通过超对称希格斯门户的 keV 温暗物质

温暗物质（WDM）可能解决观测到的星系晕与冷暗物质（CDM）模拟产生的晕之间可能存在的冲突。在这里，我们提出了 MSSM 的一个扩展，通过添加一个规范单态费米子 $\bar{\chi}$，并使其与 MSSM 希格斯二重态具有门户型耦合，从而包含 WDM。该模型具有暗物质{\it 必然是温的}这一性质。在 $M_{\bar{\chi}}$ 主要来自电弱对称性破缺的情况下，$\bar{\chi}$ 的质量完全由其遗迹密度和再加热温度 $T_R$ 决定。对于 $10^2 \text{ GeV} < T_{R} < 10^{5} \text{ GeV}$（这是通过热希格斯湮灭产生 $\bar{\chi}$ 所允许的范围），$\bar{\chi}$ 的质量在 0.3-4 keV 范围内，正是 WDM 所需的范围。当再加热温度在 $T_R \approx 10-100 \text{ TeV}$ 范围内时，原初相空间密度 $Q$ 可以直接解释在矮椭球星系中观测到的值，$Q \approx 5 \times 10^{6} (\text{eV}/\text{cm}^3)/(\text{km}/\text{s})^3$，此时 $M_{\bar{\chi}} \approx 0.45 \text{ keV}$。自由流长度在 0.3-4 Mpc 范围内，这可以足够小，以缓解 CDM 模拟中星系子结构过度产生和低角动量的问题。