Constraining superheavy dark matter model of UHECR with SUGAR data
将超高能宇宙射线（UHECR）的起源与遗留超重粒子的衰变联系起来的模型预测了朝向银河系中心的UHECR通量的各向异性。我们使用现有的SUGAR数据，其中包括银河系中心迄今为止最好的，寻找这样的信号，并限制该机制产生的UHECR的分数。在SUGAR数据中没有朝向银河系中心的各向异性意味着在95%的置信水平下，与SHDM相关的宇宙射线的分数在$E>1\times10^{19}$ eV处应小于20%，在$E>4\times10^{19}$ eV处应小于50%。
2003-06-20 astro-ph hep-ph
Small Scale Anisotropies of UHECRs from Super-Heavy Halo Dark Matter
早期宇宙中非常重的亚稳态遗迹的衰变可以在我们银河系的晕中产生超高能宇宙射线（UHECR）。在这个模型中，没有Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止预期，因为短的传播距离。我们在这里表明，作为一个结果的分层建立的晕，这种情况下预测的存在小规模的各向异性的到达方向的UHECR，除了大规模的各向异性，已知从以前的研究。我们还提出了一些其他可观察到的后果，这将是测试与即将到来的实验，如俄歇，EUSO和OWL。
2001-08-17 astro-ph
A closer look at the spectrum and small scale anisotropies of UHECRs
我们目前的数值模拟结果的超高能宇宙射线（UHECRs）的宇宙学距离的传播，旨在量化的统计意义上的最高能量的数据的频谱和小尺度各向异性检测AGASA实验。我们评估的意义，缺乏GZK功能及其兼容性与报告的小规模各向异性。假设UHECRs是河外质子源，我们发现小尺度各向异性与报告的光谱在$2 \times 10^{-5}$的概率水平是不相容的。我们对AGASA结果的分析表明，在未来的高统计实验中，如俄歇实验，结合光谱和小尺度各向异性数据的能力。
2005-07-13 astro-ph
The signature of local cosmic structures on the ultra-high energy cosmic ray anisotropies
目前收集超高能宇宙射线（UHECR）的高统计数据的实验正在打开一个新的窗口，宇宙面临着执行UHECR天文学的可能性。在这里，我们讨论了一个大尺度结构（LSS）模型的UHECR原产地，我们评估预期的大尺度各向异性的UHECR到达分布。采用IRAS PSCz目录作为示踪剂的LSS，我们得出的最低统计需要拒绝或评估的相关性的UHECR与重子分布在宇宙中，特别是提供了一个预测的俄歇实验。
2006-09-20 astro-ph
The Search for Anisotropy in the Arrival Directions of Ultra-High Energy Cosmic Rays Observed by the High Resolution Fly's Eye Detector in Monocular Mode
高分辨率Fly's Eye HiRes-I探测器现已在单目模式下运行了六年多。在这段时间内，HiRes-I积累了比迄今为止建造的任何其他实验更大的10^19 eV以上的超高能宇宙射线（UHECR）暴露量。这提供了一个前所未有的机会，在UHECR的到达方向搜索各向异性。我们目前的偶极子分布面向主要天体物理地标和搜索小规模集群搜索的结果。我们的结论是，HiRes-I数据集，事实上，与各向同性源模型一致。
2004-09-15 astro-ph
On the status of superheavy dark matter
超重粒子是宇宙和银河系中暗物质的天然候选者，因为它们通常是在宇宙膨胀过程中产生的，其数量在宇宙学上是有趣的。超重暗物质（SHDM）起源的最有吸引力的模型是暴胀结束时的引力产生。观测到的暗物质的宇宙学密度决定了SHDM粒子的质量为（几个）$m_X=$ GeV，使其成为观测到的超高能宇宙射线（UHECR）源的天然候选者。在回顾了SHDM的理论方面之后，我们更新了它对UHECR观测的预测：没有GZK截止，具有$dN/dE\approx 1/E^{1.9}$的平坦能谱，光子优势和星系各向异性。我们分析了现有的数据，并得出结论，SDHM作为解释所观察到的UHECR是目前不赞成，但尚未排除。我们计算的各向异性相关的未来俄歇观测，应该是这个模型的结论性测试。最后，我们强调，在UHECR中搜索SHDM的负面结果并不不利于SHDM作为暗物质候选者。因此，SHDM产生的UHECR衰减，并与所描述的签名应在未来作为次显性效应进行搜索。
2006-04-13 astro-ph
The footprint of large scale cosmic structure on the ultra-high energy cosmic ray distribution
目前在超高能宇宙射线（UHECR）中收集高统计数据的实验正在打开一扇了解宇宙的新窗口。在这项工作中，我们讨论了一个大尺度结构模型的UHECR起源评估预期的各向异性的UHECR到达分布从一个给定的天文目录的本地宇宙。该模型考虑了目录中的主要选择效应和UHECR传播效应。通过应用这种方法的IRAS PSCz目录，我们得到的最小统计需要显着拒绝的假设，UHECRs跟踪重子分布在宇宙中，特别是提供了一个预测的俄歇实验。
2006-01-17 astro-ph
Propagation of UHECRs from the Sources in the Super-Galactic Plane
我们对能量范围为$E=(10^{19.5} - 10^{22.0}$）eV的UHE质子在强度为$B= (10, 100)$ nG（约40 Mpc）的较强河外磁场中的传播进行了详细的数值模拟。在这种情况下，UHECR的偏转角变得如此之大，以至于没有对应物的问题被简单地解决。至于源的分布，我们假设它与GZK球内星系的数量分布成正比。在我们的模拟中，我们发现了许多团簇，这意味着小尺度的各向异性。它也已被证明，所观察到的能谱很好地再现在我们的模型没有任何微调参数。我们已经使用的相关值，以统计调查之间的相似性分布的UHECRs和星系的到达方向。我们已经发现，当检测到的事件的数量变为${\large O}(10^3)$时，每个参数集的每个相关值开始收敛。由于TA、HiRes、Auger和EUSO等下一代实验的预期计数被认为是$10^3$的数量级，因此我们将能够在不久的将来确定本研究中参数的来源分布和值。与AGASA资料相比，在一次谐波和二次谐波分析中发现，超高频电磁波在到达方向上存在明显的各向异性。这可能是由于ORS数据库不完整造成的。如果稍微改变源分布，这个问题也可以解决。例如，如果我们假设UHECR来自某些星系，如活动星系核和射电星系，这个问题就可以解决。
2001-06-11 astro-ph
Clustering, Anisotropy, Spectra of Ultra High Energy Cosmic Ray: Finger-prints of Relic Neutrinos Masses in Dark Halos
超高能宇宙线UHECR是由UHE中微子-遗迹中微子Z在热暗晕HDM中的簇射产生的，它的能谱和各向异性反映了遗迹中微子的质量和它们的HDM晕簇。双轻中微子的质量分裂可能会反映到双Z共振，并在最高GZK能量截止处的边缘处形成复杂的UHECR谱调制，即双凸。由于我们在暗物质分布中的特殊位置，每个可能的中微子质量都与一个特征性的暗晕大小（星系、局部、超星系团）及其局部各向异性有关。Mpc周围的中微子HDM晕将允许E_n> 10^{20} eV（由于Z衰变）的UHECR中子次级分量出现，其作用与带电p-反{p}中子相当。它们的未偏转的n-反{n}（或衰减的p-反{p}）飞行较短，导致指向原始UHECR源方向的提示和硬UHECR迹线。直接的p -反{p}对被随机磁场分裂和扩展成围绕原始源方向的更稀释和模糊的UHECR信号。由同步辐射发出的TeV信号也必须标记Z-WW簇射。UHE中微子Z簇射特征可能已经在AGASA（和Auger）数据中的最近（和未来）事件中发现。观测到的硬二重态和三重态谱，它们的时间和空间聚集已经支持了Z尾簇射引起的UHECR中子秒的上升的关键作用。
2001-08-06 astro-ph gr-qc hep-ph
The rise and fall of top-down models as main UHECR sources
综述了自顶向下模型作为高能宇宙射线源的研究动机和现状。在AGASA过量的刺激下，它们被认为是GZK截止值以外UHECR的主要来源。与此同时，对它们的特征的搜索限制了它们对UHECR通量的贡献，使其处于次主导地位，而这些搜索的理论动机仍然很强：拓扑缺陷是大统一理论的一般结果，超重粒子是一个可信的暗物质候选者。虽然费米/GLAST的结果应该有助于改善很快从弥漫的伽玛射线背景的拓扑缺陷的界限，最有前途的检测方法是UHE中微子搜索。超重暗物质可以通过其特征性的星系各向异性结合对UHE光子的搜索来限制或检测。
2008-10-23 astro-ph hep-ph
Small Scale Anisotropy Predictions for the Auger Observatory
我们研究的小尺度各向异性信号预计在皮埃尔俄歇天文台在未来1，5，10和15年的操作，从超高能（UHE）质子源。我们数值传播UHE质子在宇宙学的距离使用注入光谱和归一化，适合当前的数据高达$\sim 10^{20}\eV$。我们通过超高能宇宙射线（UHECR）在局部宇宙中的平均密度（$\barρ = 10^{-r}$ Mpc $^{-3}$，其中$r$在3和6之间）来表征超高能宇宙射线（UHECR）的可能来源。这些密度跨越了广泛的河外地点的UHECR源，从常见的罕见的星系，甚至星系团。我们模拟100实现每个模型和计算两点关联函数的事件与能量以上$4 \times 10^{19}\eV$和以上$10^{20}\eV$，专门的俄歇望远镜的情况下。我们发现，对于$r\ga 4$，俄歇应该能够检测到小规模的各向异性在不久的将来。仅根据宇宙射线数据区分不同的源密度将比检测偏离各向同性更具挑战性，并且可能需要更大的事件统计数据。将角分布研究与GZK特征周围的光谱形状相结合也将有助于区分不同的源情景。
2006-03-22 astro-ph
Status of particle physics solutions to the UHECR puzzle
本文综述了超高能宇宙线之谜的研究现状，介绍了标准模型之外的粒子物理学。我们讨论了大多数提议的特征和实验限制，如Z爆发模型和拓扑缺陷（两者都只允许作为次优势贡献）、超大质量暗物质（没有来自其关键特征星系各向异性和光子优势的积极证据）、强相互作用中微子或新的原色（没有已知的可行模型）以及违反洛伦兹不变性（可能）。
2004-06-16 astro-ph hep-ph
Searching for a Correlation Between Cosmic-Ray Sources Above 10^{19} eV and Large-Scale Structure
我们研究的各向异性签名，这是预期的，如果超高能量，>10^{19} eV，宇宙射线（UHECR）的来源是河外和跟踪大尺度分布的发光物质。利用PSCz星系表作为大尺度结构（LSS）的示踪物，我们得到了UHECR强度的预期全天角分布。我们定义了一个统计量，测量预测和观察到的UHECR到达方向分布之间的相关性，并表明它比功率谱和两点关联函数对预期的各向异性签名更敏感。相关统计量的分布对未知的UHECR源密度红移演化和未知的星系间磁场强度和结构不敏感。我们发现，使用这个统计，最近公布的> 5.7 × 10 ^{19} eV俄歇数据不符合各向同性在~98% CL，并符合源分布的痕迹LSS，与一些偏好的源分布，是有偏见的星系分布。各向异性特征在较低的能量（> 4x 10 ^{19} eV）下也应该是可检测的。俄歇暴露量增加几倍可能会将显着性增加到> 99%CL，但不会增加到> 99.9%CL（除非UHECR源密度与星系相当或大于星系）。为了区分不同的偏差模型，实验的绝对能量校准中的系统不确定度应降低到远低于当前的~ 25%。
2008-05-12 astro-ph hep-ph
Superheavy dark matter as UHECR source versus the SUGAR data
超重暗物质（SHDM）的衰变或湮灭产物可能导致超高能宇宙线（UHECR）光谱的终结。在这种情况下，皮埃尔俄歇天文台的南阵列应该在未来观测到朝向银河系中心的UHECR到达方向的显着各向异性。在这里，我们使用已经存在的SUGAR数组数据来测试这种可能性。如果衰变的SHDM是根据核心半径R_c=15 kpc的Navarro-Frenk-White（NFW）暗物质分布的，并且只对6*10^{19} eV以上的UHECR（即AGASA过量）负责，则由SUGAR阵列测量的到达方向与该模型一致的概率约为10%。相比之下，如果DM的平滑分量主导信号，则SUGAR数据至少在99%CL处不利于消除SHDM的模型。
2003-07-02 astro-ph hep-ph
Instant preheating mechanism and UHECR
自上而下的模型假设仍然无法解释的超高能宇宙射线（UHECR）是超重粒子的衰变产物。这种粒子可能是由暴胀后的再加热机制产生的，可能是冷暗物质的一部分。在本文中，我们评估的现象学适用性的最简单的瞬间预热框架不描述再加热过程，但作为一种机制，产生遗迹超大质量粒子作为可能的来源UHECR的。我们使用宇宙线通量和冷暗物质观测数据来约束模型的参数。
2004-03-24 astro-ph
Implications to Sources of Ultra-high-energy Cosmic Rays from their Arrival Distribution
基于超高能宇宙射线（UHECR）源到达方向分布的统计特征，估算了UHECR源的局域数密度。我们计算了$10^{19}$ eV以上质子在银河系磁场和结构化星系际磁场中的到达分布，并与Pierre Auger天文台的观测结果进行了统计比较。在最高能量的到达分布中的各向异性使我们能够估计UHECR源的数密度为$\sim 10^{-4} {\rm Mpc}^{-3}$，假设UHECR源的持续活动。我们比较估计的数密度的UHECR源与已知的天体物理对象的数密度。这个估计的数密度与Fanaroff-Reily I星系的数密度是一致的。我们还讨论了在$10^{19}$ eV以上的到达分布中观察到的{ \it各向同性}的再现性。我们发现，估计的源模型不能再现所观察到的各向同性。然而，观察到的各向同性可以用$10^{-2}$ - $10^{-3} {\rm Mpc}^{-3}$的数密度重现。这一事实表明存在最大加速能量为$\sim 10^{19}$ eV的UHECR源，其数密度比注入最高能量宇宙射线的数密度高一个数量级。
2008-07-22 astro-ph
The Anisotropy of the Ultra-High Energy Cosmic Rays
超高能宇宙射线（UHECR）可能起源于银河系暗晕中大质量残余粒子的衰变，也可能是由附近星系核中的超大质量黑洞产生的。在到达方向的各向异性进行了研究，在四个黑暗的晕模型（尖，等温，三轴和倾斜）和在四个星系样本（星系本质上比半人马座A在50和100 Mpc，并在50和100 Mpc的亮度比M32）。在衰变暗物质模型中，各向异性的幅度由星系晕的大小控制，而相位则由形状控制。在北半球，尖点晕的振幅约为0.5，而等温晕的振幅约为0.3。相位点的方向是银河系中心，对于三轴和倾斜的晕，可能有30度的偏差。M31晕的影响太弱，不能为UHECR的衰变暗物质起源提供决定性的证据。在河外星系模型中，比半人马座A亮的星系样本会产生相当大的各向异性（约1.8），远大于现有数据设定的极限。如果所有比M32亮的星系都有贡献，那么各向异性就比较适中（大约为0.5），并且朝向超星系平面的质量集中，就像室女星系团一样。对皮埃尔·俄歇天文台南半球站作了预报。如果UHECR有一个银河系的起源，那么相位指向银河系中心。如果它们有一个河外起源，那么它大致指向天炉座星系团的方向。这提供了一个明确的判别式，并需要在南俄歇约350-500事件。
2001-07-04 astro-ph hep-ph
Signatures of AGN model for UHECR
我们证明了AGASA、Fly 'sEye、HiRes和Yakutsk探测器观测到的超高能宇宙射线（UHECR）能谱，具有UHE质子与CMB辐射相互作用的印记，其形式为GZK截止开始时的$E\sim 1\times 10^{19}$ ~ eV处的凹陷，并且与计算的谱形非常吻合。我们认为，这些数据，结合小角度集群和活动星系核（BL Lac）的相关性，指向活动星系核模型的UHECR起源的能量$E \lsim 1\times 10^{20}$ eV。在$E \gsim 1\times 10^{20}$ eV处的过量事件，这是AGASA观测到的（但在HiRes数据中没有），可以用UHECR的另一个分量来解释，例如来自超重暗物质的UHECR。
2002-10-04 astro-ph
Isotropization of Ultra-High Energy Cosmic Ray Arrival Directions by Radio Ghosts
雅库茨克和AGASA实验观测到的超高能宇宙线（UHECR）通量的各向同性，是对产生和传播模型的一个非常强的约束。在文献中提出的大多数方案应该产生相当大的各向异性，因为河外发光物质或暗物质通常与所调用的粒子源有关。我们探讨的可能性，即前射电星系的化石茧中的磁场-所谓的{\it无线电鬼}-能够散射的银河系际介质中的UHECR引起所观察到的各向同性。通过数值模拟，我们表明，在何种条件下，这个过程可以操作和效果的大小。我们进一步证明，如果无线电鬼与周围的介质混合，他们可能能够在星系团中产生观测到的磁场。在混合的情况下，UHECR的各向同性甚至比我们的保守估计还要强。
2000-11-24 astro-ph
Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks
大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的层次方案，被证明是潜在的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）的加速混合物的重核，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。建议的图片应测试当前和即将在不久的将来通过在UHECR频谱，成分和各向异性的特征设施。还简要讨论了相关的X射线和伽马射线签名。
2007-11-07 astro-ph
Ultra High Energy Cosmic Ray and UHE Neutrino-Z Showering in Dark Halos
超高能宇宙线（UHECR）是由UHE中微子-遗迹中微子-Z簇射在热暗晕（HDM）中产生的，它具有能谱、随遗迹中微子质量变化的各向异性和在暗晕中的成簇性。残余中微子的质量越轻，它们相应的Z共振能量峰值就越高。在最高GZK能量截止处，孪生轻中微子质量分裂可能反映为孪生Z共振和复杂的UHECR谱调制。每一个可能的中微子质量都与一个特征性的暗晕大小（星系、局部、超星系团）及其各向异性有关，这是由于我们在暗物质分布中的特殊位置。在10^{19}、2 10^{19}、4 10^{19} eV处观测到的UHECR中，预期的Z或WW、ZZ簇射到质子-反质子和中子-反中子中可能对应于特殊的簇射。Mpc周围的轻中微子HDM晕将允许E_n> 10^{20} eV的UHECR中子-反中子次级分量（由于Z衰变）的出现，其作用可与带电的p-棒{p}分量相媲美。它们的未偏转的n-棒{n}飞行较短，导致指向原始UHECR源方向的即时且硬的UHECR迹线。直接的质子-反质子对被随机磁场分裂和扩散成围绕原始源方向的更稀释和更模糊且能量更低的UHECR信号。通过电磁Z簇射的同步辐射产生的额外的瞬时TeV信号也必须发生，从而解决了同步TeV截止。观测到的硬双峰和三重峰光谱，它们的时间和空间聚类已经有利于UHECR n-bar n秒起源于中微子Z尾簇射的上升的关键作用。
2002-01-03 astro-ph gr-qc hep-ph
Ultra High Energy Cosmic Rays from Black Hole Jets of Radio Galaxies
俄歇协作组报告说，大于60 EeV的超高能宇宙射线（UHECR）的到达方向沿超星系面聚集，并在~100 Mpc范围内与活动星系核（AGN）相关。几个事件与附近的射电星系半人马座A的关联支持了这样一种范式，即UHECR由超大质量黑洞发动机提供动力，并在射电星系内部喷流中可变等离子体风形成的冲击中加速到超高能量。75 EeV UHECR质子的GZK视界长度约为100 Mpc，因此俄歇结果与UHECR的假设质子组成一致。在这种情况下，UHECR的来源是FR II射电星系和FR I星系，如Cen A，其散射辐射场增强了UHECR中性束的产生。喷流指向远离我们的射电星系仍然可以被观察到作为UHECR源，这是由于这些星系的射电叶中的磁场使UHECR发生偏转。在blazar活动星系核的光谱中，一个宽带的~1 MeV - 10 EeV辐射分量是由UHECR在河外背景光（EBL）中引起的级联辐射形成的。这种辐射太微弱了，无法从Cen A中看到，但可以从更明亮的耀变体中检测到。
2009-03-18 astro-ph
Constraints on top-down models for the origin of UHECRs from the Pierre Auger Observatory data
考虑到皮埃尔俄歇天文台的最高能量的宇宙射线的光子分数的限制，我们表明，超重暗物质在我们的银河系的晕衰变的基础上的模型基本上被排除在UHECR的来源，除非他们的贡献变得显着只有100 EeV以上。然而，一些基于拓扑缺陷的自上而下的模型与当前的数据是兼容的，并且可能在未来受到高能中微子通量极限的最佳约束。
2007-06-20 astro-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays Detected by the Pierre Auger Observatory: First Direct Evidence, and its Implications, that a Subset Originate in Nearby Radiogalaxies
截至2007年8月31日，Pierre Auger合作组织已经报告了27个能量超过56 EeV的超高能宇宙射线事件（UHECR），并且确定了到达方向。他们发现到达方向不是各向同性的，而是与附近活动星系核的位置相关。我们的目的是通过比较这些UHECR的到达方向与更全面的源目录来确定它们的来源。皮埃尔俄歇天文台探测到的27个能量> 56 EeV的UHECR中，有4个（8个）的到达方向与附近射电星系的扩展（> 180 kpc）射电结构或具有扩展射电结构的BLLac的1.5度（3.5度）之内。相反，所有十个最近的扩展射电星系中有三个（六个）的射电结构在UHECR的1.5度（3.5度）以内;其余四个射电星系中有三个在曝光时间较短的方向。在99.9%的水平上，附近的扩展放射性核素和UHECR子集之间的这种相关性是显著的。这是第一个直接的观测证据，表明射电星系是UHECR的重要来源。对于其余约20个UHECR，在高度显著性下不能排除各向同性分布。俄歇协作组发现的27个UHECR与Veron-Cetty & Veron星表中D <71 Mpc的活动星系核之间的相关性，当只考虑到~20个UHECR与附近的扩展射电星系核不“匹配”时，其显著性要低得多。在UHECRs和超新星、超新星遗迹、附近的星系或附近的星系群和星系团之间没有发现任何相关性。因此，皮埃尔·俄歇天文台的UHECR探测和以前的实验之间的主…
2008-06-19 astro-ph
Arrival Distribution of Ultra-High Energy Cosmic Rays: Prospects for the Future
我们预测的事件数预计在未来几年的实验中，在$4 \times 10^{19}$ eV以上的UHECR的到达分布。我们进行事件模拟的源模型，这是通过在我们最近的研究，可以解释目前的AGASA观测。首先，我们计算了模拟事件集的谐波幅值和两点关联函数。我们发现，在未来的实验中，当探测到$4 \times 10^{19}$ eV以上的$\sim 10^3$宇宙射线时，将观察到大角度尺度上的显著各向异性。两点关联函数的统计量也将增加。事件彼此具有强相关性的角度标度对应于UHECR在EGMF中传播的偏转角，这进而可以通过未来的观测来确定。我们进一步研究了聚集在一个方向上的事件的数量和它们的源的距离之间的关系。尽管数据有限，但我们发现AGASA观测到的C2三重态事件可能起源于100 Mpc以内的源。合并星系Arp 299（NGC 3690 + IC 694）是它们来源的最佳候选者。如果数据积累，$\sim 100$ Mpc中的UHECR源可以从观测到的事件聚类中显著识别。这将提供一些未知的参数，影响UHECR的传播，如河外和银河磁场，观测到的宇宙射线的化学成分的信息。此外，我们将揭示他们的起源与我们的方法，以确定来源的UHECR。最后，我们预测了$10^{20}$ eV以上的UHECR的到达分布，如果目前的HiRes光谱是正确的，这是预计将被观察到，并讨论其统计特征和影响。
2003-04-05 astro-ph
Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks
大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的冷暗物质的情况下，被证明是合理的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）通过加速重核的混合物，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。通过UHECR光谱、成分和各向异性的特征，特别是平均质量成分随能量从$10^{19}$到$10^{20}$ eV的快速增加，所提出的图像应可由当前和即将到来的设施在不久的将来进行明确的测试。
2008-03-10 astro-ph
Multiple UHECR Events from Galactic hadron jets
我们提出了一个新的自上而下的超高能宇宙射线（UHECR）源模型的观测测试，基于同时观察到的两个或多个光子从同一个银河系强子喷流。我们推导出一个通用公式，允许一个计算检测到这样的“多个事件”的概率，任何特定的自上而下的模型，一旦相关的强子喷流的物理参数是已知的。然后，我们将我们的研究结果应用到一个通用的自上而下的模型，涉及到一个超大质量粒子的衰变，并表明，在合理的假设下，下一代UHECR探测器将能够检测到多个事件的时间尺度上的几年，这取决于自上而下的祖先的质量。无论是观测或不观测到这样的事件将提供UHECR自上而下的模型和/或超高能强子化的物理约束。
2003-01-30 astro-ph
A New Method for Calculating Arrival Distribution of Ultra-High Energy Cosmic Rays above 10^19 eV with Modifications by the Galactic Magnetic Field
我们提出了一种新的方法来计算的到达分布的UHECR包括修改银河磁场。我们进行数值模拟的UHE反质子，这是各向同性地注入在地球上，在银河系中，并记录在地球和银河系外的所有轨迹的速度方向。然后，我们选择其中的一些，使所产生的映射的速度方向以外的银河系的选定的轨迹对应于一个给定的源位置的情况下，应用刘维尔定理。我们还考虑了UHE质子在星系际空间的能量损失过程。将此方法应用于我们最近研究中采用的、能解释4 \times 10^{19} eV以上AGASA观测的源定位方案，计算了包括低能（E> 10 ^{19} eV）的UHECR的到达分布。我们发现，我们的源模型可以再现AGASA观测到的10^19 eV以上的UHECR到达分布的大尺度各向同性和小尺度各向异性。我们还展示了10^19 eV以上的UHECR到达分布，以及未来几年实验预期的事件数。所得的到达分布的有趣的功能是安排的集群事件在其能量的顺序，反映了银河磁场的方向。Alvarez-Muniz等人也指出了这一点。（2002年）的报告。随着数据量的增加，该特征将允许我们获得关于UHECR的组成和磁场的某种信息。
2003-07-02 astro-ph
On Gamma Ray Burst and Blazar AGN Origins of the Ultra-High Energy Cosmic Rays in Light of First Results from Auger
HiRes和Auger天文台对GZK截止点的发现以及Auger对沿超银道面向附近<~75 Mpc活动星系核聚集的>~60 EeV超高能宇宙射线（UHECR）的发现，确立了UHECR的天体物理起源。UHECR的可能来源是伽马射线暴和射电噪声活动星系核，因为：（1）它们是河外的;（2）它们足够强大;（3）在相对论喷出物中可以实现超高能加速;（4）异常的X射线和伽玛射线特征可以用相对论冲击波中的非热强子加速来解释;（5）源位于GZK半径内。两个参数的加速UHE的，并限制UHECR离子加速。UHECR离子被证明是能够生存没有光致衰变，而通过活动星系核散射辐射场，即使在宽线区域深发射。整个宇宙时间的UHECR注入符合UHECR的测量能谱，至少对质子来说是这样。本地UHECR质子和离子的相互作用和能量损失平均自由程计算使用经验拟合河外背景光（EBL）在红外和光学能量。最小星系际磁场（IGM）~ 1 e-11 G是从假设特定源起源的聚类中得出的，例如，Cen A，附近的活动星系核，或用俄歇观测到的超级GZK CRs的伽玛暴。除了大面阵空间望远镜（GLAST）需要观测到的宇宙线感生γ射线特征外，源中微子和GZK中微子的探测以及UHECR到达的方向和时间分布可以最终确定最高能量的宇宙射线的来源。
2007-12-14 astro-ph
Status and recent results of the Pierre Auger Observatory
皮埃尔俄歇天文台的目标是确定超高能宇宙射线（UHECR）的性质和起源。俄歇混合探测器结合了对这些高能粒子在大气中引发的扩展空气簇射的荧光观测，以及通过其大型切伦科夫水箱阵列对地面水平的簇射前沿的测量。这可以大大提高重建的初级宇宙线参数的精度，并在这些能量下进行两种技术之间的重要交叉校准，这是加速器实验无法实现的。阿根廷的Southern Auger站点即将完工。讨论了初级宇宙射线能谱的首次测量、各向异性搜索结果以及UHECR中光子分数的极限。
2006-08-27 astro-ph
The Pierre Auger Observatory - a new stage in the study of the ultra-high energy cosmic rays
本文介绍了皮埃尔·奥杰天文台最近对超高能（$> 10^{17}$ eV = 0.1 EeV）宇宙射线（UHECR）的能谱、质量组成和到达方向进行测量的亮点。俄歇混合探测器结合了对由这些极高能粒子引发的扩展空气簇射的纵向剖面的荧光观测，以及通过其大型切伦科夫水箱阵列在地面水平对簇射的测量。这两种技术的互补性提供了重要的交叉检查，在能量无法达到与加速器实验。皮埃尔·俄歇实验已经观测到宇宙射线通量在40 EeV以上的强烈陡化。在$\simeq 60$ EeV以上的事件中，宇宙射线的到达方向存在显著的各向异性。这些事件在小于6 $^\circ$的角尺度上与朝向附近（$D < 100$ Mpc）活动星系核的方向相关。这两个观测结果都符合银河系外天体物理加速场UHECR产生的标准情景。导出的严格上限的光子和中微子的内容在UHECR的额外的重要参数，支持这些方案。用当前的强子相互作用模型解释的簇射最大深度随能量变化的测量结果，有利于能量高于0.4 EeV的混合宇宙线成分。我们描述了未来的计划和前景，这将进一步帮助解决50岁的UHECR难题。
2008-11-05 astro-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays: The Annihilation of Super-Heavy Relics
我们研究了超高能宇宙射线（UHECR）起源于星系晕中残余超重（SH）暗物质湮灭的可能性。为了拟合UHECR上的数据，如果SH暗物质遵循Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布，则需要$<σ_Av>\sim 10^{-26}\textrm{cm}^2 (M_X/10^{12} \textrm{GeV})^{3/2}$的横截面。这将需要对湮灭截面有极大的- $l$贡献。我们的计算的一个有趣的发现是，在亚星系团的暗物质的湮灭占主导地位的湮灭在光滑的暗物质晕，从而意味着更小的值的截面需要解释观测到的通量的UHECR。
2001-11-28 astro-ph
Neutralino spectrum in top-down models of UHECR
在超对称模型中，我们计算了超高能中性伴子的宇宙线谱，假设观测到的超高能宇宙射线是由超重粒子X（M_X>10^{12} GeV）衰变产生的。我们的计算使用了一个扩展的DGSTIM形式主义。即将到来的宇宙射线观测站应该能够探测到这些中性伴子。
2002-06-12 astro-ph hep-ph
Ultra high energy cosmic rays from cosmological relics
超高能宇宙射线（UHECR）可能是来自非常早期（后暴胀）宇宙的信号。在这个宇宙学时代，拓扑缺陷（TD）和长寿命超重（SH）粒子有望自然有效地产生。这两个遗迹现在都可以产生粒子，如质子和光子，其能量大大超过UHECR中观察到的能量，$E \sim 10^{10} - 10^{11} GeV$。作为UHECR源的拓扑缺陷的批判性审查和宇宙项链和monopolonia被确定为最合理的来源。遗留的超重粒子和单极子被证明是集群在我们的银河系的晕和他们的衰变产生UHECR没有GZK截止。这两个模型的观测签名进行了讨论。
1998-11-17 astro-ph
Gamma Rays from Superheavy Relic Particles in the Halo
早期宇宙中产生的超重（SH）准稳粒子可能是超高能宇宙射线（UHECR）的来源，也是宇宙中冷暗物质（CDM）的组成部分。这些粒子很可能聚集在星系晕中，因此UHECR的主要部分是中性π介子衰变产生的伽马射线。带电的π介子也在同一过程中产生，并产生高能电子。我们在这里考虑的生产的伽马射线同步辐射的这些电子在银河系磁场。伽马射线通量在能量范围$0.1-10^4$ GeV的一些当前和拟议实验（例如EGRET、GLAST、MILAGRO）的感兴趣区域内。与现有的上限在$10^5-10^8$ GeV进行了比较。对这种伽马射线通量的探测将是SH遗迹粒子作为UHECR源的重要标志，并将为早期宇宙的物理学提供线索。
1999-05-15 astro-ph
UHECR Particle Spectra from Crypton Decays
基于翻转SU（5）弦模型中亚稳中性密码子态的衰变，在一个显式的自顶向下模型中计算了超高能宇宙射线（UHECR）的能谱.对于八个特定的10阶超势运营商，可能占主导地位的密码子衰变，我们计算的质子和光子的光谱，使用代码将注入光谱的超对称演化。对于所有的衰变算子，总UHECR谱与现有数据是兼容的。此外，光子的分数与所有公布的上限兼容，但可能在未来的实验中检测到。
2006-12-09 astro-ph hep-ph hep-th
Ultra-High Energy Cosmic Ray production in the polar cap regions of black hole magnetospheres
建立了一个超高能宇宙线（UHECR）在超大质量黑洞（BH）磁层真空隙中旋转电场加速产生的模型。我们表明，如果BH视界附近的极向磁场与BH旋转轴错位，带电粒子，最初螺旋进入BH孔沿赤道平面，穿透到BH“极帽”以上的区域，并以高能量喷射到无穷远。我们表明，在这样一个模型加速质子的BH附近的典型质量3e 8太阳质量是可能的，只有当磁场几乎是与BH旋转轴对齐。我们发现，从UHECR源附近的超大质量BH的各向异性电磁辐射的功率应该是至少10-100倍以上的UHECR源的功率。这意味着，如果在100 Mpc球体内的UHECR源的数量是~100，电磁辐射的功率，伴随着质子加速在每个源，$10^{42-43}$ erg/s，是可比的典型光度的活动星系核（AGN）在本地宇宙。我们还探讨了重核的加速问题，对于重核的加速，我们放宽了对电磁光度和带隙中磁场排列的限制。
2012-04-17 astro-ph
Non-Diffusive Propagation of Ultra High Energy Cosmic Rays
我们报道了超高能宇宙射线（UHECR）（E > 10^{20} eV）通过星系际和扩展晕介质的非扩散传播的三维模拟结果。我们量化的事件和源之间的预期的角度和时间的相关性，以及质子和伽马射线对应物与一个共同的起源晕和河外起源之间的时间延迟。结果表明，建议UHECR超星系平面源协会需要非常高的值的晕磁场超过100 kpc的长度尺度或一个非常大的相关长度的IGM，即使是最大可能的值的星系际磁场。可以说，UHECR似乎比以前认为的更强烈地指向来源。模拟还表明，计算出的时间延迟之间的UHE质子和伽马射线对应物不匹配声称的GRB-UHECR协会无论是宇宙学或扩展的晕距离尺度。
1996-10-22 astro-ph
Signatures of Protons in UHECR
我们证明了AGASA、Fly 'sEye、HiRes和Yakutsk探测器观测到的超高能宇宙射线（UHECR）的能谱具有UHE质子与CMB辐射相互作用的印记，其凹陷中心位于$E\sim 1\times 10^{19}$ eV，即GZK截止的开始，并且与计算的谱形非常吻合。关于质子组成的这一结论与最近关于伸长率的HiRes数据一致，该数据支持在$E\geq 1\times 10^{18}$ eV处的质子组成。光谱中在$E \sim 4\times 10^{19}$ eV处的可见凸起不是由堆积的质子引起的，而是光谱乘以$E^3$的伪影。我们认为，这些数据，结合小角度集群和活动星系核（BL Lacs）的相关性，指向活动星系核模型的UHECR起源能量$E \leq 1\times 10^{20}$ eV。AGASA观测到的高能量事件和$E \geq 1\times 10^{20}$ eV的过量事件（但HiRes数据中没有）必须由UHECR的另一个组成部分解释，例如超重暗物质的UHECR。
2003-03-12 astro-ph hep-ph
The inefficiency of the first-order Fermi process in UHECR production at relativistic shocks
超高能宇宙射线在相对论冲击波中的起源问题是根据最近对一阶费米粒子加速的Monte Carlo研究结果进行讨论的（Niemiec & Ostrowski 2006，Niemiec et al. 2006）。在这些模拟中考虑的冲击附近的湍流磁场的模型，包括在冲击，这使我们能够研究所有的场和粒子的运动特性，是重要的宇宙射线加速的扰动磁场结构的现实功能。我们的研究结果表明，附近的冲击，这是一致的冲击跳跃条件的湍流条件，导致大幅修改的加速过程相对于简化模型，产生广泛的幂律能量分布，往往与“通用”的光谱指数。相对论激波基本上总是超光速的，因此它们优先产生陡峭的粒子光谱，其截止值远低于最大散射能量，通常不超过压缩背景等离子体离子的能量。因此，宇宙射线在相对论性冲击波中加速到非常高的能量是低效的，并且这种冲击预计不会成为超高能粒子的来源。
2007-05-30 astro-ph
TeV signatures of compact UHECR accelerators
数值研究了嵌入磁场B中的旋转超大质量（M \sim 10 ^9 -10^{10} M_{\odot}）黑洞视界附近的电场对粒子的加速.我们发现，质子加速到能量E > 10^{20} eV，只有在M和B的极值时才有可能。我们还发现，加速是非常低效的，并伴随着一个宽带MeV-TeV的辐射，其总功率超过至少1000倍的超高能宇宙射线（UHECR）中发射的总功率。这意味着，如果O（10）附近的类星体残骸是能量E > 10^{20} eV的质子事件的来源，那么每个类星体残骸将在TeV能带中超过蟹状星云两个数量级。最近的TeV观测排除了这种可能性。O（100）源位于100-1000 Mpc的模型并不排除，可以通过现有的TeV伽马射线望远镜进行实验测试。这样的模型可以解释在中等能量E \sim（4-5）10^{19} eV处观察到的UHECR通量。
2005-02-18 astro-ph hep-th
Fragmentation functions in SUSY QCD and UHECR spectra produced in top-down models
本文用两种不同的方法计算了初能$\sqrt{s}$达到$10^{16}$ GeV的QCD和SUSY QCD中的强子谱。所考虑的两种方法是蒙特卡罗（MC）模拟和Dokshitzer-Gribov-Lipatov-Altarelli-Parisi（DGSTO）方程描述的碎裂函数的演变。我们发现用这两种方法计算的π介子谱、核子谱和全强子谱符合得很好。MC模拟进行了新的强子化函数（与我们以前的工作相比），激发低能量（$\sqrt s < M_Z$）数据和DGMENS。用这两套强子化函数计算的强子能谱符合得很好，表明我们的强子化函数计算方法是成功的。计算的强子谱之间的微小差异是这种方法不确定性的特征。我们还计算了光子、中微子和核子的能谱，并与其他已发表的结果进行了比较。该一致性适用于从$\sim 10^{-5}$到$x\leq 0.3$的所有$x$。通过不同的方法计算的光谱的一致性允许考虑作为超重粒子的衰变或湮灭的模型，如拓扑缺陷或超重DM的签名的光谱形状。计算了这些源的UHECR谱。
2004-02-20 astro-ph hep-ph
Flipped Cryptons and the UHECRs
密码子是部分带电粒子的亚稳态束缚态，通常出现在从杂合弦导出的模型的隐藏扇区中。我们在一个特殊的翻转SU（5）模型中研究了它们的性质和衰变模式，该模型具有长寿命的自旋为零的四粒子束缚态{ \it tetron}。我们证明了中性四电子是亚稳态的，并且表现出十阶不可重整化的超势算符，它们的主导衰变是由这些算符引起的。通过与QCD类比，我们预计带电的Tetron会更重一些，并且通过我们也展示的低阶相互作用相对快速地衰变。中性四重子的预期质量和寿命使它们成为冷暗物质（CDM）的良好候选者，也是已被观测到的超高能宇宙射线（UHECR）的潜在来源，而带电四重子在早期宇宙中已经衰变。
2004-09-06 astro-ph hep-ph hep-th
Stable Superstring Relics and Ultrahigh Energy Cosmic Rays
近年来最令人感兴趣的实验结果之一是在GZK截止点以上观测到超高能宇宙射线（UHECR）。UHECR原色的可能候选者是质量为O（10^{12-15 GeV}）的Meta稳态物质状态的衰变产物，同时也是一个很好的冷暗物质候选者。我们研究了半现实杂交弦模型中可能出现的亚稳态物质状态，这些状态来自威尔逊线破缺的大统一体对称性。在我们研究的模型中，奇异物质态可以根据SO（10）对称性破缺的模式进行分类。我们表明，密码子，这是国家进行部分电荷$\pm1/2$，并限制在一个隐藏的规范组不能产生可行的暗物质。这是由于除了最轻的中性束缚态之外，密码子还产生亚稳定的带电束缚态。然而，该等状态仍可能导致UHECR事件。我们认为，带有“分数”U（1）_{Z '}电荷的奇异标准模型夸克的幺子，以及带有"分数“U（1）_{Z'}电荷的标准模型单线态，确实提供了可行的暗物质候选者，同时可以解释观测到的UHECR事件。
2001-07-05 astro-ph hep-ph hep-th
Ultra-high energy cosmic rays from super-heavy X particle decay
在这次演讲中，我介绍了在计算超重X粒子（M_X ~ 10^21至10^25 eV）衰变产生的稳定粒子的最终光谱中获得的最后和更精确的结果。这种能量非常高的衰变产物，携带着X粒子质量的一小部分，被认为是对观测到的超高能宇宙射线（UHECR）的合理解释。将这些结果与X粒子模型和描述UHECR通过星际介质的传播效应的代码相结合，就有可能对地球上预期的通量做出一些预测，希望在下一代实验中可以检测到。
2002-10-21 astro-ph hep-ph
