Dark Stars Powered by Self-Interacting Dark Matter
暗物质湮灭可能为宇宙中第一颗发光的恒星提供动力。这些类型的恒星被称为暗星，可以在红移为$z \sim 20$的$(10^6\mathrm{-}10^8)\,M_\odot$原晕中形成，它们可能比由核聚变提供动力的普通恒星更明亮，尺寸更大。我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）场景中暗恒星的形成。我们提出了一个具体的粒子物理模型的SIDM，可以同时引起所观察到的暗物质密度，满足约束条件，从天体物理和地面搜索，并解决各种小尺度的无碰撞暗物质通过自相互作用的问题。在这个模型中，来自暗物质湮灭的能量沉积在暗恒星可能形成的环境中的重子气体中。我们进一步研究了$z \sim 20$原晕中SIDM密度剖面的演化。当重子云因各种冷却过程而坍缩时，不断加深的引力势可以加速SIDM晕的重力热演化，产生足够高的暗物质密度以形成暗恒星。我们发现，SIDM驱动的暗星可以有类似的属性，如它们的光度和大小，作为暗星预测的无碰撞暗物质模型。
2022-08-29 astro-ph.CO hep-ph
The effect of quark interactions on dark matter kinetic decoupling and the mass of the smallest dark halos
暗物质（DM）与原始等离子体的动力学解耦决定了第一个和最小的暗物质晕的大小。迄今为止，对DM动力学退耦的研究大多忽略了DM与等离子体中夸克之间的相互作用。在这里，我们说明了他们的重要性，使用两个框架：最小超对称标准模型（MSSM）的版本和有效的DM夸克相互作用算子的有效场论。我们连接粒子物理学和天体物理学获得的最小的暗物质晕尺寸从对撞机数据和直接暗物质搜索实验的界限。在MSSM框架下，在超对称参数空间的大范围内，将DM-夸克相互作用添加到DM-轻子相互作用中，使最小的暗物质晕质量增加一倍以上。
2012-11-29 astro-ph.CO hep-ph
Halo-Independent Analysis of Direct Dark Matter Detection Through Electron Scattering
亚GeV质量的暗物质粒子与原子核的碰撞不会产生足够的能量来被探测到，而是可以通过它们与电子的相互作用来揭示。对直接探测实验数据的分析通常需要假设局部的暗物质晕速度分布。在晕独立的分析方法中，该分布的性质是从直接的暗物质探测数据中推断的，这允许比较不同的数据，而不对不确定的局部暗晕进行任何假设。这种方法迄今已发展并应用于暗物质从原子核的散射。在这里，我们演示了如何将这种分析应用于散射电子。
2022-03-23 astro-ph.CO hep-ph
Partially Acoustic Dark Matter, Interacting Dark Radiation, and Large Scale Structure
无碰撞的冷暗物质的标准范例与大尺度的测量存在矛盾。特别是，从宇宙微波背景中推断的哈勃率$H_0$和物质密度扰动$σ_8$的最佳拟合值似乎与直接测量的结果不一致。我们表明，这两个问题都可以解决的框架中，暗物质由两个不同的组件，一个主导组件和次主导组件。主要成分是冷的和无碰撞的。次级成分也是冷的，但与暗辐射强烈相互作用，暗辐射本身形成紧密耦合的流体。在次优势分量的密度扰动的增长被抑制暗声振荡，由于其耦合到暗辐射，解决了$σ_8$问题，而紧耦合的暗辐射的存在改善了$H_0$问题。暗物质和暗辐射的次主导成分继续保持热平衡，直到晚期，抑制了暗盘的形成。我们提出了一个简单的模型，自然实现这种情况下，两个组成部分的暗物质热WIMP的例子。我们的方案可以通过未来的第四阶段实验进行测试，旨在探测CMB和大尺度结构。
2017-08-09 astro-ph.CO hep-ph
Towards an improved model of self-interacting dark matter haloes
本文讨论了暗物质粒子自相互作用强度与暗物质晕内部密度分布的关系。我们提出的结果$N$体模拟28晕冷暗物质和自相互作用的暗物质，具有相同的初始条件下进行的横截面范围。我们提供了一个简单的唯象描述这些结果，并与文献中通常使用的半解析模型进行比较。利用这些结果，我们然后预测如何内暗物质表面密度和核心半径应取决于所观察到的晕的自相互作用截面。
2019-01-30 astro-ph.CO hep-ph
Cosmological implications of a Dark Matter self-interaction energy density
我们调查宇宙学约束的能量密度贡献的弹性暗物质自相互作用的质量的交换粒子和耦合常数。由于在罗伯逊-沃克度规的膨胀行为，我们调查的自我相互作用的暗物质是温暖的热文物的情况下。暗物质自相互作用能量密度的标度行为表明，它可能是（仅）在非常早期的宇宙中的主要贡献。因此，它对原始核合成的影响被用来限制相互作用的强度，我们发现它至少与强相互作用一样强。此外，我们探讨了自相互作用主导的宇宙中的暗物质解耦，这是做了自相互作用的温暖的暗物质以及碰撞冷暗物质在两个组件的情况下。我们发现，强暗物质自相互作用与自相互作用暗物质与重子物质之间的超弱非弹性相互作用并不矛盾，无碰撞冷暗物质退耦的自然尺度超过了弱尺度，并线性依赖于粒子质量.最后，结构形成分析揭示了一个线性增长的解决方案，在自相互作用的优势，但是，只有非宇宙尺度增强。
2010-06-16 astro-ph.CO hep-ph
Constraining Decaying Dark Matter
我们重新审视了衰变暗物质（DDM）模型，在该模型中，一个无碰撞粒子早期衰变为两个无碰撞粒子，这两个粒子可能是今天的暗物质粒子。DDM效应将在宇宙微波背景（CMB）和结构形成中表现出来。通过对CMB计算工具\texttt{camb}的系统修改，我们可以数值计算这种效应，并将其与观测结果进行比较。进一步的马尔可夫链蒙特卡罗\texttt{cosmomc}运行更新了该模型中的约束：非相对论性衰变的自由流长度$λ_{FS}\lesssim0.5$ Mpc，相对论性衰变的自由流长度$((M_{DDM}/keV) Y)^2 (T_d/yr)\lesssim5\times10^{-5}$。
2011-07-13 astro-ph.HE hep-ph
Using atomic clocks to detect local dark matter halos
玻色子暗物质有可能在太阳或地球周围形成晕。我们讨论了探测这种晕与原子钟的可能性。无论是希格斯门户或光子门户之间的暗物质和标准模型的相互作用，我们搜索可能的参数空间，地球上的时钟和空间中的时钟将有一个可辨别的频率差。环绕地球的玻色暗物质晕有可能用目前的光学原子钟探测。
2021-06-10 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Halo-to-Halo Similarity and Scatter in the Velocity Distribution of Dark Matter
本文研究了从银河系到星系团质量尺度的暗物质晕的速度分布函数。我们确定了一个经验模型的VDF具有更宽的峰值和更陡的尾巴比麦克斯韦-玻尔兹曼分布，并讨论了物理解释。我们量化了宇宙晕VDF中的散射源及其对直接探测暗物质的意义。考虑到现代模拟和观测，我们发现银河系VDF中最显著的不确定性来自太阳系相对于暗物质晕尺度半径的未知径向位置。
2012-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The local dark matter distribution in self-interacting dark matter halos
在EAGLE流体动力学模拟中，我们研究了类银河系中暗物质自相互作用对局域暗物质分布的影响。这些模拟是用两种不同的自相互作用暗物质模型进行的，一种是恒定的，另一种是速度依赖的自相互作用截面。我们发现，在有暗物质自相互作用和重子的模拟中，类银河晕的局部暗物质速度分布与在有重子的无碰撞暗物质模拟中得到的结果基本相似.在这两种情况下，当地的暗物质的速度分布符合最佳拟合麦克斯韦分布。在有或没有暗物质自相互作用的模拟中包括重子增加了局部暗物质密度，并将暗物质速度分布向更高的速度移动。为了研究直接检测的影响，我们计算直接从模拟得到的暗物质晕积分，并将其与最佳拟合麦克斯韦速度分布得到的积分进行比较。我们发现，麦克斯韦分布提供了一个很好的适合大多数晕的晕积分，没有任何显着的差异，不同的暗物质自相互作用模型的结果。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Detecting the disruption of dark-matter halos with stellar streams
银河系晕中狭窄的恒星流对暗物质晕下非常敏感，但许多暗物质晕下可能会被潮汐破坏。我计算恒星和暗物质流之间的相互作用，使用分析和$N$体计算，显示干扰对象可以检测到低浓度的subhalos。通过这种效应，我们可以限制晕的块状度，以及单个暗物质流的轨道和当前位置。这将对晕的形成以及对暗物质的直接和间接探测搜索产生深远的影响。
2016-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Accreting Black Holes in Dark Matter Halos
本文研究暗物质晕中黑洞的薄吸积盘行为，通过计算ISCO并与史瓦西和克尔黑洞对比，利用银河系中心人马座A*的观测数据约束暗物质晕模型。
2024-08-30 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Dark matter self-interactions from the internal dynamics of dwarf spheroidals
矮椭球星系对标准的冷和无碰撞暗物质方案提出了众所周知的挑战：太大而不能倒的问题，即矮椭球星系半光半径内的观测质量与冷暗物质N体预测之间的不匹配;内部恒定密度核心的暗示。虽然这些争议可能会被重子物理学和环境效应所缓解，但重新审视冷和无碰撞的暗物质的标准知识仍然是一个有趣的可能性。自相互作用的暗物质可能是解决这种小规模危机的成功方案。自相互作用关联了暗物质和重子的分布，使得在低表面亮度的星系中有恒定密度的核心。在这里，我们报告的第一个数据驱动的研究太大而不能失败的银河系矮球体内的自相互作用的暗物质范例。从最近的纯冷暗物质模拟中，我们发现了恒星运动学的良好描述和与浓度-质量关系的兼容性。在这种浓度-质量关系中，一部分银河系矮星的横截面为0.5-3 cm $^2$ /g，而其他的则大于10 cm $^2$ /g。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Structure of Dissipative Dark Matter Halos
耗散的暗物质自相互作用可以影响晕的演化并改变其结构。我们进行了一系列的控制N体模拟研究的影响，耗散相互作用的晕属性。引力收缩和碰撞耗散之间的相互作用可以显着加速重力热坍缩的发生，导致陡峭的内部密度分布。对于控制耗散的模型参数的合理选择，坍缩时间尺度可以比在纯弹性自相互作用暗物质中预测的短10-100倍。当每次碰撞的能量损失与晕中暗物质粒子的特征动能相当时，这种效应最大。我们的模拟为用天体物理观测来检验暗物质的耗散性质提供了指导。
2019-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Decaying Dark Matter in Halos of Primordial Black Holes
我们研究了原初黑洞晕中一般衰变暗物质粒子的光子特征。我们推导出这些组合的暗物质的情况下的晕轮廓密度和总衰变率。对于类轴子粒子的质量低于$\mathcal{O}( 1 )\,$千电子伏的情况下，我们发现强的衰减常数是几个数量级强于现有的最强的界限，所有晕质量以上$\mathcal{O}( 10^{-5} )$太阳质量的界限。利用未来的X射线测量，将有可能进一步推动这些结合暗物质的情况。
2019-08-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Dark matter and gamma rays from the galactic halo
我们银河系晕中的暗物质的性质在很大程度上仍然是未知的。到目前为止，在大麦云发现的微透镜事件表明，最多大约20%的晕暗物质是MACHO（大质量天体物理致密晕天体）的形式。暗物质也可能，至少部分地，由冷分子云（主要是$H_2$）组成。另一种可能性是，弱相互作用大质量粒子（WIMPs）构成了暗物质，并且由于湮没过程，它们通过伽马射线发射出现。
2001-11-30 hep-ph
Distinguishing Dark Matter Annihilation Enhancement Scenarios via Halo Shapes
索末菲增强和布莱特-维格纳增强的暗物质湮灭已被提出来解释“助推因子”，这是建议观察到的宇宙线过剩。虽然这两种情况下可以提供几乎无法区分的宇宙线通量的影响，在这些增强机制的自相互作用的截面是截然不同的。因此，我们表明，他们可以区分检查的自相互作用的晕形状的影响。在Sommerfeld增强模型（m_phi<100 MeV，m_DM<3 TeV）中，自相互作用可以在星系动力学中留下可观测的印记，而在Breit-Wigner模型中，暗物质是有效的无碰撞。
2009-12-30 hep-ph
Halo-independent comparison of direct dark matter detection data: a review
我们回顾了独立于晕的形式主义，它允许比较不同的直接暗物质探测实验的数据，而不对暗物质晕的性质进行假设。我们将这种方法应用于自旋无关的WIMP核相互作用，为同位旋守恒和同位旋破坏耦合，并通过一个异常的磁矩的WIMP相互作用。
2014-04-16 hep-ph
Halo-Independent analysis of direct dark matter detection data for any WIMP interaction
直接暗物质探测数据的晕独立比较消除了对不确定的局部暗物质分布进行任何假设的需要，并且与通常的数据比较是互补的，通常的数据比较需要假设我们银河系的暗晕模型。该方法，最初提出的WIMPs与自旋无关的接触相互作用，已推广到任何其他相互作用，并适用于最近的数据“轻WIMPs”。
2014-11-04 hep-ph
Generalized Halo Independent Comparison of Direct Dark Matter Detection Data
我们扩展了晕独立的方法比较直接的暗物质检测数据，到目前为止只用于自旋独立的WIMP核子相互作用，任何类型的相互作用。作为一个例子，我们应用该方法的磁矩相互作用。
2013-09-26 hep-ph
Semi-empirical catalog of early-type galaxy-halo systems: dark matter density profiles, halo contraction and dark matter annihilation strength
利用SDSS星系数据和最新N体模拟的晕数据，通过恒星质量（M_star）和速度色散（sigma）与晕维里质量（M_vir）的自洽双变量统计匹配，构建了一个早型系统的半经验星表（SEC）.然后，我们分配恒星质量分布和速度色散分布参数的SEC中的每个系统使用它们与M_star和sigma的相关性。同时，我们使用球面Jeans方程求解每个晕的暗物质密度分布。由此得到的暗物质密度剖面一般偏离NFW或Einasto的无耗散剖面，它们的平均内部密度斜率和浓度随M_vir系统地变化。对固定M_vir时剖面分布的统计检验排除了零假设，即它遵循M_vir ~< 10^{13.5-14.5} M_solar时N体模拟预测的分布。这些暗物质分布表明，平均而言，在M_vir < 10^{13.5-14.5} M_vir支持晕收缩的晕内部区域，暗物质密度显著增强。晕收缩的主要特征是：（1）在M_vir = 10^{12} M_solar时，有效半径内的平均暗物质密度增加了一个系统性变化的因子，最高可达~ 3-4;（2）内部密度斜率的平均值为<alpha>~ 1.3，rho（r）~ r^{-α}，晕与晕之间的均方根散射为~ 0.4- 0.5。0.5，对于10^{12} M_solar ~< M_vir ~< 10^{13-14} M_solar，比NFW分布更陡（α =1）。根据我们的研究结果，我…
2012-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the Local Dark Matter Halo with Neutrino Oscillations
该研究提出利用与暗物质耦合的中微子的振荡探测地球暗物质晕，指出大气中微子可探测其他手段无法观测的小尺度内部暗晕，并能据此得到暗物质-中微子耦合的约束。
2023-11-09 hep-ph hep-th
Axionic dark matter signatures in various halo models
在目前的工作中，我们研究可能的时间签名轴子暗物质搜索采用谐振腔的各种晕模型。我们特别研究的时间依赖性的共振宽度（调制）和可能的不对称性定向实验。
2016-01-19 astro-ph.GA hep-ph
Fully Relativistic Treatment of Extreme Mass-Ratio Inspirals in Collisionless Environments
University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）
本文提出了一种完全相对论的公式，用于建模极端质量比环形山在非碰撞环境中的相互作用，表明相对论处理对准确捕捉引力波信号的环境退相至关重要。
2025-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Galactic halos of self-interacting dark matter
最近，对星系形成的非常精确的模拟表明，标准的冷暗物质模型在解释星系的详细结构方面存在很大的困难。其中一个主要问题是星系晕过于集中。暗物质自相互作用被认为是解决这种不一致性的一种可能方法。本文定量研究了暗物质自相互作用对星系晕形成的影响。我们的数值框架非常简单，同时仍然保持基本的物理。我们证实，强烈的自相互作用的暗物质导致较少的集中结构。有趣的是，我们发现，对于一系列不同的相互作用强度，暗物质晕是不稳定的粒子喷射的时间尺度可比的哈勃时间。
1999-12-30 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
The Nature Of Dark Matter
无碰撞的粒子，如冷暗物质，只通过引力相互作用，没有任何相关的长度尺度，因此星系的暗晕应该具有可以忽略的核心半径。这一预期得到了无标度和冷暗物质宇宙学中无碰撞粒子的数值实验的支持。大多数矮螺旋星系几乎完全由暗物质主导，这使得对它们的质量密度分布有了独特的见解，可以用核心半径为3 - 7千秒差距的等温球体来近似。因此，我们可以在这些星系和数值模拟中形成的晕之间进行直接比较。这产生了一个严重的差异，因为模拟预测的密度在数据显示rho（r）= const的尺度上下降为rho（r）\propto r^{-1}：例如，模型高估了晕圈中心几kpc内的质量四倍。星系中发光成分的形成加剧了理论和观测之间的差距，因为重子的收缩可以显着增加中心暗物质密度。
1994-02-03 astro-ph gr-qc hep-ph
Dissipative dark matter halos: The steady state solution
耗散暗物质，其中暗物质粒子的性质非常类似于熟悉的重子物质，被认为是。镜像暗物质来自于一个同构的隐藏扇区，是一个特定的、理论上受限制的场景。其他的可能性包括具有更一般的隐藏扇区的模型，这些隐藏扇区包含无质量的暗光子（不间断的$U(1)$规范相互作用）。这种暗物质不仅具有耗散冷却过程，而且还被认为具有来自普通超新星的非平凡加热（由动力学混合相互作用促进）。旋转支撑星系周围的耗散暗物质晕的动力学，受加热和冷却过程的影响，可以用流体方程模拟。对于一个足够孤立的星系，稳定的恒星形成率，耗散的暗物质晕预计将演变到一个稳态的配置，这是在流体静力学平衡和加热和冷却速率局部平衡。在这里，我们考虑到主要的冷却和加热过程，并数值求解的稳定状态下的解决方案的假设球对称，可以忽略不计的暗磁场，和超新星源能量通过暗辐射传输到晕。对于所考虑的参数和所做的假设，我们无法找到一个物理上现实的解决方案，为约束情况下的镜像暗物质晕。在实际的晕圈质量密度下，晕圈冷却通常超过加热。这个问题可以在更一般的耗散暗物质模型中得到纠正，我们将详细讨论一个具体的例子。
2018-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Adiabatically compressed wave dark matter halo and intermediate-mass ratio inspirals
本文研究波暗物质晕在中心黑洞绝热增长下的压缩效应，发现压缩后密度显著增强并影响中等质量比旋近的引力波相位，为未来引力波探测重建波暗物质晕提供依据。
2023-01-31 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
