Наблюдательные проявления скрытой массы тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.04.23, доктор наук Белоцкий Константин Михайлович
Белоцкий Константин Михайлович
доктор наук
2022
- Специальность ВАК РФ01.04.23
- Количество страниц 150
Оглавление диссертации доктор наук Белоцкий Константин Михайлович
2.2 Случай темного гало
2.3 Случай темного диска
2.4 Гамма-излучение из центра Галактики
2.5 Учет кварковой моды и данных об антипротонах
2.6 Заключение и обсуждение
3 Скрытая масса с собственным
взаимодействием кулоновского типа
3.1 Квантовое и классическое приближения рекомбинации при описании эволюции взаимодействующей скрытой массы
3.2 О температурной эволюции многокомпонентной скрытой массы с кулоновским взаимодействием
3.3 Модель 4-го поколения с собственным взаимодействием
4 Первичные черные дыры с массой 1016 — 1017 г и реионизация Вселенной
4.1 Первичные черные дыры с монохроматическим массовым распределением
4.2 Обобщение на протяженный массовый спектр
Публикации по материалам диссертации
Список использованных источников
Введение
Поиски решения проблемы скрытой массы (DM) Вселенной насчитывают уже (на данный момент) почти вековую историю [1]. Наверное, наиболее заметным достижением этих поисков является создание парадигмы холодной скрытой массы (CDM). Это форма материи, минимальные требования к свойствам которой - это просто наличие у нее гравитационного взаимодействия и быть нерелятивистской (задолго до перехода с релятивистской (RD) на нерелятивистскую (MD) стадию, z ~ 10000).
Однако предлагались модели, где в силу физических или наблюдательных предпосылок скрытая масса обладает либо собственными ("темными"), либо обычными взаимодействиями. К большому множеству этих моделей относятся модели зеркального вещества (начиная с [2—5], и последние работы, представляющие текущий статус модели [6; 7]), частиц типа WIMP1 [8—1 ] или SIMP2 (начиная с [ 4—18] и заканчивая [ ]), "самовзаимодействующей" скрытой массы (начиная с [14; 20; 21], заканчивая не прекращающимся рядом современных работ, например [22—30], включая наши [D1—D5]). В случае, например, зеркального вещества или моделей WIMP в виде нейтралино или тяжелого нейтрино частицы скрытой массы имеют взаимодействия по физическому построению модели. Однако целый ряд наблюдаемых астрофизических и космологических явлений могут быть объяснены с помощью (само)взаимодействующей скрытой массы безотносительно к их физической природе, что дает большой толчок к феноменологическому развитию соответствующих моделей.
Наличие слабого взаимодействия (или масштаба слабого) у скрытой массы позволяло объяснить ее плотность в случае термодинамически равновесной ранней ее эволюции. Именно так был предложен первый кандидат в CDM частица-WIMP - тяжелое нейтрино с массой ^2 ГэВ [31; 32]. Стоит отметить, что позже такое нейтрино было исключено по ускорительным данным, но это положило начало ставшей очень популярной концепции WIMP и развитию как прямых (в подземных лабораториях), так и косвенных поисков DM и отдельных ее компонент (на примере этих же нейтрино,
1 Weakly Interacting Massive Particle
2 Strongly Interacting Massive Particle
но с другими значениями массы [33—36]).
После первых результатов моделирования образования крупномасштабной структуры Вселенной (N-body simulation) [37; 38] в рамках модели CDM, которые в сущности подтверждали аналитические расчеты [39; 40] (для обзора см. [41]), стали выдвигаться гипотезы о (само)взаимодействующей скрытой массе [20] (из последних [42; 43], а также современный обзор [44]). С ее помощью предлагалось разрешить возникшие противоречия результатов моделирования с наблюдениями: предсказываемые избыток карликовых галактик, ненаблюдаемые пики плотности в их центрах (cusp crisis) и большая плотность во всем гало у ярких сфероидальных карликовых галактик (так называемая too-big-to-fail problem), а также проблема с описанием кривых вращений. Проблема расходимости плотности могла быть решена, если бы частицы DM рассеивались друг на друге при прохождении от одного края гало до другого [21], либо аннигилировали в центре [45]. Аналогичным образом решается проблема с карликовыми галактиками: при их движении внутри скопления они бы теряли частицы скрытой массы из-за их взаимодействия с фоновыми частицами DM и система (будучи гравитационно слабо связанной) могла бы разрушиться. В целом, гипотеза о взаимодействующей (в частности, диссипативной) скрытой массе является на данный момент одним из двух [44; 46; 47] глобальных путей решения (развития) выявленных проблем стандартного сценария бесстолк-новительной CDM наряду с (физически более "бедной") гипотезой о теплой скрытой массе.
Сейчас появляются работы, где с помощью предполагаемой (малой) компоненты взаимодействующей (диссипативной) скрытой массы пытаются объяснить образование сверхмассивных черных дыр [48], распределение светящегося газа HI в Галактике [49], выстраивание в одну плоскость орбит галактик-спутников Туманности Андромеды [50], вращение галактического диска [51].
Стоит отметить, что недавние наблюдения формирующегося скопления галактик Abell 3827 имеют возможную интерпретацию с помощью взаимодействующей скрытой массы [52; 53], хотя это свидетельсво на данный момент не стоит считать надежным [54]. В контексте интерпетации этих же наблюдений и проблем рассматриваются также модели сверхслабовзаи-
модействующей скрытой массы FIMP (Feebly Interacting Massive Particles)
[55].
Неизвестная физика возможного взаимодействия скрытой массы может быть связана с другими проблемами астрофизики и космологии, тем самым позволяя продвинуться в решении сразу нескольких проблем космологии и астрофизики.
Большое применение модели взаимодействующей скрытой массы получили в области космических лучей (КЛ). В первую очередь здесь рассматриваются высоко-энергетичные гамма-излучение, космические позитроны и электроны, антипротоны, нейтрино, протоны. Объяснение их происхождения обычными источниками непростая модельная задача.
Учитывая, как правило, еще и большие экспериментальные ошибки (и зачастую неизвестные систематические), время от времени появляются спорные указания на отклонения от стандартного астрофизического происхождения КЛ, которые часто предлагается объяснять с помощью аннигиляции или распада скрытой массы. Сюда можно отнести появлявшиеся указания на избыток космических электронов при E ~ 600 ГэВ [56], гамма-излучения при E ~ несколько ГэВ из центра Галактики [57—65], антипротонов [66] и др. Часто обнаруженные отклонения в одном эксперименте не подтверждаются другими и имеет место противоречие между различными экспериментами. Например, оценка диффузного (фонового) гамма-излучения Fermi-LAT [67; 68] значительно ниже оценки предшествующего эксперимента EGRET [69], которая порождала множество интерпретаций с помощью скрытой массы. Более того, данная оценка (будучи модель-но зависимой) заметно менялась со временем у самой коллаборации Fermi (первые оценки гамма-фона можно найти в [70]). Похожую картину можно отметить с измерениями потока электронов и позитронов в экспериментах Fermi-LAT, ATIC, AMS, HESS [71], недавнем DAMPE [72].
В отсутствие подтвержденных указаний на неизвестное происхождение КЛ соответствующие экспериментальные данные могут быть использованы в качестве верхнего ограничения на сигнал, к которому могут приводить различные модели скрытой массы. В первую очередь это данные о гамма-излучении. Последние дают ограничение не только на "традиционную" аннигилирующую или распадающуюся скрытую массу, но и на та-
кую гипотетическую компоненту как первичные черные дыры с массами 1015 ... 1017 г, которые могут излучать в соответствующем энергетическом диапазоне за счет механизма испарения Хоукинга. Также к ограничениям моделей скрытой массы могут приводить данные о потоках нейтрино, в частности, из центров Солнца и Земли, где скрытая масса может за счет взаимодействия с обычным веществом накапливаться и аннигилировать.
Но есть наблюдения, которые указывают с высокой достоверностью на наличие аномалии. Это относится к избытку космических позитронов, обнаруженному в экспериментах Pamela [73], AMS-2 [74], а также Fermi-LAT [75], который с учетом экспериментальных ошибок и неопределенности теоретических расчетов имеет высочайшую статистическую значимость. Для его объяснения требуется предположение о существовании нестандартных источников, которыми может являться скрытая масса с предполагаемыми определенными свойствами ее распада или аннигиляции.
Аннигиляция или распад частиц DM в этом случае подразумевает наличие общего (известного или неизвестного) взаимодействия между DM и обычными частицами. Однако если речь об аннигилирующей скрытой массе типа WIMP, сечение аннигиляции, которое обеспечивает нужную закаленную концентрацию ((&v) ~ 3 • 10—26 см3/с), имеет недостаточную величину для обеспечения нужного сигнала в космических позитронах. Но наличие дополнительного собственного взаимодействия может усилить аннигиляцию в позитроны. Возможность такого усиления сигнала в КЛ была впервые отмечена в работе [76], где рассматривались тяжелые нейтрино с дополнительным собственным взаимодействием кулоновского типа. Сейчас усиление аннигиляции DM за счет доп.взаимодействия стало крайне популярным, в основном начиная с работы [77]. Сам эффект основан на непертурбативном (кулоновском) искажении волновых функций частиц в точке их аннигиляции и количественно описан при решении разных задач Зоммерфельдом [78], Гамовым [79], Сахаровым [80].
Наличие подобного взаимодействия, в свою очередь, может предполагать наличие носителей разных зарядов и соответственно многокомпонент-ность скрытой массы.
Идеи о собственном взаимодействии у скрытой массы и ее многоком-понентности получили большое распространение. Это и в контексте объяс-
нения данных о космических лучах [81; 82], и противоречивых результатов прямых поисков частиц скрытой массы [83; 84], и других (в том числе уже упомянутых выше). Такие идеи, безусловно, с одной стороны обогащают физику скрытой массы и открывают много возможностей в объяснении различных проблем и явлений. Но с другой стороны делают «зоопарк» частиц скрытой массы порой чересчур пестрым и сложным (даже, возможно, более сложным, чем сектор известных частиц) и требуют все более сложных расчетов для оценки простых эффектов.
Помимо проблемы происхождения космических лучей, с которой может быть связана физика скрытой массы, есть и другие не менее значимые. К числу таких можно отнести отчасти проблему реионизации Вселенной, произошедшей при красном смещении г ~
Такая ситуация в области физики скрытой массы требует построение новых моделей, учитывающих множество идей и явлений (устанавливая между ними связи) с выходом, возможно, на новые направления исследований в данной области.
Рекомендованный список диссертаций по специальности «Физика высоких энергий», 01.04.23 шифр ВАК
Астрофизические проявления экзотических мелкомасштабных объектов гало Галактики2013 год, кандидат физико-математических наук Кириллов, Александр Александрович
Модели скрытой массы с барионоподобным пространственным распределением для объяснения избытков заряженных частиц в космических лучах2023 год, кандидат наук Соловьев Максим Леонидович
Астрофизические проявления четвертого поколения фермионов2007 год, кандидат физико-математических наук Шибаев, Константин Игоревич
Нелинейные гравитационно-связанные структуры в ранней Вселенной2016 год, кандидат наук Ерошенко, Юрий Николаевич
Космологические и астрофизические аспекты физики тяжелого стабильного и легкого нестабильного нейтрино0 год, кандидат физико-математических наук Белоцкий, Константин Михайлович
Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Наблюдательные проявления скрытой массы»
Цель работы
Целью настоящей диссертационной работы является развитие совокупности моделей скрытой массы, в рамках которых находит решение проблемы стандартного сценария невзаимодействующей холодной скрытой массы, происхождения космических лучей, противоречия результатов подземных экспериментов по прямому поиску ЭМ, реионизации Вселенной и др.
Основные результаты, выносимые на защиту
1. Предложенные модели техницветовой скрытой массы в виде майо-рановских частиц (либо в виде связанного состояния техникварка и техни-глюона, ОС, либо в виде технинейтрино), удовлетворяющие ограничениям по потокам нейтрино из центров Земли и Солнца, либо в виде дважды заряженных частиц (в виде либо связанного состояния двух техникварков ии, либо технилептона), при которых частично объясняется позитронная аномалия в космических лучах, смягчая противоречие с данными по космическому гамма-фону
2. Предложенная модель скрытой массы с малой активной компонентой, образующей в Галактике диск, в рамках которой может объясняться позитронная аномалия в космических лучах, обходя противоречие данным по гамма-фону
3. Модель скрытой массы с собственным взаимодействием кулоновско-го типа с классическим описанием ее рекомбинации.
4. Предложенная модель реионизации Вселенной с помощью компоненты скрытой массы в виде первичных черных дыр.
Научная новизна полученных результатов
1. Ограничения на техницветовую скрытую массу получены на основе данных по потокам нейтрино из центра Солнца и Земли впервые и являются более сильными, чем ограничения, накладываемые подземными экспериментами по прямому поиску таких частиц.
2. Параметры техницветовой скрытой массы с дважды заряженными частицами, позволяющие объяснить позитронную аномалию при высоких энергиях, уменьшая противоречие с данными по гамма-фону, получены впервые.
3. Впервые была предложена и разработана модель скрытой массы с малой активной компонентой, образующей в Галактике диск, для объяснения позитронной аномалии, не вступая в противоречие с данными по гамма-фону.
4. Впервые получены условие применимости квантового и классического приближений оценки эффекта рекомбинации в рамках рассмотрения скрытой массы с собственным взаимодействием кулоновского типа и различие в описании эволюции такой скрытой массы в данных двух подходах.
5. Впервые предложена модель реионизации Вселенной с помощью компоненты скрытой массы в виде первичных черных дыр.
Значимость и актуальность
Модель техницвета позволяет объяснить нарушение симметрии электрослабых взаимодействий (массы и Z-бозонов) без явного введения поля Хиггса. Она сейчас развивается и проходит проверку на ускорителе
[85]. Дополнительным достоинством модели является то, что в ее рамках могут быть получены сразу несколько разных кандидатов в скрытую массу. Некоторые из них рассмотрены в диссертации. Получены области значений параметров, удовлетворяющие ограничению на восходящие потоки мюонов (индуцированные нейтрино), а также позволяющие частично описать пози-тронную аномалию в космических лучах, с лучшим согласием с данными по космическим позитронам и гамма-излучению.
Позитронная аномалия в космических лучах (КЛ) - это одна из центральных современных проблем в астрофизике космических лучей. В диссертационной работе рассмотрено возможное ее объяснение за счет распада дважды заряженных техничастиц, составляющую скрытую массу, а также предложена новая модель скрытой массы с дисковой компонентой. Данная модель не только дает возможность объяснения позитронной аномалии, избегая противоречия с данными по гамма-излучению, но и является новым шагом в возможном развитии физики скрытой массы, который требует дальнейшего более всестороннего исследования. Важно отметить, что недавно высказывались предположения о наличии диска скрытой массы из совершенно других соображений (основанные на моделировании скрытой массы с учетом барионов, "выстроенности" в пространстве галактик-спутников Туманности Андромеды). Исследование возможной связи между этими предположениями может также подтолкнуть к неожиданному развитию этой физики.
Модели взаимодействующей скрытой массы в последнее время стали очень популярными. Как указано выше, сейчас выходит множество работ по этой тематике. В них рассматривается образование "темных" атомов и усиление аннигиляции за счет собственного взаимодействия между частицами скрытой массы, также начинают проводиться моделирования образования структуры такой материей. Стоит отметить, что наша группа здесь в числе "пионеров". Эффекты связывания с последующей аннигиляцией за счет взаимодействия кулоновского типа между частицами скрытой массы нами рассматривались в рамках модели тяжелого нейтрино [04]. В отличие от всех последующих работ зарубежных коллег вероятность (сечение) связывания нами оценивалась, следуя классическому описанию дипольного излучения, как это было в свое время сделано в оценке реликтовой кон-
центрации магнитных монополей [86]. Результат сильно отличается от такового, полученного в (простом) квантовом приближении, которому следовали другие. Данная разница может приводить к радикальным отличиям в описании эволюции таких частиц и выводах о жизнеспособности модели. В диссертации ставится вопрос об условии применимости каждого из приближений. Найдено, что классическое приближение может быть применимо в очень существенной области параметров, и результаты многих работ тогда следует пересмотреть. Указанием на все это является один из результатов диссертации. Особую важность и актуальность ему придает активное на данный момент развитие именно этого направления в физике скрытой массы, связанное, в частности, с надеждами на решение проблем стандартного сценария холодной скрытой массы.
Причины реионизации Вселенной, случившейся при красном смещении г ~ 6... 10 [87], до сих пор до конца не ясны и являются актуальной проблемой в астрономии. Существующие попытки объяснить ионизацию с помощью излучения первых звезд и квазаров наталкиваются на труд-ности.В диссертации рассматривается альтернативный механизм, основанный на предположении о существовании первичных черных дыр (ПЧД) с массами 1015...1017 г, которые одновременно являются компонентой ЭМ. Приведенный приближенный расчет показал, что ПЧД с такими массами 5 х 1016 г) за счет испарения Хоукинга с учетом ограничений по гамма-фону способны внести существенный вклад в ионизацию и также в ЭМ.
Вклад автора.
Автору принадлежит определяющая роль в постановке задач, определении способов их решения и получении конкретных результатов. Под его руководством и при личном участии получены все аналитические и численные результаты.
Апробация работы
Результаты исследований, положенные в основу диссертации, представлялись и обсуждались на семинарах в МИФИ, а также докладыва-
лись на различных российских и международных конференциях и школах: Helmholtz - DIAS International Summer School "Cosmology, Strings, New Physics", Dubna, Russia (28.08.16-10.09.16); XIV Курчатовская междисциплинарная молодежная научная школа, Курчатовский институт (8.11.1611.11.16); The 16th International Baikal Summer School on HEP and Astrophysics, Irkutsk, Russia, (15.07.16-15.07.16); The 1st and 2nd International Conferences on Particle Physics and Astrophysics, Москва, Россия, (October 2015 and October); 19th International Moscow School of Physics (44th ITEP Winter School) (16.02.16-23.02.16, Подмосковье); Международные сессии-конференции Секции ЯФ ОФН РАН "Физика фундаментальных взаимодействий", ОИ-ЯИ (12-15 апреля 2016 г.), ИВФЭ (ноябрь 2014 г.), ИТЭФ (ноябрь 2011 г.); Rencontres de Moriond, La Thuile (18-25 марта 2016) Italy; XVIII Bled Workshop "What comes beyond the Standard model?" (17 July 2015); XXIII Bled Workshop "What comes beyond the Standard Model?"(7 july 2020), PAMELA meeting, KTE, Стокгольм, Швеция (02.10.2015) и другие.
Публикации
Всего непосредственно по теме диссертации (к моменту 2018 г.) опубликовано 23 работы [D1—D23] в журналах, входящих в базы Web of Scinece и/или Scopus. Среди них в Physics Letters B - 1, European Physics Journal C - 1, JCAP - 2,
Physical Review D - 1,
International Journal of Modern Physics D - 6, ЯФ - 2,
Advances in High Energy Physics - 1, Mod. Phys. Lett. A - 1, Gravitation and Cosmology - 1, Journal of Physics: Conference Series - 4, Physics Procedia - 2,
Proceedings of Bled Workshops in Physics - 2.
По главам диссертации публикации распаредеелены следующим образом:
Глава 1. Астрофизические эффекты «техницветовой» скрытой массы (TDM)
а) Ограничение на майорановские частицы TDM по мюонным потокам
[D6]
б) Космические позитроны и гамма-излучение от составной многокомпонентной TDM [ D7-D9]
Глава 2. Скрытая масса с дисковой галактической компонентой [D10-
D16]
Глава 3. Скрытая масса с собственным Кулоновским взаимодействием а) Квантовое и классическое приближения рекомбинации при описании эволюции взаимодействующей скрытой массы [D1; D2]
б) О температурной эволюции многокомпонентной взаимодействующей DM [D3]
в) Случай тяжелого нейтрино [D4; D5]
Глава 4. ПЧД и проблемы реионизации и скрытой массы Вселенной [D18-D23]
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Объем диссертации составляет 149 страниц, включает 110 рисунков, 34 таблицы и список литературы из 264 наименований.
1 Астрофизические эффекты «техницветовой» скрытой массы (TDM)
Результаты данной главы опубликованы в работах [D6-D9]: материалы части 1.1 в [D6], части 1.2 в [D7-D9]. Работы [D8 ; D9] отличаются подробностью в описании методики расчета и использованными экспериментальными данными.
1.1 Ограничение на майорановские частицы TDM по мюонным потокам
Идея в основе модели Техницвета проста [88; 89] - не вводя в Лагранжиан электрослабой теории "руками"энергетического масштаба, получить его аналогично масштабу конфаймента в КХД. Трудности объяснения массы топ-кварка, согласия с прецензионными данными о параметрах электрослабой модели из-за необходимости введения большого числа новых ароматов и др. заставили отказаться от простейшей реализации такой модели. Была построена модель "гуляющего техницвета"с техникварками (U, D,...), преобразующимися не по фундаментальному представлению, а по присоединенному также как и техниглюоны (G) [90-94]. Результаты, полученные на LHC [85], оставляют такую возможность открытой в большой области значений параметров модели.
Состав частиц в минимальной реализации рассматриваемой модели -U-, D- техникварки, техниглюоны G и технилептоны vt ет, которые вводятся для сокращения аномалии Виттена [95]. Можно получить несколько кандидатов в скрытую массу [96-101]. В последней работе рассматривается кандидат, представляющий собой связанное состояние техникварка и техниглюона N2 = DG, где у D-кварка электрический заряд полагается равным 0. Это состояние оказывается возможным благодаря тому, что как техниглюон, так и техникварк преобразуются по присоединенному представлению SU(2). Этой частице сообщается майорановская масса за счет механизма see-saw [102]. Легчайшее из двух массовое состояние считается стабильным и имеет подавленное взаимодействие с Z-бозоном следующего
вида:
. /л2 _j_ гЛ
2 а AT „,5
Уд2 + д'2 2
sin2 0N2Y Y^N2. (1)
Здесь д и д' - калибровочные константы электрослабой теории, sin в - фактор подавления, определяемый в рамках механизма see-saw примесью «активного» состояния DlG в суперпозиции N2 = DLG • sin в + DRG • cos в. Данный кандидат в скрытую массу не подпадает под ограничения, накладываемые подземными экспериментами, за счет отсутствия когерентного усиления взаимодействия с ядрами мишени из-за майорановской природы и самого подавления.
Аналогичными свойствами будет обладать технилептон vt при соответствующем выборе заряда и механизме образования его массы [100]. Отличие между DG и vt заключается в значении параметра sin в, который для vt равен 1. Так что без потери общности в данной работе в качестве N2 будем подразумевать состояния DG и vt со своими значениями sin в.
Параметр подавления sin в для N2 = DG определяется закаленной плотности частиц N2 под известное значение плотности скрытой массы. В случае N2 = vt необходимая плотность может быть обеспечена в рамках модели инфляции за счет квинтесенции [103]. Дело в том, что сравнительно более сильное взаимодействие vt приводит к их малой закаленной плотности в стандартном космологическом сценарии. Квинтесенция с преобладающей кинетической энергией во время скатывания к минимуму потенциала в ранней Вселенной приводит к более быстрому расширению и как следствие к более ранней закалке и соответственно большей плотности vt.
Стоит отметить, что в модели Техницвета можно получить не только электронейтральные частицы-кандидаты в скрытую массу, но и заряженные. Возможным астрофизическим эффектам заряженных техничастиц-кандидатов в скрытую массу посвящена часть 1.2. В следующих параграфах представлены расчет эффектов аннигиляции N2 в ранней Вселенной и Солнце, и расчет потенциально наблюдаемого сигнала в мюонах.
Аннигиляция N2 в ранней Вселенной и в Солнце
Основными каналами аннигиляции пары N2 являются аннигиляция на пару фермионов ff и пару W-бозонов W+W- (продольно поляризован-
ных) при условии, что энергия достаточна для открытия соответствующего канала.
В наших расчетах используются следующие формулы [100; 101; 104; 105] для сечений аннигиляции, умноженных на относительную скорость и усредненных по тепловому распределению скоростей при температуре Т
2G2p m2ef \C\ mf
av)ff =
п
Pz
2 m2
+
(C\2 17C2 \ mf
C + cA ) +' v f
2
8 m2
T ^ sin4 в, m
av
WW
2G2Fm2(2m2 - T . 4 —-W PZ— sin4 в.
nm
При этом
Pz =
Z
m
m
Z
(4m2 — mZ )2 + rZ mZ'
Pf,w = ^/l — mf,w/m2,
где mf, mZ, mW и m - массы конечного фермиона f, Z-, W-бозонов и N2 соответственно, GF - константа Ферми, CV = T3L — 2Q sin2 eW и CA = T3L - параметры Стандартной Модели для f. T3L и Q - слабый изоспин и электрический заряд соответствующей частицы. Формулы (2, 3) можно представить в упрощенном виде
T
av) = ao + ai —.
m
(4)
Современная реликтовая плотность N в рамках стандартного сценария Большого Взрыва определяется как [101]
Пм2 h2 =
1.76-10
g*sai|
—110V9~*Í
m
[ГэВ-2] Vt
(5)
температура закалки T* находится с помощью соотношений
m = L — 3 ln[L], T 2 [ ],
L = ln
mpi mai
(6)
4
где mPl - масса Планка,
E(b) 9s
b=bosons
определяют число эффективных спиновых степеней свободы (gs) по вкладу в плотность энергии и энтропии плазмы при Т = Т* соответственно. Для интересующего значения Т* д* = дд*а = 80 ^ 100.
Из формул (2, 3) можно заметить, что при закалке для всех кана-
вестные фермионы , е, д, т, и, 1, й, с, Ь) преобладает второй член из (4) (ау) = а! • Т/т. При аннигиляции N на пару топ кварков (¿¿) может быть существенным первый член уравнения (4) (для массового интервала тг < т < 500 ГэВ), однако в период закалки при т > тг по вероятности преобладает канал N2N2 ^ WW.
Исходя из условия, что N составляет всю холодную скрытую массу
определяем параметр модели sin в (или в уравнениях (5, 6)). Зависимость данного параметра от массы N2 показана на Рис. (1).
В модели майорановского нейтрино N2 = v' [100], где sin в = 1, условие (7) достигается при расширении сценария Большого Взрыва за счет квинтэссенции [103]. В связи с этим, как показано на Рис. (2, слева), существует разница между сечениями аннигиляции, предсказанными для данных двух вариантов частиц техницветовой темной материи. В модели [101] полное сечение во время закалки практически не зависит от массы, так как оно всегда "подстроено" с помощью уравнения (7), чтобы давать необходимую реликтовую плотность.
Однако, для многих типов конечных фермионов при температуре в центре Солнца, T0 ~ 1.3 кэВ ^ T*, в уравнении (4) доминирует первый член. Следовательно, скорости аннигиляции внутри Солнца отличаются от скоростей аннигиляции в ранней Вселенной (см. Рис. (2, справа)). В Солнце каналы с легкими конечными фермионами подавляются по отношению к каналам в ранней Вселенной. Особую значимость приобретает ¿¿-канал.
лов аннигиляции (N2N2 ^ WW, N2N2 ^ ff , где в качестве f все из-
(CDM)
Qn2 h2 = ^oDMh2 = 0.112,
(7)
N2 mass, GeV
Рисунок 1 — Зависимость параметра смешивания sin в от массы N2.
Рисунок 2 — Сечение процессов N2N2 ^ легкие фермионы, WW в зависимости от массы N для модели ВО [101] (сплошные линии) и V [100] (штрих-пунктирные линии) в период закалки (слева) и в центре Солнца (справа). "Легкие фермионы" включают все фермионы за исключением топ-кварка; каналы с виртуальными частицами (W или f) не рассматриваются.
Относительные вероятности каналов по отдельности приводятся на Рис.5 ниже.
Захват реликтовых N2 Солнцем и Землей
В оценке эффекта захвата частиц N2 Солнцем и Землей будем следовать нашей работе [106].
Реликтовые N2 с предполагаемой плотностью в окрестности Солнечной системы pioc = 0.3 ГэВ/см3, будут рассеиваться на ядрах внутри Солнца и Земли и захватываться соответствующими гравитационными потенциальными ямами. Взаимодействие N2 с ядрами A является спин-зависимым и соответствующее сечение может быть представлено в виде [101]
*n2a =2^Is sin4 в, (8)
п
где д - приведенная масса N2 и A, и
Is = C2 • A2J(J + 1). (9)
Коэффициент C учитывает вклад кварков в спин нуклонов и для слабого взаимодействия равен [107; 108]
10.78 - 1 (-0.48) - 2(-0.15) = 0.705 для p
C = V ТзаAq._ , , , ,
^ 1 2(-0.48) - 20.78 - 2(-0.15) = -0.555 для n.
2W..W ^ w.^wy 2
T 3 q Aq ~ N
q=u,d,s
(10)
Другой коэффициент в уравнении (9) описывает вклад нуклонов (со спином в и орбитальным моментом ¿) в спин 7 ядер и в рамках модели одиночного неспаренного нуклона равен
л2 т ( т , 1)= № +1)+ в(в + 1) - ¿(1 + 1)]2 (11)
(J + 1)= 47(7+1) • (11)
В оценке захвата реликтовых N в Солнце будем учитывать только наиболее распространенный элемент водород. В этом случае из уравнений (9-11) имеем 18 = 0.705 • | ~ 0.37. Оценка согласуется со случаем дираковского нейтрино с учетом вклада только аксиального тока (спин-зависимого), который дается в работе [10( ]: 13 « 1.32 • 3/16 « 0.3. Случай
Земли будет прокомментирован отдельно.
Нетрудно оценить скорость захвата N Солнцем или Землей. Выражение для этого
йеарг = ^ / ПМ2 (а^А^ПА^У, (12)
А ^
где и^2 и па являются концентрациями N и А в элементе объема (V, а'м2А есть сечение Ы2-А столкновения, умноженное на вероятность того, что N2 теряет достаточное количество энергии для гравитационного захвата Солнцем или Землей. Вводя форм-фактор ядра Ра, запишем
^ (АТ ^2 УШ— 5у?
= РА-у
1т АТтах V
= "ЪА РА(АТ)—— = ^А Р'А е8С( ),— ТО , (13)
где АТ - передаваемая при столкновении Ы2-А кинетическая энергия, АТтах = 2д2у2/ша - максимально возможная переданная энергия, 5 = (т — ша)2/(4шша), ша - масса ядра, уе8С - вторая космическая скорость на расстоянии г от центра притяжения, V = \]+ у28С и уТо являются скоростями N2 на расстояниях г и г ^ то соответственно. Величина есть квадрат форм-фактора , усредненный по интервалу АТ е [Тто; АТтах], где Тто = шуТО/2. Условие Тто < АТтах (или У^г) > 5уТО) необходимо для захвата.
Концентрация и^2 частиц N на расстоянии г может быть связана с концентрацией вне потенциальной ямы, и^2 (г ^ то) = и^2 то, как [106; 10 ]
V
иМ2 = иК2 то-.
2 2 Уто
Отметим, что последнее соотношение более точно записывается через усредненные по эквипотенциальной сфере (радиуса г) концентрации [109], однако именно такое усреднение происходит при подсчете интеграла по объему вещества Солнца и Земли ниже.
Усредняем уравнение (12) по распределению скоростей, делая замену
Пк2 то ^ Пк2 то • (/'то (у то ) то,
где и^2 То = Р1ОС/ш. В качестве распределения по скоростям используем
распределение Максвелла с учетом движения Солнца
ехр
(V» -
ехр
где г>0 = г>0 = 220 км/с.
Захваченные N накапливаются в солнечном ядре и аннигилируют. Их концентрация определяется уравнением
N = NVc.pt - N
(15)
Здесь Дапп - количество N2, исчезающих в единицу времени в результате аннигиляции,
Дапп = J П%2 (м) ¿V.
Отметим, что эта величина в два раза больше, чем формально определенная скорость аннигиляции, т.е. число актов аннигиляции в единицу времени.
Эффектом испарения захваченных и термализованных N2 пренебрегаем, что справедливо для всех т > 3 ГэВ [105]. Термализация захваченных N2 происходит за счет последовательности столкновений с ядрами задолго до того, как N2 успевают аннигилировать. В случае Солнца отношение соответствующих характерных времен в пределах интересующего массового диапазона N2 есть ~ 10-(5^1 0).
Решая уравнение (15) для Д^, находим
Дапп = Nc.pt taпh
'Ж
capt
N
ед
(16)
Здесь
АДед =
^Шегш
определяет критическую скорость захвата, выше которой равновесие между захватом и аннигиляцией (Аапп = N,3^) устанавливается за время жизни Солнца £аёе. Для ^ ^ед, ^апп подавляется по отношению к Nc.pt
как NNcapt/NNeq. Величина
Vtherm = ( ^^ 7JCOre ) R3 ~ ( ) X
\3/2
'4np ToreV'V ^ 3/2
,pcore Tesc / \ m /
2.0 ■ 1026см3 (JbpK)3/2 (i^) для Солнца, X 1.0 ■ 1023см3 (7?»)3/2 (^ir/CM31''2 Для Земли
характеризует эффективный объем, который после термализации занимают захваченные N2, имеющие распределение по скоростям Максвелла-Больцмана. Здесь R - радиус Солнца или Земли, р, pcore и Tcore их средние плотности и их плотности и температуры в центре соответственно (для Солнца Tcore = T0), Tesc = mve2sc(r = R)/2. Для вывода уравнения (17) мы предположили, что плотность вещества и температура внутри Vtherm постоянны и равны их значениям в ядре. В этом случае потенциальная энергия относительно центра Солнца или Земли принимает вид
U(r)= Tsc ^ (R)2 , (18)
и интегрирование в (16) концентрации термализованных N2,
Пм2 (r) = nN2 (0)expf-, (19)
\ T core /
может быть сделано аналитически. Обратим внимание, что величина, приведенная в уравнении (17) для Солнца, совпадает с величиной из работы [110].
Для взятия интеграла в уравнении (12) мы предполагаем распределение плотности вещества по r параметризованным также, как в работе [106]. В нашем случае влияние конечного размера ядра водорода незначительно. Действительно, для mA 1 ГэВ, AT ~ 0.01...0.1 МэВ при m ~ 1 ТэВ, получаем qa < 0.1, где q = \/2mAAT есть переданный 3-импульс по модулю и а - размер ядра. Таким образом FA(qa) ~ 1.
Скорости захвата и аннигиляции в случае Солнца представлены на Рис. (3).
Для сравнения на Рис. (3) также показаны скорости захвата, получен-
1025 7о 1024 о 1023
^ 1022
& 1021 о
£ 1020
.-О'"'
х'
ч х X ' X
-Хх х X \ . X
* I
£ 10
50 100 200 500 1000 2000 N2 веУ
50 100 500 1000
N2 веУ
5000
Рисунок 3 — Скорости захвата и аннигиляции для N в случае Солнца для моделей [101] (слева) и [100] (справа). Пунктирные (зеленые) линии показывают скорости захвата, полученные в приближении [111; 112].
о 0)
102
101
03 ^ 10 0)
10
£101
х
50 100 200 500 1000 2000 N2 шазз, веУ
50 100 200 500 1000 2000 N2 шазз, веУ
Рисунок 4 — Приблизительная оценка скоростей захвата реликтовых N2 Землей для моделей [101] (слева) и [100] (справа).
ные в приближении, используемом в работах [111; 112]
« 4.5 • 1018 с •
Р1
ос
270 км/Л3 аи,БВ /1000 ГэВ'
0.4 ГэВ/см3
V
10-6пбн
т
Как видно из Рис. (3), результаты согласуются.
В случае захвата N2 Землей существенным отличием от захвата Солнцем является то, что потенциальная яма в этом случае по абсолютной величине намного меньше, чем кинетическая энергия падающей частицы темной материи. В результате они имеют шанс быть захваченными только при особых кинематических условиях. Это может произойти при рассеянии на ядре с ненулевым спином, когда частица темной материи имеет массу, близкую к массе ядра, или/и изначально движется очень медленно. Для приближенной оценки возьмем ядра с ненулевым спином, которые достаточно распространены на Земле: изотоп 57Ее присутствует в естественном
Fe с долей ~ 2%, в то время как доля всего железа от массы Земли составляет ~ 30 ^ 40%. Считается, что оно в основном сосредоточено в ядре Земли. В ядре vesc(r ~ 0) « 14.2 км/с. Сечение взаимодействия 57Fe-N2 определяется уравнением (8). Для Is (9) можно дать максимальную оценку в приближении одиночного неспаренного нуклона Is ~ 0.23 (из уравнений (9-11)). Форм-фактор железа можно грубо оценить в приближении тонкой сферы как [107]
sin(qa)
Fa (qa) =-.
qa
Так как интервал интегрирования в уравнении (13) является малым (в случае Земли) по отношению к характерному масштабу, на котором меняется Fa, берем
FA = FA сад.
Для простой (максимальной) оценки используем уравнение (14) в качестве распределения N2 в окрестности Земли. В нем не учитывается подавление при v < 42 км/с, вызванное солнечным притяжением, также не учитывается эффект возможного скопления частиц темной материи в Солнечной системе, который описан в [113]. Полученные скорости захвата N2 потенциалом Земли вследствие столкновений 57Fe-N2 для двух рассматриваемых вариантов техницветовой скрытой массы представлены на Рис. (4).
Как видно из Рис. (3, 4), в рамках модели N2 = DG [101] значение Ncapt ниже и Neq выше по сравнению с другой рассмотренной моделью, что есть следствие подавления взаимодействий N2N2 и A-N2 за счет sin4 9 (уравнения (2, 3, 8)). В случае Земли аннигиляционный канал N2N2 ^ WW подавляется по отношению к случаю Солнца как 7000 K/15 • 106 K ~ 5 • 10-4, и поэтому Neq на Рис. (4) не спадает для m > 2 ТэВ. Аналогичным образом, относительные выходы нейтрино от аннигиляции N2 в Земле и в Солнце не должны различаться для m < 2 ТэВ, за исключением разницы, вызванной эффектами поглощения в солнечном веществе, важными только при больших массах N2.
Сравнивая Рис. (3) и Рис. (4), мы видим, что для максимальной Ncapt в случае Земли, которая имеет место при массе N2 близкой к массе 57Fe, отношение Ncapt для Земли и для Солнца ~ 10-10 в обоих рассмотренных моделях [100; 101]. Поток нейтрино, вызванный аннигиляцией N2 в
Земле, будет отличаться от потока от Солнца как вышеупомянутое отношение Дсар для Земли и Солнца, умноженное на квадрат отношения расстояний до центра Солнца и Земли 5 • 108 и дополнительно на фактор ДсарУДеч ~ 10-4 для модели N = БС [101]. Таким образом, даже для модели N2 = [100], в которой подавляется намного слабее,
максимальный поток нейтрино от аннигиляции N в Земле в несколько десятков раз меньше, чем от Солнца. Поток нейтрино не будет сильно увеличен относительно потока от Солнца в результате столкновений реликтовых N с другими присутствующими на Земле ядрами, обилие которых хуже известно. Так как чувствительность эксперимента Бирег-Кашюка^е к потоку мюонов, вызванному нейтрино в направлениях из центров Солнца и Земли, одинакова по порядку величины, в последующем рассмотрении мы будем пренебрегать эффектами аннигиляции N в Земле.
Мюонный поток от захваченных частиц N
Аннигиляция N приводит к образованию потока е-, д-, и т-нейтрино
Похожие диссертационные работы по специальности «Физика высоких энергий», 01.04.23 шифр ВАК
Диффузное астрофизическое излучение от 10-4 эВ до 10+20 эВ и ограничения на новые модели физики элементарных частиц2016 год, доктор наук Рубцов Григорий Игоревич
Поиск нейтрино сверхвысоких энергий и гипотетических частиц темной материи в экспериментах на Байкальском глубоководном нейтринном телескопе НТ-2002005 год, доктор физико-математических наук Джилкибаев, Жан-Арыс Магисович
Происхождение космических лучей, нейтрино и гамма-излучения в окрестностях сверхмассивных черных дыр в центрах галактик2017 год, кандидат наук Птицына, Ксения Владимировна
Тёмная материя: проблемы и решения2017 год, кандидат наук Баушев, Антон Николаевич
Одновершинные нейтринные процессы в формализме матрицы плотности во внешнем магнитном поле (текст диссертации размещен на сайте ОИЯИ: http://wwwinfo.jinr.ru/dissertation/ThesisOsokina.pdf)2015 год, кандидат наук Осокина Елена Владимировна
Список литературы диссертационного исследования доктор наук Белоцкий Константин Михайлович, 2022 год
Список использованных источников
1. Zwicky F. Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln // Helvetica Physica Acta. - 1933. - т. 6. - с. 110-127.
2. Lee T. D., Yang C. N. Question of Parity Conservation in Weak Interactions // Phys. Rev. - 1956. - т. 104, вып. 1. - с. 254-258.
3. Kobzarev I. Y. [и др.]. On the possibility of experimental observation of mirror particles // Sov. J. Nucl. Phys. - 1966. - т. 3, № 6. - с. 837841. - [Yad. Fiz.3,1154(1966)].
4. Pavsic M. External inversion, internal inversion, and reflection invariance // Int. J. Theor. Phys. - 1974. - т. 9. - с. 229-244. - arXiv: arXiv: hep-ph/0105344 [hep-ph].
5. Blinnikov S. I., Khlopov M. Y. Possible Astronomical Effects of Mirror Particles // Astron. Rep. - 1983. - т. 27. - с. 371-375.
6. Foot R. Mirror matter-type dark matter // Int. J. Mod. Phys. - 2004. -т. D13. - с. 2161-2192. - arXiv: arXiv:astro-ph/0407623 [astro-ph].
7. Clarke J. D., Foot R. Mirror dark matter will be confirmed or excluded by XENON1T // Phys. Lett. - 2017. - т. B766. - с. 29-34. - arXiv: arXiv:1606.09063 [hep-ph].
8. Gunn J. E. [и др.]. Some astrophysical consequences of the existence of a heavy stable neutral lepton // Astrophys. J. — 1978. — т. 223. — с. 1015—1031.
9. Stecker F. W. The cosmic gamma-ray background from the annihilation of primordial stable neutral heavy leptons // Astrophys. J. — 1978. — т. 223. — с. 1032—1036.
10. Zeldovich Y. B. Astrophysical constraints on the mass of heavy stable neutral leptons // Sov. J. Nucl. Phys. — 1980. — т. 31. — с. 664—669.
11. Silk J., Srednicki M. Cosmic-ray antiprotons as a probe of a photino-dominated universe // Phys. Rev. Lett. — 1984. — т. 53. — с. 624— 627.
12. Doroshkevich A. G., Khlopov M. Y. On the physical nature of dark matter of the Universe // Sov. J. Nucl. Phys. — 1984. — т. 39. — с. 551— 553.
13. Konoplich R. V., Khlopov M. Y. Astrophysical constraints on mass of very heavy stable neutrino // Phys. Atom. Nucl. — 1994. — т. 57. — с. 425—431.
14. Wandelt B. D. [и др.]. Selfinteracting dark matter // Sources and detection of dark matter and dark energy in the universe. Proceedings, 4th International Symposium, DM 2000, Marina del Rey, USA, February 23-25, 2000. — 2000. — с. 263—274. — arXiv: arXiv:astro-ph/0006344 [astro-ph].
15. Chung D., Farrar G. R., Kolb E. W. Are ultrahigh-energy cosmic rays signals of supersymmetry? // Phys. Rev. — 1998. — т. D57. — с. 4606— 4613. — arXiv: arXiv:astro-ph/9707036 [astro-ph].
16. Albuquerque I. F. M. [и др.]. Exotic massive hadrons and ultra-high energy cosmic rays // Phys. Rev. — 1999. — т. D59. — с. 015021. — arXiv: arXiv:hep-ph/9805288 [hep-ph].
17. Qin B., Wu X. P. Constraints on the Interaction between Dark Matter and Baryons from Cooling Flow Clusters // Phys. Rev. Lett. — 2001. — т. 87. — с. 061301. — arXiv: arXiv:astro-ph/0106458 [astro-ph].
18. Chuzhoy L., Nusser A. A Limit on the dark matter and baryons interaction cross-section in galaxy clusters // Astrophys. J. — 2006. — t. 645. — c. 950—954. — arXiv: arXiv:astro-ph/0408184 [astro-ph].
19. Davis J. H. Probing sub-GeV mass SIMP dark matter with a low-threshold surface experiment // KCL-PH-TH-2017-38. — 2017. — arXiv: arXiv:1708.01484 [hep-ph].
20. Moore B. Evidence against dissipationless dark matter from observations of galaxy haloes // Nature. — 1994. — t. 370. — c. 629.
21. Spergel D. N., Steinhardt P. J. Observational evidence for self-interacting cold dark matter // Phys. Rev. Lett. — 2000. — t. 84. — c. 3760—3763. — arXiv: arXiv:astro-ph/9909386 [astro-ph].
22. Cirelli M. [h gp.]. Dark Matter's secret liaisons: phenomenology of a dark U(1) sector with bound states // JCAP. — 2017. — t. 1705. — c. 036. — arXiv: arXiv:1612.07295 [hep-ph].
23. Petraki K. [h gp.]. Radiative bound-state-formation cross-sections for dark matter interacting via a Yukawa potential // JHEP. — 2017. — t. 04. — c. 077. — arXiv: arXiv:1611.01394 [hep-ph].
24. PA. [h gp.]. Make Dark Matter Charged Again // JCAP. — 2017. — t. 1705. — c. 022. — arXiv: arXiv:1610.04611 [hep-ph].
25. Baldes I., Petraki K. Asymmetric thermal-relic dark matter: Sommerfeld-enhanced freeze-out, annihilation signals and unitarity bounds // DESY-17-034, NIKHEF-2017-009. — 2017. — arXiv: arXiv:1703.00478 [hep-ph].
26. P. F. The light ^ boson as the mediator of a new force, coupled to a combination of Q, B, L and dark matter // Eur. Phys. J. — 2017. — t. C77, № 1. — c. 53. — arXiv: arXiv:1611.05357 [hep-ph].
27. An H. [h gp.]. Effects of Bound States on Dark Matter Annihilation // Phys. Rev. — 2016. — t. D93. — c. 115020. — arXiv: arXiv:1604.01776 [hep-ph].
28. X.-J. B. [h gp.]. Asymmetric Dark Matter Bound State // Phys. Rev. — 2017. — t. D95. — c. 043540. — arXiv: arXiv:1602.08816 [hep-ph].
29. Bringmann T. [и др.]. Strong constraints on self-interacting dark matter with light mediators // Phys. Rev. Lett. — 2017. — т. 118. — с. 141802. — arXiv: arXiv:1612.00845 [hep-ph].
30. Bell N. F. [и др.]. Dark Forces in the Sky: Signals from Z' and the Dark Higgs // JCAP. — 2016. — т. 1608, № 08. — с. 001. — arXiv: arXiv:1605.09382 [hep-ph].
31. Gershtein S., Zeldovich Y. Rest Mass of Muonic neutrino and Cosmology // JETP Lett. — 1966. — т. 4. — с. 120—122.
32. Lee W., Weinberg S. Cosmological Lower Bound on Heavy-Neutrino Masses // Phys. Rev. Lett. — 1977. — т. 39. — с. 165—168.
33. Fargion D. [и др.]. Signature of relic heavy stable neutrinos in underground experiments // JETP Lett. — 1998. — т. 68. — с. 685—690. — arXiv: arXiv:astro-ph/9810048 [astro-ph].
34. Fargion D. [и др.]. On the heavy relic neutrino: Galactic gamma halo connection // INFN-1243. — 1998. — arXiv: arXiv:astro-ph/9902327 [astro-ph].
35. Fargion D. [и др.]. Possible Effects of the Existence of the 4th Generation Neutrino // JETP Lett. — 1999. — т. 69. — с. 434—440. — arXiv: arXiv: astro-ph/9903086 [astro-ph].
36. Belotsky K. M. [и др.]. May Heavy neutrinos solve underground and cosmic ray puzzles? // Phys. Atom. Nucl. — 2008. — т. 71. — с. 147— 161. — arXiv: arXiv:hep-ph/0411093 [hep-ph].
37. Frenk C. S. [и др.]. Cold dark matter, the structure of galactic haloes and the origin of the Hubble sequence // Nature. — 1985. — т. 317. — с. 595—597.
38. Quinn P. J. [и др.]. Primordial density fluctuations and the structure of galactic haloes // Nature. — 1986. — т. 322. — с. 329—335.
39. Gurevich A., Zybin K. P. Nondissipative gravitational turbulence // Sov. Phys. JETP. — 1988. — т. 67, № 10. — с. 1.
40. Berezinsky V. S. [и др.]. Distribution of dark matter in the galaxy and the lower limits for the masses of supersymmetric particles // Phys.Lett. — 1992. — т. B284. — с. 221—228.
41. Berezinsky V. S., Dokuchaev V. I., Eroshenko Y. N. Small-scale clumps of dark matter // Physics-Uspekhi. — 2014. — t. 57, №1.-c. 1—36.
42. Blennow M. [h gp.]. Self-interacting inelastic dark matter: A viable solution to the small scale structure problems // JCAP. — 2017. — t. 284, № 03. — c. 048. — arXiv: arXiv:1612.06681 [hep-ph].
43. Foot R. Resolution of the small scale structure issues with dissipative dark matter from multiple standard model sectors // Physical Review D. — 2018. — t. 98, № 12. — ISSN 2470-0029.
44. Tulin S., Yu H.-B. Dark Matter Self-interactions and Small Scale Structure. — 2017.— arXiv: arXiv:1705.02358 [hep-ph].
45. Gondolo P., Silk J. Dark matter annihilation at the galactic center // Phys. Rev. Lett. — 1999. — t. 83. — c. 1719—1722. — arXiv: arXiv : astro-ph/9906391 [astro-ph].
46. Foot R. Dissipative dark matter explains rotation curves // Phys. Rev.
D. —2015.—t. 91, №12. —c. 123543. — arXiv: 1502.07817 [astro-ph.GA].
47. Kamada A. [h gp.]. Self-Interacting Dark Matter Can Explain Diverse Galactic Rotation Curves // Phys. Rev. Lett. — 2017. — t. 119, № 11. — c. 111102. — arXiv: 1611.02716 [astro-ph.GA].
48. Pollack J. [h gp.]. Supermassive Black Holes from Ultra-Strongly Self-Interacting Dark Matter // Astrophys. J. — 2015. — t. 804, № 2. — c. 131. — arXiv: arXiv:1501.00017 [astro-ph.CO].
49. Kalberla P. M. W. [h gp.]. Dark matter in the Milky Way, II. the HI gas distribution as a tracer of the gravitational potential // Astron. Astrophys. — 2007. — t. 469. — c. 511—527. — arXiv: arXiv:0704.3925 [astro-ph].
50. Randall L, Scholtz J. Dissipative Dark Matter and the Andromeda Plane of Satellites // JCAP. — 2015. — t. 1509, № 09. — c. 057. — arXiv: arXiv:1412.1839 [astro-ph.GA].
51. Foot R. Dissipative dark matter explains rotation curves // Phys. Rev. — 2015. —t. D91. — c. 123543. — arXiv: arXiv:1502.07817 [astro-ph.GA].
52. Massey R. [и др.]. The behaviour of dark matter associated with four bright cluster galaxies in the 10 kpc core of Abell 3827 // Mon. Not. R. Astron. Soc. — 2015. — т. 449. — с. 3393—3406. — arXiv: arXiv : 1504.03388 [astro-ph.CO].
53. Taylor P. [и др.]. A test for skewed distributions of dark matter, and a possible detection in galaxy cluster Abell 3827 // MNRAS. — 2017. — т. 468, № 4. — с. 5004—5013. — arXiv: 1701.04412 [astro-ph.CO].
54. Massey R. [и др.]. Dark matter dynamics in Abell 3827: new data consistent with standard cold dark matter // MNRAS. — 2018. — т. 477, № 1. — с. 669—677. — arXiv: 1708.04245 [astro-ph.CO].
55. Bernal N. [и др.]. The dawn of FIMP Dark Matter: A review of models and constraints // International Journal of Modern Physics A. — 2017. — т. 32, № 27. — с. 1730023—274. — arXiv: 1706.07442 [hep-ph].
56. Chang J., (ATIC collaboration) others. An excess of cosmic ray electrons at energies of 300-800 GeV // Nature. — 2008. — т. 456. — с. 362—365.
57. Goodenough L., Hooper D. Possible Evidence For Dark Matter Annihilation In The Inner Milky Way From The Fermi Gamma Ray Space Telescope // FERMILAB-PUB-09-494-A. — 2009. — arXiv: arXiv:0910.2998 [hep-ph].
58. Vitale V., Morselli A. Indirect Search for Dark Matter from the center of the Milky Way with the Fermi-Large Area Telescope // eConf Proceedings C091122. — 2009. — arXiv: arXiv:0912.3828 [astro-ph.HE].
59. Hooper D., Goodenough L. Dark Matter Annihilation in The Galactic Center As Seen by the Fermi Gamma Ray Space Telescope // Phys. Lett. — 2011. — т. B697. — с. 412—428. — arXiv: arXiv: 1010 . 2752 [hep-ph].
60. Hooper D., Linden T. On The Origin Of The Gamma Rays From The Galactic Center // Phys. Rev. — 2011. — т. D84. — с. 123005. — arXiv: arXiv:1110.0006 [astro-ph.HE].
61. Abazajian K. N., Kaplinghat M. Detection of a Gamma-Ray Source in the Galactic Center Consistent with Extended Emission from Dark Matter Annihilation and Concentrated Astrophysical Emission // Phys.
Rev. — 2012. — т. D86. — с. 083511. — arXiv: arXiv : 1207 . 6047 [astro-ph.HE].
62. Gordon C, Macias O. Dark Matter and Pulsar Model Constraints from Galactic Center Fermi-LAT Gamma Ray Observations // Phys. Rev. — 2013. — т. D88. — с. 083521. — arXiv: arXiv : 1306 . 5725 [astro-ph.HE].
63. Horiuchi S. [и др.]. The Fermi-LAT gamma-ray excess at the Galactic Center in the singlet-doublet fermion dark matter model // JCAP. — 2016. — т. 03. — с. 048. — arXiv: arXiv:1602.04788v2 [hep-ph].
64. Daylan T. [и др.]. GeV excess electrons upscattering the CMB: a possible resolution to the "Photon Underproduction Crisis" // American Astronomical Society Meeting Abstracts. т. 225. — 2015. — с. 255.19. — (American Astronomical Society Meeting Abstracts).
65. Zhou B. [и др.]. GeV excess in the Milky Way: The role of diffuse galactic gamma-ray emission templates // Phys. Rev. — 2015. — т. D91. — с. 123010. — arXiv: arXiv:1406.6948 [astro-ph.HE].
66. Aguilar M, (AMS Collaboration) others. Antiproton Flux, Antiproton-to-Proton Flux Ratio, and Properties of Elementary Particle Fluxes in Primary Cosmic Rays Measured with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station // Phys. Rev. Lett. — 2016. — т. 117. — с. 091103.
67. Ackermann M. [и др.]. The spectrum of isotropic diffuse gamma-ray emission between 100 MeV and 820 GeV // Astrophys. J. — 2015. — т. 799. — с. 86. — arXiv: arXiv:1410.3696 [astro-ph.HE].
68. Ackermann M. [и др.]. Fermi LAT Search for Dark Matter in Gamma-ray Lines and the Inclusive Photon Spectrum // Phys. Rev. — 2012. — т. D86. — с. 022002. — arXiv: arXiv:1205.2739v1 [astro-ph.HE].
69. Strong A. W. [и др.]. A New estimate of the extragalactic gamma-ray background from EGRET data // Proceedings, 28th International Cosmic Ray Conference (ICRC 2003): Tsukuba, Japan, July 31-August 7, 2003. — 2003. — с. 2687. — arXiv: arXiv : astro - ph / 0306345 [astro-ph] ; — [5,2687(2003)].
70. Abdo A. A. [и др.]. Fermi Large Area Telescope Measurements of the Diffuse Gamma-Ray Emission at Intermediate Galactic Latitudes // Phys. Rev. Lett. - 2009. - т. 103. - с. 251101. - arXiv: arXiv : 0912.0973 [astro-ph.HE].
71. Aharonian F. [и др.]. Probing the ATIC peak in the cosmic-ray electron spectrum with H.E.S.S // Astron. Astrophys. — 2009. — т. 508. — с. 561. — arXiv: arXiv:0905.0105 [astro-ph.HE].
72. Yang F., Su M., Zhao Y. Dark Matter Annihilation from Nearby Ultracompact Micro Halos to Explain the Tentative Excess at ~1.4 TeV in DAMPE data. - 2017. - arXiv: 1712.01724 [astro-ph.HE].
73. Adriani O. [и др.]. An anomalous positron abundance in cosmic rays with energies 1.5-100 GeV // Nature. - 2009. - т. 458. - с. 607609. - arXiv: arXiv:0810.4995 [astro-ph].
74. Aguilar M. [и др.]. First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5-350 GeV // Phys. Rev. Lett. -2013. - т. 110. - с. 141102.
75. Ackermann M. [и др.]. Measurement of separate cosmic-ray electron and positron spectra with the Fermi Large Area Telescope // Phys. Rev. Lett. - 2012. - т. 108. - с. 011103. - arXiv: arXiv :1109. 0521 [astro-ph.HE].
76. Belotsky K. M., other. Sakharov's enhancement in the effect of 4th generation neutrino // Grav. Cosmol. Suppl. - 2000. - т. 6. - с. 140— 143.
77. Arkani-Hamed N., other. A Theory of Dark Matter // Phys. Rev. — 2009. - т. D79. - с. 015014. - arXiv: arXiv:0810.0713 [hep-ph].
78. Sommerfeld A. Über die Beugung und Bremsung der Elektronen // Annalen der Physik. - 1931. - т. 403. - с. 257-330.
79. Gamow G. Zur Quantentheorie des Atomkernes // Z. Phys. — 1928. — т. 51. - с. 204-212.
80. Sakharov A. D. Interaction of an Electron and Positron in Pair Production // Zh. Eksp. Teor. Fiz. - 1948. - t. 18. - c. 631-635. - [Sov. Phys. Usp.34,375(1991)].
81. Chen C.-H. [h gp.]. Dark matter for excess of AMS-02 positrons and antiprotons // Phys. Lett. - 2015. - t. B747. - c. 495-499. - arXiv: arXiv:1504.07848 [hep-ph].
82. Huang X.-J. [h gp.]. Antiprotons from dark matter annihilation through light mediators and a possible excess in AMS-02 p/p data // Phys. Rev. - 2017. - t. D95, № 6. - c. 063021. - arXiv: arXiv:1611.01983 [hep-ph].
83. Khlopov M. Y. Dark matter reflection of particle symmetry // Mod. Phys. Lett. - 2017. - t. A32. - c. 1740001. - arXiv: arXiv:1704.06506 [hep-ph].
84. Khlopov M. Y. 10 years of dark atoms of composite dark matter // Proceedings, 18th Workshop on What Comes Beyond the Standard Models?: Bled, Slovenia, July 11-19, 2015. - 2015. - c. 71-77. - arXiv: arXiv:1512.01081 [hep-ph].
85. Arbey A. [h gp.]. Fundamental Composite Electroweak Dynamics: Status at the LHC // Phys. Rev. - 2017. - t. D95, № 1. - c. 015028. - arXiv: arXiv:1502.04718 [hep-ph].
86. Zeldovich Y. B., Khlopov M. Y. On the Concentration of Relic Magnetic Monopoles in the Universe // Phys. Lett. - 1978. - t. 79B. - c. 239241.
87. Barkana R., Loeb A. In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe // Phys. Rept. - 2001. - t. 349. - c. 125— 238. - eprint: arXiv:astro-ph/0010468.
88. Weinberg S. Implications of Dynamical Symmetry Breaking // Phys.
Rev. - 1976. - t. D13. - c. 974-996. - [Addendum: Phys. Rev.D19,1277(1979)
89. Susskind L. Dynamics of Spontaneous Symmetry Breaking in the Weinberg-Salam Theory // Phys. Rev. - 1979. - t. D20. - c. 2619-2625.
90. Sannino F., Tuominen K. Orientifold theory dynamics and symmetry breaking // Phys. Rev. — 2005. — t. D71. — c. 051901. — arXiv: arXiv: hep-ph/0405209 [hep-ph].
91. Hong D. K. [h gp.]. Composite Higgs from higher representations // Phys. Lett. — 2004. — t. B597. — c. 89—93. — arXiv: arXiv: hep -ph/0406200 [hep-ph].
92. Dietrich D. D. [h gp.]. Light composite Higgs from higher representations versus electroweak precision measurements: Predictions for CERN LHC // Phys. Rev. — 2005. — t. D72. — c. 055001. — arXiv: arXiv : hep -ph/0505059 [hep-ph].
93. Dietrich D. D., Sannino F. Conformal window of SU(N) gauge theories with fermions in higher dimensional representations // Phys. Rev. —
2007. — t. D75, Bbm. 8. — c. 085018.
94. Sannino F. Conformal Dynamics for TeV Physics and Cosmology // Acta Phys. Polon. — 2009. — t. B40. — c. 3533—3743. — arXiv: arXiv: 0911.0931 [hep-ph].
95. Gudnason S. B. [h gp.]. Towards working technicolor: Effective theories and dark matter // Phys. Rev. — 2006. — t. D73. — c. 115003. — arXiv: arXiv:hep-ph/0603014 [hep-ph].
96. Gudnason S. B. [h gp.]. Dark Matter from new Technicolor Theories // Phys. Rev. — 2006. — t. D74. — c. 095008. — arXiv: arXiv : hep -ph/0608055 [hep-ph].
97. Khlopov M. Y, Kouvaris C. Strong Interactive Massive Particles from a Strong Coupled Theory // Phys. Rev. — 2008. — t. D77. — c. 065002. — arXiv: arXiv:0710.2189 [astro-ph].
98. Khlopov M. Y., Kouvaris C. Composite dark matter from a model with composite Higgs boson // Phys. Rev. — 2008. — t. D78. — c. 065040. — arXiv: arXiv:0806.1191 [astro-ph].
99. Khlopov M. Y. Composite dark matter from stable charged constituents. —
2008.— arXiv: arXiv:0806.3581 [astro-ph].
100. Kainulainen K. [h gp.]. The WIMP of a Minimal Technicolor Theory // Phys. Rev. - 2007. - t. D75. - c. 085003. - arXiv: arXiv : hep -ph/0612247 [hep-ph].
101. Kouvaris C. Dark Majorana Particles from the Minimal Walking Technicolor // Phys. Rev. - 2007. - t. D76. - c. 015011. - arXiv: arXiv : hep -ph/0703266 [HEP-PH].
102. Cheng H.-C. [h gp.]. AMS-02 Positron Excess and Indirect Detection of Three-body Decaying Dark Matter // JCAP. - 2017. - t. 1703, № 03. -c. 041. - arXiv: arXiv:1608.06382 [hep-ph].
103. Joyce M. Electroweak Baryogenesis and the Expansion Rate of the Universe // Phys. Rev. - 1997. - t. D55. - c. 1875-1878. - arXiv: arXiv:hep-ph/9606223 [hep-ph].
104. Kolb E. W., Olive K. A. Lee-Weinberg bound reexamined // Phys. Rev. - 1986. - t. D33, bho. 4. - c. 1202-1203.
105. Gaisser T. K. [h gp.]. Limits on cold-dark-matter candidates from deep underground detectors // Phys. Rev. - 1986. - t. D34, Bbm. 8. -c. 2206-2222.
106. Belotsky K. M. [h gp.]. Monochromatic neutrinos from the annihilation of fourth-generation massive stable neutrinos in the sun and in the earth // Phys. Atom. Nucl. - 2002. - t. 65. - c. 382-391. - [Yad. Fiz.65,407(2002)].
107. Lewin J. D., Smith P. F. Review of mathematics, numerical factors, and corrections for dark matter experiments based on elastic nuclear recoil // Astropart. Phys. - 1996. - t. 6. - c. 87-112.
108. Ellis J. R. [h gp.]. Reevaluation of the elastic scattering of supersymmetric dark matter // Phys. Lett. - 2000. - t. B481. - c. 304-314. - arXiv: arXiv:hep-ph/0001005 [hep-ph].
109. Belotsky K. M, Khlopov M. Y. On the distribution of collisionless particles in local potential well // Grav. Cosmol. - 2005. - t. 11. -c. 220-222. - arXiv: arXiv:astro-ph/0504216 [astro-ph].
110. Hooper D., Silk J. Searching for dark matter with neutrino telescopes // New J. Phys. - 2004. — t. 6. — c. 23. - arXiv: arXiv:hep-ph/0311367 [hep-ph].
111. Gould A. Cosmological density of WIMPs from solar and terrestrial annihilations // Astrophys. J. — 1992. — t. 388. — c. 338—344.
112. Jungman G. [h gp.]. Supersymmetric dark matter // Phys. Rept. — 1996. — t. 267. — c. 195—373. — arXiv: arXiv : hep - ph / 9506380 [hep-ph].
113. Damour T, Krauss L. M. A New WIMP population in the solar system and new signals for dark matter detectors // Phys. Rev. — 1999. — t. D59. — c. 063509. — arXiv: arXiv:astro-ph/9807099 [astro-ph].
114. Yao W.-M. [h gp.]. Review of Particle Physics // Journal of Physics G. — 2006. — t. 33. — c. 1+.
115. Ritz S., Seckel D. Detailed Neutrino Spectra From Cold Dark Matter Annihilations in the Sun // Nucl. Phys. — 1988. — t. B304. — c. 877— 908.
116. Gandhi R. [h gp.]. Neutrino interactions at ultrahigh-energies // Phys. Rev. — 1998. — t. D58. — c. 093009. — arXiv: arXiv:hep-ph/9807264 [hep-ph].
117. Hooper D., Servant G. Indirect detection of Dirac right-handed neutrino dark matter // Astropart. Phys. — 2005. — t. 24. — c. 231—246. — arXiv: arXiv:hep-ph/0502247 [hep-ph].
118. Crotty P. High-energy neutrino fluxes from supermassive dark matter // Phys. Rev. — 2002. — t. D66. — c. 063504. — arXiv: arXiv : hep -ph/0205116 [hep-ph].
119. Desai S. [h gp.]. Search for dark matter WIMPs using upward through-going muons in Super-Kamiokande // Phys. Rev. — 2004. — t. D70. — c. 083523. — arXiv: arXiv: hep-ex/0404025 [hep-ex] ; — [Erratum: Phys. Rev.D70,109901(2004)].
120. Blennow M. [h gp.]. Neutrinos from WIMP annihilations using a full three-flavor Monte Carlo // JCAP. — 2008. — t. 0801. — c. 021. — arXiv: arXiv:0709.3898 [hep-ph].
121. Kouvaris C. The Dark Side of Strongly Coupled Theories // Phys. Rev. D. — 2008. — т. 78. — с. 075024. — arXiv: 0807.3124 [hep-ph].
122. Wolfenstein L. Neutrino oscillations in matter // Phys. Rev. — 1978. — т. D17, вып. 9. — с. 2369—2374.
123. Cirelli M. [и др.]. Spectra of neutrinos from dark matter annihilations // Nucl. Phys. — 2005. — т. B727. — с. 99—138. — arXiv: arXiv : hep-ph/0506298 [hep-ph] ; — [Erratum: Nucl. Phys.B790,338(2008)].
124. Naumov V. A. High-energy neutrino oscillations in absorbing matter // Phys. Lett. — 2002. — т. B529. — с. 199—211. — arXiv: arXiv :hep-ph/0112249 [hep-ph].
125. Akerib D. S. [и др.]. First results from the LUX dark matter experiment at the Sanford Underground Research Facility // Phys. Rev. Lett. — 2014. —т. 112.—с. 091303. —arXiv: arXiv:1310.8214 [astro-ph.CO].
126. Aguilar M. [и др.]. First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5-350 GeV // Phys. Rev. Lett. — 2013. — т. 110, вып. 14. — с. 141102.
127. Ackermann M. [и др.]. Dark matter constraints from observations of 25 Milky Way satellite galaxies with the Fermi Large Area Telescope // Phys. Rev. — 2014. — т. D89. — с. 042001. — arXiv: arXiv:1310.0828 [astro-ph.HE].
128. Ackermann M. [и др.]. Constraints on the Galactic Halo Dark Matter from Fermi-LAT Diffuse Measurements // Astrophys. J. — 2012. — т. 761. — с. 91. — arXiv: arXiv:1205.6474 [astro-ph.CO].
129. Buckley J. [и др.]. Working Group Report: WIMP Dark Matter Indirect Detection // Proceedings, 2013 Community Summer Study on the Future
of U.S. Particle Physics: Snowmass on the Mississippi (CSS2013): Minneapolis, MN, USA, July 29-August 6, 2013. — 2013. — arXiv: arXiv:1310.7040 [astro-ph.HE].
130. Ibarra A. [и др.]. Indirect Searches for Decaying Dark Matter // Int. J. Mod. Phys. — 2013. — т. A28. — с. 1330040. — arXiv: arXiv:1307.6434 [hep-ph].
131. Tavakoli M. [h gp.]. Constraints on dark matter annihilations from diffuse gamma-ray emission in the Galaxy // JCAP. — 2014. — t. 1401. — c. 017. — arXiv: arXiv:1308.4135 [astro-ph.HE].
132. Conrad J. Indirect detection of Dark matter with gamma-rays - status and perspectives // PoS. — 2011. — t. IDM2010. — c. 048. — arXiv: arXiv:1103.5638 [astro-ph.CO].
133. Dugger L. [h gp.]. Constraints on Decaying Dark Matter from Fermi Observations of Nearby Galaxies and Clusters // JCAP. — 2010. — t. 1012. — c. 015. — arXiv: arXiv:1009.5988 [astro-ph.HE].
134. Strong A. W, Moskalenko I. V. Propagation of cosmic-ray nucleons in the galaxy // Astrophys. J. — 1998. — t. 509. — c. 212—228. — arXiv: arXiv:astro-ph/9807150 [astro-ph].
135. Gleeson L. J., Axford W. I. Solar Modulation of Galactic Cosmic Rays // Astrophys. J. — 1968. — t. 154. — c. 1011.
136. Baltz E. A., Edsjo J. Positron propagation and fluxes from neutralino annihilation in the halo // Phys. Rev. — 1998. — t. D59. — c. 023511. — arXiv: arXiv:astro-ph/9808243 [astro-ph].
137. Hooper D. [h gp.]. Pulsars as the Sources of High Energy Cosmic Ray Positrons // JCAP. — 2009. — t. 0901. — c. 025. — arXiv: arXiv : 0810.1527 [astro-ph].
138. Di Mauro M. [h gp.]. Interpretation of AMS-02 electrons and positrons data // JCAP. — 2014. — t. 1404. — c. 006. — arXiv: arXiv:1402.0321 [astro-ph.HE].
139. Bai Y. [h gp.]. The PAMELA excess from neutralino annihilation in the NMSSM // Phys. Rev. — 2009. — t. D80. — c. 055004. — arXiv: arXiv:0905.2964 [hep-ph].
140. Cirelli M. Status of Indirect (and Direct) Dark Matter searches. — 2015.— arXiv: arXiv:1511.02031 [astro-ph.HE].
141. Di Mauro M. The origin of the Fermi-LAT y-ray background // Proceeding of the MG14 conference : 14th Marcel Grossmann Meeting on Recent Developments in Theoretical and Experimental General Relativity, Astrophysics
and Relativistic Field Theories (12-18 uro^a 2015). - Rome, Italy, 2016.-arXiv: arXiv:1601.04323 [astro-ph.HE].
142. Fox P. J., Poppitz E. Leptophilic Dark Matter // Phys. Rev. - 2009. -t. D79. - c. 083528. - arXiv: arXiv:0811.0399 [hep-ph].
143. Dev P. S. B. [h gp.]. Neutrino Mass and Dark Matter in light of recent AMS-02 results // Phys. Rev. - 2014. - t. D89. - c. 095001. - arXiv: arXiv:1307.6204 [hep-ph].
144. Cirelli M. [h gp.]. Gamma ray constraints on Decaying Dark Matter // Phys. Rev. - 2012. - t. D86. - c. 083506. - arXiv: arXiv:1205.5283 [astro-ph.CO].
145. Ando S., Ishiwata K. Constraints on decaying dark matter from the extragalactic gamma-ray background // JCAP. - 2015. - t. 1505, № 05. -c. 024. - arXiv: arXiv:1502.02007 [astro-ph.CO].
146. Liu W. [h gp.]. Constraints on dark matter annihilation and decay from the isotropic gamma-ray background // Chin. Phys. - 2017. - t. C41, №4.-c. 045104. - arXiv: arXiv:1602.01012 [astro-ph.CO].
147. Belotsky K. [h gp.]. The DAMPE excess and gamma-ray constraints // Physics of the Dark Universe. - 2019. - t. 26. - c. 100333. - arXiv: 1904.02456 [astro-ph.HE].
148. Belotsky K. M. [h gp.]. Cosmic Gamma Ray Constraints on the Indirect Effects of Dark Matter // arXiv e-prints. - 2020. - arXiv:2004.05165. -arXiv: 2004.05165 [hep-ph].
149. Belotsky K. M, Kamaletdinov A. K. Consideration of a loop decay of dark matter particle into electron-positron from point of view of possible FSR suppression // arXiv e-prints. - 2020. - arXiv:2011.12283. -arXiv: 2011.12283 [hep-ph].
150. Read J. I. [h gp.]. Thin, thick and dark discs in LCDM // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. - 2008. - t. 389. - c. 1041-1057. - arXiv: arXiv: 0803.2714 [astro-ph].
151. Purcell C. W. [h gp.]. The Dark Disk of the Milky Way // Astrophys. J. - 2009. - t. 703. - c. 2275-2284. - arXiv: arXiv : 0906 . 5348 [astro-ph.GA].
152. Kuhlen M. [h gp.]. The Distribution of Dark Matter in the Milky Way's Disk // Astrophys. J. — 2014. — t. 784. — c. 161. — arXiv: arXiv : 1308.1703 [astro-ph.GA].
153. Bidin C. M. [h gp.]. No evidence for a dark matter disk within 4 kpc from the Galactic plane // Astrophys. J. — 2010. — t. 724. — c. L122— L126. — arXiv: arXiv:1011.1289 [astro-ph.GA].
154. Ruchti G. R. [h gp.]. The Gaia-ESO Survey: a quiescent Milky Way with no significant dark/stellar accreted disc // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. — 2015. — t. 450, № 3. — c. 2874—2887. — arXiv: arXiv: 1504. 02481 [astro-ph.GA].
155. Bienayme O. [h gp.]. Weighing the local dark matter with RAVE red clump stars // Astron. Astrophys. — 2014. — t. 571. — A92. — arXiv: arXiv:1406.6896 [astro-ph.GA].
156. Xia Q. [h gp.]. Determining the local dark matter density with LAMOST data // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. — 2016. — t. 458. — c. 3839. — arXiv: arXiv:1510.06810 [astro-ph.GA].
157. Kramer E. D., Randall L. Updated Kinematic Constraints on a Dark Disk. — 2016. — arXiv: arXiv:1604.01407.
158. Cholis I., Goodenough L. Consequences of a Dark Disk for the Fermi and PAMELA Signals in Theories with a Sommerfeld Enhancement // JCAP. — 2010. — t. 1009. — c. 010. — arXiv: arXiv : 1006 . 2089 [astro-ph.HE].
159. Evoli C. [h gp.]. Antiprotons from dark matter annihilation in the Galaxy: astrophysical uncertainties // Phys. Rev. — 2012. — t. D85. — c. 123511. — arXiv: arXiv:1108.0664 [astro-ph.HE].
160. Hektor A. [h gp.]. The cosmic-ray positron excess from a local Dark Matter over-density // Phys. Lett. — 2014. — t. B728. — c. 58—62. — arXiv: arXiv:1307.2561 [hep-ph].
161. Navarro J. F. [h gp.]. A Universal density profile from hierarchical clustering // Astrophys. J. — 1997. — t. 490. — c. 493—508. — arXiv: arXiv:astro-ph/9611107 [astro-ph].
162. Cirelli M. [h gp.]. PPPC 4 DM ID: A Poor Particle Physicist Cookbook for Dark Matter Indirect Detection // JCAP. - 2011. - t. 1103. -c. 051. - arXiv: arXiv:1012.4515 [hep-ph].
163. Sjostrand T. [h gp.]. A Brief Introduction to PYTHIA 8.1 // Comput. Phys. Commun. - 2008. - t. 178. - c. 852-867. - arXiv: arXiv : 0710.3820 [hep-ph].
164. The GALPROP code for cosmic-ray transport and diffuse emission production. -http://galprop.stanford.edu/.
165. Jin H.-B. [h gp.]. Cosmic ray propagation and dark matter in light of the latest AMS-02 data // JCAP. - 2015. - t. 1509, № 09. - c. 049. -arXiv: arXiv:1410.0171 [hep-ph].
166. Ibarra A. [h gp.]. Decaying Dark Matter in Light of the PAMELA and Fermi LAT Data // JCAP. - 2010. - t. 1001. - c. 009. - arXiv: arXiv:0906.1571 [hep-ph].
167. Gast H., Schael S. Charge-dependent solar modulation in light of the recent PAMELA data // Proceedings of 31st ICRC. - 2009.
168. Accardo L. [h gp.]. High Statistics Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5 — 500 GeV with the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station // Phys. Rev. Lett. -2014. - t. 113. - c. 121101.
169. Laletin M. A no-go theorem for the dark matter interpretation of the positron anomaly // arXiv e-prints. - 2016. - arXiv:1607.02047. -arXiv: 1607.02047 [astro-ph.HE].
170. Laletin M. Can dark matter annihilations explain the AMS-02 positron data? // 52nd Rencontres de Moriond on Very High Energy Phenomena in the Universe (Moriond VHEPU 2017) La Thuile, Italy, March 18-25, 2017. - 2017. - arXiv: arxiv:1705.05687 [astro-ph.HE].
171. Ade P. A. R. [h gp.]. Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters // Astron. Astrophys. - 2016. - t. 594. - A13. - arXiv: arXiv: 1502 . 01589 [astro-ph.CO].
172. Cirelli M., Panci P. Inverse Compton constraints on the Dark Matter e+e- excesses // Nucl. Phys. - 2009. - т. B821. - с. 399-416. - arXiv: arXiv:0904.3830 [astro-ph.CO].
173. Ajello M. [и др.]. Fermi-LAT Observations of High-Energy Y-Ray Emission Toward the Galactic Center // Astrophys. J. - 2016. - т. 819, № 1. -с. 44. - arXiv: arXiv:1511.02938 [astro-ph.HE].
174. // Virtual Observatory on the Net generating images of any part of the sky at wavelengths in all regimes from Radio to Gamma-Ray / под ред. NASA.
175. Galper A. M. [и др.]. Status of the GAMMA-400 project // Advances in Space Research. - 2013. - т. 51. - с. 297-300. - arXiv: arXiv: 1201.2490 [astro-ph.IM].
176. The First Five Years of the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station. - http://www.ams02.org/2016/12/the-first-five - years - of - the - alphamagnetic - spectrometer - on - the -international-space-station/.
177. Feng J., Tomassetti N., Oliva A. Bayesian analysis of spatial-dependent cosmic-ray propagation: astrophysical background of antiprotons and positrons // Phys. Rev. D. - 2016. - т. 94, № 12. - с. 123007. -arXiv: 1610.06182 [astro-ph.HE].
178. Ackermann M. [и др.]. Resolving the Extragalactic y-Ray Background above 50 GeV with the Fermi Large Area Telescope // Phys. Rev. Lett. - 2016. - т. 116, № 15. - с. 151105. - arXiv: 1511 . 00693 [astro-ph.CO].
179. Di Mauro M. [и др.]. Deriving the contribution of blazars to the Fermi-LAT Extragalactic Y-ray background at E > 10 GeV with efficiency corrections and photon statistics // Astrophys. J. - 2018. - т. 856, № 2.-с. 106. - arXiv: 1711.03111 [astro-ph.HE].
180. Ravindranath S. [и др.]. Evolution of disk galaxies in the goods-south field: number densities and size distribution // Astrophys. J. - 2004. -т. 604. - с. L9-L12. - arXiv: arXiv:astro-ph/0401483 [astro-ph].
181. Chan M. H. Indirect constraints on the dark matter interpretation of excess positrons seen by AMS-02 // Phys. Rev. - 2015. - t. D92. -c. 083504. - arXiv: arxiv:1509.06127 [astro-ph.HE].
182. Fan J. [h gp.]. Double-Disk Dark Matter // Phys. Dark Univ. - 2013. -t. 2. -c. 139-156. - arXiv: arXiv:1303.1521 [astro-ph.CO].
183. Foot R., Vagnozzi S. Dissipative hidden sector dark matter // Phys. Rev. - 2015. - t. D91. - c. 023512. - arXiv: arXiv : 1409 . 7174 [hep-ph].
184. Xiang Q.-F. [h gp.]. A dark matter model that reconciles tensions between the cosmic-ray e± excess and the gamma-ray and CMB constraints. -2017.-arXiv: arXiv:1707.09313 [astro-ph.HE].
185. Kaplan D. E. [h gp.]. Atomic Dark Matter // JCAP. - 2010. - t. 1005. -c. 021. - arXiv: arXiv:0909.0753 [hep-ph].
186. Khlopov M. Y. Physics of Dark Matter in the Light of Dark Atoms // Mod. Phys. Lett. - 2011. - t. A26. - c. 2823-2839. - arXiv: arXiv: 1111.2838 [astro-ph.CO].
187. Belotsky K. M. [h gp.]. Gamma-ray evidences of the dark matter clumps // Grav. Cosmol. - 2014. - t. 20. - c. 47-54. - arXiv: arXiv:1212.6087 [astro-ph.HE].
188. Petraki K. [h gp.]. Self-interacting asymmetric dark matter coupled to a light massive dark photon // JCAP. - 2014. - t. 1407. - c. 039. -arXiv: arXiv:1403.1077 [hep-ph].
189. Wise M. B., Zhang Y. Stable Bound States of Asymmetric Dark Matter // Phys. Rev. - 2014. - t. D90, № 5. - c. 055030. - arXiv: arXiv : 1407.4121 [hep-ph] ; - [Erratum: Phys. Rev.D91,no.3,039907(2015)].
190. Harling B. von, Petraki K. Bound-state formation for thermal relic dark matter and unitarity // JCAP. - 2014. - t. 1412. - c. 033. - arXiv: arXiv:1407.7874 [hep-ph].
191. Pearce L. [h gp.]. Signals from dark atom formation in halos // Phys. Rev. - 2015. - t. D91. - c. 083532. - arXiv: arXiv : 1502 . 01755 [hep-ph].
192. Petraki K. [и др.]. Dark-matter bound states from Feynman diagrams // JHEP. - 2015. - т. 06. - с. 128. - arXiv: arXiv:1505.00109 [hep-ph].
193. Kouvaris C. [и др.]. Self-Interacting Dark Matter through the Higgs Portal // Phys. Rev. - 2015. - т. D91, № 4. - с. 043519. - arXiv: arXiv:1411.3730 [hep-ph].
194. Cyr-Racine F.-Y., Sigurdson K. Cosmology of atomic dark matter // Phys. Rev. - 2013. - т. D87, № 10. - с. 103515. - arXiv: arXiv : 1209.5752 [astro-ph.CO].
195. Buckley M. R. [и др.]. Scattering, Damping, and Acoustic Oscillations: Simulating the Structure of Dark Matter Halos with Relativistic Force Carriers // Phys. Rev. - 2014. - т. D90, № 4. - с. 043524. - arXiv: arXiv:1405.2075 [astro-ph.CO].
196. Fan J. [и др.]. Direct and indirect detection of dissipative dark matter // JCAP. - 2014. - т. 1406. - с. 059. - arXiv: arXiv : 1312 . 1336 [hep-ph].
197. // The Classical Theory of Fields (Fourth Edition). т. 2 / под ред. L. Landau, E. Lifshitz. - Fourth Edition. - Amsterdam : Pergamon, 1975. - (Course of Theoretical Physics). - ISBN 978-0-08-025072-4.
198. Elyutin P. V. Classical recombination cross section // Theoretical and Mathematical Physics. - 1978. - т. 34, № 2. - с. 112-115.
199. Kramers H. A. XCIII. On the theory of X-ray absorption and of the continuous X-ray spectrum // Philosophical Magazine. - 1923. - т. 46, № 275. - с. 836-871.
200. Aoki M. [и др.]. Multicomponent dark matter systems and their observation prospects // Phys. Rev. - 2012. - т. D86, вып. 7. - с. 076015.
201. Kajiyama Y. [и др.]. Multicomponent dark matter particles in a two-loop neutrino model // Phys. Rev. - 2013. - т. D88, вып. 1. - с. 015029.
202. Feldman D. [и др.]. Multicomponent dark matter in supersymmetric hidden sector extensions // Phys. Rev. D. - 2010. - т. 81, вып. 9. -с. 095017.
203. Belotsky K. M. [и др.]. Astrophysical manifestations of clumps of cold dark matter // Phys. Atom. Nucl. - 2013. - т. 76, № 4. - с. 469-475.
204. Khlopov M. Y. Composite dark matter from the fourth generation // JETP Lett. - 2006. - т. 83. - с. 1-4.
205. Cudell J.-R. [и др.]. Effects of dark atom excitations // Mod. Phys. Lett. - 2014. - т. A29, № 37. - с. 1440006. - arXiv: arXiv:1411.1655 [astro-ph.HE].
206. // Thermodynamics, Statistic Physics and Kinetics / под ред. Y. B. Rumer, M. S. Ryvkin. - Novosibirsk University Press, 2001.
207. Das D. [и др.]. Higgs data does not rule out a sequential fourth generation. -2017.-arXiv: arXiv:1707.03000 [hep-ph].
208. Adler S. L. Axial-Vector Vertex in Spinor Electrodynamics // Phys. Rev. - 1969. - т. 177, вып. 5. - с. 2426-2438.
209. Adler S. L., Bardeen W. A. Absence of Higher-Order Corrections in the Anomalous Axial-Vector Divergence Equation // Phys. Rev. - 1969. -т. 182, вып. 5. - с. 1517-1536.
210. Bell J. S., Jackiw R. A PCAC puzzle: по ^ 77 in the a-model //Il Nuovo Cimento A (1965-1970). - 1969. - т. 60, № 1. - с. 47-61.
211. // Current Algebra and Anomalies (Princeton Series in Physics) / под ред. S. B. Treiman [и др.]. - Princeton University Press, 1985. -с. 81-210.
212. Bolton J. S., Haehnelt M. G. The observed ionization rate of the intergalactic medium and the ionizing emissivity at z > 5: evidence for a photon-starved and extended epoch of reionization // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2007. - т. 382. - с. 325-341. - eprint: arXiv: astro-ph/ 0703306.
213. Venkatesan A. [и др.]. Evolving Spectra of Population III Stars: Consequences for Cosmological Reionization // Astrophys. J. - 2003. - т. 584. -
с. 621-632. - eprint: arXiv:astro-ph/0206390.
214. Sokasian A. [и др.]. Cosmic reionization by stellar sources: population III stars // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2004. - т. 350. - с. 47-65. -eprint: arXiv:astro-ph/0307451.
215. Ricotti M., Ostriker J. P. Reionization, chemical enrichment and seed black holes from the first stars: is Population III important? // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2004. - т. 350. - с. 539-551. - eprint: arXiv: astro-ph/0310331.
216. Fang T., Cen R. The Transition from Population III to Population II Stars // Astrophys. J. - 2004. - т. 616. - с. L87-L90. - eprint: arXiv: astro-ph/0405565.
217. Fan X. [и др.]. Observational Constraints on Cosmic Reionization // Ann.Rev.Astron.Astrophys. - 2006. - т. 44. - с. 415-462. - eprint: arXiv:astro-ph/0602375.
218. Stark D. P. [и др.]. A Keck Survey for Gravitationally Lensed Lya Emitters in the Redshift Range 8.5 < z < 10.4: New Constraints on the Contribution of Low-Luminosity Sources to Cosmic Reionization // Astrophys. J. - 2007. - т. 663. - с. 10-28. - eprint: arXiv:astro-ph/0701279.
219. Dijkstra M. [и др.]. A Limit from the X-Ray Background on the Contribution of Quasars to Reionization // Astrophys. J. - 2004. - т. 613. - с. 646654. - eprint: arXiv:astro-ph/0403078.
220. Djorgovski S. G. Black Holes from the Dark Ages:. Exploring the Reionization ERA and Early Structure Formation with Quasars and Gamma-Ray Bursts // The Tenth Marcel Grossmann Meeting. On recent developments
in theoretical and experimental general relativity, gravitation and relativistic field theories / под ред. M. Novello, S. Perez Bergliaffa, R. Ruffini. -2005. - с. 422. - eprint: arXiv:astro-ph/0409378.
221. Ricotti M, Ostriker J. P., Mack K. J. Effect of Primordial Black Holes
on the Cosmic Microwave Background and Cosmological Parameter Estimates / Astrophys. J. - 2008. - т. 680. - с. 829-845. - arXiv: arXiv :0709. 0524.
222. Fan X. [и др.]. A Survey of z > 5.8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey. I. Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z ~ 6 // Astrophys. J. - 2001. - т. 122. -с. 2833-2849. - eprint: arXiv:astro-ph/0108063.
223. Wyithe J. S. B., Loeb A. Reionization of Hydrogen and Helium by Early Stars and Quasars // Astrophys. J. — 2003. — t. 586. — c. 693—708. — eprint: arXiv:astro-ph/0209056.
224. Meiksin A. Constraints on the ionization sources of the high-redshift intergalactic medium // Mon. Not. R. Astron. Soc. — 2005. — t. 356. — c. 596—606. — eprint: arXiv:astro-ph/0409256.
225. Willott C. J. [h gp.]. Four Quasars above Redshift 6 Discovered by the Canada-France High-z Quasar Survey // Astrophys. J. — 2007. — t. 134. — c. 2435—2450. — arXiv: arXiv:0706.0914.
226. Madau P. [h gp.]. Early Reionization by Miniquasars // Astrophys. J. — 2004. — t. 604. — c. 484—494. — eprint: arXiv:astro-ph/0310223.
227. Rubin S. G. [h gp.]. Primordial Black Holes from Non-Equilibrium Second Order Phase Transition // Grav. Cosmol. S. — 2000. — t. 6. — c. 51— 58. — eprint: arXiv:hep-ph/0005271.
228. Rubin S. G. [h gp.]. The Formation of Primary Galactic Nuclei during Phase Transitions in the Early Universe //J. Exp. Theor. Phys. — 2001. — t. 92. — c. 921—929. — eprint: arXiv:hep-ph/0106187.
229. Khlopov M. Y. [h gp.]. Primordial structure of massive black hole clusters // Astropart. Phys. — 2005. — t. 23. — c. 265—277. — eprint: arXiv:astro-ph/0401532.
230. Dokuchaev V. I. [h gp.]. Quasars formation around clusters of primordial black holes // Grav. Cosmol. — 2005. — t. 11. — c. 99—104. — eprint: arXiv:astro-ph/0412418.
231. Natarajan A., Schwarz D. J. Distinguishing standard reionization from dark matter models // Phys. Rev. — 2010. — t. D81, № 12. — c. 123510. — arXiv: arXiv:1002.4405.
232. Carr B. J. [h gp.]. New cosmological constraints on primordial black holes // Phys. Rev. — 2010. — t. D81, № 10. — c. 104019. — arXiv: arXiv:0912.5297 [astro-ph.CO].
233. Pani P., Loeb A. Tidal capture of a primordial black hole by a neutron star: implications for constraints on dark matter // JCAP. — 2014. — t. 6. — c. 26. — arXiv: arXiv:1401.3025.
234. Capela F. [h gp.]. Adiabatic contraction revisited: implications for primordial black holes. — 2014. — arXiv: arXiv:1403.7098.
235. Defillon G. [h gp.]. On tidal capture of primordial black holes by neutron stars. — 2014. — arXiv: arXiv:1409.0469 [gr-qc].
236. Weidenspointner G. [h gp.]. The sky distribution of positronium annihilation continuum emission measured with SPI/INTEGRAL // Astron. Astrophys. — 2006. — t. 450. — c. 1013—1021. — eprint: arXiv:astro-ph/0601673.
237. Titarchuk L, Chardonnet P. The Observed Galactic Annihilation Line: Possible Signature of Accreting Small-Mass Black Holes in the Galactic Center // Astrophys. J. — 2006. — t. 641. — c. 293—301. — eprint: arXiv:astro-ph/0511333.
238. Bambi C. [h gp.]. Primordial black holes and the observed Galactic 511 keV line // Phys. Lett. — 2008. — t. B670. — c. 174—178. — arXiv: arXiv:0801.2786.
239. Belotsky K. M. [h gp.]. Black hole clusters in our Galaxy // Grav. Cosmol. — 2011. — t. 17. — c. 27—30.
240. Belotsky K. M. [h gp.]. Clusters of black holes as point-like gamma-ray sources // Astropart. Phys. — 2011. — t. 35. — c. 28—32.
241. Carr B. J. Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful? // ArXiv Astrophysics e-prints. — 2005. — eprint: astro-ph/0511743.
242. Khlopov M. Y. Primordial black holes // Res. Astron. Astrophys. — 2010. — t. 10. — c. 495—528. — arXiv: arXiv:0801.0116.
243. Dokuchaev V. I. [h gp.]. Origin of supermassive black holes. — 2007. — arXiv: arXiv:0709.0070.
244. Blum W. [h gp.]. Particle Detection with Drift Chambers. — Springer, 2008.
245. Berezinsky V., Ginzburg V. Astrophysics of cosmic rays. — North-Holland, 1990.
246. MacGibbon J. H, Webber B. R. Quark- and gluon-jet emission from primordial black holes: The instantaneous spectra // Phys. Rev. — 1990. — t. D41. — c. 3052—3079.
247. Schaye J. [и др.]. The thermal history of the intergalactic medium* // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2000. - т. 318. - с. 817-826. - eprint: arXiv:astro-ph/9912432.
248. Ali-Ha"imoud Y, Hirata C. M. HyRec: A fast and highly accurate primordial hydrogen and helium recombination code // Phys. Rev. D. -
2011.-т. 83, №4.-с. 043513. - arXiv: 1011.3758 [astro-ph.CO].
249. Liu H., Slatyer T. R., Zavala J. Contributions to cosmic reionization from dark matter annihilation and decay // Phys. Rev. D. - 2016. -т. 94, № 6. - с. 063507. - arXiv: 1604.02457 [astro-ph.CO].
250. Slatyer T. R. Indirect dark matter signatures in the cosmic dark ages. II. Ionization, heating, and photon production from arbitrary energy injections // Phys. Rev. D. - 2016. - т. 93, № 2. - с. 023521. - arXiv: 1506.03812 [astro-ph.CO].
251. Tashiro H, Sugiyama N. Constraints on primordial black holes by distortions of the cosmic microwave background // Phys. Rev. - 2008. - т. 78, №
2. - с. 023004. - arXiv: arXiv:0801.3172.
252. Cirelli M. [и др.]. Constraints on Dark Matter annihilations from reionization and heating of the intergalactic gas // JCAP. - 2009. - т. 10. - с. 9. -arXiv: arXiv:0907.0719 [astro-ph.CO].
253. Carr B., Kuhnel F., Sandstad M. Primordial black holes as dark matter // Phys. Rev. D. - 2016. - т. 94, № 8. - с. 083504. - arXiv: 1607.06077 [astro-ph.CO].
254. Barnacka A., Glicenstein J. .-F., Moderski R. New constraints on primordial black holes abundance from femtolensing of gamma-ray bursts // Phys. Rev. D. -
2012. - т. 86, № 4. - с. 043001. - arXiv: 1204.2056 [astro-ph.CO].
255. Poulin V., Lesgourgues J., Serpico P. D. Cosmological constraints on exotic injection of electromagnetic energy // J. Cosmology Astropart. Phys. - 2017. - т. 2017, № 3. - с. 043. - arXiv: 1610.10051 [astro-ph.CO].
256. Clark S. J. [и др.]. Planck constraint on relic primordial black holes // Phys. Rev. D. - 2017. - т. 95, № 8. - с. 083006. - arXiv: 1612.07738 [astro-ph.CO].
257. Dolgov A., Silk J. Baryon isocurvature fluctuations at small scales and baryonic dark matter // Phys. Rev. D. — 1993. — t. 47, Bbm. 10. — c. 4244—4255.
258. Carr B. J. The primordial black hole mass spectrum. // ApJ. — 1975. — t. 201. — c. 1—19.
259. Gruber D. E. [h gp.]. The Spectrum of Diffuse Cosmic Hard X-Rays Measured with HEAO 1 // ApJ. — 1999. — t. 520, № 1. — c. 124— 129. — arXiv: astro-ph/9903492 [astro-ph].
260. Sreekumar P. [h gp.]. EGRET Observations of the Extragalactic Gamma-Ray Emission // ApJ. — 1998. — t. 494, № 2. — c. 523—534. — arXiv: astro-ph/9709257 [astro-ph].
261. Katz A. [h gp.]. Femtolensing by dark matter revisited //J. Cosmology Astropart. Phys. — 2018. — t. 2018, № 12. — c. 005. — arXiv: 1807 . 11495 [astro-ph.CO].
262. Laha R. Primordial Black Holes as a Dark Matter Candidate Are Severely Constrained by the Galactic Center 511 keV y -Ray Line // Phys. Rev. Lett. — 2019. —t. 123, №25. —c. 251101. — arXiv: 1906.09994 [astro-ph.HE].
263. Carr B., Tenkanen T., Vaskonen V. Primordial black holes from inflaton
and spectator field perturbations in a matter-dominated era // Phys. Rev. D. — 2017. — t. 96, № 6. — c. 063507. — arXiv: 1706.03746 [astro-ph.CO].
264. Kuhnel F., Freese K. Constraints on primordial black holes with extended mass functions // Phys. Rev. D. — 2017. — t. 95, № 8. — c. 083508. — arXiv: 1701.07223 [astro-ph.CO].
Обратите внимание, представленные выше научные тексты размещены для ознакомления и получены посредством распознавания оригинальных текстов диссертаций (OCR). В связи с чем, в них могут содержаться ошибки, связанные с несовершенством алгоритмов распознавания. В PDF файлах диссертаций и авторефератов, которые мы доставляем, подобных ошибок нет.