High Energy Positrons From Annihilating Dark Matter
最近PAMELA实验的初步结果表明，宇宙射线正电子的存在超过10 GeV。在这封信中，我们认为这种信号是银河系晕中发生的暗物质湮灭的结果。而不是专注于一个特定的粒子物理模型，我们采取唯象的方法，并考虑各种质量和两体湮灭模式，包括W+W-，ZZ，b bbar，tau+ tau-，mu+ mu-和e+e。我们还考虑了一系列的扩散参数与目前的宇宙射线数据相一致。我们发现，在10 GeV以上的正电子分数的显着回升是兼容的广泛的暗物质湮灭模式，虽然非常大的湮灭截面和/或所产生的局部暗物质分布的不均匀性的提升因素需要产生所观察到的信号强度。我们评论的约束，从伽马射线，同步辐射，宇宙射线反质子测量。
2008-09-10 hep-ph
Searching for Decaying and Annihilating Dark Matter with Line Intensity Mapping
谱线强度测绘（IM）是一种新兴的河外天文学和宇宙学工具，其目的是测量星系和星系际介质发射的谱线沿视线的积分发射。然后，观测到的线的频率提供距离确定，允许映射发射器的三维分布。在这里，我们讨论的可能性，使用这些测量寻求辐射衰变或湮灭的暗物质粒子。来自单能衰变的光子将与质量分布相关，质量分布可以通过星系巡天、弱透镜巡天或IM映射实验本身来确定。我们将讨论如何寻求这种互相关，然后估计各种IM实验中的暗物质质量寿命参数空间的灵敏度。我们发现，在针对IM实验的频带中，对衰减/湮灭暗物质的灵敏度提高了十个数量级。
2018-06-28 astro-ph.CO hep-ph
Gamma rays and positrons from a decaying hidden gauge boson
我们研究了暗物质的主要成分是一个隐藏的规范玻色子，它通过规范动力学混合衰变为标准模型粒子。有趣的是，隐藏规范玻色子衰变产生的伽马射线和正电子可以解释扩散伽马射线的EGRET过剩和正电子分数中的HEAT异常。伽马射线和正电子的光谱具有明显的特征;没有伽马射线的线发射和正电子分数的尖峰。GLAST和PAMELA卫星可以观测到这些特征。
2008-12-18 astro-ph hep-ph
New Constraints from PAMELA anti-proton data on Annihilating and Decaying Dark Matter
最近，PAMELA实验公布了其最新的反质子通量和反质子与质子通量比数据，能量高达~ 200 GeV。由于在高能量下没有明显过量的宇宙射线反质子，人们可以扩展对暗物质产生反质子的限制。在这封信中，我们考虑了暗物质湮灭和衰变为产生大量反质子的标准模型粒子的两种情况。我们提供了两套约束的湮没截面/衰变寿命。在一组约束中，我们忽略了除暗物质之外的任何反质子源，这给出了最高允许的横截面/逆寿命。在另一组中，我们还包括宇宙射线与星际介质核碰撞产生的反质子，对湮灭截面/衰变寿命的限制更严格但更现实。
2011-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Implications of the Fermi-LAT diffuse gamma-ray measurements on annihilating or decaying Dark Matter
我们分析了最近发表的费米-LAT扩散γ射线测量的背景下，轻子湮灭或衰变的暗物质（DM）的目的是解释各向同性的扩散γ射线和PAMELA，费米和HESS（PFH）异常$e^\pm$数据。用PYTHIA产生五种不同的DM湮灭/衰变通道$2e$、$2μ$、$2τ$、$4e$或$4μ$（后两者通过中间轻粒子$ϕ$）。我们计算了银河系和河外的提示和逆康普顿（IC）的贡献所产生的伽马射线光谱。为了找到银河系IC光谱，我们使用最新版本的GALPROP星际辐射场模型。对于河外信号，我们表明，提示伽玛发射的幅度是非常敏感的河外背景光的假设模型。对于我们的银河系，我们使用Einasto，NFW和等温DM密度配置文件，并包括DM子结构的影响，假设一个简单的subhalo模型。我们的计算表明，对于湮灭DM的河外伽玛射线信号可以占主导地位，只有当相当极端的幂律浓度-质量关系$C(M)$是使用，而更现实的$C(M)$关系使河外的分量可比或次主导的银河信号。对于衰变的DM，银河信号总是超过河外信号。在零化DM的情况下，PFH的有利参数可以排除，只有当幂律$C(M)$关系假设。对于DM衰变为$2μ$或$4μ$的PFH青睐DM参数是不矛盾的费米伽玛射线数据。我们发现，由于（几乎）无特征的银河IC光谱和DM晕子结构，湮灭DM可能会得到一个很好的同时适合各向同性的扩散伽马射线和PFH $e^\pm$的数据没有明显的冲突与…
2010-06-21 astro-ph.HE hep-ph
p-wave Annihilating Dark Matter from a Decaying Predecessor and the Galactic Center Excess
暗物质（DM）湮灭已被广泛研究，作为费米/LAT所看到的银河系中心多余伽马射线的可能解释。然而，大多数这样的模型与矮椭球体的约束相冲突。出于这种紧张局势，我们表明，p-波湮灭暗物质可以很容易地容纳这两套观测由于较低的DM速度色散矮星系。因此，解释DM遗迹的丰度是一个挑战。我们概述了一种情况下，通常的热丰度是通过s-波湮灭的亚稳粒子，最终衰减到p-波湮灭DM的本时代。衰变粒子的耦合和寿命受到大爆炸核合成、宇宙微波背景和直接探测的限制，但参数空间的重要区域是可行的。足够大的p波截面可以通过湮灭到光介质中来发现，这也引起索末菲增强。对这种情况的预测是星系团中的湮灭增强。
2016-07-21 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Searching for Dark Matter with Future Cosmic Positron Experiments
在星系晕中湮灭的暗物质粒子可以提供一个可能在即将进行的实验中观察到的正电子流，比如PAMELA和AMS-02。我们讨论的光谱特征，这可能与暗物质湮灭的正电子光谱，并评估在未来的实验中观察这些功能的前景。尽管我们关注的是一些特定的暗物质候选者、中性子和卡鲁扎-克莱因态，但我们以独立于模型的方式进行研究。我们还重新审视了HEAT观测到的正电子谱。
2004-09-09 astro-ph hep-ph
Diffuse gamma ray constraints on annihilating or decaying Dark Matter after Fermi
我们认为，从费米第一年的观测扩散伽马射线数据，并将它们的伽马射线通量预测的暗物质湮灭或衰变（无论是从即时发射和逆康普顿散射），不同的观测区域的天空和一系列的暗物质质量，湮灭/衰变通道和暗物质星系的配置文件。我们发现，数据排除大区域的暗物质参数空间不受约束，否则，并讨论未来改进的可能方向。此外，我们进一步限制暗物质解释的e+e- PAMELA/费米光谱异常，无论是湮灭和衰变的暗物质的情况下：在非常保守的假设下，只有模型生产占主导地位的mu+mu-和假设核心的暗物质星系配置文件可以适合轻子数据质量约2 TeV。
2010-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Decaying Dark Matter and the PAMELA Anomaly
天体物理学和宇宙学观测并不要求暗物质粒子绝对稳定。如果它们确实是不稳定的，它们衰变成正电子的速率可能足够大，从而可以通过对宇宙正电子通量的异常贡献来间接探测暗物质。在本文中，我们讨论了PAMELA合作最近报道的衰变暗物质的情况下，在正电子分数过剩的影响。为此，我们已经进行了一个模型独立的分析可能的签名，通过研究各种衰变通道的情况下，一个费米子和标量暗物质粒子。我们发现，PAMELA测量的能量大于10 GeV的正电子分数的急剧上升，自然可以容纳在几个实现的衰变暗物质的情况。
2008-11-10 astro-ph hep-ph
The 3.5 keV X-ray line signature from annihilating and decaying dark matter in Weinberg model
最近，两个研究小组分别从星系团和仙女座星系中观测到了能量为3.55 keV的未识别的X射线线信号。我们发现这种异常信号可以用湮灭暗物质模型来解释，例如Weinberg提出的具有整体$U(1)_X$对称性的暗扇区中的费米子暗物质模型。湮灭暗物质的产生有两种情况。在第一种情况下，质量为3.55 keV的暗物质从与Goldstone玻色子的相互作用中解耦，并在高温（$>$ 1 TeV）下脱离热平衡，此时它们仍然是相对论性的，它们的每共动体积的数密度基本上固定为当前值。这种温暖的暗物质的正确残余丰度是通过假设在退耦温度下存在大约${\cal O}(10^3)$相对论自由度或者在高温下发生大熵产生来获得的。在另一种情况下，暗物质在高温下不存在，随着宇宙冷却，SM粒子湮灭或衰变产生暗物质，就像“冻结”的情况一样。结果表明，希格斯衰变产生的DM是占主导地位的。在我们考虑的模型中，只有第一种情况可以解释X射线信号和遗迹丰度。X射线信号是由暗物质对的$p$波湮灭产生的，通过标量共振变成两个光子，而不违反大爆炸核合成，宇宙微波背景和天体物理学对象（如红巨星或白矮星）的约束。在温伯格模型的一个简单推广中，我们还讨论了这种信号可能是由衰减的暗物质引起的。
2014-05-28 hep-ph
PAMELA data and leptonically decaying dark matter
最近PAMELA公布了他们关于正电子和反质子比率的第一个结果。在新数据的激励下，我们研究了宇宙线的传播模型，计算了次级正电子和反质子谱。低能正电子比可以与对流传播模型中的数据相一致。高于$\sim 10$ GeV的PAMELA数据显示出明显的正电子比过剩。然而，次级反质子与数据大致一致。正电子过剩可能是暗物质湮灭或衰变的直接证据。我们通过假设暗物质湮灭或衰变到不同的最终状态，将正电子和反质子光谱与数据进行比较。PAMELA数据实际上排除了夸克对作为主要的末态，不利于规范玻色子末态。只有在轻子末态的情况下，正电子和反质子谱才能同时得到解释。我们还比较了衰变和湮灭的暗物质的情况下，占PAMELA的结果，更喜欢衰变的暗物质。最后，我们在R宇称破缺的超对称框架下考虑了一个衰变中性伴子暗物质模型。PAMELA数据与中性伴子质量$600\sim 2000$ GeV和寿命$\sim 10^{26}$秒拟合良好。我们还证明了质量在2TeV左右的中性伴子可以同时拟合PAMELA和ATIC数据。
2008-11-26 astro-ph hep-ph
Is the PAMELA Positron Excess Winos?
最近，PAMELA卫星实验报告了银河系中过量的正电子，这可能是湮灭暗物质的信号。PAMELA的数据可能会被解释为来自质量约为200 GeV的类似维诺的LSP的信号，归一化到当地的遗迹密度，并主要湮灭为W玻色子。这种可能性要求目前对正电子能量损失率的传统估计大约大5倍。来自反质子和伽马射线的数据也提供了这种解释的张力，但与它们的传播相关的天体物理学不确定性很大。目前，认真对待这位积极进取的候选人并不是没有道理的，部分原因是很快就可以从几个方面进行测试。即将到来的PAMELA关于高能正电子的数据和FGST（以前的GLAST）数据应该为这种情况是否正确提供重要线索。如果正确的话，维诺解释意味着暗物质并非起源于热平衡的宇宙历史。
2008-12-24 astro-ph hep-ex hep-ph
Synchrotron Radiation from the Galactic Center in Decaying Dark Matter Scenario
讨论了不稳定暗物质情况下银河系中心的同步辐射通量。PAMELA合作组最近报道的正电子分数异常过剩的动机下，我们考虑的情况下，暗物质粒子是不稳定的（和长寿命），高能电子和正电子产生的衰变的暗物质。然后，发射的电子和正电子成为同步辐射的源。我们计算了衰变暗物质模型的同步辐射通量，这可以解释PAMELA正电子过剩。取暗物质的寿命为O（10^26秒），这是解释PAMELA异常的建议值，发现同步辐射通量为O（1 kJy/str）或更小，这取决于粒子物理学和宇宙学参数。
2008-11-27 astro-ph hep-ph
Kaluza-Klein Dark Matter and the Positron Excess
HEAT实验观测到的宇宙正电子过剩可能是卡鲁扎-克莱因暗物质在星系晕中湮灭的结果。卡鲁扎-克莱因暗物质主要湮灭为带电轻子，每次湮灭产生大量的硬谱正电子。给定一个质量在300-400 GeV范围内的卡鲁扎-克莱因暗物质粒子，在暗物质的局部分布中不需要特殊的子结构或聚集来产生解释HEAT观测的正电子通量。这与超对称暗物质形成对比，后者需要不自然的大量暗子结构来产生所观察到的正电子过剩。未来的天体物理和对撞机测试概述，将确认或排除这种解释的热数据。
2004-06-02 astro-ph hep-ph
Update on decaying and annihilating heavy dark matter with the 6-year IceCube HESE data
鉴于冰立方的6年高能启动事件（HESE）的样本，我们重新审视的可能性，更新的数据可能会更好地解释由中微子通量的组合从暗物质衰变和各向同性的天体物理幂律比纯粹由后者。我们发现，结合两个组件通量定性地提高了一个纯粹的天体物理观测数据的拟合，并讨论如何更新这些拟合与4年HESE数据进行类似的分析比较。我们还更新适合涉及暗物质衰变通过多个渠道，没有任何贡献的天体物理通量。我们发现，DM唯一的解释是不排除由中微子数据。最后，我们还考虑了信号的可能性，从暗物质湮灭和衰变的情况下进行类似的分析，评论其影响。
2021-05-04 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Revisiting GeV-scale annihilating dark matter with the AMS-02 positron fraction
反物质宇宙射线被用来探测物理学中的新现象，包括暗物质湮灭。我们使用阿尔法磁谱仪的宇宙射线正电子分数谱，在银河系中寻找这样的湮灭信号。我们专注于质量在5到120 GeV之间的暗物质，产生高能电子和正电子。在这些宇宙射线能量中，多个天体物理源和现象的相互作用使得这种搜索对潜在的天体物理背景假设高度敏感。我们使用一个巨大的公共图书馆的宇宙射线正电子分数背景的天体物理模型，推导出强大的上限暗物质的湮灭截面的湮灭通道的数量。这个库解释了不同类型的宇宙射线源及其在空间和时间分布上的不确定性。此外，它还解释了这些源的输出的不确定性，它们注入星际介质宇宙射线光谱和宇宙射线传播的不确定性。对于任何给定的暗物质粒子质量和湮灭通道，湮灭截面的上限由其值延伸一个完整数量级的带给出。与早期的结果相比，我们的工作提供了较弱的限制，但对所有相关的天体物理不确定性都很强大。在5和15 GeV之间，我们发现了宇宙射线电子和正电子可能过剩通量的迹象。这种过剩存在于大多数但不是所有的天体物理背景参数空间中，其意义可能会有明显的变化。为了增进对这些低能量宇宙射线的了解，有必要进行更深入的研究。最后，我们注意到，即使在这些能量中发现了多余的信号，当前的背景不确定性也不允许我们准确地推断出其潜在的粒子性质。
2022-10-10 astro-ph.HE hep-ph
Birth of the first stars amidst decaying and annihilating dark matter
本研究利用简化暗晕模型探究衰变与湮灭暗物质的能量注入对第一代星系分子氢含量及恒星形成暗晕阈值质量的影响，发现其可产生正反反馈并影响宇宙黎明21cm信号，为后续模拟指明参数方向。
2023-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Inverse Problem of Cosmic-Ray Electron/Positron from Dark Matter
讨论了从衰变/湮灭的暗物质中得到的宇宙射线电子/正电子的反问题的可能性，给出了从观测通量中重建电子/正电子源谱的简单解析公式.我们还说明了我们的方法，通过将得到的公式应用到刚刚发布的费米数据以及新的HESS数据。
2009-05-11 hep-ph
AMS-02 Positrons from Decaying Wino in the Pure Gravity Mediation Model
AMS-02合作最近报告了宇宙射线正电子分数的过剩，这与PAMELA和Fermi-LAT合作报告的先前结果一致。当被解释为暗物质信号时，质量约为1 TeV的衰变暗物质可能是导致过量正电子分数的原因。有趣的是，当通过$LLE^c$相互作用引入微小的R宇称破坏时，纯引力中介模型提供了这样的暗物质，即几乎纯的中性维诺暗物质。我们发现，衰变的维诺暗物质很好地再现了与宇宙射线反质子和伽马射线观测的约束相一致的能谱。
2013-07-10 hep-ph
Cosmic Ray Spectra in Nambu-Goldstone Dark Matter Models
讨论了湮没/衰变南武-戈德斯通暗物质模型中的宇宙线谱。最近在PAMELA和Fermi实验中观测到的正电子/电子过剩与湮灭模型中质量为3 TeV的暗物质和衰变模型中质量为6 TeV的暗物质很好地拟合。我们还表明，南武-戈德斯通暗物质模型预测一个独特的伽马射线光谱在一定的参数空间。
2009-08-25 hep-ph
Can Supersymmetry Naturally Explain the Positron Excess?
经常有人提出，HEAT实验观测到的宇宙正电子过剩可能是超对称暗物质在星系晕中湮灭的结果。虽然众所周知，均匀分布的暗物质不能解释观测到的过量，但如果存在大量的局部暗物质子结构，正电子通量将被增强，可能达到观测到的量级。在这篇论文中，我们试图确定匹配HEAT数据所需的子结构的性质，包括任何局部暗物质团块的位置、大小和密度。此外，我们试图评估这种子结构存在的概率。我们发现，如果中性伴子暗物质的电流密度是热生产的结果，非常不可能（$\sim 10^{-4}$或更少）的条件必须存在于当地的子结构，以解释所观察到的过剩。
2004-02-10 astro-ph hep-ph
Low-Temperature Enhancement of Semi-annihilation and the AMS-02 Positron Anomaly
半湮灭是粒子暗物质的一个普遍特征，最容易通过宇宙射线实验进行探测。我们探索的模型，其中的半湮没截面增强在较晚的时间和低温的阈值附近的s-通道共振的存在。遗物密度，然后敏感的演变的暗物质温度，我们计算表达式为相关的玻尔兹曼方程有效的一般半湮灭模型。在后期，自热效应使暗物质升温，使数量变化过程在暗物质和可见物质的动力学分离之后很长一段时间仍然有效。这使得今天的半湮灭信号在热遗迹截面上被增强高达五个数量级。作为一个案例研究，我们将其应用到一个暗物质解释的正电子过剩所看到的AMS-02。我们看到，与湮灭暗物质不同，我们的模型在拟合数据的同时也给出了正确的遗迹密度。然而，来自银河系中心的CMB和$γ$射线的约束确实限制了参数空间的优选区域。
2018-07-19 hep-ph
Dark Matter Decaying into Millicharged Particles as a Solution to AMS 02 Positron Excess
自2008年以来，PAMELA观测到并随后被AMS 02证实的正电子过剩引起了粒子物理学界的兴趣。人们建立了各种各样的暗物质衰变和湮灭模型来解释这种过剩。然而，各向同性伽马射线的边界不利于典型的暗物质衰变场景。我们提出了一个解决方案，这个过剩的基础上衰变的暗物质粒子到中间毫荷电粒子，可以被银河系磁场。在我们附近，毫荷电粒子随后衰变为电子正电子，这可以解释这种过剩。由于这些粒子在衰变前从晕中扩散出来，它们对各向同性伽马射线背景的贡献预计要比正则暗物质衰变情景中的贡献小得多。我们表明，该模型是可测试的直接暗物质搜索实验。
2019-03-19 hep-ph
Note on the dark matter explanation of the ARCADE excess and AMS data
在本文中，我们表明，从AMS的正电子数据似乎排除了解释的ARCADE各向同性无线电背景过剩的自湮灭暗物质。在早期的工作中，人们发现，轻暗物质的轻子湮灭通道提供了一个很好的适合的过剩，由于同步辐射的末态粒子。然而，限制来自AMS的正电子数据的自湮灭截面现在严重约束轻自湮灭暗物质和截面低于热遗迹已经测试轻子湮灭渠道。结合这两个结果，我们的结论是，在自湮灭暗物质的无线电背景中的过量的解释被排除在外。
2014-12-18 astro-ph.CO hep-ph
PAMELA's cosmic positron from decaying LSP in SO(10) SUSY GUT
我们提出了两个可行的方案来解释最近观测到的宇宙正电子过剩。在这两种情况下，宇宙中目前的遗迹密度仍然被假设为由热产生的WIMP或LSP（χ）支持。其中一个是基于两个暗物质（DM）分量（χ，X）的方案，另一个是基于SO（10）超对称大统一理论的方案。在两个DM组分的情况下，极少量的非热产生的亚稳态DM组分[O（10^{-10}）< n_X /n_X]解释了宇宙正电子过剩。在SO（10）模型中，一个右手中微子（\tilde v ^c）的超伴子的非零VEV和全局对称性自然地实现了LSP衰变到e^ \pm的极小R宇称破坏。
2010-10-21 hep-ph
Cold Positrons from Decaying Dark Matter
许多暗物质的模型都包含不止一种新粒子，而这些粒子都是标准模型中的粒子。随着宇宙的演化，较重的粒子常常会衰变成最轻的暗物质粒子。在这里，我们探讨了如果（重粒子）$\rightarrow$（暗物质）衰变的产物之一是正电子，并且其寿命比宇宙的年龄短的可能性。正电子通过散射宇宙微波背景而冷却下来，并最终在落入银河势阱时湮灭。由此产生的511千电子伏通量不仅对这类模型提出了限制，而且甚至可能与INTEGRAL卫星观测到的通量一致。
2012-06-14 astro-ph.CO hep-ph
Decaying Dark Matter can explain the electron/positron excesses
PAMELA和ATIC最近报告了e+ e-宇宙射线的过量。由于DM湮灭方面的解释被认为是不容易兼容的约束，从光子观测，我们认为DM衰变假设，并发现它可以解释的e+ e-过剩兼容的所有约束，并可以测试专用HESS观测银河山脊。ATIC数据表明DM质量约为2 TeV：如果DM是一种具有重子样物质不对称性的准稳定复合粒子，那么这个质量自然意味着观察到的DM相对于普通物质的丰度。技术色彩自然会产生这些类型的候选人。
2008-11-25 hep-ph
Searching for Smoking Gun Signatures of Decaying Dark Matter
区分衰减和湮灭暗物质（DM）的方法仍然是基本上不可用的。在这篇文章中，我们研究了一类新的隐藏扇区衰减DM模型的潜在天体物理特征，它可以解决最近的宇宙线测量。这种模型可以产生初级光子和/或中微子在大的速率，与轻子生产。光子和中微子的光谱将包含TeV尺度的尖锐特征。我们展示了FERMI，HESS，AGIS和IceCube/DeepCore即将和未来测量的发现潜力。我们表明，这些模型可能会在不久的将来被发现。具体来说，通过FERMI对漫射伽马射线的测量可以检测到硬光子特征的开始。我们认为，这些硬光谱可以产生的衰减暗物质，并符合目前的限制，但很难调和的模型湮灭DM。因此，与目前的宇宙射线测量相关的硬光谱特征的测量将强烈地有利于衰变DM模型。最后，我们评论的初步结果，从内星系提出的费米合作。
2009-08-11 astro-ph.HE hep-ph
R-Parity Breaking via Type II Seesaw, Decaying Gravitino Dark Matter and PAMELA Positron Excess
我们提出了一类新的具有第二类跷跷板机制的MSSM的R宇称违反扩张，其中不稳定的引力子是宇宙的暗物质。它主要衰变为三个轻子的末态，从而为PAMELA实验中的正电子过剩而非反质子过剩提供了一个自然的解释。该模型可以解释中微子质量，而无需调用任何高尺度物理学，同时保持了宇宙中预先存在的重子不对称性。
2009-05-21 astro-ph.HE hep-ph
Gamma-Rays from Decaying Dark Matter
我们研究了从衰变的暗物质（DM）中探测伽马射线的前景，特别关注R宇称破缺真空中的引力子DM。考虑到预测的伽马射线信号相对于湮灭DM的情况的基本上不同的角分布，以及相对差的（0.1 $^\circ$量级）伽马射线探测器的角分辨率，在这种情况下，探测的最佳策略是在高银河纬度寻找对伽马射线通量的外来贡献，其中，衰减的DM贡献类似于天体物理学的河外成分，类似于EGRET观测所推断的成分。即将进行的实验，如GLAST和AMS-02可能会识别这种外来的贡献，并将其与天体物理学来源区分开来，或者对DM粒子的质量和寿命进行重大限制。
2007-10-11 astro-ph hep-ph
Probing the properties of superheavy dark matter annihilating or decaying into neutrinos with ultra-high energy neutrino experiments
暗物质粒子$χ$的证据，是令人信服的基础上银河宇宙尺度的观测。到目前为止，有希望的弱相互作用大质量粒子的情况下，逃避检测，激发替代模型的暗物质。我们考虑的方案涉及超重暗物质（SHDM），可能会衰变或湮灭的中微子和反中微子。在质量范围$m_χ=10^7-10^{15}\,{\rm GeV}$，我们评估未来的观测站POEMMA和GRAND的间接暗物质检测通过测量中微子引起的广泛的空气簇射（EAS）的灵敏度，计算俄歇和ANITA限制使用其最后的最新灵敏度，并将它们与冰立方限制。我们还表明，星系晕中的暗物质分布的不确定性对中微子通量有很大的影响。我们表明，地面无线电探测器，如GRAND可以实现高灵敏度，由于其大的有效面积和高占空比。基于空间的切伦科夫探测器，如测量EAS光学切伦科夫信号的POEMMA，具有全天空覆盖和快速回转的优势，能够实现专注于银河系中心的优化SHDM观测策略。我们发现，增加切伦科夫探测器的视场可以显着提高灵敏度。此外，POEMMA的荧光观察模式，测量EAS以上$20\,$ EeV将实现国家的最先进的灵敏度SHDM属性在最高的质量尺度。
2021-12-09 astro-ph.HE hep-ph
Signatures of dark matter annihilation in the light of PAMELA/ATIC anomaly
PAMELA和ATIC实验对宇宙射线电子和正电子通量的测量表明存在具有大湮灭截面的湮灭暗物质。我们讨论了它与其他天体物理学/宇宙学观测的可能关系：伽马射线，中微子和大爆炸核合成。结果表明，它们对某些湮灭暗物质模型给出了严格的约束。
2009-03-27 hep-ph
Mass of Decaying Wino from AMS-02 2014
根据AMS-02合作组最近报道的宇宙射线中正电子分数、电子和正电子通量的最新数据，我们重新审视了衰变的维诺暗物质的情况。我们发现AMS-02的结果有利于在几TeV左右的维诺暗物质的质量，这是一致的维诺质量的预测在纯重力调解模型。
2014-09-24 hep-ph
Unstable Relics as a Source of Galactic Positrons
我们计算的流量511千电子伏的光子从银河系隆起所造成的正电子衰变的遗迹粒子质量小于100兆电子伏。特别是，我们收紧了对不育中微子的质量混合角参数空间的一个大的域的约束，由此产生的光子通量将显着超过实验数据。与此同时，观测到的光子通量很容易由质量范围为1 MeV < m_sterile < 50 MeV的衰变无菌中微子引起，宇宙学丰度通常在10^{-9} < Omega_sterile < 10^{-5}范围内，假设Omega_sterile完全来自早期宇宙中活性中微子的转换。其他衰变遗迹的候选者，如中性（伪）标量粒子耦合到具有引力强度的轻子，可以与光子通量兼容，并可以构成冷暗物质的主要成分。
2004-11-07 astro-ph hep-ph
Probing the anomalous positron fraction origin with fully leptonic decaying gravitino dark matter candidates
由PAMELA、AMS-02、CALET、DAMPE和Fermi-LAT等空间实验测量的电子和正电子宇宙射线通量在高能时显示出与标准天体物理学来源的预期相比出乎意料的行为。特别是，AMS-02的观测为一种新的正电子和电子来源提供了令人信服的证据，而这种来源仍然未知。可能的情况包括暗物质的贡献或未解决的天体物理来源，如附近的恒星。研究表明，大多数基于暗物质的解释往往会产生过多的伽马射线，与河外伽马射线背景（EGB）的测量结果相冲突。虽然这种情况似乎是相当普遍的，但它最终取决于候选暗物质的性质。在这项工作中，我们重新审视了一个模型，其中引力子是一个暗物质的候选人通过R-宇称违反耦合衰变到SM粒子。我们表明，三线性耦合允许的衰变通道产生更多的电子和正电子和更少的光子相比，双线性耦合允许的通道。事实上，当单独考虑AMS-02数据时，我们发现三线性模型与EGB约束是兼容的。然而，当考虑DAMPE或CALET测量的电子和正电子通量之和而不是AMS-02数据时，这一结果可能会改变。因此，为了进一步评估该模型，需要澄清这些实验收集的数据之间的差异
2020-11-18 hep-ph
Pulsars as the Sources of High Energy Cosmic Ray Positrons
PAMELA卫星最近的结果表明，在宇宙射线谱中，大约在10至100 GeV之间存在大量正电子（相对于电子）。由于在许多模型中，湮灭的暗物质粒子被预测在这个能量范围内对宇宙射线正电子谱有贡献，因此这一观测引起了人们极大的兴趣。在这里，我们认为中子星（快速旋转，磁化中子星）作为这种信号的替代来源。在计算了宇宙线正电子谱和电子谱的贡献后，我们发现PAMELA观测到的宇宙线正电子谱和电子谱可能来自于这些源。特别是，银河系中所有成熟双星的总和，以及最近的成熟双星（如Geminga和B0656+14），预计会有很大的贡献。来自附近的脉冲星的信号预计会在宇宙射线电子谱中产生一个小但显著的偶极各向异性，这可能提供一种方法，使费米伽马射线太空望远镜能够区分所观察到的高能正电子的脉冲星和暗物质来源。
2009-01-23 astro-ph hep-ph
Secondary Cosmic Positrons in an Inhomogeneous Diffusion Model
宇宙射线测量的一个目的是寻找湮灭或衰变的暗物质的可能特征。在这种背景下，所谓的正电子过剩引起了很多关注。另一方面，有人提出，这些数据可能会挑战已建立的宇宙射线传播扩散模型。本文研究了一类非齐次扩散模型，通过解析求解相应的方程组。根据传输参数的不同，我们发现正电子谱的光谱特征受到显着的影响。我们还讨论了非均匀性对强子谱的影响。
2017-02-01 astro-ph.HE hep-ph
Indirect and direct signatures of Higgs portal decaying vector dark matter for positron excess in cosmic rays
我们调查的希格斯门$U(1)_X$矢量暗物质（VDM）$X_μ$从它的对湮灭和衰变的间接签名。VDM通过$Z_2$对称性稳定在可重整化水平，并通过希格斯门相互作用热化。在宇宙学时间尺度上，它也可以被一些寿命很长的不可重正化算符衰变。如果用$10^{16}$ GeV尺度抑制VDM衰变的dim-6算符，则质量为$\sim$ 2 TeV的VDM的寿命正好可以用来解释PAMELA和AMS 02合作组最近观测到的宇宙线中的正电子过剩现象.衰变为$μ^+ μ^-$的VDM能很好地拟合数据，避开了宇宙射线的各种约束。我们给出了一个UV完全模型作为例子。对于质量在$\sim2$ TeV左右的希格斯门衰变VDM的这种情况，可以通过在XENON 1 T和未来的对撞机上测量希格斯自耦合来进行DM直接搜索来测试。
2014-06-19 hep-ex hep-ph
AMS-02 Positron Excess and Indirect Detection of Three-body Decaying Dark Matter
我们考虑间接探测亚稳态暗物质粒子衰变为一个稳定的中性粒子和一对标准模型费米子。由于三体衰变的能谱较软，这些模型可能解释AMS-02正电子过剩，而不受费米-LAT伽马射线数据和宇宙射线反质子测量的限制。我们仔细研究了不同的最终状态费米子，特别注意宇宙射线背景的处理，包括宇宙射线传播的帮助下，\textsc{LikeDM}包的各种贡献。结果发现，初级衰变成一个电子-正电子对和一个稳定的中性粒子可以引起AMS-02的正电子过剩，同时，对伽马射线和反质子的约束保持毫发无损。根据传播模型，衰变到μ子对或混合味电子-μ子对也可能是可行的。衰变到所有其他标准模型费米子是非常不利的。
2017-03-15 astro-ph.HE hep-ph
NNLO QCD predictions for jet observables in ZH production at electron-positron colliders
该研究在NNLO QCD精度下预言了电子-正电子对撞机ZH产生中的喷注观测量，分别考虑希格斯玻色子衰变为底/粲夸克对和胶子，并比较了不同Durham喷注分辨率参数下的结果。
2025-10-23 hep-ph
Decaying Dark Atom constituents and cosmic positron excess
我们提出了一个方案，其中暗物质是在暗原子的形式，可以容纳PAMELA和AMS-02的实验观察到的过量的正电子，同时与费米/LAT的伽马射线通量的约束是兼容的。这种情况假设暗物质的主要成分是以氦核和$-2$粒子之间的束缚态的形式存在，而一小部分是以类似于WIMP的暗原子的形式存在，与地下探测器的直接搜索兼容。这种类似WIMP的状态的成分之一是$+2$亚稳粒子，其质量为1 TeV或稍低于通过衰变到$e^+e^+$、$μ^+ μ^+$和$τ^+ τ^+$产生所观察到的正电子过剩的质量。这些衰变可以通过GUT相互作用自然发生。如果它存在的话，这样的亚稳态粒子可以在下一次运行的LHC中找到。该模型还预测宇宙中轻子与重子的比例接近-3。
2014-03-05 astro-ph.CO hep-ph
Decaying WIMP dark matter for AMS-02 cosmic positron excess
为了解释最近报道的AMS-02宇宙正电子过剩现象，我们考虑了热产生的暗物质（DM）衰变为标准模型（SM）轻子的情形，其衰变速率极小，为\sim 10^{-26}秒。{-1}。由于所需的DM质量相对较重（700 GeV < m_{DM} < 3000 GeV），我们引入了除最轻超对称粒子（“LSP”）之外的另一个DM分量。为了使新DM具有Meta稳定性和湮没于其它粒子，除了R宇称外，还应该有另一种Z_2对称性。由于新的Z_2对称性，新DM与SM粒子的可重整化耦合不会使新DM不稳定，而这是新DM在早期宇宙中热化所必需的。由于新的DM是热产生的，它自然可以解释宇宙目前的能量密度。在TeV尺度下新的对称性破缺后，新的DM只能通过由超重平方质量参数抑制的不可重整化算符衰变为SM轻子（和LSP）。我们在一个“规范矢量类轻子”模型中实现了这种情况，这个模型是最近为了希格斯玻色子的自然性而提出的。
2013-07-24 hep-ph
Robust cosmic-ray constraints on $p$-wave annihilating MeV dark matter
我们最近提出了一种方法来约束$s$波湮灭MeV的暗物质从旅行者1号和AMS-02宇宙射线电子和正电子的数据相结合。旅行者1号实际上提供了一个前所未有的探测暗物质湮灭宇宙射线下降到$\sim 10$兆电子伏的能量范围内，信号大多是免疫宇宙射线传播的不确定性。在这篇文章中，我们推导出的第一次新的约束$p$波湮灭到兆电子伏的质量范围内使用宇宙射线数据。为了继续进行，我们推导出一个自洽的速度分布的暗物质在整个银河系的爱丁顿反演技术及其扩展到各向异性系统。作为输入，我们认为国家的最先进的银河系质量模型，包括重子和约束最近的运动学数据。它们允许有中心或尖状晕。然后，我们计算的宇宙射线的电子和正电子的通量引起的$p$波湮灭暗物质，并获得非常严格的限制在兆电子伏的质量范围内，鲁棒地排除截面大于$\sim 10^{-22}{\rm cm^3/s}$（包括理论的不确定性），约5个数量级优于目前的CMB约束。这个极限假设暗物质湮灭是宇宙射线的唯一来源，因此当包括可靠的天体物理背景模型时，可能会更加严格。
2019-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
AMS02 positron excess from decaying fermion DM with local dark gauge symmetry
PAMELA、Fermi和AMS02观测到的正电子过剩可能是由于暗物质（DM）对湮灭或主要衰变为μ子。在本文中，我们考虑了一个方案，热费米子DM（$χ$）与质量$\sim O(1-2)$ TeV衰变为暗希格斯（$ϕ$）和一个活跃的中微子（$ν_a$），而不是SM希格斯玻色子和$ν_a$。我们首先提出了一个可重整化的局部暗$U(1)_X$规范对称性模型，其中的DM $χ$可以热化的希格斯门和规范动力学混合的情况下。假设暗希格斯粒子（$ϕ$）的质量在$2 m_μ< m_ϕ< 2 m_{π^0}$的范围内，正电子过剩可以以自然的方式拟合，而不会与反质子和伽马射线通量或直接探测实验的约束相冲突。同样有了这样一个亮暗的希格斯粒子，DM的自相互作用可以得到一定程度的增强，CDM范式中的三个难题也可以得到一定程度的缓解。
2015-01-11 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
The PAMELA and ATIC Excesses From a Nearby Clump of Neutralino Dark Matter
在这封信中，我们认为，附近的600-1000 GeV的中性伴子团可能是最近在PAMELA和ATIC实验中观察到的宇宙射线正电子和电子谱中的过量的原因。虽然中性伴子暗物质在银河系晕中的湮灭被预测会产生比观测到的更软的光谱，并且违反了宇宙射线反质子测量的限制，但附近（太阳系1-2千秒差距内）的大量湮灭中性伴子可以产生与PAMELA和ATIC一致的光谱，同时也产生可接受的反质子通量。此外，一个大的暗物质团块的存在可能会容纳产生PAMELA和ATIC信号所需的非常大的湮灭率。
2008-12-17 astro-ph hep-ph
Decaying Dark Matter in Light of the PAMELA and Fermi LAT Data
最近，一系列测量高能宇宙射线的实验报告了高能电子和正电子过剩的强烈迹象。如果用暗物质粒子的衰变来解释，PAMELA测量的正电子分数和费米LAT测量的总电子加正电子通量将可能的衰变暗物质情景限制在少数情况下。通过分析不同的衰变通道，采用传统的扩散再加速模型来描述电子和正电子的背景通量，我们确定了一些有希望的暗物质衰变方案，并计算了河外扩散伽马射线通量的预测，包括星际辐射场的逆康普顿散射的贡献.
2009-12-07 astro-ph.GA hep-ph
Cosmic Rays from Dark Matter Annihilation and Big-Bang Nucleosynthesis
PAMELA和ATIC实验对宇宙射线电子和正电子通量的测量表明存在具有大湮灭截面的湮灭暗物质。我们表明，大爆炸核合成时期的暗物质湮灭影响轻元素丰度，并给出了严格的约束，这种情况下的强子湮灭的暗物质的湮灭方案。对轻子湮灭暗物质模型的限制就不那么明显了。
2009-06-29 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
PAMELA and ATIC Anomalies in Decaying Gravitino Dark Matter Scenario
受PAMELA和ATIC最近研究结果的启发，我们研究了引力子暗物质衰变产生的宇宙射线电子和正电子。我们计算了宇宙射线的电子和正电子通量，并讨论了PAMELA和ATIC数据的影响。在本文中，我们将表明，所观察到的异常通量的PAMELA和ATIC可以解释在这样的情况下。我们也将讨论在这种情况下来自银河系中心的同步辐射通量。
2009-03-18 hep-ph
Pamela, FGST and Sub-Tev Dark Matter
PAMELA观察到宇宙射线正电子分数随能量迅速增加，这意味着高能电子-正电子对的主要来源存在。特别令人感兴趣的是，银河系晕中的暗物质湮灭可能提供了这种异常的反物质通量。然而，费米伽马射线太空望远镜最近对宇宙射线电子光谱的测量，可以用来限制任何这样的暗物质粒子的性质。特别是，有人认为，为了适应费米的观测，并提供PAMELA正电子过剩，湮灭暗物质粒子的质量必须达到~1 TeV或更重。在这篇文章中，我们重温费米的电子光谱测量的背景下，湮灭暗物质，集中在100-1000 GeV的范围内的质量，并考虑影响，如在天体物理背景的变化，从本地宇宙射线加速器的存在，有限的能量分辨率的费米伽马射线太空望远镜。当考虑到这些因素，我们发现，暗物质粒子轻至~300 GeV可以能够产生PAMELA观察到的正电子分数。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Dark matter annihilations and decays after the AMS-02 positron measurements
AMS-02合作最近提出了对宇宙电子和正电子通量以及正电子分数的高质量测量。我们使用测量的正电子通量推导出，第一次，限制在暗物质湮灭截面和寿命的各种最终状态。工作动机良好的假设下，背景正电子通量存在于宇宙射线与星际介质和天体物理源的散裂，我们发现强限制的暗物质的属性是竞争性的，虽然稍弱，比那些来自正电子分数。具体地说，对于暗物质粒子只湮灭到e+ e-或到mu+ mu-，我们的限制的湮灭截面强于热值时，暗物质质量分别小于100 GeV或60 GeV。
2014-03-27 astro-ph.CO hep-ph
Recent Result of the AMS-02 Experiment and Decaying Gravitino Dark Matter in Gauge Mediation
AMS-02合作最近报告了过量的宇宙射线正电子分数，这与PAMELA和Fermi-LAT实验的先前结果一致。结果表明，存在新的物理现象，为高能宇宙线正电子的起源提供了理论依据。我们追求的可能性，正电子分数的增强是由于引力子暗物质的衰变。我们讨论了这样一个方案可行地适合的模型，其中软超对称性破缺参数主要来自规范调解机制与超粒子质量约10 TeV。我们的方案是兼容的~126 GeV的希格斯玻色子玻色子，负搜索超对称粒子，和非观测异常FCNC过程。我们还指出，在不久的将来，我们将通过测量电子的电偶极矩和μ介子的轻子味破坏衰变来检验这一假设。
2013-04-04 hep-ph
New limits on dark matter annihilation from AMS cosmic ray positron data
国际空间站上的AMS实验最近提供了精确度前所未有的0.5至350 GeV的宇宙射线电子和正电子数据。在能量超过10 GeV时，观测到的正电子分数的上升仍然无法解释，提出的解决方案范围从局部的电子到TeV尺度的暗物质。在这里，我们利用这些高质量的数据，把严格的限制暗物质的质量低于300 GeV，湮灭或衰减到轻子的最终状态，基本上独立的起源，这种上升。我们显着改善现有的限制，在某些情况下，高达两个数量级。
2013-10-28 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Late decaying 2-component dark matter scenario as an explanation of the AMS-02 positron excess
PAMELA和AMS-02实验测量的正电子通量长期存在的异常可能由暗物质（DM）湮灭来解释。这种情况通常需要一个大的“助推因子”，以符合热遗迹暗物质候选人通过冻结。然而，这样的解释是不赞成的约束，从宇宙微波背景辐射的观测能量沉积在重组的时代。我们讨论了一种称为晚期衰变双组分暗物质（LD 2DM）的方案，其中整个DM由两个半简并物种组成。在这个框架内，较重的物质在早期宇宙中作为热遗迹产生，并在宇宙学时间尺度上衰变为较轻的物质。因此，较轻的物种成为今天居住在宇宙中的DM。我们发现，通过这种非热机制产生的具有增强截面的较轻DM物种的湮灭可以解释所观察到的AMS-02正电子通量，同时避免CMB约束。观测到的DM遗迹密度也可以用简单的s波湮灭截面正确地再现。我们证明，该方案是安全的，从CMB的约束晚时间的能量沉积在宇宙的“黑暗时代”。有趣的是，结构形成的限制迫使我们考虑两个暗物质物种之间的小质量分裂。我们探索可能的宇宙学和粒子物理学的签名在一个玩具模型，实现这一场景。
2017-12-11 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
X-ray Lines from Dark Matter: The Good, The Bad, and The Unlikely
我们考虑三类暗物质（DM）模型来解释最近观察到的3.5 keV线：亚稳态激发态DM，湮灭DM和衰减DM。我们研究了两个亚稳激发态DM的例子。第一，millicharged复合DM，具有内置的非弹性和光子发射，但具有非常受限的参数空间。在第二个例子中，上散射和衰减来自不同的扇区，因此受到的约束较少。激发态的衰减可以潜在地在直接检测实验中检测到。然而，我们发现，CMB的限制是在边界上排除这作为一个解释的DAMA信号。发现X射线线的湮灭DM解释与CMB约束处于紧张状态。最后，一个广义的衰变DM可以解释质量为$\lesssim 10^{6}$ GeV的寿命超过宇宙年龄的数据。
2014-05-26 hep-ph
