Wino potential and Sommerfeld effect at NLO
我们计算了单圈阶（NLO）标准模型中费米三重态之间的SU（2）$\times$ U（1）弱静电势.单圈校正提供了领先的非相对论性校正的大索末菲效应在wino或wino类暗物质粒子$χ^0$的湮灭。我们发现相当大的修改的$χ^0χ^0$湮灭截面，并确定由于循环校正的维诺潜在的共振位置的移位。
2019-09-10 astro-ph.HE hep-ph
Does the gamma-ray signal from the central Milky Way indicate Sommerfeld enhancement of dark matter annihilation?
最近，Daylan等人（2014）指出，来自银河系中央的GeV伽马射线过剩信号可以解释为$\sim 40$ GeV暗物质通过$b\bar{b}$通道的湮灭。基于伽马射线通量的形态，暗物质密度剖面的最佳拟合内斜率是$γ=1.26$。然而，最近对银河系暗物质轮廓的分析支持$γ=0.6-0.8$。在这篇文章中，我们表明，GeV的伽马射线过剩也可以解释的索末菲增强的暗物质湮灭通过$b\bar{b}$通道与$γ=0.85-1.05$。我们约束的索末菲增强湮灭的参数，通过使用费米LAT的数据。我们还表明，从矮星系发射的伽马射线通量的预测一般满足费米-LAT探测到的伽马射线通量的上限。
2016-07-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Consequences of a Dark Disk for the Fermi and PAMELA Signals in Theories with a Sommerfeld Enhancement
人们对PAMELA正电子分数和费米电子过剩的暗物质解释给予了很大的关注。对于那些理论与TeV尺度的WIMP湮灭通过一个轻的力载体，相关的索末菲增强提供了一个自然的解释大的提升因子需要解释的信号，和轻的力载体自然产生硬宇宙射线光谱没有多余的π 0伽马射线或反质子。索末菲增强的湮灭率，在低相对速度v标度为1/v，依赖于相对较低的速度分散的暗物质粒子在光滑的晕。暗物质的子结构中的速度色散比光滑晕中的速度色散更小，它们的湮灭率甚至更大。只包含暗物质的N体模拟预测了这种结构的存在，例如暗晕和焦散，这些子结构对暗物质间接探测信号的影响已经被广泛研究。在盘主导星系的宇宙学模拟中加入重子，会产生一个额外的子结构成分，即暗盘。圆盘的速度色散比球形晕分量低6倍，因此在索末菲模型中，圆盘对暗物质信号的贡献可能比没有这种低速增强的WIMP更显著。我们考虑的后果，一个黑暗的磁盘上所观察到的信号的宇宙射线费米和PAMELA测量模型中的WIMP湮灭成一个轻玻色子。我们发现，PAMELA和费米的结果都很容易容纳的情况下，其中包括与标准的球形晕信号的磁盘信号。从外推到星系中心的限制也可以修改。
2010-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Gamma-ray signatures of annihilation to charged leptons in dark matter substructure
由于它们的高浓度和小的内部速度，银河系的暗晕至少可以和光滑的暗晕一样重要，因为它们可以解释通过暗物质湮灭产生的GeV正电子过剩。在展示了如何在各种情况下，包括在索末菲模型中实现这一点后，我们证明，在这种情况下，由子结构中产生的电子和正电子产生的扩散逆康普顿发射导致接近费米所看到的各向同性GeV伽马射线背景水平的近各向同性信号。此外，我们表明，HESS宇宙射线电子测量可以用来约束多TeV的内部韧致辐射γ射线所产生的湮灭带电轻子。
2010-08-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Constraining the Sommerfeld enhancement with Cherenkov telescope observations of dwarf galaxies
我们星系晕中暗物质的存在可以通过对湮灭产物的间接探测来揭示。一旦考虑到10^3或更高数量级的增强因子，暗物质湮灭是最近测量到的正电子和电子通量过剩的可能解释之一。这样的助推因子实际上是通过湮灭截面的速度依赖性索末菲增强来实现的。在这里，我们研究了预期的伽马射线通量从两个本地矮星系的空气切伦科夫测量是可用的，即天龙座和人马座。我们使用速度色散测量模型的暗物质晕的矮星，和数值模拟的结果来模拟存在的相关人口的subhalos。我们将索末菲增强的湮灭截面。我们将我们的预测与MAGIC和HESS分别对天龙座和人马座的观测进行了比较。我们还比较了我们的结果与费米和未来切伦科夫望远镜阵列的灵敏度。我们发现，索末菲增强所产生的增强因子已经受到MAGIC和HESS数据的限制，大于5 × 10^4的增强被排除在外。尽管费米望远镜即使在最乐观的索末菲效应下也无法探测到来自矮星系s的伽马射线，但我们证明切伦科夫望远镜阵列将能够测试大于1.5 × 10^3的增强。
2009-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Sommerfeld Enhancement from Background Force and the Galactic Center GeV Excess
Korea Advanced Institute of Science and Technology (KAIST)（韩国科学技术院）
本文提出一个双组分暗物质模型，通过背景诱导力增强湮灭过程，解释银河系中心GeV过剩现象。
2025-12-30 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Sommerfeld enhancement: general results from field theory diagrams
假设两个进入的湮灭粒子通过一个通常质量很大的吸引矢量势相互作用，我们发现，通过取场论梯形图的非相对论极限，完全湮灭振幅A等于：薛定谔方程（包括矢量势）的解与裸（即忽略吸引力）湮灭振幅A0的傅里叶变换的卷积。主要的新颖之处在于A0是完全任意的。特别地，对于无质量矢量势，我们发现对于l-分波截面，索末菲增强2 pi/（l！）^ 2（α/ v）^{2l+1}（v相对速度），例如P波增强为2 pi（α/ v）^[3]。
2009-05-13 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Exploring Dark Matter with Milky Way substructure
银河系暗物质湮灭的明确探测将解开粒子物理学和宇宙学中最杰出的谜题之一。最近的观测激发了一些模型，其中湮灭率是由索末菲效应（Sommerfeld effect）提高的，索末菲效应是一种由长程吸引力引起的非微扰增强。在这里，我们应用索末菲校正通过Lactea II，一个高分辨率的N体模拟银河系大小的星系，调查的相空间结构的星系晕。我们发现，从运动学冷子结构的湮灭光度可以增强的数量级相对于以前的计算，导致预测的伽马射线通量从多达数百个黑暗的团块，应该是可检测的费米卫星。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Sommerfeld Enhancements for Thermal Relic Dark Matter
热遗迹暗物质的湮灭截面决定了其遗迹密度和间接探测信号。我们确定有多大的间接信号可能是在场景中与萨默托增强湮灭，受约束的暗物质有正确的遗物密度。这项工作完善了我们以前的分析，通过详细的治疗共振索末菲增强和索末菲增强冻结的效果。索末菲增强提出了许多有趣的问题，在冻结计算中，我们发现，截止的共振增强，力载体的平衡，动力学解耦的温度，和效率的自我相互作用，以保持热速度分布都发挥了作用。这些效应可能会产生惊人的后果;例如，对于共振增强的索末菲湮灭，暗物质冻结出来，但随后可能发生化学重新耦合，这意味着与天真的预期相反，间接信号受到高度抑制。在最小的情况下，与标准的天体物理学假设，并调整所有参数，以最大限度地提高信号，我们发现，力载体质量m_phi = 250 MeV和暗物质质量m_X = 0.1，0.3和1 TeV，最大索末菲增强因子S_eff = 7，30和90，分别。这样的提升太小，无法解释PAMELA和费米的过度。非极小模型可能需要较小的升压，但S_eff的界限也可能更严格，并且需要专门的冻结分析。具体来说，我们专注于4亩的最终状态，但我们也讨论了4 e和其他模式，偏离标准的天体物理假设和非最小粒子物理模型，我们概述了所需的步骤，以确定这些考虑可能会导致一个自洽的解释PAMELA或费米过剩。
2010-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Galactic Substructure and Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
我们研究子结构对星系晕中暗物质湮灭速率的影响。我们使用的子结构，可以扩展数值模拟结果的尺度太小，无法解决的模拟分析模型。我们首先校准的解析模型的数值模拟，然后确定湮灭助推因子，标准的WIMP模型以及那些与索末菲（或其他）增强，作为银河系的银心半径的函数。我们提供了一个估计的依赖性的伽马射线强度的WIMP湮灭的角距离的函数从银河系中心。这种方法，再加上未来的数值模拟结果可以是一个强大的工具，可以用来约束WIMP属性使用费米全天数据。
2010-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Halo Shape and Relic Density Exclusions of Sommerfeld-Enhanced Dark Matter Explanations of Cosmic Ray Excesses
暗物质与索末菲增强湮灭已被提出来解释观测到的宇宙射线正电子过剩在10 GeV至TeV的能量范围。我们表明，所需的增强意味着热遗迹密度太小，是所有的暗物质。我们还表明，暗物质是足够的自我相互作用，椭圆星系暗物质晕的观测排除大索末菲增强轻力载体。共振索末菲增强并没有改变这些结论，解决这些差异所需的天体物理学的提升是不利的，特别是当显着的自相互作用抑制晕子结构。
2010-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Gamma rays from Dark Matter Annihilation in Three-loop Radiative Neutrino Mass Generation Models
研究了一类具有大电弱多重态的三圈辐射中微子模型的Sommerfeld增强的暗物质（DM）湮灭为γ射线，DM质量在O（TeV）范围内.我们表明，在这个模型中，DM湮灭率变得更加突出的较大的多重态，它已经在目前运行的成像大气切伦科夫望远镜（IACTs），高能立体系统（H.E.S.S.）的范围内。此外，切伦科夫望远镜阵列（CTA），将于2030年开始运作，将提高这一灵敏度的一个因素$\mathcal{O}{(10)}$，并可能排除大部分的参数空间的辐射中微子质量模型与较大的电弱多重态。这意味着唯一可行的选择是具有最低电弱多重态（即$SU(2)_{L}$的单线态）的模型，其中DM湮灭速率未被Sommerfeld增强，因此它尚未受到H.E.S.S.的间接检测限的约束。未来的CTA
2018-02-16 astro-ph.HE hep-ph
Sommerfeld enhancement for a Yukawa potential
我们表明，它是多么容易得到索末菲增强汤川势，明确的分波，超越了以前的文献中分析的S波。特别是，我们报告的P波（有一个共振模式和增强可以是几个数量级，甚至远离共振），可能是相关的实验宇宙射线数据的分析可能信号的湮灭暗物质粒子的结果。
2009-03-19 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Analytical insight into dark matter subhalo boost factors for Sommerfeld-enhanced $s$- and $p$-wave $γ$-ray signals
本研究解析分析暗物质子晕与速度相关的Sommerfeld增强的联合效应，推导总增强因子的近似解析表达式，发现子晕可使s波、p波湮灭的Sommerfeld效应提升数个量级，对TeV级热暗物质的γ射线信号预测至关重要。
2023-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Substructure and Energetic Neutrinos from the Sun and the Earth
我们考虑了银河系亚结构对被太阳和地球捕获的弱相互作用大质量粒子（WIMPs）湮灭产生的高能中微子的影响。子结构引起随时间变化的俘获率，从而引起湮灭率随时间变化，并产生能量中微子通量。然而，在俘获率和湮灭率之间可能存在时滞。能量中微子流可能由太阳系过去轨道中的暗物质密度决定，而不是由局部密度决定。这种效应的特征可以从直接检测率与间接检测率的比值中寻找。
2009-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark matter annihilation signals from the Large Magellanic Cloud and its impact on the Milky Way
本研究利用Auriga模拟分析大麦哲伦云的暗物质湮灭信号及其对银河系的影响，发现LMC的伽马射线信号显著高于背景，并为速度相关模型设定了更严格的截面上限。
2025-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraint on the velocity dependent dark matter annihilation cross section from Fermi-LAT observations of dwarf galaxies
对矮椭球卫星的伽玛射线观测是探测暗物质湮灭特征的理想途径。最新的Fermi-LAT dSph搜索对小DM质量范围内的速度无关湮灭截面设置了严格的约束，这对解释AMS-02正电子过剩的DM湮灭方案给出了非常强的约束。然而，dSph的约束将改变速度依赖的湮灭的情况下，因为在dSph的速度分散在不同的银河系。在这项工作中，我们使用的似然映射方法来设置约束的速度依赖的湮灭截面从费米-LAT观测6 dSphs。我们考虑了三种典型形式的湮灭截面，即p波湮灭，索末菲增强和Breit-Wigner共振。对于p波湮灭和Sommerd-enhancement，dSph极限分别比速度无关湮灭的dSph极限弱得多，而对于Sommerd-enhancement，dSph极限比速度无关湮灭的dSph极限强得多。对于Breit-Wigner湮灭，dSph极限将根据模型参数而变化。我们表明，该方案来解释AMS-02的正电子过剩DM湮没在速度依赖的情况下仍然是可行的。
2016-05-06 astro-ph.HE
Sommerfeld enhancement from Goldstone pseudo-scalar exchange
我们指出，交换的戈德斯通赝标量可以提供一个增强的暗物质湮灭率能够解释在高能宇宙线数据中看到的过剩通量。增强的机制涉及s波和d波通过张量力的耦合，张量力非常强，事实上，在短距离内是奇异的。结果表明，大的增强需要一定量的微调。我们还讨论了由于其他奇异吸引势，如永久电偶极子的WIMP模型的增强。
2009-07-04 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Matching resummed endpoint and continuum $γ$-ray spectra from dark-matter annihilation
对于最小的wino和Higgsino基准模型，我们提供了精确的能量谱的高能光子TeV规模的暗物质湮灭$χχ\to γ+X$通过合并电弱Sudakov重结晶附近的最大能量与电弱部分子簇射PPPC 4DM，并占索末菲效应。电弱再激励显著地改变了宽范围$E_γ\sim (0.6\ldots 1)\, m_χ$中的光子能谱的形状，因此改变了所谓的“线信号”的形式。
2022-03-03 astro-ph.HE hep-ph
Size Dependence of the Sommerfeld Enhancement for Puffy Dark Matter
Chengdu Technological University（成都工业学院）；Henan Normal University（河南师范大学）；Institute of Theoretical Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院理论物理研究所）；Nanjing Normal University（南京师范大学）
研究蓬松暗物质湮灭中索末菲增强的尺寸效应，通过分波法揭示有限尺寸是除低速外影响增强的又一基本因素，并分析金块型暗物质的共振行为。
2026-06-29 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Selection Rule for Enhanced Dark Matter Annihilation
指出了暗物质共湮没或索末菲效应湮没奇（偶）分波增强（抑制）的一个选择定则。利用这一点，通常速度被抑制的p波湮灭可以主导当前宇宙中的湮灭信号。选择机制是相同的传入粒子的交换对称性的表现，并且对于具有非对角长程相互作用的多态DM是通用的。因此，遗迹和后期的湮灭率是参数不同的和一个独特的现象，大，但强烈依赖于速度的湮灭率，预测。
2017-06-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The distribution of annihilation luminosities in dark matter substructure
我们计算的概率分布函数（PDF）的预期湮灭光度的暗物质subhalos作为一个函数的subhalo质量和距离银河系中心使用半解析模型的晕演化。我们发现，光度的PDF是相对较宽的，表现出的传播多达一个数量级，在固定的次晕质量和晕中心距离。亮度PDF允许简单的模拟样品的伽马射线发光的subhalos和评估的方差预测伽马射线信号之间的暗物质湮灭。其他应用包括量化矮球状星系的预期光度之间的差异，评估暗物质湮灭可能成为来自其他天体物理源的预期伽马射线信号中的污染物的水平，以及估计附近的暗晕可能有助于反物质通量的水平。
2010-10-06 astro-ph.HE hep-ex
Fermi-LAT Sensitivity to Dark Matter Annihilation in Via Lactea II Substructure
我们提出了一个费米伽马射线太空望远镜的能力，以检测暗物质湮灭信号的银河subhalos通过Lactea II N体模拟预测的研究。我们实现了一个改进的形式主义估计的升压因子需要考虑的影响，暗物质聚集的规模低于模拟的分辨率，我们将一个详细的蒙特卡罗模拟的响应费米-LAT望远镜，包括模拟其全天观测模式集成了十年的任务。我们发现，在速度平均截面为3*10^-26 cm ^3 s^-1的标准超对称模型中，对于质量高达150 GeV的WIMP，可以检测到一些具有大于5个标准差显著性的暗晕，并且可能与点源的外观有很大的偏差。
2010-06-08 astro-ph.HE
Can substructure in the Galactic Halo explain the ATIC and PAMELA results?
最近，ATIC和PAMELA测量到一个非常大的轻子宇宙射线通量，它可能来自于暗物质的自我湮灭。虽然预测的平滑晕的湮灭信号比测量到的过量小10^2-10^3倍，但信号可以因亚晕的存在而增强。我们调查的可行性，大的助推因素，使用一种新的蒙特卡罗计算技术，是由以前的模拟工作晕子结构的约束。该模型占所观察到的减少量的子结构减少晕质量和晕结构参数，如密度浓度参数的分散。我们的研究结果表明，在大于14 σ时，排除了10^2量级的助推因子。我们的结论是，子结构单独，至少与通常假设的湮灭截面，不能解释ATIC和PAMELA测量的异常通量。
2009-10-23 astro-ph.HE
Conservative upper limits on WIMP annihilation cross section from Fermi-LAT $γ$-rays
用费米-LAT望远镜测量了高纬各向同性河外$γ$射线背景（EGB）的光谱。两个新的模型的EGB来自扣除未解决的点源和河外扩散过程，这可以解释从30%到70%的费米-LAT EGB。在假设这两个残留的EGB是完全由于暗物质（DM）粒子在星系晕的湮灭，我们得到$conservative$上限的湮灭截面\sigmav。严格的界限上可能索末菲增强的湮灭截面设置以及。最后，将{ \sigmav }成反比的WIMP速度，非常严重的限制，来自速度无关的部分的湮灭截面。
2011-12-18 astro-ph.HE hep-ph
Dark Matter Annihilation Rates with Velocity-Dependent Annihilation Cross Sections
探测到星系晕中粒子湮灭的副产品将提供有关暗物质性质的重要信息。观测到的局部过量高能正电子的证据激发了最近的模型，其中暗物质粒子之间的额外相互作用可以导致索末菲增强的截面湮灭。在这样的模型中，横截面变得与速度相关，并且相对于早期宇宙的速率，可能会增强太阳附近的暗物质湮灭速率，足以产生观测到的高能正电子通量。我们表明，粒子相互作用的截面，随着速度的降低而增加，暗物质晕的内部密度分布浅于等温，如Navarro-Frenk-White或Einasto晕的运动学结构，可能会引起进一步的增强，由于位置相关的速度分布。我们提供了具体的例子，在湮灭率的增加与索末菲效应增强的截面。在像银河系和本星系群矮星系的暗物质晕中，晕中心的有效截面可以明显大于其局部值。由于晕运动学的额外增强取决于任何模型的参数，但某些模型的预测，旨在解释测量的正电子通量，可以超过一个数量级。
2009-04-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Energetic $γ$-rays from TeV scale dark matter annihilation resummed
TeV尺度暗物质粒子$χ^0$的湮灭截面与电弱电荷到光子的影响，由于大的量子修正的Sudakov模型和索末菲效应。采用纯Wino模型，在电弱微扰展开的全阶求和下，计算了$χ^0χ^0\to γ+X$在最大光子能量$E_γ= m_χ$附近的半包含光子能谱，其精度达到NLL.这导致在最精确的理论预测的湮灭率的$γ$射线望远镜的光子能量分辨率的参数顺序$m_W^2/m_χ$的光子与TeV的能量。
2020-12-16 astro-ph.HE hep-ph
Significant impact of Galactic dark matter particles on annihilation signals from Sagittarius analogues
本研究利用Auriga模拟首次分析了银河系暗物质粒子与人马座子晕空间重叠对暗物质湮灭伽马射线信号的显著增强作用，发现该效应在p波和d波模型中可放大信号数个数量级，并指出模拟模板的延展形态难以解释观测到的点状辐射。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Modeling evolution of dark matter substructure and annihilation boost
我们研究了暗物质子结构的演化，特别是它们在落入较大宿主晕的引力势后如何失去质量和改变密度分布。我们开发了一个分析处方，模型的subhalo质量演化和校准的N体数值模拟的结果，从非常小的（地球大小）到大（星系团）晕的各种尺度。然后，我们将结果与晕吸积的历史，并计算的subhalo质量函数，物理动机下降到地球质量尺度。我们的结果-有效的任意主机质量和红移-显示合理的协议与数值模拟在解决尺度。我们的分析模型也使自洽计算的增强因子的暗物质annhilation，我们发现增加百分之几十的最小（地球）和中间（矮星）质量的几个因素在星系大小，并成为大的$\sim$ 10的因素最大的晕（集群）在小的红移。我们的分析方法可以容纳子结构的subhalos（子subhalos）在一个一致的框架，我们发现放弃了几个增强的湮灭助推的一个因素。暗晕的存在增强了各向同性伽马射线背景的强度的几个因素，因此，费米大面积望远镜的测量排除了大于$\sim$ $4\times 10^{-26}$ cm $^3$ s $^{-1}$的湮灭截面，暗物质质量高达$\sim$ 200 GeV。
2018-05-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
Heavy Dark Matter Annihilation from Effective Field Theory
在软共线有效场论中，将非相对论性暗物质与规范玻色子相结合，给出了SU（2）$_L$三重态费米子暗物质的有效场论描述.对于一个给定的暗物质质量，湮灭截面线光子得到的精度为5%，同时包括索末菲增强和电弱Sudakov矩阵在次-领先的对数级的重申。利用这些结果，我们提出了更准确和精确的预测，从湮灭的伽马射线线信号，更新现有的限制和未来的实验范围。
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Can the dark matter annihilation signal be significantly boosted by substructures?
一个非常普遍的宇宙学考虑表明，随着银河系暗物质晕，可能存在更小的暗物质结构。这些结构通常被称为“团块”，其质量延伸至$10^{-6} M_\odot$或甚至更低。这些团块应该对暗物质湮灭的信号做出主要贡献，只要它们一直存活到现在。最近的观测有利于低质量天体物理晕的核心配置文件。我们认为核心丛生，并表明，他们是显着不坚定的标准NFW的。与标准情况相反，核心团块应该在距离银河系中心$\sim 20$ ~{kpc}的内部被完全摧毁。矮椭球体不应该包含任何暗物质团块。另一方面，即使在对团块结构最悲观的假设下，团块也应该在银河系中与中心的距离超过$50$ ~{kpc}的地方以及低密度宇宙结构中存活下来。在那里，它们显著地促进了暗物质湮灭。我们表明，至少$~70\%$的团块经受了原始结构的形成，应该仍然存在，在今天的宇宙中未受影响。
2015-12-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gamma-rays from dark matter annihilations strongly constrain the substructure in halos
最近的研究表明，来自暗物质（DM）湮灭的电子和正电子与费米、PAMELA和HESS的数据非常吻合。使用这个DM模型，它需要增强的湮灭截面超过其标准值，以匹配的意见，我们表明，它立即意味着费米望远镜从附近的星系团，如室女座和天炉座的可观测水平的伽马射线发射。我们发现，这个DM模型意味着一个特殊的功能，从最终状态辐射是一个独特的签名DM。利用EGRET对室女座伽马射线发射的上限，我们将暗物质晕内部子结构的最小质量限制为> 5 × 10 ^-3 M_sun --比冷暗物质的预期值大约大4个数量级。这将线性物质功率谱中的截止尺度限制为k < 35/kpc，这可以通过例如，温暖的暗物质。在不久的将来，费米观测将强烈地限制最小质量为> 10^3 M_sun：如果真正的子结构截断值比这个小得多，那么费米/PAMELA/HESS数据的DM解释一定是错误的。为了解决天体物理前景的问题，我们进行了高分辨率，宇宙学模拟的星系团，包括现实的宇宙射线（CR）物理。我们计算了强子CR相互作用产生的主要γ射线发射信号，发现它遵循一个普遍的频谱和空间分布。如果我们忽略异常增强因子，并假设截面和最小次晕质量的标准值，DM的相同模型预测DM湮灭和CR相互作用的伽马射线发射的可比水平。这表明谱减法技术可以应用于检测湮灭信号。
2009-11-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Sommerfeld enhancement for dark matter with an excited state
我们提出了一个分析的索末菲增强暗物质湮灭的存在下，一个激发态，其中的相互作用诱导的增强是纯粹的非对角，如在模型中的兴奋或非弹性暗物质。我们导出了一个简单而精确的s波增强的半解析近似，只要基态和激发态之间的质量分裂不太大，这种近似是有效的，并讨论了大质量分裂时s波增强的截止。我们重现以前得到的结果在适当的限制，并表现出良好的协议与数值计算的增强。我们发现，一个激发态的存在下，导致一般较大的值的索末菲增强，较大的共振，并转移到较低的介质质量的共振。此外，在存在质量分裂的情况下，增强不再是速度的单调函数：当动能接近激发更高态所需的动能时，增强可以高达零速度时增强的两倍。
2010-03-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Effects of Bound States on Dark Matter Annihilation
我们研究了束缚态的形成对暗物质湮灭率的影响，在模型中，暗物质通过光介质，暗光子相互作用。我们导出了辐射俘获到所有可能束缚态的一般截面，并指出它对暗物质速度和暗光子质量的非平凡依赖性。对于间接探测，我们的研究结果表明，暗物质湮灭内的束缚态可以发挥重要作用，在提高信号率超过直接暗物质湮灭索末菲增强率。当暗光子质量小于星系中暗物质的典型动量时，这种效应在大的暗规范耦合下最强。作为一个例子，我们表明，热暗物质的费米伽马射线约束大幅增加，一旦考虑到束缚态效应。我们还发现，束缚态效应是不重要的暗物质湮灭在冻结和重组的时代。
2016-04-06 astro-ph.HE hep-ph
Gamma-ray line from electroweakly interacting non-abelian spin-1 dark matter
本文研究了非阿贝尔自旋暗物质（DM）的γ射线谱线特征。在该模型中，含有DM候选的$Z_2$ -奇自旋1粒子具有SU（2）$_L$类三重态特征，并且索末菲增强与湮灭过程有关.我们导出了对光子发射有贡献的湮灭截面，并与超对称标准模型中的SU（2）$_L$三重态费米子，如Wino DM进行了比较.索末菲增强因子在两个系统中是大致相同的，而我们的自旋-1 DM预测更大的湮灭截面$γγ/ Z γ$模式比那些Wino的$\frac{38}{9}$。这是因为自旋1 DM对不仅形成$J=0$，而且形成$J=2$分波态，其中$J$表示总自旋角动量。我们的自旋1 DM也有一个新的湮灭模式到$Z_2$ -甚至超重矢量和光子，$Z' γ$。对于这种模式，光子能量取决于DM和重矢量的质量，因此我们有机会探测质谱。最新的伽马射线线搜索在银河系中心地区给出了一个强有力的约束我们的自旋- $1$ DM。即使我们假设DM密度分布是保守的，我们也可以通过切伦科夫望远镜阵列实验来探测$\lesssim 25.3~$ TeV的DM质量。
2021-10-28 astro-ph.HE hep-ph
Prompt cusps in hierarchical dark matter halos: Implications for annihilation boost
GRAPPA Institute, University of Amsterdam（GRAPPA研究所，阿姆斯特丹大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物理与数学研究所（Kavli））；Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT)（能源、环境与技术研究中心）
研究通过引入提示尖点，提升了银河系大小宿主在z=0时的湮灭增强量至约50，强调了尖点形成与并合树演化及环境依赖的统一重要性。
2026-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Overcoming Gamma Ray Constraints with Annihilating Dark Matter in Milky Way Subhalos
我们重新考虑索末菲增强的暗物质（DM）湮灭为轻子，以解释PAMELA和费米电子和正电子的观测，根据可能的新的影响，从子结构。在获得足够大的轻子信号的同时，又考虑到对相关伽马射线通量的约束，这两者之间存在着很强的张力。我们首先表明，当考虑背景e^+ e^-的贡献时，这些约束比以前的研究明显更加严格，以至于甚至排除了核心DM密度分布。然后，我们将展示如何DM内subhalos湮灭可以绕过这些限制。具体来说，如果观测到的轻子过剩大部分来自于附近（1千秒差距以内）沿着银河系中心视线的次晕中的湮灭，那么轻子和伽马射线观测都是可能的。我们证明了这可以在一类简单的粒子物理模型中实现，其中DM通过一个隐藏的亲轻子U（1）矢量玻色子湮灭，明确计算索末菲增强因子。伽马射线对主晕湮灭的约束（以及解耦时代的CMB约束）要求DM的湮灭分量是次占优的，在总DM密度的10^-2量级。
2010-12-17 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Cosmic Ray Anomalies and Dark Matter Annihilation to Muons via a Higgs Portal Hidden Sector
湮灭暗物质（DM）模型的基础上，一个标量隐藏的部门与希格斯门耦合的标准模型被认为是一个可能的解释最近观察到的宇宙射线过剩。两个版本的模型进行了研究，一个与非热DM的起源的助推因子和索末菲增强。在非热DM的情况下，增加了四个在U（1）_{X}对称下变换的隐扇区标量。最重的标量解耦并随后衰变为DM标量，因此提供了解释当前DM湮灭率所必需的增强因子。湮灭标量的质量被限制在< 600 GeV，以使模型保持微扰。U（1）_{X}在电弱跃迁处破缺到Z_2，使O（100）MeV的暗扇形标量与Higgs粒子混合。DM标量湮灭为这些光标量，这些光标量随后通过希格斯混合衰变为两个μ ^{+} μ ^{-}对，因此产生了没有反质子的正电子过剩。衰变到μ^{+}μ^{-}而不是e^{+}e^{-}是必要的，以确保足够快的光标量衰变速率，从而避免核合成中的光标量支配。在索末菲增强的版本中，只有三个新的标量是必要的。TeV尺度的DM质量可以容纳，允许更高能量的电子加上正电子过剩和更低能量的PAMELA正电子过剩被解释。DM湮灭为两个μ^{+}μ^{-}对，如在非热模型中。这种湮没模式可能是赞成最近的观测电子加正电子过剩费米和HESS。
2010-01-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Heating of galactic gas by dark matter annihilation in ultracompact minihalos
湮灭中的暗物质晕中的子结构的存在将有望大大提高湮灭发生的速度。暗物质的超致密迷你晕（UCMH）是其中一个更极端的例子。这种加速的湮灭可以在星系的一生中向其气体注入大量的能量。在这里，我们确定的UCMH子结构的助推因子对银河系型星系中的星系气体加热的影响，通过N体模拟。如果暗物质的$1\%$作为UCMH存在，则相应的增强因子可以是$10^5$阶。对于合理的值的相关参数（湮灭截面$3\times10^{-26} ~\textrm{cm}^3~ \textrm{s}^{-1}$，暗物质质量100 GeV，10%的加热效率），我们表明，在0.1%的水平UCMH的存在下，将注入足够的能量，从晕中喷出大量的气体，可能会阻止恒星形成$\sim$ 1千秒差距的晕中心。
2017-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Analysis of p-Wave Sommerfeld Resonance Behavior in Finite-Size Dark Matter
School of Integrated Circuits, Chengdu Technological University（成都工业学院集成电路学院）；Center for Theoretical Physics, Henan Normal University（河南师范大学理论物理中心）；Institute of Theoretical Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院理论物理研究所）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学汤川研究所暗物质物理国家重点实验室）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE) & Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学粒子天体物理与宇宙学教育部重点实验室及上海粒子物理与宇宙学重点实验室）
本研究分析有限尺寸暗物质的p波索末菲共振，发现其p波贡献可超s波，虽共振弱于点状暗物质但速度依赖相似，团块暗物质的p波增强表现与点状暗物质类似。
2026-10-09 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Neutrinophilic Super-Resonant Dark Matter
本文研究暗物质通过超共振湮灭为中微子对的机制，求解耦合玻尔兹曼方程确定遗迹密度，并用现有实验数据约束参数空间及预测未来实验灵敏度。
2025-11-11 astro-ph.HE hep-ph
CMB Constraints on WIMP Annihilation: Energy Absorption During the Recombination Epoch
我们详细计算了暗物质湮灭注入的能量在z ~ 1000处加热和电离光子-重子等离子体的速率，并为广泛的湮灭通道和DM质量的相关红移范围提供了精确的拟合函数。由此产生的扰动的电离历史可以约束的CMB温度和偏振角功率谱的测量。我们表明，模型，适合最近测量的过剩10-1000 GeV的电子和正电子宇宙射线已经接近95%的置信限从WMAP。最近发射的普朗克卫星将能够排除DM对这些过度的广泛解释。在暗物质的模型与索默托增强湮灭，其中sigma v上升与WIMP速度下降，直到某个饱和点，WMAP 5的约束意味着，增强必须接近地球附近的饱和。
2009-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Constraints on Enhanced Dark Matter Annihilation from IceCube Results
由ATIC、PAMELA和Fermi-LAT望远镜测量的正电子和电子通量的过量可以用我们银河系中的暗物质湮灭来解释。然而，这需要大大提高暗物质湮灭的速率。有许多可能的增强机制，如索末菲效应或在我们的晕中存在暗物质团块。如果暗物质湮灭截面正在增强，那么地核中的暗物质湮灭也应该增强。在这里，我们使用IceCube 40字符串配置的最新结果来探测一般的增强场景。我们目前的结果作为暗物质-质子相互作用截面的函数，$σ_{χp}$加权的分支分数到中微子，$f_{ν\barν}$，作为一个通用的助推因子，$B_F$，参数化预期的增强湮灭率的函数。我们发现，暗物质模型，需要湮灭增强$\mathcal{O}(100)$或更多，并湮灭到中微子显着被排除在这些过剩的解释。我们还确定了整个IceCube望远镜可以探测的助推范围。
2012-05-25 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Prospects of detecting gamma-ray emission from galaxy clusters: cosmic rays and dark matter annihilations
我们研究了探测来自星系团的γ射线辐射的可能性。我们考虑1）包含索末菲增强（SFE）的暗物质（DM）湮灭的亲轻子模型，2）超对称DM的不同代表性基准模型，3）宇宙射线（CR）诱导的π介子衰变。在所有的集群/组的磁通量限制的X射线样品中，我们预测室女座，天炉座和M49是最明亮的DM源，并找到一个特别低的CR诱导的背景天炉座。对于DM自由流尺度给出的最小子结构质量，集群晕最大限度地提高子结构的提升，我们发现一个高于1000的因素。由于维里半径周围的区域占主导地位的湮灭通量的子结构，所得到的表面亮度分布几乎是平坦的。这使得用成像大气切伦科夫望远镜探测这种通量非常具有挑战性。假设冷的暗物质具有低至地球质量的子结构质量分布，并使用扩展的费米上限，我们排除了28个星团中目前形式的亲轻子模型，并将M49和天炉座中SFE的提升限制在< 5。这对应于银河系中SFE < 3的限制，这太小了，无法解释PAMELA所看到的正电子分数随能量增加而增加，并挑战DM解释。或者，如果在自然界中实现了SFE，这将意味着M_lim > 10^4 M_sol的极限亚结构质量--这是结构形成的一个问题。使用单独的集群观测，这将是具有挑战性的费米限制我们的选择DM基准模型没有SFE。费米上限，但是，关闭在我们的预测CR通量使用的分析模型的基础上宇宙学流体动力学集群模拟。我们将费米样本附近明亮的星系团的CR-热压比限制在< 1…
2011-10-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Power spectrum tomography of dark matter annihilation with local galaxy distribution
交叉关联的伽马射线背景与当地的星系目录可能会给严格的限制暗物质湮灭。通过详细描述星系功率谱和天体物理背景，采用马尔可夫链蒙特卡罗模拟，对费米望远镜和2MASS星系表的γ射线数据进行了湮没截面灵敏度的理论估算。特别是，我们表明，采取层析的方法将星系目录分为一个以上的红移切片将提高灵敏度的几个到几个的因素。如果暗物质晕包含大量明亮的子结构，产生大的湮灭增强（例如，对于星系大小的晕，因子为$\sim$ 100），那么人们可能能够探测质量高达$\sim$ 700 GeV的热产生机制的正则湮灭截面。即使有适度的子结构增压（例如，对于星系大小的晕，灵敏度为$\sim$ 10倍），另一方面，对于质量为几十到几百GeV的暗物质，灵敏度仍然可以达到正则截面的三倍。
2014-10-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gamma rays and neutrinos from dark matter annihilation in galaxy clusters
研究了星系团中暗物质湮灭产生的$γ$射线和中微子辐射.在Fermi-LAT运行约一年后，观测到几个具有严格GeV $γ$射线发射上限的星系团。我们使用这些集群的费米-LAT上限来约束DM模型参数。我们发现，在冷DM（CDM）方案中预测的分布有子结构的DM模型受到Fermi-LAT $γ$射线数据的强烈约束。特别是对于可能解释PAMELA/Fermi-LAT/HESS发现的$e^{\pm}$过剩的轻子湮灭情形，对子结构最小质量的约束是$10^2-10^3$ M $_{\odot}$水平，这比CDM图中预期的要大得多，但与暖DM情形一致.我们进一步研究了IceCube探测团簇中微子的灵敏度。发现中微子探测比$γ$ -射线探测困难得多。只有对于非常重的DM（$\sim 10$ TeV）和相当大的线中微子分支比，中微子灵敏度才能与$γ$射线的灵敏度相媲美。
2010-06-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Neutrinos in IceCube/KM3NeT as probes of Dark Matter Substructures in Galaxy Clusters
星系团是暗物质湮灭最有希望的候选场所之一。我们专注于暗物质的质量在10 GeV - 100 TeV的范围内湮灭μ子对，中微子对，顶部对，或两个中微子对，并预测预期的灵敏度，通过观察星系团在IceCube/KM 3 NeT的湮灭截面到这些通道。乐观地说，在星系团中暗物质子结构的存在被预测为比来自暗物质分布的平滑分量的贡献增强2-3个数量级的信号。对星系团感兴趣区域的角尺寸进行优化，对于10年的完整IceCube/KM 3 NeT寿命，质量在300 GeV - 100 TeV范围内的重DM的湮灭截面的灵敏度将为10^{-24} cm ^3 s^{-1}的数量级，这比通过观测银河系晕所能获得的最佳极限要好一个数量级。我们发现除了大气中微子外，来自星系团宇宙线相互作用的中微子也是本底的一个来源。我们表明，显着改善实验灵敏度可以实现较低的DM质量在10 GeV - 300 GeV的范围内，如果中微子诱导的级联可以重建到约5度的精度，可能是可能的在KM 3 NeT。因此，我们建议，一个低能量的扩展“KM 3 NeT-Core”，类似于冰立方中的DeepCore，被认为是在低DM质量下的扩展范围。
2012-11-01 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ex
Classification of gamma-ray targets for velocity-dependent and subhalo-boosted dark-matter annihilation
伽马射线观测长期以来一直被用来限制暗物质（DM）的性质，重点关注通过速度无关过程的弱相互作用大质量粒子湮灭。然而，在最简单的候选人没有明确的观测证据，社区的兴趣在更复杂的DM方案涉及速度依赖的横截面一直在稳步增长，在过去的几年里。本文首次系统地研究了速度依赖的DM湮灭（特别是$p$波湮灭和Sommerfeld增强）在各种天体中的作用，这些天体不仅包括已被广泛研究的银河系矮卫星星系，还包括附近的矮不规则星系和本地星系团。特别注意速度依赖性和DM晕子结构之间的相互作用。晕质量，相空间和子结构建模相关的Underwater也讨论了在这个速度依赖的上下文中。我们发现，$s$波湮灭，极大的subhalo助推因子是预期的，高达$10^{11}$在集群和高达$10^6-10^7$在矮星系的subhalos通常被认为不发挥重要作用。$p$波湮灭的增强因子较小，但仍然可以达到团簇中的$10^3$。DM信号的角度扩展也受到显著影响，例如，在$s$波情况下，簇典型发射半径增加了10倍。我们还计算了我们的样本中的对象相对于银河系晕中发生的湮灭的信号对比度。总的来说，我们发现，最亮的目标之间的层次结构取决于假设的粒子物理模型的具体细节。
2022-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi-LAT constraints on dark matter annihilation cross section from observations of the Fornax cluster
我们分析了2.8年的数据1-100 GeV的星系团的光子，收集与大面积望远镜上的费米卫星。通过分析位于银河系高纬度的49个大质量星系团，我们发现没有多余的伽马射线发射到星系团的方向。使用流量上限，我们表明，天炉座集群提供了最严格的限制暗物质湮灭截面。堆积大量邻近星系团的样本无助于改善大多数暗物质模型的极限。这表明，详细的天炉座星系团的建模是很重要的设置强大的限制暗物质湮灭截面的基础上集群。因此，我们执行详细的质量建模和预测预期的暗物质湮灭信号从天炉座集群，考虑到暗物质收缩和子结构的影响。通过模拟中央明亮椭圆星系NGC 1399周围重子（恒星和气体）的质量分布，并使用由数值模拟激发的修改后的收缩模型，我们发现，暗物质收缩增强了湮灭签名的4倍。对于质量约为10 GeV的暗物质，湮灭截面乘以相对速度的上限为<σv> <~（2-3）x10^{-25} cm ^3 s^{-1}，这与解释暗物质遗迹密度所需的值相差不到10倍。这种效应比子结构引起的湮灭增强更强大，而且更重要，除非最小的暗晕的质量比太阳的质量小得多。
2012-06-06 astro-ph.HE
Determination of dark matter distribution in Ursa Major III and constraints on dark matter annihilation
本研究通过Jeans分析测定近邻矮星系大熊座III的暗物质分布，计算不同湮灭情形下的J因子，结合Fermi-LAT观测对暗物质湮灭截面设约束，并分析了成员星识别偏差的影响。
2024-08-17 astro-ph.HE
The angular power spectrum of the diffuse gamma-ray background as a probe of Galactic dark matter substructure
银河系内部的暗物质湮灭会在整个天空中产生强度非常恒定的弥散伽马射线辐射，一般来说，在与银河系中心成几十度以上的角度时，这种信号会超过平滑的晕轮信号。来自子结构的发射的大尺度各向同性表明，从河外伽马射线背景中提取银河系暗物质信号可能是困难的。我表明，暗物质子结构诱导特征的小尺度各向异性的漫发射，这可能提供了一个强大的手段区分这一组成部分。我讨论的角功率谱的漫发射从各种河外源类，以及从银河系的暗物质的预测，并表明，总的测量发射的角功率谱的能量依赖性可以用来自信地确定从银河系的暗物质的伽马射线信号。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
CLUMPY: a code for gamma-ray signals from dark matter structures
我们提出了第一个公开的代码半解析计算的伽马射线通量天体物理J因子的暗物质湮灭/衰变在银河系中，包括暗物质子结构。代码的核心是计算暗物质密度平方（湮灭）或密度（衰变暗物质）的视线积分。该代码可以用于三种模式：i）从银河系的平滑分量和/或子结构的贡献绘制天空图，ii）从一个特定的晕（即不是星系晕，例如矮球状星系）计算通量或iii）执行简单的统计操作，从一个列表中允许DM配置文件为一个给定的对象。银河系外的贡献和DM湮灭的其他示踪物（例如正电子，反质子）将包括在第二个版本中。
2012-01-23 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.comp-ph
