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
Neutrino Signals from Annihilating/Decaying Dark Matter in the Light of Recent Measurements of Cosmic Ray Electron/Positron Fluxes
PAMELA卫星和ATIC气球实验测量到的宇宙线电子和正电子通量的过剩可以解释为暗物质湮灭或衰变为轻子的信号。在这封信中，我们表明，再现电子/正电子过剩的暗物质湮灭/衰变可能会从银河系中心产生大量的高能中微子。在这种情况下，未来更大的正方形大小的实验可能会证实这种情况，甚至超级神冈的结果已经对一些暗物质模型提出了限制。
2009-02-05 astro-ph 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
Two component dark matter
我们用一个简单的双组分暗物质模型（2DM）解释了PAMELA正电子过剩和PPB-BETS/ATIC e+ + e-数据。假设在早期宇宙中，暗物质扇区中的两种粒子处于热平衡状态。其中一种粒子是稳定的，就是现在的暗物质，而另一种粒子是亚稳定的，在宇宙年龄达到10^-8 s后就会衰变。在这个模型中，它很容易容纳大的助推因子所需的解释PAMELA正电子过剩，而不需要在当地的暗物质密度的大尖峰。我们提供了模型参数的约束条件，并对未来对撞机上可能出现的信号进行了评论。
2009-04-21 astro-ph hep-ph
A Supersymmetric B-L Dark Matter Model and the Observed Anomalies in the Cosmic Rays
我们提出了一个简单的超对称暗物质模型，可以解释最近的结果从PAMELA和ATIC实验。它是基于最小超对称标准模型的U（1）_B-L扩展。暗物质粒子是U（1）_B-L高吉诺和Higgs场的Higgsino伙伴的线性组合，Higgs场在1 TeV附近打破B-L。暗物质湮灭的主要模式是新希格斯场中最轻的一个，它的质量在GeV范围内，它随后的衰变主要通过B-L电荷产生τ介子或μ介子。这种轻的希格斯粒子也导致了索末菲增强的暗物质湮灭截面，其值可以大于~ 10 ^3。对于一个暗物质质量在1-2 TeV的范围内，该模型提供了一个很好的适合PAMELA数据和合理的适合ATIC数据。我们还简要讨论了该模型在直接探测实验和大型强子对撞机中的应用前景。
2008-12-11 astro-ph hep-ph hep-th
A Gamma-Ray Burst/Pulsar for Cosmic-Ray Positrons with a Dark Matter-like Spectrum
我们认为，PAMELA、ATIC/PPB-BETS、Fermi和HESS实验最近观测到的宇宙射线正电子和电子过剩可能是由10^{5-6}年前附近的一个伽马射线暴（GRB）或类似GRB的（古老的、单次的和短寿命的）脉冲星/超新星遗迹/微类星体引起的.我们可以重现平滑的费米/HESS谱以及尖峰ATIC/PPB-BETS谱。光谱有一个类似于暗物质预测的尖锐截止点，有时还有一条线（不类似），因为更高能量的宇宙射线在截止/线能量标记源年龄的地方冷却得更快。一个GRB类天体物理源预计有一个小的，但有限的传播在截止/线，以及各向异性的宇宙射线和扩散伽马射线通量，费米和未来的CALET实验提供了一种方法，区分暗物质和天体物理起源。
2010-06-15 astro-ph hep-ph
Status of indirect searches in the PAMELA and Fermi era
由于银河系晕中的暗物质粒子的对湮灭，对伽马射线、反质子和正电子的探测是一种可行的间接技术，用于寻找超对称暗物质的特征，其中主要的挑战是从标准生产机制产生的背景中区分信号。新的PAMELA反质子数据与标准的二次生产是一致的，这使我们能够限制奇异贡献的光谱由于中性伴子湮灭。特别是，我们表明，在最小超引力（mSUGRA）的框架下，在clusiphalo的情况下（与clumpiness因子> 10）和大值的tan（beta）> 55，几乎所有的参数空间允许的WMAP被排除在外。相反，PAMELA正电子分数数据显示出无法用次级生产解释的过量。PPB-BETS和ATIC报道了几百GeV电子能谱的一个特征。这些过剩似乎是一致的，并暗示着额外的轻子成分的来源，无论是传统的还是外来的。在这里，我们讨论了间接暗物质搜索的现状和PAMELA和费米伽马射线空间望远镜（费米）实验的前景。
2008-11-21 astro-ph
Gamma-ray and radio tests of the e+e- excess from DM annihilations
PAMELA和ATIC最近报告了e+e-宇宙射线的过剩。我们表明，如果它是由于暗物质湮灭，相关的伽马射线通量和同步辐射产生的e+e-在银河系磁场违反HESS和射电观测的银河系中心和HESS观测矮椭球，除非DM密度分布是显着不太陡峭的基准NFW和Einasto配置文件。
2009-02-28 astro-ph hep-ph
Gamma-ray and Radio Constraints of High Positron Rate Dark Matter Models Annihilating into New Light Particles
PAMELA和ATIC合作组最近发现的正电子和电子过剩现象用暗物质湮灭来解释的可能性引起了人们的极大关注。从边界中幸存下来的模型，例如，反质子的产生通常分为两类，其中DM直接湮灭成轻轻子，或者，如Arkani-Hamed等人最近的模型，以及Nomura和Thaler，湮灭产生低质量（伪）标量或矢量$ϕ$，其然后衰减为$μ^+μ^-$或$e^+e^-$。虽然第一种模型的约束最近已被处理的几个作者，我们在这里专门研究的第二种类型的模型，依赖于一个有效的索末菲增强，以获得必要的提升在湮灭截面。我们计算的光子通量产生的QED辐射修正$ϕ$的衰变，并表明，这确实给了一个相当壮观的宽峰在$E^2dσ/dE$，这些极端值的截面违反伽马射线观测银河系中心DM密度分布比纳瓦罗，弗伦克和怀特陡峭。最严格的限制来自银河系中心部分预测的同步辐射与Sgr A* 的射电观测的比较。对于最常用的DM配置文件，提供了一个很好的适合PAMELA和ATIC数据的模型被排除在外，除非有物理过程，提高当地的反物质通量超过一个数量级，而不影响伽马射线或无线电通量。
2009-06-04 astro-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
Dark Matter through the Axion Portal
受PAMELA和ATIC/PPB-BETS观测到的银河系正电子过剩的启发，我们提出暗物质是一种TeV尺度的粒子，它湮灭成赝标量“轴子”。“正电子过剩和反质子或伽马射线过剩的缺乏限制了轴子质量和分支比。在最简单的实现中，轴子与佩西-奎因对称性相关联，在这种情况下，它的质量约为360-800 MeV，并衰变为μ子。我们提出了一个简单的和预测的超对称模型实现这种情况下，希格斯诺和暗物质获得质量从同一来源的TeV尺度的自发对称性破缺。
2008-11-07 astro-ph hep-ph hep-th
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
Dark matter and sub-GeV hidden U(1) in GMSB models
最近的PAMELA和ATIC数据的动机，导致一个场景与重矢量状暗物质与一个隐藏的$U(1)_X$部门低于GeV的规模。在规范介导的超对称破缺（GMSB）的背景下实现这一想法，发现在$U(1)_X$下带电的重标量分量是一个很好的暗物质候选者，可以搜索由希格斯玻色子和/或隐藏的规范玻色子介导的直接散射。后者对$U(1)_X$和$U(1)_Y$之间的动力学混合参数：$θ\lesssim 10^{-6}$提出了严格的限制。在典型的模型参数范围内，我们发现普通最轻的中性伴子衰变为隐规范玻色子/高根伴子和光子/引力伴子的速率是相当的，并且对于质量小于0.5GeV的不变轻子对，前者的衰变模式留下的轻子对顶点位移和能量丢失的长度尺度大于20 cm.我们的模型的一个不令人满意的方面是，索末菲效应不能提高银河系暗物质湮灭超过60倍的暗物质质量低于TeV。
2009-03-02 astro-ph hep-ph
Discriminating different scenarios to account for the cosmic $e^\pm$ excess by synchrotron and inverse Compton radiation
本文介绍了PAMELA最近测量的宇宙正电子分数的过剩和ATIC、PPB-BETS、Fermi和H.E.S. S等电子能谱的过剩。表明存在初级电子和正电子源。可能的解释包括暗物质湮灭、衰变和天体物理学起源，比如暗物质星。在这项工作中，我们表明，这三个方案都可以解释宇宙$e^\pm$过剩的实验结果。然而，通过电子和正电子的局部测量来区分这些不同的情况可能是困难的。我们提出了可能的歧视，这些方案之间通过同步辐射和逆康普顿辐射的初级电子/正电子从该地区接近银河系中心。以典型的配置，我们发现这三种方案预测相当不同的光谱和天空图的同步辐射和逆康普顿辐射，虽然有相对较大的不确定性。最显著的差异来自同步辐射的能带$10^4\sim 10^9$ MHz和逆康普顿辐射的能带$\gtrsim 10$ GeV。在未来，如果有高精度的同步加速器和扩散$γ$射线天空图，它可能至少能够将湮灭暗物质的场景与其他两个场景区分开来。
2009-07-20 astro-ph hep-ph
The Role of Antimatter Searches in the Hunt for Supersymmetric Dark Matter
分析了具有大中性伴子湮灭截面的超对称模型的反物质产额。我们介绍了三个基准方案，分别以bino，wino和higgsino-like最轻的中性伴子为特征，并详细研究了由此产生的反物质光谱特征。我们对直接探测、中微子望远镜和反物质搜索的当前和未来前景进行了系统和透明的比较。我们表明，往往在我们考虑的模型中，反物质搜索是唯一的检测通道，已经约束超对称参数空间。特别大的反质子通量预计为葡萄酒般的最轻的中性伴子，而显着的反氘核通量的结果，从共振湮灭binos。我们介绍了一个简单的和一般的配方，它允许评估一个给定的超对称模型在未来的反物质搜索设施的可见性。我们提供的证据表明，即将到来的太空实验，如PAMELA或AMS，在许多情况下，将是通往暗物质发现的唯一开放道路。
2004-09-21 astro-ph hep-ph
An Effective Theory of Dirac Dark Matter
一个稳定的狄拉克费米子与四个费米子相互作用的轻子抑制的规模为λ ~ 1 TeV的显示，提供了一个可行的候选暗物质。热遗迹丰度符合宇宙学，而核反冲直接检测界限自动避免在没有（大）耦合夸克。早期宇宙的湮灭截面与我们银河系附近的湮灭是一样的。这使得狄拉克费米子暗物质自然地解释了PAMELA观测到的正电子比过剩，并给出了目前天体物理学的不确定性。我们使用Galprop程序的信号和背景的传播，我们详细讨论了传播参数，更重要的是，注入光谱所产生的不确定性。费米/GLAST有机会看到狄拉克费米子质量的伽马射线谱中的一个特征。ATIC/PPB-BETS观测到的过量也可以用重的狄拉克暗物质来解释。一个具有Dirac bino的超对称模型提供了一个可行的有效理论UV模型。轻子算符的优势，以及由此观测到的过量正电子而非反质子，自然可以用与方夸克相比，轻子的超荷大且质量低来解释。最小化升压因子意味着右手选择器是最轻的slepton，这是我们模型的特征。质量小于几百GeV的超电子（或超光子）是一个不可避免的结果，等待大型强子对撞机的发现。
2008-10-31 astro-ph hep-ph
A Theory of Dark Matter
我们提出了一个全面的暗物质理论，解释了最近在高能天体物理学中意外观测的扩散。ATIC和PAMELA的宇宙线谱需要质量为M_chi ~ 500 - 800 GeV的WIMP湮灭成轻子，其水平远高于热遗迹的预期水平。来自WMAP和EGRET的信号加强了这一解释。总之，我们认为这些事实意味着在暗区存在一个GeV级的新力量。长距离允许索末菲增强，以提高湮灭截面的要求，而不改变弱尺度湮灭截面期间，暗物质冻结在早期宇宙。如果暗物质湮灭成新的力载体，它的低质量可以迫使它主要衰变成轻子。如果力载体是非阿贝尔规范玻色子，则暗物质是多重态的一部分，这些态之间的分裂自然产生，大小为α m_phi ~ MeV，导致了先前提出的用于解释INTEGRAL卫星观测到的银河系中心正电子湮灭的激发暗物质（XDM）方案。也可以预期较小的分裂，为DAMA年度调制信号的非弹性暗物质（iDM）解释参数提供了一个天然来源。由于索末菲增强在低速时最为显著，因此红移约为10的早期暗物质晕可能会对宇宙的电离历史产生可观察到的影响，并且子结构比传统的WIMP更容易探测。此外，矮星系和银河系暗晕的低速色散可以大大增加子结构湮灭信号。
2009-01-20 astro-ph hep-ph
Full calculation of clumpiness boost factors for antimatter cosmic rays in the light of Lambda-CDM N-body simulation results
反质子和正电子银河宇宙线谱是间接探测暗物质的关键目标之一。增强因子，对应于信号的增强，并与暗物质分布的聚集特性有关，在过去已经被认为高达数千。这些助推因子对于反粒子的间接探测的巨大影响，例如PAMELA卫星或即将到来的AMS-02实验，要求对其进行详细的计算。我们考虑到高分辨率N体暗物质模拟的结果，计算最有可能的能量相关的助推因子与宇宙射线的传播特性，反质子和正电子。从次晕的质量分布和空间分布出发，利用反质子和正电子传播子计算了次晕初级通量增强因子的平均值和方差。我们利用Lavalle等人（2007）中介绍的统计方法，并与Monte Carlo计算结果进行交叉检查。通过跨越一些极端的配置的子晕和传播特性，我们发现，平均贡献的团块是可以忽略不计相比，光滑的暗物质组件。子晕不会导致信号的增强，除非它们具有某些极端（意想不到）的特性。这一结果是独立的性质的自湮灭暗物质候选人考虑，并提供精确的估计的理论和统计不确定性的反物质通量从暗物质子结构。在反物质通量测量中仍然可以预期光谱失真，但是我们的分析强烈反对调用大的甚至是轻微的团块增强因子的情况。
2008-02-14 astro-ph hep-ph
