Robust Gamma Ray Signature of WIMP Dark Matter
如果暗物质由弱相互作用大质量粒子（WIMP）组成，那么在银河系中心的WIMP湮灭可能会导致高能伽马射线通量的可观测增强。我们预测的形状和归一化的磁通分量由于末态辐射的带电粒子产生的WIMP湮灭事件。预测是没有任何假设的微观理论负责的WIMP，并只轻微地依赖于未知的分布的总WIMP湮灭截面之间的可能的最终状态。特别是，如果WIMP湮灭成一对带电费米子（轻子或夸克），光子谱具有尖锐的边缘特征，在光子能量等于WIMP质量时突然下降。如果观测到这样的特征，它将为通量增强的WIMP相关性质以及WIMP质量的测量提供强有力的证据。我们讨论了在地面和空间伽马射线望远镜观测发现这一功能的前景。
2005-07-15 astro-ph hep-ph
Neutrinos from WIMP annihilations
本文对太阳和地球内部WIMP湮灭产生的中微子流作了改进的分析。我们把中微子相互作用和振荡效应在一个一致的框架。我们的数值模拟是在基于事件的设置，这是有用的理论研究和创建中微子望远镜Monte Carlos。我们发现，μ子型中微子流的增强或抑制取决于占主导地位的WIMP湮灭通道。
2007-10-08 hep-ph
Neutrino flavor ratios as diagnostic of solar WIMP annihilation
我们认为中微子（和反中微子）的味道到达地球的中微子产生的湮灭弱相互作用的大质量粒子（WIMP）在太阳的核心。在密度矩阵形式下，研究了太阳物质对产生的$\agt$ GeV中微子味传播的影响。物质效应，包括质量态能级交叉，影响的味道通量相当大。这里的论述有点教育性，因为它从太阳中心的单一味道的绝热演化开始，$θ_{13}$设置为零，并进展到从太阳核心到地球的WIMP衰变中预期的味道比率的完全现实的处理。在完全真实的计算中，包括非绝热能级交叉，以及$θ_{13}$和CP破坏相$δ$的可能非零值。由于物质中的共振增强，甚至小于一定程度的$θ_{13}$的非零值可以显著地影响风味传播。正常和倒置的中微子质量层次被认为是。我们的主要结论是，测量$\agt$ GeV太阳中微子的味比（除了能谱）可以提供WIMP模型之间的区分。特别是，我们证明了在地球上的中微子从两个主要类的WIMP最终状态，即$W^+ W^-$和95% $b \bar{b}$ + 5% $τ^+τ^-$的味道差异。相反，如果WIMP的性质是从未来加速器的生产中学习的，那么$\agt$ GeV太阳中微子的风味比可能有助于推断$θ_{13}$和质量等级。
2007-08-08 astro-ph hep-ph
Can Astrophysical Gamma Ray Sources Mimic Dark Matter Annihilation in Galactic Satellites?
宇宙暗物质的性质是未知的。最令人信服的假设是，暗物质由100 GeV质量范围内的弱相互作用大质量粒子（WIMP）组成。这些粒子会在星系晕中湮灭，产生高能伽马射线，这种射线可能被伽马射线望远镜（如GLAST卫星）探测到。我们调查的能力GLAST区分WIMP湮没源和天体物理源。聚焦于冷暗物质模型预测的银河系卫星晕，我们发现WIMP伽马射线谱几乎是唯一的;通过包括光谱和空间信息，可以以令人信服的方式将最亮的WIMP源与已知源类分离。候选的WIMP源可以用成像大气切伦科夫望远镜进一步研究。最后，大型强子对撞机的数据可能会对银河系暗物质的研究产生至关重要的影响。
2007-03-08 astro-ph hep-ph
Indirect Evidence for WIMP Annihilation from Diffuse Galactic Gamma Rays
在1 GeV以上的弥漫星系伽马射线数据中，EGRET过剩显示了暗物质WIMP湮灭的所有预期特征：a）它存在，并且在所有天空方向上都有相同的光谱，而不仅仅是在星系平面上。b）过剩的强度显示了$1/r^2$的轮廓，这是在银盘外的一条平坦的旋转曲线上所期望的，另外在银盘中还有一个有趣的子结构，它是一个在距离星系中心14 kpc处的甜甜圈形环。在这个半径上，一个恒星环表明可能有一个矮星系坠落，这可以解释DM密度的增加。从多余的WIMP质量的光谱形状估计为50和100 GeV之间，而从强度的晕轮廓重建。给定WIMP的质量和强度，可以计算出环的质量，这可以解释旋转曲线在大约11 kpc处斜率的特殊变化。这些暗物质湮灭的信号与超对称性是相容的，并且与传统星系模型对EGRET数据的拟合相比，具有超过10个标准偏差的统计显著性。统计学上的显著性与上面提到的所有特征相结合，提供了一个有趣的暗示，即EGRET过剩确实是暗物质湮灭的信号。
2004-12-23 astro-ph hep-ph
Gamma Rays from Near-Solar WIMP Annihilations
如果弱相互作用的大质量粒子（WIMP）构成了银河系的暗物质晕，那么高密度的这种粒子将存在于大质量天体（如太阳）附近。由此产生的湮灭被认为会产生中微子、伽马射线和其他衰变产物。如果这种湮灭有任何显著的部分发生在太阳之外，那么地球上的探测器就可以观测到伽马射线。本文描述了一个计算，以确定发生在太阳以外的太阳捕获的WIMP零日的分数。这一结果对实验搜索的影响进行了讨论。我们发现，探测近太阳WIMP湮灭γ射线的前景是很差的。
2001-03-26 hep-ph
CMB Constraints On The Thermal WIMP Mass And Annihilation Cross Section
热遗迹，通常被称为弱相互作用大质量粒子（WIMP），是在宇宙早期演化过程中产生的粒子，其现在（遗迹）的丰度仅取决于它的质量和它的热平均湮灭截面（湮灭率因子）σ vann。目前的观测限制，不存在这种影响提供了边界的质量和湮灭截面的遗迹粒子，可能，但不一定是暗物质的候选人。对于暗物质候选者WIMP，CMB约束为湮灭截面设定了一个上限，导致其质量的下限取决于WIMP是否是其自身的反粒子。对于自共轭WIMP，m_min = 50fGeV，其中f是电磁能量效率因子。对于非自共轭的WIMP，最小质量是两倍大。对于暗物质密度的次主导分量WIMP，其质量没有约束，并且由CMB施加的湮灭截面的上限转变为湮灭截面的下限。这些结果概述和量化这里使用最新的CMB约束的稳定，对称（粒子和反粒子的数量相等），WIMP的湮灭是s波为主，和粒子，或不是，自己的反粒子。
2015-03-05 astro-ph.CO hep-ph
Exact Cross Sections for the Neutralino WIMP Pair-Annihilation
在最小超对称性的框架下，我们导出了最轻的中性伴子对湮灭成所有两体树能级末态的一整套精确的解析表达式。我们没有简化假设的中性伴子，也没有关于sfermion质量和混合比没有明确的CP-违反条款。这些表达式在计算中性伴子WIMP遗迹丰度时特别有用，而不需要通常的分波展开近似。
2002-05-08 hep-ph
Flavor sensitivity to theta_13 and the mass hierarchy for neutrinos from solar WIMP annihilation
本文讨论了高能第二共振和伴随的绝热-非绝热跃迁对中微子在太阳物质中传播的影响。对于WIMP湮灭中微子注入的能量在“甜区”之间的300 MeV和10 GeV的太阳的中心，一个显着的和揭示的依赖中微子质量等级和混合角θ_13下降到0.5度的味道比到达地球。此外，在甜区的风味比的放大允许更好地区分太阳暗物质的可能的湮灭模式。在对WIMP性质的温和假设下，估计在甜区需要200个中微子事件才能推断θ_13、质量等级和主导的WIMP湮灭模式。如果要进行测量，可能需要未来的大容量低能中微子探测器。
2010-02-12 hep-ph
$B_s \to μ^+ μ^-$ and the upward-going muon flux from the WIMP annihilation in the sun or the earth
我们考虑了太阳和地球内核中由于WIMP湮灭而产生的上行μ子通量，包括$B_s \to μ^+ μ^-$衰变分支比的上界。我们发现，从$B_s \to μ^+ μ^-$的约束是非常强的，在大多数参数空间，并排除了超重力参数空间区域的预期上行μ子通量的预期范围内的AMANDA II。
2005-06-13 hep-ph
Resonant Annihilation of WIMP Dark Matter for Halo Gamma Ray Signal
本文提出通过共振湮灭机制解释银河晕伽马射线信号，结合模型无关分析和粒子物理模型，调和WIMP暗物质湮灭截面与观测数据之间的矛盾。
2025-12-01 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino signals from electroweak bremsstrahlung in solar WIMP annihilation
$W$和$Z$规范玻色子或光子的韧致辐射可能是一个重要的暗物质湮灭通道。在许多流行的模型中，一对轻费米子的湮灭是螺旋抑制，这些韧致辐射过程可以解除抑制，从而成为主要的湮灭通道。由此产生的暗物质湮灭产物中含有大量的高能中微子成分。我们考虑太阳WIMP湮灭的情况下，电弱韧致辐射占主导地位，并计算由此产生的中微子光谱。通量包括在$χχ\rightarrow \barννZ$和$χχ\rightarrow \barν\ell W$等过程中产生的初级中微子，以及通过规范玻色子和带电轻子衰变产生的次级中微子。在讨论了中微子在太阳中的传播和味道演化之后，我们考虑了在地球上进行中微子探测的前景。通过与$W^+W^-$湮灭信号的比较，我们表明韧致辐射湮灭通道的探测前景是有利的。
2012-10-19 hep-ph
Tracing Tau-Neutrinos from WIMP-Annihilation
弱相互作用大质量粒子（WIMP）在地球和太阳中的积累和湮灭可以通过由此产生的中微子信号来观察。我们表明，对于某些部分的超对称参数空间，目前和未来的中微子望远镜可以预期更高的事件率，由于τ中微子比由于μ子中微子的事件。我们展示了如何$ν_τ\leftrightarrowν_μ$振荡，并在太阳散射，吸收和再生的情况下，修改信号的期望。我们发现，大多数目前提出的中性伴子模型预测相等或增加的μ子通量，如果$ν_τ\leftrightarrowν_μ$振荡包括在内。
2001-05-10 hep-ph
Searching for Neutrinos from WIMP Annihilations in the Galactic Stellar Disk
弱相互作用大质量粒子（WIMPs）是早期宇宙中产生的暗物质（DM）遗迹丰度的一个可行的候选者。到目前为止，WIMP还无法通过与重子物质的相互作用直接探测到。在太阳核心中累积的WIMP湮灭产生的中微子发射被认为是DM的一个特征，但尚未被探测到。这些零结果可能是由于晕中的小尺度DM密度波动，我们局部区域的密度低于平均值（约0.3 GeV/cm ^3）。然而，银河系星盘中WIMP湮灭产生的累积中微子信号对局部密度变化不敏感。在圆盘内部，暗物质可以被恒星捕获，导致湮灭率增加，因此中微子通量可能比在晕中其他地方观察到的更高。我们估计中微子通量的WIMP湮灭在恒星盘被增强超过一个数量级的中微子通量相比，从晕。我们根据直接探测实验获得的WIMP-核子截面，假设局域DM的密度约为0.3 GeV/cm ^3，对这种增强的通量进行了保守的估计。我们还比较了这些通量的可探测性与宇宙射线（CR）与星际介质（ISM）的相互作用在银河系中产生的扩散高能中微子的信号。这些比较信号应该可以被大型中微子探测器观测到。
2008-04-09 astro-ph hep-ph hep-th
Inverse Compton emission from heavy WIMP annihilations in the Galactic Centre
热遗迹WIMP仍然是暗物质性质的主要候选者，特别是对于重（$\gtrsim$ 1 TeV）WIMP的约束更差的情况。WIMP湮灭的最高通量预计在银河系中心（GC）的地区，目前和不久的将来，伽马射线观测站可以利用放置在WIMP范式的严格限制。人们经常注意到，伽马的湮灭通量将伴随着带电的次级粒子，这些次级粒子可以产生“延迟”的逆康普顿（IC）伽马射线发射，但在间接的暗物质搜索中，这一部分经常被忽略。本文研究了重WIMP湮没在GC中的特定条件下的逆康普顿辐射。使用该地区的磁场和辐射场的模型，并考虑到二次粒子的运输，我们发现，对于TeV WIMP的IC组件不能被忽略的GC中，产生的粒子冷却区域内，而不是传播到银河系。这种效应大大改变了预测的光谱形状，从而提高了重WIMP的检测前景。
2022-12-12 astro-ph.HE hep-ph
Dark matter in the solar system II: WIMP annihilation rates in the Sun
我们计算了太阳中弱相互作用大质量粒子（WIMP）的湮灭率随其质量和弹性散射截面的变化。湮灭的副产品之一，μ子中微子，可能会被下一代中微子望远镜观测到。先前对湮灭率的估计假设来自银河系暗晕的任何WIMP被太阳核的弹性散射捕获，并在太阳中迅速达到热平衡。我们表明，太阳的光学深度WIMP和行星的引力都有助于降低湮灭率低于这些估计。虽然我们发现，即将到来的km^3级中微子望远镜对~100 GeV WIMP的灵敏度与之前的估计几乎没有变化，但这些实验对~10 TeV WIMP的灵敏度可能比标准计算所建议的要低一个数量级。湮灭率的新估计将指导未来的实验设计，并改善从中微子事件率到WIMP参数空间的映射。
2009-02-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
A novel way of constraining WIMPs annihilations in the Sun: MeV neutrinos
积累在太阳中的暗物质粒子湮灭会产生高能中微子流，中微子望远镜和探测器探测的前景已经在文献中广泛讨论。然而，对于湮灭成标准模型粒子，也会有一个在MeV范围内的中微子通量，来自μ子和带正电的π子的静止衰变。这些低能中微子以前从未被考虑过，它们也为将太阳中的暗物质湮灭限制为e+e-、mu+mu-或轻夸克提供了可能性。在这里，我们进行了详细的分析，使用最近的超级神冈数据在几十兆电子伏的范围内设置限制的WIMP-核子散射截面为不同的湮灭通道和计算WIMP的蒸发率从太阳的散射截面的所有值在一个一致的方式。
2013-08-15 hep-ph
Radiative corrections to co-annihilation processes
在共同湮灭的情况下，弱相互作用暗物质粒子（WIMP）的质量接近另一种粒子，可以衰变成WIMP。因此，这两种粒子在早期宇宙中几乎同时冻结，并且都有助于有效的暗物质湮灭截面。由于较重的粒子不需要弱相互作用，因此共湮灭过程通常会受到相当大的辐射修正。本文以超对称性中的中性子终止共湮灭为例进行了分析。计算了主导QCD修正，发现它们对有效湮灭截面有很大的影响，在参数空间的某些区域可达50%以上。
2007-09-07 astro-ph hep-ph
Primordial black hole dark matter in the presence of p-wave WIMP annihilation
研究了由原初黑洞和自湮灭弱相互作用大质量粒子组成的混合暗物质方案中原初黑洞暗物质的允许丰度，该方案的湮灭截面与速度有关.我们首先简要地说明了速度抑制p波湮灭的情况下，WIMP暗物质晕轮廓的变化，与熟悉的s波湮灭的情况相比，然后讨论了PBH质量依赖的上限上允许的PBH暗物质丰度。WIMP可以吸积到PBH上，形成具有尖峰密度轮廓的超紧凑迷你晕。这样的尖峰在晕的中心区域被缓和，因为WIMP被湮灭掉，并且这种缓和对于较小的湮灭截面是不太有效的。速度抑制p波湮灭截面的WIMP核心密度变大，而核心半径变小比s波湮灭的情况。湮灭截面依赖于速度的变化横跨晕，除了WIMP密度剖面的变化，另一个有趣的功能是PBH质量依赖于绑定的PBH暗物质丰度。这是在鲜明的对比，S-波湮灭的情况下，PBH丰度绑定是独立的PBH质量。允许的PBH暗物质分数（相对于总的暗物质丰度）的顺序$f_{PBH}\lesssim {\cal O}(10^{-7})(M_{\odot}/M_{PBH})^{(-6+2γ_{sp})/(3γ_{sp}+3)}$为热遗迹p波暗物质与质量$100$ GeV其中$γ_{sp}$是尖峰曲线的斜率指数，与$f_{PBH}\lesssim {\cal O}(10^{-9})$为相应的热遗迹s波暗物质的情况进行比较。
2022-03-18 astro-ph.CO hep-ph
The Zero Age Main Sequence of WIMP burners
我们修改了一个恒星结构代码，以估计弱相互作用的暗物质吸积到恒星上及其随后的湮灭的主序列的影响。对恒星的影响取决于暗物质湮灭产生的能量是否大到足以关闭恒星中的核燃烧。主序星WIMP燃烧器看起来很像在Hayashi轨道上移动的原恒星，尽管它们原则上是完全稳定的。我们做了一些简短的评论，在哪里可以找到这样的恒星，他们可能会被观察到，目前正在进行更详细的模拟。最后，我们评论是否有可能联系矛盾的年轻OB星发现在银河系中心与WIMP燃烧器。
2008-03-03 astro-ph hep-ph
Gamma-rays From Warm WIMP Dark Matter Annihilation
弱相互作用大质量粒子（WIMP）通常作为冷暗物质的候选者，然而当它以非热的方式产生时，它的行为就像温暖的暗物质。在本文中，我们研究的$γ$射线的性质，从湮灭的WIMP暗物质在我们自己的银河系晕的高分辨率$N$体模拟的银河系暗物质晕，假设不同的性质的WIMP。由于大的自由流长度在温暖的WIMP的情况下，暗物质晕的子结构内容是显着不同的冷WIMP对应物，导致不同的预测$γ$射线信号从暗物质湮灭。我们通过比较预测的$γ$ -射线信号从温暖的WIMP湮灭的冷WIMP来说明这些。显着的差异，从subhalo的天空图和两个WIMP模型之间的统计特性进行了演示。由于暖WIMP情景下非热产生机制的潜在增强截面，银河系中心可能是间接探测暖WIMP到矮星系的优先点，这可能不同于冷暗物质情景。作为一个具体的例子，我们考虑了超对称模型中的非热产生中性伴子，并讨论了用费米$γ$射线望远镜探测温WIMP的可能性。
2012-11-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dark Matter annihilations in Pop III stars
我们研究的捕获和湮灭的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的波普III星的演化的影响。通过对Geneva恒星演化程序进行适当的修改，我们研究了20和200 M $_\odot$恒星在暗物质晕中的演化，在核心氢燃烧阶段，密度介于10 $^{8}$和$10^{11}$ GeV/cm $^3$之间，对于选定的情况，直到核心氦燃烧阶段结束。我们发现，对于密度大于5.3 $10^{10}(σ^{SD}_p/10^{-38} {cm}^2)^{-1}$ GeV cm $^{-3}$的WIMP，$20 M_{\odot}$和$200 M_{\odot}$恒星的核心氢燃烧寿命超过了宇宙的年龄，并且恒星只由WIMP湮灭维持。我们确定这些“冻结”对象的观测特性，并表明它们可以在本地宇宙中搜索由于其异常的质量半径关系，这应该允许明确的歧视正常恒星。
2008-06-17 astro-ph hep-ph
Dynamics of WIMPs in the solar system and implications for direct and indirect detection
对太阳系中弱相互作用大质量粒子（WIMP）轨道演化的半解析处理表明，与未束缚粒子相比，束缚在太阳系中的WIMP可以使直接探测率提高一个数量级，并使地球中WIMP湮灭产生的中微子通量提高两个数量级。为了检验这些重要但不确定的结果，我们进行了一套数值轨道积分，探索作为一个函数的WIMP质量和散射截面与重子物质的约束WIMP人口的属性。在目前实验允许的WIMP参数空间范围内，我们发现：（1）相对于来自未束缚晕WIMP的直接探测率，束缚WIMP粒子数最多能提高~1%;（2）计划中的千米^3尺度中微子望远镜不太可能探测到来自地球WIMP湮灭的中微子;（iii）太阳中WIMP湮灭产生的中微子的事件率可能比通常的计算所暗示的要小得多，通常的计算假设散射到束缚轨道上的WIMP在太阳中迅速热化。
2008-10-14 astro-ph hep-ex hep-ph
WIMP Gamma Rays From the Galactic Center with GLAST and Accelerator Comparison
我们将描述在银河系中心探测来自WIMP湮灭的伽马射线的前景，并将这种搜索与LHC和PAMELA等空间反物质实验的可能性进行比较。
2007-09-11 astro-ph hep-ph
Enhanced One-Loop Corrections to WIMP Annihilation and their Thermal Relic Density in the Coannihilation Region
我们考虑了由于初始态中光玻色子交换引起的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）共湮灭过程的量子修正（“索末菲修正”）。我们在单循环水平上工作，即我们假设这些校正可以微扰地处理。如果至少有一个质量接近最轻的WIMP的新粒子，这是一个暗物质候选者，那么共湮灭是很重要的。在这种情况下，初始状态下（相对较轻的）玻色子的交换可以改变湮灭粒子的身份。我们感兴趣的修正因式分解，在WIMP自湮没的情况下，前面处理，但它们可以混合不同的树级振幅。此外，即使外部粒子和环中粒子之间的质量分裂很小，也会显著改变相关的环功能。我们发现这些功能的精确解析表达式，并说明考虑的情况下，作为例子的wino或希格西诺类中性伴子的效果。
2013-03-15 astro-ph.CO hep-ph
Can the WIMP annihilation boost factor be boosted by the Sommerfeld enhancement?
我们证明，索末菲修正CDM湮灭可以是可观的，如果即使是一个小组成部分的暗物质是非常冷的。次晕子结构提供了这样一种可能性，因为最小的团块相对较冷，并且由于不完全的相空间混合而包含更冷的子结构。轻子通道可以增强合理的模型和太阳邻域的提升需要考虑PAMELA/ATIC数据是合理的，特别是在几个TeV质量的中性伴子的情况下，索末菲-校正后的增强被发现是$\sim10^4-10^5.$索末菲效应的饱和被示出发生在$β\sim 10^{-4},$之下，从而将贡献子结构的范围限制在$\sim 10^5\rm M_\odot.$之上。来自湮灭的伽马射线信号将超过EGRET约束，除非湮灭到重夸克或规范玻色子的通道被抑制。轻子通道伽马射线可能被费米卫星探测到，不是来自内部星系的子结构被潮汐破坏，而是作为来自外部晕的准各向同性背景，除非外部子结构比内部子结构更不集中和/或CDM密度分布到维里半径明显变陡。
2009-08-23 astro-ph hep-ph
Neutrinos from WIMP annihilation in the Sun : Implications of a self-consistent model of the Milky Way's dark matter halo
WIMP与质子的自旋无关（SI）和自旋相关（SD）弹性散射截面的上限，由太阳中WIMP湮灭的中微子通量的超神冈（S-K）上限所施加，以及它们与WIMP参数空间的“DAMA兼容”区域的兼容性，在该区域内，DAMA/LIBRA实验与其他直接探测实验的零结果是兼容的，在银河系有限尺寸暗物质（DM）晕的自洽模型的框架内进行了研究，该模型的参数由银河系旋转曲线数据拟合确定。我们发现，作为WIMP质量的函数的WIMP-质子弹性截面上的S-K隐含上限对各种WIMP湮灭通道的分支分数施加严格的限制。对于SI相互作用，如果WIMP主要湮灭为$\bbarb$ \和/或$\cbarc$，则S-K上限与WIMP参数空间的DAMA兼容区域一致，如果WIMP湮灭为$\tautau$和$ν\anu$分别发生在大于约10%和0.1%的水平，则DAMA兼容区域的部分可以被排除。对于SD相互作用，对可能的湮灭通道的限制要严格得多，如果考虑中的相对低质量（$\sim$ 2 - 20 GeV）WIMP主要湮灭为$\bbarb$、\ $\cbarc$、\$\tautau$和$ν\anu$终态的任何混合，则基本上排除了WIMP参数空间的DAMA兼容区域。
2012-05-21 astro-ph.GA hep-ph
Conservative upper limits on WIMP annihilation cross section from Fermi-LAT $γ$-rays
用费米-LAT望远镜测量了高纬各向同性河外$γ$射线背景（EGB）的光谱。两个新的模型的EGB来自扣除未解决的点源和河外扩散过程，这可以解释从30%到70%的费米-LAT EGB。在假设这两个残留的EGB是完全由于暗物质（DM）粒子在星系晕的湮灭，我们得到$conservative$上限的湮灭截面\sigmav。严格的界限上可能索末菲增强的湮灭截面设置以及。最后，将{ \sigmav }成反比的WIMP速度，非常严重的限制，来自速度无关的部分的湮灭截面。
2011-12-18 astro-ph.HE hep-ph
Study of WIMP annihilations into a pair of on-shell scalar mediators
在这篇文章中，我们专注于一个新的标量$ϕ$介导的标量/矢量WIMP（弱相互作用的大质量粒子），$ϕ$的质量略低于WIMP的质量。为了解释银河系中心1 - 3 GeV的伽马射线过剩，这里我们考虑的情况下，一个WIMP对主要湮灭成壳层上的$ϕϕ$对与$ϕ$主要衰减到$τ\barτ$。WIMPs的质量在14 - 22 GeV之间，并且WIMPs的湮灭在相空间中被抑制。在这个湮灭方案中，$ϕ$ -标准模型（SM）粒子的耦合几乎是任意小的，并且WIMP-核自旋无关散射可以被现有的暗物质（DM）直接探测所容忍。介绍了一种标量介体-Higgs场混合，它体积小，实用性强。导出了早期宇宙中热平衡对$ϕ$ -SM粒子耦合的下限约束，该约束在直接探测标量DM的中微子本底之上。在未来几年内，在升级后的DM直接探测实验中可能探测到WIMP，而在未来的高亮度$e^+ e^-$对撞机上可能观测到奇异衰变$h \rightarrow ϕϕ$和$ϕ$的产生。
2016-11-07 astro-ph.CO hep-ph
Evidence Of Dark Matter Annihilations In The WMAP Haze
WMAP实验揭示了银河系中心周围区域的微波辐射过量。有人认为，这种被称为“WMAP烟雾”的信号可能是暗物质湮灭中产生的相对论电子和正电子的同步辐射。在这封信中，我们重新审视了这种可能性。我们发现，角分布的WMAP霾匹配暗物质湮灭的预测与尖点密度分布，$ρ(r) \propto r^{-1.2}$在内部千秒差距。在不同的WMAP频带的强度比较，我们发现，广泛的可能的WIMP湮没模式是一致的，与质量在100 GeV到多TeV范围内的WIMP的阴霾的光谱。最有趣的是，我们发现，为了产生观测到的霾强度，暗物质湮灭截面需要近似等于热遗迹所需的值，$σv \sim 3 \times 10^{-26}$ cm $^3$ /s。不需要增强因子。如果暗物质湮灭实际上是造成WMAP霾的原因，并且晕轮廓的斜率一直延伸到银河系内部，那么如果WIMP质量小于几百GeV，GLAST预计将探测到银河系中心暗物质湮灭产生的伽马射线。
2007-05-24 astro-ph hep-ph
Search for Dark Matter Annihilation to Neutrinos from the Sun
弱相互作用大质量粒子（WIMP）可以被太阳引力捕获并被困在其核心。这些WIMP湮灭成标准模型粒子会产生中微子光谱，其能量分布与暗物质质量有关。在这项工作中，我们提出的理论框架，有关观测到的中微子通量的WIMP-核子截面和总结以前的太阳WIMP搜索冰立方进行。然后，我们概述了一个正在进行的更新的太阳WIMP搜索，重点是在以前的搜索改进。
2019-09-19 astro-ph.HE hep-ph
Photon spectra from WIMP annihilation
如果目前宇宙中的暗物质湮灭为标准模型粒子，那么它必定对地球上探测到的宇宙射线的通量，特别是对观测到的伽马射线通量有贡献。这种贡献的大小取决于特定的暗物质候选者，但所产生的光子光谱的某些特征可以以一种相当独立于模型的方式进行分析。在这项工作中，我们提供了完整的光子谱来自WIMP湮灭到标准模型粒子-反粒子对得到广泛的蒙特卡罗模拟。我们目前的结果为每个人的湮没通道，并提供分析拟合公式为不同的光谱范围广泛的WIMP质量。
2010-10-11 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Fitting formulae for photon spectra from WIMP annihilation
不同的暗物质（DM）候选者湮灭成标准模型（SM）粒子可以通过它们对地球上测量的伽马射线通量的贡献来检测。这种贡献的大小取决于特定的DM候选者，但是可以以模型无关的方式分析所产生的光子光谱的某些印记。在这项工作中，我们提供了在广泛的WIMP质量范围内由WIMP湮没到夸克、轻子和规范玻色子通道中产生的光子谱的拟合公式。
2010-12-20 astro-ph.CO hep-ph hep-th
Detecting dark matter WIMPs in the Draco dwarf: a multi-wavelength perspective
我们探讨了附近的矮球状星系天龙座中暗物质（DM）对湮灭的可能特征。在调查质量模型的天龙座的现有观测数据的光，我们仔细的DM密度分布模型，利用数值模拟的层次结构的形成。然后，我们分析了弱相互作用DM粒子（WIMP）模型，包括带电粒子物种的传播的准确治疗预期的伽马射线和电子/正电子产率。我们发现，不像在较大的DM结构-如星系团-空间扩散在这里发挥了重要作用。虽然天龙座看起来像一个点状的伽马射线源，但WIMP湮灭产生的电子和正电子的同步辐射具有空间扩展的结构。根据宇宙射线的传播设置和磁场的大小，寻找天龙座的弥散射电辐射可能是比伽马射线更敏感的间接DM搜索探测器。最后，我们表明，现有的数据是一致的存在下，一个黑洞在中心的天龙座：如果这确实是这样的情况下，非常显着的增强率的伽马射线和其他排放有关DM湮灭。
2006-07-05 astro-ph hep-ph
Impacts of WIMP dark matter upon stellar evolution: main-sequence stars
大量WIMP暗物质的存在对恒星演化模型有着重要的影响。我们提出了一系列详细的网格的WIMP影响恒星模型的主序星，使用DarkStars代码计算。我们描述的恒星结构和主序星演化的变化发生的质量范围从0.3到2.0太阳质量和金属丰度从Z = 0.0003-0.02，作为一个功能的能量注入率的WIMPs。然后，我们继续展示什么样的能量注入率可以获得使用现实的轨道参数的恒星附近的超大质量黑洞，包括详细考虑的暗物质晕速度和密度分布。当恒星遵循椭圆而不是圆形轨道时，捕获和湮灭率会大大提高，导致WIMP湮灭提供的能量是银河系中心恒星氢聚变的100倍。
2008-10-30 astro-ph hep-ph
Precise Relic WIMP Abundance and its Impact on Searches for Dark Matter Annihilation
如果暗物质（DM）是一种弱相互作用大质量粒子（WIMP），是早期宇宙的热遗迹，那么它的总自湮灭截面可以通过它现在的质量密度来揭示。一般的WIMP的正则热平均截面通常表示为3*10^-26 cm ^3 s ^-1，不确定性没有具体说明，并且被认为与WIMP的质量无关。最近对DM湮没产物的搜索已经达到了排除100%分支比的正则截面的灵敏度，以确定最终状态和小WIMP质量。最终目标是探测所有运动学上允许的最终状态作为质量的函数，如果所有状态都被充分排除，则为WIMP质量设置下限。由于最近在直接和间接搜索中对轻WIMP的暗示，探测低质量区域的动机进一步增强。我们重新审视了一个通用的WIMP的热遗迹丰度计算，并表明所需的截面可以精确计算。当质量低于10 GeV时，它随质量变化很大，在质量约为0.3 GeV时达到最大值5.2*10^-26 cm ^3 s ^-1，当质量高于10 GeV时，它为2.2*10^-26 cm ^3 s ^-1，质量依赖性很弱。这些结果，显着不同的典型值，并没有考虑到在搜索湮灭产品从通用WIMPs，有一个显着的影响，从费米-LAT和WMAP+ACT目前的限制的解释。
2012-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
WIMPs with Enhanced Annihilation from a Feebly Interacting Unstable Partner
University of Utah（犹他大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本研究提出WIMP与可衰变的重伙伴粒子耦合的扩展模型，通过求解玻尔兹曼方程发现伙伴粒子衰变可显著增强WIMP湮灭截面（最高达三个数量级），并可由间接探测实验检验，NMSSM可实现该情景。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Reconstructing WIMP properties with neutrino detectors
如果宇宙的暗物质是由弱相互作用大质量粒子（WIMP）构成的，它们将在太阳等天体的核心积聚，并湮灭为标准模型的粒子。高能中微子将在湮灭中产生，既可以直接产生，也可以通过随后的轻子、夸克和玻色子衰变产生。虽然切伦科夫中微子探测器/望远镜只能计数中微子的数量超过一些阈值能量，我们研究如何，通过利用其能量分辨率，大型磁化铁量能器，可能的话，液氩和完全活跃的闪烁体探测器，计划为未来的长基线中微子实验，有能力重建中微子光谱，并可能提供信息的暗物质属性。特别是，对于一个给定的值的WIMP质量，我们表明，未来的铁量能器可以打破WIMP-质子横截面和湮灭分支比，切伦科夫探测器目前的简并，并限制其值具有良好的精度。
2008-06-26 astro-ph hep-ph
Radio constraints on Galactic WIMP dark matter
电子宇宙线群的同步辐射可以用来研究宇宙射线物理和无线电天空图上的WIMP暗物质印记。我们使用现有的无线电数据-从MHz到GHz -分析银河系WIMP湮灭的贡献，并对WIMP观测值施加限制：湮灭截面，通道和质量。根据湮灭通道，我们得到的竞争边界中获得的费米-LAT伽玛射线分析的矮卫星星系。
2013-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Two-photon annihilation of singlet cold dark matters due to noncommutative space-time
探测来自暗物质湮灭或衰变的宇宙射线，特别是伽马射线，是一种间接的方式来调查的暗物质的性质。在对易时空中，暗物质候选者（WIMP）湮灭为光子的过程通过环路修正进行。然而，在非对易时空中，WIMP和其他标准模型单重态粒子一样，也有可能与光子直接耦合。本文研究了非对易时空中单重态WIMP的双光子湮没。如果非对易相互作用与遗迹丰度有关，则可以使用费米-拉特数据排除某些暗物质质量。
2012-10-01 hep-ph
GeV-Scale Thermal WIMPs: Not Even Slightly Dead
弱相互作用大质量粒子（WIMP）长期以来一直是暗物质候选者的主要类别之一。观测到的暗物质丰度可以通过早期宇宙中弱尺度暗物质湮灭的冻结而自然获得。这种“热WIMP”方案直接预测了可以在当今实验中测试的总湮灭截面。虽然暗物质的质量约束可以高达$m_χ\gtrsim100$ GeV的特定湮灭通道，总的截面的约束尚未确定。我们构造的第一个模型独立的限制WIMP的总湮灭截面，显示允许的组合的湮灭通道分支比大大削弱了灵敏度。对于s波$2\rightarrow2$湮灭到可见终态的热WIMP，我们发现暗物质质量仅为$m_χ\gtrsim20$ GeV。这是热遗迹WIMP质量的最强的基本上与模型无关的下限，与么正性界的质量上限（$m_χ\lesssim 100$ TeV）一起，它定义了我们所说的“WIMP窗口”。为了探索剩余的质量范围，我们概述了前进的道路。
2018-07-11 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dark matter burners
我们发现，一颗恒星轨道足够接近的一个膨胀生长的超大质量黑洞（SMBH）可以捕获弱相互作用的大质量粒子（WIMP）在一个非常高的速度。由于捕获的WIMP在恒星核心湮灭而产生的恒星光度可能与热核燃烧产生的恒星光度相当，甚至超过。因此，该模型预测在SMBH附近存在不寻常的恒星，基本上是WIMP燃烧者。我们发现，最有效的WIMP燃烧器的恒星与简并电子核心，例如白矮星（WD），这样的WD可能有一个非常高的表面温度。如果被发现，这样的恒星将为粒子暗物质的存在提供证据，并可能被用来建立其密度分布。另一方面，缺乏这种不寻常的恒星可能会限制SMBH附近的WIMP密度，以及WIMP-核散射和对湮灭截面。
2007-02-24 astro-ph hep-ph
WIMP capture and annihilation in the Earth in effective theories
在暗物质-核子相互作用的非相对论有效理论中，计算了WIMP在地球中的俘获和湮灭率。忽略算子干扰，我认为所有的伽利略不变的相互作用算子，可以产生从交换的重粒子的自旋小于或等于1时，WIMP的自旋为0，1/2或1。我计算的位置和形状的预期共振的质量捕获率平面，并表明，铁是不是最重要的元素在捕获过程中，许多目前被忽视的相互作用运营商。我比较这些预测与最近的结果，地球WIMP分析冰立方在86弦配置和设置限制的所有isoscope和isovector耦合常数的有效理论的暗物质-核子相互作用。对于某些相互作用算子和暗物质粒子质量约为50 GeV，我发现，这些限制是强于我以前在冰立方在79弦配置进行的太阳WIMP搜索的分析中得出的。
2016-10-19 astro-ph.CO hep-ph
Neutrinos From Particle Decay in the Sun and Earth
弱相互作用大质量粒子（WIMPs）可以通过观测在太阳和/或地球中积累的WIMPs湮灭产生的高能中微子诱导的向上μ介子来间接检测。高能μ介子中微子来自于$τ$轻子、$c$、$b$和$t$夸克、规范玻色子和由WIMP湮灭产生的希格斯玻色子的衰变。我们提供的解析表达式，适合于计算向上的μ子的通量，中微子的能量谱从所有这些粒子在太阳和地球的中心衰变。这些解析表达式应该满足蒙特卡罗计算向上μ子通量的需要。我们研究了规范玻色子的极化对中微子谱的影响，发现它们是很小的。我们还提出了简单的表达式的中微子分布的二阶矩，可用于估计的中微子诱导的μ子从WIMP湮灭的观察率。
1994-07-22 astro-ph hep-ph
Inflationary Particle Production and Implications for WIMP Substructure
King’s College London（伦敦国王学院）
本研究探讨暴胀时期共振粒子产生对暗物质湮灭信号的影响，通过分析Fermi-LAT数据，推导了热平均湮灭截面的上限，揭示了早期宇宙与现代观测间的联系。
2026-02-11 hep-ph
Monoenergetic Neutrinos from WIMP Annihilation in Jupiter
弱相互作用大质量粒子（WIMP）可以被太阳捕获并在核心湮灭，这可能导致产生可以在静止时衰变为单能236 MeV中微子的K介子。在DUNE进行了几项探测这些中微子的研究。已经表明，如果WIMP质量低于4 GeV，那么它们将在湮灭之前蒸发，从而抑制信号。由于木星有一个较冷的核心，质量在1-4 GeV范围内的WIMP不会蒸发，因此可以湮灭为单能中微子。我们计算这些中微子的木星表面附近的通量，并发现它是可比的通量在DUNE的质量超过4 GeV和实质上更大的1-4 GeV的范围。当然，探测这些中微子需要在木星附近安装中微子探测器。显然，要建造这样的探测器还需要几十年的时间，但如果直接探测实验发现质量在1-4 GeV范围内的WIMP，它可能是了解湮灭过程的少数方法之一。液态氢时间投影室或许能够获得这些中微子的精确方向信息和能量（木星附近有大量的氢）。我们推测，这样的探测器可以放置在一个潮汐锁定的阿马尔西亚卫星的远侧;月球本身将提供大量的背景屏蔽，表面将允许更容易地部署太阳能电池板发电。
2022-12-13 hep-ph
Soft Collinear Effective Theory for Heavy WIMP Annihilation
在一大类弱相互作用大质量粒子（WIMP）模型中，WIMP质量$M$远高于弱标度$m_W$。这项工作确定了通用的Sudakov-型矩阵$\sim α\log^2 (2\,M/m_W)$破坏了湮灭过程的微扰理论的天真收敛。提出了一个有效场论（EFT）框架，允许系统地重申这些矩阵。大尺度分离的另一个影响是，电弱玻色子交换导致的长距离波函数失真导致了可观察到的截面变化。仔细计算EFT中的动量区域，可以严格地将这种所谓的索末菲增强从短距离硬湮灭过程中解脱出来。WIMP被建模为一个重粒子场，而轻的，充满活力的，最终状态的电弱规范玻色子被视为软和共线场。硬匹配系数计算在重整化尺度$μ\sim 2\,M$，然后演变到$μ\sim m_W$，其中电弱对称性破缺和相关的量子力学哈密顿量的匹配进行。的$SU(2)_W$三重标量暗物质候选人湮灭线光子的例子是用于具体性，允许下一个到领先的顺序修正和对数重算的影响的数值探索。对于$M \simeq 3$ TeV，相对于树级固定阶结果，由$\sim 3$的因子减少了经处理的Sommerfeld增强截面。
2014-11-03 hep-ph
Implications of a solar-system population of massive 4th generation neutrinos for underground searches of monochromatic neutrino-annihilation signals
最近有人指出，任何主要的星系弱相互作用大质量粒子（WIMP）的人口产生，通过与太阳物质的碰撞，一个“慢”的WIMP被困在内太阳系的次级人口。我们表明，考虑到这个“慢”的太阳系人口显着提高的可能性，以探测稳定的大质量中微子（第4代）在地下中微子实验的存在。我们的工作表明，对现有地下中微子数据的重新分析应该能够对稳定的大质量第四中微子的可能存在带来非常严格的限制。
2002-01-18 astro-ph hep-ph
On the Annihilation Rate of WIMPs
我们开发了一种形式主义，允许一个系统地计算的WIMP湮灭率到伽马射线的能量远远超过弱标度。一个因式分解定理，提出了分离的辐射修正源于初始状态的潜在的相互作用，涉及最终状态的循环。这种分离使我们能够超越固定阶计算，这是由大的红外光谱污染。对于SU（2）伴随表象中的Majorana WIMP变换，我们给出了在超前双对数精度下，用两个初态分波矩阵元和一个硬匹配系数表示的变换率的结果.对于给定的模型，可以通过计算树级匹配系数和确定局部四费米子算子的值来计算截面。我们发现，再结晶的影响可以高达100%的20 TeV的WIMP。的形式主义的推广到其他类型的WIMPs进行了讨论。
2015-10-08 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Likely Dominance of WIMP Annihilation to Fermion Pair + W/Z
可以说，暗物质（DM）最受欢迎的候选者是一个巨大的、稳定的马约拉纳费米子。然而，湮灭的马约拉纳DM两个费米子具有螺旋抑制的s波速率。通过电弱（EW）和电磁（EM）韧致辐射规范玻色子的过程消除了这种s波抑制，并且很可能是规范单态Majorana DM湮灭的主导模式。考虑到它们与辐射W和Z规范玻色子的湮灭率增强，以及随后通过强子通道的主导W/Z衰变，马约拉纳DM倾向于产生比正电子更多的反质子。这一结果与观测结果形成对比，从而提出了一个挑战，马约拉纳DM模型的建设。
2013-08-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
W-WIMP Annihilation as a Source of the Fermi Bubbles
费米伽马射线太空望远镜发现了两个发射伽马射线的气泡状结构，它们在银河系的两侧几乎对称地延伸，并且在形态上与银河系中心相连。排放的来源仍然不完全清楚。最近的研究表明，费米泡发射的光谱形状可以很好地描述为一个约为50 GeV的暗物质粒子湮灭为b \bar b，归一化对应的速度平均湮灭截面为< σ_b v > ~ 8 \times 10^{-27} cm ^3/s。我们研究了温伯格最近提出的最小隐藏扇区，并研究在多大程度上其弱相互作用大质量粒子（W-WIMPs）能够容纳所需的有效湮灭率到夸克和所观察到的遗物密度。
2013-08-27 astro-ph.CO hep-ph
Non-thermal WIMP baryogenesis
我们提出了一种通过重粒子衰变产生的非热产生的WIMP的湮灭实现的WIMP重子化，这可以导致低的再加热温度。暗物质（DM）可以在长寿命重粒子衰变产生的再加热期间以非热的方式产生，并且随后甚至在热冻结之后再湮灭为较轻的粒子。DM的再湮灭提供了所观察到的重子不对称性以及DM的正确残余密度。我们调查如何wahout效应可以影响重子不对称性的产生，并研究一个模型抑制它们。在这种情况下，我们发现DM可以足够重，它的湮灭截面也可以比通常的热WIMP重子生成所采用的更大。
2018-06-25 astro-ph.CO hep-ph
The EMU view of the Large Magellanic Cloud: Troubles for sub-TeV WIMPs
我们提出了一个无线电搜索的WIMP暗物质在大麦云（LMC）。我们利用最近从澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）的观测中获得的LMC的深度图像，并作为宇宙进化图（EMU）调查的一部分进行处理。大麦哲伦星系是一个非常有前途的目标，在射频的WIMP搜索，因为大的J因子和存在的一个重大磁场。我们没有发现任何证据所产生的发射从WIMP湮灭和严格的界限作为WIMP质量的函数，不同的湮灭通道的湮灭率。这项工作排除了质量低于480 GeV的热截面和湮灭成夸克。
2021-11-12 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
SUSY Implications from WIMP Annihilation into Scalars at the Galactic Center
最近在费米-LAT数据中观测到从银河系中心发出的过量$γ$射线。我们研究了通过暗物质主要湮灭为Higgs赝标对来拟合信号谱的新的可能性。我们表明，适合的$γ$ -射线过剩的希格斯赝标通道可以一样好的湮灭成底夸克对。这个通道自然出现在一个完整的模型，如下一个最小的超对称标准模型（NMSSM），我们发现暗物质遗迹密度，$γ$射线信号和其他实验约束的区域，都可以同时满足。湮灭成标量对允许检测到希格斯粒子或赝标量衰变成两个光子的可能性，提供了模型的吸烟枪信号。
2015-05-21 astro-ph.GA hep-ph
