Positrons from dark matter annihilation in the galactic halo: uncertainties
在正电子通道中研究了来自暗物质湮灭的间接探测信号。我们详细讨论了银河系介质内的正电子传播：我们提出了新的解决方案的扩散和传播方程，我们专注于确定影响正电子暗物质信号的天体物理不确定性。我们发现，特别是在地球上的正电子光谱的低能量尾巴，不确定性是相当大的，我们量化的效果。我们的预测与目前可用的和预见的实验数据的比较。
2007-09-13 astro-ph hep-ex hep-ph
Constraining Galactic $pγ$ Interactions with Cosmic Ray Electron and Positron Spectra
各种宇宙射线源产生的高能质子，{ \it e.g.}超新星遗迹、脉冲星风星云、活动星系核和伽马射线暴参与了$pγ$和$pp$的相互作用。虽然$pp$相互作用可能是我们银河系的主要机制，但$pγ$过程的重要性尚不清楚。我们表明，上界质子的分数参与$pγ$相互作用内的所有银河系天体物理源的宇宙射线是10%。
2007-05-19 astro-ph hep-ph
Constraints on the injection energy of positrons in the Galactic centre region
最近的观测511 keV的正电子-电子湮没线在银河系中心区域的INTEGRAL/SPI光谱仪激起了新的猜测的起源大相应的正电子注入率。除了天体物理学的候选者，新的机制已经提出。我们专注于光暗物质粒子的湮灭和审查的各种伽马射线辐射组件有关的这样一个源的单能量正电子除了511千电子伏线本身。我们研究了膨胀的电离程度对这种辐射的影响，以及它对假设的光暗物质粒子的质量或正电子的单能量源的注入能量的观测约束的可能影响。
2007-02-02 astro-ph hep-ph
Comment on Calculation of Positron Flux from Galactic Dark Matter
银河系中暗物质粒子湮灭或衰变产生的高能正电子可以作为暗物质的重要间接特征。在给定的暗物质模型中计算正电子通量需要求解输运方程，该方程考虑了正电子与物质和银河系磁场的相互作用。现有的计算解决了扩散区内的方程，银河磁场限制正电子，并假设在这个区域的边界上消失的正电子密度。然而，在许多模型中，暗物质晕的很大一部分位于扩散区之外。在那里产生的正电子可以进入扩散区并被捕获，可能到达地球并增加预期的通量。我们计算了各种型号的这种增强。我们还评估了额外正电子在星光和宇宙微波背景上的逆康普顿散射所产生的高能光子通量的预期增强。在这两种情况下，我们发现最大的通量增强的顺序为20%。
2010-07-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Gamma-Ray Constraint on Galactic Positron Production by MeV Dark Matter
银河系的正电子，如在0.511 MeV的湮灭伽马射线线所观察到的，很难用天体物理源来解释。有人提出，它们是由暗物质湮灭或内星系晕中的衰变产生的。为了避免其他的限制，这些过程需要“看不见”，这样最终的正电子湮灭是唯一可检测到的信号。然而，对这些过程的电磁辐射修正不可避免地产生真实的伽马射线（"内部韧致辐射”）;这种辐射违反了COMPTEL和EGRET约束，除非暗物质质量小于约20 MeV。
2004-09-16 astro-ph hep-ph nucl-th
Galactic Streams of Cosmic-ray Electrons and Positrons
各向同性扩散是许多宇宙射线电子和正电子模型中的关键假设。我们发现，模拟结果意味着一个临界能量为10-1000~GeV以上的电子和正电子可以花他们的整个生命在流线程磁场，由于能量损失。这将限制在地球上贡献的电子/正电子源的数量，可能导致平滑的电子/正电子光谱，正如所观察到的那样。对于正电子来说，这可能只有一个，增强的通量将减轻能量学对脉冲星起源的正电子过剩的担忧，甚至为零，从而使暗物质脱颖而出。我们的结论是，电子/正电子传播的想法必须进行修订，并讨论了最近的AMS-02数据的影响。
2021-10-05 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Study of positrons from cosmic rays interactions and cold dark matter annihilations in the galactic environment
正电子和电子宇宙射线为研究银河系环境提供了一种互补的方法。实际的宇宙射线实验，如PAMELA和HEAT，已经在这一领域取得了令人兴奋的结果。观测到的正电子分数似乎大于实际的理论预测能量大于10 GeV。暗物质与超越标准模型理论的间接证据表明，宇宙射线信号中存在额外的贡献。我们研究和计算了一个通用的暗物质候选者的湮灭产生的正电子信号。特别分析了正电子湮没的典型特征以及CR传输物理对正电子信号的影响。此外，我们还研究了与原子核宇宙射线与星际气体之间的散射过程有关的正电子信号。我们分析了核截面、核宇宙线和CR传播物理中存在的不确定性的影响。正电子的传播是按照在核宇宙线研究中得到成功验证的双区传播模型来模拟的，它为研究宇宙线物理提供了一种分析方法。
2009-02-04 astro-ph hep-ph
Positron production scenarios and the angular profile of the galactic center 511-keV line
从银河系中心观察到的511 keV光子过剩的角分布可以让我们选择各种暗物质和其他正电子生产机制与各种模型的暗物质分布之间的组合。我们发现，遗迹衰变的情况下，给出了太平坦的角分布的任何暗物质分布在我们的调查，但一个暗物质-暗物质碰撞的情况下，或涉及粒子从一个本地化的中央源产生正电子的一些距离，可以匹配观察到的星系中心的角轮廓，如果暗物质分布既不太平坦也不太尖。此外，湮灭前的正电子迁移或扩散将角分布扩大到一个程度，即超过半千秒差距的平均迁移对于大多数暗物质分布是不可行的。所观察到的角度分布也是一致的，在过去的瞬态事件的发生，其次是各向同性正电子扩散。
2010-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Positrons from particle dark-matter annihilation in the Galactic halo: propagation Green's functions
我们用我们的3D程序计算了在不同的暗物质晕分布模型中，正电子在星系晕中湮灭的传播，并给出了与我们的数值传播格林函数的拟合。我们表明，格林函数是不是很敏感的暗物质分布相同的本地暗物质能量密度。我们比较我们的预测与计算的宇宙射线正电子光谱（“背景”）的“传统”的CR核子光谱相匹配的本地测量，和修改后的光谱，尊重的限制所施加的测量扩散银河伽马射线，反质子，和正电子。我们的结论是，暗物质信号的显着检测需要有利的条件和精确的测量，除非暗物质是cluquite，这将产生一个更强的信号。虽然我们的结论定性同意以前的作者，它是基于一个更现实的粒子传播模型，从而减少了未来的猜测范围。可靠的本底评估需要新的精确正电子测量，并进一步发展银河系中宇宙射线种类的产生和传播的模型。
1999-05-21 astro-ph hep-ph
Minimal Dark Matter predictions for galactic positrons, anti-protons, photons
本文给出了银河系中由暗物质湮灭产生的正电子、反质子和光子流的能谱，这与最小暗物质模型的预言一致。由于多TeV的质量和索末菲增强的湮灭截面，独特的信号产生以上的背景，即使有一个温和的天体物理的助推因子，在能量范围内很快将探索宇宙射线实验。
2008-08-22 astro-ph hep-ph
The positron density in the intergalactic medium and the galactic 511 keV line
511千电子伏的电子正电子湮没线，最近的特点是积分/SPI实验，是高度集中向银河系中心。尽管经过几十年的审查，它的起源仍然不明。我们提出了一个新的方案，其中已知的河外正电子源，如无线电喷流的活动星系核（AGN）填充星系际介质与MeV的e+e-对，然后吸积到银河系。我们发现，将弥散宇宙射电背景（CRB）解释为来自具有与观测到的强活动星系核喷流中的核心和射电瓣相似特征的射电源，表明星系际正电子-电子比可能高达10^{-5}，尽管如果CRB不是全部由对产生，或者如果不是所有正电子都逃逸到星系际介质中，那么这一比例可能会降低。假设银河系的物质以每年一个太阳质量的速度吸积，那么只有10^{-7}的正电子-电子比就足以解释银河系511 keV辐射的大部分。一个简单的球形吸积模型预测的排放曲线在中央隆起高度峰值，与积分观测一致。然而，一个角动量吸积的现实模型可能意味着盘上更广泛的发射，其不确定性取决于磁场结构和星系晕中的湍流。
2013-04-01 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Constraints on the positron emission from pulsar populations with AMS-02 data
AMS-02目前以前所未有的精度测量了宇宙射线中的电子和正电子通量，最高可达TeV能量，代表了对银河系局部性质的独特探测。对它们的光谱的解释目前仍有争议，特别是对于10 GeV以上的过量正电子。在观察到Geminga和Monogem星周围几度大小的TeV能量的伽马射线晕之后，关于星可以显著地贡献于这种过量的假设已经得到了巩固。然而，空间和充满活力的银河系分布的恒星和正电子生产的细节，加速和释放从这些来源还没有完全理解。我将描述我们如何使用高精度AMS-02正电子数据来约束银河系脉冲星群的主要特性和解释观测到的通量所需的正电子加速度。这是通过模拟大量的银河系脉冲星人口，最新的自洽建模的脉冲星自旋和演化特性，校准目录观测。通过拟合正电子AMS-02数据以及初级宇宙射线与星际介质碰撞产生的次级分量，确定了主导正电子通量的恒星的物理参数，并评估了不同假设对径向分布、自旋下降特性、银河系传播情景和正电子发射时间的影响。
2022-09-12 astro-ph.HE 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
Disclosing the catalog pulsars dominating the Galactic positron flux
针对AMS-02观测到的正电子通量超额问题，通过对ATNF星表脉冲星发射建模，发现少数邻近中年脉冲星（如B1055-52等）与次级产生组合可拟合数据，主导100GeV以上80%通量，还给出需多波段观测的关键源列表。
2025-02-13 astro-ph.HE hep-ph
Diffuse Galactic antimatter from faint thermonuclear supernovae in old stellar populations
我们的银河系每秒钟都会发生几个$\times 10^{43}$低能正电子的湮灭。能够提供这种正电子的放射性同位素是在恒星、恒星残骸和超新星中合成的。然而，几十年来，一直没有确定一个主要的恒星正电子源，导致许多正电子来自外来来源的建议，如银河系中心的超大质量黑洞或暗物质湮灭。%，但这样的来源不能解释最近从扩展的银河系盘探测到的正电子信号。在这里，我们表明，一个单一类型的瞬态源，来自年龄3 - 6 Gyr的恒星星族和产生~0.03 $M_\odot$的正电子发射体$^{44}$ Ti，可以同时解释的强度和形态的银河系正电子湮没信号和太阳系丰度的$^{44}$ Ti衰变产物$^{44}$钙。这种瞬变可能是两颗低质量白矮星的合并，在外部星系中观察到的亚发光热核超新星，称为SN 1991 bg。
2017-05-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Galactic secondary positron flux at the Earth
次级正电子是由星际气体中的宇宙射线散射产生的。测量结果通常用正电子分数表示，它表现出超过10 GeV的增加。人们提出了许多方案来解释这一特征，其中一些额外的初级正电子起源于银河系中的暗物质湮灭。PAMELA卫星提供了高质量的数据，使人们能够进行高精度的统计分析，表明正电子部分的增加可达约100 GeV。因此，从理论上限制预期的次级正电子通量以准确地解释观测结果是至关重要的。我们发现，二次正电子通量再现以及现有的观测，并有理论上的不确定性，我们量化为大约一个数量级。我们还讨论了正电子分数的问题，发现我们的预测可能是一致的PAMELA之前采取的数据。对于PAMELA数据，我们发现，在考虑正电子通量的不确定性后，可能存在一个过剩，尽管其幅度强烈依赖于与电子通量有关的假设。通过拟合当前的电子数据，我们表明，当考虑一个软电子谱，过剩的幅度可能远远低于通常声称的。我们提供了新的见解，可能有助于解释正电子数据与或没有新的物理模型成分。PAMELA观测和即将进行的AMS-02任务将对宇宙线输运参数施加更强的约束，并有可能大大减少理论上的不确定性。
2009-09-22 astro-ph hep-ph
Galactic Positron Excess from Selectively Enhanced Dark Matter Annihilation
对宇宙射线中正电子通量的精确测量揭示了在$E\simeq 300\,\mathrm{GeV}$周围的光谱中存在一个无法解释的隆起，不能明确地归因于已知的天体物理过程。我们建议湮灭的质量$m_χ= 780\,\mathrm{GeV}$暗物质的晚时间截面$σv = 4.63\times 10^{-24}\,\mathrm{cm^3\,s^{-1}}$作为一个可能的来源。由于选择性的$p$ -波索末菲增强，湮灭率对暗物质速度的非单调依赖性，允许来自银河系的如此大的信号，而不违反CMB和矮星系观测的相应约束。我们简要地探讨了这种情况下的其他签名，并概述了在未来的实验中测试它的途径。
2020-06-10 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Consistent explanation for the cosmic-ray positron excess in $p$-wave Breit-Wigner enhanced dark matter annihilation
如果暗物质粒子通过窄共振湮灭，那么由于Breit-Wigner增强，星系晕中的暗物质湮灭相对于早期宇宙中的暗物质湮灭会增强。虽然$s$波Breit-Wigner增强可以对观测到的宇宙射线（CR）正电子过剩和DM热遗迹密度提供一致的解释，但它受到矮球状卫星星系（dSphs）γ射线观测和宇宙微波背景（CMB）的严重限制，它们的允许DM湮灭截面和典型DM速度都比星系晕中的低。此外，在$s$波Breit-Wigner增强中，由于随着DM速度的减小而单调增加的湮灭截面，排除了共振质量低于阈值（DM质量的两倍）的情况。在这项工作中，我们考虑Breit-Wigner增强$p$波DM湮灭。我们探索的参数区域，可以同时占CR正电子过剩和DM热遗迹密度，而不违反dSphs伽马射线和CMB的约束。我们表明，在这种情况下，速度依赖的横截面可以达到峰值附近的典型DM速度在星系晕的共振质量以上和以下的阈值。此外，在极低的DM速度下，湮灭截面被高度抑制，可以很容易地避开dSphs γ射线和CMB的约束，这导致了比$s$ -波情况下更大的允许参数区域。
2021-10-20 hep-ph
Cosmic ray positrons from compact binary millisecond pulsars
在过去的十年中，出现了一种新的中子星：紧凑的毫秒双星（CBMSP）。由于这些双星和它们的伴星都在紧密的轨道上，典型的间距为$10^{11}$ cm，它们的风强烈地相互作用，形成双星内的激波。在冲击波中重新加速的电子-正电子对可以达到大约10 TeV的能量，这使得这个新的群体成为GeV-TeV宇宙射线正电子的潜在来源。我们提出了一个分析模型的流量和正电子从CBMSPs的二元内冲击谱。我们发现，最低能量$E_{\min}$的对进入冲击是至关重要的，以量化的能量谱的正电子注入到星际介质。我们首次测量CBMSPs的银河尺度高度，$z_e=0.4\pm0.1$千秒差距，校正后的观测偏差，发现他们接近银河平面。由此，我们估计银河系中的局部密度为5-9千秒差距$^{-3}$，外推总数为2-7千CBMSPs。然后，我们在各向同性扩散近似中传播的对，并发现从总人口的正电子通量是约两倍高于目前已知的52个系统。对于$E_{\min}$之间的1和50 GeV，我们的模型预测只有一个微小的贡献，从CBMSPs在100 GeV在地球上观察到的扩散正电子通量。我们还量化的各向异性运输的影响，由于有序的银河磁场，它可以改变扩散通量从附近的来源急剧。最后，我们发现，一个单一的“隐藏”CBMSP接近银河系平面可以产生一个正电子通量可比的AMS-02测量在600 GeV，如果它的视线到地球是沿着有序的银河系场线，而其…
2021-02-16 astro-ph.HE hep-ph
New minimal, median, and maximal propagation models for dark matter searches with Galactic cosmic rays
银河系带电的宇宙射线（特别是电子、正电子、反质子和轻反核）是暗物质湮灭或衰变的有力探测器，特别是对于比几兆电子伏重的候选者或微小的蒸发的原始黑洞。PAMELA、AMS-02或VOYAGER最近对正电子和反质子的测量已经转化为对大质量范围内几个模型的约束。然而，这些限制取决于银河系的运输模型，特别是扩散晕的大小，受到理论和统计的不确定性。我们更新了所谓的MIN-MED-MAX基准传输参数，产生通用的最小，中位数和最大的暗物质引起的通量，这减少了通量的不确定性约2倍的正电子和6反质子，相对于他们以前的版本。我们还提供了方便的拟合公式相关联的预测次级反质子和正电子背景通量。最后，对于更精细的分析，我们提供了模型参数和协方差矩阵的不确定性的全部细节。
2021-03-06 astro-ph.HE hep-ph
The Connection Between the Positron Fraction Anomaly and the Spectral Features in Galactic Cosmic-Ray Hadrons
最近关于银河宇宙线轻子和强子的数据引起了两个令人兴奋的问题：在轻子方面，在~10 - 300 GeV能量下，CR正电子分数e+/（e- + e+）上升的起源;在强子方面，在~TeV能量下，在CR质子和核中观察到的光谱硬化的性质。轻子异常表明附近存在e+/-源。有人提出，通过CR强子与周围介质的相互作用，可以在附近的超新星遗迹（SNRs）内产生高能正电子。这种机制的一个独特的预测是硼碳比的高能上升，这还没有被观察到。它还需要旧的SNR（无效的磁场放大和慢冲击速度），这不能解释观察到的CR强子谱膝能量（~5 PeV）。我们提出了一个新的图片，除了这样一个附近的CR加速器，CR强子的高能谱提供了大规模的人口的SNR，平均年轻，可以有效地加速CR到膝盖。在这种情况下，CR强子的谱硬化可以自然地解释为两个分量之间的跃迁。正如我们将要展示的，我们的双组分模型打破了正电子分数和硼碳比之间的联系，根据数据，现在预测硼碳比随着能量的增加而减少。即将到来的AMS数据将是测试这一模型的关键。
2015-04-15 astro-ph.HE hep-ph
The pinching method for Galactic cosmic ray positrons: implications in the light of precision measurements
两年前，AMS合作发布了宇宙射线正电子通量的最精确测量结果。它证实了纯次级预测低于10 GeV以上的数据，表明存在主要成分，例如WIMP暗物质的湮灭。大多数分析都集中在光谱的高能部分，忽略了GeV能量区域，那里的宇宙射线传输更难建模，太阳调制也起作用。鉴于AMS测量的高质量，重新检查整个能量范围内的正电子异常是及时的，考虑到迄今被忽视的传输过程，例如对流或扩散再加速。我们设计了一个新的半分析方法，考虑到运输过程迄今被忽视，但重要的几个GeV以下。它是基于收缩的逆康普顿和同步能量损失内的银河系盘。它允许对宇宙射线传播参数进行广泛的扫描，我们通过要求次级分量不超过AMS测量来强烈约束这些参数。只有具有大扩散系数的模型才能通过这个测试。正电子通量是宇宙射线传播的强大而独立的探测器，与硼碳比互补。然后，我们扫描了WIMP质量，以适应湮灭截面和分支比，探索直接湮灭到标准模型粒子或通过光介质。在前一种情况下，对于264 GeV的质量，最佳拟合产生0.4%的$p$值，该值不允许再现最高能量数据点。在后一种情况下发现质量更差的配合。用单个DM物质湮灭来解释正电子过剩是非常不受欢迎的。这一结论完全基于正电子数据，不需要引用其他观测结果。
2017-05-05 astro-ph.HE hep-ph
Primordial black holes and the observed Galactic 511 keV line
观测到的来自银河系隆起的511 keV谱线对理论天体物理学来说是一个真正的挑战：尽管有很多建议的机制，但仍然没有令人信服的解释，湮灭的正电子的起源仍然未知。在这里，我们讨论的可能性，人口缓慢蒸发的原始黑洞与周围的质量$10^{16}-10^{17}$ g（除其他粒子）低能量正电子进入银河系。除正电子外，我们还计算了这类黑洞产生的光子和中微子的谱和数密度，发现光子在不久的将来是潜在可观测的，而中微子通量太弱，低于地球和地外背景。根据它们的质量分布，这样的黑洞可以制造一小部分或整个宇宙学的暗物质。
2009-10-17 astro-ph hep-ph
An Alternative Approach for Constraining the Galactic Magnetic Field and the Interstellar Radiation Field
高能宇宙线电子和正电子在银河系中传播时，主要通过星际辐射场（ISRF）的逆康普顿散射（ICS）和银河系磁场（GMF）的同步辐射损失能量。由这两种主要的能量损失机制所发射的光子分别贡献于漫射的银河伽马射线和无线电波。ISRF和GMF分布的变化对整个银河系宇宙线电子和正电子的光谱有相当大的影响。这种影响既可以通过测量宇宙射线电子和正电子的局部通量局部地揭示出来，也可以通过观察弥散伽马射线和无线电波的光谱和形态在全球范围内揭示出来。在本文中，我们量化了这种影响，并得出结论，AMS-02，\textit{Fermi}和H.E.S.S实验的最新数据是强大的，足以交替应用于约束性能的ISRF和GMF。
2017-09-12 astro-ph.HE hep-ph
511 keV line from Q balls in the Galactic Center
来自银河系中心的511 keV光子可以用Q球衰变产生的正电子来解释。在规范介导的超对称破缺方案中，带轻子荷的大Q球必然是长寿命的。特别是，寿命可以与宇宙的年龄一样长（甚至更长）。如果运动学允许，这样大的Q球会衰变成正电子，正电子最终会与电子湮灭成511 keV的光子。我们的设想是在暴胀宇宙的最小超对称标准模型中实现的，这是非常合理的。
2005-10-13 astro-ph hep-ph
Exciting dark matter in the galactic center
我们重新考虑的建议，激发暗物质（DM）的解释为多余的511千电子伏的伽马射线的正电子在银河系中心。我们定量计算了DM湮灭到附近激发态的截面，通过交换一个新的非对角耦合的轻规范玻色子到DM态。在两个激发态都必须足够重才能衰变到e^+ e^-和基态的模型中，正电子产生的预测速率永远不会大到与观测相符，除非人们对银河系中的局部圆周速度做出极端假设，或者如果存在一个亚稳态的DM态群，它可以通过小于650 keV的质量间隙被激发，然后衰变成电子和正电子
2010-01-28 astro-ph.GA hep-ph
Diffuse gamma-ray background and cosmic-ray positrons from annihilating dark matter
我们研究了湮灭暗物质对银河系外弥漫伽马射线背景谱的贡献，其动机是最近观测到的宇宙射线正电子/电子异常。观测到的弥散伽马射线通量对暗物质模型提供了严格的约束，我们给出了暗物质湮灭截面的上界。结果表明，对于有核暗物质晕轮廓的情况，弥散γ射线比来自银河系中心的γ射线给出更严格的束缚。费米卫星将使束缚更强。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-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
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
Updated Constraints on the Injection Energy of Positrons Generating the Galactic 511 keV $γ$-ray line
Australian National University（澳大利亚国立大学）；Indian Institute of Science（印度科学学院）；Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Julius-Maximilians-Universität Würzburg（维尔茨堡朱利叶斯-马克西米利安大学）
本文通过改进分析克服了此前约束正电子注入能量研究的局限，得出该约束远弱于此前结论，仅INTEGRAL数据支持正电子初始能量最高约110 MeV，加入COMPTEL与EGRET数据后最高约55 MeV。
2026-08-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Cosmic Microwave Background Constraints on Dark Matter Models of the Galactic Center 511 keV Signal
解释来自银河系中心的511 keV伽马射线通量所需的高正电子产生率激发了许多暗物质产生正电子的模型。这些模型包括光暗物质的湮灭和暗物质与激发态的散射（激发暗物质）。我们发现，现有的宇宙微波背景数据强大的约束，这样的模型时，湮灭或散射截面不速度抑制取决于银河系暗物质晕模型。来自普朗克任务的即将到来的数据可以排除基准Via Lactea II晕模型，该模型也提供了与511 keV形态的良好拟合。此外，我们发现结合约束激发暗物质散射和湮灭和更新的暗物质激发态的寿命约束。最后，我们施加约束的暗物质衰变模型中产生的正电子落入银河系中心，并产生511千电子伏的信号，他们的湮灭，表明大多数的参数空间的利益被排除在外。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Confronting the Galactic 511 keV emission with $B-L$ gauge boson dark matter
$B-L$的规范对称性源于跷跷板机制的成功产生和瘦生。我们表明，如果$B-L$规范玻色子构成的暗物质（DM）的一小部分，它可以解释银河系$511$千电子伏的发射通过衰变成一个电子-正电子对。我们发现模型的参数空间是符合跷跷板机制，宇宙学上可行的，并占银河系正电子线的振幅。从这个参数空间，我们得到了规范玻色子质量的上限，然后正电子注入能量$\lesssim3$ MeV的约束。这个导出的能量界限与观测到的注入能量上限是一致的。所得到的模型预测$B-L$断裂尺度在相对窄的范围内，即，$V_{B\textrm{--}L}\sim10^{15} \textrm{--} 10^{16} $ GeV，这与大统一（GUT）尺度的跷跷板机制一致。该模型在几种现象中是一致的，表明它们共同起源于B-L对称性破缺。
2022-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
A novel prediction for secondary positrons and electrons in the Galaxy
本文通过纳入最新强子产生截面并拟合宇宙线原子核数据，重新估计了银河系次级正电子和电子通量，发现正电子通量强烈依赖晕尺寸，并证实低能区已存在正电子过剩。
2023-09-22 astro-ph.HE hep-ph
An Excited Dark Matter Solution to the MeV Galactic Center Excesses
King’s College London（伦敦国王学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC（UAM-CSIC理论物理研究所）
本文提出了一种激发暗物质模型，解释了MeV银河中心过剩现象及511 keV线，通过非弹性散射产生正电子，并预测未来任务可验证的MeV特征。
2026-01-15 astro-ph.HE hep-ph
Constraints on Primordial Black Holes from Galactic Diffuse Synchrotron Emissions
Institute of Theoretical Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院理论物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Fundamental Physics and Mathematical Sciences, Hangzhou Institute for Advanced Study, UCAS（杭州高等研究院基础物理与数学学院（UCAS））；International Centre for Theoretical Physics Asia-Pacific（亚太理论物理中心）
通过银河系弥散同步辐射发射约束质量大于10^15克的原初黑洞，利用AMS-02和维加1号数据发现显著的阿尔芬速度有助于限制原初黑洞的丰度。
2026-04-30 astro-ph.HE hep-ph
Constraints on a mixed model of dark matter particles and primordial black holes from the Galactic 511 keV line
银河系511 keV γ射线谱线是70年代以来观测到的，并被认为是电子正电子湮没的结果，但其起源至今仍不清楚。除了天体物理学的解释外，正电子来自暗物质湮灭的可能性也被广泛研究。原初黑洞（PBH）也是被广泛研究的DM候选者。如果PBH的存在，DM粒子可能会引力绑定到PBH和PBH周围的密度尖峰形成晕。在这些密度尖峰中的DM湮灭可以提高DM粒子的正电子产生率，但信号形态与衰减的DM相似。我们考虑这样一个由DM粒子和PBH组成的混合模型，并从INTEGRAL/SPI的511 keV γ射线数据中得到DM粒子衰变分量的上限和PBH丰度的约束。这些约束是通用的，并且独立于颗粒DM模型。对于DM和PBH的混合模型，对于质量在$1~\mathrm{TeV}$附近的DM粒子，PBH丰度的约束可以降到$O(10^{-17})$，比河外γ射线背景下的约束更严格.
2021-02-04 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
The galactic 511 keV line from electroweak scale WIMPs
我们考虑了电弱尺度WIMP χ^0提供来自银河系中心的INTEGRAL/SPI 511 keV光子流的可能机制。我们考虑了WIMP谱中包含MeV尺度分裂的近简并态的情况，并着重讨论了银河系正电子的三种可能产生机制：（1）碰撞激发WIMP到附近的带电态，χ^0 + χ^0 -> χ^+ + χ^-，随后衰变产生正电子;（ii）星系星际介质中的核对WIMP的俘获，χ ^0 + N -> e^+ +（χ^- N）;以及（iii）附近一个从大爆炸中幸存下来的长寿命态的衰变，即χ^0_2 -> χ_1^0 + e^+ + e^-。我们发现，过程（i）需要一个横截面，这是显着大于幺正性的界限，过程（ii）是允许的幺正性，但不切实际的，由于地面上的限制的χ-N横截面，而过程（iii）是可行的，我们构建了一个简单的模型实现与单重暗物质场通过希格斯扇区与标准模型相互作用。
2007-03-12 astro-ph hep-ph
Higgsino dark matter model consistent with galactic cosmic ray data and possibility of discovery at LHC-7
在扩展的超引力大统一（SUGRA）模型下，提出了一个含Higgsino暗物质的PAMELA正电子过剩的解。该模型是符合最近设置的费米-LAT的光子约束，并产生正电子以及反质子通量与PAMELA实验一致。考虑的SUGRA模型有一个扩展的隐藏部门，额外的自由度，允许满足遗物密度与WMAP一致。Higgsino模型也与CDMS-II和XENON 100的数据一致，并且可以在LHC-7上以1 fb^（-1）的光度进行验证。这些模型可以在几个方面进行测试。
2011-01-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Galactic Signatures of Decaying Dark Matter
如果暗物质衰变为电子和正电子，它会影响银河系的无线电发射和当地的宇宙射线通量。我们提出了一个新的，更一般的分析约束暗物质。通过将特定的暗物质衰变谱与响应函数进行卷积，可以获得任何衰变暗物质模型的约束。我们从408 MHz，1.42 GHz和23 GHz的全天空无线电调查，以及从PAMELA最近报道的正电子通量得到这个响应函数。我们讨论了天体物理的不确定性的影响，如从传播和从配置文件的暗物质和银河系磁场的响应函数。作为一个应用，我们发现，一些广泛使用的暗物质衰变的情况下，可以排除在适度的假设。
2009-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ex
Cosmic-Ray Positrons Strongly Constrain Leptophilic Dark Matter
宇宙射线正电子一直被认为是暗物质湮灭的有力探测器。特别是，无数关于正电子分数意外上升的研究一直在争论它的暗物质或脉冲星起源。在本文中，我们反而研究了AMS-02探测硬亲轻子暗物质候选者的非常精确的正电子测量的潜力，这些候选者不具有与所观察到的大部分正电子过剩相似的光谱特征。利用一个详细的宇宙射线传播模型，其中包括一个主要的正电子通量产生的银河系恒星，除了由氦和质子测量约束的二次组件，我们产生了一个强大的适合当地的正电子通量和光谱。我们没有发现与亲轻子暗物质相关的光谱凸起的证据，并设置强约束的暗物质湮灭截面低于热湮灭截面的暗物质质量低于60 GeV和380 GeV的湮灭到$τ^+τ^-$和$e^+e^-$，分别在我们的默认模型。
2022-01-06 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The Search for Celestial Positronium via the Recombination Spectrum
正电子素是由束缚的电子-正电子对组成的短寿命原子。在三重态中，当两个粒子的自旋平行时，辐射复合线将在湮灭之前发射。天体正电子偶素的存在是通过对它的湮灭产物的伽马射线观测而揭示的。然而，这些观测具有固有的低角分辨率。在本文中，我们审查的前景检测的正电子素复合谱。这种观测有可能首次揭示正电子的离散源，并将使光学望远镜和仪器的敏锐度应用于高能现象的观测。我们回顾了正电子素复合谱的理论，并提供了公式来计算预期的线强度的正电子产生率和不同的条件下，在星际介质。我们估计了几类银河系和河外源的正电子偶素发射线强度。这些是比较目前的观测极限和当前和未来的光学和红外仪器的灵敏度。我们发现，由于近红外光谱学的最新进展，PS-α线的观测应该很快成为可能。
2009-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
