The Upper Bound of the Second Higgs Boson Mass in Minimal Gauge Mediation with the Gravitino Warm Dark Matter
最小超对称（SUSY）标准模型（MSSM）产生keV量级引力伴子是一种有趣的可能性，因为keV量级引力伴子作为暖暗物质（WDM）可以缓解$Λ$ CDM模型在现代宇宙学中遇到的小尺度问题.这样的轻引力子要求低尺度超对称性（SUSY）破缺，为此需要规范介导（GM）作为一致的SUSY破缺介导机制。在本文中，我们给出了第二CP偶希格斯玻色子$H$和CP奇希格斯玻色子$A$的质量上界，假设keV尺度的引力子是导致当前DM遗迹丰度的原因：对于$\mathcal{O}(10$ - $100)$ keV的引力子质量，$H/A$的质量上界是$\sim 4$ TeV。有趣的是，$H/A$的质量可以小到2-3 TeV，而对于$\mathcal{O}(10)$ keV的引力子质量，预测的$\tanβ$可以大到55-60。这将在不久的将来的大型强子对撞机（LHC）实验中进行测试。
2021-04-07 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Constraining warm dark matter with 21 cm line fluctuations due to minihalos
质量为m_WDM = O（1）keV的暖暗物质（WDM）长期以来一直被认为是解决小尺度下观测到的宇宙结构与协调CDM模型预测之间差异的一个有希望的解决方案。虽然一些宇宙学观测，如莱曼-阿尔法森林已经开始限制m_WDM的范围，WDM尚未被完全排除作为这些所谓的小尺度问题的解决方案。在本文中，我们研究了21厘米线的波动，从微晕在WDM模型和评估的限制mWDM未来的宇宙学21厘米调查，如SKA和FFTT。我们发现，由于WDM质量m_WDM>10 keV的减少了丰富的小晕通过抑制小尺度上的物质功率谱通过自由流，这样的WDM可以显着影响所得的21厘米线波动的小晕。我们发现，如果在z>5以上可以观测到来自微晕的21 cm信号，SKA和FFTT可以分别给出m_WDM>24 keV和31 keV的下限，这比当前的约束更严格。这些未来的21厘米调查可能能够排除WDM模型作为小规模问题的解决方案。
2014-08-06 astro-ph.CO hep-ph
Constraining primordial black hole abundance with the Galactic 511 keV line
暗物质完全由质量在$10^{17}$ g左右的原始黑洞（PBH）组成的模型目前是不受约束的。然而，如果PBH是银河系暗物质密度的一个组成部分，它们将在辐射时向银河系注入大量高能粒子。这些黑洞产生的正电子随后将在整个银河系中传播并湮灭，形成银河系511 keV线。利用INTEGRAL卫星对这条线的测量作为对PBH正电子注入的约束，我们对质量范围为$10^{16} - 10^{17}$ g的PBH丰度设置了新的限制，排除了这些PBH构成整个暗物质的模型。
2019-12-16 astro-ph.CO hep-ph
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
Inert-Sterile Neutrino: Cold or Warm Dark Matter Candidate
在通常的粒子模型中，只有质量在千电子伏范围内并且是温暖的暗物质，无菌中微子才能解释宇宙的暗物质。严格的宇宙学和天体物理学界限，特别是X射线观测所施加的界限，适用于它们。我们指出，在一个特定的变化的惰性双重模型中，不育中微子可以解释宇宙中的暗物质，可能是冷或热的暗物质候选人，即使质量远远大于keV的范围。这些惰性-惰性中微子在早期宇宙中以非热的方式产生，它们是稳定的，与标准模型粒子的耦合非常小，这使得它们在直接或间接的暗物质搜索中很难被探测到。原则上，它们可以在对撞机中通过发现模型中的其他粒子来揭示。
2009-12-22 astro-ph.CO hep-ph
Warm Dark Matter in Two Higgs Doublet Models
我们表明，一个中性标量场，σ，两个希格斯偶极子扩展的标准模型纳入中微子质量的跷跷板机制，可以被确定为一致的{ \it暖}暗物质候选人的顺序keV的质量。借助于参与跷跷板机制的右手中微子N的晚期衰变，正确地再现了$σ$的残余密度。宇宙学的限制决定了N的质量和寿命为M_N = 25 GeV - 20 TeV，τ_N =（10^{-4}-1）sec。这些模型也可以解释最近报道的银河系外光谱中3.5 keV X射线衰变σ \to γγ的异常。这些模型在对撞机和天体物理设置的未来测试进行了概述。
2014-12-24 astro-ph.CO hep-ph
Early galaxy formation in warm dark matter cosmologies
我们提出了一个高红移（$z \geq 7$）星系形成的框架，跟踪他们的暗物质（DM）和重子组装在四个宇宙学：冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）与粒子质量的$m_x =$ 1.5，3和5 ${\rm keV}$。我们使用相同的天体物理参数调节恒星的形成和反馈，选择匹配不断变化的紫外线光度函数（UV LF）的当前观测。我们发现CDM和$m_x \geq 3 {\rm keV}$ WDM中的可观测星系（使用当前和即将到来的仪器）的组装导致相似的晕质光比（M/L），恒星质量密度（SMD）和UV LF。然而，在$1.5 {\rm keV}$ WDM模型中，对小尺度结构的抑制导致了一个明显的延迟和随后更快的恒星组装。因此，在$m_x \leq 2 {\rm keV}$ WDM宇宙学的星系大会的特点是：（一）缺乏小质量的晕托管微弱的星系;（二）年轻，更紫外线明亮的恒星人口，对于一个给定的恒星质量。较高的M/L比（效果ii）部分补偿了小质量晕的缺乏（效果i），使所得的紫外线LF更接近CDM比从简单的估计晕丰度。我们发现SMD的红移演化是对DM性质的一个强有力的探测。对于詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST），积分到$M_{UV} =-16.5$的极限，SMD在$m_x = 1.5 {\rm keV}$ WDM中演化为$\log$（SMD）$\propto -0.63 (1+z)$，而在CDM中演化…
2015-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Detecting warm DM in the $MeV/c^2$ range
目前的实验数据和模型之间存在一些紧张关系，这些模型只包括解释太阳和大气振荡结果所必需的三个轻中微子质量本征态。因此，在带电电流反应中产生和观察到的活动中微子叠加态中，可能会有更多质量更大的态。这种质量在keV或MeV范围内的“重”中微子也可能是暗物质的候选者。质量大于1022 keV的状态可以衰变为$e^+ e^-$对和轻质量状态，留下容易识别的特征。本文的目的是估计可能的信号速率。
2013-01-18 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Reionization and Galaxy Formation in Warm Dark Matter Cosmologies
我们比较模型的结果从一个半解析（合并树为基础）框架的高红移（z ~ 5-20）星系形成对再电离指标，包括普朗克电子散射光学厚度和电离光子发射率，揭示了再电离的历史和来源冷（CDM）和暖暗物质（WDM;粒子质量的$m_x = 1.5,3$和5 keV）宇宙学。该模型包含了恒星形成、超新星反馈、气体和恒星质量的合并/吸积/喷射驱动演化以及紫外背景（UVB）对低质量星系气体成分光蒸发的影响等关键过程。我们发现，在光（1.5 keV）WDM模型中的再电离开始的延迟可以通过电离光子逃逸分数的更陡的红移演化和更快的质量组装来补偿，导致在所有考虑的DM模型中，再电离结束在可比的红移（z~5.5）。我们发现大部分的再电离光子来自星系的晕质量$M_h < 10^9 M_\odot$和紫外的大小$ -15 < M_{UV} < -10$在CDM。随着$m_x$的降低，低质量晕的逐步抑制导致再电离人口向$M_h > 10^9 M_\odot$和$ -17 < M_{UV} < -13$的较大晕质量的转移，对于1.5 keV WDM。我们发现，目前的电子散射光学深度和紫外线光度函数的观察是同样兼容的所有（冷和暖）DM模型在这项工作中考虑。我们建议，全球指标，包括红移演化的恒星质量密度和恒星质量晕质量的关系，观察与詹姆斯韦伯太空望远镜，可以用来区分CDM和WDM（1.5千电子伏）宇宙学。
2017-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Decaying warm dark matter and structure formation
我们从结构形成的角度研究了暖暗物质（WDM）的宇宙学，包括稳定和衰变。我们比较了与WDM质量为1.5 keV和0.158 keV的物质功率谱，与稳定的冷暗物质$Λ$ CDM $\equiv$ SCDM范式的预期，作为我们的参考模型。我们仔细研究了与暗物质的温暖性质相关的影响，以及它衰变的事实。衰变的暖暗物质（DWDM）的情况是动机良好的，出现在一个广泛的粒子物理理论类中微子质量产生的连续的全球轻子数对称性的自发破缺。大强子以南部-戈德斯通玻色子的形式出现，并从引力效应中获得质量，这明显违反了全局对称性。majoron必然衰变为中微子，其幅度与它们的微小质量成正比，这通常使它具有宇宙学上的长寿命。使用N体模拟，我们表明，我们的DWDM图片导致一个可行的替代方案的$Λ$ CDM的情况下，预测，可以在小尺度上有很大的不同。
2018-12-17 astro-ph.CO hep-ph
The Warm Dark Matter Doorframe for Light Dark Matter Direct Detection Experiments
如果暗物质甚至已经与可见扇区充分热接触并且足够亮（$m_χ\lesssim\mathcal{O}(10)~\text{keV}$），则从可见扇区继承的热运动将导致显著的自由流效应，其受到结构形成约束，类似于基准热暖暗物质模型。在这里，我们确定的相互作用负责这种热接触的相互作用探测的深层地下暗物质直接探测实验。用动力学解耦技术在$m_χ$与$σ$图上详细地确定了束缚形状，并发现重铸当前的Lyman- $α$束缚给出了$m_χ\gtrsim73~\text{keV}$的约束，并且对于具有一些模型依赖性的较小截面的$σ<10^{-46}~\text{cm}^2$，它被放松到$m_χ\gtrsim35~\text{keV}$。对于光暗物质直接探测实验来说，这可以被视为一个通用的“禁止”约束，而已知的警告是，如果暗物质是具有早期玻色-爱因斯坦凝聚形式的轴子，或者如果存在自由流的布朗运动保护。
2019-10-01 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
MaGICC-WDM: the effects of warm dark matter in hydrodynamical simulations of disc galaxy formation
作为MaGICC项目的一部分，我们研究了暖暗物质（WDM）对星系形成的流体动力学模拟的影响。我们模拟三个不同的星系使用三个WDM候选人的1，2和5千电子伏，并与纯冷暗物质模拟结果进行比较。WDM稍微减少了恒星的形成，并产生较少的集中恒星轮廓。这些效应对于1 keV候选者最为明显，但对于$m_{\mathrm{WDM}}>2$ keV几乎消失。所有的模拟形式类似的恒星光盘独立的WDM粒子质量。特别地，当考虑WDM时，盘尺度长度不改变。在1 keV粒子的情况下，恒星形成量的减少是由于WDM对合并卫星的影响，这些卫星平均浓度较低，气体含量较低。在合并过程中，改变的卫星会导致星暴减少，因为它们会触发主星系中较弱的盘不稳定性。然而，我们发现，盘星系的演化是更敏感的恒星反馈比WDM候选质量。总体而言，我们发现WDM，特别是当限制到目前的观测约束（$m_{\mathrm{WDM}}>2$千电子伏），有一个轻微的影响盘星系形成。
2013-11-27 astro-ph.CO
The Effect of Warm Dark Matter on Early Star Formation Histories of Massive Galaxies: Predictions from the CROC Simulations
几个大质量（$M_{*} > 10^8 M_{\odot}$）、高红移（$z = 8-10$）星系最近被发现含有年龄为数亿年的恒星，将这些星系中恒星形成的开始推回到了$z\sim15$。如此早形成的恒星的存在可能是对小尺度能量被抑制的宇宙学模型（因此，宇宙结构形成较晚）的检验。我们探索年龄最古老的恒星在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的冷暗物质（CDM）和两个温暖的暗物质（WDM）宇宙学与3和6千电子伏粒子的数值模拟。在CDM和3keVWDM下，大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$存在显著差异，而CDM和6keVWDM下的大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$在统计上没有区别。然而，即使是这500万年的差异，也远远小于目前观测高红移星系的恒星星族特性的不确定性。所有宇宙学中所有星系的年龄分布都没有产生实质性的巴耳末破裂，尽管尘埃衰减的不确定性是一个潜在的重要因素。最后，我们评估了我们的模拟预测的收敛性，发现单个星系属性的系统不确定性与宇宙学之间的差异相当，这表明这些差异在数值上可能不稳定。
2021-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm Dark Matter via Ultra-Violet Freeze-In: Reheating Temperature and Non-Thermal Distribution for Fermionic Higgs Portal Dark Matter
千电子伏量级的暖暗物质（WDM）可能能够解决冷暗物质模拟和观测中结构形成之间的不一致。WDM的详细特性将取决于其能量分布，特别是它如何偏离WDM模拟中通常假设的热分布。在这里，我们专注于WDM生产通过紫外线（UV）冻结的机制，费米子希格斯门暗物质$ψ$通过门户互动$\barψψH^{\dagger}H/Λ$产生的情况下。介绍了一种新的方法来简化暗物质冻结非热能分布的计算。我们发现，从紫外冻结的非热能分布是热比相应的热分布，并具有非热归一化的玻色-爱因斯坦分布的形式。由此得到的暗物质费米子质量范围与观测结果一致，为5-7千电子伏。再加热温度必须满足$T_{R} \gtrsim 120 $ GeV，以考虑到观测到的暗物质密度时，$m_ψ \approx 5 $千电子伏，其中的下限对$T_{R}$对应的限制，费米子质量完全是由于通过门户相互作用的电弱对称性破缺。相互作用标度上的相应界限是$Λ\gtrsim 6.0 \times 10^{9}$ GeV。
2016-08-16 astro-ph.CO hep-ph
Constraining Warm Dark Matter and Pop III stars with the Global 21-cm Signal
即将进行的地面和空间实验可能有足够的精度，对高红移恒星的形成，再电离和暗物质（DM）使用全球21厘米的星系际介质的信号显着的约束。在早期宇宙中，当低质量DM晕的相对丰度很重要时，测量全球信号将限制DM具有比冷暗物质（CDM）更高的遗迹速度（暖暗物质，或WDM）而导致的结构形成阻尼。然而，这种阻尼可以通过改变恒星形成效率（SFE）来模拟，并且由于存在具有未知属性的Pop III恒星而难以检测。我们研究这些不同的情况下，他们的WDM质量参数$m_X$退化使用Fisher矩阵分析。我们研究了$m_X = 7$千电子伏的情况下，恒星形成模型参数化的SFE作为一个强大的函数晕质量，包括几个变化的模型，随着三个不同的输入噪声水平的可能性，我们还使用了最低晕维里温度附近的分子冷却阈值崩溃。我们发现，当可能性只包括流行II星，$m_X$被约束到$\sim 0.4$千电子伏的不确定性为所有的模型和噪声水平在68 $\%$ CI。当可能性包括弱Pop III恒星，$m_X \sim 0.3$ keV，如果Pop III恒星形成是相对有效的，$m_X \sim 0.1$ keV的不确定性，与严格的Pop III恒星形成参数约束。我们的研究结果表明，全球21厘米的信号是一个很有前途的WDM模型的测试床，即使在存在强烈的退化与天体物理参数。
2022-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing warm dark matter with kinematics of the smallest galaxies
Carnegie Observatories（卡内基天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
研究发现温暗物质模型预测的矮星系速度弥散与观测严重不符，从而对热遗迹暗物质粒子质量给出了强约束。
2026-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm dark matter in the galaxies:theoretical and observational progresses. Highlights and conclusions of the chalonge meudon workshop 2011
暖暗物质（WDM）的研究进展迅速，这是一个新的课题，WDM基本上是有效的，自然地再现了所有尺度上的天文观测：小（银河）和大（宇宙）尺度（λ WDM）。冷暗物质（LambdaCDM）及其提出的定制疗法在小尺度上不起作用的证据令人震惊。Fedor Bezrukov，Pier-Stefano Corasaniti，Hector J. de Vega，Stefano Ettori，Frederic Hessmann，Ayuki Kamada，Marco Lombardi，Alexander Merle，Christian Moni Bidin，Angelo Nucciotti代表MARE合作，Sinziana Paduroiu，Henri Plana，Norma Sanchez，Patrick Valageas，Shun Zhou在此介绍他们在研讨会上的亮点。用keV粒子进行的LambdaWDM模拟显著地再现了观测结果、小结构和大结构以及速度函数。核心DM晕和WDM是从理论和天文观测中清楚地确定的，它们自然地产生了所有尺度上的观测结构。keV的不育中微子是最主要的候选者，它们自然地出现在粒子物理学的标准模型的扩展中。包括莱曼α边界在内的天体物理学约束使其质量在1< m <13 keV的范围内。给出了EUCLID和普朗克的预报。MARE和一个改进的KATRIN实验可以探测到keV的无菌中微子…
2011-09-14 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A limit on the warm dark matter particle mass from the redshifted 21 cm absorption line
最近的EDGES合作探测到中心频率为$ν= 78 \pm 1$ MHz的吸收信号，指出存在显著的莱曼- $α$背景，其红移为$z=18$。这个信号的时间限制了暖暗物质（WDM）宇宙学模型中的暗物质粒子质量（$m_χ$）。WDM延迟了小尺度结构的形成，因此，基于由于在$z=18$处的恒星形成而存在足够强的Ly-$α$背景，可以对$m_χ,$设置严格的下限。我们的结果表明，通过$α$泵浦的自旋温度耦合到气体需要一个最小的$m_χ>3$ keV的质量，如果原子冷却晕主导恒星形成率在$z=18,$和$m_χ>2$ keV，如果${\rm\,H_2}$冷却晕也有效地形成恒星在这个红移。这些限制匹配或超过最严格的限制引用到目前为止在文献中，即使在面对许多不确定性的恒星形成在高红移。
2018-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Massive Milky Way Satellites in Cold and Warm Dark Matter: Dependence on Cosmology
我们调查的索赔，最大的subhaloes在高分辨率无耗散冷暗物质（CDM）模拟银河系的动态不一致的观测最明亮的卫星。我们发现，这种不一致性主要是由于在产生过早形成的卫星的不一致模拟中采用了较大的σ_8和n_s值，因此过于密集。我们发现观测和模拟之间的紧张关系，采用与WMAP 9一致的参数，大大减少了卫星CDM的敏感测试。我们发现通过Lactea II晕是非典型的晕在WMAP 3宇宙学中，我们归因于其形成时代比其质量的平均值的差异。我们还探讨了温暖的暗物质（WDM）宇宙学的1- 4千电子伏的热遗迹。在1千电子伏的宇宙学subhaloes有圆速度在kpc尺度~ 60%低于他们的CDM同行，但减少了只有10%，在4千电子伏的宇宙学。由于银河系卫星和莱曼-α森林数量的限制，排除了< 2-3 keV的遗迹质量，因此WDM在降低大质量卫星的密度方面作用较小。由于银河系的质量和形成时代的不确定性，需要减少与重子效应或WDM的卫星密度减轻。
2013-10-01 astro-ph.CO
Radiative Scaling Neutrino Mass and Warm Dark Matter
提出了一个新的和激进的方案，简单的2006年模型的辐射中微子质量，其中没有跷跷板机制，即中微子质量不是成反比的一些大的质量尺度，相反，流行的理论思维。圈中的中性单重费米子的质量约为10 keV，其中最轻的是绝对稳定的，其他的则是非常长寿的。所有这些都是温暖的暗物质的组成部分，这是解释所有尺度宇宙结构的可能新范式。
2012-08-14 astro-ph.CO hep-ph
Warm Dark Matter as a solution to the small scale crisis: new constraints from high redshift Lyman-alpha forest data
我们提出了更新的约束的自由流动的温暖暗物质（WDM）粒子的Lya通量功率谱的分析来自高分辨率光谱的25 z > 4类星体获得的凯克高分辨率Echelle光谱仪（HIRES）和麦哲伦稻盛京瓷Echelle（MIKE）光谱仪。我们利用一套新的高分辨率流体动力学模拟，探索WDM质量的1，2和4千电子伏（假设WDM由热文物），随着不同的物理动机的热历史。我们仔细地解决了不同来源的系统误差，可能会影响我们的最终结果，并执行保守的误差估计的Lya通量功率的分析。通过对多维天体物理学和宇宙学参数空间进行采样的方法，我们得到了早期退耦热遗迹形式的暖暗物质粒子的mwdm下限> 3.3 keV（2sigma）.增加斯隆数字巡天（SDSS）Lya通量功率谱并没有改善这一限制。质量为1 keV、2 keV和2.5 keV的热遗迹在约9 sigma、4 sigma和3 sigma C.L.处的数据不利，分别我们的分析不赞成WDM模型，其中在对应于k= 10 h/Mpc的（非线性）尺度下线性物质功率谱中存在抑制，其偏离LCDM模型超过10%。给定这个极限，相应的“自由流动质量”为2x10^8 Msun/h，低于该值，质量函数可能被抑制。因此，对于所谓的冷暗物质的小规模危机的解决方案，WDM的自由流贡献的空间非常小。
2013-08-26 astro-ph.CO
Sterile Neutrinos for Warm Dark Matter and the Reactor Anomaly in Flavor Symmetry Models
我们构造了一个基于四面体群A_4的味对称模型，其中来自跷跷板机制的右手中微子既可以是keV暖暗物质粒子，也可以是eV尺度的无菌中微子.这是通过在负责带电轻子质量等级的相同Froggatt-Nielsen对称性下给予右手中微子适当的电荷来实现的。我们讨论了次至前导阶修正对偏离零阶三双峰混合的影响。这些修正有两个来源：（i）高阶的跷跷板项，当跷跷板粒子是eV尺度时，这是很重要的;（ii）被理论截止尺度的附加幂所抑制的高维有效算子。虽然活跃中微子的混合角通常会得到相同量级的修正，但惰性中微子与活跃中微子的混合是相当稳定的，因为它与质量尺度的层次有关。我们还修正了一个有效的A_4模型，使之包含keV量级的无菌中微子。
2012-01-31 astro-ph.CO hep-ph
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
Role of Sterile Neutrino Warm Dark Matter in Rhenium and Tritium Beta Decays
质量在1到几keV范围内的惰性中微子作为粒子物理学标准模型的扩展是重要的，并且是严重的暗物质（DM）候选者。这个DM质量尺度（暖DM）与宇宙学和银河系的观测结果一致。本文研究了keV无菌中微子与轻活性中微子在铼187和氚β衰变中的混合作用。我们确定了β粒子的能谱0 < T_e <（Q_{beta} - m_s），作为可以探测到无菌中微子和测量其质量m_s的区域。这个能量区域与位于端点Q_{beta}附近的适于测量轻活性中微子质量的区域相距至少1 keV。在β衰变中，一个keV的无菌中微子的发射可以在发射的β粒子的光谱中表现为一个小的扭结。有鉴于此，我们进行了仔细的计算的铼和氚β光谱和估计的大小，这种扰动的无量纲比率R的无菌中微子的活性中微子的贡献。我们评论的可能性，目前正在运行的两个实验，MARE和KATRIN，分别集中在铼187和氚β衰变中寻找无菌中微子签名。
2012-09-24 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
keV Sterile Neutrino Dark Matter and Neutrino Model Building
质量在千电子伏左右的无菌中微子可能是暖暗物质的有趣候选者。虽然有几种已知的情况和产生机制可以使这种粒子产生正确的丰度，但几乎没有模型可以真正解释keV级的出现。本文综述了keV无菌中微子暗物质的三种主要质量模型，分别基于分裂跷跷板、L_e-L_μ- L_τ对称性和Froggatt-Nielsen机制。
2012-01-11 astro-ph.CO hep-ph
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 COpernicus COmplexio: Statistical Properties of Warm Dark Matter Haloes
Bulbul等人（2014 a）和Boyarsky等人（2014 a）最近从星系和星系团中心探测到的3.5 keV X射线线被解释为7 keV无菌中微子衰变的发射，这些中微子可能构成（温暖的）暗物质（WDM）。作为哥白尼COmplexio（COCO）计划的一部分，我们调查的暗物质晕形成的高分辨率宇宙学$N$ -体模拟的初始条件类似于宇宙中的预期，其中暗物质由7千电子伏的不育中微子。该模拟及其冷暗物质（CDM）对应物具有$\sim13.4$ bn粒子，每个粒子的质量均为$\sim 10^5\, h^{-1} M_\odot$，提供了有关晕结构和演化的详细信息，直至矮星系质量尺度。COCO-暖区小尺度非线性结构（$M_{200}\, \leq\, 2 \times 10^9\,h^{-1}\,M_\odot$）的形成比COCO-冷区稍晚。在WDM模型中，目前的晕质量函数在质量$\sim 2 \times 10^{9}\,h^{-1}\,M_\odot$处开始下降到低于CDM对应物，并且非常迅速地向更低的质量下降，使得COCO-暖比COCO-冷中质量$M_{200}= 10^{8}\,h^{-1}\,M_\odot$的晕少五倍。在COCO暖星系中，矮星系尺度上的晕浓度相应较小，我们提供了一个简单的函数形式来描述其随红移的演化。在这两种情况下，晕的形状是相似的，但COCO-Warm中最小的…
2015-07-09 astro-ph.CO
Constraining warm dark matter mass with cosmic reionization and gravitational wave
我们用宇宙再电离和CMB光学厚度的观测来约束暖暗物质（WDM）粒子的质量。我们认为，来自恒星质量黑洞（BH）的GW可以为未来的观测提供WDM粒子质量的进一步约束。还导出了星族I/II（PopI/II）和星族III（PopIII）星的恒星形成率（SFR）。如果宇宙的金属丰度超过了$Z_{\rm crit}=10^{-3.5}Z_{\odot}$的临界值，恒星的形成将从Pop III型转变为Pop I/II型。我们的结果表明，SFR是相当依赖于WDM粒子的质量，特别是在高红移。结合最近的\emph{Planck}任务的再电离历史和CMB光学厚度，我们发现，目前的数据需要WDM粒子质量在一个狭窄的范围内的$1 < m_x < 3$ keV。此外，我们认为恒星黑洞产生的随机引力波背景（SGWB）可能会对WDM粒子质量产生进一步的约束，以供未来的观测。对于具有Salpeter（Chabrier）初始质量函数（IMF）的$m_{x}=3$ keV，来自Pop I/II BH的SGWB在$f= 316 {\rm Hz}$处具有$Ω_{\rm GW}\approx2.8\times 10^{-9}~(5.0\times 10^{-9})$的峰值幅度，而在$f<10$ Hz处的GW辐射被严重抑制。对于$m_{\rm x}=1$ keV，SGWB峰值幅度与$m_{\rm x}=1$ keV相同，但在低…
2016-07-13 astro-ph.CO
Feebly Interacting $U(1)_{\rm B-L}$ Gauge Boson Warm Dark Matter and XENON1T Anomaly
最近，XENON1T探测器观测到的电子反冲数据过量引起了人们的广泛关注，这是对标准模型（SM）扩展的一个潜在暗示。质量为$m_{A'}\!\in\!(2\,{\rm keV},\!3\,{\rm keV})$的矢量玻色子的吸收是对过剩的一种可行的解释。在矢量玻色子解释了当今的暗物质（DM）的情况下，由于其可疑的质量状态，矢量玻色子很可能属于一类温暖的暗物质（WDM）。在这种情况下，为过量提供良好的拟合，动力学混合$κ\!\sim\!10^{-15}$要求矢量DM的非热起源。在这封信中，我们考虑的情况下，规范玻色子是什么，但$U(1)_{\rm B-L}$规范玻色子和它的非热起源是由于衰变的相干振荡标量的凝聚诱导自发破缺的$U(1)_{\rm B-L}$。我们讨论了早期宇宙物理学的影响时，温暖的性质的矢量DM作为一个解决方案，$Λ$ CDM模型遇到的小尺度问题和XENON1T异常。
2020-09-06 astro-ph.CO hep-ph
Neutrinos as Hot or Warm Dark Matter
活跃和惰性的亚电子伏特中微子都可以为热暗物质（DM）提供服务。另一方面，keV的不育中微子可能是一个很好的候选人温暖的DM。β衰变（例如，H-3和Ru-106）和EC-衰变（例如，Ho-163）核被认为是最有希望分别捕获这些极低能中微子和反中微子的靶。计算了在不同的味混合方案下，残余电子中微子和反中微子相对于相应的β衰变或EC衰变背景的俘获率。我们强调，这种直接的实验室测量热或温暖的DM可能不是没有希望的长期。
2011-11-28 astro-ph.CO hep-ph
Warm Dark Matter and Cosmic Reionization
在暗物质由keV质量的粒子（如无菌中微子）组成的模型中，小尺度的密度扰动被抑制，延迟了最低质量星系形成的时期，因此将再电离过程转移到更晚的时期。在这项研究中，集中在温暖的暗物质（WDM）的质量接近其目前的下限，即周围的$3$ keV区域，我们从星系光度函数，电离历史和冈恩-彼得森效应的约束。我们表明，即使调整模拟中的恒星形成效率以匹配CDM和WDM模型中观测到的UV星系光度函数，Gunn-Peterson光学深度的完整分布仍保留了WDM模型中延迟再电离的强烈特征。然而，直到现代星系形成模拟中使用的恒星形成和恒星反馈模型得到更好的约束，任何关于暗物质性质的结论都来自于再电离观测值仍然依赖于模型。
2017-08-28 astro-ph.CO
The inner structure of haloes in Cold+Warm dark matter models
我们分析了冷加暖暗物质宇宙学（CWDM）中暗物质晕的性质。我们研究了它们对热粒子的分数和速度色散的依赖性，保持自由流尺度固定。为此，我们考虑三种具有相同自由流的模型：（1）90% CDM和10% WDM的混合物，质量为1 keV;（2）50% CDM和50% WDM的混合物，质量为5 keV;（3）纯WDM，质量为10 keV。“暖”粒子重新调整了费米-狄拉克原始速度谱（就像非共振产生的无菌中微子一样）。我们比较了这些模型之间的晕的性质，并与LCDM具有相同的宇宙学参数。我们证明，虽然这些模型具有相同的自由流长度和物质谱的抑制是相似的尺度探测莱曼-α森林同动波数k<3-5 h/Mpc），所产生的性质与质量低于1 e11 Msun的晕是不同的，由于不同的行为，在较小的尺度上的物质功率谱。特别是，我们发现，虽然星系的数量保持不变，在LCDM的情况下，他们的密度分布变得不那么集中，因此在更好的协议与目前的观测限制。我们的研究结果意味着，这些模型的一个单一的参数（如自由流长度）的描述是不够的，以充分捕捉他们的结构形成过程中的影响。
2012-10-01 astro-ph.CO
Warm dark matter constraints from the JWST
基于JWST数据，通过唯象模型计算高红移恒星质量函数和密度，发现1.5 keV的暖暗物质模型因低质量端和最大恒星质量截断等特征被排除，证明JWST是探测早期暖暗物质的强有力探针。
2024-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of Warm Dark Matter on galaxy properties: constraints from the stellar mass function and the Tully-Fisher relation
在本文中，我们结合高分辨率的N体模拟与星系形成的半解析模型，研究一个可能的暖暗物质（WDM）组件上的星系的可观测性质的影响。我们比较了三个WDM模型的暗物质质量为0.5，0.75和2.0千电子伏，与标准的冷暗物质的情况下。对于描述重子物理学的固定参数集，WDM模型预测低（恒星）质量的星系较少，正如预期的那样，由于小尺度上的功率受到抑制，而在高质量端没有发现实质性差异。然而，当用不同的参数来描述（很大程度上未知的）星系形成过程时，恒星质量函数的这些差异就消失了。我们表明，有可能打破DM属性和重子物理参数化之间的简并相结合的恒星质量函数的观察与塔利-费舍尔关系（恒星质量和旋转速度之间的关系，在大星系半径探测解决HI旋转曲线）。如果WDM模型的候选能量太高（m<0.75 keV），则不能同时再现恒星质量函数和Tully-Fisher关系。我们的结论是，准确测量的星系恒星质量函数和星系和暗物质晕之间的联系下降到非常低的质量端可以给非常严格的限制DM候选人的性质。
2013-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forecasts for warm dark matter from weakly lensed Type Ia supernovae
我们研究了在所有的暗物质都是暖的情况下，从宽视场红外巡天望远镜（WFIRST）观测的预期数据中对热暖暗物质（WDM）粒子的质量进行约束的可能性。为此，我们考虑基于暖暗物质的大尺度结构对超新星Ia视星等的透镜效应。我们使用HALOFIT作为非线性物质的功率谱和PDF的方差。我们进行了Fisher矩阵分析，得到了$m_{\rm WDM}>0.167$ keV的下界。
2019-05-18 astro-ph.CO
Warm Dark Matter constraints from the joint analysis of CMB, Lyman-$α$, and global 21 cm data
本研究联合CMB、类星体吸收光谱和21 cm全球信号，用MCMC方法同时变化所有参数，首次解决简并问题，排除$m_X<2.8$ keV，预测未来数据可约束$m_X>7.7$ keV并探测$m_X\sim7$ keV的WDM粒子。
2023-12-25 astro-ph.CO
Warm dark matter chills out: constraints on the halo mass function and the free-streaming length of dark matter with 8 quadruple-image strong gravitational lenses
暗物质的自由流长度取决于基本的暗物质物理，并决定了亚星系尺度上暗物质晕的丰度和浓度。利用八个四倍像的类星体的像位置和通量比，我们约束了暗物质的自由流长度和次晕质量函数（SHMF）的振幅。我们模拟了主偏转器下晕和沿视线的晕，并考虑了暖暗物质（WDM）自由流对质量函数和质量浓度关系的影响。通过使用一组模拟晕校准SHMF与宿主晕质量和红移的标度，我们推断出SHMF的全球归一化。我们占有限大小的背景源，并边缘化的主要偏转器的质量配置文件。参数化暗物质自由流通过半模质量$m_{\rm{hm}}$，我们约束热遗迹粒子质量$m_{\rm{DM}}$对应于$m_{\rm{hm}}$。在$95 \%$ CI：$m_{\rm{hm}} < 10^{7.8} M_{\odot}$（$m_{\rm{DM}} > 5.2 \ \rm{keV}$）。相对于后验分布的峰值，我们不支持似然比分别为7：1和30：1的$m_{\rm{DM}} = 4.0 \rm{keV}$和$ m_{\rm{DM}} = 3.0 \rm{keV}$。假设冷的暗物质，我们约束的投影质量之间的子结构$10^6 - 10^{9} M_{\odot}$近透镜图像。在$68 \%$ CI处，我们推断出对应于平均投影质量分数$\bar{f}_{\rm{sub}} = 0.035_{-0.017}^{+0.021}$的$2.0 - 6.1 \ti…
2019-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining warm dark matter power spectrum using the cross-correlation of HI 21 cm signal and the Lyman-$α$ forest
我们已经考虑了测量红移HI 21-cm信号和莱曼- $α$森林的交叉暖暗物质（WDM）功率谱的前景，从而限制WDM质量使用即将到来的无线电干涉仪-Ooty宽场阵列（OWFA）和SKA 1-mid的观测，以及类星体的光谱调查。我们已经考虑了一个类星体的调查，平均观测到的类星体数密度为$\bar{\rm n}_{\rm Q} = 48$度$^{-2}$超过14455度$^{2}$的收集区域，平均光谱信噪比= 5。我们使用OWFA进行的分析表明，可以使用$k < 0.4$ Mpc $^{-1}$和${\rm SNR} > 5$在100个不同视场中分别观察200小时，测量多个$k$ -bin中的WDM功率谱，以测量$m_{\rm WDM} = 0.25$ keV。考虑到热暗物质密度参数$Ω_{\rm WDM}$和暗能量密度参数$Ω_{\Lambda0}$联合测量的可能性，我们发现对于基准$m_{\rm WDM} = 0.25$ keV，$Ω_{\rm WDM}$参数的$1-σ$测量的相对误差为$\sim 0.8$.我们进一步发现，有可能在$\sim 7.2-σ$和$\sim 2.7-σ$的置信水平下，在$k$ -范围$0.1 \leq k \leq 3.13$ Mpc $^{-1}$的$m_{\rm WDM} = 0.15$ keV的两个不同的$k$ -仓中测量来自冷暗物质（CDM）功率谱…
2019-07-24 astro-ph.CO
Constraints on warm dark matter from UV luminosity functions of high-z galaxies with Bayesian model comparison
小暗物质（DM）晕托管微弱高红移星系的数密度是敏感的DM自由流属性。然而，限制这些DM属性是复杂的退化与不确定的重子物理恒星形成。在这项工作中，我们使用一个灵活的天体物理模型和贝叶斯推断框架来分析紫外（UV）光度函数（LF）在z=6-8。我们不同的复杂性的星系模型（单与双幂定律的恒星晕质量关系），以及物质的功率谱（冷DM与热遗迹温暖DM），比较他们的贝叶斯证据。采用一个保守的广泛的WDM粒子质量的先验范围内，我们表明，在z=6-8的UV LF只有弱有利于CDM WDM。我们发现，粒子质量的$\lesssim$ 2千电子伏被拒绝在95%的可信水平，在所有的模型，有一个WDM样的功率谱截止。使用詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST），这个界限应该增加到~2.5 keV。
2021-04-09 astro-ph.CO
Warm Dark Matter from Higher-Dimensional Gauge Theories
质量在千电子伏范围内的暖暗物质粒子通过大量的退耦物种与规范理论中的大群表示联系在一起。在本文中，我们解决WDM费米自由度从这样的陈述。将高维粒子物理学理论与宇宙学研究和天体物理观测联系起来，我们的方法是双重的，即，它包括来自高维表示的现实模型和来自对照观测测试的模拟的约束。从超代数在特殊的周期性理论，我们讨论了几个对称性减少，我们认为几个代表，容纳了大量的自由度。我们隔离的模型，自然地容纳标准模型表示和费米子暗物质的协议与大尺度和小尺度的限制。该模型考虑了$D=27+3$中膜的相交，一方面为标准模型提供了自由度，另一方面为暗物质提供了2048个费米子自由度，对应于$\sim$ 2 keV粒子质量。在这种情况下，我们讨论的理论含义和可观察到的预测。
2022-02-17 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Cold or Warm? Constraining Dark Matter with Primeval Galaxies and Cosmic Reionization after Planck
暗物质构成了宇宙中绝大多数的物质，但它的微观本质仍然是一个有趣的谜，对粒子物理学，天体物理学和宇宙学有着深远的影响。在这里，我们揭示了长期存在的问题，无论是暗物质是温暖或寒冷的结合测量星系光度函数的高红移z~10从哈勃太空望远镜与最近的宇宙学数据的再电离历史的宇宙从普朗克任务。我们推导出强大的和严格的边界上的温暖的暗物质粒子的质量，发现目前的数据需要它在2和3千电子伏之间的狭窄范围。此外，我们表明，不超过3千电子伏的质量也同时表明与银河系大小的星系中的卫星的本地数量的天体物理约束，虽然它是在边缘的莱曼α森林的分析紧张。对于质量超过3 keV的暖暗物质和冷暗物质，为了满足普朗克对光学深度的约束，并且不遇到卫星问题，需要调用天体物理过程，抑制质量M_H<几个10^8 M_sun的晕中的星系形成，对应于极限UV星等M_UV~-11。无论如何，我们预测了星系光度函数在M_UV~-12的z~8附近的下降，并强调其详细的形状对粒子物理和小晕中星系形成的天体物理都是非常有用的。这些期望将通过哈勃前沿场和詹姆斯韦伯太空望远镜的出现进行测试，这将使探测星系光度函数的非常微弱的一端达到z~8-10。
2015-08-10 astro-ph.CO
A Fresh Look at keV Sterile Neutrino Dark Matter from Frozen-In Scalars
质量只有几千电子伏的惰性中微子可以作为宇宙学上的暖暗物质。我们研究了早期宇宙中冻结标量衰变产生keV无菌中微子的过程。以前的研究集中在重冻结标量与希格斯质量以上的质量导致一个热的光谱与质量低于8-10千电子伏的无菌中微子。出于最近的暗示在3.55千电子伏的X射线线，我们扩展分析，以轻冻结标量，这使得一个冷却器的光谱。在电弱相变下面，几个新的定性通道开始起作用。最重要的是湮灭成电弱矢量玻色子，特别是W玻色子，以及希格斯粒子在运动学允许的情况下衰变成成对的冻结标量。
2015-01-20 astro-ph.CO hep-ph
Cosmological evolution of warm dark matter fluctuations II: Solution from small to large scales and keV sterile neutrinos
我们用Volterra积分方程解了暖暗物质（WDM）密度涨落的宇宙学演化。在没有中微子的情况下，各向异性应力消失，Volterra方程减少到一个单一的积分方程。我们数值求解这个方程的DM费米子去耦在平衡和DM不育中微子去耦出平衡。给出了零波数下密度涨落和引力势的精确解析解。我们计算的密度对比度作为一个函数的比例因子a的波数k的范围很广。当a固定时，密度衬度随k的增大而增大，< k_c while it decreases for k >其中k k_c为1.6/Mpc。密度对比度取决于k和a，主要是通过乘积k a表现出自相似行为。我们的数值密度对比小k轻轻接近我们的解析解k = 0。当k < 1/（60 kpc）时，密度衬度一般随时间增长，而当k > 1/（60 kpc）时，密度衬度从RD期开始出现振荡，并随着k的增大而变强。我们计算了热费米子和无菌中微子的密度对比度的传递函数：a）Dodelson-Widrow（DW）模型和b）由标量粒子衰变产生的无菌中微子模型。传递函数随k增大，在k = k_c时达到最大值后减小，反映了密度衬度随时间的变化。Volterra方程中的积分核在时间上是非局部的，它们的衰减决定了自解耦以来过去演化的记忆。当DM在平衡时比在平衡之外时下降得更快。尽管中微子和光子在MD时代可以被忽视，但它们通过RD时代的记忆在MD时代做出了贡献。
2012-01-10 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Warm dark matter signatures on the 21cm power spectrum: Intensity mapping forecasts for SKA
我们调查的影响，温暖的暗物质（WDM）的21厘米强度映射在后再电离宇宙在z = 3 - 5。我们对冷暗物质和WDM（热遗迹）质量分别为1，2，3，4 keV的5种不同模型进行了流体动力学模拟，并使用两种不同的方法对中性氢进行了后验分配，这两种方法都再现了中性氢系统柱密度分布函数的观测结果。与天真的预期相反，线性和非线性物质功率谱中存在的功率抑制导致中性氢和21 cm功率谱的功率增加。这是因为在WDM模型中，冷暗物质缺乏小质量的晕：为了在两个宇宙学模型中分配中性氢的总量，必须在最大质量的晕中放置更大的量，这与冷暗物质宇宙学相比更有偏见。我们量化这种影响，并解决望远镜SKA 1-LOW的意义，包括一个现实的噪声建模。结果表明，我们将能够排除一个4 keV的WDM模型与5000小时的观测在z > 3，统计显著性> 3 sigma，而一个较小的质量为3 keV，相当于目前的限制，可以排除在2 sigma以上的置信水平与1000小时的观测在z > 5。
2015-03-03 astro-ph.CO
Cores in warm dark matter haloes: a Catch 22 problem
温暖的暗物质粒子的自由流动抑制了波动谱，使晕的质量函数变小，并为暗物质结构留下了细粒相密度极限。相空间密度极限预计会在晕中心留下一个恒定密度的核心，这与冷暗物质的情况相反。我们探索这些影响，使用高分辨率的模拟结构形成在不同的温暖暗物质的情况。我们发现，我们在模拟晕获得的核心的大小是在很好的协议与理论预期的基础上刘维尔定理。然而，我们的模拟表明，为了在矮星系（M~ 1 e 10 Msun）中产生一个重要的核心（r_c~1 kpc），需要一个质量低至0.1 keV的热候选者。这将完全阻止矮星系的形成。对于满足大尺度结构约束（m_wdm大于1-2 keV）的候选者，对于质量为1 e10（1 e8）Msun的暗物质晕，核心的预期尺寸为10（20）pc的量级。我们的结论是，“标准”温暖的暗物质是不可行的解决方案来解释存在的核心密度分布在低质量星系。
2012-05-10 astro-ph.CO
Constraining Sterile Neutrino Warm Dark Matter with Chandra Observations of the Andromeda Galaxy
我们利用仙女座星系12 '-28'（2.8-6.4 kpc）环形区域的Chandra未分辨X射线发射光谱来约束无菌中微子暖暗物质的辐射衰变。通过切除最重子占主导地位的，中央2.8千秒差距的星系，我们减少了我们的估计的暗物质质量的视野内的不确定性，并提高了信噪比的预期不育中微子衰变签名相对于热气体和未解决的恒星排放。在Dodelson-Widrow模型中，我们的发现对无菌中微子的质量提出了迄今为止最严格的限制，即m_s < 2.2 keV（95%C. L.）。我们的研究结果也限制了在非常小的活跃-无菌中微子混合角的替代无菌中微子生产方案。
2012-01-10 astro-ph.CO hep-ph
Substructure and galaxy formation in the Copernicus Complexio warm dark matter simulations
我们使用Copernicus Complexio（COCO）高分辨率$N$ -体模拟来研究小尺度结构在标准冷暗物质（CDM）模型中的特性差异，以及在一个模型中，该模型的初始密度波动功率谱与热产生的暖暗物质（WDM）粒子或质量为7 keV且具有稀薄生成参数$L_6=8.7$的无菌中微子一致。后者对应于“最冷”的模型，这种无菌中微子质量与最近检测到的3.5千电子伏X射线线的粒子衰变产生的识别兼容。CDM和WDM预测非常不同的数量密度的subhaloes与质量$\leq 10^9\,h^{-1}\,M_\odot$，虽然他们预测类似的，几乎普遍的，归一化的subhalo径向密度分布。在这两个模型中的晕和subhaloes有尖状NFW的配置文件，但WDM subhaloes低于功率谱中的截止尺度（对应于最大圆速度$V_{\mathrm{max}}^{z=0} \leq50~\mathrm{kms}^{-1}$）是不太集中比他们的CDM同行。我们使用GALFORM半解析模型的星系形成的可观察到的属性进行预测。两个模型都预测了银河系卫星的光度函数与观测结果一致，尽管WDM模型预测的非常微弱的卫星较少。然而，这个模型预测在红移$z>7$的紫外亮星系比CDM略多，但两者都与观测结果一致。引力透镜提供了区分模型的最佳前景。
2016-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Warm Dark Matter Particle Mass through Ultra-Deep UV Luminosity Functions at z=2
计算了不同暖暗物质（WDM）粒子质量mX值下星系暗物质晕的质量函数，并将其与目前在红移z~2处由最深紫外光度函数导出的超暗星系丰度进行了比较。这样的观测所达到的星等极限M_UV=-13，使我们能够探测WDM质量函数的尺度接近或小于半质量模质量尺度~10^9 M_sun。这使得一个有效的歧视之间的预测不同的m_X的结果是独立的恒星形成效率通过关联所观察到的紫外光度的星系相应的暗物质质量。考虑到星系晕质量函数中存在的理论不确定性，我们采用保守的方法，导出了热遗迹WDM粒子质量与最暗星系丰度比较的稳健极限mX> 1.8keV，与观测光度函数的Schechter拟合比较的稳健极限mX> 1.5keV。不育中微子的相应下限取决于产生机制的模型;例如，m_sterile > 4 keV适用于Shi-Fuller机制。讨论了观测不确定性对mX上界的影响。作为与HST Frontier Field观测结果比较的基准，我们对不同的mX值和恒星形成效率，给出了MUV =-13的暗星系丰度的预测，有效值可达z~4。
2016-01-08 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The Cosmological Evolution of Self-interacting Dark Matter
研究了具有弹性和速度无关自相互作用的暗物质模型中宇宙学扰动的演化。这种相互作用在物质功率谱中被印上了暗声振荡的印记，可以通过实验探索来确定自散射的强度。具有自相互作用的模型与温暖的暗物质有相似之处，因为当暗物质速度色散相当大时，它们会导致小尺度上的功率抑制。尽管如此，无论是物理起源和抑制的程度不同的自相互作用的暗物质从传统的温暖的暗物质，与黑暗的声音地平线控制减少的功率在前一种情况下，和自由流长度在后者。我们彻底分析这些差异，通过使用新开发的玻尔兹曼代码的线性功率谱的计算。我们发现，虽然目前的莱曼- $α$数据不赞成传统的温暖的暗物质的质量小于5.3千电子伏，当自我相互作用包括在其最大值符合从子弹集群的界限，限制放宽到4.4千电子伏。最后，我们利用我们的分析设置新的界限轻标量单态暗物质。
2021-05-20 astro-ph.CO hep-ph
Warm Dark Matter in B-L Inverse Seesaw
我们表明，一个标准模型规范单重态费米子场，质量的数量级keV或更大，并参与了轻中微子质量产生的反跷跷板机制，可以是一个很好的暖暗物质的候选人。我们的框架是基于标准模型的B-L扩展。这种结构确保了活性中微子与上述暗物质场之间不存在任何混合。这就避开了通常由X射线观测对暖暗物质质量的限制。我们表明，过剩的热产生的温暖的暗物质（但没有达到化学平衡）可以减少到一个可接受的范围内存在的模量场衰减到辐射-虽然只有当再加热温度足够低。我们的暖暗物质候选者也可以直接从再加热过程中模量场的衰变中产生。在这种情况下，获得适当数量的残余丰度，同时保持再加热温度足够高，以符合大爆炸核合成边界，限制了模场衰变为暗物质的分支比。
2015-02-08 astro-ph.CO hep-ph
Constraints on Warm Dark Matter models from high-redshift long gamma-ray bursts
暖暗物质（WDM）模型中的结构在一定尺度下被指数抑制，其特征在于暗物质粒子质量$m_{\rm x}$。由于结构是分层形成的，在高红移处坍缩的天体的存在可以对$m_{\rm x}$设定很强的下限。我们把强大的约束$m_{\rm x}$使用最近的结果从{ \it斯威夫特}数据库的高红移伽马射线暴（GRB）。我们参数化宇宙伽玛暴率和恒星形成率（SFR）之间的比率的红移演化为$\propto (1+z)^α$，从而允许天体物理的不确定性，部分模仿WDM模型中的宇宙学抑制结构。对两个不同的$z>4$ GRB子样本（包括$z>8$的两个爆发）使用最大似然估计，我们将$m_{\rm x} \gtrsim 1.6$限制在95% C. L.时为-1.8 keV，当在$α$中的平坦先验上被边缘化时。我们进一步估计，5年的SVOM类任务将收紧这些限制$m_{\rm x} \gtrsim 2.3 $ keV。我们的结果表明，伽玛暴是一个强有力的探针高红移结构，提供强大的和竞争性的限制$m_{\rm x}$。
2013-04-17 astro-ph.CO
