Spatial Clustering of Dark Matter Halos: Secondary Bias, Neighbor Bias, and the Influence of Massive Neighbors on Halo Properties
我们探讨的现象通常被称为晕组装偏见，即暗物质晕相同的质量被发现或多或少集群时，第二晕属性被认为是，晕在质量范围$3.7 \times 10^{11} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}} - 5.0 \times 10^{13} \; h^{-1} \mathrm{M_{\odot}}$。使用大型套件的暗物质模拟（LasDamas），我们认为九个常用的晕属性，并发现存在聚类偏差，如果晕是由质量或任何其他晕属性分仓。这种二次偏置意味着，没有一个单一的晕属性涵盖所有的空间聚类信息的晕人口。一些晕圈性质的平均值取决于它们与更大质量的邻居的距离。因此，通过具有这些属性之一的高值而选择的晕样本继承了邻居偏差，使得它们更有可能接近质量大得多的邻居。这种邻近偏差主要是由于在按质量分组并按浓度或年龄划分的晕中看到的次级偏差。然而，即使当相邻偏差被去除时，由其他质量类似的属性分箱的晕仍然显示二次偏差。由自旋选择的晕的二次偏置行为不同于其他晕属性，表明自旋偏置的起源不同于其他二次偏置。
2018-01-09 astro-ph.CO
Large-scale assembly bias of dark matter halos
我们提出了精确的测量组装偏置的暗物质晕，即晕偏置的质量以外的其他属性的依赖性，使用弯曲的“分离宇宙”N体模拟，有效地将一个无限波长的物质过密度的背景密度。该方法测量了大尺度极限下的LIMD（局部物质密度）偏差参数$b_n$。我们重点研究了前两个欧拉偏差$b^E_1$和$b^E_2$对晕的四个性质的依赖性：浓度、自旋、质量吸积率和椭圆率。我们定量比较我们的结果与以前的作品中，组装偏差测量相当小的规模。尽管存在这种差异，我们的研究结果与以前的结果吻合得很好。我们还期待在两个晕属性的联合依赖性的偏见，除了质量。最后，使用偏移集峰值模型，我们试图摆脱新的见解如何组装偏差出现在这个分析模型。
2017-04-03 astro-ph.CO
Assembly bias in quadratic bias parameters of dark matter halos from forward modeling
我们使用的前向建模方法，星系聚类的可能性从大尺度结构的有效场理论相结合，以衡量组装偏差，即晕偏差的依赖性的性质以外的总质量，在线性（$b_1$）和二阶偏置参数（$b_2$和$b_{K^2}$）的暗物质晕在$N$体模拟。这是第一次测量潮汐偏差参数$b_{K^2}$中的组装偏差。我们专注于三个标准的晕属性：浓度$c$，自旋$λ$和球形度$s$，我们发现一个组装偏置信号在$b_{K^2}$，这是相反的$b_1$。具体而言，在固定质量下，在$b_1$中得到更多（更少）正偏置的晕，在$b_{K^2}$中得到更少（更多）负偏置。我们还研究了装配偏差对$b_2(b_1)$和$b_{K^2}(b_1)$关系的影响，发现虽然$b_2(b_1)$关系保持大致不变，但装配偏差强烈影响了$b_{K^2}(b_1)$关系。这种影响可能也延伸到星系的对应关系，这促使未来的研究设计更好的先验$b_{K^2}(b_1)$用于宇宙学约束星系聚类数据。
2021-11-08 astro-ph.CO
Velocity bias in the distribution of dark matter halos
晕和暗物质共同演化的标准形式主义预测，任何初始的晕速度偏差都会迅速衰减到零。我们认为，当目的是计算功率谱等统计数据时，必须修改用于偏置示踪剂的动量守恒方程中的耦合。我们的新配方预测的恒定性在时间上的任何统计晕速度偏差存在于初始条件下，与峰值理论。我们通过研究N体模拟中保守晕群的演化来测试这一预测。我们建立了初始模拟晕密度和速度统计显示出明显的峰值模型的功能，因此，偏离简单的局部拉格朗日偏差。我们证明，第一次，他们的速度的时间演化是在紧张的快速衰减预期的标准方法。
2016-01-05 astro-ph.CO
Large-scale bias of dark matter halos
我们建立了一个简单的分析模型，适用于任意密度阈值，$200\leq\deltas\leq 1600$定义的对象的暗物质晕的偏见，并提供准确的预测从低质量到高质量的晕。我们指出，这是可能的，建立简单而有效的模型，没有自由参数的晕偏差，通过使用积分约束，管理的行为，低质量和典型的晕，而罕见的大质量晕的属性是通过显式渐近方法。我们还描述了如何考虑晕运动的影响，他们的偏见，使用他们的线性位移场。对于由非线性密度阈值$200\leq\deltas\leq 1600$定义的晕，我们在红移$0\leq z \leq 2.5$处获得了与数值模拟很好的一致的晕质量函数和大尺度偏差。我们还评估了两种常见近似对晕偏置的影响，i）忽略晕运动，ii）线性化晕两点相关。
2011-02-09 astro-ph.CO
Velocity and mass bias in the distribution of dark matter halos
星系质量分布的非线性、尺度依赖性和潜在的暗物质是影响从星系团中提取宇宙学参数的一个关键系统。使用来自千禧-XXL N体模拟的9500万个晕，我们发现质量偏差仅对$k<0.1 h{\rm Mpc}^{-1}$今天（$z=0$）和$z=0.7$的$k<0.2 h{\rm Mpc}^{-1}$是尺度无关的。我们测试分析晕偏差模型对我们的模拟测量，发现Tinker等人的模型。2005年是准确的，好于5%，在$z=0$。然而，在$z=0.7$中采用椭球体坍塌模型的模拟结果更好地拟合。我们强调，第一次，另一个潜在的严重的系统，由于在晕速度发散功率谱的采样偏差，这将影响观测和任何红移空间失真模型之间的比较，假设暗物质速度统计没有速度偏差。通过测量不同大小晕样品的速度发散功率谱，我们发现有一个显着的偏差，随着数密度的降低而增加。对于数密度为$\bar{n} = 10^{-3} (h/$ Mpc $)^3$的晕圈样本，在$k=0.1h$ Mpc $^{-1}$下，速度发散自功率谱的$z=0$和$z=0.7$下，该偏差约为20%。鉴于红移空间扭曲的重要性，作为探测暗能量和正在进行的重大努力，以推进模型的集群信号在红移空间，我们的研究结果表明，这种速度偏差引入了另一个系统的，旁边的规模依赖晕质量偏差，这是不能忽视的。
2014-07-28 astro-ph.CO
Cosmic voids in coupled dark energy cosmologies: the impact of halo bias
在这项工作中，我们分析了标准和耦合暗能量宇宙学中的宇宙空洞的性质。利用大规模数值模拟，我们研究了暗能量耦合对宇宙空洞的填充因子、尺寸分布和堆积轮廓的影响。我们发现，用于识别空隙的密度场的示踪剂的偏见强烈影响的性质的空隙目录，因此，使用所确定的空隙作为探针，以区分耦合暗能量模型从标准的$Λ$ CDM宇宙学的可能性。事实上，一方面，耦合暗能量模型的特点是与参考标准宇宙学相比，在冷暗物质分布中有过多的大空洞，这是由于它们在低红移下对线性扰动的归一化更高。具体而言，这些模型分别在$z=0, 0.55, 1$处呈现出具有$R_{eff}>20, 15, 12$ Mpc h^{-1}的过量大空隙。另一方面，我们没有发现任何显着的差异，在塌陷的暗物质晕分布中检测到的空的属性。这些结果意味着示踪偏差有显着的影响，使用宇宙空洞目录探测宇宙学的可能性。
2015-06-29 astro-ph.CO
The clustering of dark matter halos: scale-dependent bias on quasi-linear scales
我们使用N体模拟研究了在红移范围$0 - 5$内由$1-4 σ$涨落引起的暗物质晕的空间聚集。发现高红移晕（$z \geq 2$）的晕偏置具有强烈的非线性，并且与大于其维里半径（$0.5-10$ Mpc/h）的准线性尺度有关。然而，在较低的红移，非线性偏置的尺度依赖性较弱，并且在$z \sim 0$的准线性尺度上是百分之几的数量级。我们发现，暗物质晕的标度相关偏置的红移演化可以表示为四个物理参数的函数：晕的峰高、感兴趣标度处的非线性物质关联函数、{ \it rms}线性密度涨落的有效幂律指数和给定红移处的宇宙物质密度.这表明，晕偏向的尺度依赖性并不是暗物质功率谱的普适函数，这是通常假设的。我们提供了一个拟合函数的规模依赖晕偏置作为这四个参数的函数。我们的拟合再现了模拟结果，在红移范围$0\leq z \leq 5$内的精度优于4%。我们还扩展了我们的模型表示的非线性偏差作为一个函数的线性物质关联函数。重要的是，将我们的结果纳入任何红移的暗物质晕的聚类模型，包括那些在再电离之前承载早期恒星和星系的星系。
2016-07-18 astro-ph.CO
Quantifying and controlling biases in dark matter halo concentration estimates
我们使用自助法来估计N体暗物质晕的浓度估计作为粒子数的函数的偏差。我们发现，算法的基础上的最大径向速度和径向粒子分箱往往高估浓度的15%-20%的晕采样200个粒子和7% - 10%的晕采样500个粒子。为了控制这种偏差在低粒子数，我们提出了一种新的算法，估计晕浓度的基础上的综合质量档案。该方法使用完整的粒子信息，没有任何装箱，使其可靠的情况下，低数值分辨率成为其他方法的限制。对于200-500个粒子的晕圈采样，该方法将偏差降低到小于3%。速度和密度方法必须使用至少4000个粒子的光晕，以保持偏差降低到相同的低水平。我们还表明，一旦考虑到不同浓度测量的偏差，质量浓度关系可能比预期的要浅。这些结果表明，自举和基于积分质量剖面的浓度估计是探测暗物质晕内部结构的有效工具。
2016-09-26 astro-ph.CO
Assembly Bias of Dwarf-sized Dark Matter Haloes
以前的研究表明，组装偏置效应较强的低质量的暗物质晕。在这里，我们利用高分辨率的重新模拟丰富的集群及其周围的凤凰计划和大容量的宇宙学模拟，千禧年-II运行，量化组装偏差对矮星大小的暗物质晕的影响。我们发现，在大质量星系团周围区域，矮星系晕（$[10^9,10^{11}]\ms$）比场星系形成得早（红移为$Δz \sim 2$），并且具有更大的$V_{\rm max}$（$\sim20%$）。我们发现，这种环境的依赖性主要是由潮汐之间的相互作用的喷射晕和他们以前的主机，而其他大规模的影响是不太重要的。最后我们用一个复杂的半解析星系形成模型评估了组装偏差对矮星系形成的影响。我们发现，大质量星系团附近的矮星系往往是红色（$Δ(u-r) = 0.5$），并有三倍的恒星质量相比，具有相同的晕质量的场星系。这些特征应该用观测数据来观察。
2013-08-20 astro-ph.CO
The Large Scale Bias of Dark Matter Halos: Numerical Calibration and Model Tests
我们测量的暗物质晕在一个大的无碰撞宇宙学模拟的扁平LCDM宇宙学的集群。使用球形过密度算法来识别晕，该算法找到密度场中孤立峰周围的质量，使得平均密度是Delta乘以背景。我们校准拟合函数的大规模的偏见，适应任何值的德尔塔，我们检查。我们发现我们的最佳拟合偏差关系的分散度约为6%。我们的拟合函数耦合到Tinker等的晕质量函数。（2008），使得所有暗物质的偏差被归一化为1。我们证明了大质量稀有晕的偏差高于Sheth，Mo，& Tormen（2001）修正的椭球坍缩模型的预测值，并接近球形坍缩模型对最稀有晕的预测值。基于以0.2的连接长度识别的朋友的朋友晕的晕偏置结果系统地低于具有典型Delta=200的超密度的晕约10%。在对比我们以前的结果的质量函数，我们发现，普遍偏置函数的发展非常弱的红移，如果在所有。我们使用我们的数值结果，无论是质量函数和偏差的关系，测试晕偏差的峰值背景分裂模型。我们发现，峰值背景分裂实现了合理的协议与数值结果，但~20%的残留物仍然存在，无论是在高质量和低质量。
2010-04-16 astro-ph.CO
The bias from hydrodynamic simulations: mapping baryon physics onto dark matter fields
本文研究了从最先进的流体动力学模拟中获得的关于暗物质场所覆盖的宇宙网络的重子物理组装偏置关系的层次结构。使用偏置分配方法（BAM），我们发现，非本地偏置起着核心作用。我们根据曲率张量的不变量对宇宙网进行分类，曲率张量不仅由引力势定义，而且特别是由过密度定义，因为小尺度聚类在这种情况下变得很重要。首先，气体密度偏差关系可以直接映射到暗物质密度场，以高精度利用它们之间的强相关性。在第二步中，基于暗物质和气体密度场绘制中性氢。最后，根据前面的量绘制温度。这使我们能够在相同的模拟体积内统计重建重子性质，在两点统计中找到10 - 10精度，在三点统计中找到兼容的结果，一般在1- $σ$内，相对于参考模拟（计算时间少5到6个数量级）。这为建立最佳设置铺平了道路，用于构建探测星系间介质的模拟，以便在即将进行的大型任务（如DESI，Euclid，J-PAS和WEAVE）的统计分析中生成这些关键成分。
2021-07-19 astro-ph.CO
Line of Sight Bias in Dark Matter Inferences from Galaxy Cluster Mergers
该研究指出星系团并合暗物质推断中存在视线偏差，即观测到的柱密度低于暗物质粒子实际经历的，导致现有散射截面约束偏高约25%。
2025-08-21 astro-ph.CO
Precision measurement of the local bias of dark matter halos
我们提出了精确的测量线性，二次和立方局部偏置的暗物质晕，使用弯曲的“分离宇宙”N体模拟，有效地将无限波长的超密度。这可以被看作是峰值-背景分裂参数的精确实现。我们将计算结果与从晕物质功率谱和双谱测量的线性和二次偏差进行了比较，发现两者吻合较好。另一方面，应用于Sheth & Tormen（1999）和Tinker等人（2008）晕圈质量函数的标准峰-背景分裂仅在10%的水平上与测量的线性偏差参数相匹配。从偏移集峰值方法的预测性能要好得多，这可以归因于在偏移集峰值预测中采用的随机移动障碍。我们还提供了方便的非线性偏置参数$b_2(b_1)$和$b_3(b_1)$的拟合公式，它可以很好地工作在红移范围内。
2016-04-14 astro-ph.CO
Halo bias in mixed dark matter cosmologies
冷暗物质晕的大尺度分布通常被认为是物质大尺度分布的轨迹。在具有多种物质涨落的宇宙中，例如大质量中微子，晕场与物质涨落之间的关系可能更加复杂。我们开发了一种方法，用于计算的偏差因子相关的波动在晕数密度的质量密度的波动中的存在下的多个波动的组件的能量密度。在大质量中微子的存在下，我们发现一个小的，但明显的特点，在晕偏置附近的中微子自由流标度。中微子的特征是一个小的阶跃，其振幅随着晕质量和中微子质量密度的增加而增加。尺度依赖的晕偏置减少了对小尺度晕功率谱的抑制，因此应该减弱星系自功率谱和关联函数对中微子质量的约束。另一方面，偏置的特征本身就是一个可以独立研究的大质量中微子的新特征。
2014-10-31 astro-ph.CO
Biases on cosmological parameters by general relativity effects
如果忽略视界尺度上星系功率谱的广义相对论修正，可能会导致宇宙学参数测量值的偏差。在本文中，我们研究了广义相对论效应对非标准宇宙学的影响，如与时间相关的暗能量状态方程的情况下，与暗能量和暗物质流体之间的耦合或与非高斯性。然后，我们探讨广义相对论修正是否会影响未来的约束宇宙学参数的情况下，一个恒定的暗能量状态方程和非高斯性。我们发现，功率谱的相对论修正预计不会影响宇宙学参数的预见误差，也不会引起大的偏差。
2011-12-08 astro-ph.CO
The Secondary Spin Bias of Dark Matter Haloes
我们研究角动量在暗物质晕成簇中的作用。我们利用两个高分辨率的N体模拟跨越四个数量级的晕质量，从$10^{9.8}$到$10^{14}\ h^{-1}\ \text{M}_\odot$的数据。我们探讨的假设，即在大气环境中的质量吸积改变了晕的角动量，从而驱动的自旋参数$λ$和集群的强度之间的相关性。然而，我们并没有发现证据表明，在大尺度上的物质分布与晕的旋转。我们发现，晕的自旋与它的年龄，浓度，球度，和质量吸积率。去除这些相关性强烈影响在低晕质量的二次自旋偏置的强度。我们还发现，高自旋晕更有可能在另一个质量相当的晕附近被发现。这些晕，发现附近的一个可比的质量邻居-一个\textit{twin} -强烈的空间偏见。我们证明，这\textit{twin bias}，随着自旋和质量吸积率之间的关系，统计帐户晕自旋二次偏置。
2018-12-05 astro-ph.CO
A robust measurement of the first higher-derivative bias of dark matter halos
我们提出了一种新的模拟技术，其中任何选定的模式$\mathbf{k}$的密度对比场可以被放大的幅度$Δ$。这些双折射模式模拟使我们能够研究晕密度场对长波长模式而不是DC模式的响应。从这个意义上说，它们是分离宇宙模拟对有限波长模式的概括。特别是，我们使用这些模拟来获得强大的测量的第一高导数偏置的暗物质晕$b_{\nabla^2 δ}$。我们发现在所有考虑的质量下都有一个负偏差，大致遵循$-R_L^2(M)$关系，即晕的拉格朗日半径的平方，正如天真地预期的那样。我们将我们的结果与从1-loop halo-matter功率谱拟合中获得的结果，以及Abidi和Baldauf（2018）的最新结果以及峰值理论的预测进行了比较。
2019-12-06 astro-ph.CO
Mass functions and bias of dark matter halos
我们重新研究的质量函数和暗物质晕的偏见。针对稀有质量晕的极限，指出对于晕质量函数的大质量尾，可以得到精确的解析结果。这是最容易从最陡下降的方法，成为渐近精确的罕见事件。我们也重新审视了传统的大规模晕的偏差，与原始密度场中的过密区域。我们检查，理论上的大质量截止同意在数值模拟中测得的质量函数。对于由非线性阈值$δ=200$定义的光晕，这对应于使用线性阈值$δ_L\simeq 1.59$而不是传统值$\simeq 1.686$。我们还提供了一个拟合公式，匹配模拟在所有的质量尺度，并遵守确切的大质量的尾巴。其次，我们注意到拉格朗日-欧拉映射（即与晕运动相关的修正），改进了质量晕偏差的标准解析公式。我们检查，我们的预测，其中不包含自由参数，同意相当好的数值模拟。特别是，它恢复了陡峭的依赖规模的偏见，观察到在较高的红移，出版的拟合公式没有捕捉。这种行为主要是由非线性偏置引起的。
2010-01-19 astro-ph.CO
The Bias and Mass Function of Dark Matter Halos in Non-Markovian Extension of the Excursion Set Theory
基于球形或椭球形引力坍缩的漂移集理论为计算暗物质晕的质量函数和大尺度偏差提供了一个简洁的分析框架。该理论假设扰动密度场随光滑尺度随机演化，并在密度势垒存在时表现出马尔可夫随机游动。在这里，我们推导出一个新的理论模型，结合非马尔可夫扩展的漂移集理论与随机障碍的晕偏差的解析表达式。这个模型允许我们处理非马尔可夫随机游动和计算微扰这些标准马尔可夫预测的晕质量函数和晕偏差。我们的模型只包含两个参数：kappa，它参数化非马尔可夫性的程度，其确切值取决于用于平滑密度场的滤波函数的形状，以及a，它参数化障碍的随机性程度。在我们的新模型中，适当选择kappa和a可以导致与最新N体模拟中的晕质量函数和晕偏置比标准偏移集理论更接近。
2010-10-25 astro-ph.CO
The spatial and velocity bias of linear density peaks and proto-haloes in the Lambda cold dark matter cosmology
我们使用高分辨率的N体模拟来研究LCDM宇宙学中冷暗物质晕的拉格朗日偏差。我们的分析集中在“原晕”，我们确定在模拟初始条件下的粒子的子集属于个人红移零晕。然后计算了原晕的数密度场和速度散度场，并估算了它们的自谱密度。我们还测量了与线性物质分布相对应的交叉谱密度。我们用我们的结果来测试拉格朗日偏差模型提出的Desjacques和Sheth这是基于一个特定的高度的局部密度最大值的晕形成的假设。我们的比较验证了预测的函数形式的密度和速度场的偏差的尺度依赖性。我们还表明，偏差系数准确预测的速度发散。相反，密度偏置参数的理论值作为晕质量的函数与数值计算结果并不精确匹配。这可能是由于模型中将维力化晕与给定高度的密度峰值联系起来的简单假设。我们还检测到明显的随机性的拉格朗日密度偏差，即使在非常大的尺度。这些不包括在模型中的领先顺序，但对应于更高阶的校正。
2012-02-15 astro-ph.CO
Flavor structure, Higgs boson mass and dark matter in supersymmetric model with vector-like generations
本文研究了一个超对称模型，在这个模型中，Higgs质量、μ子反常磁矩和暗物质都可以用额外的类矢量产生多重态来解释。为了解释，需要非平凡的风味结构和单态场。本文利用Froggatt-Nielsen机制研究了香味结构，并在低能下找到了再现Cabbibo-Kobayashi-Maskawa矩阵和费米子质量的真实香味结构。此外，我们发现单重态场的费米子分量成为暗物质的一个很好的候选者。在我们的模型中，味物理和暗物质通过重整化群流用中等大小的耦合来解释，并且暗物质的存在支持在低能尺度下仅存在三代。我们分析了可以同时解释当前热遗迹暗物质丰度、希格斯玻色子质量和μ子$g-2$的参数区域。
2017-07-07 astro-ph.CO hep-ph
Can Effects of Dark Matter be Explained by the Turbulent Flow of Spacetime?
在过去的四十年里，对暗物质的研究一直是天体物理学的主要焦点之一，尽管还没有任何直接证据证明它的存在（Porter et al. 2011）。暗物质存在的间接证据主要来源于恒星在其宿主星系中的旋转速度，在那里，恒星的轨道速度与它们到星系中心的距离无关，而不是具有~r^1/2的径向依赖性，这导致了暗物质的存在（Porter et al. 2011; Peebles 1993）。我们提出了另一种解释星系内观察到的恒星运动，结合标准的处理流体状时空的可能性，通过宇宙的“大规模流动”的质量。时空的微分"流"可以产生能够提供超过牛顿力学预测的"感知"旋转速度的涡旋。虽然我们的理论更详细的分析即将到来，我们发现一个粗略的“数量级”计算可以解释这一现象。我们还发现，这可以用来解释在"子弹团"等球状星团周围观测到的引力透镜现象。
2012-08-30 astro-ph.CO gr-qc
The bias of dark matter tracers: assessing the accuracy of mapping techniques
我们提出了一个近似的方法之间的比较的基础上的晕偏置映射技术的模拟目录的建设。为此，我们使用作为参考的高分辨率$N$体模拟3840 $^3$暗物质粒子上的400 $h^{-1}\rm{Mpc}$立方体盒从Multidark套件。特别是，我们探讨参数与非参数的偏见映射方法，并比较他们在再现晕分布的两个和三个点的统计下降到$\sim 10^8\,{\rm M}_{\odot}\,h^{-1}$晕群众。我们的研究结果表明，参数方法仍然是不准确的，即使包括复杂的确定性和随机成分。相反，非参数模型在$k=1\,h\,{\rm Mpc}^{-1}$以外的功率谱和与重子声学振荡分析有关的典型组态的双谱中与参考$N$体计算没有区别。我们的结论是，从$N$ -身体模拟中提取完整的偏差信息的方法，在非参数的方式准备分析新一代的大尺度结构调查。
2019-10-29 astro-ph.CO
Robustness to systematics for future dark energy probes
我们扩展了通常用于量化未来暗能量探测器的统计性能的优值形式主义，以评估未来任务对合理系统偏差的鲁棒性。我们引入了一个新的鲁棒性图的优点，它可以计算在Fisher矩阵形式主义的任意系统偏差的可观测量。我们认为，系统学的鲁棒性是一个重要的新数量，优化未来的调查时，应考虑。我们说明我们的形式主义与玩具的例子，并将其应用到未来的Ia型超新星（SNIa）和重子声振荡（BAO）的调查。对于我们考虑的简化系统偏差，我们发现SNIa是比BAO更稳健的暗能量参数探测器。我们将其追溯到暗能量参数空间中系统偏置方向与统计简并方向的几何关系。
2011-03-08 astro-ph.CO
The Impact of Theoretical Uncertainties in the Halo Mass Function and Halo Bias on Precision Cosmology
我们研究了暗物质晕质量函数和暗物质晕偏差的理论不确定性对即将来临的星系团调查中暗能量约束的影响。我们发现，光学集群调查一样的暗能量调查，所需的准确度上的预测晕质量函数，使其成为一个微不足道的误差源暗能量参数是~ 1%。对预测的晕偏差的类似要求不那么严格（~ 5%），特别是如果可观测质量分布可以通过其他方法很好地约束。这些要求取决于勘测区域，但对勘测深度相对不敏感。最严格的要求可能来自于对相当大一部分天空的调查，目的是观察相对较低质量的星团，Mth ~ 10^13.7 Msun/h;对于这样的调查，质量函数和晕偏差必须分别预测到~ 0.5%和~ 1%的精度。这些精度代表了对校准更精确的晕质量和偏置函数的实际需要的限制。我们发现，改善预测的质量函数在低红移和低质量制度是最有效的方式来改善暗能量的约束。
2010-04-01 astro-ph.CO
ISW-Galaxy Cross Correlation:A probe of Dark Energy clustering and distribution of Dark Matter tracers
利用积分萨克斯-沃尔夫信号（ISW）与星系分布的互相关性来研究星系的暗能量性质是一种很有前途的方法。在这里，我们研究的暗能量集群的ISW星系的互相关的影响，并证明了这样一个事实，即星系的分布和潜在的暗物质之间的偏差参数引入了简并和并发症。我们认为，由于星系的主晕形成时间与观测时间不同，我们必须考虑晕偏置参数的演化。它将被证明，任何偏离$Λ$ CDM模型将改变演变的偏见以及。因此，我们认为晕偏强烈地依赖于交叉相关所选取的星系子样本，而ISW效应和星系分布的联合核对观测信号有着显著的影响。在这项工作中，比较专门之间的集群暗能量模型使用两个样本的星系。第一个是斯隆数字巡天的星系子样本，选择了r波段星等$18 < r < 21$和质量为$M \sim10^{12}M_{\odot}$的暗物质晕宿主和$z_{f}\sim 2.5$的形成红移。第二个是亮红星系的子样本，其暗物质晕宿主质量为$M \sim 10^{13}M_{\odot}$，形成红移为$z_{f}\sim 2.0$。利用演化的偏差，我们改进了$Λ$ CDM的$χ^2$，它调和了ISW星系信号的$\sim$ 1 $σ$-2 $σ$张力与$Λ$ CDM预测。[删节]
2016-09-03 astro-ph.CO
Cosmic Shear Bias and Calibration in Cosmic Shear Studies
随着大规模弱透镜测量的出现，有必要了解现实的，尺度依赖的系统学如何使宇宙剪切和暗能量测量产生偏差，以及如何消除它们。在这里，我们描述了如何在现实的图像失真的振幅和方向的空间变化卷积与测得的剪切场，混合偶宇称收敛和奇宇称模式，并偏置剪切功率谱。这些偏差中的许多可以通过校准外部数据、调查本身或通过模拟建模来消除。校准中的不确定性必须被边缘化，我们计算这是如何传播到参数估计，降低暗能量品质因数。我们发现，类噪声偏置影响暗能量测量的最大，而在偏置功率尖峰的影响最小，反映了它们与宇宙学参数的影响的相关性。我们认为，为了消除系统性偏差在宇宙剪切调查，并保持统计功率的努力，应投入到提高精度的偏差校准，而不是最小化的偏差的大小。一般来说，这似乎是消除偏差的较弱条件。我们还研究了如何最大限度地减少校准集的大小，以固定减少的品质因数。这些结果可用于模拟偏差和校准对宇宙剪切测量的影响，评估它们对修正重力和暗能量模型测量的影响，并优化测量和校准要求。
2016-05-30 astro-ph.CO
Properties and Origin of Galaxy Velocity Bias in the Illustris Simulation
我们使用来自Illustris套件的流体动力学星系形成模拟来研究星系速度偏差的起源和性质，即，星系和晕内暗物质速度分布的差异。我们发现，星系的速度偏差是一个减少的函数的比率星系恒星质量的主机晕质量。一般来说，中心星系相对于暗物质晕或晕核并不是静止的，其速度色散大于暗物质的0.04倍。中心星系的速度偏差主要是由中心星系和卫星星系之间的密切相互作用引起的。对于卫星星系，速度偏差与它们被吸积到主晕上后的动力学和潮汐演化历史有关。这取决于吸积后的时间和它们与晕中心的距离，大质量的卫星通常比暗物质移动得更慢。研究结果与小尺度红移空间星系成团数据的模拟结果基本一致，有助于改进红移空间星系成团模型。
2017-05-05 astro-ph.CO
Could the 21-cm absorption be explained by the dark matter suggested by $^8$Be transitions?
EDGES最近观察到比预期更强的21 cm吸收，$^8$ Be跃迁的另一个异常可能是新相互作用的特征。这两个问题可能彼此相关，例如，赝标量$A$介导的费米毫荷电暗物质（DM），而21 cm吸收可以通过MeV毫荷电DM与氢之间的光子介导的散射引起。本文将对此进行探讨。对于质量在$2 m_A < 2 m_χ < 3 m_A$范围内的费米毫荷电DM $\barχ χ$，在DM冻结期间，p波湮灭$\barχ χ\to A A$将占主导地位。s波湮灭$\barχ χ$ $\to A, γ$ $\to e^+ e^-$受CMB和21 cm吸收的约束。毫荷电DM可以逃避直接检测实验的限制。带有不可见衰变$π^0 \to \barχ χ$的$K^+ \to π^+ π^0$过程可以用来寻找毫荷电DM，未来的高强度$K^+$源，如NA 62，将完成这项工作。
2018-11-23 astro-ph.CO hep-ph
Measuring Linear and Non-linear Galaxy Bias Using Counts-in-Cells in the Dark Energy Survey Science Verification Data
在星系红移巡天中，非线性偏置测量需要对潜在的系统效应进行高度控制。我们的目标是证明使用细胞计数（CiC）的可行性，星系分布的统计措施，作为一个有竞争力的方法来确定线性和高阶星系的偏见和评估聚类系统。我们通过比较星系密度分布的前四阶矩与暗物质分布的前四阶矩来测量星系偏差。我们使用MICE模拟的数据来评估这种方法的性能，随后对来自暗能量调查（DES）的公共科学验证（SV）数据进行测量。我们发现，与CiC获得的线性偏差是一致的测量进行的偏差使用星系星系集群，星系星系透镜，CMB透镜，剪切+集群测量。此外，我们使用扩展$δ_{g} = \sum_{k=0}^{3} (b_{k}/k!) δ^{k}$计算投影（2D）非线性偏差，在$3σ$水平上找到$b_2$的非零值。我们还检查了一个非局部偏差模型，并表明线性偏差测量是强大的添加新的参数。我们将我们的二维结果与三维预测进行了比较，并发现在大尺度区域（$>30$ Mpc $h^{-1}$）中的兼容性。
2018-10-16 astro-ph.CO
Growth factor and galaxy bias from future redshift surveys: a study on parametrizations
在不久的将来，许多实验将通过对物质扰动线性增长的影响来测试暗能量。在本文中，我们讨论了未来的大规模红移调查可以把三个不同的参数化的线性增长因子的约束，以及这些约束将如何帮助排除不同类别的暗能量和修改后的重力模型。我们表明，尺度无关的偏差可以估计到百分之几的红移切片结合红移失真与功率谱幅度，而不需要一个外部估计。我们发现对于每个$Δz=0.2$红移切片，增长率可以被限制在2-4%之内，而状态方程$w$和指数$γ$可以同时估计到0.02之内。我们还发现，暗能量和暗物质之间的常数无量纲耦合可以被限制为小于0.14。
2011-01-12 astro-ph.CO
Mass function and bias of dark matter halos for non-Gaussian initial conditions
我们重新推导的质量函数和非高斯初始条件下的暗物质晕的偏见。我们使用最速下降法指出，精确的结果，可以得到高质量的晕质量函数和两点相关的大质量晕的尾巴。专注于本地类型的原始非高斯性，我们检查，这些结果与数值模拟。晕质量函数的高质量截断形式与Press-Schechter形式相同，但具有依赖于晕定义的线性阈值$δ_L$。我们表明，一个简单的公式，它服从这个高质量的渐近，并使用高斯初始条件下获得的拟合，匹配数值模拟，同时保持归一化为统一的质量函数。其次，通过在Kaiser（1984）的精神下推导实空间晕两点关联并进行傅里叶变换，我们获得了与模拟很好的一致性，用于校正由于原始非高斯性引起的晕偏差。因此，如果使用正确的线性阈值$δ_L$并注意晕轮位移，则晕轮质量函数和偏置都不需要自组织参数$q$。非线性实空间表达式可用于检查“线性化”偏差是否为有效近似。此外，它清楚地显示了如何在$\sim 100 h^{-1}$ Mpc的重子声学振荡放大的大质量晕的偏见和修改的原始非高斯性。在较小的尺度上，对实空间偏差的校正大致按$\fNL \, b_M(\fNL=0) \, x^2$缩放。低$k$行为的晕偏差并不意味着发散的实空间相关性，因此不需要引入依赖于调查规模的反项。
2011-02-09 astro-ph.CO
Scale-Dependent Bias of Galaxies from Baryonic Acoustic Oscillations
重子声振荡（BAO）调制宇宙大区域中重子与暗物质的密度比。我们表明，星系的质光比的相关变化应该产生一个振荡的，尺度依赖的星系相对于潜在的暗物质分布的偏差。对这种效应的测量将校准星系特征质光比对大尺度环境中重子质量分数的依赖性。然而，这种偏差不太可能显著影响BAO峰位置的测量。
2010-09-07 astro-ph.CO
Separate Universe Consistency Relation and Calibration of Halo Bias
线性晕偏是暗物质晕数密度对暗物质密度长波长波动的响应。利用不同宇宙模拟之间的丰度匹配，将后者吸收到背景的变化中，我们测试了单点函数，晕质量函数和两点函数，长波长极限中晕物质互相关性变化之间的一致性关系。我们发现，在$1-2\%$水平上，两者之间的平均光环偏差在$1 \lesssim \bar b_1 \lesssim 4$之间具有极好的一致性，并且在$4-5\%$水平上与$\bar b_1 \approx 8$之间没有统计学显著性偏差。假设普遍的质量函数在10%或更高的水平上是显著不同的和不准确的，则推断出晕轮偏差。分离论域技术为$Λ$ CDM模型中甚至高偏差的稀有晕提供了一种有效校准线性晕偏差的方法。对相容性关系的观测破坏将表明新的物理学，例如~在暗物质，暗能量或原始非高斯区。
2016-02-08 astro-ph.CO
Constraining Neutrinos and Dark Energy with Galaxy Clustering in the Dark Energy Survey
利用暗能量巡天（DES）和宇宙微波背景（CMB）普朗克巡天的综合数据，确定了中微子绝对质量标度和暗能量状态方程的预测误差。我们使用星系的角聚类DES在7个红移壳层$z\sim 1.7$，包括不同的红移壳层之间的交叉相关。我们研究了具有无质量和大质量中微子以及三种不同的暗能量模型：$Λ$ CDM（$w=-1$）、wCDM（常数$w$）和waCDM（演化状态方程参数$w(a)=w_0 + w_{a}(1-a)$）。我们包括使用一个常数和一个红移不断变化的偏置模型建模星系偏置的不确定性的影响。对于$Λ$ CDM模型，我们得到了DES+Planck中微子质量之和的上限为$Σm_ν< 0.08$ eV（95\%C. L.）对于$Σm_ν= 0.047$ eV的基准质量，1 $σ$误差为0.02 eV，假设完全了解星系偏差。对于wCDM模型，极限为$Σm_ν< 0.10 $ eV。对于一个wCDM模型，星系的偏见与红移的发展，中微子质量的总和的上限增加到0.19 eV。DES将能够将中微子质量的上限限制在0.1-0.2 eV之间，因此可以强烈地限制中微子的反向质量等级。在wCDM模型中，常数$w$的1个$σ$误差是DES星系团和普朗克的$Δw= 0.03$。允许$Σm_ν$作为自由参数会使$w$上的错误增加2倍，而$Δw=0.06$。在waCDM模型中，其中暗能量状态方程随时间变化，误差为$Δ…
2014-11-26 astro-ph.CO
Path Integral Marginalization for Cosmology: Scale Dependent Galaxy Bias & Intrinsic Alignments
我们提出了一个路径积分似然形式主义，扩展参数化似然分析，包括连续函数。该方法在高斯分布函数空间的假设下，找到函数空间中的极大似然点，并对所有可能的函数进行边缘化。我们应用我们的方法来消除未知的系统功能的问题，在两个热点问题的暗能量研究：尺度依赖的星系偏置在红移调查和星系内在的宇宙剪切调查的路线。我们发现，尺度依赖的星系偏差将降低宇宙学参数的信息，除非偏差函数的分数方差是已知的10%。测量和去除宇宙剪切测量中的固有排列，可以将暗能量品质因数减少20%，但是，如果已知尺度和红移依赖性优于10%，高斯先验，暗能量品质因数可以增强两倍，没有额外的假设。
2010-05-12 astro-ph.CO
The DESI DR1/DR2 evidence for dynamical dark energy is biased by low-redshift supernovae
本文通过分析 DESY5 超新星星等—距离关系截距，发现 DESI DR1/DR2 对动力学暗能量的 $3\sim4σ$ 偏好主要受低红移超新星系统误差影响，校正后显著性降至 $2σ$ 以下。
2025-07-17 astro-ph.CO
Dark Matter Universal Properties in Galaxies
在过去的几年里，大量的观测揭示了星系中暗物质和亮物质分布的结构特性，这是理解暗物质和星系形成过程的基准。对上千个螺旋运动学的研究证明了暗-亮物质的耦合和一系列标度定律的存在，这是由宇宙旋转曲线范式描绘的，这是一个有趣的观测场景，不容易用现有的星系形成理论来解释。
2010-08-24 astro-ph.CO
Effects of Baryon Dissipation on the Dark Matter Virial Scaling Relation
利用自洽宇宙学模拟方法研究了重子耗散对星系团和星系团中总质量与速度色散之间的暗物质维里标度关系以及星系团和星系团的速度偏差的影响。我们发现重子耗散使暗物质在维里半径内的速度色散增加了5% -10%。这种效应主要是由星系团内部区域的密度和引力势的变化驱动的，在气体冷却和恒星形成效率更高的低质量系统中，这种效应更大。我们还表明，星系的速度偏差取决于如何选择星系。根据恒星质量选择的星系没有速度偏差，而根据总质量选择的星系显示出~ 10%的正偏差，这与以前基于无碰撞暗物质模拟的结果一致。我们进一步发现，观测估计的星系速度色散是无偏的暗物质的速度色散，提供星系选择使用他们的恒星质量和他们的速度色散计算与20多个最大质量的星系。另一方面，用较少的星系来估计速度色散，可能会导致对动力学质量的显著低估。本文的结果应该是有用的解释高红移群体和集群以及来自即将到来的光学集群调查的宇宙学约束。
2009-11-16 astro-ph.CO
Ellipticity of Brightest Cluster Galaxies as tracer of halo orientation and weak-lensing mass bias
对星系团质量的弱透镜测量通常基于球对称密度分布的假设。然而，冷暗物质模型预测暗物质晕的形状是三轴的。晕三轴性，以及主轴相对于视线的方向，预计是弱透镜质量测量中固有散射的主要原因。星系团中央星系（Brilliant Cluster Galeries; BCGs）的形状被认为是遵循暗物质晕的形状。在这里，我们调查使用BCG椭圆率作为预测的弱透镜质量偏差在个别集群相比，平均值。使用弱透镜质量$M^{\rm WL}_{500}$从称重巨人项目，和$M_{500}$来自气体质量作为低散射质量代理，我们发现，平均而言，与平均值相比，具有最圆/最椭圆25%的BCGs的集群的透镜质量偏高/低$\sim 20$ %，定性预测的冷暗物质模型。对于利用弱透镜质量估计的星系团宇宙学项目，BCG的形状可以提供有用的信息，对弱透镜质量估计中的取向偏差以及星系团选择偏差的影响。
2019-10-17 astro-ph.CO
Some assembly required: assembly bias in massive dark matter halos
我们研究团簇大小的晕组装偏差。以前的工作几乎没有发现证据之间的相关性大规模的偏见和晕质量组装的历史模拟集群大小的晕，相反，显着的相关性之间的偏差和浓度晕这种质量。这种行为上的差异是令人惊讶的，因为浓度和组装历史都与坍塌形成晕的线性密度峰的相同性质密切相关。使用公开的模拟，我们表明，显着的装配偏差确实是发现在最大规模的晕与$M\sim 10^{15}M_\odot$，使用基本上任何定义的晕年龄。对于较低的晕质量$M\sim 10^{14}M_\odot$，未发现偏倚与常用的年龄指标$a_{0.5}$（半质量时间）之间存在相关性。我们表明，这仅仅是一个意外，并存在显着的组装偏见的其他定义的晕年龄，包括那些基于时间时，晕祖细胞获得的最终质量的某些分数$f$在$z=0$。对于具有$M_{\rm vir}\sim 10^{14}M_\odot$的晕，装配偏差的意义在$f=0.5$改变符号。我们探讨了这种行为的起源，并认为它的出现，因为标准定义的晕质量晕发现者不对应的崩溃，维里化的质量，出现在用于预测大规模集群的球形崩溃模型。由于偏差强烈依赖于晕圈质量，因此质量定义中的这些错误可能伪装成甚至掩盖实际存在的组件偏差。使用回溅的更多物理驱动的光晕定义应该没有标准光晕查找器的这个特定缺陷。
2018-04-11 astro-ph.CO
The WiggleZ Dark Energy Survey: constraining galaxy bias and cosmic growth with 3-point correlation functions
高阶统计量是测量星系团的有用和补充工具，包含关于宇宙中大尺度结构的非高斯演化和形态的信息。在这项工作中，我们提出了测量的三点关联函数（3 PCF）的187,000个星系的WiggleZ光谱星系调查。我们探讨了WiggleZ 3 PCF的规模和形状的依赖性在三个不同的时代z=0.35，0.55和0.68，最高的红移，这些测量已经取得了日期。利用N体模拟来预测暗物质的成团，我们约束WiggleZ星系相对于暗物质的线性和非线性偏置参数，并对它们进行边缘化，得到对sigma_8（z）的约束，即在8 Mpc/h尺度上的扰动方差及其随红移的演化。这些σ_8（z）的测量结果具有10-20%的精度，与LCDM和谐宇宙学的预测一致，并以新的方式测试了这个模型。
2013-03-26 astro-ph.CO
The case of 1.5 eV neutrino hot dark matter
星系团Abell 1689的透镜数据可用质量为1-2 eV的等温费米子模型来解释。最好的候选者是1.5 eV的中微子;它的质量将在KATRIN 2015中搜索到0.2 eV。如果它的右手（无菌）模式也被创造出来，那么就有20%的中微子热暗物质。它们在星系团上的凝聚解释了在没有第三类恒星的情况下星系团间气体的再电离。重子结构的形成是由重力流体力学单独实现的，没有暗物质触发。
2010-03-01 astro-ph.CO
The large-scale clustering of massive dark matter haloes
初始高斯密度场峰值的统计特性可以用来解释大质量暗物质晕的丰度和聚集。我讨论了最近的一些理论结果有关的集群和红移的演变。从峰值模型的预测是定性一致的高质量晕，这也显示了一些证据的依赖于晕质量M在固定的峰高的线性偏差的测量。峰值的方法还预测了一个独特的规模依赖性的偏见晕在整个重子声学功能，测量将提供强有力的支持，其有效性。对于在z=0.3处塌陷的2-sigma密度峰值，这种残余的尺度依赖性偏差处于5- 10%的水平，因此应该在结构形成的非常大的模拟范围内。
2010-05-06 astro-ph.CO
A question of separation: disentangling tracer bias and gravitational nonlinearity with counts-in-cells statistics
从基于大偏差理论的暗物质胞内密度统计模型出发，建立了球内示踪剂密度的偏差模型。它采用基于二次偏置模型的平均偏置关系，将实空间和红移空间中的质量加权暗晕与暗物质的对数密度联系起来。参数化的偏差模型的有效性建立使用参数化独立提取的偏差函数。这个平均偏差模型，然后与暗物质PDF相结合，忽略周围的任何散射：它仍然产生了一个很好的模型的质量示踪剂，是参数化的基础暗物质方差和三个偏置参数的细胞密度统计。该程序进行了验证，在国家的最先进的地平线运行4模拟显示测得的暗物质方差和偏置参数非常一致的一个和两个点的统计的subhalo密度的测量。最后，它表明，这种形式主义允许联合估计的非线性暗物质方差和偏差参数，仅使用统计的subhaloes。在验证了以10 Mpc/h的尺度采样的流体动力学模拟中的星系计数与subhaloes非常相似之后，这项工作为理论预测适用于即将到来的星系调查（如Euclid或WFIRST）的细胞密度统计提供了重要步骤。
2017-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Taming astrophysical bias in direct dark matter searches
我们探索系统的偏见，在未来的直接检测实验中的暗物质的识别和比较重建的暗物质属性时，假设一个自洽的暗物质分布函数和标准麦克斯韦速度分布。我们发现，系统偏差的暗物质的质量和截面的测定所产生的错误的假设，其分布函数的顺序为~1σ。如果对银河系质量模型做出错误的假设，就会产生更大的系统偏差。然而，在这两种情况下，偏差大大减轻边缘化的银河系模型参数。我们还表明，速度分布可以重建在一个无偏的方式为典型的暗物质参数。我们的研究结果突出了使用标准麦克斯韦速度分布的暗物质质量和横截面确定的鲁棒性，以及以统计一致的方式考虑天体物理不确定性的重要性。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ex
The bias of weighted dark matter halos from peak theory
本文给出了高斯随机场场中峰值的加权关联函数的解析形式。在宇宙学背景下，这种方法严格描述了形成偏差，是这里的主要结果。然而，我们显示其有效性和适用性的演化宇宙学密度场和晕场，使用高斯随机场实现和暗物质N体数值模拟。使用这一结果从峰值理论，我们计算的峰值（和暗物质晕）的偏差，并表明它再现结果从模拟在${\mathcal O}(10\%)$水平。我们的偏差的分析公式预测了一个规模依赖的偏差有两个特点：一个宽带的形状，但是，这是最受影响的加权方案和进化偏差的选择，和一个更强大的，狭窄的功能定位在BAO规模，在模拟中证实的效果。这种尺度依赖性的偏置平滑了BAO特征，但方便的是，并没有移动它。我们设想，我们的分析解决方案将用于星系调查，利用星系聚类。
2014-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can baryon asymmetry be explained by a large initial value before inflation?
本文证明暴胀前的大初值无法解释重子不对称性，因其必然产生已被CMB观测排除的重子等曲率扰动，并指出类似论证适用于部分暗物质模型。
2023-07-06 astro-ph.CO hep-ph
N-point correlations of dark matter tracers : Renormalization with univariate biasing and its O(f_{NL}) terms with bivariate biasing
本文推广了最近在（http：//arxiv.org/abs/1212.0868v2）中提出的星系偏置模型的结果。在那篇论文中，作者概述了一个非常精确的数学框架来处理星系偏置理论。在这项工作中，我们扩展了组合技术，重新规范化示踪剂n点函数在其模型的单变量偏置。进一步证明了Barclay势的4点及更高点累积量不存在O（f_{NL}）项.然后，我们使用这个观察，以提取所有的O（f_{NL}）项的n点相关的示踪剂在他们的模型的二元偏置。
2015-12-04 astro-ph.CO gr-qc physics.data-an
Size Evolution of Early-Type Galaxies and Massive Compact Objects as the Dark Matter
早型星系从z ~ 2到0的剧烈尺度演化对星系形成理论提出了新的挑战，这可能无法用标准图像来解释。结果表明，如果非重子冷暗物质是由质量尺度为~10^5 M_sun的致密天体组成，则可以解释其尺寸演化。这种形式的暗物质与目前可用的观测结果相一致，或者仅受到目前可用观测结果的微弱约束。致密暗天体的动能通过动力学摩擦传递给恒星，有效半径附近的恒星被推向更大的半径，导致纯粹的尺寸演化。这种情况有几个很好的性质来解释观测结果，包括尺寸演化的普遍性和更高密度星系的更快消失。
2009-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phenomenology in supersymmetric neutrinophilic Higgs model with sneutrino dark matter
研究了具有大中微子Yukawa耦合的超对称亲中微子Higgs模型，其中中微子是Dirac粒子，最轻的右手中微子是作为暗物质候选者的最轻的超对称粒子.通过精确确定μ子衰变宽度和大汤川耦合的暗辐射约束，亲中性希格斯玻色子玻色子需要相当重。从大型强子对撞机的限制，亲中微子希格斯诺质量需要大于几百GeV或接近RH超中微子LSP质量。后一种情况是有趣的，因为μ子异常磁偶极矩可以解释一个相对较大的最轻的中微子质量，如果RH sneutrino混合进行适当的微调，以避免严格的轻子味违反约束。利用μ子反常磁偶极矩，在有利区用非对称RH超中微子暗物质解释了暗物质。在其他区域，RH微中微子可能是一种常见的WIMP暗物质。
2014-09-17 astro-ph.CO hep-ph
The distribution of dark galaxies and spin bias
根据ALFALAFA和LITTLE THINGS巡天中发现的大量（几乎）暗星系，我们重新审视了Jimenez等人1997年基于快速旋转气体盘的Toomre稳定性的预测。我们已经更新了$Λ$ CDM的预测与普朗克18给出的参数，计算暗天体的预期数密度，以及它们的自旋参数和质量分布。与数据进行比较更具挑战性，但在更可靠地确定自旋的情况下，自旋接近根据Toomre标准稳定的盘的阈值，其中预期的数密度最高，并加强了基于其母晕自旋的发光星系形成存在偏差的概念。
2020-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does the gamma-ray signal from the central Milky Way indicate Sommerfeld enhancement of dark matter annihilation?
最近，Daylan等人（2014）指出，来自银河系中央的GeV伽马射线过剩信号可以解释为$\sim 40$ GeV暗物质通过$b\bar{b}$通道的湮灭。基于伽马射线通量的形态，暗物质密度剖面的最佳拟合内斜率是$γ=1.26$。然而，最近对银河系暗物质轮廓的分析支持$γ=0.6-0.8$。在这篇文章中，我们表明，GeV的伽马射线过剩也可以解释的索末菲增强的暗物质湮灭通过$b\bar{b}$通道与$γ=0.85-1.05$。我们约束的索末菲增强湮灭的参数，通过使用费米LAT的数据。我们还表明，从矮星系发射的伽马射线通量的预测一般满足费米-LAT探测到的伽马射线通量的上限。
2016-07-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
