该论文可在 arxiv 上根据 CC 4.0 许可获取。 作者：  （1） 尼古拉斯·伯纳尔（Nicolas Bernal），纽约大学阿布扎比分校 （2）帕塔·科纳尔（Partha Konar），物理研究实验室 （3）物理研究实验室苏迪普塔秀。 链接表 摘要和简介 S 矩阵：幺正性及其后果 暗物质湮灭与幺正界限 低温加热 低温再加热冻结 总结 致谢和参考文献 抽象的 可以从表征整个观测到的暗物质丰度的最大非弹性暗物质截面推导出热暗物质 (DM) 质量的与模型无关的理论上限。我们部署散射矩阵的部分波幺正性来推导一般数值变化过程 r → 2（r ≥ 2）的最大热平均截面，该过程可能涉及标准模型粒子或仅发生在暗区内。s 波湮灭的 DM 质量通常上限为 r = 2 (3) 时的 130 TeV（1 GeV）左右，仅适用于标准宇宙学情景中发生冻结的情况。我们考虑了两种非标准宇宙学演化的影响，其特征是低温再加热：i）类似动能化的情景和 ii）早期物质主导的情景。在第一种情况下，早期的冻结将 WIMP 的幺正性界限加强为几个 TeV；而在第二种情况下，由于熵稀释较大，WIMP DM 的质量可以达到 ∼ 1010 GeV。  1. 简介 考虑宇宙早期的特定 DM 生成范式可能会进一步限制可行的 DM 候选者的质量范围。例如，DM 向 SM 粒子的数变对湮灭决定了其当前的质量密度，它与早期宇宙中的热汤保持化学和动力学平衡。有趣的是，S 矩阵的幺正性要求为这种情景的 DM 质量设定了一个与模型无关的上限 [12, 13]。幺正性的含义提供了最大的非弹性截面，它固定了冻结 DM 的最小数密度。利用这个数密度，可以通过满足观测到的残余密度来确定允许的最大 DM 质量。在具有长程力的 DM 理论中，DM 的束缚态可以形成，因此可以通过抑制非弹性湮灭率来放宽幺正性界限 [14–16]。此外，具有粒子-反粒子不对称性的暗区强化了对 DM 非零平衡化学势的理解，进一步限制了幺正极限，因为需要在冻结时增加有效 DM 数密度 [15, 17]。此外，不同的 DM 间接搜索可能会在某些特定场景下对 DM 质量设置下限。对于通过 s 波过程湮灭为可见状态的热 DM，一个强大的独立于模型的下限约为 20 GeV [18]。此外，最近发现了一个更严格的下限。考虑到 HESS 和其他更新的观测数据，结果表明下限为 200 GeV [19]。 具体来说，到目前为止提到的所有暗物质场景都关注 2 → 2 的数量变化过程，其中一对暗物质对湮灭成一对标准模型粒子，即弱相互作用大质量粒子 (WIMP) 范式 [20–22]。[1] 此外，数量变化过程不一定涉及标准模型粒子，因此它们也可能发生在暗区内。这一场景的最小实现是 3 → 2 过程，其中这种数量变化反应只涉及单个暗物质物种。一般来说，此类过程出现在具有新的相当大的自相互作用的暗物质理论中，并在多种背景下出现，例如自相互作用暗物质 [29–31]、强相互作用大质量粒子 (SIMP) 范式 [32–49]，甚至弹性解耦遗迹 (ELDER) 场景 [50, 51]。  必须指出的是，宇宙的早期历史在 DM 的起源中起着至关重要的作用，因为热 DM 的解耦就是在那时发生的。一般来说，DM 的研究考虑的是标准的宇宙学图景，其中假设辐射能量密度在大爆炸核合成 (BBN) 之前主导能量预算。然而，没有直接证据表明在极高温度下存在能量含量。因此，研究修改后的宇宙学对 DM 产生的影响至关重要。近年来，DM 在非标准膨胀时期的演变越来越受到关注，这种膨胀通常由长寿命大质量粒子的衰变 [48, 52–71] 或原始黑洞的霍金蒸发 [72–95] 引发。[2] 所有这些研究都指出，非标准宇宙学改变了满足观测到的 DM 遗迹所需的热平均截面的值。热平均截面的这种修改也可能改变 DM 的幺正质量界限。在最近的一篇文章中，作者研究了早期物质主导对幺正极限的影响[112]。  本文的结构如下。在第 2 和第 3 节中，我们给出了矩阵幺正性所允许的最大热平均截面的详细推导。在第 4 节中，我们讨论了两种不同的非标准宇宙学图像：类激变和晚期再加热。第 5 节展示了辐射主导宇宙和上述修改宇宙学的冻结和截面的解析表达式，我们还展示了我们的结果。最后，我们在第 6 节中总结了我们的发现。  [1] 或者，在最终状态下也可以有一个 DM 和一个 SM 粒子（半湮没）[23–27]，或者在初始状态下有一个 DM 和另一个暗区粒子（共湮没）[28]。  [2] 有关低再加热温度或早期物质主导阶段的重子生成研究，分别参见参考文献 [52, 96–100] 和 [101–104]。此外，在早期物质时代场景中原始引力波的产生最近受到了特别关注 [105–111]。

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