值。然而，它们显然无法达到我们的流体静力学DS溶液的~10^{17}/cm ^3密度。我们完全同意他们的物理结果，即气体不断坍缩到密度> 5 × 10^{14}/cm ^3，因为在平衡DS形成之前它必须坍缩。然而，我们不同意他们的论文中的一些话，这意味着DS永远不会存在。在我们看来，S12支持DS场景。他们使用下沉粒子方法来处理坍缩到比其分辨率极限更小的尺度的气体。我们认为，他们的水槽是有效的DS，或包含一个。当更多的物质落在下沉处时，就会形成一个吸积盘，DS也随之增长。S12不仅证实了我们在模拟适用范围内对DS的预测，而且通过显示暗物质湮灭阻止了坍缩气体的碎裂，解决了DS形成的潜在障碍。尽管碎裂可能会干扰暗物质远离DS，并消除其电源，相反，S12表明，进一步的下沉，如果有的话，只形成足够远的距离，使DS在其舒适的暗物质环境中不受干扰。
2013-04-28 astro-ph.CO
Comment on "On the subtleties of searching for dark matter with liquid xenon detectors"
在最近的一份手稿（arXiv：1208.5046）中，Peter Sorensen声称XENON 100对WIMP质量低于10 GeV的自旋无关WIMP-核子截面的上限“可能被低估了一个数量级或更多”。在提交我们的新结果（arXiv：1207.5988）之前进行了类似但更详细的分析，我们无法证实这些发现。我们指出了在我们的最终分析中不考虑所描述的影响的理由，并列出了他的研究中的几个潜在问题。
2012-08-28 astro-ph.CO astro-ph.IM hep-ex
Comment on the paper "Dark matter searches going bananas: the contribution of Potassium (and Chlorine) to the 3.5 keV line" by T. Jeltema and S. Profumo
我们重新审视了仙女座星系中央14'的X射线光谱，在我们以前的工作中讨论过[1402.4119]。最近在[1408.1699]中，有人声称，如果将数据分析限制在3-4 keV区间，则在3.53 keV处检测到的线的显著性下降到2 sigma以下。在这份说明中，我们表明，这样的限制是不合理的，作为连续体是很好地建模为幂律高达8千电子伏，和背景模型的参数很好地约束在这个较大的能量区间。这允许在3.53 keV处检测具有大于~3 sigma的统计显著性的谱线，并且允许在3-4 keV的能量范围内识别几个已知的原子谱线。将分析限制在3-4 keV区间导致不确定性增加，从而降低了检测的重要性。我们还认为，包括M31的数据，一致的解释3.53千电子伏线K XVIII的原子线在所有研究对象是有问题的。
2014-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Comment on "Kinetic decoupling of WIMPs: Analytic expressions"
Visinelli和Gondolo（2015，以下简称VG 15）在一般宇宙学模型中推导出了暗物质温度演化的解析表达式。然后，他们计算了暗物质动力学退耦温度$T_{\mathrm{kd}}$，并将他们的结果与Gelmini和Gondolo（2008，以下简称GG 08）在早期物质主导时代（EMDE）对$T_{\mathrm{kd}}$的计算进行了比较，EMDE发生在宇宙被大爆炸核合成之前的衰减振荡标量场或半稳定的大质量粒子主导的时候。VG 15发现暗物质在EMDE中的膨胀温度低于辐射主导时代，而GG 08发现暗物质在EMDE中的膨胀温度高于辐射主导时代。VG 15将这种差异归因于匹配常数的存在，该常数确保了暗物质温度在从EMDE过渡到随后的辐射主导时代期间是连续的，并得出结论，GG 08的结果是不正确的。我们表明，差异是由于这样一个事实，即VG 15比较$T_\mathrm{kd}$在EMDE的辐射主导的宇宙，将导致在相同的暗物质温度在后期的去耦温度。由于在EMDE期间退耦使暗物质比在辐射支配期间退耦时更冷，因此这个温度比标准热历史中的$T_\mathrm{kd}$高得多，而标准热历史中的$T_\mathrm{kd}$确实比EMDE中的$T_{\mathrm{kd}}$低，如GG 08所述。
2017-07-11 astro-ph.CO
Reply to Two Comments on "Dark matter searches going bananas the contribution of Potassium (and Chlorine) to the 3.5 keV line"
我们回应我们最近的论文，Jeltema和Profumo（2014）的两个评论。Boyarsky等人的第一个评论证实了M31在3-4 keV能量范围内没有谱线，但批评了光谱拟合的能量范围，理由是（i）在3-4 keV之间采用的背景模型在该范围之外无效，以及（ii）扩展能量范围出现了多个特征，包括3.5 keV谱线。点（i）显然是不相关的（3-4 keV背景模型并不意味着延伸到该范围之外），而对点（ii）的更仔细检查表明，检测到的特征是不一致的，并且可能是非物理的。我们证明，在M31数据中存在超过3.5千电子伏附近，需要拟合足够宽的能量范围，使得在3.5千电子伏附近的背景建模差到多个伪残差特征变得显著的水平。Bulbul等人批评我们使用WebGuide而不是完整的AtomDB包。虽然这是一个技术上正确的评论，但这只是一个红色的鲱鱼：我们的预测是基于线比，而不是绝对发射率;对于具有相似峰值温度的原子跃迁，线比在很大程度上与温度无关，因此我们用来得出结论的线比基本上是正确的。Bulbul等人还对他们在较低能量下的数据进行了新的分析，排除了对3.5 keV线的显著Cl污染。然而，在我们最初的研究中，Cl排放被预测为次显性。Bulbul et al.的批评，因此是无关紧要的结论，我们原来的研究。最后，我们证明了Bulbul等人采用的多温度模型。事实上，不一致的，基于Ca XX到Ca XIX线比…
2014-11-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Resonant Self-Interacting Dark Matter from Dark QCD
基于与标准模型QCD中介子谱的类比，我们提出了一种基于QCD的暗扇区中共振自相互作用暗物质模型。对于由两个轻夸克组成的暗介子，我们提出了一个简单的模型，实现了共振自相互作用（类似于$ϕ$ -K-K系统）和热冻结。我们还考虑了由重暗夸克和轻暗夸克组成的非对称暗物质实现共振自相互作用（类似于$Υ(4S)$ -B-B系统），并讨论了这两种系统的实验探针。最后，我们评论可能的共振自相互作用已经内置到SIMP和ELDER机制，同时利用晶格的结果，以确定可行性。
2020-08-19 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Dark matter as a cancer hazard
我们对K. Freese和C. Savage（Phys. Lett. B 717，25（2012）[arXiv：1204.1339]），并描述了一个暗物质模型，前一篇论文的结果并不完全适用于此。在这个镜像暗物质模型中，可能存在潜在的危险物体，镜像微陨石，并可能导致由多种突变引发的疾病，如癌症，尽管概率很低。
2016-04-26 astro-ph.CO hep-ph
A Higgsploding Theory of Dark Matter
我们表明，希格斯爆炸机制作出预测的质量和耦合的WIMP类最小标量暗物质模型。特别是目前最受欢迎的最小值的希格斯爆炸尺度，$E_\mathrm{H}\sim 25$ TeV，意味着一个暗物质质量$m_\mathrm{DM} \sim 1.25$ TeV和一个温和的四次耦合与标准模型希格斯场$λ_\mathrm{H,DM} \sim 0.4$。参数空间中的这一点仍然被所有当前的实验边界所允许，包括直接探测（XENON），间接探测（HESS，费米，普朗克）和对撞机搜索。我们已经更新了标量暗物质边界，以反映氙和HESS实验的最新结果。我们还评论真空稳定性和暗物质自相互作用在这个模型。
2018-03-14 astro-ph.CO hep-ph
Right Handed Sneutrino Dark Matter in Inverse and Linear seesaw scenarios
我们考虑的超对称模型中，右手sneutrino是一个可行的WIMP暗物质的候选人。这些模型要么是最小超对称标准模型的简单扩展，要么是添加了额外U（1）群的模型。所有这些都可以通过逆机制或线性跷跷板机制解释小中微子质量。我们调查的暗物质候选人自然产生的这些情况下的属性。我们检查现象学的界限，如正确的遗物丰度，直接检测截面限制和实验室的限制的一致性。特别是，我们评论的限制，由于轻子味违反带电轻子衰变的模型空间。
2012-09-07 astro-ph.CO hep-ph
Comment on "N-body simulations of gravitational dynamics" by Dehnen and Read
它表明，在N体模拟的大小增长的历史总结，在这篇评论中的粒子数测量缺少一些关键的里程碑。粒子的大小很重要，因为粒子的数量和适当的力平滑是抑制不必要的离散性的关键方法，因此初始条件和运动方程适合于泊松-弗拉索夫系统中引力不稳定性的增长，该系统适合于具有暗物质的宇宙。公布的关于可以做什么的严格限制不包括在审查中。
2011-05-09 astro-ph.CO astro-ph.IM
Comment on "The Real Problem with MOND" by Scott Dodelson, arXiv:1112.1320
我们评论arXiv：1112.1320，并指出，重子振荡的物质功率谱，而预测的理论，不包括碰撞冷暗物质，强烈抑制的统计窗口函数，用于处理有限大小的星系样本。我们断言，与目前的数据集，物质功率谱的斜率是一个理论的有效性强得多的指标。我们还认为，MOND不应该被用来作为一个strawman理论，因为它不是一般的代表修改的引力理论;一些理论，特别是我们的标量矢量张量修改引力（MOG），提供了更成功的预测宇宙学观测。
2011-12-19 astro-ph.CO
Dark Matter, Dark Energy and Fundamental Acceleration
我们讨论了星系和星系团中存在的加速度标度。在非常不同的尺度和非常不同的天体中发现的相同的加速度尺度的存在，强烈支持存在一个基本的加速度尺度来控制观测到的引力物理学。我们还评论这样一个基本的加速尺度的问题上的暗物质的影响。我们讨论的相关性的基本加速度的性质的暗物质以及结构的形成，以探讨在未来的数值模拟。
2020-10-08 astro-ph.CO
Black hole remnants are not too fast to be dark matter
我们评论最近声称，在霍金蒸发的最后阶段的反冲给黑洞残余物大的速度，使他们作为一个暗物质候选人不可能。我们指出，由于宇宙膨胀，这样大的速度在蒸发的最后阶段是不紧张的冷暗物质的范例，只要他们在足够早的时间达到。特别是，预测的反冲速度是鲁棒性与观测兼容，如果残留物形成之前的时代大爆炸核合成，这是一个要求，这是已经施加的物理核合成本身。
2021-06-10 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Eppur non si trovano: Comments on the Primordial Black Hole Limits in the Galactic Halo
Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）；University of Warwick（华威大学）；Villanova University（维拉诺瓦大学）
该文对近期关于银河系暗物质晕中原始黑洞限制的争议进行评论，指出对方的质疑存在科学错误，并强调尽管进行了广泛搜索，相关天体仍未被发现。
2025-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
