作为PAMELA/ATIC异常源的衰变隐藏Gaugino

来自附近一团中性子暗物质的PAMELA和ATIC过剩

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。

费米子衰变暗物质的ATIC/PAMELA异常

ATIC/PAMELA anomaly from fermionic decaying Dark Matter

我们证明了一个经济的双Higgs二重态模型可以用暗物质（DM）费米子的三体衰变来解释最近ATIC和PAMELA实验中的电子和正电子过剩现象，而不需要对耦合和质量简并进行微调.我们还表明，衰变DM粒子的质量和寿命可能不会分别固定在1 TeV和10^{26}秒左右。此外，我们注意到，这个模型包括一个稳定的暗物质候选人以及。

非标准宇宙学中的冷暗物质，PAMELA，ATIC和费米LAT

Cold Dark Matter in non-Standard Cosmologies, PAMELA, ATIC and Fermi LAT

我们考虑两个非标准的宇宙学模型，根据该模型，宇宙在标量场晚期衰变后被重新加热到一个较低的重新加热温度，或者在跟踪经典模型的背景下被经典场的动能所支配。在这两种情况下，我们计算的遗迹密度的\emph{Weakly Interacting Massive Particles}（WIMPs），并表明，它可以提高其在标准宇宙学的价值。通过调整低再加热或典型方案的参数，宇宙中冷的暗物质丰度可以与大的湮灭截面乘以WIMP速度的值相兼容。利用这些值，并假设WIMP主要湮灭为$e^+e^-$、$μ^+μ^-$或$τ^+τ^-$，我们计算了$e^\pm$宇宙线的感生通量，并拟合了PAMELA和ATIC或Fermi LAT的当前数据。我们实现了相当好的拟合，特别是PAMELA和费米-LAT数据结合的宇宙微波背景产生的限制，只要WIMP湮灭主要是$μ^+μ^-$的边缘履行。在这两种非标准温度下，到传统辐射主导时代所需的转变温度都低于约$0.7 \GeV$。在低再加热的情况下，一个可观的非热贡献的WIMP遗迹密度也是必要的。

Resolving Fermi, PAMELA and ATIC anomalies in split supersymmetry without R-parity

A long-lived decaying dark matter as a resolution to Fermi, PAMELA and ATIC anomalies is investigated in the framework of split supersymmetry (SUSY) without R-parity, where the neutralino is regarded as the dark matter and the extreme fine-tuned couplings for the long-lived neutralino are naturally evaded in the usual approach.

基于PAMELA，ATIC和FERMI的一类轻子暗物质模型的参数

Parameters in a Class of Leptophilic Dark Matter Models from PAMELA, ATIC and FERMI

本文研究了一类亲轻子暗物质模型，其中暗物质通过$U(1)_{L_i-L_j}$规范玻色子与标准模型粒子相互作用，以解释由ATIC和PAMELA实验以及最近的费米实验观测到的宇宙线中的$e^{\pm}$过剩现象.有三种类型的$U(1)_{L_i-L_j}$模型：a）$U(1)_{L_e - L_μ}$、b）$U(1)_{L_e - L_τ}$和c）$U(1)_ {L_e-L_τ}$。虽然ATIC和Fermi数据分别与PAMELA数据一致，但ATIC和Fermi数据并不一致。因此，我们的目标是确定这三个模型中的哪一个可以更好地解释哪一个数据集。我们发现模型a）和b）能给出正确的暗物质遗迹密度，并能解释ATIC和PAMELA数据同时回归到Breit-Wigner增强。而模型c）具有更大的$Z^\prime$质量，可以同时解释费米和PAMELA数据。在所有情况下，模型参数被限制在狭窄的区域。未来改进的数据将决定哪组数据是正确的，也有助于决定正确的暗物质模型。

双action暗物质、PAMELA和ATIC

Double-action dark matter, PAMELA and ATIC

基于ATIC数据中的双峰结构，我们将PAMELA和ATIC数据拟合到一个暗物质模型中进行统计分析，在该模型中，暗物质粒子既可以湮灭也可以衰变.使用卡方分析，我们表明，这两个数据可以同时更好地拟合这样的双作用暗物质粒子。我们使用现有的中微子质量模型在文献中来说明这一想法。

PAMELA和ATIC中的轻微非极小暗物质

Slightly Non-Minimal Dark Matter in PAMELA and ATIC

我们提出了一个简单的模型，其中暗物质耦合到标准模型通过光标量中介，本身是不稳定的。我们发现这个模型有几个显着的特点，并允许一个自然的解释过剩的正电子，但没有过剩的反质子，已建议从PAMELA和ATIC的早期数据。此外，该模型产生非常小的核子耦合，远低于直接检测限。在本文中，我们探讨了这个模型在早期宇宙和星系中的效果。

暗物质湮灭与PAMELA、FERMI和ATIC异常

Dark Matter Annihilation and the PAMELA, FERMI and ATIC Anomalies

如果像PAMELA、ATIC、HESS和FERMI天文台报道的那样，暗物质（DM）湮灭是宇宙射线电子/正电子的诱人过剩的原因，那么隐含的湮灭截面一定相对较大。在标准宇宙学模型的背景下，这导致了非常小的遗迹DM丰度，这与天体物理观测不相容。我们探讨可能的解决方案，这一明显的冲突，在非标准的宇宙学方案，合理地允许大截面，同时保持遗迹丰度符合目前的观测。

反常引起的暗物质衰变与PAMELA/ATIC实验

Anomaly Induced Dark Matter Decay and PAMELA/ATIC Experiments

PAMELA/ATIC的宇宙射线数据可以用暗物质以$τ_{DM}^{-1}\sim 10^{-26}{sec}^{-1} \sim 10^{-45}{eV}$的衰变率衰变来解释，这是一种在标准模型或其简单的超对称扩展框架内无法理解的能量尺度。我们提出异常诱导的暗物质衰变指数抑制衰变率，并适用于超对称扩展的马的惰性希格斯模型的辐射跷跷板机制的中微子质量。在这个模型中，最轻的右手中微子$ψ_N$和最轻的中性中微子$χ$可以填充观测到的必要的暗物质遗迹，并且发现$ψ_N$可以通过反常衰变为$χ$，衰变率顺序正确，只发射轻子.所有发射的正子都是右旋的。

来自PAMELA、ATIC和FERMI的结果：脉冲星还是暗物质？

Results from PAMELA, ATIC and FERMI : Pulsars or Dark Matter ?

众所周知，暗物质支配着星系和星系团的动力学。它的成分仍然是一个谜，尽管在过去的三十年里对它们进行了不懈的探索。卫星PAMELA实验的最新结果探测到次级宇宙射线谱中能量在10-100 GeV之间的正电子部分过量。其他实验，即ATIC、HESS和FERMI，显示出能量大于100 GeV的总电子（\ps + \el）谱的过剩。这些过量的正电子分数以及电子光谱可能出现在局部的天体物理过程中，如天体辐射，或者可以归因于暗物质粒子的湮灭。第二种可能性为星系和其他天体物理系统中的暗物质的可能候选者提供了线索。在这篇文章中，我们对这些令人兴奋的发展进行了报道。

探测湮灭/衰变暗物质中微子信号以解释PAMELA和ATIC结果的前景

Prospects for Detecting Neutrino Signals from Annihilating/Decaying Dark Matter to Account for the PAMELA and ATIC results

最近的PAMELA数据表明，正电子分数有超过几个GeV，而反质子的一个没有。此外，ATIC数据表明，电子/正电子通量从300 GeV到800 GeV有一个凸起。如果PAMELA和ATIC的主要最终产物是带电轻子（$e$、$μ$和$τ$），那么具有大推进因子的湮灭暗物质（DM）和具有$ 10^{26} s$附近寿命的衰变DM都可以解释它们的观测结果。在这项工作中，我们计算了中微子的流量产生的$μ$和$τ$，起源于湮灭/衰变DM，并估计了最终的μ介子率在中微子望远镜，即Ancavity和IceCube。由于其优异的角分辨率，Ancaster和IceCube有望在湮灭DM场景中发现来自银河系中心和/或大DM子晕的中微子信号，但在衰变DM场景中却极具挑战性。

关于ATIC与Fermi数据的差异

On discrepancy between ATIC and Fermi data

无论是ATIC还是Fermi-LAT数据都可以通过三个分量与PAMELA数据拟合在一起：初级背景~ E^{-3.3}、次级背景~ E^{-3.6}和附加电子源~ E^{-g_a} Exp（-E/ E_{cut}）。我们发现ATIC + PAMELA和Fermi + PAMELA的最佳拟合近似相同，g_a ~ 2和E_{cut} ~ 500 GeV.然而，ATIC数据在300 GeV和600 GeV之间有一个狭窄的凸起，这与平滑的费米谱相矛盾。本文讨论了用暗物质模型和暗粒子对ATIC凸点和无特征费米谱的解释。

奇异介导的暗物质衰变的PAMELA/ATIC反常

PAMELA/ATIC Anomaly from Exotic Mediated Dark Matter Decay

在一个包含两个暗物质（DM）组分的超对称模型中讨论了由奇异带电粒子（“奇异粒子”）介导的暗物质衰变：一个组分是最轻的（类双星）超对称粒子（LSP）χ，另一个组分是新引入的亚稳中性单线态$N$ . $N$通过企鹅型单圈图诱导的6维算符衰变到χe^+e^-，寿命为10^{26}秒，解释PAMELA和ATIC/PPB-BETS最近观测到的高能宇宙e^ \pm过剩。超重质量的外来粒子（\sim 10^{15-16} GeV）是$N$寿命长的原因。$N$的超伴子产生TeV量级的真空期望值（VEV），使得DM $N$达到2 TeV的期望质量。通过VEV，U（1）R对称性破缺为离散的Z2对称性，这与最小超对称标准模型（MSSM）中的物质宇称一致。由于我们有两个DM分量，即使是极少量的$N$ [O（10^{-10}）<（n_N/n_x）]也可以解释观测到的具有相对较轻的外来物质质量[10^{12} GeV < M_{exo.} < 10^{16} GeV]的正电子通量。

过去的伽马射线暴能同时解释INTEGRAL和ATIC/PAMELA/Fermi异常吗？

Can past gamma-ray bursts explain both INTEGRAL and ATIC/PAMELA/Fermi anomalies simultaneously?

伽马射线暴（GRB）被用来解释来自星系核球的511 keV辐射和从ATIC、PAMELA和费米数据推断的高能正电子过剩。虽然独立的解释可以负责这些现象，我们探讨其共同的GRB相关的起源的可能性，通过建模的GRB分布和估计率。对于预期的银河系长伽马射线暴速率，这两个信号都不是通用的;本地的过量需要2%的重合度，而来自银河系中心的信号需要20%的重合度。同时解释需要0.4%的巧合。考虑到对新物理学的多次搜索所产生的大量统计“试验”，百分之几的巧合不能被认为是不可能的。或者，如果星系速率比预期的要高，这两种现象都可以用伽玛暴来解释。我们还表明，类似的结果是很难得到假设一个简化的短伽玛射线暴分布。

费米LAT、PAMELA、ATIC、HESS和WMAP数据的暗物质和脉冲星信号

Dark matter and pulsar signals for Fermi LAT, PAMELA, ATIC, HESS and WMAP data

我们分析了新的扩散伽马射线数据从费米伽马射线太空望远镜，这并没有确认过量的EGRET数据在银河系中纬度地区，结合测量的电子和正电子聚变从PAMELA，费米和HESS的背景下，三种可能的来源：暗物质（DM）湮灭或衰变成带电轻子，和连续分布的电子。我们允许在背景的变化，考虑几个DM晕配置文件，并考虑系统的不确定性数据在可能的情况下。我们发现这三种情况都很好地代表了数据。脉冲星的描述适用于宽范围的注入能谱。我们比较与ATIC数据和WMAP霾在适当的情况下，但不适合这些数据，因为前者是不一致的费米数据和后者受到大的系统不确定性。我们表明，尖晕配置文件，费米可以观察到一个壮观的伽马射线信号DM湮灭从银河系中心，而在中纬度地区没有看到多余的。

激发暗物质的新转折：对INTEGRAL、PAMELA/ATIC/PPB-BETS、DAMA的影响

A new twist on excited dark matter: implications for INTEGRAL, PAMELA/ATIC/PPB-BETS, DAMA

结果表明，如果存在一个质量为M0 ~ 500 GeV，M1 <~ M0 + 2 m e，且M2 = M1 + delta M >~ M0 + 2 m e的DM态chi_0，chi_1和chi_2的特殊谱，那么INTEGRAL/SPI观测到的511 keV γ射线过剩可以用银河系中心的暗物质（DM）激发来更强有力地解释.小质量分裂Δ M应<~ 100 keV。此外，我们需要至少两个新的规范玻色子（最好是三个），质量约为100 MeV。有了这个光谱，chi_1是稳定的，但可以激发chi_2的低速DM散射附近的银河系中心，这是萨默托增强的两个100兆电子伏的规范玻色子交换。激发态chi_2在第三规范玻色子的作用下衰变为chi_0和非相对论性的e+e-，第三规范玻色子与光子和Z混合。虽然这样一个小的100 keV分裂已被独立地提出来解释的DAMA年度调制通过非弹性DM机制，需要稳定的chi_1（因此seqestering它从标准模型）意味着我们的方案不能占的DAMA信号。然而，它可以通过银河系中的DM湮灭来解决PAMELA/ATIC正电子过剩的问题，并且它提供了相对于先前提出的模型在ATIC光谱中具有更清晰特征的可能性。这些数据与三种新的规范玻色子相一致，它们的耦合自然符合破缺的SU（2）规范理论，其中DM是SU（2）的三重态。我们提出了一个简单的模型，其中SU（2）被新的Higgs三重态…

用X射线和gamma-ray望远镜鉴别ATIC、费米和PAMELA观测到的电子和正电子的起源

On the use of X-ray and gamma-ray telescopes for identifying the origin of electrons and positrons observed by ATIC, Fermi, and PAMELA

X射线和伽马射线观测可以帮助理解ATIC、PAMELA、PPB-BETS和费米报告的电子和正电子信号的起源。目前还不清楚观测到的高能电子和正电子是由遗迹粒子产生的，还是由一些天体物理来源产生的。为了区分这两种可能性，我们可以将本星系附近的电子数量与矮球状星系中的电子数量进行比较，矮球状星系中预计不会有那么多的恒星和其他天体物理源。这可以通过对矮球状星系的X射线和伽马射线观测来实现。假设Fermi和ATIC探测到的信号来自于暗物质，以Draco矮球状星系的暗物质分布为例，计算了电子通过逆康普顿散射产生的光子谱。由于对矮球状星系中的磁场知之甚少，我们考虑了带电粒子在有扩散和无扩散情况下的传播。扩展对Draco的费米合作的分析，我们发现，对于一个质量约为10亿太阳质量的晕，即使在没有扩散的情况下，伽马射线信号也会超过上限。这一结论受到与晕质量相关的不确定性的影响。如果矮球状星系拥有局部磁场，电子的扩散就可以产生一个信号，可以被未来的X射线望远镜探测到。

700+ GeV WIMP的情况：来自PAMELA、费米和ATIC的Cosmic Ray光谱

The Case for a 700+ GeV WIMP: Cosmic Ray Spectra from PAMELA, Fermi and ATIC

多条证据表明，在星系晕中异常注入了高能e+-。最近的$e^+$分数谱从有效载荷的反物质物质探索和轻核天体物理学（PAMELA）显示了急剧上升到100 GeV。费米伽马射线太空望远镜发现，在100 GeV以上的e+e-宇宙射线谱有一个显著的硬化，并在1 TeV左右有一个中断。高级薄电离量热计（ATIC）也检测到类似的过量，回落到预期的光谱在1 TeV及以上。WMAP数据中朝向银河系中心的多余微波与来自10-100 GeV e+-（WMAP "Haze“）的硬同步辐射一致。我们认为，暗物质湮灭可以提供一个一致的解释所有这些数据，主要集中在轻子模式，直接或通过一个新的轻玻色子。将信号归一化到最高能量证据（费米和HESS），我们发现类似的截面提供了与PAMELA和Haze的良好拟合，并且所需的截面和湮灭模式都可以在Sommercion增强湮灭的模型中实现。这些模型自然地预测了银河系中心通过各种机制产生的大量伽马射线。最值得注意的是，有一个强大的逆康普顿散射（ICS）伽马射线信号产生的高能电子和正电子，在费米/GLAST能量，这应该提供确凿的证据，这种生产。

亚稳超暗物质组分与亲轻子Yukawa相互作用的PAMELA/ATIC异常

PAMELA/ATIC anomaly from the meta-stable extra dark matter component and the leptophilic Yukawa interaction

我们提出了一个包含两个暗物质（DM）分量的超对称模型来解释PAMELA/HEAT和ATIC/PPB-BETS观测到的银河系正电子过剩：一个是传统的（类双星）最轻超对称粒子（LSP）χ，另一个是TeV尺度的亚稳中性单线态N_D，它是一个狄拉克费米子（N，N^c）.在该模型中，N_D通过一个R奇偶保持维6的算子主要衰变为χe^+e^-，寿命τ_N \sim为10^{26} sec.我们引入了一对矢量型超重SU（2）轻子二重态（L，L^c）和轻子单线态（E，E^c）。导致N_D衰变的6维算符是由具有单位阶无量纲耦合的轻子Yukawa相互作用W \supset Ne^cE+Lh_dE^c+ m_{3/2} l_1L ^c和规范相互作用{ \cal L} \supset \sqrt{2} g' \tilde{e}^{c*} e^c x + h. c产生的.类矢量轻子的超重质量（M_L，M_E \sim 10^{16} GeV）决定了N_D的寿命。该模型中的低能场谱就是MSSM场和N_D。即使在总DM密度[{ \cal O}（10^{-10}）\lesssim n_{N_D} /n_x]中N_D的比例远小于x的情况下，观测到的正电子过剩也可以通过采用相对较轻质量的类矢量轻子（10^{13} GeV \lesssim M_{L,E} \lesssim 10^{16} GeV）来解释。还解释了电子…

ATIC、PAMELA、HESS、费米和附近的暗物质暗晕

ATIC, PAMELA, HESS, Fermi and nearby Dark Matter subhalos

我们研究了湮灭暗物质（DM）中电子和正电子的局域通量，并研究了其光谱如何依赖于DM模型的选择和DM分布的不均匀性。在截止能量以下，通量将具有指数为n ~-2的普适幂律形式。截止能量和截止附近的磁通量的行为是依赖于模型的。在能量E < 100 GeV时，对DM主晕轮廓的依赖性可能是显著的，并导致通量软化，n <-2。由于DM的局部团块的存在，在高能量下可能会有额外的功能，特别是对于Sommerfeld效应提高次晕光度的模型。一般来说，来自附近团块的通量会产生更硬的电子和正电子光谱，其指数n >-2。使用通过Lactea II模拟，我们估计这样的subhalo效应在一个通用的Sommerplant增强模型的概率至少为4%，并可能高达15%，如果subhalo低于模拟的分辨率限制占。我们讨论的后果，这些结果的解释ATIC，PAMELA，HESS和费米数据，以及未来的实验。

脉冲星与暗物质对ATIC/PAMELA的解释

Pulsars versus Dark Matter Interpretation of ATIC/PAMELA

在本文中，我们研究的背景下，最近的ATIC，PAMELA，费米和HESS数据注入的电子和正电子的流量和湮灭或衰变的暗物质。我们回顾了从一个单一的脉冲星的流量，并从一个分布的脉冲星导出的流量。我们指出，脉冲星磁层中的粒子加速度不足以解释观测到的能量为E ~ 1 TeV的电子和正电子的过剩，必须考虑脉冲星与其风星云之间的终止激波处电子的附加加速度。我们表明，在能量小于几百GeV，通量从连续分布的星提供了一个很好的近似的预期通量从星在澳大利亚望远镜国家设施（ATNF）目录。在更高的能量下，我们证明在地球上测量的电子/正电子通量将由附近的一些年轻脉冲星主导，因此光谱将包含凹凸状特征。我们认为，在高能量的存在下，这样的功能将强烈建议脉冲星起源的异常贡献的电子和正电子通量。特征的缺失要么指向暗物质的起源，要么以抑制波动的方式限制脉冲星模型。此外，我们推导出的功能可以部分涂抹由于空间变化的能量损失在传播过程中。

用奥卡姆剃刀剖析cosmic-ray电子-正电子数据：已知脉冲星的作用

Dissecting cosmic-ray electron-positron data with Occam's Razor: the role of known Pulsars

我们认为PAMELA测量的正电子分数和ATIC测量的总电子-正电子（e+e-）通量中报告的特殊光谱特征在附近的恒星产生的电子-正电子对中有一个非常自然的解释。虽然这种可能性很久以前就被指出，但当前数据质量的大幅提高可能会允许对问题进行反向工程：考虑到PAMELA和ATIC所青睐的脉冲星参数空间区域，是否存在已知的脉冲星可以解释这些数据合理的假设关于注入的e+e-对？在用于估计e+e-输出的简单基准模型的上下文中，我们考虑了所有已知的辐射源，如最完整的可用目录中所列。我们发现，这是不可能的，一个单一的脉冲星负责PAMELA e+分数异常和ATIC过剩，虽然两个单一的来源是在原则上足以解释这两个实验结果。PAMELA的过量e+可能来自一组成熟的恒星（年龄约10^6年），距离为0.8-1 kpc，或者来自一个单一的，更年轻和更近的来源，如Geminga。ATIC的数据需要更大的能量输出（也不太可能），并且倾向于与更强大、更遥远（1-2 kpc）和更年轻（年龄约10^5年）的恒星相关的起源。我们列出了几个候选人，可以单独或连贯地有助于解释PAMELA和ATIC数据。虽然一般抑制，我们发现，更远的贡献比1-2千秒差距可能有助于ATIC过剩的恒星。最后，我们强调费米-LAT在不久的将来将发挥多方面的决定性作用，（1）提供对e+e-通量的精确测量，（2）揭示尚未发现的中微子的存在，（3）寻找高能…

超对称暗物质衰变产生的高能宇宙射线

High Energy Cosmic Rays from Decaying Supersymmetric Dark Matter

受最近PAMELA和ATIC结果的启发，我们计算了最轻超粒子（LSP）暗物质衰变的电子和正电子通量。我们假设LSP是暗物质的主要成分，并考虑R宇称被非常弱地破坏的情况，使得LSP的寿命变为10^26秒的量级。我们将看到，在这样选择寿命的情况下，衰变产生的宇宙射线电子和正电子可能是PAMELA和ATIC观测到的异常电子和正电子通量的来源。我们考虑的可能性，LSP是引力子，最轻的中性中微子，标量中微子，并讨论如何产生的通量依赖于暗物质模型。我们还讨论了γ射线和反质子的通量，并表明这些通量可以与PAMELA和ATIC异常解释的参数区域的观测值相一致。

级联湮灭产生的暗物质信号

Dark Matter Signals from Cascade Annihilations

对PAMELA和ATIC观测到的电子/正电子过剩现象的主要解释是星系晕中的暗物质湮灭。根据湮灭通道的不同，电子/正电子信号可能伴随着银河伽马射线或中微子通量，而这种通量的未检测限制了暗物质的耦合和晕属性。在本文中，我们研究的相互作用的电子数据与伽马射线和中微子约束的级联湮灭模型的背景下，其中暗物质湮灭成轻的自由度，这反过来又衰变成轻子在一个或多个步骤。电子和μ子级联给出了一个合理的适合PAMELA和ATIC数据。与直接湮灭相比，级联湮灭可以将末态辐射对γ射线的约束软化一个数量级。然而，如果暗物质主要湮灭为μ子，则中微子约束是稳健的，而不管级联衰变步骤的数量。我们还研究了最近提出的“轴子门户”的情况下的电子数据和伽马射线/中微子的约束。

e+，e-，反质子cosmic ray谱对暗物质性质的模型无关意义

Model-independent implications of the e+, e-, anti-proton cosmic ray spectra on properties of Dark Matter

考虑到自旋，我们将所有的两体非相对论性暗物质湮灭通道分类到标准模型粒子的允许极化状态，计算与间接DM探测相关的稳定终态粒子的能谱。我们研究了DM质量，湮灭通道和截面，可以再现PAMELA指示的e+过剩与PAMELA p-酒吧数据和ATIC/PPB-BETS e++e-数据一致。仅从PAMELA的数据来看，就有两种解决方案：（i）湮灭为W，Z，h的DM粒子必须比10 TeV重，或者（ii）DM必须只湮灭为轻子。因此，在这两种情况下，与PAMELA过量相容的DM颗粒似乎具有相当出乎意料的性质。解决方案（ii）意味着在e++e-能谱，这的确，似乎出现在ATIC/PPB-BETS数据约700 GeV的峰值。如果ATIC-4和GLAST即将获得的数据证实了这一特征，这将表明O（1）TeV DM只会湮灭成轻子。否则，解决方案（i）将是有利的。我们评论DM模型，直接DM检测和对撞机，以及对天体物理起源的可能性的过度这些结果的影响。

原晕对暗物质共振湮灭的限制

Protohalo Constraints to the Resonant Annihilation of Dark Matter

最近有人认为，PAMELA，ATIC和PPB-BETS数据显示的异常过剩的高能宇宙射线正电子和电子可能被解释为暗物质湮灭在星系晕与截面共振增强相比，其值在原始等离子体。我们发现，一个非常大的湮灭截面的闪光的高能光子和电子-正电子对预期的暗物质湮灭在第一个原晕，在红移z~40的形式可能是实质性的和可观察的。因此，允许注入原始气体的能量和弥散伽马射线背景的能量密度的界限引起了对低速暗物质截面的限制，这可能难以与PAMELA，ATIC和PPB-BETS结果的解释相一致。

扩展的跷跷板模型中的暗物质信号和cosmic ray异常

Dark matter signals and cosmic ray anomalies in an extended seesaw model

一个扩展的跷跷板模型，提出实现低尺度leptogenesis可以解决多余的正电子和电子通量从PAMELA，ATIC和/或费米-LAT观察到的，同时容纳一些最近的实验结果的暗物质（DM）的信号。在这种方法中，除了SU（2）L二重态和（轻）单重态Higgs场外，一个额外的类矢量单重态中微子和一个单重态标量场，它们是共存的两粒子暗物质候选者，负责解决PAMELA，ATIC和/或Fermi-LAT异常的过量正电子和电子通量的起源，以及在低质量尺度下直接搜索所观察到的DM信号。

惰性偶极模型暗物质的正电子和反质子

Positrons and antiprotons from inert doublet model dark matter

在标准模型的一个非常简单的扩展--惰性双态模型的框架下，我们研究了标量暗物质粒子湮灭产生的宇宙射线中反物质的产生和传播。我们考虑三个基准候选人，所有符合WMAP宇宙丰度和现有的直接检测实验，并面对最近的PAMELA，ATIC和HESS数据的模型的预测。对于一个轻的候选人，M_{DM} = 10 GeV，我们认为，正电子和反质子通量可能很大，但仍然符合预期的背景，除非有一个增强（助推因子）的局部密度的暗物质。也有大量的反氘核通量，可能在未来的实验中观察到。对于M_{DM} = 70 GeV的候选者，对正电子和反质子通量的贡献比预期的背景小得多。即使激发因子被用来增强信号，候选人也无法解释观察到的正电子和反质子过剩。最后，对于一个重的候选者，M_{DM} = 10 TeV，它是可能的，以适应PAMELA过剩（但不幸的是，不是ATIC之一）提供了一个大的增强，无论是在本地密度的暗物质或通过索末菲效应。

暗物质湮灭进入长寿命中间态的现象学

Phenomenology of Dark Matter annihilation into a long-lived intermediate state

我们提出了一个方案，暗物质（DM）湮灭到一个中间状态，旅行的距离$λ\equiv v/Γ$的数量级的星系尺度，然后衰变到标准模型（SM）粒子。长的寿命分散的SM粒子的生产区远离银河系中心，因此，放松约束的伽玛射线观测规范湮灭的情况下。我们利用这一设置来解释电子和正电子过剩最近观察到的PAMELA，ATIC和费米。虽然在通常的DM湮灭的解释似乎与伽马射线观测相冲突，我们表明，在提出的方案，PAMELA/ATIC/费米的结果是一致的伽马射线数据。从衰变方案的区别discsussed，我们评论的DM生产在LHC的前景。中间态的典型衰变长度$λ\gtrsim 10$ kpc可以从一个被$Λ\sim 10^{13}$ GeV尺度所抑制的六维算符得到，这个尺度大致是中微子质量的跷跷板尺度。

隐藏的高吉诺暗物质中的Cosmic-ray电子和正电子过剩

Cosmic-ray Electron and Positron Excesses from Hidden Gaugino Dark Matter

我们研究了一个场景，一个隐藏的高吉诺暗物质衰变成标准模型粒子（和他们的超对称伙伴）通过动力学混合的高吉诺的U（1）B-L打破在一个规模接近大统一尺度。我们发现，隐藏的高吉诺衰变可以解释多余的宇宙射线电子和正电子观察到的PAMELA和费米。

非普适Gaugino质量模型中的SUSY暗物质

SUSY Dark Matter in Nonuniversal Gaugino Mass Models

我们讨论了超对称暗物质现象在一些简单的和预测模型的非普适的高根质量在大统一尺度。假设高吉诺质量变换为大统一理论群SU（5）的单重态和非单重态表示之和，人们可以避开LEP约束，进入双暗物质遗迹密度的体湮灭区域。此外，在这个假设下，人们也可以有一个混合的高吉诺-希格西诺暗物质，在参数空间的大部分给出正确的遗迹密度。我们认为在这两种情况下的LHC和暗物质实验的模型预测。最后，我们考虑AMSB模型预测的维诺暗物质，给出正确的遗迹密度TeV规模维诺质量。假设这个维诺暗物质的质量是在第一索末菲共振大约4 TeV，我们可以同时重现正确的遗迹密度以及PAMELA实验观察到的硬正电子谱。

中微子暗物质与观测到的宇宙射线异常

Sneutrino Dark Matter and the Observed Anomalies in Cosmic Rays

根据PAMELA和ATIC实验的最新结果，我们重新审视了超中微子暗物质。在最小超对称标准模型的U（1）_B-L推广中，右手中微子是热暗物质的自然候选者。由于打破U（1）_B-L的希格斯扇区中最轻场的交换，目前的中微子湮灭可以大大增强。湮灭主要是通过B-L电荷产生τ介子（或μ子）。一个sneutrino质量在1-2 TeV的范围内提供了一个很好的适合PAMELA的数据和合理的适合ATIC的数据。在这个质量范围内，中微子-核子弹性散射截面为10^（-11）-10 ^（-9）pb，这可能被即将到来的和未来的直接探测实验所探测。此外，如果（至少）其中一个中微子主要是狄拉克费米子，则超中微子可以提供暗物质和暴胀的统一图像。

Cosmic Ray中$e^\pm$过剩的暗物质湮灭解释

A Brief Review on Dark Matter Annihilation Explanation for $e^\pm$ Excesses in Cosmic Ray

最近PAMELA、ATIC、FERMI-LAT和HESS的数据表明宇宙线能谱中存在$e^{\pm}$过剩。PAMELA仅在$e^+$中观察到过量，但在反质子谱中未观察到过量。ATIC、FERMI-LAT和HESS观测到了$e^++e^-$光谱中的过量，但详细的形状不同，这需要未来的实验观测来确定正确的数据集。尽管如此，人们还是做了很多努力来解释观测到的$e^\pm$过量，以及为什么PAMELA只观测到$e^+$过量，而没有观测到反质子过量。在这篇简短的评论中，我们讨论了一个最流行的机制来解释数据，暗物质湮灭。人们早就知道，我们的宇宙大约有23%是由残余的暗物质组成的。如果遗迹暗物质是热产生的，湮灭率受到限制，导致需要一个大的提升因子来解释数据。我们将详细讨论如何通过Sommerfeld和Briet-Wigner增强机制获得大的增强因子。粒子物理模型的建筑物的一些影响也将被讨论。

衰变的暗物质可以解释电子/正电子过剩

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。

中性子-荷子质量简并度的PAMELA和FERMI-LAT极限

PAMELA and FERMI-LAT limits on the neutralino-chargino mass degeneracy

利用间接探测技术对暗物质（DM）粒子的探测已经达到了重要的里程碑，特别是通过PAMELA和FERMI-LAT实验对反质子和伽马射线光谱进行了精确测量。虽然伽马射线的结果已经被用来测试热暗物质假设，并将暗物质湮灭截面限制为标准模型（SM）粒子，但PAMELA实验测量的反质子通量仍然相对未被利用。在这里，我们表明，后者可以用来设置一个约束的中性子电荷子质量差。为了说明我们的观点，我们使用了一个超对称模型，其中的高金诺是轻的，sfermions是重的，而超对称粒子（LSP）是中性伴子。在这个框架中，W^+ W^-的产生预计是显著的，从而导致大的反质子和伽马射线通量。在仅从反质子数据确定了暗物质对湮灭为W^+ W^-的截面的一般极限之后，我们表明，对于混合中性伴子（以及反质子传播方案的中间选择），可以限制中性伴子-荷子质量差高达~ 20 GeV的情况。该结果与使用FERMI-LAT数据获得的限值一致。因此，如果纯维诺中性伴子轻于450 GeV，并构成了所有的暗物质，我们就可以安全地排除它的假设。

宇宙学N体模拟中的Cosmic ray轻子之谜

Cosmic ray lepton puzzle in the light of cosmological N-body simulations

PAMELA和ATIC合作最近报告了宇宙射线正电子和电子通量的过剩。这些轻子异常可能与冷暗物质（CDM）粒子在附近的暗物质团中湮灭有关。我们概述了区域的参数空间的暗物质subhalo和粒子模型，从不同的实验数据再现。然后，我们面对这种解释的数据与宇宙学N体模拟的结果通过Lactea II。在1.2kpc的距离上有一个相当大的团块（Vmax = 9 km/s）可以解释PAMELA过剩，但这样的配置只有0.37%的概率。要再现ATIC隆起还需要附近有一个非常大的次晕，这是极不可能的（p~3.10^-5）。无论是哪种情况，我们预测费米将检测到来自次晕的伽马射线发射。我们的结论是，在正则假设下，宇宙线轻子异常是不可能起源于附近的CDM subhalo。

宇宙射线中的反物质：背景和信号

Anti-Matter in Cosmic Rays : Backgrounds and Signals

最近的PAMELA和ATIC数据似乎表明，正电子宇宙射线超过约10 GeV，这可能是由于银河系暗物质粒子湮灭。然而，这一信号的背景存在许多不确定性，这使得我们的任务难以约束暗物质或任何其他天体物理学解释这些最近令人惊讶的数据。

南武-戈德斯通暗物质与Cosmic Ray电子和正电子过剩

Nambu-Goldstone Dark Matter and Cosmic Ray Electron and Positron Excess

我们提出了一个暗物质模型，在规范调解的情况下，在动力学超对称性破缺扇区中识别为伪Nambu-Goldstone玻色子。暗物质粒子通过低于阈值的窄共振湮灭成一对R-轴子，每个R-轴子随后衰变成一对轻轻子。Breit-Wigner增强解释了最近的宇宙线实验PAMELA，ATIC和PPB-BETS中报道的过剩电子和正电子通量，而没有假设晕中的过密度，PAMELA的反质子通量的极限自然被回避。

PAMELA数据和轻子衰变的暗物质

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。

亲轻暗物质

Leptophilic Dark Matter

我们描述了一个简单的模型，暗物质，这解释了PAMELA/ATIC过剩，同时符合所有目前的限制。DAMA年调制信号也可以用某些参数值来解释。该模型包含一个暗扇区，包含弱耦合破缺的U（1）规范对称性，在该对称性下，只有暗物质态和轻子带电。

超对称B-L暗物质模型与观测到的宇宙射线异常

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。

暗物质湮灭的Breit-Wigner增强

Breit-Wigner Enhancement of Dark Matter Annihilation

我们指出，在星系晕中的暗物质湮灭可以增强相对于早期宇宙由于Breit-Wigner尾巴，如果暗物质湮灭通过一个极点刚好低于阈值。这为PAMELA、ATIC和PPB-BETS宇宙线实验的最新数据所提出的“助推因子”提供了新的解释。

利用Breit-Wigner共振增强暗物质湮灭

Enhancement of Dark Matter Annihilation via Breit-Wigner Resonance

当暗物质湮灭过程接近窄共振时，热平均湮灭截面<σv>的Breit-Wigner增强提供了一个大的增强因子.我们明确地证明了物理和非物理极点情况下Breit-Wigner增强的<σv>作为宇宙温度的函数的演化行为。研究发现，这两种情况下，可以导致一个足够大的助推因子来解释最近的PAMELA，ATIC和PPB-BETS异常。我们还计算了湮灭过程的耦合，这对于建立一个合适的模型来给出所需的暗物质遗迹密度是有用的。

衰变引力子暗物质和胶子质量的上限

Decaying gravitino dark matter and an upper bound on the gluino mass

我们表明，如果衰变的引力子暗物质是负责PAMELA和ATIC/PPB-BETS异常的宇宙射线的电子和正电子通量，再加热温度和胶子质量从上面的约束。特别是，如果观测到的重子不对称性可以用热瘦生的假设来解释，那么胶子的质量很可能在大型强子对撞机的范围之内。

sUED中的统一暗物质模型

A Unified Dark Matter Model in sUED

我们提出了一个暗物质模型，并将其扩展为标准模型单重态扩展的普适额外维模型（sUED），用来解释ATIC、PPB-BETS、PAMELA和DAMA的近期观测结果。除了在5维空间中传播的标准模型场外，还引入了一个费米子场和一个标量场，它们都是标准模型单态。新费米子的零模被确定为右手中微子，而它的第一个KK模是最轻的KK奇粒子和暗物质的候选者。ATIC和PPB-BETS的宇宙射线谱确定了暗物质粒子质量，因此第五维致密化尺度为1.0-1.6 TeV。质量低于1 GeV的单重标量场的零模提供了暗物质粒子之间的吸引力，这使得索末菲增强提高了星系晕中的湮灭截面，以解释PAMELA数据。DAMA年度调制的结果解释耦合相同的标量场的电子通过一个更高的维度运营商。分析了满足暗物质遗迹丰度要求并能容纳所有暗物质探测实验的模型参数空间。我们还考虑了来自弥漫的河外伽玛射线背景的约束，如果暗物质粒子和标量场的第一KK模式具有高度简并的质量，则可以满足该约束。

双组分暗物质

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。

SO（10）中GUT和PAMELA的宇宙正电子衰变

Decaying LSP in SO(10) GUT and PAMELA's Cosmic Positron

我们假设最小超对称标准模型中最轻的超对称粒子是暗物质。如果一个右手中微子（ν^c_1）比类双中微子轻，并且它的超伴子（\tilde ν^c_1）产生真空期望值（VEV），自然会引起极小的R宇称破缺，则类双中微子能通过SO（10）规范相互作用衰变。如果{ \bf 16}_H的VEV标度比{ \bf 45}_H的VEV（\approx 10^{16} GeV）低几个数量级，并且如果slepton（\tilde{e}^c_1）比squarks相对较轻，轻子衰变模式可能占主导地位。LSP的所需衰减速率，T_x \sim 10^{-26}秒。{-1}解释PAMELA数据可以自然实现，因为介导LSP衰变的Gaugino是超重的。根据PAMELA数据，可以确定SU（3）_c x SU（2）_L x SU（2）_R x U（1）_{B-L}破缺标度（或{ \bf 16}_H VEV标度）。整体对称性是抑制RH（s）中微子与MSSM场之间汤川耦合的必要条件。即使一个RH中微子相当轻，提供极轻的三个物理中微子及其振荡的跷跷板机制仍然在起作用。

Dirac Gaugino作为亲轻子暗物质

Dirac gaugino as leptophilic dark matter

研究了具有扩展规范和Higgs扇区的R对称N=2超对称模型中Dirac gauginos的亲轻子性质。狄拉克-高吉诺湮灭为轻子不需要末态的手征翻转，因此它不会像马约拉纳那样被抑制。这意味着它可以足够大来解释PAMELA实验中观察到的正电子过剩，具有中等或没有增强因子。当夸克质量较重时，狄拉克-高吉诺湮灭为强子的过程受其Higgsino分数控制，并由$hZ$和$W^+W^-$末态驱动。此外，与马约拉纳的情况不同，具有非零希格西诺分数的狄拉克高吉诺也可以与$Z$规范玻色子有矢量耦合，导致相当大的自旋无关的散射截面。饱和目前的反质子限制，我们表明，狄拉克gauginos可以留下一个信号，在直接探测实验的灵敏度水平的暗物质搜索在目前和不久的将来。

衰变暗物质作为统一和TeV光谱学的探针

Decaying Dark Matter as a Probe of Unification and TeV Spectroscopy

在超对称统一理论中，暗物质粒子可以像质子一样通过大统一相互作用衰变，其寿命为10^{26}秒。它的衰变产物可以通过几个实验检测到-包括费米，HESS，PAMELA，ATIC和IceCube -打开了我们在TeV尺度上的第一个直接窗口，同时在统一尺度10^{16} GeV。我们考虑解释的可能性HESS，PAMELA，和ATIC观察到的电子/正电子光谱，以及由此产生的预测γ射线，电子/正电子，中微子光谱将测量，例如，费米和冰立方。在费米望远镜中发现各向同性的硬伽马射线光谱特征，将是暗物质存在的有力证据，并将不利于天体物理学的来源，如双星。宇宙射线谱中的子结构探测新的TeV质量粒子的光谱。例如，电子在最终状态中的优势可能是由于电子相对于正方形的亮度。衰变的暗物质就像一个超粒子注入器，其能量范围可能高于大型强子对撞机。由此产生的宇宙线通量只取决于弱尺度和统一尺度的值。

细心暗物质模型中的宇宙e^ \pm，\bar p，γ和中微子射线

Cosmic e^\pm, \bar p, γand neutrino rays in leptocentric dark matter models

暗物质湮灭是PAMELA、ATIC、FERMI-LAT和HESS最近观测到的宇宙射线中$e^\pm$过量的主要解释之一。任何提出来解释这些数据的暗物质湮灭模型都必须解释PAMELA数据只在$e^\pm$光谱中显示过量而在反质子中没有显示过量的事实。有趣的是，反质子的湮灭模式是完全不允许的，还是只在低能量下被抑制。大多数提出的模型在所有能量范围内都有可以忽略的反质子。我们发现，细心$U(1)_{B-3L_i}$暗物质模型可以解释$e^\pm$过剩与抑制反质子模式在低能量，但在较高的能量有相当大的反质子过剩。PAMELA和AMS的近期数据可以为这类模型提供关键的检验。宇宙$γ$射线数据可以进一步排除一些模型。我们还表明，这个模型有有趣的宇宙中微子签名。

暗物质看到光明

Dark Matter Sees The Light

我们构建了一个暗物质（DM）湮灭模块，它可以包含从一系列广泛的模型来解释最近报道的PAMELA和ATIC/PPB-BETS过剩的预测。我们提出了一个详细的分析DM湮灭的注入光谱，并定量地证明了以前没有包括从粒子物理的角度来看的影响。有了这个模块，我们证明了参数空间，可以占上述过剩，并与现有的高能伽马射线和中微子实验兼容。然而，我们发现，它是相对通用的HESS实验和ATIC/PPB-BETS实验的结果之间有一些紧张的背景下，湮灭DM。我们讨论如何缓解这种紧张局势，以及即将进行的实验将如何能够区分各种可能的解释所谓的过度。

来自暗物质湮灭和大爆炸核合成的宇宙射线

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。

引力子暗物质中违反R宇称的右手中微子

R-parity Violating Right-Handed Neutrino in Gravitino Dark Matter Scenario

引力子暗物质的衰变是解释PAMELA/ATIC宇宙射线数据目前过剩的一个有吸引力的候选者。然而，在低能尺度下，R-宇称违反要求非常微小。我们建议在右手中微子部门的R宇称破坏。违规行为受到跷跷板机制的抑制。虽然再加热温度是从上面的限制，热leptogenesis被发现成功地工作的帮助下，R-宇称违反右手中微子。

AMS-02正电子过剩：暗物质模型的新边界和初级电子谱硬化的提示

AMS-02 positron excess: new bounds on dark matter models and hint for primary electron spectrum hardening

由ATIC、CREAM和PAMELA收集的数据都显示出在磁刚度$\sim$ 240 GV以上显著的宇宙射线核谱硬化。一个自然的推测是，初级电子谱也会变硬（可能在$\sim 80$ GV），而这种硬化部分地解释了ATIC、HESS和费米-LAT发现的电子/正电子总谱过剩。如果是这样的话，随后的正电子-电子比的增加行为将变得平坦，并且在电子/赝电子数据的联合拟合中应考虑谱硬化，否则推断的参数将有偏差。我们的联合适合最新的AMS-02正电子分数数据与PAMELA/费米-LAT电子/正电子谱数据表明，初级电子谱硬化是需要在大多数，但不是所有的建模。对暗物质模型的边界也进行了研究。在原电子的光谱硬化的存在下，在建模中所需的暗物质起源的电子/正电子对的量较小。即使有这样的修改，湮灭通道$χχ\rightarrow μ^{+}μ^{-}$已严格限制费米-LAT银河系的漫发射数据。发现衰变通道$χ\rightarrow μ^{+}μ^{-}$是可行的。