The impact of baryonic potentials on the gravothermal evolution of self-interacting dark matter haloes
本文通过扩展半解析流体模型并结合N体模拟，研究了中心重子势对自相互作用暗物质晕引力热演化的影响，发现重子势会改变晕的中心密度、核尺寸和速度弥散并加速演化，且经适当重标度后不同基准案例的演化呈现准普适性，为利用星系观测检验SIDM预测提供了框架。
2023-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Interacting Kilonovae: Long-lasting Electromagnetic Counterparts to Binary Mergers in the Accretion Disks of Active Galactic Nuclei
本文研究了发生在活动星系核吸积盘的中子星-中子星（NS-NS）或中子星-黑洞（NS-BH）合并喷出物的动力学和电磁（EM）特征。我们发现，喷出物和盘气体之间的相互作用导致的动力学和辐射的重要影响。我们展示了喷出物动力学的五个阶段：重力减速，滑行，Sedov-Taylor减速，从磁盘表面突破后的重新加速，动量守恒雪犁阶段。同时，喷出物的辐射非常明亮，其典型的峰值亮度达到$10^{43}-10^{44}~\rm erg~s^{-1}$的几倍。由于大部分的辐射能量是从合并喷出物的动能转换而来的，我们称这种爆炸现象为相互作用千诺瓦（IKN）。应该强调的是，IKNe是非常有前途的，明亮的EM对应的NS NS/BH NS合并事件在活动星系核盘。明亮的峰值亮度和长的上升时间（即，紫外波段10到20天，光学波段30到50天，红外波段100到100天），使得大多数巡天望远镜有足够的时间来探测IKN。然而，IKN的峰值亮度，峰值时间和光变曲线的演化模式与星系核中的超亮超新星和潮汐破裂事件相似，因此很难区分它们。但它也表明IKNe可能存在于记录的活动星系核瞬变中。
2022-11-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Mismeasure of Mergers: Revised Limits on Self-interacting Dark Matter in Merging Galaxy Clusters
在最近一篇有影响力的论文中，Harvey等人（2015）通过对合并星系团样本中的暗物质-星系偏移进行平均，推导出暗物质自相互作用截面的上限（$σ_{\rm DM} < 0.47$ cm $^2$ /g，置信度为95\%）。使用更全面的数据，在相同的集群，我们确定了几个实质性的错误，在他们的偏移测量。根据Harvey等人在简单固体散射模型中将偏移量与截面相关联的规定，校正这些误差将$σ_{\rm DM}$的上限放宽到$\lesssim 2$ cm $^2$ /g。此外，样本中的许多聚类违反了这一规定背后的假设，因此即使是修改后的上限也应该谨慎使用。虽然这个特定的样本不严格约束自相互作用的暗物质模型时，这种方式进行分析，我们将讨论如何合并合奏可能会更有效地在未来使用。我们的结论是，使用单波段成像来识别质量和光峰的固有误差不一定在这种大小的样本中平均，特别是当少数子结构构成合奏中的大部分重量时。
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
How do galaxies get their baryons?
理解星系如何在宇宙时间内获得重子，它们的恒星和气体，传统上是通过两种不同的方式来实现的-理论上和观测上。一般来说，观测星系形成的方法包括测量星系的基本性质，如光度、恒星质量、旋转速度、恒星形成速率以及这些特征如何随时间演变。从理论上讲，基于宇宙学的模型整理了驱动星系组装的物理效应-星系合并，气体吸积，恒星形成和反馈等，以形成与星系观测值相匹配的预测。另一种方法是以观测的方式直接检查驱动星系组装的过程，包括反馈的影响。这是理解星系如何从气体吸积和合并中形成的一种新的“第三种方式”，直接探测这些效应，而不是依赖于旨在重现观测结果的模拟。这种理解星系形成的经验方法，包括重子的获得历史，显示了一些显着的差异与最新的星系形成模型，除了直接展示的机制，星系形成的大部分重子质量。
2011-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers Matter: Gravothermal Collapse in Dwarf Halos with Self-Interacting Dark Matter
University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Washington（华盛顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Northeastern University（东北大学）
通过模拟六个矮星晕，发现合并事件注入轨道动能改变热输运，导致具有宁静合并历史的星晕发生核心坍缩，而持续合并的星晕则不会坍缩，并可能产生暗物质缺失星系。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Modeling the dynamics of tidally-interacting binary neutron stars up to merger
合并中子星双星发射的引力波信号的数据分析需要这些系统的动力学和波形的精确解析表示的可用性。本文提出了一个描述中子星双星从螺旋上升到合并的广义相对论动力学的有效单体模型。我们的EOB模型采用了增强的吸引力潮汐势的动机最近的分析进展后牛顿和引力的相对论性潮汐相互作用的自我力量的描述。在后期强场动力学中，没有引入描述潮汐相互作用的拟合参数。我们比较了模型能量学和引力波定相与新的高分辨率多轨道数值相对论模拟的等质量配置与不同的状态方程。我们发现协议内的不确定性的数值数据的所有配置。我们的模型是第一个半解析模型，捕捉潮汐放大效应接近合并。因此，它提供了最准确的分析表示的二元中子星动力学和波形目前可用。
2015-05-13 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Interacting Galaxies in the A901/902 Supercluster with STAGES
本文研究了z~0.165的Abell 901/902超星系团的星系合并及其环境影响。我们使用来自STAGES调查的HST ACS F606 W数据，COMBO-17，Spitzer 24 um和XMM-牛顿X射线数据。我们的分析利用视觉分类系统和定量CAS参数来识别显示最近或正在进行的质量比>1/10的合并的证据的系统。我们的结果是：（1）在视觉分类和最小化来自假投影对的污染之后，我们发现合并分数f_merge为0.023+/-0.007。可能的主要合并、可能的次要合并和模糊情况的估计分数分别为0.01+/-0.004，0.006 +/-0.003和0.007+/-0.003。(2)合并发生在半径R < 0.25 Mpc的星系团核心之外：核心中没有合并可能是由于核心中的星系速度色散很大。合并填充了核心和郊区之间的区域（0.25 Mpc < R <= 2 Mpc）。在这一地区，合并的估计频率是类似的，在典型的组overdensities。这意味着星系团的不断增长是通过星系团和场星系的吸积实现的。(3)我们将我们观察到的合并分数与其他集群和组中报道的合并分数进行比较，z为0.4。星系团中L<= L* 星系的合并分数的现有数据点允许一系列的演化情景。(4)位于蓝色云上的合并比例为80%+/-18%，而非相互作用星系的合并比例为34%+/-7%，这意味着相互作用星系更倾向于蓝色。(5)基于…
2009-10-30 astro-ph.CO
The diverse density profiles of galaxy clusters with self-interacting dark matter plus baryons
我们首次模拟了具有自相互作用暗物质和重子物理的星系团（M_200 > 10 ^14 Msun）。它们在暗物质和恒星密度剖面上表现出比无碰撞暗物质（CDM）模拟中的对应物更大的多样性，CDM是由暗物质自相互作用和重子物理之间复杂的相互作用产生的。尽管在形成历史的变化，我们表明，分析牛仔裤模型预测的SIDM密度分布非常好，和不同的性质的晕可以理解的不同的最终重子分布。
2018-02-22 astro-ph.CO
Detecting Baryon Acoustic Oscillations with third generation gravitational wave observatories
我们探讨了利用第三代（3G）引力波（GW）探测器（如宇宙探测器和爱因斯坦望远镜）仅从中子星合并的引力波观测中探测重子声学振荡（BAO）的可能性。这些测量将为宇宙学提供一个新的独立探测器。用当前一代的GW探测器（仅从GW观测）检测BAO峰值是不可能的，因为i）与星系不同，GW合并的局部性很差，ii）没有足够的合并事件来探测BAO长度尺度。利用3G GW探测器网络，有可能观测到每年发生的$\sim \mathcal{O}(1000)$中子星合并，这些双星合并的位置在天空中的一平方度范围内，其红移值为$z \leq 0.3$。我们表明，3G天文台将能够精确测量大规模两点关联函数中的BAO特征; BAO的影响可以在不同的红移下独立检测，其中$\sim$ 23、17或3的对数证据比分别有利于BAO峰在红移0.2、0.25或0.3处的模型，使用对应于厚度为$150 h^{-1}$ Mpc的壳的红移仓。
2022-06-08 astro-ph.CO gr-qc
TNGC-SIDM I: Evolution of massive cluster mergers under the self-interacting dark matter paradigm
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Yonsei University（延世大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Universität Heidelberg（海德堡大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天文物理研究所博洛尼亚空间科学与天文观测台）；INFN-Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼亚分部）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Philipps Universität Marburg（马尔堡菲利普斯大学）
本文通过对TNG-Cluster中两个不同质量的星系团并合系统开展CDM与SIDM模拟，分析暗物质自相互作用对晕结构、观测特征的影响，为利用星系团并合检验暗物质自相互作用性质提供了关键参考。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Filamentary Baryons and Where to Find Them: A forecast of synchrotron radiation from merger and accretion shocks in the local Cosmic Web
我们产生概率预测的低红移（$z < 0.2$）同步宇宙网的一半北天。特别是，我们预测的贡献，在$ν_\mathrm{obs} = 150\ \mathrm{MHz}$从合并冲击集群和吸积冲击的细丝，这两个产生在大尺度结构形成的特定强度函数。我们假设了一个原始的磁场发生的情况下，但我们的方法是一般性的，足以允许探索替代磁场发生的情况下，甚至替代辐射机制和光谱窗口。在未来，通过比较不同的预测，人们可以从同步加速器宇宙网探测中推断出最合理的物理模型。我们的方法结合了贝叶斯大尺度结构重建，快照的MHD宇宙学模拟，高斯随机场，和射线追踪的方法。研究结果有助于选择深部观测目标，并可用于实际探测实验。我们重点预测的武仙座星系团，后发座星系团，阿贝尔2199，阿贝尔2255，洛克曼洞和大熊座超星系团。在度尺度分辨率下，中值比强度达到$m_{I_ν} \sim 10^{-1}\ ξ_e\ \mathrm{Jy\ deg^{-2}}$，其中$ξ_e$是电子加速效率。
2022-03-10 astro-ph.CO
The merger fraction of active and inactive galaxies in the local Universe through an improved non-parametric classification
我们调查合并和星系中心超大质量黑洞（SMBHs）活动增强之间的可能联系，通过比较当地样本的合并比例（0.003 =< z < 0.03）的活动星系-从全天空雨燕BAT中选出的59个活动星系核（AGN）宿主星系（爆发警报望远镜）巡天-使用一个适当的控制样本（从Hyperleda目录中提取的247个源），其具有与BAT样本相同的红移分布。我们根据浓度（C）、不对称性（A）、聚集度（S）、基尼系数（G）和二阶光动量（M20）等非参数结构指标检测了两个样品中的相互作用系统。特别是，我们提出了一个新的形态标准，所有这些指标的组合的基础上，提高了相互作用系统的识别。我们还提出了一个新的软件- PyCASSo（Python CAS软件）-用于结构指数的自动计算。在对方法的完整性和可靠性进行修正后，我们发现活跃星系群中相互作用星系的比例为20（+7/-5）%，超过了对照样本的合并比例4（+1.7/-1.2）%。选择质量匹配的对照样本导致了相同的结果，尽管统计显著性略低。我们的发现支持了合并引发超大质量黑洞核活动的假设。
2013-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Automatic quantitative morphological analysis of interacting galaxies
数字巡天拍摄到的大量星系加强了对分析星系形态的计算方法的需求。虽然大多数星系的形态可以与哈勃序列的一个阶段相关联，但星系合并的形态要复杂得多，这是由于两个或多个具有不同形态的星系的组合以及它们之间的相互作用。在这里，我们提出了一种基于无监督机器学习的计算方法，可以定量分析星系合并的形态，并通过它们的形态关联星系。该方法首先为每个星系合并生成多个合成星系模型，然后为每个星系模型提取大量的数字图像内容描述符。这些数字使用Fisher判别分数进行加权，然后使用加权最近邻分析的变体推导星系合并之间的相似性，从而使用Fisher分数作为权重。星系合并之间的相似性是可视化的，使用mergenies提供一个图形，反映了不同的星系合并之间的形态相似性，从而定量配置文件的星系合并的形态。
2013-09-16 astro-ph.CO astro-ph.IM
Tidal Dwarf Galaxies and missing baryons
潮汐矮星系是在大质量螺旋星系的相互作用、碰撞或合并过程中形成的。它们在质量、大小上类似于“正常”的矮星系，并成为围绕其巨大祖先运行的矮卫星。然而，它们保留了一些来自其起源的特征，使它们成为宇宙学研究的有趣目标。特别是，它们应该没有来自球状晕的暗物质。平坦的旋转曲线和高的动力学质量可能表明存在一个看不见的分量，并限制了“失踪重子”的性质，已知存在但无法直接观察到。宇宙中矮星系的数量是另一个宇宙学问题，如果潮汐矮星系经常在高红移时形成，当合并率很高时，它们中的许多幸存下来直到今天，这可能会受到显着影响。
2009-07-22 astro-ph.CO
Primordial Black Hole Merger Rate in Self-Interacting Dark Matter Halo Models
研究了自相互作用暗物质（SIDM）晕模型中原初黑洞（PBH）的合并速率。为了探索SIDM晕模型的密度分布的数值描述，我们使用先前进行的模拟的结果与$σ/m=10~{\rm cm^{2}g^{-1}}$的SIDM晕模型。我们还提出了一个浓度-质量-时间的关系，可以解释晕密度分布的演变与SIDM模型。此外，我们还研究了可能随机分布在暗物质晕介质中的PBH的相遇条件。在这些假设下，我们计算合并率的PBH在每个晕考虑SIDM晕模型和比较的结果与冷暗物质（CDM）晕模型。为了做到这一点，我们采用的定义后的时间晕男性化作为晕质量的函数。我们指出，SIDM晕模型$f_{\rm PBH}>0.32$可以产生足够的PBH合并的方式，这些超过了一个由CDM晕模型。通过考虑球坍缩晕质量函数，我们得到了类似的结果的累积合并率的PBH。此外，我们还计算了PBH总合并率的红移演化。为了确定对PBH丰度的约束，我们研究了PBH的合并率，它们的分数和质量，并将其与高级LIGO（aLIGO）-高级处女座（aVirgo）探测器在第三次观测运行期间估计的黑洞合并率进行比较。结果表明，在SIDM晕模型的背景下，合并率的$10~M_{\odot}-10~M_{\odot}$事件可以潜在地落在aLIGO-aVirgo窗口。我们还估计了PBH的分数和它们的质量之间的关系，这与我们的研究结果是一致的。
2022-07-25 astro-ph.CO gr-qc
The Effect of Mass Ratio on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
大多数星系合并预计是小合并。小合并的观测特征还没有得到很好的理解，因此存在的小合并率的限制。本文旨在解决这个差距，在我们的理解，确定是否以及何时未成年人合并表现出干扰形态，以及它们如何不同于形态的主要合并。我们模拟了一系列不等质量中等气体分数盘星系合并。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别星系合并通过投影分离和定量形态（基尼系数G，不对称A，和最亮的20%的光M20的二阶矩）的时间尺度取决于合并质量比，相对取向和轨道参数。我们发现G-M 20对9：1重子质量比合并和1：1重子质量比合并一样敏感，可观测时间尺度约为0.2-0.4 Gyr。相比之下，不对称发现的合并重子质量比在4：1和1：1之间（假设局部盘星系气体分数）。中等气体分数主盘合并的不对称时间尺度为~ 0.2-0.4 Gyr，中等气体分数次盘合并的不对称时间尺度小于0.06 Gyr。相对方向和轨道对形态扰动的时间尺度影响不大。对近星系对的观测研究通常通过选择具有相似光度和/或恒星质量的配对星系来选择主要的合并。因此，发现星系合并的各种方法（G-M20，A，密偶）对不同质量比的星系合并敏感。通过比较由不同技术选择的合并频率，人们可以对大星系和小星系的合并率进行经验限制。
2009-12-08 astro-ph.CO
The interplay of Self-Interacting Dark Matter and baryons in shaping the halo evolution
我们利用高分辨率的流体动力学模拟来测试冷暗物质（CDM）和具有恒定截面$σ^\text{T}/m_χ=1\;\text{cm}^{2}\text{g}^{-1}$的自相互作用暗物质（SIDM）中晕性质的差异。我们发现，暗物质自相互作用和重子物理之间的相互作用导致了晕性质的复杂演化，这取决于晕质量和形态类型，以及晕质量吸积历史。虽然高质量的晕，选择早期型星系的类似物，显示核心的配置文件中的SIDM运行，系统的中间质量和一个显着的磁盘组件可以开发一个配置文件是类似的或cuspier比CDM。SIDM晕的最终性质-在z=0.2时测量-与晕浓度和形成时间相关，这表明不同系统之间的差异是由于我们观察到的影响自相互作用。我们还寻找自相互作用的暗物质在主晕的透镜信号和爱因斯坦半径分布中的电势差的暗示，这表明未来的宽场调查可能能够在此基础上区分CDM和SIDM模型。最后，我们发现，在所采用的SIDM模型中，相对于CDM，次晕丰度没有改变。
2019-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A model of interacting dark fluids tested with supernovae and Baryon Acoustic Oscillations data
我们比较超新星和重子声学振荡的数据相互作用的暗物质和暗能量的宇宙学模型的预测。这个理论模型可以从Einstein-Cartan引力的有效场论导出，有两个标度指数$δ_G$和$δ_Λ$，与暗物质和暗能量之间的相互作用有关。我们对数据进行$χ^2$拟合，以将其与标准$Λ$ CDM模型进行比较和对比。然后，我们探索的参数范围内的模型，它给出了一个更好的$χ^2$比标准的宇宙学模型。所有这些结果导致严格的约束模型的标度指数。我们的结论是，这类模型，提供了一个体面的替代$Λ$ CDM模型。
2019-02-01 astro-ph.CO
Comparing the Detectability of the Baryon Acoustic Oscillation through Gravitational-Wave Autocorrelation and Cross-Correlation with Galaxies
Cotton University（科顿大学）；KAGRA Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（宇宙线研究所KAGRA天文台，东京大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天体物理学与天文学大学间中心）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理与数学研究所（WPI））
本研究比较了利用双黑洞并合引力波事件的自相关与和星系互相关探测重子声学振荡尺度的能力，发现互相关方法在信噪比和精度上均优于自相关。
2026-09-21 astro-ph.CO
Probing the effects of primordial black holes on 21-cm EDGES signal along with interacting dark energy and dark matter - baryon scattering
21厘米射电信号已成为研究宇宙黑暗时代（复合到再电离）的重要探针。在目前的分析中，我们探讨了原始黑洞（PBH），冷却的重子物质由于暗物质（DM）-重子碰撞和暗物质-暗能量（DE）流体的相互作用对21厘米的亮度温度的综合影响。亮温的变化对DM质量（$m_χ$）和暗物质-重子散射截面（$σ_0$）有显著的依赖性。对于不同的可能PBH质量和不同的相互作用暗能量（IDE）模型，得到了$m_χ$ - $σ_0$参数空间的界。这些界限估计的基础上观察到的过剩（$-500^{+200}_{-500}$ mK）的21厘米亮度温度的边缘实验。最后，对不同的暗物质质量值和不同的IDE模型耦合参数的PBH质量的界限也得到了。IDE模型的约束条件的兼容性，在估计的界限也解决了。
2021-11-01 astro-ph.CO
Heating Galaxy Clusters with Interacting Dark Matter
本研究提出利用星系团内介质重子与暗物质子组分的散射加热冷核星系团，结合观测约束与能量需求确定了可解决冷却流问题的稳定参数空间。
2024-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Echoes of Self-Interacting Dark Matter from Binary Black Hole Mergers
Chungbuk National University（忠北国立大学）；University of Notre Dame（圣母大学）
研究双黑洞合并中自相互作用暗物质的引力波失相问题，利用N体模拟分析，发现激光干涉空间天线可在特定场景观测到该失相，有助于区分不同暗物质环境下的双黑洞旋进。
2026-07-24 astro-ph.CO hep-ph
Probing Self-Interacting Dark Matter via Gravitational-Wave Background from Eccentric Supermassive Black Hole Mergers
本研究利用偏心超大质量黑洞双星并合产生的随机引力波背景，结合改进的动力学摩擦与轨道演化模型，证明脉冲星计时阵列可约束自相互作用暗物质截面。
2025-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Simulated Galaxy Interactions as Probes of Merger Spectral Energy Distributions
我们提出了第一个系统的比较观测和模拟相互作用星系的紫外-毫米光谱能量分布（SED）。我们的样本来自斯皮策相互作用星系巡天，并探测了一系列星系相互作用参数。我们使用了Herschel，Spitzer，GALEX和2 MASS观测到的14个系统中的31个星系。我们创建了一套GADGET-3流体动力学模拟孤立和相互作用的星系与恒星质量相媲美，在我们的样本相互作用的星系。模拟系统的光度计算，然后与观察到的系统进行比较的日出辐射转移代码。对于大多数观察到的系统，一个或多个模拟的SED匹配得相当好。最好的匹配恢复的红外光度和恒星形成率的观测系统，更大的系统优先匹配SED从模拟更大的星系。在我们的样本中的最形态扭曲的系统是最好的匹配模拟SED接近合并，而不太进化的系统匹配以及与SED在广泛的相互作用阶段，这表明SED单独是不够的，以确定相互作用阶段，除了在最活跃的阶段，在强相互作用的系统。这一结果是支持我们的发现，模拟系统计算的SED变化不大的相互作用序列。
2014-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observable tests of self-interacting dark matter in galaxy clusters: cosmological simulations with SIDM and baryons
我们将介绍BAHAMAS-SIDM，这是第一个大体积（400/h Mpc）^[3]的宇宙学模拟，包括自相互作用暗物质（SIDM）和重子物理。这些模拟很重要，主要有两个原因：1）它们包括了重子对暗物质分布的影响; 2）重子粒子可以用来制作模拟观测值，可以直接与观测值进行比较。众所周知，小岛屿发展中国家的晕圈在其中心的密度系统地低于清洁发展机制的晕圈，而且更圆。在这里，我们发现，这些变化并没有反映在气体或恒星的分布在星系团，或在他们的X射线光度。然而，引力透镜观测数据可以区分DM模型，我们提出了一个测试菜单，未来的调查可以用来测量SIDM相互作用强度。我们对模拟的星系团进行射线追踪，以产生强透镜图。包括重子增强了在SIDM模拟中不产生临界曲线的集群的透镜强度。将我们模拟的星系团的爱因斯坦半径与CLASH巡天中观测到的半径进行比较，我们发现，在1000 km/s左右的速度下，sigma/m > 1 cm^2/g的SIDM截面可能与观测到的星系团透镜不相容。
2020-06-01 astro-ph.CO
AMI SZ observation of galaxy-cluster merger CIZA J2242+5301: perpendicular flows of gas and dark matter
利用对CIZA J2242+5301的AMI观测，并与文献中的弱引力透镜和X射线辐射观测进行比较，研究了非重子暗物质（NBDM）和气体在合并过程中的行为.对Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号的分析表明存在垂直于X射线伸长的高压气体和弱透镜形态，这在文献中给出合并轴约束，意味着高压气体在芯通过期间被推出到线性结构中。文献中的模拟与推断的合并情景密切匹配，显示形成了垂直于合并轴的气体密度和温度结构。这些SZ观测结果对于修正的引力理论是具有挑战性的，在修正的引力理论中，NBDM不是星系团引力的主要贡献者。
2017-06-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Seeding Supermassive Black Holes with Self-Interacting Dark Matter: A Unified Scenario with Baryons
提出自相互作用暗物质晕在重子加速下经引力热坍缩形成种子黑洞的统一图像，解释了高红移超大质量黑洞的起源与当今星系暗物质分布。
2025-04-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
A semi-analytic study of self-interacting dark-matter haloes with baryons
本文将等温Jeans模型和绝热晕收缩模型结合成一个简单的半解析方法，计算了具有星系引力影响的自相互作用暗物质（SIDM）晕的密度分布。我们表明，该模型符合宇宙学SIDM模拟在整个核心形成阶段，直到重力热核心崩溃的发病。使用这个模型，我们表明SIDM中对重子的晕响应比CDM中更多样化，并且敏感地取决于星系大小，这在亮矮星系的结构多样性背景下是一个理想的联系。该方法的快速性使得数值模拟中的分析变得容易，特别是：1）在由重子质量比$M_{\rm b}/M_{\rm vir}$和星系致密性$r_{1/2}/R_{\rm vir}$组成的细网格上，我们将SIDM晕响应作为重子性质的函数进行量化; 2）我们以高的统计精度证明了对于典型的Milky-Way类系统，SIDM轮廓与CDM轮廓相似;（3）对于给定的截面和给定的晕浓度，我们在$M_{\rm b}/M_{\rm vir}$ - $r_{1/2}/R_{\rm vir}$空间中描绘了重力热核心塌陷的区域。最后，我们比较了等温金斯模型与更复杂的重力热流体模型，并表明，前者产生更快的核心形成和同意更好地与宇宙学模拟。我们属性的差异，以目标CDM晕是否被用作边界条件或重力热演化的初始条件，从而评论未来可能的改进的流体模型。我们已经在https://github.com/JiangFangzhou/SIDM上公开了我们的模型程序。
2022-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modified holographic Ricci dark energy coupled to interacting dark matter and a non interacting baryonic component
我们研究了一个充满相互作用暗物质、修正的全息Ricci暗能量（MHRDE）和一个去耦合重子分量的Friedmann-Robertson-Walker宇宙，利用哈勃数据对宇宙参数进行了估计，得到宇宙年龄为$13.17 {\rm Gyr}$，并表明与全息Ricci暗能量（HRDE）情况相比，修正的全息Ricci暗能量（MHRDE）不存在低红移宇宙年龄问题.我们用Union 2数据集约束参数，并与哈勃数据进行对比。我们还研究了暗能量在早期的行为，考虑到在重组时代和/或在大爆炸核合成中发现的严重限制。非相互作用重子物质的加入使得$z_{t} \sim {\cal O}(1)$处的暗能量突然发生变化，这意味着$Ω_x (z\simeq 1100) =0.03$，因此Planck和CMBPol实验预测的暗能量边界对于MHRDE模型比HRDE截断的情况更有利.对于前一个模型，我们还得到了在高红移时，暗能量的分数在0.006 ~ 0.002之间变化，那么只要$Ω_{x}(z\simeq 10^{10})<0.21$束缚态保持不变，大爆炸核合成时期的$Ω_x $的量不会干扰宇宙中氦的观测丰度。
2013-01-13 astro-ph.CO gr-qc physics.space-ph
Invisible Major Mergers: Why the Definition of a Galaxy Merger Ratio Matters
暗物质晕质量、星系恒星质量和星系冷气体质量之间的映射关系不是简单的线性关系，而是受到一系列广泛的星系形成过程的影响。我们实现观测归一化的暗物质晕质量，恒星质量和冷气质量之间的关系，探索这些映射，特别强调一个主要的星系合并的不同定义之间的相关性。我们总是用质量比m/M>0.3来定义一次大合并，但允许用以下三种方式来定义用来计算这个比值的质量：暗物质晕质量、星系恒星质量或星系重子质量（恒星和冷气体）。我们发现，合并比例分配给任何特定的合并事件强烈依赖于这些质量被使用，不同的质量比定义之间的映射显示出强烈的演化与晕质量和红移。例如，在小星系（M_DM <10 ^11 Msun）中，主要的暗物质合并（>0.3）通常对应于非常小的恒星合并（<1/20）。这些合并包含大量的暗物质，即使没有可观测到的明亮伴星，也会对主星系造成可观测的形态破坏。在大质量星系中，则有相反的效应，明亮的伴星系只对应于较小的暗物质合并。我们强调，在比较基于不同质量比定义的合并时必须非常小心。
2009-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Interacting Dark Energy and Scattering of Baryons with Dark Matter in Light of EDGES 21cm Signal
EDGES实验观测到中性氢原子（HI）在宇宙黎明期21厘米吸收线（$z \simeq 17.2$）亮温$T_{21}$存在一个过剩谷（$-500^{+200}_{-500}$ mK）。我们考虑了暗物质和暗能量流体的相互作用以及重子物质与暗物质的碰撞冷却来解释观测到的$T_{21}$过剩谷。我们利用三种不同的暗物质-暗能量（DM-DE）相互作用模型来尝试这些模型在解释EDGES结果中的可行性。哈勃参数的演化被DM-DE相互作用修正，这也是在这项工作中解决的。这反过来又影响HI 21 cm的光学深度以及重子温度，从而影响$T_{21}$的亮度温度。此外，我们还发现，DM-DE相互作用使我们能够探索暗物质与不同的质量制度和他们的生活能力方面，满足EDGES结果。
2021-03-15 astro-ph.CO
Baryon-Interacting Dark Matter: heating dark matter and the emergence of galaxy scaling relations
在盘状星系中观察到的经验尺度关系对于星系形成的模型仍然具有挑战性。其中最引人注目的是质量差-加速度关系（MDAR），它编码了一个紧密的重子塔利-费舍尔关系（BTFR）和通过中心表面密度关系（CSDR）观察到的星系旋转曲线的多样性。在我们早期工作的基础上，我们提出MDAR是重子和“重子相互作用暗物质”（BIDM）之间相互作用的结果，BIDM加热了暗物质。采用自下而上的流体动力学方法，我们发现MDAR满足以下条件：$i)$ BIDM状态方程近似于理想气体的状态方程; $ii)$ BIDM弛豫时间是Jeans时间的数量级; $iii)$加热速率与BIDM密度成反比。值得注意的是，在这些假设下，流体动力学方程组与泊松方程一起享有各向异性标度对称性。在BIDM占主导地位的制度，这引起了一个增强的对称性，充分捕捉低加速度限制的MDAR。然后，我们表明，假设一个核心的伪等温分布在平衡，这组方程产生的参数再现MDAR。具体而言，在旋转曲线的平坦部分中，渐近旋转速度与BTFR的参数依赖性相匹配。此外，在高表面亮度星系的中心区域，轮廓再现CSDR。最后，通过研究时间依赖的方法来平衡，我们得到了一个全球性的组合的BTFR和CSDR，这符合预期的低表面亮度星系。加热率的形式也使得模型独立的预测各种宇宙学观测。我们认为，我们的方案满足现有的观测限制，并有趣的是，提供了一个可能的解释边缘异常。
2020-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Self-interacting dark matter solves the final parsec problem of supermassive black hole mergers
本文提出超大质量黑洞周围的自相互作用暗物质尖峰的动力学摩擦能解决“最终秒差距”停滞问题，并软化低频引力波谱，且依赖速度的自相互作用截面能同时拟合观测数据。
2024-06-03 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Self-interacting dark baryons
利用格点量子色动力学的结果，可以定量地设计暗重子的模型，导致速度依赖的自相互作用截面，与解决标准冷暗物质的小尺度结构问题所需的值相匹配。然而，在这样的模型中，主要的暗物质成分是核子，而不是大的原子核，或者暗π介子或原子，它们的散射特性是不同的，这一点并不明显。我们首先确定类似于QCD的暗SU（3）扇区的参数--限制尺度$Λ$和π介子质量$m_π$ --需要再现所需的自相互作用截面。然后，我们表明，这些值一般可以兼容的情况下，一个足够稳定的氘核束缚态，从而导致没有更重的核，从而建立自相互作用的暗核子的情况下的一致性。暗光子质量的范围，以避免占主导地位的π介子或原子暗物质的确定，以及允许的值的动力学混合参数。在未来的搜索中，通过暗光子交换，可能会直接检测到暗质子。
2022-09-15 astro-ph.CO hep-ph
Shapes of Milky-Way-Mass Galaxies with Self-Interacting Dark Matter
自相互作用暗物质（SIDM）模型提供了一种方法来调和观测和预测之间的不一致性，从碰撞冷暗物质（CDM）模型在矮星系尺度。为了将重子和SIDM相互作用的影响，我们研究了一套宇宙学重子模拟牛奶路（MW）质量星系的反馈在现实环境（FIRE-2）的项目，我们改变SIDM自相互作用截面$σ/m$。我们比较的形状的主要暗物质（DM）晕在红移$z=0$预测的SIDM模拟（在$σ/m=0.1$，$1$和$10$ cm $^2$ g $^{-1}$）与CDM模拟使用相同的初始条件。在存在重子反馈效应的情况下，我们发现SIDM模型并不像SIDM模型预测的那样对MW质量星系的内部结构产生很大的影响。然而，我们确实发现总质量分布的形状开始不同于恒星质量分布的半径依赖于$σ/m$。这种转变可能被用来限制MW中的SIDM横截面。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Heavy Dark Baryons as Self-Interacting Dark Matter: A GeV-Scale Coincidence
ARC Centre of Excellence for Dark Matter Particle Physics, School of Physics, The University of Melbourne（墨尔本大学物理学院暗物质粒子物理卓越中心）；Institut für Astroteilchen Physik, Karlsruher Institut für Technologie (KIT)（卡尔斯鲁厄理工学院天体粒子物理研究所）；Departament de Física Teòrica, Universitat de València（瓦伦西亚大学理论物理系）；Instituto de Física Corpuscular (CSIC-Universitat de València)（粒子物理研究所（瓦伦西亚大学-西班牙国家科学研究委员会））
研究禁闭暗SU(N)理论中重重子作为自相互作用暗物质，推导其相互作用并发现大N下可产生速度依赖截面，对应GeV尺度暗重子，暗示非对称暗物质起源。
2026-10-01 astro-ph.CO hep-ph
An expanded merger-tree description of cluster evolution
我们在扩展的暗物质晕合并树算法的框架内模拟了星系团的形成和演化，该算法包括重子和基本的物理考虑。我们的修改后的处理计算的概率密度函数的晕浓度参数，团内气体温度，和综合康普顿化参数为不同的集群质量和观测红移。星系团质量和这些观测量之间的标度关系推导出与以前的结果有所不同。模型的预测概率密度函数的不确定性估计。我们的处理和从本文中提出的结果中获得的见解可以简化理论预测与正在进行的和未来的聚类调查结果的比较。
2010-10-27 astro-ph.CO
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
Exploring Self-Interacting Dark Matter Halos with Diverse Baryonic Distributions: A Parametric Approach
本研究扩展仅暗物质晕参数化模型纳入重子物质，通过引力热相表征SIDM晕状态，校准模型并实现高效探索多样化晕的SIDM效应，分离演化历史与当前状态以辅助模型识别。
2024-11-27 astro-ph.CO
Interacting photon-baryon fluid, warm dark matter and the first acoustic peak
约化相对论气体模型是由A. 1965年，萨哈罗夫因推导出宇宙微波背景（CMB）谱而获奖。它最近被我们中的一些人重新发明，以实现宇宙演化中辐射和尘埃时代之间的插值。这个模型避开了玻尔兹曼-爱因斯坦方程组的复杂结构，并允许对热暗物质效应进行透明的描述。它在这里扩展到包括，在唯象的基础上，辐射和重子之间的平衡相互作用，这是应该占在一个简化的方式预复合物理学的相关方面。此外，我们使用紧耦合近似探讨这种相互作用和RRG温暖度参数对CMB的各向异性谱的影响。如果相互作用参数和暗物质热度参数都是$10^{-4}$或更小的量级，则该模型的预测与ΛCDM模型的预测非常相似。至于温暖度参数而言，这是在很好的协议与以前的估计的基础上，从结构形成的结果。
2013-12-06 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Collisionless shocks in self-interacting dark matter
自相互作用暗物质被认为是宇宙结构形成中小尺度问题的一种解决方案，并且在星系团的合并中观察到了暗物质自散射的迹象。自相互作用暗物质的最简单模型之一是在暗电磁力下带电的粒子，暗电磁力是一种类似于通常电磁力的新规范相互作用，但作用于暗物质粒子而不是可见粒子。在这种情况下，暗物质的碰撞行为主要是由于无碰撞冲击的形成，这应该会影响合并星系团中DM的分布。我们评估的时间和长度尺度的冲击形成的集群合并，并讨论了在宇宙学模拟带电暗物质建模的影响。
2017-07-12 astro-ph.CO hep-ph physics.plasm-ph
Dissecting Galaxy Formation: I. Comparison Between Pure Dark Matter and Baryonic Models
我们比较组装的DM晕和没有重子，在宇宙演化的背景下，在LCDM WMAP 3宇宙（重子+DM，BDM模型，和纯DM，PDM模型）。在有代表性的PDM和BDM模型中，我们发现重子对中心区域的演化有决定性的贡献，导致等温DM尖点，以及平坦的DM密度核心--在静止演化时期由子结构的动态摩擦加热的结果。这一过程从一个嵌入的盘中烧蚀冷气体，使恒星形成率降低约10，并加热球状气体和恒星成分，引发它们的膨胀。在重子的存在下，子结构更有弹性。根据气体含量和球盘恒星质量比，由内向外形成的气体盘在z ~ 2时转变为哈勃中期型，z ~ 0.5时转变为早期型。在PDM和BDM模型中，只有相对较小的~20%的DM粒子被束缚在晕中的最大圆速度半径内-大多数DM粒子执行较大的径向偏移。我们还发现，在晕维里半径的重子的分数有所增加，在主要合并和减少，在次要合并。净效应似乎可以忽略不计。当子结构被潮汐破坏时，其碎片在晕中的混合效率不高，并且随着z的增加而变得更低。在z ~ 1之后形成的流光大部分保留到了现在--这是嵌入盘演化的一个重要暗示。
2009-08-07 astro-ph.CO
J-PAS: forecasts on interacting dark energy from baryon acoustic oscillations and redshift-space distortions
我们估计的约束功率的J-PAS相互作用的暗能量宇宙学的参数。该调查预计将绘制数百万个发光的红色星系，发射线星系和类星体在北半球天空数千平方度的区域内，精确的光度红移测量。对DESI和欧几里得调查的预测也进行了评估，并与J-PAS进行了比较。与Fisher矩阵的方法，我们发现，J-PAS可以把约束的相互作用参数相媲美，从DESI，与约$0.02$的绝对不确定性，当相互作用项是成比例的暗物质的能量密度，几乎一样好，约$0.01$，当相互作用是成比例的暗能量密度。对于暗能量的状态方程，J-PAS的约束在两种情况下稍好一些（不确定度$0.04$ - $0.05$与基准值$-1$周围的$0.05$ - $0.07$）。这两个调查都落后于欧几里德，但紧随其后，在所有考虑的具体情况下施加了可比的限制。
2019-06-14 astro-ph.CO
The Effect of Gas Fraction on the Morphology and Time-scales of Disc Galaxy Mergers
富含气体的星系合并比气体较少的合并更容易通过它们的扰动形态来识别。由于星系合并的典型气体分数预计将增加红移，低气体分数合并的计数可能会偏离星系合并率的演变形态估计。为了了解这种偏差的大小，我们探索了气体分数对一系列模拟盘星系合并形态的影响。由此产生的g波段图像，我们确定如何识别主要和次要星系合并通过密切的投影对和定量形态（基尼系数G，最亮的20%的光M20的二阶矩，和不对称性A）的时间尺度取决于重子气体分数f（气体）。在所有质量比的高气体分数合并中，强不对称性持续的时间要长得多，时间尺度从f（气体）~ 20%的>= 3亿年到f（气体）~ 50%的>= 1亿年不等。因此，在部分非对称星系中观察到的强烈的红移演化可能反映了星系气体性质的演化，而不是整体星系合并率。另一方面，通过G-M20识别星系合并的时间尺度与气体分数（~ 2亿-4亿年）的依赖性很弱，这与G-M20合并观察到的弱演化一致。
2009-12-08 astro-ph.CO
On the road to percent accuracy VI: the nonlinear power spectrum for interacting dark energy with baryonic feedback and massive neutrinos
了解非线性结构的形成是至关重要的，充分探索第四阶段调查所产生的数据，需要精确的功率谱建模。这对于$Λ$ CDM的偏差是具有挑战性的，但我们必须确保替代方案经过良好的测试，以避免错误的检测。我们提出了一个扩展的晕模型反应框架的相互作用暗能量。我们修改了晕轮模型，包括暗散射模型中存在的附加力，并将其实现到ReACT中。该反应与EuclidEmulator 2的伪谱相结合，并与N体模拟进行比较。使用标准质量函数和浓度-质量关系，我们发现对于测试的最大相互作用强度（$ξ=50$ b/GeV），在$z=0$直到$k=0.8~h/{\rm Mpc}$处的预测准确度为1%，在$z=1$处提高到$2~h/{\rm Mpc}$。对于较小的相互作用强度（$10$ b/GeV），我们发现在$z=1$处的1%一致性高达$3.5~h/{\rm Mpc}$以上的标度，在$z=0$处接近$1~h/{\rm Mpc}$。最后，我们改进了我们的预测，包括重子反馈和大质量中微子和研究这些贡献的影响和相互作用之间的简并。将尺度限制在我们的建模精度为1%的范围内，我们发现相互作用和反馈之间存在简并，但不包括大质量中微子。我们期望通过包括更小的尺度来解决反馈的简并性。这项工作代表了第一个分析工具，用于计算相互作用的暗能量模型的非线性光谱。
2022-03-07 astro-ph.CO
Asymmetric velocity anisotropies in remnants of collisionless mergers
在宇宙学N体模拟中，暗物质晕会受到合并、吸积以及与重子物质的引力相互作用等过程的影响。通常情况下，暗物质晕的分析是在球形或椭圆形的箱中进行的，并且通常假设这些箱中的速度分布是恒定的。然而，速度各向异性，它描述了径向和切向速度色散之间的差异，最近已被证明有很强的依赖于方向在宇宙学模拟中形成的三轴晕。在这项研究中，我们推导出的圆锥体中的粒子平行或垂直于合并残留物的碰撞轴的属性。我们发现，速度各向异性有很强的方向依赖性。晕的速度各向异性的方向依赖性取决于合并的历史，这一发现解释了宇宙学模拟中这种趋势的存在。这也解释了为什么在宇宙晕的高分辨率模拟的外部的速度各向异性配置文件中看到了很大的多样性。
2012-06-28 astro-ph.CO
Strongly-Interacting Ultralight Millicharged Particles
我们考虑的超轻费米暗物质候选人携带重子数的影响。如果暗物质在标准模型重子数下具有小电荷，同时具有与可见宇宙中的不对称性相等且相反的不对称性，那么这自然会出现。一个原型模型是一个非阿贝尔规范群的暗重子理论，即，暗量子色动学（QCD）。对于亚电子伏特的暗重子质量，暗物质晕的内部区域自然处于“核密度”，允许形成奇异的物质状态，类似于中子星。费米子暗物质质量的Tüsse-Gunn下限，即，暗重子，被强烈的短程自相互作用，通过发射亮暗π介子冷却，以及发生在相对于（超低）暗QCD标度高的密度下的暗夸克的库珀配对所破坏。我们利用稠密夸克物质的状态方程发展了这些强相互作用的超轻毫荷粒子（STUMPs）的天体物理学，并发现了与矮星系观测一致的晕核。这些核被“中子星”的压力阻止了核的坍缩，这表明超亮暗QCD可以解决无碰撞冷暗物质的核尖点问题。该模型通过直接探测和对撞机签名，以及与超导相关的现象，如Andreev反射和超导涡旋，与超轻玻色子暗物质区分开来。
2021-09-29 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Extended Lyman-alpha emission from interacting galaxies at high redshifts
最近的观测发现了一群扩展的Lya源，被称为莱曼α斑点（LABs），在高红移z ~ 3 - 6.6。这些LABs的光度一般在L ~ 10^42-10^44 erg/s之间，大小为数十千秒差距，有些巨型LABs的亮度可达D ~ 100 kpc。然而，这些LAB的起源并不清楚。本文采用流体力学模拟和三维辐射转移计算相结合的方法，通过研究相互作用星系在高红移下的Lya辐射，研究了LABs形成的合并模型。我们的星系模拟集中在一组质量范围为3-7 *10^12 Msun，红移范围为z ~ 3 - 7的星系的双星主合并，我们使用新改进的ART^2程序进行辐射转移计算，耦合了多波长连续谱、氢的电离和Lya线发射。我们发现，激烈的恒星形成和引力相互作用引起的增强冷却产生强烈的Lya发射从这些合并的星系。由于源和气体分布的扩展，Lya排放似乎有所扩展。在恒星形成速率达到峰值~ 10^3 Msun/yr的星系祖先近距离相遇期间，我们的模型产生了亮度为L ~ 10^42-10^44 erg/s、大小为D ~ 10-20 kpc（z>6）和D ~ 20-50 kpc（z ~ 3）的Lya团块，与相同红移范围内的观测结果基本一致。我们的研究结果表明，合并星系可能会产生一些典型的LABs的观察，但巨大的可能是由合并产生的质量比我们的模型，或合并和冷吸积从大规模的灯丝。
2013-07-16 astro-ph.CO
Distinguishing interacting dark energy from wCDM with CMB, lensing, and baryon acoustic oscillation data
我们采用普朗克2013 CMB温度各向异性和透镜数据，和重子声学振荡（BAO）数据来约束一个唯象的$w$ CDM模型，其中暗物质和暗能量相互作用。假设暗能量的状态参数为含时方程，将暗物质和暗能量视为流体，其能量交换率与暗物质密度成正比。仅CMB数据就在相互作用速率和今天的物理CDM密度参数$ω_c$之间留下了很强的简并性，从而允许大的相互作用速率$|Γ| \sim H_0$。然而，正如人们所知，BAO数据打破了这种简并性。此外，我们利用CMB透镜势的可能性，探测在红移$z \sim 2$的物质扰动，是非常敏感的结构的增长，因此区分的$Λ$ CDM模型和它的替代品的工具之一。然而，我们发现，在非体模模型（$w_{\mathrm{de}}>-1$），约束保持不变，包括透镜数据和一致的零相互作用，$-0.14 < Γ/H_0 < 0.02$在95\% CL。相反，在体模模型（$w_{\mathrm{de}}<-1$）中，从暗能量到暗物质的能量转移比非相互作用模型更有利; $-0.57 < Γ/H_0 < -0.10$在95\% CL下具有CMB+BAO，而添加透镜数据将其转移到$-0.46 < Γ/H_0 < -0.01$。
2015-06-17 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Generation of WIMP Miracle-like Densities of Baryons and Dark Matter
观测到的暗物质的密度与热遗迹弱相互作用大质量粒子（WIMP）的预期密度相当。此外，观测到的重子密度与暗物质密度在一个数量级之内。这表明重子密度与典型的热遗迹WIMP暗物质密度有物理联系。我们提出了一个模型，同时产生的重子和暗物质通过修改一个大的初始重子不对称的热遗迹WIMP的密度。在大型强子对撞机上产生携带重子数的不稳定标量将是该模型的一个明确标志。
2012-01-15 astro-ph.CO hep-ph
Gravitational Waves from Binary Mergers of Sub-solar Mass Dark Black Holes
我们探讨了由暗物质粒子通过暗电磁相互作用形成的亚太阳质量黑洞的二元合并的可能光谱。我们估计这些黑暗的黑洞的性质，假设它们的形成过程是平行的人口III恒星的形成，除了暗分子冷却可以产生较小的不透明度限制。我们估计了先进LIGO和爱因斯坦望远镜的二进制合并率，并发现与所有当前约束兼容的情况下，可以产生暗黑洞的速度足够高，先进LIGO检测。
2018-12-13 astro-ph.CO hep-ph
When Tiny Halos Stir Spacetime: Gravitational Waves from Fifth-Force Mergers
Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study, The University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究所（WPI），东京大学高等研究院，东京大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Tongji University（同济大学）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Queen's University（女王大学）；Arthur B. McDonald Canadian Astroparticle Physics Research Institute（阿瑟·B·麦克唐纳加拿大天体粒子物理研究所）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）；National Taiwan University（台湾大学）；Asia Pacific Center for Theoretical Physics（亚太理论物理中心）
本文研究暗物质费米子经第五力形成早期晕双星，其并合产生独特引力波信号，为探测自相互作用暗物质提供新途径。
2025-10-14 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
A search for sterile neutrinos in interacting dark energy models using DESI baryon acoustic oscillations and DES supernovae data
本研究利用DESI重子声学振荡、Planck宇宙微波背景和DES超新星数据，在四种相互作用暗能量模型中限制无质量与有质量惰性中微子，发现仅约1σ暗示无质量惰性中微子存在，且多数模型支持暗能量衰变为暗物质。
2025-03-13 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
