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我们在标准模型的U(1)Lμ-Lτ尺度扩展的新变体中研究了马洛拉纳邦暗物质,其中标量部分富含惰性二重峰和(3′,1,1/3)标量p夸克。我们计算了淡色夸克门户中弱相互作用的大量粒子-核子横截面,以及由
我们在最小超对称标准模型(MSSM)中考虑了类似希格斯诺的暗物质(DM),并带有额外的右手中微子手性超场,并提出了一种通过中微子后期衰变生成适量文物DM的新非热方法。 由于大的DM ation灭横截面
未检测到GeV尺度的弱相互作用质量块(WIMP),导致人们对包括GeV暗物质在内的更广泛的候选物越来越感兴趣。 尽管直接检测实验对WIMP具有很高的灵敏度,但它们对亚GeV暗物质却视而不见。 最近的工
Biswas等。 [1]发现,当宇宙的能量密度由非标准的额外成分do支配时,暗物质粒子的热文物密度会冻结,而能量的红移速度快于辐射。 在这里,我们证明这个结果与先前的大量文献相矛盾,是不正确的:错误在
我们为R(D(∗))异常提供了一个完整的紫外线(UV)模型,其中,通过交换TeV尺度,对半牛顿b→c跃迁的额外贡献来自衰变到右手无菌中微子。 SU(2)L单线态W'。 该模型基于标准模型(SM)超荷组
许多包含暗物质候选粒子的模型都假设标准模型粒子和暗物质候选物是由spin-0粒子介导的。 在大型强子对撞机上,人们可以使用这些模型进行暗物质搜索。 搜索这些模型的一种可能方法是考虑将spin-0粒子衰
我们提出了一个新的物理场景,其中一个非常重的暗物质候选物的衰变,该候选物不与中微子相互作用,可以解释南极脉冲瞬态天线协作组织最近报道的两个异常事件。 该模型由暗物质的两个成分组成,一个不稳定的暗扇区状
在中子星中心区域累积的衰变暗物质的数量,以及来自衰变的能量沉积速率,可能会限制中子星存活率的极限,以防止向更紧凑物体的转变,前提是核物质不是核素的最终稳定状态。 物质,而暗物质确实是不稳定的。 更一般
在有关暗物质的最新观测的背景下,简要讨论了有关宇宙电离时代的理论和观测。有一个案例表明,最有可能出现平均密度约为每立方厘米一个原子(1.67×10-21kg·m-3或1.67×10-24g·cm-3)
我们提出了标准模型的扩展,其中包含费米子暗物质候选物和两个真实的标量单重态,在其中观察到的暗物质丰度是通过电弱相变之前的冻结作用产生的。 我们表明,在这种情况下,决定其冻结的暗物质an灭通道与产生间接
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