Neutrino spectrum from the pair-annihilation process in the hot stellar plasma
本文提出了一种计算恒星等离子体中电子正电子湮没过程中产生的中微子和反中微子能谱的新方法。这些中微子的检测，产生丰富的前超新星，这是进化先进的中微子冷却的恒星，可能在未来作为一个触发崩溃前预警系统。此外，对中微子的观测将探测前超新星中热核燃烧的最后阶段。用新方法得到的光谱与蒙特卡罗模拟进行了比较。为了实现高精度的能量范围内的利益，确定中微子探测器的阈值，微分截面生产的反中微子，以前未知的明确的形式，计算作为一个功能的能量在等离子体静止帧。中微子光谱是作为一个三维积分，计算与使用的Cuhre算法的至少5%的准确度。平均中微子能量及其色散的公式作为费米-狄拉克积分的组合给出。此外，有用的分析近似的整个频谱。
2006-07-14 astro-ph
Neutrino Pair Annihilation in the Gravitation of Gamma Ray Burst Sources
本文半解析地研究了引力对中微子对在中微子球附近和薄吸积盘周围湮灭的影响。对于吸积盘的情形，我们假设吸积盘是等温的，并且引力场由Schwarzschild黑洞控制。广义相对论效应只在旋转轴附近被研究。通过轨道向中心弯曲的作用，能量沉积率得到提高。然而，红移效应和引力捕获的沉积能量降低了伽马射线暴源的有效能量。虽然每一种影响都很大，但它们在一定程度上相互抵消。结果，重力效应基本上不改变球对称情形或圆盘情形的能量沉积速率。
2000-02-09 astro-ph
The Maximal Neutrino Flux from Neutralino Annihilation in the Galactic Center
我们讨论了一个强大的和相当独立的模型上界可能产生的中微子流在我们的银河系中心的中微子湮灭，并表明其检测与目前或未来的中微子望远镜是非常不可能的。这个界限是通过将中微子通量与在相同湮灭过程中产生的伽马通量联系起来得到的，对于这些湮灭过程，确实存在测量。
2005-07-26 astro-ph hep-ph
Neutrino pair annihilation near accreting, stellar-mass black holes
通过数值射线追踪Kerr时空中的中微子轨迹，研究了轴对称吸积黑洞（BH）附近中微子-反中微子湮灭引起的能量动量沉积。超吸积恒星质量黑洞被广泛认为是驱动超相对论外流的能源，具有产生伽马射线暴的潜力。在早期的作品相比，我们提供了广泛和详细的参数研究的影响，广义相对论（GR）的影响和不同的中微子层几何形状。这些包括理想化的薄盘，环面和球体，或被构造为不同的BH旋转的非自引力平衡物质分布。考虑到具有相同的温度和表面积的等温中微子球，我们确认以前的结果相比，牛顿计算，GR效应增加湮灭率由一个观察者在无穷远的一个因素2时，中微子球是一个磁盘。然而，在环面和球体的情况下，GR效应的影响在全局上仅为~ 25%，尽管局部上它可以显著更大。独立的GR效应是否包括在内，磁盘产生最高的能量沉积率，其次是环面，最低的利率，球体。对于圆盘和环面，将BH的角动量从0增加到1，由于中微子球的内半径收缩，在无穷远处的观测者测量到的能量沉积率大约增加了2倍。（节略）
2006-12-12 astro-ph
Detection possibility of the pair-annihilation neutrinos from the neutrino-cooled pre-supernova star
估计了20颗$M_{\odot}$前超新星恒星在硅燃烧阶段发射的对湮灭中微子在中微子观测站产生的信号。用蒙特卡罗方法计算了平均能量为$\sim$ 2 MeV的中微子的能谱。考虑了现代探测器中中微子和反中微子的一些相关反应。最有希望的结果来自$\barν_e + p \longrightarrow n + e^{+}$反应。在硅燃烧阶段，我们预计1.27中子/天/千吨的水将由距离为1千秒差距的恒星的中微子产生。有效的中子吸收剂如NaCl或GdCl $_{3}$的少量混合物使这些中子容易可见，因为由Cl或Gd核发射的$\sim$ 8 MeV光子级联撞击电子产生的切伦科夫光。估计SNO和超级神冈的中子产生率分别为2.2和41事件，每天为1千秒差距的恒星。对于未来的探测器UNO和Hyper-Kamiokande，我们预计即使距离10 kpc的恒星每天也会发生5.6和6.9次事件。这将使我们有可能在恒星核心坍塌前几天预测到一颗大质量恒星的死亡。这种探测的理论天体物理学的重要性进行了讨论。
2004-03-02 astro-ph
Limits to the muon flux from neutralino annihilations in the Sun with the AMANDA detector
利用2001年143.7天的观测数据，利用AMANDA-II中微子探测器对太阳中性中微子湮灭过程中产生的μ介子中微子进行了研究。没有观察到超过预期的大气中微子背景。在90%的置信水平的上限已被捕获的中性伴子在太阳中的湮灭率，以及相应的μ子通量限制在地球上，无论是作为中性伴子质量的函数在100 GeV-5000 GeV的范围内。
2005-08-24 astro-ph
Relativistic Effects on Neutrino Pair Annihilation above a Kerr Black Hole with the Accretion Disk
利用理想化的吸积盘模型，研究了Kerr黑洞自转轴附近中微子对湮灭对能量沉积速率的相对论效应。中微子是从吸积盘发射出来的。考虑了中微子轨道的弯曲以及由于盘的旋转和引力引起的红移。克尔参数$a$不仅影响中微子的行为，而且影响吸积盘的内径。当沉积能量主要由来自中心部分的中微子贡献时，随着$a$变大，红移效应占主导地位，能量沉积速率比忽略相对论效应时降低。另一方面，对于小的$a$，弯曲效应占主导地位，使能量增加了2倍，与忽略相对论效应相比。对于具有温度梯度的吸积盘，小内径的吸积盘的能量沉积率小于忽略相对论效应的估计值。相对论效应，特别是对于大的$a$，对避免伽马射线暴中的重子污染问题起着消极的作用。
2000-09-28 astro-ph
Monochromatic Neutrino Signals from Dark Matter Annihilation
太阳中的暗物质湮灭到中微子-反中微子对在中微子探测器如冰立方和KM 3中有显著的特征。我们对中微子从太阳中心传播到地球后的信号进行了独立于模型的研究。太阳中一个大的自旋相关DM捕获截面使得发现前景强劲。
2007-12-11 astro-ph hep-ph
Legendre expansion of the neutrino-antineutrino annihilation kernel: Influence of high order terms
我们计算了过程$ν+ \barν \leftrightarrow e^+ + e^-$的速率的Legendre展开式，推广了其他作者只考虑0阶和1阶项的结果.利用辐射转移方程的矩方程的不同闭合关系，讨论了在简化模型中考虑二次项和三次项对中微子层外能量沉积的物理意义。主要结论是在半透明区域，二阶是必要的，并给出了良好的结果，如果使用适当的封闭关系。
1998-02-26 astro-ph
Comments on the Evolution of Strongly Degenerate Neutrinos in the Early Universe
我们重新考虑了早期宇宙中强简并中微子的演化。我们主要关心的是在中微子湮灭过程冻结之后熵守恒的有效性（因此化学平衡的建立并不是微不足道的）。我们认为，熵确实是守恒的，因为弹性散射保持中微子和反中微子分布函数的平衡形式和化学势的总和保持为零，即使在中微子湮灭冻结。我们还模拟了简并中微子谱的演化来支持这一论点。我们得出的结论是，中微子简并参数的变化时，在宇宙中的相对论自由度减少计算使用熵守恒和轻子数守恒，而不用担心在什么温度下的中微子湮灭过程冻结了。
2003-07-23 astro-ph
Cosmic Ray Constraints On the Annihilation of Heavy Stable Neutrinos in the Galactic Halo
我们对宇宙线中的反质子、正电子、电子和光子的通量进行了详细的分析，这些通量是由遗留重中微子在星系晕中湮灭而产生的。粒子谱用蒙特卡罗模拟计算。计算结果表明，高能宇宙线正电子能谱的研究可以为银河系中超重中微子的湮灭提供一个独特的信号，并提供有关暗物质粒子参数的重要信息。
1997-04-14 astro-ph hep-ph
Can high energy neutrino annihilation on relic neutrinos generate the observed highest energy cosmic-rays?
聚集在星系晕或附近星系团晕中的大爆炸遗留的质量为$\sim 1$ eV的中微子上的高能$\sim 10^{21}$ eV中微子的湮灭被认为是通过强子Z衰变产生高能核子和光子的原因，这可能解释了探测到的大于10^{20}eV的宇宙射线的通量。我们发现，由这一过程产生的高能核子和光子的通量主要是在均匀的、非团簇的中微子背景上湮灭的，并且为了解释探测到的>10 ^{20}eV粒子的通量，10 ^{21}eV中微子的能量产生率需要>10^{48} erg/Mpc^3 yr。这个能量产生率，相当于宇宙的总光度，比解释大于10^{19}eV宇宙射线通量所需的高能核子产生率大4个数量级。因此，为了使中微子湮灭对探测到的大于10^{20}eV的宇宙射线的通量有显著贡献，就必须提出一种新的高能中微子源的存在，这种高能中微子源可能与大于10^{19}eV的宇宙射线源无关。
1998-04-02 astro-ph hep-ph
Neutrinos from WIMP Annihilations Obtained Using a Full Three-Flavor Monte Carlo Approach
弱相互作用大质量粒子（WIMPs）是宇宙中暗物质的主要候选者之一。如果这些粒子构成了暗物质，那么它们可以被太阳或地球捕获，沉入各自的核心，湮灭并产生中微子。因此，在朝向太阳和/或地球的中微子望远镜中，这些中微子可能是一个引人注目的暗物质特征。本文从几个方面改进了以往关于计算WIMP湮灭中微子产额的分析。我们包括中微子振荡在一个完整的三味框架，以及所有的影响，从中微子相互作用的方式通过太阳（吸收，能量损失，再生从τ衰变）。此外，我们还研究了混合角$θ_{13}$的非零值以及正常和倒置中微子质量等级的影响。我们的研究是在一个基于事件的设置，这使得这些结果非常有用的理论分析和建设中微子望远镜蒙特卡罗代码。我们所有的中微子产额的结果，以及我们的蒙特卡罗代码，是公开的。我们发现，μ子型中微子的产额从在太阳的WIMP湮灭增强或抑制，取决于占主导地位的WIMP湮灭通道。这种效应是由于中微子振荡引起的有效的味道混合。对于地球内部的WIMP湮灭，从源到探测器的距离太小，不允许中微子望远镜相关的中微子能量的任何显着振荡。
2008-03-12 astro-ph hep-ph
Neutrinos from Dark Matter annihilations at the Galactic Centre
我们讨论了银河系中心暗物质湮灭中高能中微子探测的前景。尽管有很大的不确定性与我们的知识贫乏的暗物质在银河系的最里面的区域的分布，我们确定的中微子通量的上限，要求相关的伽马射线发射不超过观测到的通量。我们的结论是，如果暗物质是由中性中微子，中微子流量从暗物质湮灭在GC将无法观察到的Ancantor。相反，要探测到这样的通量，要么需要另一种解释，即天体物理过程，要么采用其他\DM候选者，而中性伴子的情况则不受欢迎。
2004-03-13 astro-ph hep-ph
Cosmological gamma ray and neutrino backgrounds due to neutralino dark matter annihilation
假设观测到的暗物质是由MSSM中的热激发的中性伴子组成，我们计算了由于中性伴子湮灭在演化的暗物质晕中产生的γ射线和中微子的宇宙学背景辐射。这种伽马射线背景辐射的光谱并没有表现出很强的湮灭线特征，但可能相当于EGRET在几个GeV以上观测到的河外伽马射线连续通量的一个重要部分。与大气前景相比，相应的宇宙学中微子背景很弱。然而，假设完全混合，宇宙学上的τ中微子背景可以在10 GeV - 1 TeV的能量范围内用鉴别味道的中微子望远镜探测到。一个小的各向异性的背景辐射预计，反映当地集群的暗物质晕沿超银道面。
2004-05-18 astro-ph hep-ph
High Energy Neutrinos From Superheavy Dark Matter Annihilation
膨胀过程中产生的超重（$M>10^{10}$ GeV）粒子可能是暗物质，与它们的相互作用强度无关。强烈相互作用的超重粒子将被太阳捕获，它们在太阳中心的湮灭将产生高能中微子流，中微子望远镜应该可以探测到。根据粒子质量的不同，一个100公里探测器的事件发生率从每小时几个到每年几个不等。该过程的特征是τ中微子占优势，事件的能量谱相对平坦，范围从50 GeV到许多TeV，检测到的τ中微子的平均能量约为3 TeV。
2000-09-03 astro-ph 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
Neutrinos from the Annihilation or Decay of Superheavy Relic Dark Matter Particles
鉴于越来越多的证据表明，最高能量的宇宙射线主要是质子，而不是伽马射线，我们讨论的前景，这些宇宙射线产生的衰变或湮灭的超重遗迹粒子。我们计算了由此产生的高能中微子能谱，并将计算结果归一化到超高能宇宙线能谱。我们表明，大多数scenerios已经受到限制，目前的限制放置的AMANDA实验。
2002-04-09 astro-ph hep-ph
Constraints on the Dark Matter Annihilations by Neutrinos with Substructure Effects Included
银河系中的暗物质（DM）湮灭可以产生高能中微子，这些中微子可以被中微子望远镜如IceCube、ANTARES和Super-Kamiokande探测到。中微子也可以产生于宇宙射线与地球周围大气之间的强子相互作用，称为大气中微子。在不确定度范围内，目前对中微子通量的测量与理论预测是一致的。本文通过要求暗物质湮灭中微子通量小于目前的测量值，得到了暗物质湮灭截面$ < {σv} >$的一个上界。与以前的调查相比，我们提高了边界包括DM子结构的贡献。在我们的论文中，两种子结构的影响进行了仔细检查。一个是所有方向上的子结构平均贡献。另一种是单个大质量次晕的点源效应。我们发现前者可以使束缚提高几倍，而后者可以利用中微子望远镜IceCube优异的角分辨率，通过$ 10^1 \sim 10^4$提高束缚。准确的改善取决于DM配置文件和子晕浓度模型。在某些模型中，IceCube可以达到$ < {σv} > \sim 10^{- 26} cm^3 s^{- 1} $的灵敏度。
2008-09-28 astro-ph hep-ph
Galactic Gamma Halo by Heavy Neutrino annihilations?
EGRET最近在银河系周围发现的弥散伽马晕可能是由残留中微子N（第四代）的湮灭产生的，其质量在一个很窄的范围内（Mz /2 < M < Mz）。晕中的中微子湮灭可能导致超相对论电子对，其在红外或光学星系光子上的逆康普顿散射可能是观测到的GeV伽马射线的来源，或者促使100 MeV- 1 GeV的光子（由于中性π介子秒）通过N - anti N --> Z-->夸克对反应产生。由此产生的γ通量（10 ^（-7）-10 ^（-6）cm ^（-2）s^（-1）sr^（-1））与EGRET观测到的γ通量相当，并且与最近解释地下DAMA信号所需的中微子质量窄窗口（45 GeV < M < 50 GeV）相一致。第四代重中微子的存在对解决宇宙的暗物质问题没有多大贡献，但它可能很容易被即将到来的LEP II数据探测到。
1999-10-19 astro-ph hep-ph
Neutrino Annihilation in Stellar Magnetic Fields
在磁场的存在下，截面$ν\barν\to e^+e^-$的潜在增强对于超新星的研究和伽马射线暴的可能机制是至关重要的。虽然宇称破坏（PV）在自由空间中的反应是禁止的CP，CP非不变的背景气体的电子的存在下创建一个不对称的截面，这可能有助于不对称的超新星和出生速度的中子星。我们计算的横截面中存在的领域高达$B = 10^{16}$ G和发现没有显着增强的横截面与磁场强度。通过研究我们的结果作为环境变量（场强，密度，温度）的函数的系统性，我们外推的宇称违反条款的相对强度弱场极限，并发现宇称违反是不足以提供所需的“踢”来解释观测到的速度的中子星。
1997-08-04 astro-ph
Dark matter annihilation at the galactic center
如果冷的暗物质存在于银河系中心，就像目前的暗晕模型一样，它会被中心的黑洞吸积成一个密集的尖峰。粒子暗物质然后在尖峰内部强烈地湮灭，使其成为光子、电子、正电子、质子、反质子和中微子的紧凑源。尖峰亮度取决于内晕的密度分布：具有有限核心的晕具有不明显的尖峰，而具有内尖的晕可能具有如此明亮的尖峰，以至于没有从银河系中心检测到中微子信号已经在内晕的密度斜率上设置了有趣的上限。未来的中微子望远镜观测银河系中心可以探测暗晕的内部结构，或者间接发现暗物质的本质。
1999-06-24 astro-ph
High energy neutrinos from neutralino annihilations in the Sun
太阳中的中性伴子湮灭为弱玻色子和顶夸克对，导致高能中微子，这些中微子可以被冰立方和KM 3实验在寻找中性伴子暗物质时探测到。我们计算了真实和虚拟的WW，ZZ，Zh，和$t \bar t$的产生和衰变的中微子信号，占自旋依赖的矩阵元素，这可能会有重要的影响中微子能谱。我们考虑到中微子传播，包括中微子振荡，物质共振，吸收，和nu_tau再生效应在太阳和评估中微子通量在地球上。我们专注于引人注目的焦点（FP）区域的超引力模型，再现了观察到的暗物质遗迹密度。在FP区，最轻的中性伴子有一个大的双-希格斯诺混合物，这导致了高中微子通量，太阳中自旋相关的中性伴子捕获率比自旋无关的捕获率提高了10^3。对于中性伴子捕获的标准估计，对于M_Z以上直到400 GeV的中性伴子质量，IceCube中的μ子信号率在大气中微子背景上是可识别的。
2007-11-02 astro-ph hep-ph
Spectra of neutrinos from dark matter annihilations
我们研究了太阳和地球中暗物质粒子湮灭产生的中微子通量。我们给出了所有已知湮灭通道的中微子味谱：nu-antinu，b-bbar，tau-taubar，c-cbar，轻夸克，ZZ，W^+W^-。我们提出了计算振荡、扰动和nu_tau再生综合效应的适当形式。总速率由O（0.1- 10）因子修正，与天体物理学的不确定性相当，而对光谱的影响可以忽略不计。然后，我们计算不同的信号拓扑结构的中微子望远镜：通过μ子，包含μ子，淋浴，并研究他们的能力，以区分暗物质信号的背景。最后，我们讨论如何测量中微子光谱可以允许重建暗物质的基本属性：它的质量和湮灭分支比。
2010-03-11 astro-ph hep-ex hep-ph
Cosmic Neutrino Bound on the Dark Matter Annihilation Rate in the Late Universe
宇宙晚期的暗物质自我湮灭率能有多大？这个速率取决于（rho_DM/m_chi）^2<sigma_A v>，其中rho_DM/m_chi是暗物质的数密度，湮灭截面是速度分布的平均值。既然暗物质的聚集是已知的，这就等于问湮灭的截面能有多大。Kaplinghat、Knox和Turner提出，一个非常大的湮灭截面可以把晕尖变成一个核心，提高模拟和观测之间的一致性; Hui表明，对于大质量的暗物质，幺正性禁止这种情况。我们表明，如果湮灭产物是标准模型粒子，即使只是中微子，随之而来的通量被排除的数量级，即使在小质量。同样地，要产生如此大的湮灭截面，现在必须要求基本上不产生标准模型粒子。
2006-10-31 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrino Signals from Solar Neutralino Annihilations in Anomaly Mediated Supersymmetry Breaking Model
最轻的中性伴子，作为暗物质的候选者，可以被太阳引力捕获。本文在反常介导超对称破缺（AMSB）模型下研究了太阳核中性伴子湮灭产生的高能中微子信号。基于逐事件蒙特卡罗模拟程序WimpSim，在大型中微子望远镜IceCube上研究了末态μ子的详细能量谱和角谱。更精确地模拟了中微子在太阳核中湮灭产生的过程，中微子从太阳到地球的传播过程，以及中微子到μ子的转换过程。我们的结果表明，在AMSB模型中，有可能在冰立方观测到高能μ子，只要最轻的中性粒子具有相对较大的higgsino分量，作为经验法则$ N_{13}^2 + N_{14}^2 > 4%$或等效的$ σ_{SD} > 10^{- 5} pb$。特别是对我们有利的参数，信号年事件可达102个，统计显著性可达20以上。我们指出μ子的能谱可以用来区分AMSB模型和其他超对称性破缺的情形。
2008-06-17 astro-ph hep-ph
Electron Neutrino Pair Annihilation: A New Source for Muon and Tau Neutrinos in Supernovae
我们证明了在超新星核中，湮灭过程nu_e nu_e-bar -> nu_{mu,tau} nu_{mu,tau} -bar作为μ子和τ中微子对的源总是比传统反应e^+ e^-> nu_{mu,tau} nu_{mu,tau} -bar更重要.我们研究的影响，通过一个静态的恒星背景模型的Monte Carlo运输代码，并通过自洽流体动力学模拟与玻尔兹曼中微子运输的新过程。核子韧致辐射NN -> NN nu_{mu,tau} nu_{mu,tau} -bar也作为另一个重要的源项包括在内。考虑到nu_e nu_e-bar -> nu_{mu,tau} nu_{mu,tau} -bar，nu_mu和nu_tau光度增加了20%，而光谱几乎不受影响。在我们的流体动力学模拟中，激波有所减弱。弹性nu_{mu,tau} nu_e和nu_{mu,tau} nu_e散射是不可忽略的，但不如nu_{mu,tau} e^+或e^-散射重要。在考虑了所有其它过程后，它对nu_{mu,tau}通量和光谱的影响很小。
2002-05-01 astro-ph hep-ph
Upper Bound on the Dark Matter Total Annihilation Cross Section
我们认为暗物质湮灭成标准模型粒子，并表明，最少可检测的最终状态，即中微子，定义上界的总截面。计算宇宙漫射中微子信号，并将其与测量的地球大气中微子背景进行比较，我们得到了一个强而普遍的边界。如果湮灭产物主要是新的和真正不可见的粒子，这是可以避免的。我们的约束是强得多的幺正性约束在最有趣的质量，表明暗物质晕不能显着修改的湮灭，并可以改善现有的中微子实验的10- 100倍。
2007-12-18 astro-ph hep-ph nucl-th
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
Testing MeV dark matter with neutrino detectors
MeV粒子在不同的背景下被认为是暗物质的候选者。这个假设可以通过寻找DM自湮灭的标准模型产物来间接检验。由于DM自湮灭的信号取决于DM密度的平方，我们可能会期望来自我们星系的湮灭产物的相当大的流量。中微子是SM中最难检测到的粒子，并且该通道中的零信号将允许在全湮灭截面上设置最保守的边界。在这里，我们表明，中微子探测器具有良好的能量分辨率和低的能量阈值，不仅可以设置界限的湮灭截面，但实际上测试的假设可能存在的MeV DM，即测试所需的截面的值来解释所观察到的DM密度。目前，超级神冈实验的（正电子）能量区间[18-82] MeV的数据已经能够对质量在~15-130 MeV之间的湮灭截面提出非常严格的限制。未来的大型实验，如百万吨水切伦科夫或大型闪烁体探测器，将改善目前的限制，如果MeV DM存在，将能够检测到它。
2007-10-29 astro-ph hep-ph
Indirect Detection of Neutralino Annihilation from Three-body Channels
在中性伴子湮灭的截面和中微子产生的计算中考虑了三体末态。在参数空间的某些区域，三体通道可能是重要的，可以提高中微子通量的几倍。
1999-03-09 astro-ph hep-ph
Limits to the muon flux from WIMP annihilation in the center of the Earth with the AMANDA detector
用AMANDA-B 10中微子探测器在地球中心进行了从中性伴子湮灭中寻找近垂直上行μ介子中微子的实验。本次检索分析了1997年130.1天生存期内收集的数据样本（约10^9个事件）。没有超过预期的大气中微子背景观测。在90%的置信水平上的中性伴子在地球中心的湮灭率的上限作为中性伴子质量的函数在100 GeV-5000 GeV的范围内，以及相应的μ子通量限制。
2002-06-26 astro-ph hep-ex
Three-Body Annihilation of Neutralinos Below Two-Body Thresholds
我们计算了在W^+ W^-和t-棒t阈值以下s波中性伴子湮灭到三体末态的截面。如果中性伴子质量分别不小于m_t和m_W太多，则这种三体通道可能在湮灭截面中占主导地位。此外，由于在这些通道中产生的中微子比来自$b\bar{b}$或tau^+ tau^-通道的中微子能量高得多，它们可以在太阳或地球中的中性子湮灭产生的能量中微子通量中占主导地位，远远低于这些阈值，并显着增强超对称参数空间某些区域的中微子信号。
1998-08-14 astro-ph hep-ex hep-ph
Neutrino flavor ratios as diagnostic of solar WIMP annihilation
我们认为中微子（和反中微子）的味道到达地球的中微子产生的湮灭弱相互作用的大质量粒子（WIMP）在太阳的核心。在密度矩阵形式下，研究了太阳物质对产生的$\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
Neutrino Constraints on the Dark Matter Total Annihilation Cross Section
在通过湮灭产物间接探测暗物质的过程中，信号取决于暗物质密度的平方，这使得精确了解宇宙中暗物质的分布对于可靠的预测至关重要。许多研究都集中在暗物质密度最大的区域，例如，银河系中心，以及宇宙中所有光环产生的宇宙信号。我们专注于从整个银河系晕产生的信号，这是不太敏感的暗物质分布的不确定性，特别是对于平坦的配置文件，这个晕信号是大于宇宙信号。我们通过考虑一个暗物质模型来说明这一点，在这个模型中，主要的湮灭产物是中微子。由于中微子是标准模型中最难探测到的粒子，所以从上面看，它们的通量限制保守地限制了暗物质的总自湮灭截面。通过使用银河系晕信号，我们表明，以前的约束使用宇宙信号可以提高1-2个数量级，专门的实验分析应该能够提高额外的1-2个数量级。
2008-01-21 astro-ph hep-ph nucl-th
Cosmic Ray Neutrino Annihilation on Relic Neutrinos Revisited: A Mechanism for Generating Air Showers above the Greisen-Zatsepin-Kuzmin Cut-off
如果中微子是宇宙物质密度的重要贡献者，那么它们应该具有$\sim$ eV的质量，并聚集在星系（超级）团晕中，也可能聚集在星系晕中。在20世纪80年代早期，人们注意到，能量在$δE/E_R=Γ_Z/M_Z \sim 3%$内的宇宙射线中微子的峰值能量$E_R=4 (eV/m_ν)\times 10^{21}$ eV将在非相对论性残余反中微子上湮灭（反之亦然），产生Z玻色子，其共振截面为${\cal O}(G_F)\sim 10^{-32}{cm}^2$。共振中微子湮灭的结果是70%的时间是强子Z爆发，平均包含30个光子和2.7个核子，其能量接近或高于GZK截止能量$5\times 10^{19}$ eV。这些在我们的超星系晕内产生的光子和核子可以很容易地传播到地球并引发超级GZK空气淋浴。在这里，我们表明，每个中微子的味道在其共振能量内湮灭我们的超星系团的晕的概率可能是在1%的数量级，与确切的值取决于未知方面的中微子混合和遗迹中微子集群。在一个热的大爆炸宇宙中，在地球50 Mpc半径（大约是核子传播距离）内湮灭的概率的绝对下限是0.036%。根据Z衰变的碎裂数据，我们估计核子的能量比光子高出$\sim 10$倍。几个测试的假设表明。
1998-12-23 astro-ph hep-ph
Toward a Minimum Branching Fraction for Dark Matter Annihilation into Electromagnetic Final States
高能中微子背景的观测极限已经被用来对暗物质进行一般性的限制，暗物质只会湮灭成标准模型粒子。湮灭为中微子的暗物质粒子也将不可避免地通过高阶树和环图分支到电磁终态，从而产生带电轻子，这些带电粒子可以通过同步辐射或逆康普顿散射将其能量转化为光子。在有效场论的背景下，我们计算了环诱导的分支比带电轻子，并表明，它通常是相当大的，通常> 1%，当暗物质质量的规模超过电弱规模，M_W。对于一个分支分数> 3%，同步辐射约束的暗物质湮灭目前强于相应的中微子边界在有趣的质量范围从100 GeV到1 TeV。对于质量小于MW的暗物质，我们的工作为构造“仅中微子”的暗物质湮灭模型提供了一个合理的框架。
2008-09-22 astro-ph 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
Searching For Dark Matter with Neutrino Telescopes
天体物理学最有趣的谜团之一是暗物质之谜。虽然已经探索和开发了许多技术来检测这种难以捉摸的物质，但其性质仍然未知。其中一种方法是使用大型高能中微子望远镜来寻找暗物质湮灭的湮灭产物。在这篇总结文章中，我们简要回顾了这项技术。我们描述的计算用来找到捕获率的弱相互作用粒子在太阳或地球和光谱的中微子产生的暗物质湮灭。我们将在超对称和具有普遍额外维度的模型的背景下讨论这些计算，在这些情况下，最轻的超对称粒子和最轻的卡鲁扎-克莱因粒子分别提供了WIMP候选者。我们还将讨论与这些搜索相关的一些实验的状态：AMANDA，IceCube和ANTARES。
2004-03-04 astro-ph hep-ph
