Properties of Resonantly Produced Sterile Neutrino Dark Matter Subhalos
最近在一些大质量暗物质天体上探测到的异常3.55 keV X射线谱线可以解释为7.1 keV质量无菌中微子暗物质的辐射衰变。根据它的参数，无菌中微子可以从冷到暖暗物质，具有小规模的抑制，其形式与通常采用的热暖暗物质不同。在这里，我们数值研究的subhalo性质的7.1 keV无菌中微子暗物质通过共振Shi-Fuller机制产生。使用精确的物质功率谱，我们运行银河系大小的晕的宇宙学放大模拟，并探索大质量subhalos的丰度，它们的径向分布和它们的内部结构。我们还模拟热晕2.0 keV的温暖暗物质进行比较，并讨论定量的差异。我们发现，共振产生的不育中微子模型的3.55千电子伏线提供了一个很好的描述结构的本地集团，包括卫星矮星系的数量和径向分布，并在很大程度上减轻了太大而不能失败的问题。未来通过暗能量巡天、大口径综合巡天望远镜和宽视场红外巡天望远镜等深空巡天观测来寻找卫星星系，将是对温暖暗物质情景的有力直接检验。
2015-12-14 astro-ph.CO
Resonantly-Produced 7 keV Sterile Neutrino Dark Matter Models and the Properties of Milky Way Satellites
通过共振Shi-Fuller机制产生的无菌中微子可以说是最简单的模型，用于解释最近朝向一些包含暗物质的物体的未识别X射线线的暗物质起源。在这里，我计算出在这个机制中产生信号所需的确切参数。这些模型预测的小尺度结构的抑制与本星系群和高$z$星系数约束是一致的。非常重要的是，这些模型中产生完整的暗物质密度所需的参数满足了先前确定的要求，成功地匹配了银河系的总卫星丰度，卫星的径向分布和质量密度轮廓，或“太大而不能失败"的问题。“我还讨论了如何进一步精确测定候选无菌中微子暗物质的详细性质，可以探测夸克-强子跃迁的性质，这发生在暗物质生产过程中。
2014-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Sterile neutrino fits to dark matter mass profiles in the Milky Way and in galaxy clusters
在最近的几篇论文中，SN 1987 A数据支持4.0 eV和21.4 eV活性中微子质量本征态的存在，并且表明这样大的质量可以与现有的约束相一致，包括中微子振荡数据和中微子味态质量的上限，条件是还存在一对质量几乎与活跃中微子简并的不育中微子质量态，加上第三个活跃-不育的双重态，即快子（$m^2 <0$）。在这里，提出了独立的证据与先前声称的质量适合的暗物质分布在银河系和四个星系团的基础上，不育中微子的存在。拟合结果与观测结果非常吻合。此外，具有建议质量的不育中微子解决了“尖点”问题和丢失卫星问题，以及结构形成的“自上而下”场景-以前HDM粒子的主要缺点。尽管如此，这一说法的高度争议性，以及暗物质需要两个自由参数，在被认为是证明之前，还需要额外的证实证据。
2015-12-08 astro-ph.CO hep-ph
Anticipating the XRISM search for the decay of resonantly produced sterile neutrino dark matter
本文探讨了质量为7.1keV的惰性中微子暗物质候选者，通过对比现有X射线观测与结构形成约束，指出其面临最强约束被排除，但乐观解读仍给出特定参数，并强调未来12个月内利用XRISM在室女座星系团探测X射线线是验证该候选者的最佳机会。
2023-08-03 astro-ph.CO hep-ph
Constraints from Ly-$α$ forests on non-thermal dark matter including resonantly-produced sterile neutrinos
我们使用BOSS DR 9类星体来约束两种情况下的暗物质模型：冷加暖（C+WDM）的温暖的组件是一个热遗迹，和不育中微子共振产生的轻子不对称性（RPSN）的存在。我们建立了一套流体动力学模拟在28个C+WDM配置的遗迹质量m_x和它的相对丰度$F=Ω_{wdm}/Ω_{dm}$的约束。我们发现3 sigma界近似地遵循F ~ $0.35 (keV/m_x)^{-1.37}$。我们还建立了无菌中微子质量和混合角的约束，通过产生的非线性通量功率谱的8 RPSN模型，其中输入的线性功率谱直接从粒子分布函数计算。我们发现的轻子不对称值，其中不育中微子轻为6.5 keV（分别。3.5 keV）与BOSS在2 sigma（分别）一致。3sigma）水平。对于轻子不对称性，这些限制收紧了接近2倍，偏离了产生最冷分布函数的那些。如果我们包括来自XQ-100、HIRES和MIKE的更高分辨率的数据，我们的Ly-a森林边界可以得到加强。在这些较小的尺度上，通量功率谱表现出抑制，这可能是由于多普勒增宽、IGM压力平滑或WDM粒子的自由流动造成的。在目前的工作中，我们表明，如果一个外推温度从较低的红移通过打破幂律在T_0和伽玛，那么我们的3 sigma C+WDM边界加强到F~ $0.20 (keV/m_x)^{-1.37}$，和我们的扩展数据集一致的最轻的RPSN在3 sigma水平的质量为7.0 ke…
2017-11-09 astro-ph.CO
KeV Warm Dark Matter and Composite Neutrinos
基本keV惰性狄拉克中微子可以是复合中微子方案的天然成分。对于某种复合中微子理论，这些惰性中微子自然具有适当的混合角，可以共振产生温暖的暗物质（WDM）。或者，我们表明，这些不育中微子可以WDM产生的熵稀释热冻结出，与必要的熵产生所产生的不平衡衰变，而是从复合中微子部门的限制，提供了足够的过冷。
2012-09-25 astro-ph.CO hep-ph
Structure formation in a mixed dark matter model with decaying sterile neutrino: the 3.5 keV X-ray line and the Galactic substructure
我们在一个混合暗物质（MDM）模型中进行了一系列结构形成的宇宙学模拟。我们的模型是由最近发现的$3.5\,{\rm keV}$ X射线线，这可以解释为非共振产生的无菌中微子占$20$ - $60\%$的暗物质在宇宙中的衰变。这些非共振产生的无菌中微子具有相当大的自由流长度，因此有效地表现为温暖的暗物质（WDM）。假设其余的暗物质是由一些冷的暗物质（CDM）粒子，我们遵循一个混合WDM加CDM宇宙学的共同演化。具体来说，我们考虑的模型与温暖的成分分数的$r_{\rm warm}=0.25$和$0.50$。我们的MDM模型预测在物质辐射相等时的同动Jeans长度接近于粒子质量为$m_{\rm WDM}=2.4\,{\rm keV}$的热产生暖暗物质模型，但在涨落功率谱上的抑制较弱。我们进行了大的$N$体模拟研究MDM模型中的非线性暗晕的结构。在MDM模型中，子结构的丰富程度显著降低，因此所谓的小规模危机得到缓解。MDM模型中至少一个晕的累积最大圆速度函数（CVF）与银河系和仙女座星系中观测卫星的CVF吻合得很好。我们认为，MDM模型打开了一个有趣的可能性，以调和报告的$3.5\,{\rm keV}$线和星系的内部结构。
2015-12-25 astro-ph.CO hep-ph
Revisiting cosmological bounds on sterile neutrinos
我们采用最先进的宇宙学观测，包括超新星调查和BAO信息提供的非共振产生的不育中微子物种的质量和混合角的约束，表明宇宙学可以有效地排除不育中微子衰变之间的BBN和今天。额外的重中微子物质的退耦可以改变宇宙在BBN和复合之间膨胀的时间依赖性，在极端情况下，会导致额外的物质主导时期;虽然这可能会天真地导致一个更年轻的宇宙，具有更大的哈勃参数，但它可以在以后通过来自无菌衰变的中微子形式的额外辐射来补偿。然而，复合时代的可观测量，包括宇宙微波背景（CMB），位移参数$R_{CMB}$和声音视界$r_s$从重子声学振荡（BAO）严重限制了这种情况。我们自洽地包括完整的时间演化的耦合无菌中微子和标准模型部门的MCMC，表明，如果衰变发生后BBN，无菌中微子基本上是由约束$\sin^2θ\lesssim 0.026 (m_s/\mathrm{eV})^{-2}$。
2015-02-19 astro-ph.CO hep-ph
Constraints on sterile neutrino models from strong gravitational lensing, Milky Way satellites, and Lyman-$α$ forest
本研究利用强引力透镜类星体等天体物理观测，推导热遗迹温暗物质与不同机制产生的惰性中微子的质量对应关系，给出四类主流惰性中微子模型的质量下限约束，为非引力相互作用极弱的暗物质候选体探测提供了最严格的实验限制。
2023-07-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Induced resonance makes light sterile neutrino Dark Matter cool
我们描述了由质量为${\cal O}(1)$ keV的无菌中微子组成的暗物质的两种新产生机制。该模型包含一个光标量场，它在早期宇宙中相干振荡，并调制不育中微子的马约拉纳质量。在模型参数空间的一个区域内，活跃中微子和惰性中微子之间的振荡被共振增强。这种机制使我们能够产生与活跃中微子具有小混合角的不育中微子DM，从而避开X射线的限制。与此同时，所产生的DM的光谱比等离子体中的普通振荡的情况下冷得多，从而打开了较低质量DM的窗口，否则这将被结构形成考虑所禁止。在模型参数空间的其他区域，共振不出现，另一种机制可以运作：大的场抑制活性-无菌振荡，但当有效费米子质量过零时，振荡的标量场产生无菌中微子。在这种情况下，DM组件是冷的，甚至1 keV的中微子是符合宇宙结构的形成。
2019-04-21 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Constraining Sterile Neutrino Dark Matter in the Milky Way Halo with Swift-XRT
我们提出了一个搜索无菌中微子暗物质衰变信号在银河系的暗物质晕考虑的整体Swift-XRT数据档案。在过滤原始存档后，我们分析了包含全视场的$\sim$ 77 Ms数据集，以及使用Swift-XRT点源目录切除点源的$\sim$ 41 Ms数据集。我们报告在这两个数据集，包括在3.5千电子伏和周围的3- 6千电子伏的连续发射线的非检测。点源切除的数据集被发现有更高的灵敏度，微弱的暗物质衰变信号，由于其自由从点源污染，从而用于设置约束。整个数据集的连续体的非检测被用来约束无菌中微子暗物质参数空间，稍微加强现有的X射线约束。在$\sim$ 3.5千电子伏的数据子集中，从银河系中心的角距离分组的非检测被用来约束3.5千电子伏线的银河系强度分布，提供最强的约束跨越$\sim$ 1/4的星系。
2022-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
New Constraints on the Mass of Fermionic Dark Matter from Dwarf Spheroidal Galaxies
矮球状星系是探测费米子暗物质性质的极好系统，因为它们具有高的观测到的暗物质相空间密度。在这项工作中，我们回顾，修订和改进以前的相空间的考虑，以获得费米暗物质粒子的质量下限。与以前的作品相比，在结果中的细化实现，特别是由于显着改善牛仔裤分析的星系。我们讨论了两种方法来获得相空间上的暗物质质量的界限，一个模型无关的界限的基础上泡利的原则，和其他来自应用刘维尔定理。作为后一种情况下的基准例子，我们推导出热解耦粒子和（非）共振产生的不育中微子的约束。使用泡利原理，我们报告了$m \geq 0.18\,\mathrm{keV}$在68% CL和$m \geq 0.13\,\mathrm{keV}$在95% CL的模型无关下限。对于相对论解耦的热遗迹，这个约束在68%CL和$m \geq 0.41\,\mathrm{keV}$的$m \geq 0.59\,\mathrm{keV}$在95%CL加强，而对于非共振产生的无菌中微子的约束是$m \geq 2.80\,\mathrm{keV}$在68%CL和$m \geq 1.74\,\mathrm{keV}$在95%CL。最后，共振产生的无菌中微子的相空间界限进行了比较，从X射线，莱曼- $α$和大爆炸核合成观测互补的限制。
2020-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Sterile neutrino dark matter bounds from galaxies of the Local Group
我们发现，基于正则振荡（非共振）生产的不育中微子暗物质是不一致的，在$>99$ %的置信度与本星系群的观测。我们使用银河系矮卫星星系的相空间密度，以及基于M 31类似物的$N$ -体模拟的次晕计数的$8.8$ keV（相当于$1.8$ keV热质量）的限制，对$2.5$ keV（相当于$0.7$ keV热质量）的非共振无菌中微子质量设置下限。结合改进的质量上限来自显着更深的X射线数据的M 31的背景变化的充分考虑，我们表明，仍然有很小的空间，非共振生产，如果不育中微子解释$100$ %的暗物质丰度。共振和非振荡无菌中微子生产仍然是可行的机制，产生足够的暗物质无菌中微子。
2013-11-01 astro-ph.CO hep-ph
Addressing the too big to fail problem with baryon physics and sterile neutrino dark matter
在$Λ$ CDM模型中对结构形成的N体暗物质模拟预测了星系晕中的一群次晕，这些次晕的中心密度比银河系卫星的中心密度要高，这种紧张局势被称为“太大而不能倒”问题。提出的解决方案包括重子效应、银河系晕的较小质量和温暖的暗物质。我们测试这三种可能性，使用半解析模型的星系形成银河系晕模拟卫星人口，其结果耦合到江和范登博世模型的subhalo剥离预测subhalo $V_\mathrm{max}$功能的10个最亮的卫星的光度函数。我们发现，选择最明亮的卫星（而不是最大的）和模拟气体的超新星在早期的驱逐增加了可能性产生观察到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能。首选的晕质量是$6\times10^{11}M_{\odot}$，它有14%的概率拥有像银河系卫星那样的$V_\mathrm{max}$功能。对于$1.0\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到8%，对于$1.4\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到3%。我们的结论是银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能是兼容的CDM宇宙学，如以前发现的Sawala等人。使用流体动力学模拟。无菌中微子-暖暗物质模型与观测结果的一致性更高，最大有35%的机会产生观测到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$函数。然而，还需要做更多的工作来检查半解析剥离模型在无菌中微子宇宙学中是否正…
2017-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can Neutrino Self-interactions Save Sterile Neutrino Dark Matter?
本文检验活性中微子自相互作用产生的惰性中微子暗物质与小尺度结构的一致性，给出质量下限37 keV，并排除重介体强耦合产生全部暗物质，但允许轻介体方案。
2023-11-15 astro-ph.CO hep-ph
Satellite galaxies in semi-analytic models of galaxy formation with sterile neutrino dark matter
无菌中微子是一种可行的暗物质候选者，可以在早期宇宙中通过非平衡过程产生，因此具有高度非热的原始速度谱。本文分析了这类暗物质粒子的结构形成过程。为此，我们构建原始暗物质功率谱作为轻子不对称性的函数，$L_6$，这是存在于原始等离子体中，并导致共振无菌中微子生产。我们将这些功率谱与热产生的暗物质粒子的功率谱进行了比较，结果表明共振产生的无菌中微子比热遗迹中微子冷得多。我们还表明，这些功率谱的形状是不确定的自由流规模单独。然后，我们使用的功率谱作为输入的半解析模型的星系形成，以预测的数量发光的卫星星系在银河系般的晕。通过假设银河系晕的质量不超过$2\times10^{12}M_{\odot}$（基于当前天文观测所采用的上限），我们能够将$L_6$的值限制为$M_s\le 8$ ~keV。我们还证明了与3.5 keV谱线最一致的$L_6$的范围（如果是由7 keV无菌中微子衰变产生的）要求银河系晕的质量不小于$1.5\times10^{12}M_{\odot}$。最后，我们将Boltzmann方程直接积分得到的非共振产生的无菌中微子的功率谱与Viel等人的拟合公式进行了比较，发现后者在与卫星星系相关的尺度上明显低估了功率幅值。
2016-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improved Limits on Sterile Neutrino Dark Matter using Full-Sky Fermi Gamma-Ray Burst Monitor Data
一个~keV质量的无菌中微子是一个很好的暗物质候选者。它的衰变产生的X射线线为X射线望远镜提供了一个独特的目标。我们首次使用费米伽马射线太空望远镜上的伽马射线暴监测器（GBM）来寻找无菌中微子衰变线;我们的分析覆盖了能量范围10-25 keV（无菌中微子质量20-50 keV），这是Chandra，Suzaku，XMM-Newton和INTEGRAL等X射线和伽马射线卫星无法到达的。GBM极宽的视野使银河系暗物质晕的很大一部分能够被探测。经过仔细的数据切割，我们获得了约53天的全天观测数据。我们观察到朝向银河系中心的光子过多，正如天体物理发射所预期的那样。我们在能谱中寻找无菌中微子衰变线，没有发现明显的信号。由此，我们得到了不育中微子混合角的上限作为质量的函数。在无菌中微子质量范围25-40千电子伏，我们提高了以前的上限约一个数量级。更好地了解探测器和天体物理背景，以及探测器的响应，将进一步提高与GBM搜索的灵敏度。
2015-08-06 astro-ph.CO hep-ph
Dark matter decay in the Milky Way halo
本研究通过计算X射线谱线强度分布，探讨银河系晕中暗物质（特别是共振产生的惰性中微子）的衰变，结合多种观测约束确定了混合角参数和粒子寿命范围，并对XRISM卫星的探测通量做出预测。
2024-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
All-sky limits on Sterile Neutrino Galactic Dark Matter obtained with SRG/ART-XC after two years of operations
本研究利用运行两年的SRG/ART-XC全天巡天数据，搜寻银河系暗物质无菌中微子辐射衰变产生的近单色X射线光子，未发现显著信号，从而排除了12-40 keV质量范围内的无菌-活性中微子混合参数区域。
2024-02-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Cosmic Structure Strikes Back: The Elimination of Vector-Mediated Nonstandard Interaction Models as a Mechanism for Sterile Neutrino Dark Matter Production
University of California—Irvine（加州大学欧文分校）
通过新玻色子介导的非标准相互作用模型被排除，而标量介导模型和低温重加热模型仍可行。
2025-12-18 astro-ph.CO hep-ph
New constraints on sterile neutrino dark matter from the Galactic Center
我们计算了最严格的约束，到目前为止的参数空间的无菌中微子暖暗物质模型具有辐射衰变通道到X射线。这些限制来自于XMM和NuSTAR任务从银河系中心（中央秒差距）进行的X射线通量观测。我们比较了使用不同的暗物质密度分布的银河系，如NFW，Burkert或Einasto，所产生的Ruffini-Argüelles-Rueda（RAR）的费米模型，它具有依赖于粒子质量的显着特点。我们表明，由于新的核心晕形态存在于RAR配置文件中，允许的粒子质量窗口缩小到$m_s\sim 10-15$千电子伏，当分析内的$ν$ MSM无菌中微子模型。我们进一步讨论了由于暗物质候选者的自相互作用性质而对无菌中微子参数空间边界可能产生的影响。
2018-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Constraining sterile neutrino cosmologies with strong gravitational lensing observations at redshift z~0.2
我们使用所观察到的数量的subhaloes和视线暗物质haloes在一个样本的11个引力透镜系统从斯隆透镜ACS调查约束的自由流属性的暗物质粒子。特别是，我们将Vegetti等人2010年对小质量暗物质晕的探测与Vegetti等人2014年的未探测结合起来，并将导出的次晕和晕质量函数与冷暗物质（CDM）和共振产生的无菌中微子模型的预期进行比较。我们将半模质量，即线性物质功率谱相对于CDM模型减少50%的质量尺度，限制为2 $σ$水平的$\log M_{\rm{hm}} \left[M_\odot\right] < 12.0$（等效热遗迹质量$m_{\rm th} > 0.3$ keV）。这排除了中微子质量为$m_{\rm s} < 0.8$ keV的无菌中微子模型，其质量为$L_{\rm 6}$的任何值。我们的限制比目前提供的银河系卫星的数量，观测的3.5千电子伏的X射线线，和莱曼$α$森林。然而，它们比前者更健壮，因为它们受重子过程的影响更小。此外，与后者不同，它们不受星系际介质热历史假设的影响。为了获得更严格的约束，需要具有更高数据质量和更高源和透镜红移的引力透镜系统。
2018-10-09 astro-ph.CO
Constraints on the Dark Matter Particle Mass from the Number of Milky Way Satellites
我们已经进行了N体模拟银河系大小的晕在冷和暖暗物质宇宙学的增长。在我们模拟的银河系中，暗物质卫星的数量随着暗物质粒子质量的减少而减少。假设暗物质卫星的数量超过或等于银河系观测卫星的数量，我们推导出暗物质粒子质量的下限。在95%的置信度下，我们发现由Dodelson和Widrow机制产生的无菌中微子的ms> 13.3 keV，Shi和Fuller机制的ms> 8.9 keV，Higgs衰变机制的ms> 3.0 keV，热暗物质粒子的m_{WDM} > 2.3 keV。最近发现的许多新的暗物质占主导地位的卫星的银河系在斯隆数字巡天，使我们能够设置较低的限制，从莱曼α森林建模和X射线观测的未解决的宇宙X射线背景和暗物质晕从矮星系到集群规模的互补方法的约束。未来的调查，如LSST，DES，PanSTARRS和SkyMapper有可能发现更多的卫星，并进一步改善对暗物质粒子质量的限制。
2011-03-29 astro-ph.CO hep-ph
Can decaying sterile neutrinos account for all dark matter?
最近发现的来自英仙座星系团和M31的无法解释的$3.5-3.6$ keV X射线线和来自银河系中心的$8.7$ keV过剩X射线线可能表明暗物质会衰变。在这篇文章中，我证明了大约80%的暗物质是7.1 keV的无菌中微子，20%的暗物质是17.4 keV的无菌中微子，这可以令人满意地解释所观察到的X射线线，并解释所有丢失的质量。该模型不需要自由参数。这一设想也与目前大尺度结构中物质功率谱的强大观测约束相兼容，并将减轻现有暗物质模型所面临的挑战。
2016-02-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Probing the Milky Way's Dark Matter Halo for the 3.5 keV Line
我们提出了一个全面的搜索3.5千电子伏线，使用$\sim$ 51毫秒的档案钱德拉观测窥视通过银河系的暗物质晕从整个天空，通过钱德拉源目录发布2.0收集。我们认为数据的径向分布，组织观测到四个数据子集的基础上从银河系中心的角距离。所有数据均使用背景扣除和背景建模方法来建模，以考虑粒子仪器背景，从而证明粒子背景数据的当前可用的$\sim$ 1 M的统计限制。一个非检测报告中的总数据集，使我们能够设置一个上限3.5千电子伏线通量和约束无菌中微子暗物质混合角。sin $^2$（2 $θ$）的上限为$2.58 \times 10^{-11}$（尽管系统不确定性可能使其增加2倍），对应于$2.34 \times 10^{-7}$ ph s $^{-1}$ cm $^{-2}$的3.5 keV线通量的上限。这些限制与最近的限制和几个先前的检测一致。在所有径向数据子集中报告未检测，使我们能够约束3.5 keV线强度的空间分布，这与Navarro-Frenk-White预测没有决定性差异。因此，虽然提供了很大的限制，我们不完全排除不育中微子暗物质的情况下，或更一般的衰变暗物质的假设为3.5千电子伏线。我们还使用了在我们的连续谱中没有检测到任何未识别的发射线来进一步限制无菌中微子参数空间。
2020-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE
Warm Dark Matter Constraints Using Milky-Way Satellite Observations and Subhalo Evolution Modeling
暖暗物质（WDM）可以潜在地解释目前挑战冷暗物质（CDM）模型的小尺度观测，因为暖粒子由于自由流效应而抑制结构形成。观测小尺度物质分布为区分CDM和WDM提供了一种有价值的方法。在这项工作中，我们使用了暗能量调查和PanSTARRS 1的观测结果，它们在完整性校正后观测了270颗Milky Way卫星。我们测试WDM模型的卫星在银河系中的数量与来自半分析Subhalo推理建模（SASHIMI）代码，我们开发的基础上扩展的Press-Schechter形式主义和subhalos的潮汐演变处方的预测进行比较。对于$10^{12} M_\odot$的Milky Way晕质量，我们在95%置信水平下稳健地排除了质量小于4.4 keV的WDM。极限是Milky Way晕质量的弱函数（但不确定），并且随着$(0.6$ - $2.0) \times 10^{12} M_\odot$的$m_{\rm WDM}>3.6$-$5.1$ keV而变化。对于形成WDM子类的不育中微子，我们得到了$10^{12} M_{\odot}$ Milky Way晕质量的$m_{ν_s}>11.6$ keV约束。这些基于SASHIMI的结果不依赖于任何星系形成物理学的假设，也不受数值分辨率的限制。因此，该模型提供了一个强大的和快速的方式来约束WDM模型。然而，通过应用卫星形成条件，我们可以排除WDM质量轻于9.0 k…
2023-01-19 astro-ph.CO hep-ph
The lensing properties of subhaloes in massive elliptical galaxies in sterile neutrino cosmologies
我们使用高分辨率的流体动力学模拟运行的星系形成的EAGLE模型来研究的性质之间的差异-随后的透镜信号- subhaloes的大规模椭圆星系在红移0.2，在冷和不育中微子（SN）暗物质模型。我们专注于两个7千电子伏的SN模型，支架的范围内的物质功率谱兼容的共振产生的SN作为所观察到的3.5千电子伏线的来源。我们推导出一个准确的参数化的subhalo质量函数在这两个SN模型相对于CDM，以及subhalo的空间分布，密度分布，投影数密度和暗物质分数在subhaloes。我们创建模拟透镜映射从模拟晕研究的透镜信号的差异的框架下晕检测。我们发现，subhalo收敛是很好地描述了对数正态分布和信号的subhaloes在功率谱是较低的SN模型相对于CDM，在10%至80%的水平，这取决于规模。然而，不同的投影之间的分散是大的，可能会使目前的透镜图像的典型尺度上的功率谱研究的使用非常困难。此外，在通过引力成像进行单独探测的框架中，需要大约30个平均灵敏度为M_sub= 5 × 10^7M_sun的透镜样本来区分CDM和所考虑的无菌中微子模型。
2019-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sterile Neutrino Dark Matter Cries for GeV Heavy Neutral Leptons
Université catholique de Louvain（天主教鲁汶大学）；Technische Universität München（慕尼黑工业大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Zagreb（萨格勒布大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）
该研究通过首次完整参数扫描中微子最小标准模型，发现重中性轻子可在受限参数空间内统一解释中微子质量、重子不对称和暗物质，且质量可被SHiP、LHC等实验探测。
2026-09-24 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Galaxy Formation in Sterile Neutrino Dark Matter Models
我们研究了由无菌中微子构成的暗物质模型中的星系形成。由于其大的参数空间，定义的组合无菌中微子质量$m_ν$和混合参数$\sin^2(2θ)$与活跃的中微子，我们专注于模型与$m_ν=7$千电子伏，符合暂定3.5千电子伏线检测到的几个X射线光谱的集群和星系。我们认为i）两个共振生产模型与$\sin^2(2θ)=5\,10^{-11}$和$\sin^2(2θ)=2\,10^{-10}$，以涵盖的范围内的混合参数与3.5 keV线一致; ii）两个标量衰变模型，代表两种可能的情况下表征这样的情况：冻结和冻结的情况。我们也考虑热暖暗物质与粒子质量$m_X=3$ keV。使用半分析模型，我们比较了不同的DM方案的预测与广泛的观测。我们发现，比较预测的恒星质量函数的演变，丰富的银河系的卫星星系，和全球的恒星形成历史的星系与观测不允许解开的重子物理的影响，从那些相关的不同DM模型。另一方面，恒星晕质量比的分布，在$z\gtrsim 6$的紫外光度函数中暗星系的丰度，以及特定的恒星形成和年龄分布的本地，低质量星系构成潜在的探针所考虑的DM方案。我们将讨论如何与即将到来的设施的下一个观测将能够排除或强烈支持DM模型的基础上不育中微子。
2018-01-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Impostor Among $ν$s: Dark Radiation Masquerading as Self-Interacting Neutrinos
Saha Institute of Nuclear Physics（萨哈核物理研究所）；Homi Bhabha National Institute（霍米·巴巴国立学院）；Washington University（华盛顿大学）；Johannes Gutenberg-Universität Mainz（美因茨约翰内斯古腾堡大学）；Southern University of Science and Technology（南方科技大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
该研究提出一种模型，通过BBN后、CMB前的共振转换，使中微子自相互作用与暗辐射混淆，从而缓解宇宙观测与实验室实验之间的矛盾。
2026-04-02 astro-ph.CO hep-ph
A lower limit on the dark particle mass from dSphs
我们使用矮球状星系作为一种工具，试图对暗物质粒子的质量设定精确的下限，假设它是一种无菌中微子。我们首先使核心暗晕适合视线速度分散的投影半径的函数（从沃克等人。2007年）的银河系的矮球状星系。我们测试Osipkov-Merritt速度各向异性的配置文件，但发现没有好处，获得超过恒定速度各向异性。与以前的尝试相比，我们不假设恒星速度色散和暗物质之间的任何关系，而是直接使用部分简并中微子气体的状态方程（这确保了不育中微子晕的流体静力学平衡）来求解所有半径处的不育中微子速度色散。这就产生了无菌中微子密度和速度色散之间的1：1关系，因此我们可以精确地估计出所有半径下的Térée-Gunn极限。通过改变不育中微子粒子的质量，我们找到了所有六个矮椭球体的最小质量，使得在任何半径（特别是在中心）都不超过Türze-Gunn极限。我们发现每个矮星的可行的不育中微子粒子质量的范围之间存在相当大的差异，但有趣的是，存在一个小范围270- 280 eV，这是一致的所有dSphs在1- $σ$水平。
2010-01-25 astro-ph.CO
Reionisation in sterile neutrino cosmologies
我们调查的再电离过程中的模型，其中暗物质是一个温暖的基本粒子，如无菌中微子。我们专注于模型是一致的暗物质衰变的解释最近检测到的线在3.5千电子伏的星系和星系团的X射线光谱。在暖暗物质模型中，密度扰动的原始谱在矮星系尺度上有一个截止点。因此，结构的形成开始晚于标准的冷暗物质（CDM）模型，并且很少有物体在截止质量尺度以下形成。为了计算电离光子的数量，我们使用达勒姆半解析模型的星系形成，GALFORM。我们发现，即使是最极端的7千电子伏不育中微子，我们认为是能够重新电离宇宙早到足以兼容的边界上的时代从普朗克重新电离。这一结果也许令人惊讶，因为在无菌中微子模型中高红移星系的快速积累，这也反映在它们的远紫外光度函数在$10>z>7$之间比在CDM中演化得更快。在无菌中微子模型中，电离光子的主要来源系统地比CDM中的质量更大。作为对模型的一致性检验，我们计算了类银河系卫星星系的现今光度函数。考虑到DES调查中最近发现的卫星，对可行的无菌中微子模型提出了强有力的限制。
2016-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-Detection of X-Ray Emission From Sterile Neutrinos in Stacked Galaxy Spectra
我们进行了一个全面的搜索X射线发射线从不育中微子暗物质，最近声称的不明发射线的叠加X射线光谱的星系团和银河系和M31的中心。由于声称的发射线位于3.5 keV左右，我们专注于星系和星系群（掩盖了中心区域），因为这些物体发出的辐射非常少，高于$\sim 2$ keV，并提供了一个干净的背景，以检测发射线。我们开发了一种形式主义，最大限度地提高信号噪声衰减的暗物质发射线的加权每个X射线事件根据预期的暗物质配置文件。总共，我们检查81和89星系钱德拉和XMM-牛顿分别，总计15.0和14.6毫秒的积分时间。我们没有发现任何发射谱线的重要证据，这对质量在4.8-12.4 keV之间的不育中微子的混合角有很强的限制。特别是，如果Bulbul等人（2014）的3.57 keV特征是由于7.1 keV无菌中微子发射造成的，我们将在我们的两个样本中的$4.4σ$和$11.8σ$处检测到它。系统不确定性的最保守估计将这些约束减少到$4.4σ$和7.8 $σ$，或者让线能量在3.50和3.60 keV之间变化将这些约束分别减少到$2.7σ$和$11.0σ$。与以前的限制，我们的测量不依赖于模型的X射线背景或假设的对数斜率的中心的暗物质配置文件。
2015-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Small scale aspects of warm dark matter : power spectra and acoustic oscillations
我们提供了一个半解析研究的小尺度方面的功率谱的温暖的暗物质（WDM）的候选人，去耦，而相对论与任意分布函数。这些都是由两个广泛不同的尺度$k_{eq} \sim 0.01\,(\mathrm{Mpc})^{-1}$和$k_{fs}= \sqrt{3}\,k_{eq}/2\,< V^2_{eq} >^{1/2} $与$< V^2_{eq} >^{1/2} \ll 1 $的速度分散在物质辐射平等的特点。密度微扰的演化经历了三个阶段：相对论性和非相对论性粒子的辐射支配和物质支配。在第一阶段的早期ISW效应导致密度扰动的增强和$k \lesssim k_{fs}$的传递函数的平台。一个有效的流体描述出现在小尺度，其中包括在初始条件下的自由流动和不均匀性的影响。传递函数以$k \gtrsim 2 \,k_{fs}$为尺度表征\emph{WDM-acoustic oscillations}。本文分别在QCD和EW尺度下研究了两种具有非共振产生$m \sim \,\mathrm{keV}$的不育中微子模型的功率谱。后一种情况产生质量标度$\sim 10^{8}\,M_{\odot}$上的声振荡。我们的结果揭示了一个\emph{quasi-degeneracy}之间的质量，分布函数和去耦温度建议从目前的WDM N体模拟和莱曼- $α$森林数据的约束的无菌中微子的质量上的警告。给出了一种简单的大小尺…
2010-11-09 astro-ph.CO hep-ph
Constraints on the properties of $ν$MSM dark matter using the satellite galaxies of the Milky Way
本研究利用银河系卫星星系丰度约束$ν$MSM暗物质模型，以95%置信度排除惰性中微子质量≤1.4 keV（含重子效应时为≤4 keV），并发现卫星计数约束弱于X射线未探测约束。
2024-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-thermal Hot Dark Matter from Inflaton/Moduli Decay: The Momentum Distribution and Relaxing the Cosmological Mass Bound
在宇宙的早期，控制宇宙能量密度的暴胀子或模量的衰变导致了物质到辐射的跃迁。我们认为非热灭菌的暗物质粒子产生的衰变产物在这样的过渡。这些粒子有一个特征性的能量分布--这与发生在物质主导的宇宙中的衰变有关，宇宙正在向辐射主导的方向发展。我们主要关注的情况下，当粒子是热的暗物质，并研究其对宇宙微波背景（CMB）和大尺度结构（LSS）的影响，明确考虑其非热动量分布。我们的CMB角功率和线性物质功率谱的结果揭示了有趣的功能-如一个数量级更高的热暗物质质量的值相比，热的情况下，与目前的数据一致。我们观察到，这与$ΔN_{\rm eff}$和热DM能量密度可以彼此独立的事实有关，这与热或非共振产生的无菌热DM的情况不同。我们还发现在低$\ell$角功率的CMB中的功能可能与热暗物质通过光子-重子等离子体的超声传输有关。
2020-11-02 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Mixed Warm Dark Matter Constraints using Milky Way Satellite Galaxy Counts
利用银河系卫星星系计数约束温暗物质与冷暗物质混合模型，通过模拟与观测对比，排除纯热遗迹温暗物质质量低于6.6 keV，并给出混合模型中温暗物质占比上限。
2025-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Infrared Lines from Sterile-Neutrino Transition Magnetic Moments at JWST
National Institute of Technology Meghalaya（梅加拉亚邦国家技术学院）；University of Delhi（德里大学）
本研究利用JWST/NIRSpec空白天区数据，分析惰性中微子跃迁磁矩产生的红外谱线，推导了相关参数限制，还得到了对类戈德斯通玻色子耦合的灵敏度。
2026-08-19 astro-ph.CO
Galactic Center constraints on self-interacting sterile neutrinos from fermionic dark matter ("ino") models
中微子最小标准模型（$ν$ MSM）在最近几年受到了严格的限制，无论是从暗物质（DM）的生产或从X射线和小尺度观测。然而，目前的界限不育中微子DM可以显着修改时，考虑$ν$ MSM扩展，其中DM候选人通过一个大规模的（轴向）矢量场相互作用。特别是，早期宇宙中的标准生产机制可以通过这种大质量介质的衰变而受到影响。我们进行间接检测分析，以研究如何的$ν$ MSM参数空间的约束所述的相互作用的影响。我们计算的X射线通量考虑DM配置文件，自洽帐户的粒子物理模型，通过使用一个更新版本的Ruffini-Argüelles-Rueda（RAR）费米子（“ino”）模型，而不是现象学的配置文件，如Navarro-Frenk-White（NFW）分布。我们表明，RAR配置文件占相互作用DM，是兼容的银河系旋转曲线和DM自相互作用的截面从子弹集群的约束测量。一个新的分析的X射线NuSTAR数据在银河系的中央秒差距，在这里进行推导约束的自相互作用的无菌中微子参数空间。由于RAR配置文件的密集DM核心特性，这种约束比用常用DM配置文件获得的约束更强。
2021-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Decaying dark matter in Draco
上下文无菌中微子是一种很好的暗物质候选者，可以在广泛的天体物理学场所进行搜索。以前已经表明，最佳的搜索策略是考虑属于银河系的矮星系。目标。我们寻找衰变暗物质的线发射。方法.我们分析公开可用的钱德拉X射线观测的矮星系天龙座。结果天龙座和空白天空（背景）的光谱在形状上几乎是相同的，这使我们可以得出结论：i）矮椭球体是研究暗物质X射线发射的理想选择，因为重子噪声非常低，ii）线发射的空间非常小，这导致了不育中微子的质量混合角参数空间的限制。我们比较标准的通量推导方法，一个非常保守的重组方法。由此产生的约束强烈依赖于所选择的方法。
2009-05-15 astro-ph.CO
Warm dark matter and the ionization history of the Universe
在温暖的暗物质的情况下，结构的形成被抑制在小尺度上相对于冷的暗物质的情况下，减少低质量晕的数量和电离气体的分数在高红移，从而延迟再电离。这对宇宙的电离历史产生了影响，测量再电离的光学深度，电离气体的全球部分的演化和星系际介质的热历史，可以用来限制暗物质粒子的质量。然而，在这些情况下，电离介质的部分抑制可以通过改变其他参数来部分补偿，例如电离效率或晕可以容纳恒星形成星系的最小质量。在这里，我们使用不同的数据集关于宇宙的电离和热的历史，并考虑到从几个天体物理参数的简并，我们得到的热暖暗物质候选人的质量的下限$m_X > 1.3$千电子伏，或$m_s > 5.5$千电子伏的情况下，无菌中微子非共振产生的早期宇宙，都在90\%的置信水平。
2018-04-23 astro-ph.CO hep-ph
Constraining the WDM Particle Mass with Milky Way Satellites
粒子物理学理论预测，在早期宇宙中存在着获得不可忽略的热速度的粒子（如无菌中微子）。这些粒子可以表现为暖暗物质（WDM），并在线性密度功率谱中产生小尺度截止，其与粒子质量近似成反比。如果这个质量是一keV，截止发生在矮星系的尺度上。因此，在WDM模型中，小星系的丰度，例如在银河系晕中轨道运行的卫星，取决于温暖粒子的质量。丰度也与宿主星系晕的质量成比例。我们用\galform半解析的星系形成模型来计算宇宙中暗物质是热的星系的性质。使用这种方法，我们可以比较预测的卫星光度函数的观测数据的银河系矮椭球体，并确定一个下限的热产生的WDM粒子质量。这在很大程度上取决于银河系晕质量的值，并在一定程度上，对重子物理假设，我们检查这两个依赖关系。对于我们的基准模型，我们发现，对于3.3 keV的粒子质量（2 $σ$下限由Viel等人发现，从最近的分析莱曼- $α$森林）的银河系晕的质量需要为$> 1.4 \times 10^{12}$ \msun。对于这个相同的基准模型，我们还发现，所有的WDM粒子质量被排除（在95%的置信度），如果银河系的晕的质量小于$1.1 \times 10^{12}$ \msun，而如果银河系的晕的质量大于1.8 $\times 10^{12}$ \msun，只有WDM粒子质量大于2千电子伏是允许的。
2013-10-29 astro-ph.CO
Lyman-alpha Forests cool Warm Dark Matter
keV尺度粒子的自由流动影响了遥远类星体莱曼α森林探测尺度上的结构生长。使用SDSS第九次数据发布的中分辨率类星体光谱的前所未有的大样本，以及一组最先进的流体动力学模拟来模拟非线性区域中的莱曼-α森林，我们发布了迄今为止最严格的边界之一，仅从$α$数据，纯暗物质粒子：对于早期退耦的热遗迹，如假设的引力子，我们给出了$m_X > 4.09 \: \rm{keV}$（95% CL），而对于非共振产生的右手中微子，我们给出了相应的$m_s > 24.4 \: \rm{keV}$（95% CL）。这个极限取决于$n_s$的值，普朗克测量到的$n_s$的值比SDSS-III/BOSS的值高。因此，当Ly- $α$数据与普朗克2016年的CMB数据相结合时，我们的边界略有变化。限值变为$m_X > 2.96 \: \rm{keV}$（95% CL）和$m_s > 16.0 \: \rm{keV}$（95% CL）。由于SDSS-III数据具有更小的不确定性和覆盖更大的红移范围比SDSS-I数据，我们的界限证实了最严格的结果建立了以前的工作，并进一步与一个纯粹的非共振产生的不育中微子作为暗物质。
2016-07-20 astro-ph.CO
The dark matter interpretation of the 3.5-keV line is inconsistent with blank-sky observations
对附近星系和星系团的观测报告了一条意想不到的X射线发射线，约为3.5千电子伏（keV）。解释这条线的建议包括衰变的暗物质$-$，特别是质量约为7 keV的无菌中微子的衰变可以与现有数据相匹配。如果这种解释是正确的，3.5 keV的谱线也应该是银河系晕中的暗物质发出的。我们使用了超过30兆秒的XMM-牛顿（X射线多镜任务）空白天空观测来验证这一假设，没有发现银河系晕3.5 keV线发射的证据。我们对这个质量范围内暗物质的衰变率设定了上限，这与3. 5 keV谱线起源于暗物质衰变的可能性不一致。
2021-03-01 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Limits from the grave: resurrecting Hitomi for decaying dark matter and forecasting leading sensitivity for XRISM
本文利用Hitomi档案空白天空数据显著提升了对银河系内衰变暗物质的搜寻灵敏度，并预测XRISM全任务将在1–20 keV质量范围取得领先灵敏度。
2023-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Calculation of the local density of relic neutrinos
味振荡的存在需要非零中微子质量，其值至少为50 meV。我们考虑了银河系内残余中微子的引力成团，并利用$N$ -单体模拟技术计算了它们在地球附近相对于宇宙平均密度的密度增强因子。与以前的类似研究相比，我们将模拟推到更小的中微子质量，并包括对银河系中重子和暗物质分布的改进处理。我们的研究结果是重要的，为未来的实验，旨在检测宇宙中微子背景，如普林斯顿氚天文台的光，早期宇宙，大规模中微子产额（PIMMY）的建议。我们计算了银河系中的中微子聚集对PIMMY实验的预期事件率的影响。我们发现，聚类的影响仍然可以忽略不计的最小正常层次的情况下，而它提高了10至20%的事件率（分别。因子1.7到2.5）用于最小倒置层次结构方案（分别是，具有150 meV质量的简并场景）。最后，我们计算的事件率的可能的第四个不育中微子的质量为1.3 eV的影响。
2017-09-26 astro-ph.CO
A deep search for decaying dark matter with XMM-Newton blank-sky observations
质量在keV范围内的无菌中微子是标准模型的良好扩展，可以解释观测到的中微子质量，同时也构成了宇宙的暗物质（DM）。如果无菌中微子是DM，那么它们可能会慢慢衰变为活性中微子和光子，从而有可能通过天体物理X射线数据集中的窄光谱特征来检测它们。在这项工作中，我们执行最敏感的搜索，以日期为这个和其他衰变DM的情况下，在质量范围从5至16千电子伏，使用档案XMM-牛顿数据。我们减少547 Ms的数据从MOS和PN仪器使用整个天空的观测，然后使用这些数据来寻找DM衰变的证据在银河系的环境晕。我们用远离银河系中心的数据确定仪器和天体物理基线，并使用高斯过程建模来捕获额外的连续背景贡献。没有证据表明，无关联的X射线线，导致我们产生最强的约束，以日期在此质量范围内的衰变DM。
2021-05-04 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
21-cm observations and warm dark matter models
观测红移的21厘米信号（吸收或发射）使我们能够窥视“黑暗时代”和再电离的开始。这些数据可以提供一种新的方法来了解暗物质的性质，特别是关于小尺寸暗物质晕的形成。然而，结构的形成和21厘米信号之间的联系需要了解恒星的总质量关系，紫外光子的逃逸分数，以及其他描述早期恒星形成和辐射的参数。这种重子物理学依赖于暗物质的性质，特别是在暖暗物质（WDM）模型中，与冷暗物质的情况相比，恒星形成可能遵循完全不同的场景。我们使用最近的测量的边缘[J.D.鲍曼A. E. E.罗杰斯河，巴西-地A. Monsalve，T. J. Mozdzen和N. Mahesh，吸收分布集中在78兆赫的thesky平均光谱，自然（伦敦）555，67（2018）。以证明当考虑上述因素时，鲁棒WDM界限实际上弱于由$α$森林方法和其它结构形成界限给出的那些。特别是，我们表明，共振产生的7 keV不育中微子暗物质模型是与这些数据相一致。然而，一个整体的方法来建模的WDM宇宙拥有巨大的潜力，并可能在未来的21厘米的数据，我们的主要工具来了解暗物质集群属性。
2019-12-10 astro-ph.CO hep-ph
Double Narrow-Line Signatures of Dark Matter Decay and New Constraints from XRISM Observations
研究暗物质两体衰变含光子末态的间接探测，指出银河系内外暗物质贡献会导致双峰信号，利用XRISM对半人马座星系团的观测数据纳入双峰效应分析，获得了星系团暗物质搜索中最严格的限制之一。
2025-03-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Joint constraints on thermal relic dark matter from strong gravitational lensing, the Lyman-$α$ forest, and Milky Way satellites
我们得出联合约束的温暖的暗物质（WDM）的半模尺度相结合的分析选择的天体物理探测：强引力透镜与扩展源，莱曼- $α$森林，在银河系中的发光卫星的数量。我们推导出一个上限的$λ_{\rm hm}=0.089{\rm~Mpc~h^{-1} }$在95%的置信水平，我们证明是稳定的广泛的事先选择。假设普朗克宇宙学和WDM粒子是热遗迹，这对应于$M_{\rm hm }< 3 \times 10^{7} {\rm~M_{\odot}~h^{-1}}$的半模质量上限和$m_{\rm th }> 6.048 {\rm~keV}$的粒子质量下限，两者都在95%的置信水平。我们发现，模型与$λ_{\rm hm}> 0.223 {\rm~Mpc~h^{-1} }$（对应于$m_{\rm th }> 2.552 {\rm~keV}$和$M_{\rm hm }< 4.8 \times 10^{8} {\rm~M_{\odot}~h^{-1}}$）被排除在最大似然模型的一个因素$\leq 1/20$。对于轻子不对称性$L_6>10$，我们排除了$7.1 {\rm~keV}$无菌中微子暗物质模型，该模型对银河系和星系团中未识别的$3.55 {\rm~keV}$线提出了一种可能的解释。推断的95个样本表明，我们进一步排除了自相互作用DM的ETHOS-4模型。我们的研究结果强调了将电流约束扩展到较低半模尺度的重要…
2021-06-22 astro-ph.CO
"Non-cold" dark matter at small scales: a general approach
小宇宙尺度下的结构形成是暗物质研究的重要前沿。小DM粒子质量、大动量或隐藏相互作用的情况往往会抑制小尺度下的引力聚团。这种抑制的细节取决于DM粒子的性质，允许DM模型和天体物理观测之间的直接联系。然而，到目前为止获得的大多数天体物理约束都是指功率抑制的非常特定的形状，对应于热暖暗物质（WDM），即，费米-狄拉克或玻色-爱因斯坦动量分布的候选者。在这项工作中，我们引入了一个新的分析拟合公式的功率谱，这是简单而灵活的，足以重现集群信号的大类的非热DM模型，这是不是在所有充分描述的WDM的过于简化的概念。我们表明，该公式是能够完全覆盖的参数空间的不育中微子（无论是共振产生或从粒子衰变），混合冷和暖模型，模糊暗物质，以及其他模型所建议的有效结构形成理论（ETHOS）。基于这个拟合公式，我们进行了一个大的套件N体模拟，我们提取重要的非线性统计，如物质的功率谱和晕质量函数。最后，我们提出了第一个初步的天体物理约束，线性理论的基础上，从银河系卫星的数量和莱曼- $α$森林。本文是对小规模偏离标准冷DM模型的一般和全面建模的第一步。
2017-11-24 astro-ph.CO hep-ph
The dark matter is mostly an axion BEC
轴子不同于普通的冷暗物质，如WIMP或无菌中微子，因为它们形成玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）。结果，在星系晕上吸积的轴子会以净整体旋转的方式落入。相反，普通CDM以无旋速度场吸积到星系晕上。在这两种情况下，内焦散是不同的。它表明，如果暗物质是轴子，孤立的盘状星系，如银河系的晕的相空间结构，正是存在的观测支持的焦散环模型。其他的暗物质候选者预测星系晕的相空间结构要混乱得多。
2010-12-07 astro-ph.CO
Dark Matter Freeze-In and Small-Scale Observables: Novel Mass Bounds and Viable Particle Candidates
本文通过冻结机制研究暗物质在低质量范围内的影响，提出了一种通用方法将暖暗物质界限转换为更严格的质量限制，并应用于多种可行粒子候选者。
2025-12-10 astro-ph.CO hep-ph
Detecting Axion Dark Matter with Radio Lines from Neutron Star Populations
有人认为，射电望远镜可能对轴子暗物质敏感，轴子暗物质在中子星周围的磁层中共振转换为射电光子。在这项工作中，我们仔细研究这种可能性，通过计算的辐射功率和预测的灵敏度轴子暗物质转换在天体物理系统，如星系和球状星团内的NS合奏。我们使用人口合成和演化模型来描述这些系统中的NS的空间分布和NS属性的分布。聚焦于三个具体的目标来说明，银河系的银河系中心，人马座矮星系中的球状星团M54和仙女座星系，我们表明，用绿岸望远镜和未来的平方公里阵列等望远镜进行的窄带射电观测可能能够探测质量超过大约两个数量级的量子色动力学轴子，从$μ$ eV的几分之一开始。
2018-11-02 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
