由理论与观测确定暗物质粒子的质量

我们将星系的观测性质（如核心密度与半径）与从第一性原理计算得出的自暴胀结束至今的密度涨落线性演化理论相结合。晕半径 r_0 由宇宙学参数计算得出。理论密度轮廓 rho(r)/rho(0) 作为 r/r_0 的函数具有普适形状，这与观测结果相符。我们证明，对玻尔兹曼-弗拉索夫方程的线性近似对非常大的星系是有效的，并正确提供了所有星系共有的普适量，如表面密度与密度轮廓。通过将理论计算的表面密度与其观测值相匹配，我们得到： 暗物质粒子相空间密度在物质主导（MD）时期的降低； 暗物质粒子的质量介于 1 至 2 keV 之间，以及退耦温度 T_d 高于 100 GeV； 核心与尖端的区分：keV 暗物质粒子产生具有核心的密度轮廓，而 wimps（m \sim 100 GeV，T_d \sim 5 GeV）在约 0.003 pc 的尺度上产生尖端的轮廓。这些结果与粒子模型无关，且随暗物质粒子统计特性的变化极小。非普适的星系量（需要包含诸如合并与重子等非线性效应）在线性近似下，对于大星系（r_0 与 M_{gal} 均很大）的极限情况，其晕半径 r_0、星系质量 M_{gal}、晕中心密度 rho_{0} 与速度弥散 sqrt{{\bar {v^2}}_{halo}} 可以在数量级为一的因子内被重现。这表明了线性近似方案的威力：尽管它无法捕捉结构形成的全部内容，但它正确地提供了普适量以及主要的非普适星系性质。